Existe um limite teórico de tamanho máximo para uma estrela?

22

Algumas estrelas são simplesmente enormes. Eventualmente, porém, não haveria simplesmente muita pressão ou massa para a estrela se sustentar? Não acabaria em colapso em um buraco negro?

Existe um limite superior teórico para o tamanho de uma estrela e em que ela se baseia?

Desfazer
fonte

Respostas:

17

De acordo com o conhecimento atual, sim. Se a nuvem de gás for muito grande, a pressão da radiação evita o colapso e a formação de estrelas.

O artigo As estrelas têm um limite de tamanho de Michael Schirber, são cerca de 150 massas solares. No entanto, há o Pistol Star, que é especulado em 200 SM.

No artigo 'Das wechselhafte Leben der Sterne', de Ralf Launhard (Spektrum 8/2013), há um diagrama com informações de que quando a massa ultrapassa os 100 SM, a estrela não pode se formar por causa da pressão da radiação. O valor exato do limite não é especulado no artigo.

Marinheiro Danubiano
fonte
6
@ Desfazer Adicionando mais 2 centavos a essa resposta já excelente: R136a1, tem uma massa de 265 massas solares e atualmente é considerado o limite de quão grandes estrelas podem se tornar. Btw: supõe-se que o R136a1 já tenha 320 massas solares quando nasceu, há um milhão de anos atrás.
e-sushi
11

Uma parte decente dessa resposta é baseada na introdução de Kroupa & Weidner (2005) , embora eu tenha obviamente me aprofundado muito mais em todas as referências.

Nossa história começa, assim como muitos sobre astrofísica estelar, com Sir Arthur Eddington. Em seu livro de 1926, The Internal Constitution of the Stars , ele derivou a luminosidade de Eddington , a luminosidade máxima uma estrela de massa M pode alcançar (Capítulo 6, páginas 114-115). Sua derivação segue as seguintes linhas:LM

I. Considere a equação do equilíbrio hidrostático e a equação do equilíbrio radiativo: dpR

(1a)dPdr=gρ
As variáveis relevantes são a pressão (P), o raio (r), a aceleração da gravidade (g), a densidade (ρ), pressão de radiação (pR), o coeficiente de massa de absorção (k), o fluxo de radiação por unidade de tempo (H), e a velocidade da luz (c). A combinação de(1a)e(1b)produz dpR=kH
(1b)dpRdr=kρHc
PrgρpRkHc(1a)(1b)
(1c)dpR=kHcgdP

rLrMr

(2a)LrMr=ηLM
LMηrη(R)=1R
(2b)H=Lr4πr2
(2c)g=GMrr2
(2d)Hg=Lr4πGMr
(1c)
(2e)dpR=Lηk4πcGMdP

pGdpG>0P=pG+pRdpR<dP(2e)

(3)Lηk4πcGM<1

M

Ak=0Mδρkρ[(Γ31)δk{ϵ1+ϵ2ϵ3ddm[4πr2(F1+F3)]}23δk[4πr2C¯dPdm+ϵ2+ddm[4πr2F2]]]dm<1
k

K

K=12LPEP
KK

EPLP

LP=LPNnuclearLPHheat leakageLPSprogressive waves
LPNLPHLPSKLPEPMτ

τcr

τcr=0.05(MM60)
τcr

Aqui está uma representação gráfica de seu artigo, Figura 1:

insira a descrição da imagem aqui

Ainda mais tarde, trabalho sobre o mesmo tópico foi realizado por Ziebarth (1970) , entre outros, que estendeu os modelos para estudar diferentes metalicalidades e composições (Schwarzschild & Härm), focadas principalmente em estrelas com composições semelhantes às do Sol. Seus cálculos encontraram uma ampla gama de limites de massa superiores - 10 massas solares para estrelas puras de hélio e 200 massas solares para estrelas puras de hidrogênio. A maioria das estrelas cai no meio e, portanto, terá limites diferentes.

A formação real de estrelas massivas também impõe restrições à massa. Kroupa & Weidner mencionam Kahn (1974) , que estudou como a pressão de radiação de um protostar poderia reduzir drasticamente as taxas de acúmulo, impedindo a estrela de continuar a crescer significativamente. Aplicado a uma jovem estrela da População I, seu modelo mais simples chega a um limite de cerca de 80 massas solares, embora modelos diferentes do “casulo” produzam resultados diferentes.

Vou adicionar uma nota final sobre teoria. Espera-se que as estrelas da população III, as hipotéticas primeiras estrelas do universo, tenham sido extremamente massivas; como tal, seriam excelentes candidatos para testar os limites superiores de massa. De acordo com simulações de Hosokawa et al. (2011) , mecanismos semelhantes aos discutidos por Kahn teriam interrompido a acumulação em massas estelares em torno de 43 massas solares - um número surpreendentemente baixo, dadas as expectativas de quão grandes estrelas da População III deveriam ser. Além disso, como argumentado por Turk et al. (2009) , estrelas suficientemente massivas podem se fragmentar; no caso estudado, uma estrela de 50 massas solares se separou em dois fragmentos de núcleo menores.


r

M

HDE 226868
fonte
3

O limite teórico de primeira ordem no tamanho estelar é do limite de Eddington . À medida que a estrela entra em colapso, é equilibrada pela pressão de radiação da fusão. No entanto, a taxa de fusão varia fortemente com a densidade (e é por isso que as estrelas mais massivas têm vida útil extremamente curta). Portanto, se a estrela fosse suficientemente massiva, a pressão da radiação provavelmente a destruiria. De fato, isso poderia levar a uma supernova de instabilidade dupla e nem haveria um remanescente de buraco negro, mesmo que a estrela seja tão grande.

Aaron
fonte