Звездами принято считать космические объекты, достаточно массивные, чтобы на определенном этапе эволюции внутри них протекали термоядерные реакции синтеза гелия из водорода. Основной параметр, определяющий свойства звезды — ее масса. Масса звезды может находиться в пределах от 0,075 до 150 масс Солнца (MSun = 2·1033 г). Нижний предел найден теоретически, верхний — из наблюдений.
Нижний предел массы звезды составляет 7,5% и называется пределом Кумара. Он был теоретически установлен американский астрофизик индийского происхождения Шивом Кумаром (Shiv S. Kumar), который изучал компьютерные модели самых маломассивных звезд и выяснил, что если масса космического тела меньше 7,5% солнечной, то его сжатие под действием самогравитации останавливается раньше, чем температура в центре достигает значения, необходимого для протекания реакции синтеза гелия.
Это критическое значение массы также называют «границей возгорания водорода». Чем ближе звезда к этому пределу, тем медленнее идут в ней ядерные реакции. Например, при массе 8% солнечной звезда будет «тлеть» около 6 триллионов лет — в 400 раз больше современного возраста Вселенной! Так что, в какую бы эпоху ни родились такие звезды, все они еще находятся в младенческом возрасте. Объекты с массой меньше предела Кумара называют коричневыми карликами. Они являются переходным классом объектов между звездами и планетами.
Верхний предел на массы звезд составляет 150 масс Солнца. Это значение достаточно надежно установлено по наблюдательным данным и может считаться фундаментальной величиной для теории эволюции звезд и наблюдательной астрономии. Между тем теория пока не дает возможности установить верхний предел для массы звезд. Компьютерное моделирование звездной эволюции хорошо согласуются с наблюдениями для звезд средних масс.
Однако модели звезд с массой 100 и более масс Солнца не столь успешны. Модели сферической газа на протозвезду дают значение предельной массы звезды около 100 MSun. Этой же величиной ограничены массы вследствие развития пульсаций, которые позволяют звезде сбросить лишнюю (для устойчивого равновесия) массу.
В то же время, другие модели, например, слияние нескольких протозвезд или дисковая аккреция на протозвезду вообще не ограничивают возможные массы звезд. Существуют модели звезд до 1000 MSun. Ввиду такой неопределенности понятно, сколь важным для теории звездной эволюции является наблюдательный факт существования верхнего предела массы звезды.
Источники:
Дополнительно от Генон: