Звездная масса
Звездная масса — это фраза, которую астрономы используют для массы звезды описания . Обычно ее измеряют в единицах массы Солнца как доли солнечной массы ( M ☉ ). Следовательно, яркая звезда Сириус имеет около 2,02 M ☉ . [1] Масса звезды будет меняться в течение ее жизни, поскольку масса теряется вместе со звездным ветром или выбрасывается в результате пульсационного поведения дополнительная масса , или если увеличивается , например, от звезды-компаньона .
Характеристики
[ редактировать ]Звезды иногда группируются по массе на основе их эволюционного поведения по мере приближения к концу своего существования в результате ядерного синтеза.
Звезды очень малой массы с массами ниже 0,5 M ☉ не входят в асимптотическую ветвь гигантов (AGB), а эволюционируют непосредственно в белые карлики. (По крайней мере, теоретически; время жизни таких звезд достаточно велико — больше, чем возраст Вселенной на сегодняшний день, — поэтому ни одна из них еще не успела развиться до этой точки и быть наблюдаемой.)
Звезды малой массы с массой ниже примерно 1,8–2,2 M ☉ (в зависимости от состава) действительно попадают в AGB, где у них образуется вырожденное гелиевое ядро.
Звезды промежуточной массы подвергаются синтезу гелия и образуют вырожденное углеродно-кислородное ядро.
Массивные звезды имеют минимальную массу 5–10 M ☉ . Эти звезды подвергаются синтезу углерода с коллапсом ядра , и их жизнь заканчивается взрывом сверхновой . [2] Черные дыры, образовавшиеся в результате коллапса звезды, называются черными дырами звездной массы .
Комбинация радиуса и массы звезды определяет поверхностную гравитацию . Звезды-гиганты имеют гораздо меньшую поверхностную гравитацию, чем звезды главной последовательности , в то время как у вырожденных компактных звезд, таких как белые карлики, все наоборот. Поверхностная гравитация может влиять на внешний вид спектра звезды, при этом более высокая гравитация вызывает расширение линий поглощения . [3]
Диапазон
[ редактировать ]Одна из самых массивных известных звезд — Эта Киля . [4] при 100–200 М ☉ ; продолжительность его жизни очень коротка — самое большее несколько миллионов лет. Исследование скопления Арки предполагает, что 150 M ☉ — это верхний предел для звезд в нынешнюю эпоху существования Вселенной. [5] [6] [7] Причина этого ограничения точно не известна, но частично это связано со светимостью Эддингтона , которая определяет максимальное количество светимости, которое может пройти через атмосферу звезды без выброса газов в космос. Однако звезда под названием R136a1 в звездном скоплении RMC 136a была измерена на расстоянии 215 M ☉ , что ставит этот предел под сомнение. [8] [9] Исследование показало, что звезды размером более 150 M ☉ в R136 возникли в результате столкновения и слияния массивных звезд в тесных двойных системах , что дает возможность обойти предел в 150 M ☉ . [10]
Первые звезды, образовавшиеся после Большого взрыва, могли быть крупнее, до 300 M ☉ и более. [11] из-за полного отсутствия в их составе элементов тяжелее лития . Однако это поколение сверхмассивных звезд популяции III давно вымерло и в настоящее время является лишь теоретическим.
имеет массу всего в 93 раза больше Юпитера ( MJ является самой маленькой из известных звезд, подвергающихся ядерному синтезу в своем ядре. ), или 0,09 M ☉ , и AB Doradus C , компаньон AB Doradus A, [12] как у Солнца, теоретическая минимальная масса, которую звезда может иметь и при этом подвергаться термоядерному синтезу в ядре, оценивается примерно в 75 МДж Для звезд с такой же металличностью , . [13] [14] , когда металличность очень низкая, недавнее исследование самых тусклых звезд показало, что минимальный размер звезды составляет около 8,3% солнечной массы, или около 87 МДж Однако . [14] [15] Меньшие тела называются коричневыми карликами и занимают плохо выраженную серую область между звездами и газовыми гигантами .
Изменять
[ редактировать ]Солнце теряет массу из-за излучения электромагнитной энергии и выброса вещества с солнечным ветром . Выбрасывается примерно (2–3) × 10 −14 М ☉ в год. [16] Скорость потери массы увеличится, когда Солнце войдет в стадию красного гиганта , поднявшись до (7–9) × 10. −14 М ☉ и −1 когда он достигнет кончика ветки красного гиганта . Это увеличится до 10 −6 М ☉ и −1 на асимптотической гигантской ветви до достижения пика со скоростью 10 −5 до 10 −4 М ☉ и −1 как Солнце порождает планетарную туманность . К тому времени, когда Солнце станет выродившимся белым карликом , оно потеряет 46% своей стартовой массы. [17]
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Либерт, Джеймс; Янг, Патрик А.; Арнетт, Дэвид; Холберг, Джей Б.; Уильямс, Куртис А. (2005). «Возраст и масса прародителя Сириуса Б». Астрофизический журнал . 630 (1): L69–L72. arXiv : astro-ph/0507523 . Бибкод : 2005ApJ...630L..69L . дои : 10.1086/462419 . S2CID 8792889 .
- ^ Квок, Сан (2000), Происхождение и эволюция планетарных туманностей , Кембриджская серия астрофизики, том. 33, Издательство Кембриджского университета, стр. 103–104, ISBN. 0-521-62313-8 .
- ^ Унсёльд, Альбрехт (2001), Новый Космос (5-е изд.), Нью-Йорк: Springer, стр. 180–185, 215–216, ISBN 3540678778 .
- ^ Смит, Натан (1998), «Бегемот Эта Киля: рецидивист» , журнал Mercury Magazine , 27 (4), Тихоокеанское астрономическое общество : 20, Бибкод : 1998Mercu..27d..20S , получено 13 августа 2006 г. .
- ^ «Хаббл НАСА взвешивает самые тяжелые звезды в галактике» , Новости НАСА , 3 марта 2005 г. , получено 4 августа 2006 г.
- ^ Крупа, П. (2005). «Звездная масса ограничена». Природа . 434 (7030): 148–149. дои : 10.1038/434148a . ПМИД 15758978 . S2CID 5186383 .
- ^ Фигер, Д.Ф. (2005). «Верхний предел масс звезд». Природа . 434 (7030): 192–194. arXiv : astro-ph/0503193 . Бибкод : 2005Natur.434..192F . дои : 10.1038/nature03293 . ПМИД 15758993 . S2CID 4417561 .
- ^ Звезды стали больше , Европейская южная обсерватория , 21 июля 2010 г. , получено 24 июля 2010 г.
- ^ Бестенленер, Иоахим М.; Кроутер, Пол А.; Кабальеро-Ньевес, Саида М.; Шнайдер, Фабиан Р.Н.; Симон-Диас, Серджио; Брэндс, Сара А.; де Котер, Алекс; Грефенер, Гетц; Эрреро, Артемио; Лангер, Норберт; Леннон, Дэниел Дж. (17 октября 2020 г.). «Звездное скопление R136, расчлененное космическим телескопом Хаббла/STIS. II. Физические свойства самых массивных звезд в R136» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 499 (2): 1918–1936. arXiv : 2009.05136 . Бибкод : 2020MNRAS.499.1918B . дои : 10.1093/mnras/staa2801 . ISSN 0035-8711 .
- ↑ LiveScience.com, «Тайна« звезд-монстров »разгадана: это было чудовищное пюре» , Натали Волчовер, 7 августа 2012 г.
- ^ В поисках первых звезд , Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики, 22 сентября 2005 г. , получено 5 сентября 2006 г.
- ^ «Взвешивание самых маленьких звезд» , Пресс-релиз Европейской южной обсерватории , ESO: 2, 1 января 2005 г., Бибкод : 2005eso..pres....2. , получено 13 августа 2006 г.
- ^ Босс, Алан (3 апреля 2001 г.), Это планеты или что? , Вашингтонский Институт Карнеги, заархивировано из оригинала 28 сентября 2006 г. , получено 8 июня 2006 г.
- ^ Jump up to: а б Сига, Дэвид (17 августа 2006 г.), «Обнаружено массовое разграничение между звездами и коричневыми карликами» , New Scientist , заархивировано из оригинала 14 ноября 2006 г. , получено 23 августа 2006 г.
- ^ Хаббл видит самые слабые звезды , BBC , 18 августа 2006 г. , получено г. 22 августа 2006
- ^ Кэрролл, Брэдли В.; Остли, Дейл А. (1995), Введение в современную астрофизику (пересмотренное 2-е изд.), Бенджамин Каммингс, стр. 409, ISBN 0201547309 .
- ^ Шредер, К.-П.; Коннон Смит, Роберт (2008), «Возвращение к далекому будущему Солнца и Земли», Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества , 386 (1): 155–163, arXiv : 0801.4031 , Bibcode : 2008MNRAS.386..155S , doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x , S2CID 10073988
