Tod eines roten Zwergsterns / erforderliche Mindestmasse für einen weißen Zwerg?

Sterne, die eine Masse von weniger als etwa haben$0.5 M_{\odot}$werden kein Helium in ihren Kernen entzünden, in analoger Weise wie Sterne mit$M<8M_{\odot}$haben zu wenig massive Kerne, die niemals ausreichend hohe Temperaturen erreichen, um Kohlenstoff zu entzünden.

Ursache ist in beiden Fällen der einsetzende Elektronenentartungsdruck, der temperaturunabhängig ist und den Kern bei konstantem Druck und Radius abkühlen lässt. [Ein normales Gas würde sich zusammenziehen und heißer werden, wenn es Energie verliert!]

Das Endergebnis für a$0.5M_{\odot}$Stern wird ein Helium-Weißer Zwerg mit einer Masse (abhängig von ungewissen Details des Massenverlustprozesses) von ungefähr sein$0.2M_{\odot}$. Solche Dinge existieren jetzt in der Natur, aber nur, weil sie in einem binären System eine Art Stoffaustausch durchlaufen haben, der ihre Evolution beschleunigt hat. Der Kollaps in einen entarteten Zustand wäre sogar für die masseärmsten Sterne (die dann natürlich sehr massearme Weiße Zwerge wären) unvermeidlich . Wenn sich ein inerter Kern zusammenzieht, verliert er Wärme und kühlt ab – eine höhere Dichte und eine niedrigere Temperatur führen schließlich zu degenerierten Bedingungen, die es dem Kern ermöglichen, ohne Druckverlust abzukühlen.

Die masseärmsten Sterne ($<0.3 M_{\odot}$) gelangen über einen etwas anderen Weg dorthin - sie sind vollständig konvektiv, sodass der "Kern" nicht wirklich existiert, er ist immer mit der Hülle gemischt. Sie entwickeln sich nicht zu Roten Riesen und werden daher vermutlich viel weniger Massenverlust erleiden.

Der Überrest wäre in beiden Fällen ein Weißer Zwerg und unterscheidet sich sowohl in Größe als auch Struktur grundlegend von einem Braunen Zwerg, da er aus Helium und nicht (überwiegend) aus Wasserstoff bestehen würde. Dies soll sich in zweierlei Hinsicht auswirken. Bei gleicher Masse sollte der Braune Zwerg am Ende größer werden, weil die Anzahl der Masseneinheiten pro Elektron kleiner ist (1 gegenüber 2) und auch weil die Auswirkungen einer endlichen Temperatur in einem Material mit weniger Masseneinheiten pro Teilchen größer sind - dh in seinem Äußeren , nicht entartete Schicht wäre "aufgebläht". NB: Die Braunen Zwerge, die wir heute sehen, sind jupitergroß, kühlen sich aber immer noch ab. Sie werden etwas kleiner und degenerierter.

Eine einfache Größenberechnung könnte die Näherung eines idealen, kalten, entarteten Gases verwenden. Ein bisschen einfache Physik mit dem Virialsatz gibt Ihnen

$$\left(\frac{R}{R_{\odot}}\right) \simeq 0.013\left(\frac{\mu_e}{2}\right)^{-5/3} \left(\frac{M}{M_{\odot}}\right)^{-1/3},$$ wo $\mu_e$ist die Anzahl der atomaren Masseneinheiten pro Elektron. Wenn ich die entsprechenden Zahlen einsetze, bekomme ich $0.32\ R_{Jup}$Für ein $0.07M_{\odot}$Helium Weißer Zwerg versus $1.01\ R_{Jup}$Für ein $0.07M_{\odot}$vollständig entarteter Wasserstoff-Brauner Zwerg (in der Praxis wäre er etwas kleiner, weil er nicht nur aus Wasserstoff besteht).

Es wäre jedoch interessant, einige realistische Berechnungen darüber zu sehen, was mit a passiert$0.07M_{\odot}$Brauner Zwerg gegen a$0.08M_{\odot}$Stern in einer Billion Jahren oder so. Ich werde die Antwort aktualisieren, wenn ich auf eine solche Studie stoße.

EDIT: Ich wusste, dass ich etwas dazu gesehen hatte. Siehe Laughlin et al. (1997) , das die Langzeitentwicklung von Sternen mit sehr geringer Masse untersucht. Massearme Sterne durchlaufen keine Rote-Riesen-Phase, bleiben voll konvektiv und können so im Laufe von fast ihren gesamten Wasserstoff in Helium umwandeln$10^{13}$Jahren und enden als entartete Weiße Zwerge.