Composiciones de estrellas en diferentes etapas.

Así que he estado tratando de encontrar la composición química de las estrellas dependiendo de la etapa y no he encontrado nada más allá de la "estrella promedio" o nuestro sol. Por ejemplo, el sol y muchos otros comienzan con un 74 % de hidrógeno, un 25 % de helio y un 1 % de otros elementos pesados ​​y, dentro de 5 000 millones de años, la composición química sería un 70 % de hidrógeno, un 29 % de helio y un 1 % de otros elementos pesados. ¿Cómo podría encontrar la composición química de otros tipos de estrellas como supergigantes rojas, gigantes rojas, supergigantes azules, etc; Y mientras lo hago, puedo averiguar la composición inicial y la composición final con el tiempo que ha pasado entre ese cambio en la proporción.

Y mientras lo hago, puedo averiguar la composición inicial y la composición final con el tiempo que ha pasado entre ese cambio en la proporción. ¿Es ingenuo decir que la respuesta a esto es la misma que tiene en su publicación, la única diferencia inicialmente es la masa, que determina el tiempo necesario para evolucionar a la composición final de las estrellas, que es muy amplia en el alcance de posibles respuestas ? , dada la amplia gama de resultados observados?
@ Countto10 no del todo. La composición inicial es efectivamente un parámetro de entrada para la evolución estelar y tiene un efecto sobre cómo evoluciona y, por lo tanto, su composición final.

Respuestas (1)

Los parámetros de 'entrada' para la evolución estelar son (*1): masa, binaridad, metalicidad (un término amplio para la composición química inicial), espín, campos magnéticos... etc. Según estos parámetros, las estrellas parecen evolucionar de una manera muy forma regular, primero quemando hidrógeno en su núcleo, luego i) quemando hidrógeno en capas fuera de un núcleo de helio, ii) quemando elementos más pesados ​​en el núcleo (por ejemplo, helio en elementos más pesados) o iii) dejan de quemarse por completo y pasan a un estado remanente como una enana blanca/marrón. Cuál de estos caminos siguen depende de su configuración inicial (principalmente su masa). El tipo de evolución que experimentan determina entonces su evolución química.

Se adjunta una imagen que muestra la estructura química ("perfil de abundancia") de un masivo (15 METRO ⊙ ), justo antes de que explote como una supernova termonuclear ("colapso del núcleo"). Puede ver que la estructura es muy compleja e involucra una gran cantidad de especies, ciertamente no solo hidrógeno y helio. Para calcular la estructura o composición de las estrellas, se deben usar simulaciones numéricas; en particular, el código estándar se llama MESA, que se puede descargar aquí , y las especificaciones se pueden encontrar aquí . MESA se utilizó para producir las líneas continuas en la figura adjunta.

ingrese la descripción de la imagen aquí

*1: Los he puesto en orden de importancia (como lo entendemos hoy) para determinar cómo evolucionan. es decir, la masa es el parámetro más importante, y así sucesivamente.

¿Cuál es el rango de fechas de esto? 500 millones de años?
@noname No estoy seguro, depende de los parámetros de la estrella... pero probablemente menos, ya que las estrellas masivas evolucionan rápido, ¿quizás 100 Myr?
Muy buena respuesta. ¿Qué pasa con los cambios repentinos en registro ⁡ X alrededor metro ∼ 1.72 METRO ⊙ ?
@ HDE226868 No puedo hablar de los detalles, pero es solo un radio de transición donde comienza/termina algún tipo de quema; parece una región de combustión de oxígeno-neón...
Composiciones de estrellas en diferentes etapas.
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