Was, wenn wir viele Eimer Wasser in die Sonne werfen?

Es wird heißer. Mehr Material wird das Innere der Sonne allein durch die Schwerkraft dichter machen, außerdem ist Wasserstoff Brennstoff und wird dazu beitragen, dass die Sonne sie im thermonuklearen Fusionsprozess verbrennt. Übrigens, wenn Sie das Wasser senkrecht aus einer Entfernung werfen, die der Entfernung zur Erde entspricht, beschleunigt das Wasser beim Aufprall auf eine Geschwindigkeit von mehr als 20 km/s, sodass seine kinetische Energie viel mehr zur Sonne beiträgt bereits zu diesem Zeitpunkt als die Energie, die erforderlich ist, um das Wasser auf die Temperatur der Sonne zu erhitzen.

Abschluss

Kurzfristig hängt es von der Rate ab, mit der Sie das Wasser hinzufügen und wie Sie es hinzufügen. Die Sonne könnte dadurch mehr oder weniger leuchtend werden. Langfristig wird die Sonne wahrscheinlich auf der gleichen Temperatur bleiben, leuchtender werden, aber nicht in dem Maße, wie Sie es von einer einfachen Hauptreihenskalierung mit Masse erwarten würden, da das Material, das Sie hinzufügen, "metallreich" ist.

Kurzfristige Auswirkungen

Nehmen wir ein Beispiel für das Hinzufügen von 10 % der Sonnenmasse in Form von flüssigem Wasser (in Eimern, richtig, aber nehmen wir auch an, dass Sie die Eimer nicht hineinwerfen). Das Wasser bleibt nicht in Form von Molekülen. Es wird leicht in Atome dissoziiert, dann in der solaren Konvektionszone gemischt und dann ionisiert. Dies erfordert Energie.

$0.1M_{\odot}$Wasser enthält$6.6\times 10^{54}$Moleküle (ca$10^{31}$Maulwürfe). Mit einer Dissoziationsenergie von 492 kJ/mol benötigt es$5 \times 10^{36}$J zu produzieren$1.2\times 10^{55}$H-Atome u$6.6\times 10^{54}$O Atome. Diese werden in die Konvektionszone der Sonne eingemischt, deren Basis Temperaturen von etwa erreicht$2\times 10^{6}$K. Um die Atome auf diese Temperatur zu bringen, bedarf es einer weiteren$3kT/2$pro Atom, also ungefähr$8 \times 10^{38}$J. Die H-Atome werden bei dieser Temperatur vergleichsweise leicht ionisiert (13,6 eV pro Atom), aber Sauerstoff benötigt satte 433 eV, um 6 Elektronen abzustreifen (geeignet für Temperaturen von$\sim 10^{6}$K). Das Material zu ionisieren dauert also insgesamt$5\times 10^{38}$J.

Um das Material in die Konvektionszone aufzunehmen, dauert es also ungefähr$1.3\times 10^{39}$J, was der Leistung der Sonne für 100.000 Jahre entspricht. Nun könnte man argumentieren, dass diese Energie im Vergleich zum "Wärmespeicher" in der Sonne (z$1M_{\odot}$von Wasserstoff bei$\sim 10^{7}$K hat$5\times 10^{41}$J, aber nichtsdestotrotz wird das Gleichgewicht der Sonne gestört, wenn dieses Material auf einer Zeitskala hinzugefügt wird, die kürzer ist als die thermische Zeitskala der Konvektionszone. Diese wiederum ist gegeben durch$\sim GM_{\odot}\times 0.02M_{\odot}/R_{\odot}L_{\odot} \sim 6\times 10^{5}$Jahre. Wenn das Wasser schnell hinzugefügt wird, könnte man daher erwarten, dass die Sonne für hunderttausend Jahre "ausgelöscht" wird, da die in der äußeren Konvektionszone vorhandene Energie für die Ionisierung des hinzugefügten Materials verbraucht wird.

Aber wir müssen auch überlegen, wie das Wasser hinzugefügt wird. Wenn es irgendwie aus der Umlaufbahn der Erde "fallen gelassen" würde, würde es Drehimpuls und kinetische Energie tragen. Wenn auch nur die Hälfte der potenziellen Gravitationsenergie, die von der Erdumlaufbahn an die Sonnenoberfläche freigesetzt wird, von der Sonne "absorbiert" würde, würde dies liefern$>10^{40}$J - leicht genug, um die im vorherigen Absatz erforderliche Wärme zu liefern. In diesem Fall gäbe es ein enormes positives Energieungleichgewicht in der Konvektionszone, das dazu führen würde, dass sich die Sonne ausdehnt und einige hunderttausend Jahre lang leuchtender wird.

Wenn also das Wasser schnell hinzugefügt wird (weniger als 100.000 Jahre!), wird die Sonne aus dem Gleichgewicht gebracht – aber die Auswirkungen könnten in beide Richtungen gehen, je nachdem, wie das Wasser hinzugefügt wird.

Ich werde diese Probleme jedoch umgehen und nur betrachten, was auf längeren Zeitskalen passiert, wenn sich die Sonne auf ein neues Gleichgewicht einpendelt, nachdem das Wasser hinzugefügt wurde.

Langzeiteffekte

Sie könnten denken, dass das Hinzufügen von Masse zur Sonne dazu führen würde, dass sie die Hauptreihenkonfiguration eines massereicheren Sterns annimmt, aber es ist komplizierter als das. Wenn Sie Wasser hinzufügen, dann ist das hauptsächlich Sauerstoff in Masse. Teilweise ionisierter Sauerstoff ist eine ausgezeichnete Quelle für Opazität und würde die gesamte " Metallizität " (alles, was schwerer als Helium ist) der Sonne erheblich verändern. Für zusätzliche 10 Masse-%, die in Form von Wasser hinzugefügt werden, würde die Metallizität von etwa 1,3 Masse-% Metall auf etwa 9 % ansteigen.

Soweit ich weiß, hat niemand Berechnungen der Sternstruktur für einen Stern mit solch extremer Metallizität durchgeführt. In der Natur haben die metallreichsten Sterne etwa die 5-fache Metallizität der Sonne ( Do et al. 2018 ).

Die Wirkung zusätzlicher Metalle (insbesondere Sauerstoff) besteht darin, die Opazität des Gases zu erhöhen und die Geschwindigkeit zu verringern , mit der Energie aus dem Kern transportiert werden kann. Die äußere Konvektionszone würde auch viel größer werden, je mehr Teile des Sterns anfällig für konvektive Instabilitäten würden.

Das Beste, was ich tun kann, ist, Sie auf Berechnungen für Metallizitäten von 5 % hinzuweisen, die von Pietrinferni et al. (2013) und dann können Sie entsprechend interpolieren (oder auf eigenes Risiko extrapolieren). Aus ihrer Abb.3 geht hervor, dass ein metallreiches$1M_{\odot}$Stern ist 30 % weniger leuchtend und hat eine 10 % niedrigere Oberflächentemperatur als ein solarmetallischer Stern gleicher Masse. Es muss also auch etwas kleiner sein. Allerdings müssen wir den Vergleich mit a durchführen$1.1M_{\odot}$metallreicher Stern auf der Hauptreihe. Ein metallreiches Modell können Sie direkt bei vergleichen$1.1M_{\odot}$mit einem Solar-Metallizitätsmodell bei$1M_{\odot}$. Es stellt sich heraus, dass der Stern mit hinzugefügten Metallen etwa die gleiche Temperatur hat, aber 20 % leuchtender ist als die Sonne (und daher etwa 10 % größer sein muss). Ich warne Sie jedoch davor, dass dies skalierte Modelle der solaren Metallizität sind, sie stimmen nicht genau mit der sauerstoffreichen Natur des hier hinzugefügten Materials überein und sie beinhalten auch eine erhöhte He-Häufigkeit, um der erhöhten Metallizität zu entsprechen. Ich möchte auch warnen, dass ich nicht berücksichtigt habe, wie gut das metallreiche Material unter die Konvektionszone und in den Kern gemischt werden kann (die Modelle gehen davon aus, dass der Stern aus Gas mit dieser Fülle geboren wird).