恆星質量
恆星質量是天文學家用來描述恆星的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。例如天狼星質量大約是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个太陽質量[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个太陽質量，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个太陽質量，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个太陽質量的限制[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个太陽質量或者更大[8]。這一代超大質量恆星，即第三星族星早已因极短的寿命而尽数滅絕。因此在如今的宇宙中，其存在本身也只是理論。
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倍木星質量[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倍木星質量[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过渡地帶。
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
- ^ 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.
- ^ Smith, Nathan, , Mercury Magazine (Astronomical Society of the Pacific), 1998, 27: 20 [2006-08-13], （原始内容存档于2006-09-27）.
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- ^ 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], （原始内容于2013-09-27）.
- ^ Weighing the Smallest Stars, ESO, January 1, 2005 [2006-08-13], （原始内容于2019-10-09）.
- ^ Boss, Alan, , Carnegie Institution of Washington, April 3, 2001 [2006-06-08], （原始内容存档于2006-09-28）.
- ^ 11.0 11.1 Shiga, David, , New Scientist, August 17, 2006 [2006-08-23], （原始内容存档于2006-11-14）.
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- ^ Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A., An Introduction to Modern Astrophysics revised 2nd, Benjamin Cummings: 409, 1995, ISBN 0201547309.
- ^ 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