恒星の質量

恒星質量は、天文学者が恒星の質量を表すために使用する用語です。通常は太陽の質量に対する太陽質量の割合( M _☉ ) で数えられます。したがって、明るい恒星シリウスの質量は約 2.02  M _☉です。^{[1]恒星の質量は、}恒星風によって質量が失われたり、脈動によって放出されたり、伴星などから追加の質量が加わったりするため、その一生の間に変化します。

恒星は、核融合寿命の終わりに近づくにつれて、進化の挙動に基づいて質量によってグループ化されることがあります。

質量が 0.5 M _☉未満の極低質量星は漸近巨星分枝(AGB)には入らず、直接白色矮星に進化します。(少なくとも理論上は、このような星の寿命は十分に長く (これまでの宇宙の年齢よりも長い)、この時点まで進化して観測される時間はまだありません。)

質量が約 1.8～2.2 M _☉未満の低質量星(組成によって異なります) は AGB に入り、そこで縮退したヘリウム核を形成します。

中質量の星はヘリウムの核融合を起こし、縮退した炭素と酸素の核を形成します。

大質量星の最小質量は5～10 M _☉です。これらの星は炭素核融合を起こし、その寿命は中心核崩壊型超新星爆発で終わります。^{[2] [疑わしい–議論する]} 恒星の崩壊の結果として生成されたブラックホールは、恒星質量ブラックホールと呼ばれます。

星の半径と質量の組み合わせによって表面重力が決まる。巨星は主系列星よりも表面重力がはるかに低いが、白色矮星などの縮退したコンパクトな星の場合はその逆である。表面重力は星のスペクトルの見え方に影響を与え、重力が高いと吸収線が広がる。^[3]

知られている最も質量の大きい恒星の一つはイータ・カリーナで、^{[4]質量は100～200} M _☉である 。寿命は非常に短く、せいぜい数百万年である。アーチーズ星団の研究によると、現宇宙の時代における恒星の質量の上限は150  M _{☉であると考えられている。} ^{[5] [6] [7]}この制限の理由は正確にはわかっていないが、部分的にはエディントン光度によるもので、エディントン光度とは、恒星の大気を通過できる最大光度を定義しており、ガスを宇宙に放出しない。しかし、RMC 136a星団のR136a1という恒星の質量が215 M _☉と測定されており、この制限に疑問が生じている。^{[8] [9]ある研究では、} R136の150 M☉_を超える星は、近接連星系内の大質量星の衝突と合体によって生成されたことが判明しており、150 M☉_の制限を回避する方法を示しています。^[10]

ビッグバン後に形成された最初の恒星は、リチウムより重い元素が全く含まれていなかったため、300 M☉以上の大きさだった可能性があります_[ 11 ] 。しかし^、この世代の超大質量の種族IIIの恒星は長い間消滅しており、現在のところ理論上のものにすぎません。

ABドラダスAの伴星であるABドラダスCは、質量が木星の93倍（M _J）、つまり0.09 M _☉で、中心核で核融合反応を起こしている最小の恒星として知られています。 ^[12]太陽と同程度の金属量を持つ恒星の場合、中心核で核融合反応を起こすことができる理論上の最小質量は、約75 M _Jと推定されています。^{[13] [14]}しかし、金属量が非常に低い場合、最も暗い恒星に関する最近の研究では、最小の恒星サイズは太陽質量の約8.3%、つまり約87 M _Jであることがわかりました。^{[14] [15]より小さな天体は}褐色矮星と呼ばれ、恒星と巨大ガス惑星の間の定義があいまいなグレーゾーンを占めています。

太陽は電磁エネルギーの放出と太陽風による物質の放出によって質量を失っています。太陽は約（2–3）× 10 ⁻¹⁴  M _☉ /年。^[16]太陽が赤色巨星段階に入ると質量損失率は増加し、（７～９）×１０^−１４ Ｍ_☉ｙ^−１となり、赤色巨星分枝の先端に達すると１０ 漸近巨星枝では、^{太陽の質量は−6} M _☉ y ^{−1 で増加し、その後、太陽が惑星}状星雲を生成するにつれて、 ^{10 −5}から 10 ⁻⁴ M _☉ y ⁻¹の割合で増加してピークに達します。太陽が縮退した白色矮星になるまでに、最初の質量の 46% を失っていることになります。 ^[17]