Wenn sonnenähnliche Sterne zu einem Roten Riesen und schließlich zu einem Weißen Zwerg werden, was werden dann Rote Zwerge?

Eine relevante Abhandlung hier ist Laughlin, Bodenheimer & Adams (1997) „ The End of the Main Sequence “. Aus der Zusammenfassung:

Das finden wir für Massen$M_\ast < 0.25\ M_\odot$Sterne bleiben für einen erheblichen Bruchteil der Dauer ihrer Entwicklung vollständig konvektiv. Die Aufrechterhaltung der vollen Konvektion verhindert die Entwicklung großer Zusammensetzungsgradienten und ermöglicht es dem gesamten Stern, einen großen Helium-Massenanteil aufzubauen. Wir finden das Sterne mit Masse$M < 0.20\ M_\odot$wird sich niemals durch eine rote Riesenstufe entwickeln. Nachdem sie über Billionen von Jahren allmählich heller und blauer geworden sind, werden diese späten M-Zwerge von heute strahlungsleitende Kerne und schwache Kernhüllenquellen entwickeln; diese Sterne beenden dann ihr Leben als weiße Heliumzwerge.

Abschnitt 3 des Papiers enthält eine detaillierte Beschreibung der Lebensdauer von a$0.1\ M_\odot$Stern. Eine kurze Zusammenfassung:

1. Nach etwa 2 Gyr Kontraktion erreicht der Stern den Nullalter-Hauptreihenpunkt mit einer Temperatur von 2228 K und einer Leuchtkraft von$10^{-3.38}\ L_\odot$.

2. Auf der Hauptreihe ist der Massenanteil von$^3 \rm He$steigt stetig über eine Billion Jahre. Die vollständig konvektive Natur des Sterns sorgt dafür, dass es in der gesamten Struktur des Sterns gemischt wird. Der Stern erhöht langsam seine Temperatur und Leuchtkraft.

3. Der maximale Massenanteil von 9,95 %$^3 \rm He$wird bei 1380 Gyr erreicht. Danach nimmt der Massenanteil ab, da die Verbrauchsrate die Produktionsrate übersteigt.

4. Zwischen 1500 und 4000 Gyr (der Text scheint Werte zu verwenden, die um den Faktor 1000 zu klein sind, wenn man nach Abbildung 1 und der Angabe der Gesamtlebensdauer am Anfang von §3.2 urteilt) beginnt sich der Stern zu verwandeln$^4 \rm He$, wobei dieses Isotop um 3050 Gyr der Hauptbestandteil des Sterns (nach Masse) wird.

5. Bei 5740 Gyr entwickelt der Stern einen strahlenden Kern, da der Helium-Massenanteil die Opazität verringert. Dies verursacht eine kleine Kontraktion des Sterns und eine Abnahme der Leuchtkraft.

6. Nach der Entwicklung des strahlenden Kerns schreitet die Hüllenverbrennung durch den Stern nach außen fort und erhöht die Oberflächentemperatur auf ein Maximum von 5807 K bei 6144 Gyr. Die Leuchtkraft an dieser Stelle beträgt ca$10^{-2.3}\ L_\odot$. Dieser Stern wird "Blauer Zwerg" genannt.

7. Der Stern wird kühler und weniger leuchtend. Während dieser Zeit setzt sich das Granatenbrennen fort und endet schließlich damit, dass der Stern einen Wasserstoff-Massenanteil von etwa 1 % aufweist. Die nukleare Verbrennungslebensdauer endet bei 6281 Gyr und erzeugt einen weißen Helium-Zwerg mit einer Temperatur von 1651 K und einer Leuchtkraft von$10^{-5.287}\ L_\odot$.

Eine Diskussion über das Aussehen des blauen Zwergstadiums und wie blau sie tatsächlich sind, finden Sie in dieser Frage .

Der$0.16 \le M_\ast / M_\odot \le 0.20$Die Reichweite ist ein Übergang zwischen den Sternen, die zu blauen Zwergen werden, und den Sternen, die zu roten Riesen werden. Aus dem Papier:

In Verbindung mit ihrer erhöhten Leuchtkraft geben die Übergangssterne im Massenbereich ab$0.16 \le M_\ast / M_\odot \le 0.20$sind in der Lage, zunehmend größere Ausdehnungen des gesamten Sternradius zu erzeugen, nachdem sich der strahlende Wasserstoff erschöpfte Kern entwickelt hat.

In den in der Arbeit berechneten Modellen war das masseärmste Objekt, das eindeutig einen Roten Riesen hervorbrachte$0.25\ M_\odot$, aber wie erwähnt, ist der Übergangsbereich nicht scharf. Dies bedeutet jedoch, dass die massereicheren M-Zwerge schließlich ein Stadium der Roten Riesen durchlaufen werden.