Αστρική μάζα

Η Αστρική μάζα είναι μια φράση που χρησιμοποιούνται από τους αστρονόμους για να περιγράψουν τη μάζα ενός αστεριού. Συνήθως υπολογίζεται με βάση τη μάζα του Ηλιο ως αναλογία της ηλιακή μάζα (M_☉). Ως εκ τούτου, ο λαμπρός αστέρι Σείριος έχει περίπου 2,02 M_☉. Η μάζα ενός αστεριού θα ποικίλλει κατά τη διάρκεια της ζωής του καθώς η μάζα χάνεται με τον αστρικό άνεμο ή εκτιναχθεί μέσω παλμικής συμπεριφοράς, ή εάν προστεθεί επιπλέον μάζα (μέσω προσαύξησης), όπως από έναν συνοδό αστέρα.

Ιδιότητες

Τα αστέρια μερικές φορές ομαδοποιούνται κατά μάζα με βάση την εξελικτική τους συμπεριφορά καθώς πλησιάζουν στο τέλος της ζωής τους και το τέλος της πυρηνικής σύντηξης τους.

Τα Αστέρια πολύ χαμηλής μάζας με μάζα κάτω των 0,5 M_☉ δεν εισέρχονται στο ασυμπτωτικό γιγαντιαίο κλάδο (AGB), αλλά εξελίσσονται απευθείας σε Λευκούς Νάνους. (Θεωρητικά μιλώντας , η ζωή των αστέρων αυτών είναι αρκετά μεγάλη - μεγαλύτερη από την ηλικία του σύμπαντος μέχρι σήμερα - ώστε κανένας δεν έχει ακόμη βρει χρόνο να εξελιχθεί μέχρι αυτό το σημείο και να παρατηρηθεί.)

Χαμηλής μάζας αστέρια με μάζα κάτω από περίπου 1,8-2,2 M_☉ (ανάλογα με τη σύνθεση) εισέρχονται στο AGB, όπου αναπτύσσουν έναν εκφυλισμένο πυρήνα ηλίου.

Τα Αστέρια μεσαίας μάζας υποβάλλονται σε σύντηξη του ηλίου και αναπτύσσουν έναν εκφυλισμένο πυρήνα από άνθρακα και οξυγόνο.

Τα μεγάλα αστέρια έχουν ελάχιστη μάζα 5-10 M_☉. Αυτά τα αστέρια υποβάλλονται σε σύντηξη του άνθρακα, με τη ζωή τους να καταλήγει σε έκρηξη σούπερνοβα κατάρρευσης πυρήνα. Οι Μαύρες τρύπες που δημιουργήθηκαν ως αποτέλεσμα μιας αστρικής κατάρρευσης ονομάζονται μαύρες τρύπες αστρικής μάζας. 

Ο συνδυασμός της ακτίνας και της μάζας ενός αστέρα καθορίζει την επιφανειακή βαρύτητα. Τα γιγάντια άστρα έχουν πολύ χαμηλότερη επιφανειακή βαρύτητα από τα άστρα κύριας ακολουθίας, ενώ το αντίθετο συμβαίνει για τα εκφυλισμένα, μικρά άστρα όπως οι λευκοί νάνοι. Η επιφανειακή βαρύτητα μπορεί να επηρεάσει την εμφάνιση του φάσματος ενός αστεριού, με υψηλότερη βαρύτητα να προκαλεί διεύρυνση των γραμμών απορρόφησης.

Εύρος

Ένα από τα πιο μαζικά άστρα που είναι γνωστό είναι η Ήτα Τρόπιδος, με 100-200 M_☉. Η διάρκεια ζωής του είναι πολύ μικρή - μόνο μερικά εκατομμύρια χρόνια το πολύ. Μια μελέτη του Arches Cluster δείχνει ότι 150 M_☉ είναι το ανώτερο όριο για τα άστρα στην τρέχουσα εποχή του σύμπαντος. Ο λόγος για το όριο αυτό δεν είναι γνωστός με ακρίβεια, αλλά οφείλεται εν μέρει στη φωτεινότητα του Eddington, η οποία ορίζει την μέγιστη ποσότητα φωτεινότητας που μπορεί να περάσει από την ατμόσφαιρα ενός αστεριού χωρίς να εκπέμπει τα αέρια στο διάστημα. Ωστόσο, ένα αστέρι με το όνομα Ρ136a1 στο αστρικό σμήνος RMC 136a έχει μετρηθεί σε 291 M_☉, θέτοντας αυτό το όριο σε αμφισβήτηση. Μια μελέτη έχει καθορίσει ότι τα άστρα μεγαλύτερα από 150 M_☉ στη R136 δημιουργήθηκαν μέσω της σύγκρουσης και της συγχώνευσης μαζικών άστρων σε στενά δυαδικά συστήματα, παρέχοντας έναν τρόπο για να παρακάμψει το όριο των 150 M_☉.

Τα πρώτα άστρα που σχηματίστηκαν μετά το Μεγάλη Έκρηξη μπορεί να ήταν μεγαλύτερα, έως και 300 M_☉ ή και περισσότερο, λόγω της πλήρους απουσίας στοιχείων βαρύτερων από το Λίθιο στη σύνθεσή τους. Αυτή η γενιά των υπερμεγέθων, πληθυσμιακών άστρων III έχει εξαφανιστεί εδώ και καιρό αυτή τη στιγμή είναι μόνο θεωρητική.

Με μάζα μόλις 93 φορές μεγαλύτερη από τη μάζα του Δία, ή 0,09 M_☉ , το AB Doradus C, ο σύντροφος του AB Doradus A, είναι το μικρότερο γνωστό αστέρι που υποβάλλεται σε πυρηνική σύντηξη στο πυρήνα του. Για αστέρια με παρόμοια μεταλλικότητα με τον Ήλιο, η θεωρητική ελάχιστη μάζα που μπορεί να έχει το άστρο και να υποστεί ακόμα σύντηξη στο πυρήνα, εκτιμάται ότι είναι περίπου 75 MJ. Όταν η μεταλλικότητα είναι πολύ χαμηλή, ωστόσο, μια πρόσφατη μελέτη των πιο αδύναμων άστρων διαπίστωσε ότι το ελάχιστο μέγεθος άστρου φαίνεται να είναι περίπου 8,3% της ηλιακής μάζας, ή περίπου 87 MJ. Τα μικρότερα σώματα ονομάζονται καφέ νάνοι, τα οποία καταλαμβάνουν μια κακοπροσδιορισμένη γκρίζα περιοχή μεταξύ των αστέρων και των αερίων γιγάντων.

Αλλαγή

Ο Ήλιος χάνει μάζα από την εκπομπή ηλεκτρομαγνητικής ενέργειας και από την εκτόξευση της ύλης με τον ηλιακό άνεμο . Εκπέμπει περίπου (2–3)×10⁻¹⁴ M_☉ ετησίως. Ο ρυθμός απώλειας μάζας θα αυξηθεί όταν ο Ήλιος εισέλθει στο στάδιο του κόκκινου γίγαντα, ανεβαίνοντας στο (7–9)×10⁻¹⁴ M_☉ y⁻¹ όταν φτάσει στην άκρη του κόκκινου γιγαντιαίου κλάδου. Αυτό θα αυξηθεί σε 10⁻⁶ M_☉ y⁻¹ στο ασυμπτωτικό γιγαντιαίο κλάδο, πριν φτάσει σε κορυφή με ρυθμό 10⁻⁵ έως 10⁻⁴ M_☉ y⁻¹ καθώς ο Ήλιος παράγει ένα πλανητικό νεφέλωμα. Μέχρι να γίνει ένας εκφυλισμένος λευκός νάνος, ο Ήλιος θα έχει χάσει το 46% της αρχικής του μάζας.