Existe una relación empírica aproximada entre la masa [matemática] M [/ matemática] y la vida útil de la secuencia principal [matemática] t [/ matemática] de una estrella que puede escribirse como [matemática] t = 10 ^ {10} (1 / M ) ^ x [/ math] años, donde [math] M [/ math] está en unidades de masa solar y [math] x [/ math] tiene algún valor entre 2 y 3. Pero usted preguntó acerca de una estrella 50% más brillante, no es un 50% más masivo, por lo que este es un problema de dos pasos. Primero necesitamos usar la relación masa-luminosidad para obtener una masa de esa luminosidad para conectarnos a esa relación masa-vida. Sé de antemano que una estrella de 2 masas solares es aproximadamente 16 veces más brillante que el Sol, por lo que definitivamente estamos en el territorio donde [matemáticas] M = L ^ (1/4) [/ matemáticas], con masa [matemática] M [/ matemática] y luminosidad [matemática] L [/ matemática] en unidades solares. Conectando una luminosidad de 1.5 veces solar, encontramos que esta estrella es solo un 10% más masiva que el Sol, pero eso marca una gran diferencia en la vida. Si conectamos eso con la relación masa-vida, obtenemos que la vida de la secuencia principal de esta estrella es entre 7.5 y 8.3 mil millones de años, ¡20 a 25% menos que el Sol!
Tenga en cuenta que esta es solo la vida de la secuencia principal. El Sol tardará otros 2.500 millones de años en convertirse en una enana blanca, tiempo durante el cual pasará unos 2.000 millones de años como un gigante rojo, luego pasará por una fase de ~ 140 millones de años donde su núcleo fusiona helio en carbono mientras persiste la fusión de hidrógeno. un caparazón alrededor de ese núcleo, luego se convierte en un gigante nuevamente, y finalmente se somete a una serie de explosiones donde expulsa su envoltura exterior y se convierte en una nebulosa planetaria (ver The End Of The Sun). Su estrella de 1.1 masas solares hará algo similar, acelerado en un pequeño porcentaje más o menos.
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