Entwicklung roter Zwergsterne

Während massearme Sterne (Anfangsmasse ca 0,1 M ⊙ Zu 0,8 M ⊙ ) ziemlich zahlreich sind, scheint ihre Entwicklung relativ wenig Aufmerksamkeit zu erregen. Die geringere zentrale Dichte und Temperatur im Vergleich zu massereichen Sternen führen zu einer sehr langen Lebensdauer. Da der Stern vollständig konvektiv ist, steht ein größerer Teil des Wasserstoffs für die Fusion im Zentrum zur Verfügung. Dadurch verlängert sich die Lebensdauer des Sterns weiter auf über 10 Gy.

Abgesehen davon, was sind die prinzipiellen Unterschiede in der Entwicklung eines einsamen Sterns mit geringer Masse im Vergleich zu dem der Sonne? Wird ein Roter Zwerg jemals Helium verbrennen, wird er einen zentralen Heliumblitz haben, wird er ein Roter Riese und dann ein Weißer Zwerg?

Rote Zwerge mit einem heutigen Alter von 10 Gy entstanden, als die galaktische Metallizität noch gering war. Wie beeinflusst die ursprüngliche Metallizität eines Roten Zwergs seine Entwicklung?

Antworten (1)

Bei solarer Metallizität nur Sterne mit Massen unter 0,35 M ⊙ sind vollständig konvektiv. Sterne mit 0,35 < M / M ⊙ < 0,8 wird strahlende Kerne auf der Hauptreihe haben.

Es gibt eine Standardliteratur, die sich mit dem massearmen Ende dieses Bereichs befasst – Laughlin et al. (1997) . Zusammenfassen:

Sterne unten 0,16 M ⊙ Steige nicht auf den Riesenast. Sterne mit 0,16 < M / M ⊙ < 0,25 Beginnen Sie den Aufstieg des Riesenzweigs, aber kommen Sie nicht so weit, sehr rot oder riesig zu sein. Sterne aus 0,25 < M / M ⊙ < 0,5 M ⊙ werden zu roten Riesen, schaffen es aber nie zum Heliumbrennen, bevor die vollständige Generationszahl einsetzt. Darüber hinaus verhalten sich Sterne "normal" und werden zu roten Riesen, gehen durch das He-Brennen und enden als weiße C/O-Zwerge. Die Objekte mit geringerer Masse enden schließlich als weiße He-Zwerge, bei denen fast der gesamte Wasserstoff verbraucht wird, zuerst durch Kernverbrennung und Konvektion und dann, wenn der Kern erschöpft ist, durch eine Hüllenverbrennungsphase.

#1 Vielen Dank für eine weitere schnelle und informative Antwort. Als ich die Frage stellte, dachte ich, rote Zwerge seien langweilig und langweilig. Im Gegenteil, der Artikel von Laughlin et al. ist faszinierend und wirft ein Licht auf die Physik, die einen MS-Stern zu einem Roten Riesen werden lässt (oder auch nicht). Wieder einmal scheint die Opazität wichtig zu sein.
#2 Könnten Sie bitte erklären, dass Sterne zwischen einem Viertel und der Hälfte der Sonnenmasse „rote Riesen werden, es aber niemals schaffen, Helium zu verbrennen, bevor die vollständige Generationszahl einsetzt“? Verhindert die Entartung in dieser Situation die Heliumverbrennung?
#3 Auf Seite 423, linke Spalte, Laughlin et al. schreiben Sie „zwischen 1,5 und 4 Gyr“ und noch ein paar Mal „Gyr“, während der vorhergehende Text und das eingefügte Diagramm von Abbildung 1 „Billionen Jahre“ erwähnen. Wenn Gyr 10^9 Jahre und eine Billion 10^12 sind, scheint es einen Faktor von 1000 zwischen Gyr und Billionen Jahren zu geben?
@ gamma1954 Ich glaube, die Gyr bedeuten eine Billion Jahre. Die Grafiken sind übersichtlich. Ich verstehe diesen Fehler nicht.
Die vollständige Entartung ermöglicht es, den Kern ohne Temperaturerhöhung zu stützen. Wie ein weißer Zwerg.
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