恒星质量
恒星质量是天文学家用来描述恒星的质量时所用的一个名词,它通常是以太阳质量来列举其它恒星与太阳的质量比较。例如天狼星质量大约是2.02太阳质量[1]。恒星的质量会随著恒星演化而不停的改变,因为恒星风的吹送或脉动的行为而抛出质量,或是从伴星获得而增加质量。
性质
恒星通常是依据它们在演化过程中,当核融合的生命期结束时留存的质量来分类。质量少于0.5太阳质量的非常低质量恒星,不会进入渐近巨星分支 (AGB) 而会直接演化成白矮星。质量在1.8-2.2太阳质量 (独立的结构) 的低质量恒星,会进入AGB并在那儿发展出简并的氦核。中等质量经历氦融合和发展出简并的碳-氧核。大质量恒星的质量至少是7-10太阳质量,但也可能只有5-6太阳质量。这些恒星经历碳融合,它们的生命将在核心塌缩的超新星爆炸下结束[2]。这种恒星塌缩的结果会形成恒星质量黑洞等级的黑洞。
恒星的质量和半径的组合,决定了恒星的表面重力。巨星的表面重力比主序星低很多,而简并是相反的情况,像白矮星就是致密天体。表面重力会影响恒星的光谱,强重力会造成吸收谱线的扩散[3]。
范围
已知质量最大的恒星之一是海山二[4],质量大约是太阳质量的100-150倍;它的寿命很短,大概最多只有数百万年。对圆拱星团的研究认为在现今宇宙时代的恒星质量上限大约是150个太阳质量[5]。这个限制的原因还不是很清楚,但这有一部分是因为爱丁顿光度,它定义了恒星在不将质量抛射至太空的状态下,能穿越恒星大气层的最大光度。然而,一颗在RMC 136a星团被称为R136a1的恒星,被测量出质量为265个太阳质量,使这个限制出了问题[6]。一个研究确认了R136的质量超过了150个太阳质量,可以经由大质量恒星的密接联星系统碰撞和合并,提供一种方法回避150个太阳质量的限制[7]。
大爆炸之后诞生的第一批恒星质量可能都比较大,由于完全没有比锂更重的元素存在,可以达到300个太阳质量或者更大[8]。这一代超大质量恒星,即第三星族星早已因极短的寿命而尽数灭绝。因此在如今的宇宙中,其存在本身也只是理论。
质量只有木星质量93倍的剑鱼座AB C,剑鱼座AB A的伴星,是以知的恒星中,能在核心进行核融合反应的质量最低的恒星[9]。理论上,与太阳有相似金属量的恒星,能进行核融合反应的最低质量是75倍木星质量[10][11]。 最近的研究认为,当金属量很低时,恒星能进行核融合的质量是8.3%太阳质量,或是87倍木星质量[11][12]。更小的天体称为棕矮星,它们介于恒星和气体巨行星之间的过渡地带。
变化
目前,太阳正经由电磁能量的辐射损失质量,和经由太阳风抛射出物质。它每年大约排出 (2–3)×10-14 太阳质量 (M☉)[13]。当太阳进入红巨星阶段时,损失的速率会增加,当他到达红巨星分支顶端时会爬升到 (7–9)×10−14 M☉ y−1。在渐近巨星分支时上升至10−6 M☉ y−1,当太阳演化成行星状星云时会达到最大速率的10−5 to 10−4 M☉ y−1。当太阳成为简并态的白矮星时,它将已经失去初始质量的46%[14]。
参考资料
- ^ Liebert, J.; et al, The Age and Progenitor Mass of Sirius B, The Astrophysical Journal, 2005, 630 (1): L69–L72, Bibcode:2005ApJ...630L..69L, arXiv:astro-ph/0507523 , doi:10.1086/462419.
- ^ Kwok, Sun, The origin and evolution of planetary nebulae, Cambridge astrophysics series 33, Cambridge University Press: 103–104, 2000, ISBN 0-521-62313-8.
- ^ Unsöld, Albrecht, The New Cosmos 5th, New York: Springer: 180–185, 215–216, 2001, ISBN 3540678778.
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- ^ Stars Just Got Bigger, European Southern Observatory, July 21, 2010 [2010-17-24], (原始内容存档于2020-05-23).
- ^ LiveScience.com, "Mystery of the 'Monster Stars' Solved: It Was a Monster Mash". Yahoo! News. (页面存档备份,存于互联网档案馆), Natalie Wolchover, 7 August 2012
- ^ Ferreting Out The First Stars, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, September 22, 2005 [2006-09-05], (原始内容存档于2013-09-27).
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