¿Cómo puede una gigante roja crecer tanto?

En mi opinión, ninguna de estas explicaciones cubre realmente la verdadera razón por la que las gigantes rojas se expanden. De hecho, este tema parece un área en la que la gente simplemente inventa cualquier cosa que suene plausible, pero a menudo está bastante mal (Fraser Cain menciona tanto una presión ligera como un volumen más alto en el caparazón de fusión, pero la presión ligera no juega ningún papel en absoluto, y el el volumen del caparazón no es muy diferente al del núcleo, que es mucho más pequeño que el núcleo del Sol). Así que aclaremos la historia.

Muchas de las descripciones incluyen algunos de los elementos clave, incluido el hecho de que tiene una capa de fusión de hidrógeno encima de un núcleo de helio degenerado inerte. Pero la razón clave de la expansión es que la forma en que este caparazón autorregula su tasa de fusión es bastante diferente de la forma en que el núcleo del Sol autorregula su fusión ahora.

Ahora, el núcleo del Sol autorregula su velocidad de fusión para igualar la velocidad a la que la energía (en forma de luz) se difunde a través de la masa del Sol. La forma en que lo hace es esencialmente la misma en todas las estrellas de la secuencia principal: regulan su temperatura central, razón por la cual la temperatura central de las estrellas más luminosas de la secuencia principal es un poco más alta. Pero esta no es en absoluto la forma en que el caparazón que se fusiona en una gigante roja autorregula su tasa de fusión: no puede regular su temperatura, porque la temperatura se la transmite la gravedad del núcleo degenerado sobre el que se asienta. (Esto establece la temperatura a través del teorema virial, esa es la forma clave en que el núcleo degenerado afecta el caparazón: establece su temperatura). Dado que el caparazón no regula su propia temperatura, la temperatura tiende a ser bastante alta. especialmente a medida que el núcleo gana masa (es por eso que la luminosidad aumenta con el tiempo). La fusión es muy sensible a la temperatura, por lo que estar atrapado con una temperatura muy alta hace que la tasa de fusión aumente.loco _ El resto de la estrella no puede soportar esta espectacular tasa de fusión, por lo que sucede algo más.

La estrella se infla y, al hacerlo, descubrimos la forma en que el caparazón regula su propio índice de fusión: levanta el peso del caparazón . Eso reduce la presión en el caparazón, lo que compensa la alta temperatura y reduce la tasa de fusión a lo que el resto de la estrella puede manejar (que se establece por la tasa de luz que puede difundirse a través del caparazón). Así que ahí está la verdadera razón: la estrella debe encontrar una manera de quitar peso de su caparazón de alta temperatura para evitar que la tasa de fusión se vuelva loca, pero el resultado es que la tasa de fusión sigue siendo bastante alta y aumenta a medida que la masa del núcleo aumenta, forzando a que la temperatura de la cubierta suba cada vez más y forzando a la estrella a hincharse aún más.

Hay una buena descripción aquí . Recuerda que una estrella está hecha de gas (bueno, plasma si quieres ser quisquilloso), por lo que no tiene un volumen fijo. Una vez que comienza la fusión, una estrella se expandirá hasta alcanzar un tamaño en el que pueda equilibrar la cantidad de energía producida por la fusión con la cantidad radiada desde la superficie. Si es demasiado pequeña, se calentará y provocará una expansión que (dependiendo de las partes de la estrella que se expandan) reducirá la energía producida y aumentará la cantidad radiada. Una comprensión más detallada de esto requiere hacer un seguimiento de cómo la temperatura y la densidad varían con la profundidad de la estrella.

En una gigante roja, la energía no se produce en el núcleo, sino en una capa esférica que rodea el núcleo (porque el núcleo se ha quedado más o menos sin combustible). Este es en realidad un volumen mayor, por lo que se produce más energía. La estrella se expande hasta que puede irradiar toda esa energía.

Encontré una descripción con cantidades moderadas de matemáticasespecialmente alrededor de la página 132. Entonces, una cosa es que tienes un núcleo de helio, con la fusión de hidrógeno justo afuera. Eso significa que hay menos masa "encima" de la capa de fusión, por lo que la fusión en realidad se produce a presiones más bajas que cuando ocurría en el núcleo. Eso requiere temperaturas más altas en esa capa, y cuando haces las ecuaciones, una producción de energía total mucho más alta. Ese flujo de energía, ya sea como radiación o convección, alcanza las capas externas de la estrella e inicialmente las calienta, lo que hace que se expandan (ya que la gravedad de las estrellas es más o menos constante y, por lo tanto, no puede atraerlas más hacia abajo). Al expandirse, se enfrían, lo que significa que atrapan más radiación (el gas más frío es menos transparente) y la irradian menos, y se calientan nuevamente y se expanden nuevamente. Esto continúa hasta que se encuentra un punto de equilibrio (o no, para estrellas mucho más grandes que el sol que pueden perder gran parte de su masa de esta manera) y cuando haces los números resulta que este equilibrio requiere una estrella muy grande. Quizás una forma de pensarlo es que una estrella mucho menos masiva que el sol se apaga lentamente. Una estrella mucho más masiva que el submarino explota. El Sol está colocado entre los dos, por lo que "casi explota", pero se detiene cuando sus capas exteriores se han vuelto muy grandes.

Una observación adicional es que la densidad en las partes superiores de una gigante roja es bastante baja; según nuestros estándares, es un vacío decente, contaminado con gas al rojo vivo. Sin embargo, debido a que la estrella es tan grande, aún es opaca, por lo que la contamos como parte de la estrella.

El tamaño de la estrella en equilibrio es un equilibrio de fuerzas, la presión producida por el plasma caliente, calentado por las reacciones nucleares en el núcleo, equilibrado por la gravedad.

Las tasas de fusión se ven fuertemente afectadas por la temperatura. Aumenta un poco la temperatura y obtendrás mucha más energía. A medida que el núcleo se queda sin hidrógeno, comienza a colapsar y calentarse, formando un núcleo inerte de helio degenerado rodeado por una capa de hidrógeno que se quema rápidamente. En este nuevo equilibrio se libera mucha más energía. Esta retroalimentación positiva significa que lo que parece un pequeño cambio (quema del núcleo al caparazón) tiene un efecto masivo en la producción de energía de la estrella.

Ahora, cuando una estrella evoluciona, emite mucha más energía por segundo. Aldebarán produce 500 veces más energía por segundo que el sol, a pesar de ser un poco más grande.

Ahora bien, esto hace que la estrella aumente de tamaño, pero a medida que la estrella se hace más grande, las capas exteriores están más alejadas del centro de gravedad, por lo que la fuerza de gravedad sobre ellas se reduce, de acuerdo con la ley del cuadrado inverso. Con menos gravedad se amplifica el crecimiento en el tamaño. Entonces, un gran aumento de poder se convierte en un aumento masivo de tamaño. Esta es la razón por la cual el crecimiento en tamaño es mucho mayor de lo que predeciría la simple intuición sobre la expansión del gas caliente.

En las etapas finales de la evolución de una estrella, el tamaño de la estrella crece sin límite, ya que la gravedad de la estrella no es suficiente para mantener sus capas exteriores unidas a la estrella y se convierte en una nebulosa planetaria.

La forma intuitiva de pensarlo es entender que hay múltiples cambios que, en esencia, se amplifican entre sí. La amplificación en astronomía no es tan poco común. Explica por qué la gravedad puede hacer que los objetos masivos sean tan pequeños, porque a medida que el objeto masivo se vuelve más pequeño, la gravedad y el peso del objeto crecen exponencialmente. En cierto sentido, sucede lo contrario con una gigante roja. La gravedad en la superficie disminuye lo suficiente como para que la estrella entre en una especie de expansión descontrolada.

La expansión de la estrella al final de su vida es exponencial. Es por eso que puede expandirse tanto.

Si el sol duplicara su tamaño pero su masa permaneciera sin cambios. En este caso hipotético, la gravedad de la superficie del nuevo Sol se divide por 4. Su velocidad de escape se divide por la raíz cuadrada de 2, por lo que la capa exterior tiene mucho menos peso, pero la velocidad de escape todavía la une a la estrella. En igualdad de condiciones, expandir el sol debería hacer que se enfríe, pero usando la regla de la raíz cuadrada media para la velocidad térmica, si la temperatura se divide por 2, la velocidad de las moléculas de hidrógeno y helio se divide por la raíz cuadrada de 2.

En este teórico, los átomos de hidrógeno en la superficie se mueven un poco más lento, pero con 1/4 de la gravedad, son más libres y pueden alejarse más de la estrella en función de su velocidad térmica.

Si seguimos expandiendo el sol, llega un punto en el que el hidrógeno exterior se une de manera increíblemente flexible. Con un tamaño de gigante roja, digamos, 1 UA de radio o 215 radios solares actuales, la gravedad es unas 46 000 veces menor y el hidrógeno en la superficie solo experimenta una aceleración gravitacional de 0,006 m/s^2, pero esas mismas moléculas de hidrógeno en la gigante roja temperatura (unos 3.000 grados K), se desplazan a unos 5,5 km/s. Pueden alejarse de la superficie más de un millón de kilómetros basándose únicamente en su energía térmica, en comparación con los 100 kilómetros que hay actualmente en la superficie del sol (basado en poco menos de 8 km/s).

En ambos casos, la capa exterior de hidrógeno y helio están en equilibrio, es solo que la gravedad y el tamaño de la gigante roja son mucho más bajos que con la gigante roja, el equilibrio es este gas caliente muy débilmente ligado. Pero eso es sólo una parte de la razón.

Considere qué más sucede a medida que el sol envejece.

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El núcleo, donde ocurre la fusión, es una región comparativamente pequeña en el centro. Envuelto alrededor del núcleo está la zona radiativa y la zona conductora. que ayudan a mantener el calor de la fusión atrapado dentro del sol. Como resultado, con el tiempo, el interior del sol se vuelve más caliente y, a medida que se calienta más, el núcleo se hace más grande y abarca más y más de la zona de radiación.

Si pensamos en la zona radiativa como una especie de manta que atrapa el calor dentro del sol, a medida que el núcleo se hace más grande y masivo, la zona radiativa se estira y pierde masa en el núcleo, por lo que se vuelve más delgada de dos maneras. Si se duplica el tamaño del núcleo, los fotones del núcleo tienen que viajar a través de 1/4 de muchas moléculas. A medida que el sol envejece lo suficiente y la mayor parte de la fusión ocurre en el borde exterior del núcleo, hay una capa significativamente menor para mantener el calor atrapado. No es tanto que se esté creando más energía, es que esa energía tiene un camino más fácil a la región exterior del sol. Así que tienes un efecto de amplificación, a medida que el sol se hace más grande, la gravedad de la superficie cae por el cuadrado del radio y el calor interno tiene menos material por el que pasar para llegar a las capas exteriores.

El colapso del núcleo interno también puede desempeñar un papel. Incluso cuando el núcleo interno se queda sin hidrógeno para fusionarse y comienza a colapsar, el acto de colapsar genera un calor significativo.

No estoy seguro de que esté claro, pero ese es mi intento de explicar lo que sucede intuitivamente.