Wenn ich einem Roten Riesen mehr Masse hinzufüge, wird er dann ein Überriese?

Da Sie nach Dingen fragen, die nicht besonders gut definiert sind, hängt die Antwort ein wenig davon ab, wann und wie schnell Sie sich entscheiden, Ihrem roten Riesen Masse hinzuzufügen, aber im Großen und Ganzen scheint die Antwort "nein" zu sein. Der Hauptgrund dafür ist meiner Meinung nach, dass der inerte Heliumkern eines Roten Riesen (Details dazu, was ich mit „Roter Riese“ unten meine) viel weniger massiv ist als der frühere wasserstoffbrennende Kern eines Roten Überriesen. Das erste, was ein Roter-Riesen-Modell also auf dem Weg zum Roten Überriesen tut, ist, eine Menge mehr Wasserstoff zu verbrennen, und zwar auf der blauen Seite des Hertzsprung-Russell-Diagramms, nicht auf der roten.

Ich denke, der Grund, warum Sie die Masse als den endgültigen Parameter in Lehrbüchern sehen, ist, dass die Anfangsmasse entscheidend ist. Aber das liegt daran, dass wir auch Annahmen über die anfängliche Zusammensetzung treffen . dh dass der Stern zunächst einheitlich ist. Wenn Sie die letztere Einschränkung lockern, wird es wichtig: Die Entwicklung eines einheitlichen Sterns mit einer Sonnenmasse unterscheidet sich von einem Sonnenmassenmodell mit 0,3 Sonnenmassen reinen Heliums, umgeben von 0,7 Sonnenmassen einer ähnlichen einheitlichen Mischung.

Nun zu einigen blutigen Details ...

Der Spitzname "roter Überriese" ist eher eine Beobachtungsklassifizierung als eine grundlegende strukturelle. Das sind Sterne, die "rot" sind (also kühl, meist deutlich unter etwa 5000 K) und sehr leuchtend sind. Sie sind normalerweise massereiche Sterne (>10 Sonnenmassen), die die Verbrennung von Wasserstoff in ihren Kernen beendet haben, aber es ist fast unmöglich zu sagen, ob sie begonnen haben, Helium in ihren Kernen zu verbrennen oder nicht. Für meine Antwort werde ich einen Stern mit 10 Sonnenmassen verwenden, obwohl die Dinge für massereichere Sterne etwas anders sein könnten.

Ein "roter Riese" bezieht sich normalerweise auf Sterne mit geringer Masse (bis zu ~ 2,5 oder 3 Sonnenmassen), die auch die Verbrennung von Wasserstoff in ihren Kernen beendet haben. Ich verbinde ihre Beobachtungsklassifizierung damit, dass sie sich auf dem Zweig des Roten Riesen (RGB) befinden, also größtenteils noch Wasserstoff in einer Hülle um einen Heliumkern verbrennen, der noch nicht zu fusionieren begonnen hat. Sterne mit geringer Masse, die mit der Heliumverbrennung im Kern begonnen haben, sitzen meist zusammen im "roten Klumpen", und Sterne, die die Heliumverbrennung im Kern beendet haben, steigen den asymptotischen Riesenast hinauf . Dies sind nützliche strukturelle Unterscheidungen, obwohl es bei der Beobachtung schwierig sein kann, sie voneinander zu unterscheiden.

Als erstes habe ich also ein 10-Solar-Massenmodell aus dem thermischen Gesamtgleichgewicht und der einheitlichen Zusammensetzung (was Theoretiker als Nullalter-Hauptsequenz oder ZAMS bezeichnen) bis zum Ende der Heliumverbrennung im Kern entwickelt (blaue Linie unten). Ich entwickelte dann ein 1-Sonnenmassenmodell von ZAMS zu einer Heliumkernmasse von 0,18 Sonnenmassen, die es um den unteren Teil des RGB legte, die Zusammensetzung einfror und begann, Masse sehr langsam hinzuzufügen (orange Linie, sobald ich anfing, Masse hinzuzufügen). Das Modell wird sehr blau und ich habe aufgegeben, sobald die Gesamtmasse etwa 5 Sonnenmassen betrug, weil es so aussieht, als würde der Stern einem massereicheren Stern ähneln, der noch nicht auf die rote Seite des Hertzsprung-Russell-Diagramms gekreuzt ist. dh es wird kein roter Überriese sein.

Ich habe etwas Ähnliches mit einem Modell mit 3 Sonnenmassen gemacht (das sich von ZAMS zu einer Heliumkernmasse von 0,4 Sonnenmassen entwickelt) und dasselbe passiert: Der Stern bewegt sich zur blauen Seite des Hertzsprung-Russell-Diagramms (grüne Linie, sobald ich mit dem Hinzufügen begonnen habe). Masse).