Welcher Bruchteil des Wasserstoffspeichers eines Sterns wird im Laufe seiner Lebensdauer fusionieren?

Die Antwort ist so komplex wie die Sternentwicklung. Während der Hauptsequenz findet im Kern eine H-Verbrennung statt; in einer Hülle, nachdem der Stern die Hauptreihe verlassen hat, bis er die Spitze des Roten-Riesen-Zweigs erreicht und dann He im Kern entzündet; dann brennt es während des asymptotischen Riesenasts auch zeitweise in Schalen.

Die späteren Phasen sind viel kürzer als die Hauptreihenphase, aber die Leuchtstärken und damit die Rate der H-Verbrennung sind um Größenordnungen größer. Somit müsste man die Rate der H-Verbrennung über die Lebensdauer jeder Phase integrieren.

Eine weitere Komplikation besteht darin, dass ein Großteil der Masse eines Sterns in den späteren Phasen der Evolution durch Sternwinde verloren geht. Dieses Material besteht hauptsächlich aus Wasserstoff und kann nicht verbrannt werden.

All dies wird sehr empfindlich auf die Anfangsmasse des Sterns reagieren.

Für einen sonnenähnlichen Stern mit Anfangsmasse können wir dem gewisse Grenzen setzen$1M_\odot$. Solche Sterne werden ihr Leben (oder zumindest ihr nuklear brennendes Leben) als Weiße Zwerge mit einer Masse von etwa$0.5M_\odot$.

Diese Weißen Zwerge bestehen fast ausschließlich aus Kohlenstoff und Sauerstoff. Fast nichts davon wird vorhanden gewesen sein, als der Stern geboren wurde, also unter der Annahme einer anfänglichen Zusammensetzung von etwa 74 % H und 25 % He, bezogen auf die Masse, dann die$0.5M_\odot$von C/O muss durch Herumbrennen synthetisiert worden sein$0.74\times 0.5M_\odot$von H.

Dies stellt eine untere Grenze für die Menge an verbranntem H dar, da einige der Nukleosyntheseprodukte als Teil der verloren gehen$0.5M_\odot$die über den Sternwind ins All entweicht. Aber unter der Annahme, dass dies eine kleine Komponente ist, weil das Mischen auf der Hauptsequenz ziemlich unwirksam ist, haben wir zumindest das$0.74\times 0.5\times 100/0.74 = 50$% des anfänglichen H würden verbrannt werden.

Berechnet man diesen Bruchteil für kurzlebigere, massereichere Sterne, dann ist er geringer. Dies liegt daran, dass die Beziehung zwischen der Anfangsmasse und der endgültigen Masse des Weißen Zwergs sehr nichtlinear ist. Zum Beispiel ein$8M_\odot$Hauptreihenstern könnte a produzieren$1.2M_\odot$Weißer Zwerg, was bedeutet, dass der Anteil an verbranntem H mindestens ist$(1.2/8\times 0.74)\times 0.74 \times 100 = 15$%. Wir müssten jedoch berücksichtigen, dass durch die kräftigen Winde von massereichen Sternen mehr Nukleosyntheseprodukte in den Weltraum verloren gehen.

Noch massereichere Sterne werden wahrscheinlich mehr Wasserstoff als Bruchteil verbrennen als$8M_\odot$Sterne, da sie ihre C/O-Kerne entzünden und es zusätzliche Gelegenheiten zum Mischen und H-Brennen geben wird, wenn sich der Stern zu einer Supernova entwickelt und die vollständig verbrannte Kernmasse erheblich mit der Masse wächst.

Die verbrannte Fraktion wird zu niedrigeren Massen hin zunehmen, weil die weißen Zwerge, die sie bilden, nicht viel weniger massereich sein werden als$0.4M_\odot$. Der Bruchteil wird ungefähr 100 %, wenn Sterne vollständig konvektiv sind$\leq 0.35 M_\odot$. In der Praxis ist das H im Moment einfach in diesen Sternen eingeschlossen, weil ihre geringe H-Verbrennungsrate bedeutet, dass sie eine Lebensdauer von haben$10^{11}-10^{12}$Jahre.