Hvězdná hmota - Stellar mass

Hvězdná hmota je výraz, který se používá podle astronomů popisovat hmotu o hvězdy . Obvykle se počítá jako hmotnost Slunce jako podíl sluneční hmoty ( M ). Jasná hvězda Sirius má tedy kolem 2,02  M . Hmota hvězda bude pohybovat v jeho životnost jako hmota se ztrácí s hvězdným větrem nebo vysunout přes pulsational chování , nebo pokud je doplňková hmota accreted , například z doprovodné hvězdy .

Vlastnosti

Hvězdy jsou někdy seskupeny podle hmotnosti na základě jejich evolučního chování, když se blíží ke konci životnosti jaderné fúze.

Hvězdy s velmi nízkou hmotností s hmotností nižší než 0,5 M nevstupují do asymptotické obří větve (AGB), ale vyvíjejí se přímo do bílých trpaslíků. (Přinejmenším teoreticky; životnost takových hvězd je dostatečně dlouhá - delší než věk vesmíru k dnešnímu dni - že žádná dosud neměla čas se vyvinout do tohoto bodu a být pozorována.)

Nízkohmotné hvězdy s hmotností nižší než 1,8–2,2 M (v závislosti na složení) vstupují do AGB, kde vyvíjejí degenerované jádro hélia.

Hvězdy se střední hmotností procházejí fúzí hélia a vyvíjejí zdegenerované jádro uhlík-kyslík .

Hmotné hvězdy mají minimální hmotnost 5–10 M . Tyto hvězdy procházejí fúzí uhlíku a jejich životy končí výbuchem supernovy se zhroucením jádra . Černé díry vzniklé v důsledku kolapsu hvězd se nazývají černé díry s hmotností hvězd .

Kombinace poloměru a hmotnosti hvězdy určuje gravitaci povrchu . Obří hvězdy mají mnohem nižší povrchovou gravitaci než hvězdy hlavní posloupnosti , zatímco u degenerovaných, kompaktních hvězd, jako jsou bílí trpaslíci, je tomu naopak. Povrchová gravitace může ovlivnit vzhled spektra hvězdy, přičemž vyšší gravitace způsobí rozšíření absorpčních čar .

Rozsah

Jednou z nejhmotnějších známých hvězd je Eta Carinae se 100–200  M ; jeho životnost je velmi krátká - maximálně několik milionů let. Studie shluku Arches naznačuje, že 150  M je horní limit pro hvězdy v současné éře vesmíru. Důvod tohoto limitu není přesně znám, ale je to částečně způsobeno Eddingtonovou svítivostí, která definuje maximální množství svítivosti, které může projít atmosférou hvězdy bez vyvržení plynů do prostoru. Hvězda s názvem R136a1 v hvězdokupě RMC 136a však byla naměřena při 315 M , což tuto hranici zpochybňuje. Studie zjistila, že hvězdy větší než 150 M v R136 byly vytvořeny srážkou a sloučením hmotných hvězd v blízkých binárních systémech , což poskytuje způsob, jak se vyhnout hranici 150 M .

První hvězdy, které se vytvořily po Velkém třesku, mohly být větší, až 300 M nebo více, kvůli úplné absenci prvků těžších než lithium v jejich složení. Tato generace supermasivních hvězd III. Populace je však již dávno vyhynulá a v současné době pouze teoretická.

S hmotností pouze 93krát větší než Jupiter ( M J ), neboli 0,0 M , je AB Doradus C , společník AB Doradus A, nejmenší známou hvězdou, která v jádru prochází jadernou fúzí. Pro hvězdy s podobným metallicity ke Slunci, teoretické minimum hmota hvězda může mít, a ještě projít fúzi v jádru, se odhaduje na asi 75 M J . Když je metallicity je velmi nízký, nicméně, nedávná studie z nejslabších hvězd zjištěno, že minimální velikost hvězda Zdá se, že asi 8,3% sluneční hmoty, nebo asi 87 M J . Menším tělesům se říká hnědí trpaslíci , kteří zabírají špatně definovanou šedou oblast mezi hvězdami a plynovými obry .

Změna

Slunce ztrácí hmotnost vyzařováním elektromagnetické energie a vyvržením hmoty slunečním větrem . Vylučuje se o(2–3) × 10 −14  M za rok. Míra ztráty hmotnosti se zvýší, když Slunce vstoupí do stádia červeného obra a stoupá na něj(7–9) × 10 −14  M y −1, když dosáhne špičky větve červeného obra . To se zvýší na 10 - 6  M y −1 na asymptotické obří větvi a poté dosáhne vrcholu rychlostí 10 −5 až 10 −4 M y −1, protože Slunce generuje planetární mlhovinu . V době, kdy se Slunce stane degenerovaným bílým trpaslíkem , ztratí 46% své počáteční hmotnosti.

Reference