Τι περιορίζει τη μέγιστη μάζα που μπορεί να επιτύχει ένα αστέρι;
1. Πίεση ακτινοβολίας:
* Καθώς ένα αστέρι μεγαλώνει πιο μαζικό, η θερμοκρασία και η πίεση του πυρήνα αυξάνονται επίσης. Αυτό οδηγεί σε αύξηση του ρυθμού πυρηνικής σύντηξης, δημιουργώντας περισσότερη ενέργεια.
* Αυτή η ενέργεια απελευθερώνεται ως ακτινοβολία, η οποία ασκεί την εξωτερική πίεση στα εξωτερικά στρώματα του αστεριού.
* Εάν η πίεση της ακτινοβολίας γίνει πολύ ισχυρή, μπορεί να ξεπεράσει την εσωτερική βαρυτική έλξη, οδηγώντας σε αστάθεια και αποτρέποντας την περαιτέρω αύξηση της ύλης.
2. Όριο Eddington:
* Το όριο Eddington περιγράφει τη μέγιστη φωτεινότητα που μπορεί να επιτύχει ένα αστέρι πριν από την πίεση ακτινοβολίας να κατακλύσει τη βαρύτητα.
* Αυτό το όριο καθορίζεται από την ισορροπία μεταξύ της εξωτερικής δύναμης της πίεσης της ακτινοβολίας και της εσωτερικής δύναμης βαρύτητας.
* Τα αστέρια που υπερβαίνουν το όριο Eddington θα χάσουν μάζα μέσω ισχυρών αστρικών ανέμων.
3. Αρχή:
* Τα μαζικά αστέρια έχουν εξαιρετικά ισχυρούς αστρικούς ανέμους, οι οποίοι συνεχώς εκτοξεύουν το υλικό από την επιφάνεια τους.
* Αυτή η απώλεια μάζας επιδεινώνεται από την πίεση της ακτινοβολίας και μπορεί να περιορίσει την ικανότητα του αστεριού να συσσωρεύσει περισσότερη ύλη.
4. Αστάθεια στην πυρηνική σύντηξη:
* Οι διαδικασίες σύντηξης μέσα στον πυρήνα ενός αστεριού μπορούν να γίνουν ασταθείς εάν η μάζα είναι πολύ μεγάλη.
* Αυτή η αστάθεια μπορεί να οδηγήσει στο αστέρι που εκτοξεύει γρήγορα μεγάλα ποσά της ύλης.
5. Supernova:
* Για αστέρια με μάζες που υπερβαίνουν περίπου 100 ηλιακές μάζες, μπορεί να συμβεί ένα φαινόμενο γνωστό ως "ζεύγη-σταθερότητα".
* Αυτή η αστάθεια έχει ως αποτέλεσμα την παραγωγή ζεύγους ηλεκτρονίων-όρνου, τα οποία αποδυναμώνουν την πίεση ακτινοβολίας και προκαλούν μια κατάρρευση που οδηγεί σε μια ισχυρή έκρηξη σουπερνόβα.
Η εκτιμώμενη μέγιστη μάζα:
* Η ακριβής μέγιστη μάζα που μπορεί να επιτύχει ένα αστέρι είναι ακόμα ένα θέμα συνεχιζόμενης έρευνας.
* Ωστόσο, οι εκτιμήσεις τρέχουσας υποδεικνύουν ότι το ανώτατο όριο είναι κάπου μεταξύ 150 και 300 ηλιακών μαζών.
Σημαντική σημείωση:
* Αυτοί οι παράγοντες είναι διασυνδεδεμένοι και η επιρροή τους στο όριο μάζας ενός αστεριού είναι πολύπλοκο και δεν είναι πλήρως κατανοητό.
* Απαιτείται περαιτέρω έρευνα για να βελτιώσουμε την κατανόησή μας για τις διαδικασίες που καθορίζουν τη μέγιστη μάζα που μπορεί να επιτύχει ένα αστέρι.
