Составы звезд на разных стадиях

Поэтому я пытался выяснить, какой химический состав звезд зависит от стадии, и не нашел ничего, кроме «средней звезды» или нашего Солнца. Например, Солнце и многие другие планеты изначально состоят из 74% водорода, 25% гелия и 1% других тяжелых элементов, а через 5 миллиардов лет химический состав будет состоять из 70% водорода, 29% гелия и 1% других тяжелых элементов. Как я мог найти химический состав других типов звезд, таких как красные сверхгиганты, красные гиганты, голубые сверхгиганты и т. д.; И при этом я могу узнать начальную композицию и конечную композицию со временем, прошедшим между этим сдвигом в соотношении?

И при этом я могу узнать начальную композицию и конечную композицию со временем, прошедшим между этим сдвигом в соотношении? Наивно ли говорить, что ответ на этот вопрос такой же, как у вас в вашем посте, единственная разница изначально - это масса, которая определяет время, необходимое для эволюции до конечного состава звезд, который очень широк в сфере возможных ответов . , учитывая широкий диапазон наблюдаемых результатов?
@ Countto10 не совсем. Начальный состав фактически является входным параметром для звездной эволюции и действительно влияет на то, как она развивается, и, следовательно, на ее конечный состав.

Ответы (1)

«Входными» параметрами для звездной эволюции являются (*1): масса, двойственность, металличность (широкий термин для начального химического состава), спин, магнитные поля... и т. д. Судя по этим параметрам, звезды, кажется, эволюционируют в очень обычным путем, сначала сжигая водород в их ядре, затем i) сжигая водород в оболочках вне гелиевого ядра, ii) сжигая более тяжелые элементы в ядре (например, гелий в более тяжелые элементы) или iii) полностью прекращая горение и переходя в остаточное состояние как белый/коричневый карлик. По какому из этих путей они следуют, зависит от их начальной конфигурации (в основном их массы). Затем тип эволюции, которой они подвергаются, определяет их химическую эволюцию.

Прилагается изображение, показывающее химическую структуру ("профиль изобилия") массивного (15 М ⊙ ) звезда прямо перед тем, как она взорвется как термоядерная («коллапс ядра») сверхновая. Вы можете видеть, что структура очень сложна и включает в себя большое количество видов, конечно, не только водород и гелий. Для расчета структуры или состава звезд необходимо использовать численное моделирование — в частности, стандартный код называется MESA, который можно скачать здесь , а спецификации — здесь . Для создания сплошных линий на прилагаемом рисунке использовалась программа MESA.

введите описание изображения здесь

*1: Я расположил их в порядке их важности (как мы понимаем это сегодня) в определении того, как они развиваются. т.е. масса является наиболее важным параметром и т.д.

каков диапазон дат этого? 500 миллионов лет?
@noname Я не уверен, это зависит от параметров звезды ... но, вероятно, меньше, поскольку массивные звезды развиваются быстро, возможно, 100 млн лет?
Очень хороший ответ. Что случилось с внезапными изменениями в бревно ⁡ Икс около м ∼ 1,72 М ⊙ ?
@ HDE226868 HDE226868 Я не могу говорить о деталях, но это просто некоторый переходный радиус, где начинается / заканчивается какой-то тип горения; похоже на горящую кислородно-неоновую область...
Составы звезд на разных стадиях
СпросиСетьПолитика конфиденциальности1y, 0v