"Einschaltpunkt" für Fusion?

Ich habe gelesen, dass, wenn ein Körper etwa die 13-fache Masse des Jupiters erreicht, die Deuteriumfusion beginnt und der Körper zu einem Braunen Zwerg statt zu einem Planeten wird.

Ich habe eine mehrfache Frage.

  • Gibt es neben der Masse und möglicherweise der Metallhäufigkeit (Zusammensetzung) noch andere Faktoren, die diesen "Einschaltpunkt" bestimmen würden?

  • Wenn der "Braune Zwerg" indirekt nachgewiesen wurde und keine spektroskopischen Informationen verfügbar waren, könnten wir dann davon ausgehen, dass die Metallizität die gleiche wie bei dem größeren Stern wäre?

  • Würde ein Körper mit höherer Metallizität bei einer geringeren Masse "einschalten"? (Würde ein Unterschied zwischen [Fe/H] = -0,19 und [Fe/H] = +0,07 einen großen Unterschied in der "Einschaltmasse" machen?)

* Ich habe die verwandte Frage verpasst, als ich diese gepostet habe, aber ich habe hier eine Frage, die nicht beantwortet wurde. Es ging darum, wie stellare Metallizität den Beginn der Fusion beeinflusst. Ich denke, es kann so einfach sein, ob das Hinzufügen von "Metallen" den Kern für eine bestimmte Masse heißer oder kälter macht oder nicht. Ich wollte auch wissen, ob ich davon ausgehen kann, dass beide "Sterne" in einem Doppelsternsystem die gleiche Metallizität haben sollten.

* Jetzt, wo ich Robs ausgezeichnete (wie übliche) Antwort gelesen habe, wäre ich neugierig, wie lange die Deuteriumfusion in Braunen Zwergen von 13 bis 80 Jupitermassen dauert und was (in Modellen) passiert, wenn sie aufhört.

Bei dem vorgeschlagenen Duplikat geht es um Sterne?? Dies fragt nach der Deuteriumfusion in Braunen Zwergen (glaube ich).
Die 13-Jupiter-Massenschwelle ist die für D-Brennen, nicht die Schwelle der Starhood, die bei etwa 70 Jupitermassen liegt.

Antworten (1)

Ich habe keine detaillierten Modellberechnungen zur Hand und bin mir nicht sicher, ob sie für den von Ihnen erwähnten kleinen Bereich der Metallizität durchgeführt wurden. Allerdings in handwinkender Hinsicht.

(1) Masse und Zusammensetzung sind die wichtigsten Variablen. Neben der Metallizität könnte der Heliumreichtum eine Rolle spielen. Rotation könnte ein Effekt sehr zweiter Ordnung sein. Eine sehr schnelle Rotation würde die Kerntemperaturen bei gleicher Masse senken.

(2) Dies ist die allgemeine Annahme, ob sich ein Stern plus Braune Zwerge in einem Doppelsternsystem gebildet haben oder sogar, ob sie sich im selben Haufen gebildet haben.

(3) Höhere Metallizität führt zu größerer Opazität in der Atmosphäre und einem größeren Braunen Zwerg. Dies ist ein kleiner Effekt bei vollständig konvektiven Objekten wie diesen, außer vielleicht, wenn sie sehr jung sind und eine superadiabatische Oberflächenschicht haben. Da dies jedoch beim Brennen von D stattfindet, gibt es möglicherweise einen kleinen Effekt - eine höhere Metallizität führt zu einem größeren Radius bei gleicher Masse und einer niedrigeren Kerntemperatur. Die Massenschwelle wäre also etwas höher.

(4) Die Brenndauer von D ist massenabhängig. Die folgende Grafik von Burrows et al. (1997) , zeigt die Leuchtkraft gegenüber der Zeit für Braune Zwerge, Planeten und Sterne. Die D-Brennphase ist das frühe Plateau der Leuchtkraft, das einige Millionen Jahre für Dinge dauert, die fast Sterne sind, bis vielleicht ein- oder zweihundert Millionen Jahre bei 13 Jupitermassen. Wenn die D-Fusion aufhört, beginnt die Abkühlung erneut und die Leuchtkraft wird (für immer) weiter verblassen, es sei denn, das Objekt ist massiv genug, um Wasserstoff zu zünden (dh ein Stern: der Unterschied zwischen den grünen Linien und den blauen Linien auf dem Diagramm).

Burrows 97 Berechnungen

Interessant ist die Überschneidung in der obigen Grafik. Es scheint, dass es in diesem Modell eine "Ära" zwischen etwa 40 Millionen Jahren und 400 Millionen Jahren gibt, in der ein Brauner Zwerg von 0,015 M (Sonne) einen Braunen Zwerg von 0,02 M (Sonne) überstrahlt.
"Einschaltpunkt" für Fusion?
AntwortenHierDatenschutz-Bestimmungen1y, 0v