Stjernemasse - Stellar mass

fra Wikipedia, den frie encyklopedi

Stjernemasse er et uttrykk som brukes av astronomer for å beskrive massen til en stjerne . Det er vanligvis oppført i form av solens masse som en andel av en solmasse ( M ). Derfor har den lyse stjernen Sirius rundt 2,02  M . En stjernes masse vil variere i løpet av levetiden ettersom masse går tapt med stjernevind eller blir kastet ut via pulserende oppførsel , eller hvis ytterligere masse tilføres , for eksempel fra en ledsagerstjerne .

Egenskaper

Stjerner er noen ganger gruppert etter masse basert på deres evolusjonære oppførsel når de nærmer seg slutten på kjernefusjonens levetid.

Svært lavmassestjerner med masser under 0,5 M kommer ikke inn i den asymptotiske gigantgrenen (AGB), men utvikler seg direkte til hvite dverger. (I det minste i teorien; slike stjerners levetid er lang nok - lengre enn universets alder til dags dato - til at ingen ennå har hatt tid til å utvikle seg til dette punktet og bli observert.)

Liten masse stjerner med en masse under ca 1,8-2,2 M (avhengig av sammensetningen) gjør inn i AGB, hvor de utvikler en degenerert helium kjerne.

Mellomstjernemasse gjennomgår heliumfusjon og utvikler en degenerert karbon-oksygenkjerne .

Massive stjerner har en minimumsmasse på 5–10 M . Disse stjernene gjennomgår karbonfusjon , og livet deres ender i en supernovaeksplosjon med kjernekollaps . Svarte hull som er opprettet som et resultat av en stjernekollaps kalles svarte hull med massemasse .

Kombinasjonen av radius og massen til en stjerne bestemmer overflatets tyngdekraft . Kjempestjerner har en mye lavere overflatetyngde enn hovedsekvensstjerner , mens det motsatte er tilfelle for degenererte, kompakte stjerner som hvite dverger. Tyngdekraften på overflaten kan påvirke utseendet til en stjernes spektrum, med høyere tyngdekraft som forårsaker en utvidelse av absorpsjonslinjene .

Område

En av de mest massive stjernene som er kjent er Eta Carinae , med 100–200  M ; levetiden er veldig kort - bare flere millioner år. En studie av Arches Cluster antyder at 150  M er den øvre grensen for stjerner i den nåværende epoken av universet. Årsaken til denne grensen er ikke nøyaktig kjent, men det er delvis på grunn av Eddington -lysstyrken som definerer maksimal mengde lysstyrke som kan passere gjennom atmosfæren til en stjerne uten å kaste ut gassene i verdensrommet. Imidlertid har en stjerne ved navn R136a1 i stjerneklyngen RMC 136a blitt målt til 315 M , noe som setter denne grensen i tvil. En studie har fastslått at stjerner større enn 150 M i R136 ble opprettet gjennom kollisjon og sammenslåing av massive stjerner i nære binære systemer , noe som gir en måte å omgå 150 M -grensen.

De første stjernene som ble dannet etter Big Bang kan ha vært større, opptil 300 M eller mer, på grunn av fullstendig fravær av elementer som er tyngre enn litium i sammensetningen. Denne generasjonen av supermassive, populasjon III -stjerner er imidlertid lenge utdødd og foreløpig bare teoretisk.

Med en masse bare 93 ganger Jupiter ( M J ), eller .09 M , er AB Doradus C , en ledsager til AB Doradus A, den minste kjente stjernen som gjennomgår kjernefusjon i kjernen. For stjerner med lignende metallisitet til solen, den teoretiske minimums massen stjernen kan ha, og likevel gjennomgå fusjon i kjernen, er anslått til å være ca. 75 M J . Når metallisitet er svært lav, men en fersk studie av de svakeste stjernene fant at minimum stjernestørrelsen synes å være omtrent 8,3% av solens masse, eller om lag 87 M J . Mindre kropper kalles brune dverger , som opptar et dårlig definert grått område mellom stjerner og gassgiganter .

Endring

Solen mister masse fra utslipp av elektromagnetisk energi og ved materiell utstøting med solvinden . Det utvises omtrent(2–3) × 10 −14  M per år. Massetapshastigheten vil øke når solen går inn i den røde gigantetappen og klatrer til(7–9) × 10 −14  M y −1 når den når spissen av den rødgigantgrenen . Dette vil stige til 10 - 6  M y −1 på den asymptotiske kjempegrenen , før den topper med en hastighet på 10 −5 til 10 −4 M y −1 når solen genererer en planetarisk tåke . Når solen blir en degenerert hvit dverg , vil den ha mistet 46% av startmassen.

Referanser