Pregunta:
Si las estrellas parecidas al Sol se convierten en gigantes rojas y eventualmente en enanas blancas, ¿en qué se convierten las enanas rojas?
Giovanni
2020-08-14 12:17:52 UTC
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Se dice que el Sol se convierte en un gigante rojo al final de su vida (antes de eso, primero se convertirá en un subgigante naranja y luego en un gigante anaranjado más o menos) y después de expulsar sus capas externas debería convertirse en una enana blanca. Si las enanas amarillas como el Sol se convierten en gigantes rojas, ¿en qué se convierten las enanas rojas? ¿Gigantes aún más rojos? ¿En qué se diferencian las gigantes rojas de las ex enanas rojas (digamos Proxima Centauri) de las de las ex enanas amarillas (digamos el Sol) y en qué se diferenciaría la enana blanca de Proxima de la enana blanca del Sol? Quiero decir, la eventual enana blanca de una enana roja sería mucho menos masiva que la del Sol, ¿verdad?

¿Leíste https://en.m.wikipedia.org/wiki/Stellar_evolution?
"Los modelos astrofísicos recientes sugieren que las enanas rojas de 0,1 M☉ pueden permanecer en la secuencia principal durante unos seis a doce billones de años, aumentando gradualmente tanto en temperatura como en luminosidad, y tardar varios cientos de miles de millones de años más en colapsar, lentamente, en una enana blanca. . Tales estrellas no se convertirán en gigantes rojas ya que toda la estrella es una zona de convección y no desarrollará un núcleo de helio degenerado con una capa que queme hidrógeno. En cambio, la fusión de hidrógeno procederá hasta que casi toda la estrella sea helio ". Muy interesante. ¿Cómo son esas estrellas de helio?
[Comedias de situación] (https://en.wikipedia.org/wiki/Red_Dwarf)
@Giovanni Son las llamadas "enanas blancas de helio". Algunos son conocidos: aunque el universo no tiene la edad suficiente para que una enana roja aislada haya evolucionado hasta esta etapa, también se pueden formar si una estrella evolucionada en un sistema binario pierde suficiente masa con respecto a su compañera.
@JohnDoty ¿En qué se diferencian de las enanas blancas "predeterminadas" y cómo se califican las enanas blancas de helio (clase espectral)?
@Giovanni Las enanas blancas tienen su propio sistema de clasificación https://en.wikipedia.org/wiki/White_dwarf#Atmosphere_and_spectra. Sin embargo, la clase espectral no le dice si el objeto bajo la fotosfera poco profunda de hidrógeno / helio está hecho de helio o (más comúnmente) de carbono y oxígeno. Consulte https://arxiv.org/pdf/astro-ph/0404291.pdf para ver un ejemplo del trabajo más complejo necesario para distinguir.
One responder:
antispinwards
2020-08-14 16:20:52 UTC
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Un artículo relevante aquí es Laughlin, Bodenheimer & Adams (1997) " El final de la secuencia principal". Del resumen:

Encontramos que para las masas $ M_ \ ast < 0.25 \ M_ \ odot $ las estrellas permanecen completamente convectivas durante un fracción de la duración de su evolución. El mantenimiento de la convección completa impide el desarrollo de grandes gradientes de composición y permite que toda la estrella acumule una gran fracción de masa de helio. Encontramos que las estrellas con masas $ M < 0.20 \ M_ \ odot $ nunca evolucionarán a través de un escenario de gigante roja. Después de volverse gradualmente más brillantes y más azules durante billones de años, estas enanas M tardías de hoy desarrollarán núcleos conductores de radiación y fuentes de capa nuclear suave; estas estrellas luego terminan sus vidas como enanas blancas de helio.

La sección 3 del documento proporciona una descripción detallada de la vida útil de un $ 0.1 \ M_ \ odot $ estrella. Un breve resumen:

  1. Después de aproximadamente 2 Gyr de contracción, la estrella alcanza el punto de secuencia principal de edad cero con una temperatura de 2228 K y una luminosidad de $ 10 ^ {- 3.38} \ L_ \ odot $ .

  2. En la secuencia principal, la fracción de masa de $ ^ 3 \ rm He $ aumenta constantemente durante un billón de años. La naturaleza completamente convectiva de la estrella asegura que se mezcle en toda la estructura de la estrella. La estrella aumenta lentamente su temperatura y luminosidad.

  3. La fracción de masa máxima de 9,95% $ ^ 3 \ rm He $ span > se alcanza en 1380 Gyr. Después de esto, la fracción de masa disminuye a medida que la tasa de consumo excede la tasa de producción.

  4. Entre 1500 y 4000 Gyr (el texto parece usar valores que son demasiado pequeños por un factor de 1000 a juzgar por la figura 1 y la declaración de vida útil total al comienzo de §3.2) la estrella comienza a convertirse en $ ^ 4 \ rm He $ , y este isótopo se convierte en el componente principal de la estrella (en masa) alrededor de 3050 Gyr.

  5. Hacia 5740 Gyr, la estrella desarrolla un núcleo radiativo debido a que la fracción de masa de helio reduce la opacidad. Esto provoca una pequeña contracción de la estrella y una disminución de la luminosidad.

  6. Después del desarrollo del núcleo radiativo, la combustión de la concha avanza hacia afuera a través de la estrella, aumentando la temperatura de la superficie. hasta un máximo de 5807 K a 6144 Gyr. La luminosidad en este punto es de aproximadamente $ 10 ^ {- 2.3} \ L_ \ odot $ . Esta estrella se llama "enana azul".

  7. La estrella se vuelve más fría y menos luminosa. La combustión de la concha continúa durante este tiempo, y finalmente termina con la estrella con una fracción de masa de hidrógeno de ~ 1%. La vida útil de la combustión nuclear termina en 6281 Gyr, produciendo una enana blanca de helio con una temperatura de 1651 K y una luminosidad de $ 10 ^ {- 5.287} \ L_ \ odot $ .

En esta pregunta se puede encontrar una discusión sobre la apariencia del escenario de la enana azul y cuán azules son en realidad.

El rango de $ 0.16 \ le M_ \ ast / M_ \ odot \ le 0.20 $ es de transición entre las estrellas que se convierten en enanas azules y las estrellas que se convierten en gigantes rojas. Del artículo:

En relación con su mayor salida de luminosidad, las estrellas de transición en el rango de masa $ 0.16 \ le M_ \ ast / M_ \ odot \ le 0.20 $ son capaces de producir expansiones cada vez mayores del radio estelar general después de que se haya desarrollado el núcleo radiativo de hidrógeno agotado.

En los modelos calculados en el documento, el objeto de masa más baja que produjo inequívocamente una gigante roja fue $ 0.25 \ M_ \ odot $ , pero como se señaló, la región de transición es no esta afilado. Sin embargo, esto significa que las enanas M de mayor masa eventualmente pasarán por una etapa de gigante roja.

Entonces, como veo, una enana roja de 0.1 masas solares nunca expulsa una nebulosa planetaria.
@Giovanni: no, nunca pasa por una etapa de gran pérdida de masa. (Por cierto, el término "mil millones", como sugirió en su edición, es ambiguo porque significa cosas diferentes en las escalas larga y corta)
@Giovanni Parte de la razón por la que una gigante roja puede expulsar mucha materia es que tiene un radio enorme en relación con su masa, por lo que tiene una gravedad bastante baja en su superficie.
@PM2Ring Sí, es cierto. Incluso en comparación con el Sol actual, las enanas rojas tienen una mayor gravedad en la superficie. Con las estrellas suele estar invertida: cuanto más pequeña es la estrella, mayor es su gravedad superficial, al contrario que los planetas.
Antispinwards, un Gyr es mil millones de años. Lo acabo de convertir. ¿Qué tiene de ambiguo?
@Giovanni - "mil millones" puede significar $ 10 ^ 9 $ o $ 10 ^ {12} $ dependiendo de las convenciones locales (escalas cortas o largas). Por tanto, es ambiguo. El prefijo SI siempre significa $ 10 ^ 9 $.
Me refiero a los mil millones ingleses (10 ^ 9). En otros idiomas, esto se conoce como mil millones. Pero los espectadores verán en los comentarios que un Gyr es de 10 ^ 9 años.
@Giovanni Un billón inglés es / fue 10 ^ 12, un billón americano es 10 ^ 9.
@AndrewMorton Me estaba refiriendo al idioma (pequeña e). En Gran Bretaña también dicen "mil millones", ¿no es así?
@AndrewMorton nota que el Reino Unido cambió a la escala corta en 1974 [Wikipedia] (https://en.m.wikipedia.org/wiki/Long_and_short_scales), aunque tiene razón, por supuesto, que el término sigue siendo ambiguo cuando se mira a otros países.
Justo cuando empiezo a pensar que tengo una mano general en los órdenes de magnitud astronómica, vienes y comienzas a hablar de billones de años ...
Me pregunto cómo se llama un número con tres ceros por encima del centillón. En lo que usted llama la "escala larga", el centillón es el doble. Luego está el centilliard.


Esta pregunta y respuesta fue traducida automáticamente del idioma inglés.El contenido original está disponible en stackexchange, a quien agradecemos la licencia cc by-sa 4.0 bajo la que se distribuye.
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