Frage:
Gibt es einen Zusammenhang zwischen Masse, Radius und Leuchtkraft bei Deuterium-brennenden Braunen Zwergen?
TerranAmbassador
2020-06-12 00:55:54 UTC
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Ich bin ein Weltbauer und meine Umgebung hat viele braune Zwerge.

Während ich versuche, meine Einstellung so wissenschaftskonform wie möglich zu halten, kann ich anscheinend keine Ressourcen für braune Zwerge finden, wie es sie für Hauptreihensterne gibt, sondern nur grundlegende Enzyklopädieseiten, die beschreiben, was braun ist Zwerge sind .

Ich weiß, dass Braune Zwerge nach ihrer Bildung für kurze Zeit eine Deuteriumfusion eingehen, vgl. Wikipedia Brauner Zwerg; Deuteriumfusion.

Führt dieser Prozess zu einer Beziehung zwischen Masse, Radius und Leuchtkraft, wie dies bei der Wasserstofffusion in Hauptreihensternen der Fall ist?

Einer antworten:
Rob Jeffries
2020-06-12 11:27:34 UTC
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Ja, es gibt monotone Beziehungen zwischen Masse und Leuchtkraft und Radius in der "Deuterium-Hauptsequenz".

Deuterium-Verbrennung beginnt, wenn die Kerntemperatur etwas mehr als $ 10 ^ 6 $ span> K. Dies geschieht sehr früh im Leben eines kontrahierenden Protostars, und da es vollständig konvektiv und gründlich gemischt ist, wird das gesamte D in weniger als ein paar Millionen Jahren" verbrannt " . Der Prozess dauert bei Braunen Zwergen mit geringerer Masse viel länger (5-50 Millionen Jahre). Somit könnten nur Systeme, die jünger als 50 Myr sind, einen D-brennenden Braunen Zwerg haben. Unterhalb von etwa 13 Jupitermassen wird der braune Zwergkern niemals heiß genug, um D zu entzünden.

D-Verbrennung ahmt die Wasserstoffverbrennung nach, indem es möglich ist, die Kontraktion eines Protostars zu stabilisieren, wenn die D-Verbrennungsrate dieser entsprechen kann die durch Gravitationskontraktion freigesetzt würde. Der Brennvorgang wirkt dann als Thermostat und hält den Kern auf ungefähr konstanter Temperatur und den Protostern / Braunen Zwerg bei konstanter Leuchtkraft, bis das gesamte D erschöpft ist. Der große Unterschied zwischen D- und H-Brennen besteht jedoch darin, dass das anfängliche D / H-Verhältnis so etwas wie $ 2 \ times 10 ^ {- 4} $ span> ist, also D-Brennen nicht lange dauern.

Die Geschwindigkeit der Gravitationskontraktion eines Protosterns / Braunen Zwergs nimmt mit der Masse zu. Daher muss die Verbrennungsrate von D und damit die Leuchtkraft mit der Masse zunehmen. Der Virialsatz, der mit einer idealen Gasnäherung verwendet wird, sagt uns dann, dass die zentrale Temperatur ungefähr proportional zu Masse / Radius ist und dass die D-Brennreaktionsrate sehr temperaturempfindlich ist ( $ \ propto T ^ {12} $ span>) brennt das D unabhängig von der Masse bei fast derselben Temperatur, und daher ist der Radius während des D-Brennens ungefähr proportional zur Masse. Dies ist nur grob, weil die Kerne solcher Objekte nahezu entartet sind und ideale Gasnäherungen nicht mehr funktionieren.

Das folgende Diagramm (aus [Tout et al. 1999]) 1) zeigt die H-brennenden (unteren) und D-brennenden (oberen) "Hauptsequenzen" für Sterne als gepunktete Linien in das Hertzsprung-Russell-Diagramm. Mit diesem Diagramm können Sie die Leuchtkraft und den Radius eines Sterns einer bestimmten Masse in der D-Brennsequenz abschätzen. Beachten Sie die Isochronen (Linie mit konstantem Alter, die über das Diagramm verläuft und mit Myr gekennzeichnet ist). Es gibt keine geeigneten Formeln, die mir bekannt sind.

H and D burning main sequences from Tout et al. 1999

Für Braune Zwerge kann ich nichts Ähnliches finden. Nachfolgend sind Abkühlungskurven von Burrows et al. (1997), die zeigen, wie sich die Leuchtkraft mit der Zeit ändert. D-Brennen manifestiert sich als Plateau mit einer Leuchtkraft, die mit zunehmender Masse zunimmt, und mit einer Dauer, die mit abnehmender Masse zunimmt. Die braunen Zwerge sind die grünen Kurven.

Burrows et al. 1997 cooling curves

Und ich nehme an, Metallizität hat auch einen Einfluss auf die Rate.
@Pm2Ring minor für vollständig konvektive Objekte.


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