Звездная масса — это фраза, используемая астрономами для описания массы звезды . Обычно она выражается в терминах массы Солнца как пропорции солнечной массы ( M ☉ ). Таким образом, яркая звезда Сириус имеет около 2,02 M ☉ . [1] Масса звезды будет меняться в течение ее жизни, поскольку масса теряется со звездным ветром или выбрасывается посредством пульсационного поведения , или если дополнительная масса аккрецируется , например, от звезды-компаньона .
Иногда звезды группируют по массе на основе их эволюционного поведения по мере приближения к концу периода ядерного синтеза.
Звезды с очень малой массой , менее 0,5 M ☉, не входят в асимптотическую ветвь гигантов (AGB), а эволюционируют непосредственно в белых карликов. (По крайней мере, в теории; продолжительность жизни таких звезд достаточно велика — дольше, чем возраст Вселенной на сегодняшний день, — так что ни одна из них еще не успела эволюционировать до этой точки и быть наблюдаемой.)
Маломассивные звезды с массой ниже примерно 1,8–2,2 M ☉ (в зависимости от состава) попадают в AGB, где у них формируется вырожденное гелиевое ядро.
Звезды средней массы претерпевают термоядерный синтез гелия и образуют вырожденное углеродно-кислородное ядро.
Массивные звезды имеют минимальную массу 5–10 M ☉ . Эти звезды подвергаются термоядерному синтезу , и их жизнь заканчивается взрывом сверхновой с коллапсом ядра . [2] Черные дыры , образовавшиеся в результате звездного коллапса, называются черными дырами звездной массы .
Сочетание радиуса и массы звезды определяет поверхностную гравитацию . Гигантские звезды имеют гораздо более низкую поверхностную гравитацию, чем звезды главной последовательности , в то время как противоположное имеет место для вырожденных, компактных звезд, таких как белые карлики. Поверхностная гравитация может влиять на вид спектра звезды, при этом более высокая гравитация вызывает расширение линий поглощения . [3]
Одной из самых массивных известных звезд является Эта Карина [4] с массой 100–200 M ☉ ; ее продолжительность жизни очень коротка — максимум несколько миллионов лет. Исследование скопления Арки предполагает, что 150 M ☉ является верхним пределом для звезд в нынешнюю эпоху Вселенной. [5] [6] [7] Причина этого предела точно неизвестна, но она частично связана со светимостью Эддингтона , которая определяет максимальное количество светимости, которое может пройти через атмосферу звезды, не выбрасывая газы в космос. Однако звезда под названием R136a1 в звездном скоплении RMC 136a была измерена при массе 215 M ☉ , что ставит этот предел под сомнение. [8] [9] Исследование показало, что звезды, превышающие 150 M ☉ в R136, были созданы в результате столкновения и слияния массивных звезд в тесных двойных системах , что дает возможность обойти ограничение в 150 M ☉ . [10]
Первые звезды, образовавшиеся после Большого взрыва, могли быть крупнее, до 300 M ☉ или более, [11] из-за полного отсутствия в их составе элементов тяжелее лития . Однако это поколение сверхмассивных звезд населения III давно вымерло и в настоящее время существует только в теории.
Имея массу всего в 93 раза больше массы Юпитера ( MJ ) , или .09 M ☉ , AB Doradus C , спутник AB Doradus A, является самой маленькой известной звездой, в ядре которой происходит ядерный синтез. [12] Для звезд с металличностью, схожей с солнечной, теоретическая минимальная масса, которую может иметь звезда, и при этом все еще подвергаться ядерному синтезу в ядре, оценивается примерно в 75 MJ. [ 13 ] [14] Однако, когда металличность очень низкая, недавнее исследование самых слабых звезд показало, что минимальный размер звезды, по-видимому, составляет около 8,3% от массы Солнца, или около 87 MJ . [14] [15] Более мелкие тела называются коричневыми карликами , которые занимают плохо определенную серую область между звездами и газовыми гигантами .
Солнце теряет массу из-за излучения электромагнитной энергии и выброса материи солнечным ветром . Оно выбрасывает около(2–3) × 10 −14 M ☉ в год. [16] Скорость потери массы увеличится, когда Солнце войдет в стадию красного гиганта , поднявшись до(7–9) × 10 −14 M ☉ y −1 , когда он достигнет вершины ветви красных гигантов . Это увеличится до 10−6 M ☉ y −1 на асимптотической ветви гигантов , прежде чем достичь пика со скоростью от 10 −5 до 10 −4 M ☉ y −1 , когда Солнце генерирует планетарную туманность . К тому времени, когда Солнце станет вырожденным белым карликом , оно потеряет 46% своей начальной массы. [17]