Wie würde ich einen natürlichen, langlebigen roten Riesenstern machen?

Dies ist eine gute Frage, und Sie können Ihr Ziel möglicherweise auf natürliche Weise erreichen. Die untere Grenze für die Heliumfusion ist$\sim0.5M_{\odot}$; angesichts der Hauptreihenlebensdauerbeziehung$\tau_{\text{MS}}\propto M^{-2.5}$können wir schätzen, dass ein solcher Stern etwa 56 Milliarden Jahre auf der Hauptreihe bleiben würde. Eine gute Faustregel für die Lebensdauer des Roten Riesen sind etwa 10 % der Lebensdauer der Hauptreihe$^{\dagger}$, also würde ein Stern knapp über diesem Fusionsgrenzwert ausgeben$\tau_{\text{RG}}\approx$5,6 Milliarden Jahre auf dem Ast des Roten Riesen, was für Ihre Zwecke ausreichen sollte.

Das Erhöhen der Metallizität kann dies ein wenig aufrütteln. Metalle helfen beim Abkühlen von Molekülwolken, wenn protostellare Kerne zu kollabieren beginnen, was bedeutet, dass es heute viel einfacher ist, Sterne mit geringerer Masse zu bilden als zu Beginn des Universums. Es kann auch die maximale Masse von Sternen verringern (siehe Adams & Laughlin 1997 ), aber in ferner Zukunft wird diese Grenze voraussichtlich nicht niedriger sein als$\sim30M_{\odot}$, die nur die massereichsten Sterne betreffen sollte – nichts wie die, die uns wichtig sind.

Abgesehen von den Auswirkungen auf massenhafte Sternpopulationen , wird die Erhöhung der mittleren Metallizität die Lebensdauer eines Sterns einer bestimmten Masse verringern? Im Extremfall ja. Adams & Laughlin schätzen eine Metallizitätsabhängigkeit von

$$\tau_{\text{MS}}\propto Z(1-4Z)\left(1-\frac{64}{27}Z\right)^{7.5}$$ Dies führt zu einer Spitzenlebensdauer bei$Z\sim0.04$. Die Metallizität der Sonne ist$Z_{\odot}\approx0.02$; dies zu erhöhen$Z\sim0.10$würde die Lebensdauer der Hauptsequenz (und ungefähr die Lebensdauer des Roten Riesen) um ungefähr 30% verringern. Im Fall der erwarteten maximalen Metallizität von$Z\sim0.20$, würden wir extrem kurze Lebensdauern sehen . (Ob die Extrapolation auf diesen Fall wirklich gültig ist, ist eine andere Frage.) Das Ergebnis ist, dass selbst wenn die mittleren stellaren Metallizitäten fünfmal höher sind als heute – immer noch in sehr ferner Zukunft – der Altersrückgang nicht signifikant sein sollte genug für Sie, um Probleme zu verursachen. Nur ganz am Ende der stelliferous-Ära traten Probleme auf.

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$^{\dagger}$Siehe Stellar Interiors von Hansen, Kawaler und Trimble.

Du musst deinen Star irgendwie auftanken

Der beste Weg, dies zu tun, ist wahrscheinlich eine Stellar-Fusion . Dies muss eine sehr glückliche Kollision sein, die an den Sweet Spot kommt, wo sie sanft verschmelzen, so dass sie keine Supernova verursacht oder ein Schwarzes Loch erzeugt oder Ihre Eiswelt zum Schmelzen bringt oder einen Gammastrahlenausbruch erzeugt, der sie sterilisiert System. Das ist ein ziemlicher Trick-Shot.

0,99 Milliarden Jahre nach der Lebenszeit der Roten Riesen, der Heliumblitz ist nur noch wenige Monate entfernt, ein schurkischer kleiner gelber Zwerg dringt in das System ein, wird in eine enge elliptische Umlaufbahn gefangen und nach ein paar Runden (die glücklicherweise weit von Ihrem Planeten entfernt bleiben) ist es schließlich mit niedriger Geschwindigkeit an der Sonne vorbeistreichen, eine Kontaktbinärform bilden und schließlich verschmelzen. Der Wasserstoff und das Helium des gelben Zwergs versorgen den roten Abzug wieder und erkaufen ihm weitere ~Milliarden Jahre.

Dies wird eine ziemliche Hitzewelle auf eurem Planeten sein, und wahrscheinlich mit einer ziemlichen Zahl von Todesopfern, aber mit einer sorgfältigen Abstimmung der Zahlen sollte es Regionen geben, die überleben.