Lecture29_AB.doc - TheEvolutionofLowMassStars

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The Evolution of Low Mass Stars Once the hydrogen in the star's core has been used up, the star moves off the main sequence, becoming  a red giant. There is no longer hydrogen fusion in the core to support the core of the star against  gravitational collapse - so it does! The core contracts, which makes it heat up - eventually getting hot  enough to fuse helium in the core.  As the core contracts, the outer layers of the star expand and cool - that's why it is a  red   giant! The helium eventually gets used up as well, and if the star is begin enough, the core may be able to  contract and get hot enough to fuse higher elements. During these core contractions and nuclear fusion  stages, the star ejects a shell of material - this is called a planetary nebula. These are quite beautiful.   Ultimately the star continues to contract, since it has used up all of its fuel, until a new source of  pressure stabilizes the star.  The star becomes so small that it is no bigger than the Earth. But its surface  is so hot that it can burn hydrogen near its surface and thus have a temperature of about 30,000 -  40,000 K. Such stars are white dwarfs. White dwarf stars are generally found at the centers of planetary nebulae. Planetary nebulae  are the gases (mostly hydrogen) that are ejected into the interstellar medium and  shine because the atoms in the gas are excited by the ultraviolet photons from the white dwarf  stars.   White Dwarf Stars What keeps the white dwarf stars from collapsing? Remember that for ordinary stars we have gas pressure, the motion of particles because of their  temperature.  In a white dwarf star, there is also pressure, but one unknown in ordinary gases on Earth  that comes about because the atoms are squeezed so close together.  This is known as  electron  degeneracy pressure . This pressure arises because two electrons cannot have precisely the same state (position and  momentum).  This is called the  exclusion principle In a white dwarf star, the density is so high (1 ton/ cm 3 ), that the electrons are so squeezed together that they resist being squeezed more, because there  aren’t enough states for the electrons to push into.  This source of pressure is not like gas pressure, but  can support a star with a mass up to about 1.4 M .  If a star becomes more massive than this, even  electron degeneracy pressure cannot hold the star up.   Binary white dwarfs are always found to have masses < 1.4 M .
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The nuclear burning near the surface of the white dwarf continues until all of the fuel is used up, and it  ultimately cools until it cannot be seen at all; it becomes a black dwarf.   This process takes so long that 
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This note was uploaded on 03/02/2011 for the course ASTRO 10 taught by Professor Norm during the Spring '06 term at Berkeley.

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