Verschmilzt ein Stern Helium mit Beryllium in der Hauptsequenz?

Wenn ein Stern fertig ist, seinen gesamten Wasserstoff zu Helium zu verschmelzen, beginnt er, Helium zu Beryllium zu verschmelzen und so weiter und so fort, bis Eisen entsteht.

Wenn der Stern mit Beryllium verschmilzt, befindet sich der Stern dann noch in der Hauptsequenzphase und wächst er zu diesem Zeitpunkt in die rote Riesenphase um, oder gibt es keine Regel, wann er zu wachsen beginnt?

— MiscellaneousUser
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Sterne verschmelzen Helium nicht mit Beryllium, Be-8 hat eine extrem kurze Halbwertszeit. Berylliumisotope werden durch Spallation mit kosmischen Strahlen erzeugt .

— PM 2Ring

Als ich meinen Fehler hervorhob, machte ich noch einige Nachforschungen und sah, dass Small -> H-> He, Medium zu Carbon aufstieg. Egal wie massereich die Sterne aufsteigen, Kupfer und mehr, ich dachte, die Fusion hört bei Eisen auf. enchantedlearning.com/subjects/astronomy/stars/fusion.shtml

— MiscellaneousUser

Sie haben Recht: Sternfusion hört bei Eisen / Nickel auf. Aber in einem heißen Stern mit ausreichend Neutronenfluss können schwerere Spezies durch den S-Prozess "gekocht" werden .

— PM 2Ring

@ PM2Ring Be9 ist aber stabil.

— Akkumulation

@Accumulation Sicher, aber wie werden Sie es durch Fusion bauen? He-4 + He-5 ist unwahrscheinlich, da He-5 eine sehr kurze Halbwertszeit hat. Be-8 + p -> B-9 spuckt das Proton einfach mit einer ebenso kleinen Halbwertszeit wieder aus.

— PM 2Ring

Antworten:

Was definiert die Hauptsequenz?

Hauptreihensterne zeichnen sich durch Wasserstoffverschmelzung in ihren Kernen aus, entweder durch die Proton-Proton-Kette (für Sterne mit geringerer Masse) oder den CNO-Zyklus (für Sterne mit mehr als dem 1,5-fachen der Sonnenmasse). Außerhalb des Kerns findet keine signifikante Fusion statt; Die äußeren Schichten sind am strahlenden oder konvektiven Energietransport beteiligt, nicht jedoch an der Energieerzeugung. Wenn im Kern eine Wasserstofffusion stattfindet, sagen wir im Allgemeinen, dass sich noch ein Stern in der Hauptsequenz befindet.

Dies ändert sich in Sternen, die sich aus der Hauptsequenz entwickeln. Einige massearme rote Riesen können Wasserstoff über den CNO-Zyklus in einer Schicht außerhalb eines weitgehend nicht reaktiven Heliumkerns mit Helium verschmelzen. Dies wird als Muschelbrennen bezeichnet . Bei massereicheren Sternen schmelzen schwerere Elemente (z. B. Helium, Kohlenstoff usw.) im Inneren des Kerns, und in den äußeren Schichten brennt die Schale weiter. In einem Stern mit relativ hoher Masse, der sich weit in der Phase nach der Hauptsequenz seines Lebens befindet, können Sie beispielsweise sehen, wie Sauerstoff, Neon, Kohlenstoff, Helium und Wasserstoff in aufeinanderfolgenden Schichten weiter und weiter vom Kern entfernt verschmolzen werden.

Ein häufiges Missverständnis ist, dass ein Stern seinen gesamten Wasserstoff verbraucht, bevor er die Hauptsequenz verlässt. das ist nicht wahr. Es verbraucht lediglich den größten Teil des Wasserstoffs in seinem Kern. in den äußeren schichten ist noch viel, was die schalenverschmelzung ermöglicht.

Evolution nach der Hauptsequenz

Betrachten wir Sterne mit etwa einer Sonnenmasse. Wenn die Wasserstofffusion im (jetzt entarteten) Kern stoppt, verschwindet die Druckquelle, die den Stern im hydrostatischen Gleichgewicht hält. Das Verbrennen von Wasserstoff beginnt in einer Hülle um den Kern. Nach einiger Zeit zieht sich der Kern zusammen, die äußere Hülle dehnt sich aus und der Stern soll sich auf dem roten Riesenzweig befinden. Schließlich steigen die Temperaturen bis zu dem Punkt, an dem der Dreifach-Alpha-Prozess auftreten kann, und es tritt ein Heliumblitz auf, der den Beginn der horizontalen Verzweigung und der Heliumfusion über den Dreifach-Alpha-Prozess markiert. Das Brennen der Wasserstoffhülle geht weiter.

Wie Sie feststellen werden - und wie andere bereits gesagt haben - , fusionieren Sterne während eines Teils dieses Prozesses oder der Entwicklung nach der Hauptsequenz im Allgemeinen kein Helium zu Beryllium. Es ist endotherm; Der Triple-Alpha-Prozess ist exotherm.

— HDE 226868
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Ab wann beginnt ein Stern zu wachsen? Am Ende der Wasserstofffusion im Kern?

— MiscellaneousUser

@MiscellaneousUser Stars wachsen ihr ganzes Leben lang in der Hauptsequenz. Zum Beispiel war unsere Sonne kurz nach ihrer Geburt nur 0,75 R☉ und in 3-4 Milliarden Jahren werden es ungefähr 1,5 R☉ sein. Natürlich nehme ich an, Sie beziehen sich auf die Erweiterung zu einem roten Riesen. In diesem Fall beginnt Helium zu schmelzen. Wasserstoff schmilzt immer noch an den Rändern des Kerns, und dies wird als Wasserstoffschmelzschale bezeichnet, aber der größte Teil des Kerns schmilzt an diesem Punkt Helium (oder schwerere Elemente, falls später). Technisch gesehen ist die Shell eigentlich kein Teil des Kerns, aber das ist Semantik.

— User24373

@ KITTENDESTROYER-9000 "In diesem Fall beginnt Helium zu verschmelzen." Dieser Teil Ihres Kommentars ist nicht richtig. Ein Stern schrumpft, wenn er anfängt, Helium zu verschmelzen, und beendet den roten Riesenzweig des Erstaufstiegs.

— Rob Jeffries

In Anbetracht des in Absatz 3 diskutierten Missverständnisses wird so gut wie kein physikalischer Prozess das gesamte A in B umwandeln, dann das gesamte B in C umwandeln und so weiter. Eher, wenn A weniger häufig vorkommt, verlangsamt sich die Transformationsrate von A zu B, und wenn B häufiger vorkommt, steigt die Produktionsrate von C an. Es wird nie eine harte Grenze sein.

— David Richerby

Verschmilzt ein Stern Helium mit Beryllium in der Hauptsequenz?

$10^{-16}$

Dies erhöht die Wahrscheinlichkeit, dass sich ein dritter Helium-4-Kern mit einem kurzlebigen Beryllium-8-Kern zu Kohlenstoff-12 verbindet, erheblich. Das ist stabil. Die nächste Stufe nach der Wasserstoffverbrennung ist somit die Dreifach-Heliumverbrennung (der Dreifach-Alpha-Prozess ), bei der Beryllium im Wesentlichen umgangen wird, außer als Vermittler.

Wenn der Stern mit Beryllium verschmilzt, befindet sich der Stern dann noch in der Hauptsequenzphase und wächst er zu diesem Zeitpunkt in die rote Riesenphase um, oder gibt es keine Regel, wann er zu wachsen beginnt?

Ein Stern verlässt die Hauptsequenz, bevor er mit der Fusion von Helium beginnt. Es verlässt die Hauptsequenz, wenn der Stern die Wasserstofffusion im Kern nicht mehr aufrechterhalten kann. Dies geschieht, wenn im Kern kein Wasserstoff mehr vorhanden ist. Zu diesem Zeitpunkt ist das durch die Wasserstofffusion zurückbleibende Helium im Wesentlichen Asche. Die Wasserstofffusion findet am Rand des Kerns statt (Schalenverbrennung), aber der an Wasserstoff abgereicherte Kern ist zu diesem Zeitpunkt viel zu kalt, um Helium mit Kohlenstoff (nicht Beryllium) zu verschmelzen. So bricht es zusammen und wird allmählich heißer.

Der Stern beginnt, Helium mit Kohlenstoff (und auch Sauerstoff) zu verschmelzen, wenn die Masse des Sterns nach der Hauptsequenz groß genug ist. Zu diesem Zeitpunkt bricht der rote Riese zusammen und verhält sich fast wie ein Hauptreihenstern mit einem zweiten Leben. Das zweite Leben dauert jedoch nicht lange.

— David Hammen
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