¿Por qué se encoge el núcleo convectivo de una estrella de masa intermedia a alta?

La siguiente imagen muestra la evolución del perfil de fracción de masa de hidrógeno para una estrella de 5 masas solares en la secuencia principal. Esperaría que el tamaño del núcleo convectivo se mantuviera aproximadamente constante a medida que se fusiona el hidrógeno, lo que lleva a un perfil final similar a un escalón cuando se agota el hidrógeno del núcleo. Sin embargo, toda la literatura y las simulaciones muestran una clara pendiente en el perfil escalonado final que resulta de la contracción del núcleo convectivo.

¿Alguien tiene alguna idea sobre la razón detrás de la reducción?

Evolución del perfil de fracción de masa de hidrógeno para una estrella de 5 masas solares en la secuencia principal

(fuente de la imagen: http://astro.if.ufrgs.br/evol/evolve/hansen/StellarEvolnDemo/m5z02evoln.html )

Edición 1:

A continuación se muestra la evolución del perfil de temperatura para la misma estrella. No dude en hacer comentarios al respecto.

Personalmente, me sorprende lo poco que cambian las temperaturas. Dado que la reacción nuclear principal es el ciclo CNO, que escala como   T dieciséis , esperaba un cambio mucho más violento. Sin embargo, la temperatura central solo aumenta en un 30% durante toda la secuencia principal. Interesante.

Evolución del perfil de temperatura para una estrella de 5 masas solares en la secuencia principal

(Fuente: http://astro.if.ufrgs.br/evol/evolve/hansen/StellarEvolnDemo/m5z02evoln.html )

Edición 2:

Pensé que una buena explicación podría estar en el criterio de Ledoux para la convección. Este criterio establece que los gradientes químicos tienen un efecto estabilizador frente a la convección (es decir, impiden la convección) lo que llevaría a concluir que, en la interfase entre la zona radiativa y convectiva, el transporte radiativo tomaría el relevo. Sin embargo, simulo la evolución con y sin el criterio de Ledoux y en ambos casos el núcleo convectivo se contrae.

Hace más de 20 años, desde que trabajé en esa área. Recuerdo vagamente que este efecto resulta de los modelos de hecho. Los parámetros físicos que regulan el inicio de la convección, el adiabático y el gradiente de temperatura real, ambos dependen de manera similar de los cambios de propiedades de la materia estelar con el radio, y no tenía una explicación satisfactoria de por qué el punto de inicio se mueve hacia adentro con tiempo. ¡Espero una respuesta adecuada!
¿Supongo que no puedes trazar la temperatura central también?
@RobJeffries: agregué la evolución del perfil de temperatura. Por favor, siéntete libre de comentarlo.
Me hace preguntarme si alguien alguna vez obtuvo números sobre las capacidades caloríficas de los diversos núcleos totalmente ionizados. Las diferencias podrían cambiar fácilmente las propiedades de convección.
El Criterio de Ledoux solo es relevante si el núcleo está a punto de aumentar de tamaño (en lugar de encogerse). En ese caso, las capas más ligeras sobre el material más pesado tienen un efecto estabilizador (como predice el criterio de Ledoux) y el núcleo no puede crecer inmediatamente. En la zona de convección no hay gradiente químico debido a la mezcla convectiva y se aplica el criterio de Schwarzschild.

Respuestas (1)

Que exista convección depende de si el gradiente de temperatura radiativo interior alcanza el gradiente de temperatura adiabático.

El gradiente de temperatura radiante interior es proporcional a la opacidad y al flujo de energía hacia el exterior, e inversamente proporcional a T 4 . A medida que la estrella evoluciona en la secuencia principal, la temperatura central aumenta y la opacidad (p. ej., la opacidad de Kramer aumenta T − 7 / 2 baja. También está eliminando electrones libres (combinándolos con protones para formar He), lo que reduce la opacidad de dispersión de Thomson/Compton. Esto significa que el gradiente de temperatura radiativo disminuye y puede caer por debajo del gradiente adiabático, lo que significa que el transporte de energía vuelve a ser radiativo.

Permanece convectivo justo en el centro durante más tiempo porque ahí es donde el gradiente de temperatura radiativo sigue siendo mayor (impulsado por la extrema dependencia de la temperatura y el alto flujo de energía hacia el exterior de las reacciones nucleares del ciclo CNO).

¿Puede agregar que (y por qué) el gradiente de temperatura adiabático no cambia (yo mismo no tengo mis viejos libros de texto listos para verificarlo yo mismo)? Lo pregunto porque recuerdo que en las estrellas de baja masa (por ejemplo, nuestro Sol), es el cambio en el gradiente de temperatura adiabático (en contraste con el gradiente real) lo que provoca la convección en la envoltura.
@HartmutBraun La temperatura adiabática cambia, pero no en la misma cantidad. Es por eso que el núcleo conectivo se encoge. Al final, el modelo numérico muestra lo que sucede. Ofrezco una explicación aproximada.
@HartmutBraun: el gradiente adiabático no cambia significativamente durante la evolución que se muestra arriba. El núcleo no se degenera, por lo que la ecuación de estado está bastante representada por el gas ideal cuyo gradiente adiabático ∇~0,4. En cuanto a las estrellas de baja masa, la disminución del gradiente adiabático se debe a las zonas de ionización cercanas a la superficie. El gradiente de temperatura adiabático está estrechamente relacionado con los exponentes adiabáticos cuyo comportamiento en las zonas de ionización se puede encontrar aquí: astronomy.stackexchange.com/questions/27769/…
¿Por qué se encoge el núcleo convectivo de una estrella de masa intermedia a alta?
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