Warum schrumpft der konvektive Kern in einem Stern mittlerer bis hoher Masse?

Das Bild unten zeigt die Entwicklung des Wasserstoff-Massenanteilprofils für einen Stern mit 5 Sonnenmassen in der Hauptreihe. Ich würde erwarten, dass die Größe des konvektiven Kerns ungefähr konstant bleibt, wenn der Wasserstoff geschmolzen wird, was zu einem abschließenden stufenartigen Profil führt, wenn der Kernwasserstoff erschöpft ist. Alle Literatur und Simulationen zeigen jedoch eine deutliche Steigung im abschließenden stufenförmigen Profil, das aus dem Schrumpfen des konvektiven Kerns resultiert.

Hat jemand einen Einblick in den Grund für das Schrumpfen?

Entwicklung des Wasserstoffmassenanteilsprofils für einen Stern mit 5 Sonnenmassen in der Hauptreihe

(Quelle des Bildes: http://astro.if.ufrgs.br/evol/evolve/hansen/StellarEvolnDemo/m5z02evoln.html )

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Unten ist die Entwicklung des Temperaturprofils für denselben Stern dargestellt. Fühlen Sie sich frei, es zu kommentieren.

Ich persönlich bin überrascht, wie wenig sich die Temperaturen ändern. Da die Hauptkernreaktion der CNO-Zyklus ist, der als Maßstab dient   T 16 , hatte ich eine viel heftigere Veränderung erwartet. Die zentrale Temperatur steigt jedoch während der gesamten Hauptsequenz nur um etwa 30% an. Interessant.

Entwicklung des Temperaturprofils für einen Stern mit 5 Sonnenmassen in der Hauptreihe

(Quelle: http://astro.if.ufrgs.br/evol/evolve/hansen/StellarEvolnDemo/m5z02evoln.html )

Bearbeiten 2:

Ich dachte, eine nette Erklärung könnte im Ledoux-Kriterium für Konvektion liegen. Dieses Kriterium besagt, dass chemische Gradienten gegenüber Konvektion stabilisierend wirken (dh Konvektion behindern), was darauf schließen lässt, dass an der Grenzfläche zwischen Strahlungs- und Konvektionszone der Strahlungstransport übernehmen würde. Allerdings simuliere ich die Entwicklung mit und ohne Ledoux-Kriterium und in beiden Fällen schrumpft der konvektive Kern.

Es ist mehr als 20 Jahre her, dass ich in diesem Bereich gearbeitet habe. Ich erinnere mich vage, dass dieser Effekt tatsächlich von den Modellen herrührt. Die physikalischen Parameter, die den Beginn der Konvektion regulieren, die Adiabate und der tatsächliche Temperaturgradient, hängen beide in ähnlicher Weise von den Änderungen der Eigenschaften der Sternmaterie mit dem Radius ab, und ich hatte keine befriedigende Erklärung dafür, warum sich der Beginnpunkt mit nach innen verschiebt Zeit. Ich freue mich auf eine richtige Antwort!
Ich nehme nicht an, dass Sie auch die Zentraltemperatur zeichnen können?
@RobJeffries - Ich habe die Entwicklung des Temperaturprofils hinzugefügt. Bitte zögern Sie nicht, es zu kommentieren.
Ich frage mich, ob jemand jemals Zahlen über die Wärmekapazitäten der verschiedenen vollständig ionisierten Kerne erhalten hat. Unterschiede könnten die Konvektionseigenschaften leicht verändern.
Das Ledoux-Kriterium ist nur relevant, wenn der Kern dabei ist, an Größe zuzunehmen (statt zu schrumpfen). In diesem Fall wirken die leichteren Schichten über schwererem Material stabilisierend (wie es das Ledoux-Kriterium vorhersagt) und der Kern kann nicht sofort wachsen. In der Konvektionszone gibt es wegen konvektiver Mischung keinen chemischen Gradienten und es gilt das Schwarzschild-Kriterium.

Antworten (1)

Ob Konvektion vorliegt, hängt davon ab, ob der innere Strahlungstemperaturgradient den adiabatischen Temperaturgradienten erreicht.

Der innere Strahlungstemperaturgradient ist proportional zur Lichtundurchlässigkeit und dem nach außen gerichteten Energiefluss und umgekehrt proportional zu T 4 . Wenn sich der Stern auf der Hauptreihe entwickelt, steigt die zentrale Temperatur und die Opazität (z. B. Kramers Opazität steigt als T − 7 / 2 sinkt. Sie entfernen auch freie Elektronen (kombinieren sie mit Protonen, um He zu bilden), wodurch die Thomson / Compton-Streuundurchlässigkeit verringert wird. Dies bedeutet, dass der Strahlungstemperaturgradient abfällt und unter den adiabatischen Gradienten fallen kann, was bedeutet, dass der Energietransport wieder zu Strahlung wird.

Es bleibt am längsten direkt im Zentrum konvektiv, weil dort der Strahlungstemperaturgradient immer noch am größten ist (angetrieben durch die extreme Temperaturabhängigkeit und den hohen nach außen gerichteten Energiefluss der Kernreaktionen des CNO-Zyklus).

Können Sie bitte hinzufügen, dass (und warum) sich der adiabatische Temperaturgradient nicht ändert (ich selbst habe meine alten Lehrbücher nicht zur Hand, um es selbst zu überprüfen). Ich frage das, weil ich mich erinnere, dass bei massearmen Sternen (z. B. unserer Sonne) die Änderung des adiabatischen Temperaturgradienten (im Gegensatz zum tatsächlichen Gradienten) die Konvektion in der Hülle verursacht.
@HartmutBraun Die adiabatische Temperatur ändert sich, aber nicht um den gleichen Betrag. Deshalb schrumpft der Bindekern. Am Ende zeigt das numerische Modell, was passiert. Ich biete eine grobe Erklärung.
@HartmutBraun - Der adiabatische Gradient ändert sich im Laufe der oben gezeigten Entwicklung nicht wesentlich. Der Kern degeneriert nicht, daher wird die Zustandsgleichung ziemlich gut durch das ideale Gas dargestellt, dessen adiabatischer Gradient ∇ ~ 0,4 ist. Wie bei massearmen Sternen ist die Abnahme des adiabatischen Gradienten auf die Ionisationszonen in der Nähe der Oberfläche zurückzuführen. Der adiabatische Temperaturgradient hängt eng mit den adiabatischen Exponenten zusammen, deren Verhalten in Ionisationszonen hier zu finden ist: astronomy.stackexchange.com/questions/27769/…
Warum schrumpft der konvektive Kern in einem Stern mittlerer bis hoher Masse?
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