Verursacht der Übergang zwischen vollständiger Konvektion und teilweiser Konvektion eine signifikante Verringerung der Lebensdauer?

Ein Stern mit weniger als einer bestimmten Masse M , die zwischen 0,5 und 0,35 Sonnenmassen liegt, ist vollständig konvektiv, der Wasserstoff im Kern wird ständig wieder aufgefüllt, sodass es viel länger dauert, bis der Stern keinen Brennstoff mehr hat. Ein Stern mit mehr als der Masse M hat ein Strahlungszentrum, was bedeutet, dass der Kern nicht mehr aufgefüllt werden kann. Führt dies zu einer plötzlichen und drastischen Verringerung der Lebensdauer des Sterns?

Antworten (2)

Wie bereits in einer anderen Antwort erwähnt, gibt es nicht viele Studien über die langfristige Entwicklung von Sternen mit geringer Masse, da wir ziemlich sicher sind, dass sie sich nicht von der Hauptsequenz innerhalb des Lebens des Universums entwickeln. Aber die Antwort hat mich dazu inspiriert, die Hauptreihenlebensdauer einiger (grob) solarer Metallizitätsobjekte zwischen 0,15 und 0,80 Sonnenmassen (schnell und grob) mit einem Sternentwicklungsprogramm zu berechnen . Die Modelle sind ziemlich einfach und ich habe nicht die Zeit, sie vollständig zu interpretieren, aber sie bestätigen die Schlussfolgerung aus der anderen Antwort. Ich habe meinen Parameterraum um den Übergang bei etwa 0,39 Sonnenmassen verfeinert. Die Lebensdauern scheinen schneller abzunehmen, wenn sich die Masse dem Übergang von unten nähert.

Doppelt-logarithmisches Diagramm der ungefähren Hauptreihenlebensdauer gegen die Sternmasse für zwischen ~0,15 und 0,80 Sonnenmassen.

Gute Antwort! Es muss wirklich lange gedauert haben, all diese Simulationen mit MESA durchzuführen! Es sieht auch so aus, als ob Ihre Ergebnisse denen ähneln, die ich in der Literatur gefunden habe
Gar nicht! Die Hauptreihenentwicklung ist normalerweise ziemlich schnell, besonders bei dieser ziemlich groben Auflösung und geringen Masse. Selbst bei sehr detaillierten Simulationen dauert jede Evolution nur wenige Minuten.

Beim Nachschlagen der Ausgabe fand ich überraschend wenige Veröffentlichungen, die sich mit solch massearmen Sternen befassen und Zahlen zu ihrer Lebensdauer liefern. Ich habe nämlich nur zwei gefunden:

Das Ende der Hauptsequenz: (1997) Laughlin, Bodenheimer, Adams

Es handelt sich um Sterne bis zu 0,25 M ⊙ , also nur die konvektiven. Abbildung 2 enthält eine kleine Unterabbildung mit den Werten der Lebensdauer solcher Sterne. Der Plot ist klein und schwer zu lesen, aber glücklicherweise bietet Wikipedia einen größeren Plot aus denselben Daten auf der Red Dwarf- Seite.

Evolutionäre Sequenzen von Sternmodellen mit neuen Strahlungstrübungen. IV. Z = 0,004 und Z = 0,008: (1994) Fagotto, Bressan, Bertelli, Chiosi

Enthält Werte für die Dauer der Hauptsequenz und den Kern Er brennt für Sterne mit M > 0,6 M ⊙ . Es gibt sie für zwei verschiedene Metallizitäten (Z = 0,004 und Z = 0,008)

Ich habe die Werte für die Lebensdauer der Sterne, die in den beiden Papieren angegeben sind, aufgeschrieben und das folgende Diagramm erstellt.

Geben Sie hier die Bildbeschreibung ein

Ich habe die Punkte mit Potenzgesetzen versehen, und es scheint in der Tat eine Art Übergang zwischen den beiden Regimen zu geben. Es könnte aber auch an unterschiedlichen Parametern und Methoden liegen, die in den beiden Arbeiten verwendet wurden. Daher kann ich die Frage nicht abschließend beantworten.

Interessanterweise scheinen sich die Linien bei etwa 0,35 Sonnenmassen zu schneiden, was dem Wiki-Artikel über Rote Zwerge zufolge die Masse ist, unterhalb der Sterne vollständig konvektiv sind.
Verursacht der Übergang zwischen vollständiger Konvektion und teilweiser Konvektion eine signifikante Verringerung der Lebensdauer?
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