Khối lượng sao là cụm từ được các nhà thiên văn học sử dụng để mô tả khối lượng của một ngôi sao. Nó thường được tính toán dựa trên tiêu chuẩn khối lượng của Mặt trời từ đó tính ra khối lượng của các ngôi sao theo tỷ lệ của khối lượng mặt trời (M). Do đó, ngôi sao sáng Sirius có khoảng 2. 2.02 M.[1] Khối lượng của một ngôi sao sẽ thay đổi theo thời gian tồn tại khi khối lượng bổ sung trở nên được tăng cường, chẳng hạn như từ một ngôi sao đồng hành hoặc khối lượng được đẩy ra theo gió sao hoặc hành vi xung động.

Tính chấtSửa đổi

Các ngôi sao đôi khi được nhóm theo khối lượng dựa trên hành vi tiến hóa của chúng khi chúng sắp kết thúc vòng đời hợp hạch hạt nhân.

Sao khối lượng rất thấp với khối lượng dưới 0,5 M ☉ không kết hợp vào chi nhánh khổng lồ tiệm cận (AGB) nhưng phát triển trực tiếp vào các sao lùn trắng.(Ít nhất là về lý thuyết; thời gian sống của những ngôi sao như vậy đủ dài, lâu hơn so với tuổi của vũ trụ cho đến ngày mà không ai trong chúng có thời gian để phát triển đến thời điểm này)

Sao khối lượng thấp với khối lượng dưới khoảng 1,8-2,2 M (tùy thuộc vào thành phần) sẽ nhập vào AGB, nơi chúng phát triển một lõi thoái hóa heli.

Các ngôi sao có khối lượng trung gian trải qua quá trình tổng hợp helium và phát triển lõi carbon-oxy thoái hóa.

Sao khổng lồ có khối lượng tối thiểu là 7-10 M nhưng có thể nhỏ hơn từ 5-6 M Những ngôi sao này trải qua quá trình tổng hợp carbon, với vòng đời của chúng kết thúc bằng vụ nổ siêu tân tinh sụp đổ.[2] Các lỗ đen được tạo ra do sự sụp đổ của sao được gọi là các lỗ đen khối sao.

Sự kết hợp giữa bán kính và khối lượng của một ngôi sao quyết định trọng lực bề mặt. Các ngôi sao khổng lồ có trọng lực bề mặt thấp hơn nhiều so với các ngôi sao theo trình tự chính, trong khi ngược lại là trường hợp của các ngôi sao nhỏ gọn, thoái hóa như sao lùn trắng. Trọng lực bề mặt có thể ảnh hưởng đến sự xuất hiện của quang phổ của một ngôi sao, với trọng lực cao hơn gây ra sự mở rộng của các vạch hấp thụ.[3]

Phạm vi khối lượngSửa đổi

Một trong những ngôi sao lớn nhất được biết đến là Eta Carinae,[4] với 100-150 M; Tuổi thọ của nó rất ngắn chỉ có vài triệu năm. Một nghiên cứu về cụm Arches cho thấy 150 M là giới hạn trên cho ngôi sao trong thời đại hiện nay của vũ trụ.[5] Lý do cho giới hạn này không được biết chính xác, nhưng một phần là do độ sáng của Eddington xác định lượng độ sáng tối đa có thể đi qua bầu khí quyển của một ngôi sao mà không đẩy khí vào không gian. Tuy nhiên, một ngôi sao có tên r136a1 trong cụm sao RMC 136A đã được đo đạt khối lượng 265 M, đưa giới hạn này vào cuộc thảo luận của các nhà khoa học.[6] Một nghiên cứu đã xác định rằng ngôi sao lớn hơn 150 M trong R136 được tạo ra thông qua sự va chạm và sáp nhập của các ngôi sao khổng lồ ở gần hệ thống sao đôi, cung cấp một phương pháp để tránh giới hạn 150 M.[7]

Những ngôi sao đầu tiên hình thành sau vụ nổ Big Bang có thể đã lớn hơn, lên đến 300 M trở lên,[8] do sự vắng mặt hoàn toàn của các nguyên tố nặng hơn lithium trong thành phần của chúng. Tuy nhiên, thế hệ siêu sao III này đã tuyệt chủng từ lâu và hiện chỉ là lý thuyết.

Với khối lượng chỉ 93 lần so với sao Mộc (MJ), hoặc 0,09 M, AB Doradus C, sao đồng hành của AB Doradus A, là ngôi sao nhỏ nhất được biết trải qua phản ứng tổng hợp hạt nhân trong lõi của nó.[9] Đối với các ngôi sao có tính kim loại tương tự Mặt trời, khối lượng tối thiểu theo lý thuyết mà ngôi sao có thể có và vẫn trải qua quá trình tổng hợp ở lõi, được ước tính là khoảng 75 M [10][11] Tuy nhiên, khi tính kim loại rất thấp, một nghiên cứu gần đây về các ngôi sao mờ nhất cho thấy kích thước sao tối thiểu dường như bằng khoảng 8,3% khối lượng mặt trời, hoặc khoảng 87 M [11][12] Các ngôi sao nhỏ hơn được gọi là sao lùn nâu, chiếm một khu vực màu xám được xác định kém giữa các ngôi sao và hành tinh khí khổng lồ.

Thay đổiSửa đổi

Trong thời đại ngày nay, Mặt trời đang mất dần khối lượng từ sự phát ra năng lượng điện từ và do sự phóng ra của vật chất với gió mặt trời. Nó được thất thoát (2-3) ×10-14 M mỗi năm.[13] Tỷ lệ mất khối lượng sẽ tăng lên khi Mặt trời bước vào giai đoạn khổng lồ đỏ, đạt đến (7 – 9) ×10−14 M y −1 khi chạm đến đỉnh của nhánh khổng lồ đỏ. Điều này sẽ tăng lên 10 −6 M y −1 trên nhánh khổng lồ tiệm cận, trước khi đạt đỉnh với tốc độ 10 −5 đến 10 −4 M y −1 khi Mặt trời tạo ra một tinh vân hành tinh. Vào thời điểm Mặt trời trở thành một sao lùn trắng thoái hóa, nó sẽ mất 46% khối lượng ban đầu.[14]

Tham khảoSửa đổi

  1. ^ Liebert, J.; et al. (2005), "The Age và Progenitor Thánh lễ của Sirius B", The Astrophysical Journal, 630 (1): L69-L72, arXiv: astro-ph / 0.507.523, bibcode: 2005ApJ... 630L..69L, doi: 10,1086 / 462419. Lỗi chú thích: Thẻ <ref> không hợp lệ: tên “Liebert2005” được định rõ nhiều lần, mỗi lần có nội dung khác
  2. ^ Kwok, Sun (2000), Nguồn gốc và sự phát triển của tinh vân hành tinh, loạt vật lý thiên văn Cambridge, 33, Nhà xuất bản Đại học Cambridge, trang.   103 thuật104, ISBN   0-521-62313-8 . Lỗi chú thích: Thẻ <ref> không hợp lệ: tên “kwok2000” được định rõ nhiều lần, mỗi lần có nội dung khác
  3. ^ Unsöld, Albrecht (2001), Vũ trụ mới (tái bản lần thứ 5), New York: Springer, trang.   180 Chân185, 215 Từ216, ISBN   3540678778 . Lỗi chú thích: Thẻ <ref> không hợp lệ: tên “new cosmos” được định rõ nhiều lần, mỗi lần có nội dung khác
  4. ^ Smith, Nathan (1998), "The Behemoth Eta Carinae: Một Lặp lại phạm tội", Tạp chí Thủy, Hội Thiên văn của Thái Bình Dương, 27: 20, lấy 2006/08/13. Lỗi chú thích: Thẻ <ref> không hợp lệ: tên “smith1998” được định rõ nhiều lần, mỗi lần có nội dung khác
  5. ^ Hubble của NASA cân nhắc về những ngôi sao nặng nhất trong thiên hà, NASA News, ngày 3 tháng 3 năm 2005 , lấy ra 2006-08-04. Lỗi chú thích: Thẻ <ref> không hợp lệ: tên “nasa20050303” được định rõ nhiều lần, mỗi lần có nội dung khác
  6. ^ Sao vừa mới lớn hơn, Đài thiên văn Nam Âu, ngày 21 tháng 7 năm 2010 , lấy ra 2010-07-24. Lỗi chú thích: Thẻ <ref> không hợp lệ: tên “eso20100721” được định rõ nhiều lần, mỗi lần có nội dung khác
  7. ^ LiveScience.com, "Bí ẩn của 'Ngôi sao quái vật' đã giải quyết: Đó là một quái vật Mash", Natalie Wolchover, ngày 7 tháng 8 năm 2012
  8. ^ Vượt qua những ngôi sao đầu tiên, Trung tâm vật lý thiên văn Harvard-Smithsonian, ngày 22 tháng 9 năm 2005 , lấy ra 2006-09-05. Lỗi chú thích: Thẻ <ref> không hợp lệ: tên “hsca20050922” được định rõ nhiều lần, mỗi lần có nội dung khác
  9. ^ Cân những ngôi sao nhỏ nhất, ESO, ngày 1 tháng 1 năm 2005 , lấy ra 2006-08-13. Lỗi chú thích: Thẻ <ref> không hợp lệ: tên “eso20050101” được định rõ nhiều lần, mỗi lần có nội dung khác
  10. ^ Ông chủ, Alan (ngày 3 tháng 4 năm 2001), Họ là những hành tinh hay là gì?, Viện Carnegie của Washington, được lưu trữ từ bản gốc vào ngày 2006-09-28 , lấy ra 2006-06-08. Lỗi chú thích: Thẻ <ref> không hợp lệ: tên “boss20010403” được định rõ nhiều lần, mỗi lần có nội dung khác
  11. ^ a ă Shiga, David (17 tháng 8 năm 2006), sự cắt đứt hàng loạt giữa các ngôi sao và sao lùn nâu được tiết lộ, Nhà khoa học mới, được lưu trữ từ bản gốc vào ngày 2006-11-14 , lấy ra 2006-08-23. Lỗi chú thích: Thẻ <ref> không hợp lệ: tên “minimum” được định rõ nhiều lần, mỗi lần có nội dung khác
  12. ^ Hubble nhìn thoáng qua những ngôi sao mờ nhạt nhất, BBC, ngày 18 tháng 8 năm 2006 , lấy ra 2006-08-22. Lỗi chú thích: Thẻ <ref> không hợp lệ: tên “bbc20060818” được định rõ nhiều lần, mỗi lần có nội dung khác
  13. ^ Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A. (1995), Giới thiệu về Vật lý thiên văn hiện đại (sửa đổi lần thứ 2), Benjamin Cummings, tr.   409, ISBN   0201547309 . Lỗi chú thích: Thẻ <ref> không hợp lệ: tên “carroll_ostlie1995” được định rõ nhiều lần, mỗi lần có nội dung khác
  14. ^ Schröder, K.-P.; Connon Smith, Robert (2008), "tương lai xa của Mặt trời và Trái đất revisited", Thông báo hàng tháng của Hiệp hội Thiên văn Hoàng gia, 386 (1): 155-163, arXiv: 0.801,4031, bibcode: 2008MNRAS.386..155S, doi: 10.111 / j.1365-2966.2008.13022.x Lỗi chú thích: Thẻ <ref> không hợp lệ: tên “mnras361” được định rõ nhiều lần, mỗi lần có nội dung khác