Astronomie

Verbrauchen Sterne mit geringerer Masse mehr Wasserstoff als Sterne mit höherer Masse?

Verbrauchen Sterne mit geringerer Masse mehr Wasserstoff als Sterne mit höherer Masse?

Wenn ich das richtig verstehe, verbrauchen rote Zwerge ihren gesamten Wasserstoff und werden schließlich zu weißen Helium-Zwergen schrumpfen, während die Sterne mit höherer Masse eine beträchtliche Menge ihres Wasserstoffbrennstoffs verbrauchen, nicht unbedingt den gesamten. Korrigiere mich, wenn ich falsch liege.


Sterne mit weniger als etwa 0,3 Sonnenmassen sind vollständig konvektiv, sodass Wasserstoff im gesamten Stern zum Kern transportiert und verbraucht werden kann. Bei höheren Massen ist der Kern strahlend, so dass nur Wasserstoff verbraucht wird, der im Kern beginnt.


Neue Forschung enthüllt verborgene Prozesse im Herzen großer Sterne

Eine Simulation eines Sterns mit 3 Sonnenmassen zeigt den zentralen, konvektiven Kern und die von ihm erzeugten Wellen im restlichen Inneren des Sterns. Bildnachweis: Philipp Edelmann

Astronomen bezeichnen massereiche Sterne im Allgemeinen als die chemischen Fabriken des Universums. Sie beenden ihr Leben im Allgemeinen in spektakulären Supernovae, Ereignissen, die viele Elemente des Periodensystems schmieden. Wie sich die Elementarkerne in diesen riesigen Sternen vermischen, hat einen großen Einfluss auf unser Verständnis ihrer Entwicklung vor ihrer Explosion. Es stellt auch die größte Unsicherheit für Wissenschaftler dar, die ihre Struktur und Evolution untersuchen.

Ein Team von Astronomen unter der Leitung von May Gade Pedersen, einer Postdoktorandin am Kavli Institute for Theoretical Physics der UC Santa Barbara, hat nun die interne Mischung innerhalb eines Ensembles dieser Sterne gemessen, indem sie Wellen aus ihrem tiefen Inneren beobachtet. Während Wissenschaftler diese Technik schon früher verwendet haben, ist diese Arbeit das erste Mal, dass dies für eine so große Gruppe von Sternen gleichzeitig erreicht wurde. Die Ergebnisse, veröffentlicht in Naturastronomie, zeigen, dass die Innenmischung sehr unterschiedlich ist, ohne eindeutige Abhängigkeit von der Masse oder dem Alter eines Sterns.

Sterne verbringen den Großteil ihres Lebens damit, tief in ihren Kernen Wasserstoff zu Helium zu verschmelzen. Bei besonders massereichen Sternen ist die Fusion jedoch im Zentrum so konzentriert, dass sie zu einem turbulenten konvektiven Kern führt, ähnlich einem Topf mit kochendem Wasser. Konvektion entfernt zusammen mit anderen Prozessen wie der Rotation effektiv Heliumasche aus dem Kern und ersetzt sie durch Wasserstoff aus der Hülle. Dadurch können die Sterne viel länger leben als sonst vorhergesagt.

Astronomen glauben, dass diese Vermischung auf verschiedene physikalische Phänomene zurückzuführen ist, wie die interne Rotation und interne seismische Wellen im Plasma, das durch den konvektiven Kern angeregt wird. Die Theorie ist jedoch durch Beobachtungen weitgehend unbeschränkt geblieben, da sie so tief im Inneren des Sterns auftritt. Allerdings gibt es eine indirekte Methode, um in Sterne zu blicken: die Asteroseismologie, die Untersuchung und Interpretation von Sternoszillationen. Die Technik weist Parallelen zu der Art und Weise auf, wie Seismologen Erdbeben nutzen, um das Innere der Erde zu untersuchen.

"Die Untersuchung von Sternoszillationen stellt unser Verständnis der Sternstruktur und -entwicklung in Frage", sagte Pedersen. "Sie ermöglichen es uns, das Innere der Sterne direkt zu untersuchen und Vergleiche mit den Vorhersagen unserer Sternmodelle anzustellen."

Pedersen und ihre Mitarbeiter von der KU Leuven, der University of Hasselt und der University of Newcastle konnten mithilfe der Asteroseismologie die interne Mischung für ein Ensemble solcher Sterne ableiten. Dies ist das erste Mal, dass ein solches Kunststück gelungen ist, und war nur dank einer neuen Probe von 26 langsam pulsierenden B-Sternen mit identifizierten Sternoszillationen aus der Kepler-Mission der NASA möglich.

Langsam pulsierende Sterne vom Typ B sind drei- bis achtmal massereicher als die Sonne. Sie dehnen sich aus und ziehen sich auf Zeitskalen in der Größenordnung von 12 Stunden bis 5 Tagen zusammen und können sich in der Helligkeit um bis zu 5 % ändern. Ihre Schwingungsmoden reagieren besonders empfindlich auf die Bedingungen in der Nähe des Kerns, erklärte Pedersen.

"Die interne Mischung innerhalb von Sternen wurde jetzt durch Beobachtung gemessen und stellt sich in unserer Stichprobe als vielfältig heraus, wobei einige Sterne fast keine Mischung aufweisen, während andere ein millionenfach höheres Niveau aufweisen", sagte Pedersen. Es stellt sich heraus, dass die Vielfalt nichts mit der Masse oder dem Alter des Sterns zu tun hat. Vielmehr wird es hauptsächlich durch die interne Rotation beeinflusst, obwohl dies nicht der einzige Faktor ist.

"Diese asteroseismischen Ergebnisse ermöglichen es Astronomen endlich, die Theorie der internen Vermischung massereicher Sterne zu verbessern, die bisher durch Beobachtungen direkt aus ihrem tiefen Inneren unkalibriert geblieben ist", fügte sie hinzu.

Die Genauigkeit, mit der Astronomen Sternschwingungen messen können, hängt direkt davon ab, wie lange ein Stern beobachtet wird. Eine Verlängerung der Zeit von einer Nacht auf ein Jahr führt zu einer tausendfachen Erhöhung der gemessenen Genauigkeit der Schwingungsfrequenzen.

"May und ihre Mitarbeiter haben den Wert von asteroseismischen Beobachtungen als Sonden des tiefen Inneren von Sternen auf eine neue und tiefgreifende Weise gezeigt", sagte KITP-Direktor Lars Bildsten, der Gluck-Professor für Theoretische Physik. "Ich bin gespannt, was sie als nächstes findet."

Die besten derzeit verfügbaren Daten dazu stammen von der Weltraummission Kepler, die vier Jahre lang den gleichen Himmelsfleck beobachtete. Die langsam pulsierenden Sterne vom Typ B waren die pulsierenden Sterne mit der höchsten Masse, die das Teleskop beobachtete. Obwohl die meisten von ihnen etwas zu klein sind, um Supernova zu werden, teilen sie die gleiche innere Struktur wie die massereicheren stellaren chemischen Fabriken. Pedersen hofft, dass die Erkenntnisse aus der Untersuchung der B-Typ-Sterne das Innenleben ihrer massereicheren O-Typ-Gegenstücke beleuchten werden.

Sie plant, Daten des Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) der NASA zu verwenden, um Gruppen von oszillierenden massereichen Sternen in OB-Assoziationen zu untersuchen. Diese Gruppen umfassen 10 bis mehr als 100 massereiche Sterne zwischen 3 und 120 Sonnenmassen. Sterne in OB-Assoziationen werden aus derselben Molekülwolke geboren und haben ein ähnliches Alter, erklärte sie. Die große Stichprobe von Sternen und die Beschränkung durch ihr gemeinsames Alter bieten aufregende neue Möglichkeiten, die inneren Mischungseigenschaften massereicher Sterne zu untersuchen.

Neben der Aufdeckung der Prozesse, die im Inneren von Sternen verborgen sind, kann die Erforschung von Sternoszillationen auch Informationen über andere Eigenschaften der Sterne liefern.

„Die stellaren Schwingungen erlauben uns nicht nur, die innere Mischung und Rotation der Sterne zu studieren, sondern auch andere Sterneigenschaften wie Masse und Alter zu bestimmen“, erklärt Pedersen. "Obwohl dies beide zwei der grundlegendsten stellaren Parameter sind, gehören sie auch zu den am schwierigsten zu messenden."


Wie sterben die massereichsten Sterne: Supernova, Hypernova oder direkter Kollaps?

Eine Animationssequenz der Supernova aus dem 17. Jahrhundert im Sternbild Kassiopeia. Umgebung. [+] Material und die kontinuierliche Emission von EM-Strahlung spielen beide eine Rolle bei der fortgesetzten Beleuchtung des Überrests.

NASA, ESA und die Hubble Heritage STScI/AURA)-ESA/Hubble-Kollaboration. Danksagung: Robert A. Fesen (Dartmouth College, USA) und James Long (ESA/Hubble)

Erschaffe einen Stern, der massiv genug ist, und er wird nicht mit einem Wimmern erlöschen, wie es unsere Sonne tun wird, und brennt für Milliarden und Abermilliarden von Jahren glatt, bevor er sich zu einem Weißen Zwerg zusammenzieht. Stattdessen wird sein Kern kollabieren, was zu einer außer Kontrolle geratenen Fusionsreaktion führt, die die äußeren Teile des Sterns in einer Supernova-Explosion auseinanderbläst, während das Innere entweder zu einem Neutronenstern oder einem Schwarzen Loch zusammenbricht. Das ist zumindest die konventionelle Weisheit. Aber wenn Ihr Stern massiv genug ist, bekommen Sie möglicherweise überhaupt keine Supernova. Eine andere Möglichkeit ist der direkte Kollaps, bei dem der gesamte Stern einfach verschwindet und ein Schwarzes Loch bildet. Noch eine andere ist als Hypernova bekannt, die viel energiereicher und leuchtender ist als eine Supernova und überhaupt keinen Kernüberrest hinterlässt. Wie werden die massereichsten Sterne von allen ihr Leben beenden? Hier ist, was die Wissenschaft bisher zu sagen hat.

Der Nebel vom Supernova-Überrest W49B, noch sichtbar in Röntgen-, Radio- und Infrarotwellenlängen. Es. [+] braucht einen Stern, der mindestens 8-10 mal so massiv ist wie die Sonne, um eine Supernova zu werden und die notwendigen schweren Elemente zu erzeugen, die das Universum benötigt, um einen Planeten wie die Erde zu haben.

Röntgen: NASA/CXC/MIT/L.Lopez et al. Infrarot: Palomar Radio: NSF/NRAO/VLA

Jeder Stern verschmilzt bei seiner Geburt in seinem Kern Wasserstoff zu Helium. Sonnenähnliche Sterne, Rote Zwerge, die nur ein paar Mal größer sind als Jupiter, und supermassereiche Sterne, die zehn- oder hundertmal so massereich sind wie unsere, durchlaufen diese Kernreaktion der ersten Stufe. Je massereicher ein Stern ist, desto heißer erreicht seine Kerntemperatur und desto schneller verbrennt er seinen Kernbrennstoff. Wenn dem Kern eines Sterns der Wasserstoff zum Verschmelzen ausgeht, zieht er sich zusammen und erwärmt sich, wo er – wenn er heiß und dicht genug wird – damit beginnen kann, noch schwerere Elemente zu verschmelzen. Sonnenähnliche Sterne werden heiß genug, sobald die Wasserstoffverbrennung abgeschlossen ist, um Helium zu Kohlenstoff zu verschmelzen, aber das ist das Ende der Linie in der Sonne. Sie brauchen einen Stern, der etwa acht (oder mehr) Mal so groß ist wie unsere Sonne, um die nächste Stufe zu erreichen: die Kohlenstofffusion.

Der ultramassive Stern Wolf-Rayet 124, dargestellt mit seinem umgebenden Nebel, ist einer von Tausenden von . [+] Milchstraßensterne, die die nächste Supernova unserer Galaxie sein könnten. Es ist auch viel, viel größer und massereicher, als Sie es in einem Universum bilden könnten, das nur Wasserstoff und Helium enthält, und befindet sich möglicherweise bereits in der Kohlenstoffverbrennungsphase seines Lebens.

Hubble Legacy Archive / A. Moffat / Judy Schmidy

Wenn Ihr Stern jedoch so massiv ist, sind Sie für ein echtes kosmisches Feuerwerk bestimmt. Im Gegensatz zu sonnenähnlichen Sternen, die in einem planetarischen Nebel sanft ihre äußeren Schichten abblasen und sich zu einem (kohlenstoff- und sauerstoffreichen) Weißen Zwerg zusammenziehen, oder zu den Roten Zwergen, die niemals Helium verbrennen und sich einfach zu einem (Helium-basierter) Weißer Zwerg, die massereichsten Sterne sind für ein katastrophales Ereignis bestimmt. Am häufigsten, insbesondere gegen das masseärmere Ende (

20 Sonnenmassen und darunter) des Spektrums steigt die Kerntemperatur weiter an, während die Fusion auf schwerere Elemente übergeht: von Kohlenstoff zu Sauerstoff und/oder Neonverbrennung und dann im Periodensystem hinauf zur Magnesium-, Silizium- und Schwefelverbrennung, die gipfelt in einem Kern aus Eisen, Kobalt und Nickel. Da das Verschmelzen dieser Elemente mehr Energie kosten würde, als Sie gewinnen, implodiert hier der Kern, und Sie erhalten eine Kernkollaps-Supernova.

Die Anatomie eines sehr massereichen Sterns während seines gesamten Lebens, der in einer Supernova vom Typ II gipfelt.

Nicole Rager Fuller für die NSF

Es ist ein brillantes, spektakuläres Ende für viele der massereichen Sterne in unserem Universum. Von allen Sternen, die in diesem Universum geschaffen werden, sind weniger als 1% massiv genug, um dieses Schicksal zu erreichen. Wenn Sie zu immer höheren Massen gehen, wird es immer seltener, einen so großen Stern zu haben. Etwa 80 % der Sterne im Universum sind Rote Zwerge: nur 40 % der Sonnenmasse oder weniger. Die Sonne selbst ist massereicher als etwa 95 % der Sterne im Universum. Der Nachthimmel ist voller außergewöhnlich heller Sterne, die für das menschliche Auge am leichtesten zu erkennen sind. Jenseits der unteren Grenze für Supernovae gibt es jedoch Sterne, die viele Dutzend oder sogar Hunderte Male die Masse unserer Sonne haben. Sie sind selten, aber kosmisch gesehen sind sie extrem wichtig. Der Grund dafür ist, dass Supernovae nicht die einzige Möglichkeit sind, wie diese massereichen Sterne leben oder sterben können.

Der Blasennebel befindet sich am Rande eines Supernova-Überrests, der vor Tausenden von Jahren aufgetreten ist. Wenn . [+] entfernte Supernovae befinden sich in staubigeren Umgebungen als ihre heutigen Gegenstücke, dies könnte eine Korrektur unseres aktuellen Verständnisses der Dunklen Energie erfordern.

T. A. Rektor/University of Alaska Anchorage, H. Schweiker/WIYN und NOAO/AURA/NSF

Zunächst einmal haben viele massereiche Sterne Ausflüsse und Ejekta. Im Laufe der Zeit, wenn sie sich entweder dem Ende ihres Lebens oder dem Ende eines bestimmten Fusionsstadiums nähern, führt etwas dazu, dass sich der Kern kurzzeitig zusammenzieht, was wiederum zu einer Erwärmung führt. Wenn der Kern heißer wird, wird die Rate von alle Arten der Kernfusion zunimmt, was zu einem schnellen Anstieg der im Kern eines Sterns erzeugten Energie führt. Diese Energiezunahme kann große Mengen an Masse wegblasen und ein Ereignis verursachen, das als Supernova-Betrüger bekannt ist: heller als jeder normale Stern, wodurch bis zu zehn Sonnenmassen an Material verloren gehen. Der Stern Eta Carinae (unten) wurde im 19. Jahrhundert zu einem Supernova-Betrüger, aber in dem von ihm geschaffenen Nebel brennt er immer noch und wartet auf sein endgültiges Schicksal.

Der „Supernova-Betrüger“ des 19. Jahrhunderts löste eine gigantische Eruption aus, die viele Sonnen spuckte. [+] Material im Wert von Eta Carinae in das interstellare Medium. Sterne mit hoher Masse wie dieser in metallreichen Galaxien, wie unserer eigenen, stoßen große Massenanteile auf eine Weise aus, die Sterne in kleineren Galaxien mit geringerer Metallizität nicht tun.

Nathan Smith (University of California, Berkeley) und NASA

Was wird also das endgültige Schicksal eines Sterns sein, der größer als das 20-fache unserer Sonne ist? Nun, es gibt drei Möglichkeiten, und wir sind uns nicht ganz sicher, unter welchen Bedingungen jede davon angetrieben werden kann. Eine davon ist eine Supernova, die wir bereits besprochen haben. Jeder ultramassive Stern, der genug von dem "Zeug", aus dem er besteht, verliert, kann leicht zur Supernova werden, wenn die gesamte Sternstruktur plötzlich in den richtigen Massenbereich fällt. Aber es gibt zwei andere Massenbereiche – und wieder sind wir unsicher, wie die genauen Zahlen lauten –, die zwei andere Ergebnisse ermöglichen. Beide müssen existieren, sie wurden bereits beobachtet.

Die sichtbaren/nahen IR-Fotos von Hubble zeigen einen massereichen Stern mit etwa 25-facher Sonnenmasse, der . [+] ist verschwunden, ohne Supernova oder andere Erklärung. Der direkte Zusammenbruch ist die einzige vernünftige Erklärungskandidat.

Direkter Kollaps von Schwarzen Löchern. Wenn ein Stern zur Supernova wird, implodiert sein Kern und kann je nach Masse entweder ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch werden. Aber erst letztes Jahr beobachteten Astronomen zum ersten Mal, dass ein Stern mit 25 Sonnenmassen einfach verschwindet. Sterne verschwinden nicht einfach ohne ein Zeichen, aber es gibt eine physikalische Erklärung für das, was passiert sein könnte: Der Kern des Sterns produzierte nicht mehr genügend Strahlungsdruck nach außen, um die nach innen gerichtete Schwerkraft auszugleichen. Wenn die zentrale Region dicht genug wird, mit anderen Worten, wenn genügend Masse in einem ausreichend kleinen Volumen verdichtet wird, bilden Sie einen Ereignishorizont und erzeugen ein Schwarzes Loch. Und wenn Sie ein Schwarzes Loch machen, kann alles andere hineingezogen werden.

Einer der vielen Haufen in dieser Region wird durch massereiche, kurzlebige, hellblaue Sterne hervorgehoben. . [+] Innerhalb von nur etwa 10 Millionen Jahren wird die Mehrheit der massivsten in einer Supernova vom Typ II explodieren. oder sie können einfach direkt zusammenbrechen.

Es wurde die Theorie aufgestellt, dass ein direkter Kollaps für sehr massereiche Sterne jenseits von vielleicht 200-250 Sonnenmassen auftritt. Aber das jüngste Verschwinden eines solchen massearmen Sterns hat all das in Frage gestellt. Vielleicht verstehen wir das Innere von Sternkernen nicht so gut, wie wir denken, und vielleicht gibt es mehrere Möglichkeiten für einen Stern, einfach vollständig zu implodieren und zu verschwinden, ohne nennenswerte Mengen an Materie abzuwerfen. Wenn dies der Fall ist, könnte die Bildung von Schwarzen Löchern durch direkten Kollaps weitaus häufiger vorkommen, als wir zuvor erwartet hatten, und könnte eine sehr gute Möglichkeit für das Universum sein, seine supermassiven Schwarzen Löcher aus extrem frühen Zeiten aufzubauen. Aber es gibt ein anderes Ergebnis, das in die völlig entgegengesetzte Richtung geht: eine Lichtshow zu veranstalten, die viel spektakulärer ist, als eine Supernova bieten kann.

Wenn Sie einen Stern mit genau den richtigen Bedingungen hätten, könnte das Ganze auseinander gesprengt werden und keine . [+] Überreste überhaupt!

Hypernova-Explosionen. Diese Ereignisse, die auch als superluminöse Supernova bekannt sind, sind viel heller und zeigen sehr unterschiedliche Lichtkurven (das Muster des Aufhellens und Verblassens) als jede andere Supernova. Die führende Erklärung dahinter ist als Paarinstabilitätsmechanismus bekannt. Wenn Sie eine große Masse – etwas Hunderttausendes bis Millionenfaches der Masse unseres gesamten Planeten – in ein kleines Volumen kollabieren, gibt es eine enorme Energiemenge ab. Theoretisch wäre die Energie, die er abgibt, so groß, dass sich die einzelnen Photonen in Elektronen- und Positronenpaare aufspalten könnten, wenn wir einen Stern machen würden, der massiv genug ist, etwa 100 Mal so massiv wie die Sonne. Elektronen wissen Sie, aber Positronen sind die Antimaterie-Gegenstücke von Elektronen, und sie sind etwas ganz Besonderes.

Dieses Diagramm veranschaulicht den Paarproduktionsprozess, von dem Astronomen glauben, dass er die Hypernova ausgelöst hat. [+] Veranstaltung bekannt als SN 2006gy. Wenn hochenergetische Photonen erzeugt werden, erzeugen sie Elektron/Positron-Paare, was zu einem Druckabfall und einer außer Kontrolle geratenen Reaktion führt, die den Stern zerstört.

Wenn Positronen in großer Menge vorhanden sind, kollidieren sie unweigerlich mit allen vorhandenen Elektronen. Diese Kollision führt zur Vernichtung beider, wodurch zwei Gammastrahlen-Photonen einer sehr spezifischen, hohen Energie erzeugt werden. Wenn die Erzeugungsrate von Positronen (und damit von Gammastrahlen) niedrig genug ist, bleibt der Kern des Sterns stabil. Aber wenn die Geschwindigkeit der Gammastrahlenproduktion schnell genug ist, werden all diese überschüssigen 511 keV-Photonen den Kern aufheizen. Mit anderen Worten, wenn Sie beginnen, diese Elektron-Positron-Paare mit einer bestimmten Geschwindigkeit zu produzieren, aber Ihr Kern kollabiert, werden Sie sie immer schneller produzieren … und den Kern weiter aufheizen! Und Sie können dies nicht auf unbestimmte Zeit tun, es verursacht schließlich die spektakulärste Supernova-Explosion von allen: eine Paar-Instabilitäts-Supernova, bei der der gesamte Stern mit mehr als 100 Sonnenmassen auseinander gesprengt wird!

Dies bedeutet, dass es vier mögliche Ergebnisse gibt, die von einem supermassiven Stern ausgehen können:

  • ein Neutronenstern und das Gas aus einem Supernova-Überrest, aus einer massearmen Supernova,
  • ein Schwarzes Loch und das Gas von einem Supernova-Überrest, von einer massereicheren Supernova,
  • ein sehr massereiches Schwarzes Loch ohne Überreste aus dem direkten Kollaps eines massereichen Sterns,
  • oder das Gas allein von einem Überrest, von einer Hypernova-Explosion.

Künstlerische Illustration (links) des Inneren eines massiven Sterns im Endstadium, vor der Supernova, von . [+] Siliziumverbrennung. Ein Chandra-Bild (rechts) des Cassiopeia A Supernova-Überrests zeigt heute Elemente wie Eisen (blau), Schwefel (grün) und Magnesium (rot). Aber das war vielleicht keine Zwangsläufigkeit.

NASA/CXC/M.Weiss Röntgen: NASA/CXC/GSFC/U.Hwang & J.Laming

Wenn wir einen sehr massereichen Stern sehen, ist es verlockend anzunehmen, dass er zu einer Supernova wird und ein Schwarzes Loch oder ein Neutronenstern bleiben wird. Aber in Wirklichkeit gibt es zwei andere mögliche Ergebnisse, die beobachtet wurden und ziemlich oft im kosmischen Maßstab auftreten. Wissenschaftler arbeiten immer noch daran, zu verstehen, wann jedes dieser Ereignisse unter welchen Bedingungen auftritt, aber sie alle passieren. Wenn Sie das nächste Mal einen Stern betrachten, der ein Vielfaches der Größe und Masse unserer Sonne hat, denken Sie nicht, dass "Supernova" eine ausgemachte Sache ist. In diesen Objekten steckt noch viel Leben und auch viele Möglichkeiten für ihren Untergang. Wir wissen, dass unser beobachtbares Universum mit einem Knall begann. Bei den massereichsten Sternen sind wir immer noch nicht sicher, ob sie mit dem ultimativen Knall enden, der sich selbst vollständig zerstört, oder dem ultimativen Wimmern, das vollständig in einen gravitativen Abgrund des Nichts kollabiert.


Massive Sterne mischen Wasserstoff in ihren Kernen und lassen sie alle paar Stunden oder Tage pulsieren

Hauptreihensterne verschmelzen Wasserstoff in ihren Kernen. So produzieren sie die Energie, die sie brauchen, um zu glänzen und verhindern, dass sie unter ihrem eigenen Gewicht zusammenbrechen. Da Wasserstoff zu Helium verschmolzen wird, steht im Kern weniger Wasserstoff zur Verfügung. Dies kann für große Stars eine Herausforderung darstellen. Sie müssen eine enorme Menge Wasserstoff schmelzen, um weiter zu glänzen, und das können sie nicht, wenn der Kernwasserstoff erschöpft ist. Glücklicherweise können sie dieses Problem lösen, indem sie mehr Wasserstoff in ihren Kern mischen. Eine neue Studie in Naturastronomie zeigt uns, wie diese Vermischung abläuft.

Das Innere unserer Sonne. Bildnachweis: Kelvin Ma, über Wikipedia

Bei Sternen wie der Sonne ist der Kern von einer Strahlungsschicht umgeben. Diese Schicht ist so dicht, dass Photonen Zehntausende von Jahren brauchen, um sich durch sie zu bewegen. Die Atome in dieser Schicht wirbeln nicht viel durcheinander, daher gibt es nicht viel Durchmischung. Über der Strahlungsschicht befindet sich eine Konvektionsschicht, die sich vermischt. Der Wasserstoff im Kern der Sonne wird nicht wieder aufgefüllt, da er zu Helium verschmolzen wird, aber es gibt immer noch viel Wasserstoff im Kern, um die Sonne für Milliarden von Jahren anzutreiben.

Wenn größere Sterne eine ähnliche innere Struktur wie unsere Sonne hätten, würden sie den Kernwasserstoff ziemlich schnell durchbrennen und den Kern mit “Helium-Asche” füllen, die die Fähigkeit des Sterns, Wasserstoff zu fusionieren, einschränken würde. Daher haben Astronomen angenommen, dass große Sterne einen konvektiven Kern haben, der es ermöglichen würde, Wasserstoff aus höheren Schichten in den Kern einzumischen. Aber wie beweist man das?

Das Innere der großen Sterne. Bildnachweis: May Gade Pedersen

Diese neue Studie verwendete eine Methode, die als Asteroseismologie bekannt ist und untersucht, wie sich die Oberfläche eines Sterns bewegt und sich in der Helligkeit ändert. Während einiges davon durch Dinge wie Sterneruptionen verursacht werden kann, wird ein Großteil davon durch Schallwellen innerhalb des Sterns verursacht. Der Vorgang ist vergleichbar mit der Art und Weise, wie Sie die Schwingungen einer Glocke studieren könnten, indem Sie auf ihren Klang hören. Da die inneren Schwingungen eines Sterns durch die Dichte und Bewegung seines Inneren beeinflusst werden, ist die Asteroseismologie eine wirksame Methode, um Sterne zu untersuchen.

Das Team untersuchte 26 Sterne vom Typ B, von denen bekannt ist, dass sie hell pulsieren. Diese hellblauen Sterne haben die 3- bis 20-fache Masse unserer Sonne und pulsieren mit einer Frequenz von 12 Stunden bis 5 Tagen. Anhand von Daten der Kepler-Mission der NASA konnte das Team zeigen, dass viele dieser Sterne einen konvektiven Kern haben, wodurch sich Wasserstoff mischen kann.

Ein interessantes Ergebnis war, dass die Mischungsmenge nicht mit dem Alter des Sterns korreliert. Es ist nicht so, dass das Mischen zunimmt, wenn ein Stern altert und heißer wird. Stattdessen ist die Mischgeschwindigkeit ziemlich variabel. Einige Sterne haben eine sehr geringe Kernmischung, während andere eine millionenfach höhere Mischungsrate aufweisen. Die Vermischung scheint nicht mit dem Alter, sondern mit der Innenrotation eines Sterns zusammenzuhängen.

Hier kann man noch viel mehr studieren. Der Grad der Vermischung im Kern eines Sterns kann die Lebensdauer und Entwicklung des Sterns beeinflussen. Obwohl große Sterne normalerweise eine viel kürzere Lebensdauer haben als unsere Sonne, hängt ihre Lebensdauer möglicherweise nicht einfach von ihrer Masse ab. Wenn wir die Asteroseismologie in Zukunft auf mehr Sterne anwenden, werden wir wahrscheinlich mehr Faktoren finden, die in der Mischung enthalten sind.


DIE HAUPTSEQUENZ

Denken Sie daran, dass ein `Hertzsprung-Russell'-Diagramm ein Diagramm der Leuchtkraft von Sternen gegen ihre Temperatur ist. Das Hauptfolge in einem Hertzsprung-Russell-Diagramm ist ein diagonales Band, das von kühlen, schwachen, kleinen Sternen mit geringer Masse (in der unteren rechten Ecke) zu heißen, leuchtenden, großen Sternen mit hoher Masse (in der oberen rechten Ecke) verläuft:

Alle Hauptreihensterne (einschließlich der Sonne) werden durch die Fusion von Wasserstoff (H) zu Helium (He) angetrieben. Die Fusion von Wasserstoff erfordert Temperaturen von mehr als 10 Millionen Kelvin. Oberhalb dieser Temperatur beträgt die Fusionsrate stark abhängig von der Temperatur: ein kleiner Temperaturanstieg führt zu einer VIEL höheren Fusionsrate. Da die Fusion so temperaturempfindlich ist, findet in einem Hauptreihenstern die Fusion von Wasserstoff zu Helium nur im heißen, dichten zentralen Kern statt.

Alle Hauptreihensterne (einschließlich der Sonne) befinden sich im hydrostatischen Gleichgewicht. Das heißt, die nach innen gerichtete Schwerkraft, die dazu neigt, den Stern zu komprimieren, wird durch die nach außen gerichtete Kraft aufgrund des Drucks ausgeglichen. (Für einen Überblick über das hydrostatische Gleichgewicht innerhalb der Sonne können Sie die Vorlesungen vom Mittwoch, 8. Januar, besuchen.)

Die beobachtbaren Eigenschaften von Hauptreihensternen, wie Oberflächentemperatur, Leuchtkraft und Radius, werden alle durch die Masse des Sterns. Somit ist die Hauptsequenz eine MASS-Sequenz.

  • Höhere Masse führt zu
  • Höhere Kompression, die zu
  • Höhere zentrale Dichte und Temperatur, was zu
  • VIEL schnellere Fusion, die zu
  • VIEL höhere Leuchtkraft.

(2) Die Fusion wird durch einen natürlichen Druck-Temperatur-Thermostat stabilisiert.

Ein Thermostat ist ein Feedback-Gerät, das die Temperatur eines Systems nahezu konstant hält. (Wenn Sie schon immer neugierig waren, wie der Thermostat in einem Hausheizungssystem funktioniert, können Sie die Website ``How Stuff Works'' besuchen.) Grundsätzlich erhöht der Thermostat, wenn die Temperatur zu niedrig fällt, die Rate, mit der Wärme entsteht. Wenn die Temperatur zu hoch ansteigt, verringert der Thermostat die Rate, mit der Wärme erzeugt wird.

  • (1) Kerntemperatur steigt
  • (2) Kerndruck steigt
  • (3) Kern dehnt sich aus
  • (4) Abnahme der Kerndichte und Temperatur
  • (5) Fusionsrate sinkt
  • (1) Kerntemperatur sinkt
  • (2) Kerndruck sinkt
  • (3) Kernverträge
  • (4) Erhöhung der Kerndichte und Temperatur
  • (5) Fusionsrate erhöht

(3) Hauptreihensterne mit hoher Masse haben eine kürzere Lebensdauer als Sterne mit geringer Masse.

Beachten Sie, dass wegen L = M 3.5 ,
t = M/L = M/M 3,5 = 1/M 2,5 .

Die Sonne wird nicht ihre gesamte Masse in Helium umwandeln können. Zum einen bestand die Sonne bei ihrer Entstehung vor 4,6 Milliarden Jahren nicht aus reinem Wasserstoff. Zum anderen kann nur der Wasserstoff im Kern der Sonne fusioniert werden. Der Wasserstoff in den äußeren Schichten der Sonne ist zu kühl, um zu fusionieren. Mathematische Modelle des Sonneninneren führen zu dem Schluss, dass der Sonne nach einer Lebensdauer von t der Wasserstoff im Kern ausgehen wirdSonne = 10 Milliarden Jahre. (Die Sonne hat also ein mittleres Alter, fast die Hälfte ihrer Hauptreihenlebensdauer.)

Betrachten Sie einen Stern der Masse M = 0,2 MSonne. Seine Lebensdauer wird
t = 1 / (0,2) 2,5 tSonne = 56 tSonne = 560 Milliarden Jahre.


Wasserstofffusion: Proton-Proton-Kette

Sterne werden durch Energie unterstützt, die durch die innere Verschmelzung leichter Atome zu schwereren Atomen erzeugt wird, und sie werden davon abgehalten, unter ihrer eigenen Schwerkraft zu schrumpfen. Die Fusion von Wasserstoff zu Helium kann nur unter den extremen Temperatur- und Dichtebedingungen im tiefen Kern eines Sterns stattfinden. Die "Proton-Proton-Kette" funktioniert in gewöhnlichen Sternen (solchen, die den Todesprozess noch nicht begonnen haben) mit Massen mehr oder weniger wie die der Sonne und darunter (während Sterne mit höherer Masse dies durch den Kohlenstoffkreislauf tun. Sie beginnt, wenn zwei Protonen (nackte Wasserstoffatome) rammen stark genug zusammen, um die gegenseitige Abstoßung durch ihre positiven elektrischen Ladungen zu überwinden und kommen nahe genug zusammen, um unter der "starken Kraft" (die nur über eine sehr kurze Reichweite wirkt) zusammenzukleben seine positive Ladung in Form eines "Positrons", ein positives Elektron, das auf ein normales Elektron trifft, um Energie in Form von Gammastrahlen zu erzeugen. Die Umwandlung erzeugt einen Deuteriumkern (schweren Wasserstoff) sowie ein winziges Teilchen namens "Neutrino". ." Der Nachweis von Neutrinos auf der Erde ermöglicht es uns, direkt ins Sonnenzentrum zu "sehen". Die Verschmelzung des Deuteriums mit einem anderen Proton erzeugt eine leichte Form von Helium (mit zwei Protonen und einem Neutron), während die Verschmelzung zweier leichter Heliumatome in ein ein normales Heliumatom mit zwei Protonen und zwei Neutronen (mit dem Auswurf von zwei Protonen) vervollständigt den Prozess, wobei jede Reaktion durch leichten Masseverlust Wärme und Licht erzeugt.


22.5 Die Entwicklung massereicherer Sterne

Wenn das, was wir bisher beschrieben haben, die ganze Geschichte der Entwicklung von Sternen und Elementen wäre, hätten wir ein großes Problem in der Hand. Wir werden in späteren Kapiteln sehen, dass in unseren besten Modellen der ersten paar Minuten des Universums alles mit den zwei einfachsten Elementen beginnt – Wasserstoff und Helium (plus ein bisschen Lithium). Alle Vorhersagen der Modelle implizieren, dass zu Beginn des Universums keine schwereren Elemente produziert wurden. Doch wenn wir uns auf der Erde umschauen, sehen wir neben Wasserstoff und Helium noch viele andere Elemente. Diese Elemente müssen irgendwo im Universum hergestellt (verschmolzen) worden sein, und der einzige Ort, der heiß genug ist, um sie zu machen, sind die Sterne. Eine der grundlegenden Entdeckungen der Astronomie des 20. Jahrhunderts ist, dass die Sterne die Quelle des größten chemischen Reichtums sind, der unsere Welt und unser Leben kennzeichnet.

Wir haben bereits gesehen, dass in den masseärmeren Sternen, die zu Roten Riesen werden, Kohlenstoff und etwas Sauerstoff hergestellt werden. Aber woher kommen die schwereren Elemente, die wir kennen und lieben (wie das Silizium und Eisen im Inneren der Erde und das Gold und Silber in unserem Schmuck)? Die Arten von Sternen, über die wir bisher gesprochen haben, werden in ihren Zentren nie heiß genug, um diese Elemente zu erzeugen. Es stellt sich heraus, dass solche schwereren Elemente erst spät im Leben von gebildet werden können massiver Sterne.

Erstellen neuer Elemente in massereichen Sternen

Massereiche Sterne entwickeln sich ähnlich wie die Sonne (aber immer schneller) – bis hin zur Bildung eines Kohlenstoff-Sauerstoff-Kerns. Ein Unterschied besteht darin, dass Helium bei Sternen mit mehr als der doppelten Masse der Sonne allmählicher und nicht mit einem plötzlichen Blitz beginnt. Auch wenn massereichere Sterne zu Roten Riesen werden, werden sie so hell und groß, dass wir sie nennen Überriesen. Solche Sterne können sich ausdehnen, bis ihre äußeren Regionen so groß werden wie die Umlaufbahn des Jupiter, was genau das Hubble-Weltraumteleskop für den Stern Beteigeuze gezeigt hat (siehe Abbildung 22.4). Sie verlieren auch sehr effektiv an Masse und erzeugen mit zunehmendem Alter dramatische Winde und Ausbrüche. Abbildung 22.20 zeigt ein wunderbares Bild des sehr massereichen Sterns Eta Carinae mit viel ausgestoßenem Material deutlich sichtbar.

Aber die entscheidende Art und Weise, wie massereiche Sterne von der von uns skizzierten Geschichte abweichen, besteht darin, dass sie in ihren Zentren und in den Schalen, die ihre Zentralregionen umgeben, zusätzliche Arten der Fusion starten können. Die äußeren Schichten eines Sterns mit einer Masse von mehr als etwa 8 Sonnenmassen haben ein Gewicht, das ausreicht, um den Kohlenstoff-Sauerstoff-Kern zu komprimieren, bis er heiß genug wird, um die Verschmelzung von Kohlenstoffkernen zu zünden. Kohlenstoff kann zu noch mehr Sauerstoff verschmelzen, und bei noch höheren Temperaturen können Sauerstoff und dann Neon, Magnesium und schließlich Silizium noch schwerere Elemente bilden. Eisen ist jedoch der Endpunkt dieses Prozesses. Die Verschmelzung von Eisenatomen erzeugt Produkte, die Mehr massiv als die zu verschmelzenden Kerne und damit der Prozess erfordert Energie, im Gegensatz zur Freisetzung von Energie, was alle Fusionsreaktionen bis zu diesem Zeitpunkt getan haben. Diese benötigte Energie geht zu Lasten des Sterns selbst, der nun am Rande des Todes steht (Abbildung 22.21). Was als nächstes passiert, wird im Kapitel über den Tod der Sterne beschrieben.

In den Zentren der massereicheren Roten Riesensterne haben Physiker nun nukleare Wege gefunden, durch die praktisch alle chemischen Elemente von Atomgewichten bis hin zu Eisen durch diese Nukleosynthese (die Bildung neuer Atomkerne) aufgebaut werden können. Bleibt noch die Frage, wo Elemente schwerer als Eisen kommt. Wir werden im nächsten Kapitel sehen, dass massereiche Sterne, wenn sie endlich ihren Kernbrennstoff erschöpfen, meistens in einer spektakulären Explosion sterben – einer Supernova. Schwerere Elemente können in der atemberaubenden Gewalt solcher Explosionen synthetisiert werden.

Auf diese Weise können wir nicht nur erklären, woher die Elemente, aus denen unsere Welt und andere bestehen, stammen, sondern unsere Theorien der Nukleosynthese im Inneren von Sternen sind sogar in der Lage, die relative Häufigkeiten mit denen die Elemente in der Natur vorkommen. The way stars build up elements during various nuclear reactions really can explain why some elements (oxygen, carbon, and iron) are common and others are quite rare (gold, silver, and uranium).

Elements in Globular Clusters and Open Clusters Are Not the Same

The fact that the elements are made in stars over time explains an important difference between globular and open clusters. Hydrogen and helium, which are the most abundant elements in stars in the solar neighborhood, are also the most abundant constituents of stars in both kinds of clusters. However, the abundances of the elements heavier than helium are very different.

In the Sun and most of its neighboring stars, the combined abundance (by mass) of the elements heavier than hydrogen and helium is 1–4% of the star’s mass. Spectra show that most open-cluster stars also have 1–4% of their matter in the form of heavy elements. Globular clusters, however, are a different story. The heavy-element abundance of stars in typical globular cluster s is found to be only 1/10 to 1/100 that of the Sun. A few very old stars not in clusters have been discovered with even lower abundances of heavy elements.

The differences in chemical composition are a direct consequence of the formation of a cluster of stars. The very first generation of stars initially contained only hydrogen and helium. We have seen that these stars, in order to generate energy, created heavier elements in their interiors. In the last stages of their lives, they ejected matter, now enriched in heavy elements, into the reservoirs of raw material between the stars. Such matter was then incorporated into a new generation of stars.

This means that the relative abundance of the heavy elements must be less and less as we look further into the past. We saw that the globular clusters are much older than the open clusters. Since globular-cluster stars formed much earlier (that is, they are an earlier generation of stars) than those in open clusters, they have only a relatively small abundance of elements heavier than hydrogen and helium.

As time passes, the proportion of heavier elements in the “raw material” that makes new stars and planets increases. This means that the first generation of stars that formed in our Galaxy would not have been accompanied by a planet like Earth, full of silicon, iron, and many other heavy elements. Earth (and the astronomy students who live on it) was possible only after generations of stars had a chance to make and recycle their heavier elements.

Now the search is on for true first-generation stars, made only of hydrogen and helium. Theories predict that such stars should be very massive, live fast, and die quickly. They should have lived and died long ago. The place to look for them is in very distant galaxies that formed when the universe was only a few hundred million years old, but whose light is only arriving at Earth now.

Approaching Death

Compared with the main-sequence lifetimes of stars, the events that characterize the last stages of stellar evolution pass very quickly (especially for massive stars). As the star’s luminosity increases, its rate of nuclear fuel consumption goes up rapidly—just at that point in its life when its fuel supply is beginning to run down.

After the prime fuel—hydrogen—is exhausted in a star’s core, we saw that other sources of nuclear energy are available to the star in the fusion of, first, helium, and then of other more complex elements. But the energy yield of these reactions is much less than that of the fusion of hydrogen to helium. And to trigger these reactions, the central temperature must be higher than that required for the fusion of hydrogen to helium, leading to even more rapid consumption of fuel. Clearly this is a losing game, and very quickly the star reaches its end. As it does so, however, some remarkable things can happen, as we will see in The Death of Stars.


Astronomers commonly refer to massive stars as the chemical factories of the Universe. They generally end their lives in spectacular supernovae, events that forge many of the elements on the periodic table. How elemental nuclei mix within these enormous stars has a major impact on our understanding of their evolution prior to their explosion. It also represents the largest uncertainty for scientists studying their structure and evolution.

A team of astronomers led by May Gade Pedersen, a postdoctoral scholar at UC Santa Barbara’s Kavli Institute for Theoretical Physics, have now measured the internal mixing within an ensemble of these stars using observations of waves from their deep interiors. While scientists have used this technique before, this paper marks the first time this has been accomplished for such a large group of stars at once. The results, published in Nature Astronomy, show that the internal mixing is very diverse, with no clear dependence on a star’s mass or age.

Stars spend the majority of their lives fusing hydrogen into helium deep in their cores. However, the fusion in particularly massive stars is so concentrated at the center that it leads to a turbulent convective core similar to a pot of boiling water. Convection, along with other processes like rotation, effectively removes helium ash from the core and replaces it with hydrogen from the envelope. This enables the stars to live much longer than otherwise predicted.

Astronomers believe this mixing arises from various physical phenomena, like internal rotation and internal seismic waves in the plasma excited by the convecting core. However, the theory has remained largely unconstrained by observations as it occurs so deep within the star. That said, there is an indirect method of peering into stars: asteroseismology, the study and interpretation of stellar oscillations. The technique has parallels to how seismologists use earthquakes to probe the interior of the Earth.

“The study of stellar oscillations challenges our understanding of stellar structure and evolution,” Pedersen said. “They allow us to directly probe the stellar interiors and make comparisons to the predictions from our stellar models.”

Pedersen and her collaborators from KU Leuven, the University of Hasselt, and the University of Newcastle have been able to derive the internal mixing for an ensemble of such stars using asteroseismology. This is the first time such a feat has been achieved, and was possible thanks only to a new sample of 26 slowly pulsating B-type stars with identified stellar oscillations from NASA’s Kepler mission.

Mixing transports fused material away and replaces it with more hydrogen fuel from the star’s outer layers.

Photo Credit: MAY GADE PEDERSEN

Slowly pulsating B-type stars are between three and eight times more massive than the Sun. They expand and contract on time scales of the order of 12 hours to 5 days, and can change in brightness by up to 5%. Their oscillation modes are particularly sensitive to the conditions near the core, Pedersen explained.

“The internal mixing inside stars has now been measured observationally and turns out to be diverse in our sample, with some stars having almost no mixing while others reveal levels a million times higher,” Pedersen said. The diversity turns out to be unrelated to the mass or age of the star. Rather, it’s primarily influenced by the internal rotation, though that is not the only factor at play.

“These asteroseismic results finally allow astronomers to improve the theory of internal mixing of massive stars, which has so far remained uncalibrated by observations coming straight from their deep interiors,” she added.

The precision at which astronomers can measure stellar oscillations depends directly on how long a star is observed. Increasing the time from one night to one year results in a thousand-fold increase in the measured precision of oscillation frequencies.

“May and her collaborators have really shown the value of asteroseismic observations as probes of the deep interiors of stars in a new and profound way,” said KITP Director Lars Bildsten, the Gluck Professor of Theoretical Physics. “I am excited to see what she finds next.”

The best data currently available for this comes from the Kepler space mission, which observed the same patch of the sky for four continuous years. The slowly pulsating B-type stars were the highest mass pulsating stars that the telescope observed. While most of these are slightly too small to go supernova, they do share the same internal structure as the more massive stellar chemical factories. Pedersen hopes insights gleaned from studying the B type stars will shed light on the inner workings of their higher mass, O type counterparts.

She plans to use data from NASA’s Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) to study groups of oscillating high-mass stars in OB associations. These groups comprise 10 to more than 100 massive stars between 3 and 120 solar masses. Stars in OB associations are born from the same molecular cloud and share similar ages, she explained. The large sample of stars, and constraint from their common ages, provides exciting new opportunities to study the internal mixing properties of high-mass stars.

In addition to unveiling the processes hidden within stellar interiors, research on stellar oscillations can also provide information on other properties of the stars.

“The stellar oscillations not only allow us to study the internal mixing and rotation of the stars, but also determine other stellar properties such as mass and age,” Pedersen explained. “While these are both two of the most fundamental stellar parameters, they are also some of the most difficult to measure.”


Do lower mass stars consume more hydrogen than higher mass stars? - Astronomy

In the previous chapter you found that mass was an important quantity for determining what stars are like. In fact, all of the other aspects of a star such as its luminosity, temperature, size, density, etc., can be explained using the fundamental property of a star: its mass. There is also a slight dependence of the luminosity, temperature, size, etc. on the composition of the star, but because stars are all mostly hydrogen and helium, the star's mass is the important quantity.

Mass Dependence

Stars shine because of nuclear fusion reactions in their core. The more luminous they are, the more reactions are taking place in their cores. Massive stars live shorter lives than the common small stars because even though they have a larger amount of hydrogen for nuclear reactions, their rate of consuming their fuel is very much greater. The massive stars are analogous to the big, gas-guzzling automobiles with big gas tanks of a few decades ago and the small stars are analogous to the small economy automobiles of today that are frugal with their gasoline.

It is a simple calculation to find out how long something can continue consuming fuel. Das lifetime = amount of fuel/consumption rate. If your car has a full 15-gallon gas tank and it consumes 2 gallons/hour on the highway, then your car can travel for 15 gallons/(2 gallons/hour) = 7.5 hours. Stars are the same way. The amount of fuel for nuclear fusion is proportional to the total mass of the star when it first started producing energy from nuclear reactions, so the amount of fuel = k × initial mass. The consumption rate is simply the star's luminosity, so the star will live as a main sequence star for an amount of time = k × initial mass/luminosity. If the star masses and luminosity are in units relative to the Sun, then the star's lifetime = mass/luminosity × 10 10 years. Recall that the Sun's will live for ten billion (10 10 ) years before it runs out of hydrogen in its core.

In order to remain stable via hydrostatic equilibrium, a star's luminosity increases with mass as (the star's mass) p . The value of the exponent p varies between 3 and 4. For the rare massive stars (M* > 30 Msun), p = 3 and for the more common low-mass stars (M* < 10 Msun), p = 4. You can use the mass-luminosity relation to find the star's lifetime in terms of just its initial mass. Das lifetime = mass/luminosity × 10 10 years is simply = (star's mass)/[(star's mass) p ] × 10 10 years = 1/(star's mass) p-1 × 10 10 years. Remember that the star's mass is in solar masses.