Wie sehen die verschmelzenden „Zwiebelschichten“ eines Prä-Supernova-Sterns im Maßstab aus?

Ich bin mir sicher, dass wir alle die Diagramme verschiedener Schichten der Elementfusion von Wasserstoff zu Silizium in einem Stern gesehen haben, der kurz davor steht, zur Supernova zu werden.

Zwiebelschalendiagramm der Verschmelzung von Schichten(Bild von kurse.lumenlearning.com )

Ich vermute, dass diese Bilder die relativen Radien, in denen diese Schmelzschichten auftreten, aus Gründen der Lesbarkeit stark übertreiben. Wie würde ein genaueres maßstabsgetreues Bild dieser Schmelzschichten aussehen?

Nun nehme ich an, dass die Antwort basierend auf der Masse des Sterns erheblich variieren wird, und ich vermute, dass in bestimmten Massenregimen einige Schichten überhaupt nicht verschmelzen werden. Ich kann mir ein paar andere Variablen vorstellen, die die Antwort ebenfalls beeinflussen können.

In CYA- Manier überlasse ich es dem Antwortenden, bestimmte anschauliche oder interessante Fälle zu identifizieren, da ich nicht nach einer bestimmten Antwort suche, sondern eher nach einem allgemeinen Gefühl dafür, wie groß einige der Ebenen im Vergleich zu den anderen sind.

Während es gut definierte Grenzen geben könnte, wo Fusionsprozesse aufhören und/oder übergehen, möchte ich darauf hinweisen, dass in Bezug auf Zusammensetzung/P/T... Kontinuität eine Bedingung über den gesamten Sternradius ist, für kernaktive Sterne. Zu sagen, dass die Schichten für Prozesse da sind, aber nicht für eine Art "sichtbares Erscheinungsbild". Nur wegen der Diskussion.
Entschuldigung, ich weiß nicht, wo ich die Kernschalengrößen finden kann, aber am Ende von en.wikipedia.org/wiki/Type_II_supernova#Formation gibt es eine Tabelle der Verbrennungsprozesse in einem Sternkern mit 25 Sonnenmassen, die die mittlere Dichte angibt jeder Schale und die Dauer jedes Prozesses. Die Tabelle enthält Links zu den Artikeln, in denen jeder Brennvorgang beschrieben wird.
Ich suche auch danach, hast du mehr Informationen zu diesem Thema gefunden? In diesem Bild scheint die Fusion in einem sehr kleinen Kern stattzufinden, aber es werden keine genauen Zahlen angegeben supernova.eso.org/exhibition/images/0406_3_DUM ~pogosyan/lehre/ASTRO_122/lect18/…

Antworten (3)

Prä-Supernova-Modelle charakterisieren oft die Kompaktheit des Kerns unter Verwendung eines "Kompaktheitsparameters", der als definiert ist

υ = ( M / M ) R ( M ) / 1000   k M ,
Wo M wird normalerweise so gewählt 2.5 M Und R ( M ) ist der Radius innerhalb dessen M ist beinhaltet.

Prä-Supernova-Modelle von Farmer et al. (2016) zeigen, dass die zentrale 2.5 M eines massereichen Sterns umfasste den kohlenstoffverbrennenden Kern in einem 15 M (Anfangsmasse) Stern, enthielt aber nur den sauerstoffbrennenden Kern in einem massereicheren Stern (dargestellt sind Modelle bis 30 M . dh Ihre Antwort wird masse- und zusammensetzungsabhängig sein (diese Modelle gelten für eine anfängliche Zusammensetzung mit solarer Metallizität).

Im 15 M Modell (mit Masseverlust), υ 0,08 beim Kernkollaps, was bedeutet, dass der kohlenstoffverbrennende Kern innerhalb von 31.000 km eingeschlossen gewesen wäre. Der 30 M Modell ist kompakter mit υ = 0,58 , was darauf hinweist, dass der sauerstoffbrennende Kern innerhalb von 4.300 km enthalten gewesen wäre.

Beim Kollaps könnte der Eisenkern eine Masse von 1,4-1,8 haben M , wird durch Elektronenentartungsdruck unterstützt und sollte etwas kleiner sein als ein typischer weißer Kohlenstoffzwerg (Radius von einigen tausend km).

Sie können diese Größen mit der Größe des gesamten Roten Überriesensterns vergleichen, der einen Radius von einigen au haben könnte (z. B. Beteigeuze ).

Die Granaten brennenden Regionen würden meiner Meinung nach in etwas größeren Radien als diesem gefunden werden, aber diese Zahlen sind eine vernünftige Schätzung. Wenn ich mir die Modelle im Detail ansehe, glaube ich nicht, dass die Endstadien der Evolution vor der Supernova auch nur annähernd so aussehen wie das streng geschichtete Zwiebelschalenbild, das überall im Internet zu sehen ist.

Ich hatte immer den Verdacht, dass diese Zwiebelschichtdiagramme zu ordentlich waren. ;) FWIW, Wikipedia erwähnt das in Sternen der Masse 9 - 10,3 M Sauerstoff (& Neon) kann beginnen, außermittig zu brennen, anstatt im Kern. Ich nehme an, das kann die Struktur noch unordentlicher machen.

Rob Jeffies gab die Ergebnisse dafür, wie der Kern aussieht. Aber der Vollständigkeit halber ist diese Wasserstoffhülle groß , sehr groß. Es ist in der Größenordnung des 1000-fachen Sonnenradius. Oder mit anderen Worten, wenn es die Sonne ersetzen würde, würde es sich bis etwa zum Jupiter erstrecken.

Dies ist die Größe des gesamten Sterns, nicht der H-brennenden Hülle. Aber Sie haben Recht, dass Sie beide kennen müssten, um ein Skalendiagramm zu zeichnen.

Die Antwort scheint zu sein: In Red Super Giats kann der Stern 300 - 1000 Sonnendurchmesser haben und sein Kern, in dem die Nukleosynthese stattfindet, hat nur den Durchmesser der Erde. Das würde erklären, warum nach 13,8 Milliarden Jahren immer noch 98 % des Universums aus Wasserstoff und Helium bestehen

Siehe Bild auf Seite 42 dieser Diashow https://slideplayer.com/slide/13959320/

Aber wie groß ist der Radius des Eisenaschekerns? Und der Silizium-Schmelzkern? usw