¿Y si le echamos muchos cubos de agua al Sol?

Se pondrá más caliente. Más cosas harán que el interior del sol sea más denso solo por la gravedad, además el hidrógeno es combustible y contribuirá a que el sol los queme en el proceso de fusión termonuclear. Y por cierto, si lanzas el agua verticalmente desde una distancia igual a la distancia a la tierra, el agua acelerará a una velocidad superior a 20 km/s en el impacto, por lo que su energía cinética le aportará mucho más al sol. ya en ese punto que la energía requerida para hervir esa agua a la temperatura del sol.

Conclusión

A corto plazo depende de la velocidad a la que agregues el agua y cómo la agregues. El Sol podría volverse más o menos luminoso como resultado. A largo plazo, es probable que el Sol se mantenga a la misma temperatura, se vuelva más luminoso, pero no en la cantidad que cabría esperar de una simple escala de secuencia principal con masa, porque el material que está agregando es "rico en metales".

Efectos a corto plazo

Tomemos un ejemplo de agregar el 10% de la masa del Sol en forma de agua líquida (en cubos, correcto, pero también supongamos que no tira los cubos). El agua no permanece en forma de moléculas. Se disocia fácilmente en átomos, luego se mezcla en la zona de convección solar y luego se ioniza. Esto requiere energía.

$0.1M_{\odot}$de agua contiene$6.6\times 10^{54}$moléculas (alrededor de$10^{31}$lunares). Con una energía de disociación de energía de 492 kJ/mol, requiere$5 \times 10^{36}$J para producir$1.2\times 10^{55}$átomos de H y$6.6\times 10^{54}$oh átomos. Estos se mezclan en la zona de convección del Sol, cuya base alcanza temperaturas de aproximadamente$2\times 10^{6}$K. Para elevar los átomos a esta temperatura se requiere una mayor$3kT/2$por átomo, entonces sobre$8 \times 10^{38}$J. Los átomos de H se ionizan con relativa facilidad a estas temperaturas (13,6 eV por átomo), pero el oxígeno necesita la friolera de 433 eV para eliminar 6 electrones (apropiado para temperaturas de$\sim 10^{6}$K). Entonces, para ionizar el material se necesita un total de$5\times 10^{38}$j

Por lo tanto, para asimilar el material en la zona de convección toma alrededor$1.3\times 10^{39}$J, que es equivalente a la potencia de salida del Sol durante 100.000 años. Ahora podría argumentar que esta energía es pequeña en comparación con el "reservorio térmico" dentro del Sol (por ejemplo,$1M_{\odot}$de hidrógeno en$\sim 10^{7}$k tiene$5\times 10^{41}$J, pero sin embargo, el equilibrio del Sol se verá perturbado si este material se agrega en una escala de tiempo más corta que la escala de tiempo térmica de la zona de convección. Esta a su vez viene dada por$\sim GM_{\odot}\times 0.02M_{\odot}/R_{\odot}L_{\odot} \sim 6\times 10^{5}$años. Si el agua se agrega rápidamente, uno podría esperar que el Sol se "apague" durante cien mil años, ya que la energía que reside en la zona de convección exterior se agota en la ionización del material agregado.

Pero también debemos considerar cómo se agrega el agua. Si de alguna manera fuera "soltado" de la órbita de la Tierra, llevaría un momento angular y energía cinética. Si incluso la mitad de la energía potencial gravitatoria liberada desde la órbita de la Tierra hacia la superficie solar fuera "absorbida" por el Sol, esto proporcionaría$>10^{40}$J - con la suficiente facilidad para suministrar el calor requerido en el párrafo anterior. En este caso, habría un gran desequilibrio de energía positiva en la zona de convección que haría que el Sol se expandiera y se volviera más luminoso durante unos cientos de miles de años.

Por lo tanto, si el agua se agrega rápidamente (¡menos de 100,000 años!), el Sol se desequilibrará, pero los efectos podrían ir en cualquier dirección dependiendo de cómo se agregue el agua.

Sin embargo, dejaré de lado estos problemas y solo miraré lo que sucede en escalas de tiempo más largas a medida que el Sol se establece en un nuevo equilibrio después de que se ha agregado el agua.

Efectos a largo plazo

Se podría pensar que agregar masa al Sol haría que asumiera la configuración de secuencia principal de una estrella más masiva, pero es más complicado que eso. Si agrega agua, entonces eso es principalmente oxígeno en masa. El oxígeno parcialmente ionizado es una excelente fuente de opacidad y cambiaría significativamente la " metalicidad " general (cualquier cosa más pesada que el helio) del Sol. Para un 10 % adicional de masa añadida en forma de agua, la metalicidad aumentaría de un 1,3 % de metales en masa a aproximadamente un 9 %.

Que yo sepa, nadie ha hecho cálculos de estructura estelar para una estrella de metalicidad tan extrema. En la naturaleza, las estrellas más ricas en metales tienen aproximadamente 5 veces la metalicidad del Sol ( Do et al. 2018 ).

Los efectos de los metales adicionales (particularmente el oxígeno) aumentan la opacidad del gas y reducen la velocidad a la que se puede transportar la energía fuera del núcleo. La zona de convección exterior también se volvería mucho más grande a medida que más estrellas se volvieran susceptibles a las inestabilidades convectivas.

Lo mejor que puedo hacer es indicarle los cálculos de metalicidades del 5% calculados por Pietrinferni et al. (2013) y luego puede interpolar (o extrapolar bajo su propio riesgo) apropiadamente. Está claro a partir de su Fig.3, que un metal rico$1M_{\odot}$La estrella es un 30% menos luminosa y tiene una temperatura superficial un 10% más baja que una estrella de metalicidad solar de la misma masa. Por lo tanto, también debe ser un poco más pequeño. Sin embargo, tenemos que hacer la comparación con un$1.1M_{\odot}$estrella rica en metales en la secuencia principal. Puede comparar directamente un modelo rico en metales en$1.1M_{\odot}$con un modelo de metalicidad solar en$1M_{\odot}$. Resulta que la estrella con metales añadidos tiene aproximadamente la misma temperatura, pero es un 20 % más luminosa que el Sol (y, por lo tanto, debe ser un 10 % más grande). Sin embargo, les advierto que estos son modelos de metalicidad solar a escala, no coinciden exactamente con la naturaleza rica en oxígeno del material agregado aquí y también incluyen una mayor abundancia de He para igualar la metalicidad aumentada. También quisiera advertir que no he considerado qué tan bien se puede mezclar el material rico en metales debajo de la zona de convección y en el núcleo (los modelos asumen que la estrella nace del gas con esa abundancia).