muerte de una estrella enana roja / masa mínima necesaria para una enana blanca?

Estrellas que tienen una masa inferior a aproximadamente$0.5 M_{\odot}$no encenderá el helio en sus núcleos, de manera análoga a la forma en que estrellas con$M<8M_{\odot}$tienen núcleos insuficientemente masivos que nunca alcanzan temperaturas lo suficientemente altas como para encender el carbón.

La causa en ambos casos es el inicio de la presión de degeneración de electrones, que es independiente de la temperatura y permite que el núcleo se enfríe a presión y radio constantes. [¡Un gas normal se contraería y se calentaría más a medida que pierde energía!]

El resultado final para un$0.5M_{\odot}$estrella será una enana blanca de helio con una masa (dependiendo de los detalles inciertos del proceso de pérdida de masa) de alrededor$0.2M_{\odot}$. Tales cosas existen en la naturaleza ahora, pero solo porque han sufrido algún tipo de evento de transferencia de masa en un sistema binario que ha acelerado su evolución. El colapso a un estado degenerado sería inevitable incluso para las estrellas de menor masa (que, por supuesto, serían enanas blancas de muy baja masa). A medida que un núcleo inerte se contrae, pierde calor y se enfría: una densidad más alta y una temperatura más baja eventualmente conducen a condiciones degeneradas que permiten que el núcleo se enfríe sin perder presión.

Las estrellas de menor masa ($<0.3 M_{\odot}$) llegan allí a través de una ruta ligeramente diferente: son completamente convectivos, por lo que el "núcleo" en realidad no existe, siempre se mezcla con el sobre. No se convierten en gigantes rojas y, por lo tanto, supongo que sufrirán mucha menos pérdida de masa.

El remanente sería una enana blanca en cualquier caso y es fundamentalmente diferente de una enana marrón tanto en términos de tamaño como de estructura, porque estaría hecha de helio en lugar de (principalmente) hidrógeno. Esto debería tener un efecto de dos maneras. Para la misma masa, la enana marrón debería ser más grande porque el número de unidades de masa por electrón es menor (1 frente a 2) y también porque los efectos de una temperatura finita son mayores en el material con menos unidades de masa por partícula, es decir, su exterior , la capa no degenerada estaría más "hinchada". NB: Las enanas marrones que vemos hoy son del tamaño de Júpiter, pero todavía se están enfriando. Se volverán un poco más pequeños y más degenerados.

Un cálculo de tamaño simple podría usar la aproximación de un gas ideal, frío y degenerado. Un poco de física simple usando el teorema virial te da

$$\left(\frac{R}{R_{\odot}}\right) \simeq 0.013\left(\frac{\mu_e}{2}\right)^{-5/3} \left(\frac{M}{M_{\odot}}\right)^{-1/3},$$ donde $\mu_e$es el número de unidades de masa atómica por electrón. Poniendo los números apropiados obtengo $0.32\ R_{Jup}$para $0.07M_{\odot}$Enana blanca de helio versus $1.01\ R_{Jup}$para $0.07M_{\odot}$Enana marrón de hidrógeno completamente degenerada (en la práctica sería un poco más pequeña porque no es todo hidrógeno).

Sin embargo, sería interesante ver algunos cálculos realistas de lo que le sucede a un$0.07M_{\odot}$enana marrón contra una$0.08M_{\odot}$estrella en un billón de años más o menos. Actualizaré la respuesta si me encuentro con un estudio de este tipo.

EDITAR: Sabía que había visto algo en esto. Echa un vistazo a Laughlin et al. (1997) , que estudia la evolución a largo plazo de estrellas de muy baja masa. Las estrellas de baja masa no pasan por una fase de gigante roja, siguen siendo completamente convectivas y, por lo tanto, pueden convertir casi todo su hidrógeno en helio en el transcurso de$10^{13}$años y terminan enfriándose como enanas blancas He degeneradas.