Ѕвездена маса

Ѕвездена маса — масата на една ѕвезда. Обично се изразува со Сончеви маси (M_☉), удел од или кратно на масата на Сонцето. Така, светлата ѕвезда Сириус има околу 2,02 M_☉.^[1] Со тек на време, масата на ѕвездата се менува кога таа губи маса со ѕвезден ветер или пулсирање, или пак добива на маса со насобирање, како што е случај кај ѕвездите-придружнички.

Својства

Ѕвездите понекогаш се групираат според маса зависно од нивното развојно поведение како што се доближуваат до крајот на својот живот, т.е. способноста да вршат јадрено соединување.

• Ѕвездите со многу мала маса — имаат маса под 0,5 M_☉ и не стапуваат на асимптотската гранка на џинови (АГЏ) туку се развиваат право во бели џуџиња (барем во теорија; нивниот животен век е подолг од досегашната старост на вселената, така што засега нема пример кој ја достигнал оваа фаза.)
• Ѕвезди со мала маса — имаат маса под 1,8–2,2 M_☉ (зависно од сосатвот) и стапуваат на АГЏ, каде развиваат изродено хелиумско јадро.
• Ѕвезди со средна маса — претрпуваат хелиумско соединување и развиваат изродено јаглеродно-кислородно јадро.
• Масивни ѕвезди — имаат најмалку 5–10 M_☉. Претрпуваат јаглеродно соединување и завршуваат со експлозија на супернова од колабирано јадро.^[2] Црните дупки кои настанале како последица од ѕвезден колапс се нарекуваат црни дупки со ѕвездена маса.

Комбинацијата на полупречникот и масата на една ѕвезда ја одредува нејзината површинска гравитација. Џиновските ѕвезди имаат многу помала површинска гравитација од ѕвездите од главната низа. Случајот е обратен кај изродени компактни ѕвезди како бели џуџиња. Површинската гравитација може да влијае на изгледот на ѕвездениот спектар, при што повисоката гравитација предизвикува проширување на впивните линии.^[3]

Опсег

Една од најмасивните познати ѕвезди е Ета Кобилица,^[4] која има 100–200 M_☉; таа има многу краток живетен век — само неколку милиони години. Проучуваањето на јатото Лакови покажува дека 150 M_☉ е горната граница за ѕвезди во тековната ера на вселената.^[5][6][7] Причината за оваа граница не е точно позната, но делумно се должи на Едингтоновата сјајност, која ја одредува најголемото количество на сјајнсот кое може да мине низ атмосферата на една ѕвезда без таа да ги исфрли гасовите во вселената. Меѓутоа, измерено е дека ѕвездата наречена R136a1 во јатото RMC 136a има 215 M_☉, што ја става под прашање оваа граница.^[8][9] Утврдено е дека ѕвездите поголеми од 150 M_☉ во R136 се создадени со судар или спој на масивни ѕвезди во блиски двојни системи, така заобиколувајќи ја границата од 150 M_☉.^[10]

Првите ѕвезди што се создале по Големата експлозија може да биле поголеми, до 300 M_☉ или повеќе,^[11] поради целосното отсуство на елементи потешки од литиум во нивниот состав. Сепак, ова поколение на супермасивни ѕвезди од населението III е одамна изумрено и сè уште е само теоретско.

Со маса само 93 пати поголема од Јупитеровата (M_J) или ,09 M_☉, AB Златна Рипка C, придружник во AB Златна Рипка A, е најмалата позната ѕвезда која соединува хелиум во јадрото.^[12] Кај ѕвездите со слична металичност како Сонцето, најмалата маса што може да ја имаат, а сепак да соединуваат во јадрото, се проценува на 75 M_J.^[13][14] Кога металичноста е многу ниска, минималната големина изнесува 8,3 % од Сончевата маса или околу 87 M_J.^[14][15] Телата помали од ова се наречени кафеави џуџиња, и тие се во некаква преодна состојба помеѓу ѕвезди и гасовити џинови.

Промени

Сонцето губи маса од зрачењето на електромагнетна енергија и исфрлањето на материја со ѕвезден ветер. Ослободува околу (2+-
3)⋅10^-14 M_☉ годишно.^[16] Стапката на загуба ќе се зголеми кога Сонцето ќе стане црвен џин, и ќе се искачи до (7+-
9)⋅10^-14 M_☉ y⁻¹ кога ќе го достигне завршетокот на гранката на црвени џинови. Ова ќе се искачи на 10⁻⁶ M_☉ y⁻¹ на асимптотската гранка на џинови, па ќе го достигне врвот со 10⁻⁵ до 10⁻⁴ M_☉ y⁻¹ кога Сонцето ќе создаде планетарна маглина. Кога ќе стане изродено бело џуџе, Сонцето ќе има изгубено 46 % од почетната маса.^[17]