恆星質量

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恆星質量天文學家用來描述恆星質量時所用的一個名詞,它通常是以太陽質量來列舉其它恆星與太陽的質量比較。因此,明亮的天狼星質量大約是2.02太陽質量[1]。恆星的質量會隨著恆星演化而不停的改變,因為恆星風的吹送或脈動的行為而拋出質量,或是從伴星獲得而增加質量。

性質[编辑]

恆星通常是依據它們在演化過程中,當核融合的生命期結束時留存的質量來分類。質量少於0.5太陽質量的非常低質量恆星,不會進入漸近巨星分支 (AGB) 而會直接演化成白矮星。質量在1.8-2.2太陽質量 (獨立的結構) 的低質量恆星,會進入AGB並在那兒發展出簡併的氦核。中等質量經歷氦融合和發展出簡併的碳-氧核。大質量恆星的質量至少是7-10太陽質量,但也可能只有5-6太陽質量。這些恆星經歷碳融合,它們的生命將在核心塌縮的超新星爆炸下結束[2]。這種恆星塌縮的結果會形成恆星質量黑洞等級的黑洞

恆星的質量和半徑的組合,決定了恆星的表面重力。巨星的表面重力比主序星低很多,而簡併是相反的情況,像白矮星就是緻密天體。表面重力會影響恆星的光譜,強重力會造成吸收譜線的擴散[3]

範圍[编辑]

已知質量最大的恆星之一是海山二[4],質量大約是太陽質量的100-150倍;它的壽命很短,大概最多只有數百萬年。對圓拱星團的研究認為在現今宇宙時代的恆星質量上限大約是150太陽質量[5]。這個限制的原因還不是很清楚,但這有一部分是因為愛丁頓光度,它定義了恆星在不將質量拋射至太空的狀態下,能穿越恆星大氣層的最大光度。然而,一顆在RMC 136a星團被稱為R136a1的恆星,被測量出質量為265太陽質量,使這個限制出了問題[6]。一個研究確認了R136的質量超過了150太陽質量,可以經由大質量恆星的密接聯星系統碰撞和合併,提供一種方法迴避150太陽質量的限制[7]

大爆炸之後誕生的第一批恆星質量可能都比較大,由於完全沒有比鋰更重的元素存在,可以達到300太陽質量或者更大[8]。這一代超大質量恆星,第三星族星早已經都滅絕了,而且,目前也只有理論。

質量只有木星質量93倍的劍魚座AB C,劍魚座AB A的伴星,是以知的恆星中,能在核心進行核融合反應的質量最低的恆星[9]。理論上,與太陽有相似金屬量的恆星,能進行核融合反應的最低質量是75木星質量[10][11]。 最近的研究認為,當金屬量很低時,恆星能進行核融合的質量是8.3%太陽質量,或是87木星質量[11][12]。更小的天體稱為棕矮星,它們介於恆星和氣體巨行星之間的灰色地帶。

變化[编辑]

目前,太陽正經由電磁能量的輻射損失質量,和經由太陽風拋射出物質。它每年大約排出 (2–3)×10-14 太陽質量 (M)[13]。當太陽進入紅巨星階段時,損失的速率會增加,當他到達紅巨星分支頂端時會爬升到 (7–9)×10−14 M y−1。在漸近巨星分支時上升至10−6 M y−1,當太陽演化成行星狀星雲時會達到最大速率的10−5 to 10−4 M y−1。當太陽成為簡併態的白矮星時,它將已經失去初始質量的46%[14]

參考資料[编辑]

  1. ^ Liebert, J.; 等, 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. 
  2. ^ Kwok, Sun, The origin and evolution of planetary nebulae, Cambridge astrophysics series 33, Cambridge University Press: 103–104, 2000, ISBN 0-521-62313-8. 
  3. ^ Unsöld, Albrecht, The New Cosmos 5th, New York: Springer: 180–185, 215–216, 2001, ISBN 3540678778. 
  4. ^ Smith, Nathan, The Behemoth Eta Carinae: A Repeat Offender, Mercury Magazine (Astronomical Society of the Pacific), 1998, 27: 20 [2006-08-13], (原始内容存档于2006-09-27). 
  5. ^ NASA's Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy, NASA News, March 3, 2005 [2006-08-04]. 
  6. ^ Stars Just Got Bigger, European Southern Observatory, July 21, 2010 [2010-17-24]. 
  7. ^ LiveScience.com, "Mystery of the 'Monster Stars' Solved: It Was a Monster Mash", Natalie Wolchover, 7 August 2012
  8. ^ Ferreting Out The First Stars, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, September 22, 2005 [2006-09-05]. 
  9. ^ Weighing the Smallest Stars, ESO, January 1, 2005 [2006-08-13]. 
  10. ^ Boss, Alan, Are They Planets or What?, Carnegie Institution of Washington, April 3, 2001 [2006-06-08], (原始内容存档于2006-09-28). 
  11. ^ 11.0 11.1 Shiga, David, Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed, New Scientist, August 17, 2006 [2006-08-23], (原始内容存档于2006-11-14). 
  12. ^ Hubble glimpses faintest stars, BBC, August 18, 2006 [2006-08-22]. 
  13. ^ Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A., An Introduction to Modern Astrophysics revised 2nd, Benjamin Cummings: 409, 1995, ISBN 0201547309. 
  14. ^ Schröder, K.-P.; Connon Smith, Robert, Distant future of the Sun and Earth revisited, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2008, 386 (1): 155–163, Bibcode:2008MNRAS.386..155S, arXiv:0801.4031, doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x