Несколько вопросов про звёзды

[Nucleosome]

Что влияет на то какой массы получаттся звёзды?
И ещё - если столкнуть два коричневых карлика, у которых сумарная масса не доходит до 0.08 солнечных, то может включится у них протон-протонный цикл? Понятно, шансы на такое очень малы, но всё же?
Кажется, к этому же примыкает и другой вопрос - может ли столкновение двух красных или жёлтых карликов повлеч сверхновую даже если сумрная масса е дотягивает до нужного порога?

[polar]

Что влияет на то какой массы получаттся звёзды?
И ещё - если столкнуть два коричневых карлика, у которых сумарная масса не доходит до 0.08 солнечных, то может включится у них протон-протонный цикл? Понятно, шансы на такое очень малы, но всё же?
Кажется, к этому же примыкает и другой вопрос - может ли столкновение двух красных или жёлтых карликов повлеч сверхновую даже если сумрная масса е дотягивает до нужного порога?

1. В основном, масса того сгустка межзвездной среды из которого начинается формирование звезды. Плюс, всякие параметры: начиная от металличности (это очень важно) и кончая магнитным полем. Масса сгустка будет определяться все равно параметрами МЗС. Важно, чтобы началось сжатие, а это зависит от конкретных параметров.

2. Звезды (и коричневые карлики) могут сливаться в двойных системах. Это вполне нормальный процесс. Видимо, прародитель СН1987А был результатом слияния. Конечно, судьба сформировавшегося в результате слияния объекта будет определяться итоговой массой. Поэтому все может быть. И реакции могут начаться, и сверхновая (если масса станет больше некоторой критической).

Я очень общо ответил, но и вопрос был очень общий. Спрашивайте конкретнее, если интересно.
Надеюсь, что Вибе, который куда как лучше меня понимает про формирование звезд, тоже внесет свои 5 копеек

[Дмитрий Вибе]

Что влияет на то какой массы получаттся звёзды?

Это очень хороший вопрос! Разделю его на три части.

1. Что определяет минимальную массу звезды?

Минимальная масса звезды как тела, светящего за счет термоядерных реакций превращения водорода в гелий, определяется тем, что при протозвездном сжатии оно должно разогреться до температуры, необходимой для протекания этих реакций. Эта минимальная масса -- 0.1 массы Солнца. При массе ниже это будет уже не звезда, а коричневый карлик. Чем определяется минимальная масса коричневого карлика, сказать трудно.

2. Что определяет максимальную массу звезды?

Звезда тем ярче светит, чем больше ее масса. Звезда не может иметь массу больше примерно 150 масс Солнца, потому что при большей массе ее излучение будет настолько интенсивным, что давление излучения звезду просто раздует. Но это только часть проблемы. Вторая часть -- как образовать звезду с массой даже меньше 150 масс Солнца? В случае сферической аккреции мы эти 150 масс Солнца просто не успеем набрать -- накопив в протозвездном ядре примерно 10 масс Солнца, мы уже получим такую светимость, которая дальнейшую аккрецию остановит. Сейчас есть три ответа на этот вопрос:

а) Дисковая аккреция. Если аккреция идет не сферически симметрично, а через диск, может быть, остановить ее не так просто. Есть наблюдения дисков у массивных молодых звезд, которые, вроде как, свидетельствуют в пользу этой гипотезы.

б) Конкурентная аккреция. Образовавшаяся массивная звезда продолжает набирать (сгребать) массу, летая по окружающему молекулярному облаку. Почему конкуретная? Потому что какая звезда больше вещества нахапала, та звезда и получается массивнее.

в) Слияние. Наблюдательный факт -- массивные звезды образуются только в тесных звездных группах. Возможно, теснота помогает массивным звездам сливаться с образованием сверхмассивных звезд.

Конечно, нет закона, чтобы в Природе не могли работать все три этих механизма.

3. Что определяет распределение звезд по массам между минимальной и максимальной?

Это самый сложный вопрос. Начинается все, вероятно, с турбулентного каскада. А потом... Протозвездные ядра немножко фрагментируют (металличность, магнитное поле, вращение), немножко сливаются, немножко испаряются (поле УФ-излучения от уже образовавшихся звезд), немножко нагребают вещество... И получается во всей Вселенной и во все времена закон Солпитера...

[Nucleosome]

Большое спасибо за ответы, Сергей Попов и Дмитрий Вибе!

Я очень общо ответил, но и вопрос был очень общий. Спрашивайте конкретнее, если интересно.

Контретней не могу - у меня эти вопросы просто в голове возникли. Относительно первого вопроса  - плотность межзвёздных облаков влияет на массу получившихся звёзд?А каков механихм влияния металличности? (Я так понимаю, что "металл" это всё что не водород и гелей?Или что?)
Сергей Попов - то есть получается, что со звёздами не делай всё равно нельзя заставить звезду взорваться если её масса ниже предела, (ой опять забыл как называется), а протон-протонный цикл запустить в теле массой ниже 0.1 солнечных? Я просто подумал - в результате столкновения выдеяется довольно много энэргии, может она как-то запустить соответсвующие процессы сможет?
Кстати, иногда пишут порог для настоящей звезды 0.08 - это просто погрешность наблюдений или что-то более принципиальное?

[polar]

Большое спасибо за ответы, Сергей Попов и Дмитрий Вибе!

Я очень общо ответил, но и вопрос был очень общий. Спрашивайте конкретнее, если интересно.

Контретней не могу - у меня эти вопросы просто в голове возникли. Относительно первого вопроса  - плотность межзвёздных облаков влияет на массу получившихся звёзд?А каков механихм влияния металличности? (Я так понимаю, что "металл" это всё что не водород и гелей?Или что?)
Сергей Попов - то есть получается, что со звёздами не делай всё равно нельзя заставить звезду взорваться если её масса ниже предела, (ой опять забыл как называется), а протон-протонный цикл запустить в теле массой ниже 0.1 солнечных? Я просто подумал - в результате столкновения выдеяется довольно много энэргии, может она как-то запустить соответсвующие процессы сможет?
Кстати, иногда пишут порог для настоящей звезды 0.08 - это просто погрешность наблюдений или что-то более принципиальное?

1. Да, плотность влияет. Есть такое понятие "масса Джинса". Проще на Астронете почитать в "Физике космоса" про звездообразование.

2. Металличность влияет на излучение, точнее на прозрачность вещества.

3. В общем да, что реальными астрофизическими способами не делай, масса звезды должна быть выше некоторой критической, чтобы начинались реакции или взрыв

4. 0.08 - это результат расчета для химического состава типа Солнечного. Грубо говоря, плотность  и температура в недрах звезды достаточно известным образом при данном зимсоставе определяются массой. Так вот, при 0.08 условия достигают необходимых для включения реакции.

[Дмитрий Вибе]

Сергей опередил с ответом, но я все-таки свой тоже тисну.

Относительно первого вопроса  - плотность межзвёздных облаков влияет на массу получившихся звёзд?

Вероятно, да, -- в том смысле, что чем плотнее исходное облако, тем больше шансов получить в нем массивные звезды. Вопрос в том, с какого момента считать облако исходным  

А каков механихм влияния металличности? (Я так понимаю, что "металл" это всё что не водород и гелей?Или что?)

Да. как положено в астрономии, металл -- это все, что тяжелее... ну, скажем, бора   При сжатии газ нагревается, и этот нагрев противодействует сжатию. Чтобы гравитационное сжатие дозвездного вещества дошло до звезды, нужно, чтобы коллапс происходил неадиабатически -- со сбросом избытка энергии. В чисто водородном газе (гелий роли не играет) энергия будт сбрасываться только в переходах молекул водорода с равновесной температурой примерно 100 К. Маленькую звезду из такого горячего газа не получить -- массы должно хватать на преодоление теплового давления (масса Джинса). Если же добавить в среду металлы, то мы сразу получаем охлаждение в атомарных (C+, O...) и молекулярных линиях (CO, OH, H2O...), а также на пыли и легко остужаем газ до нескольких кельвинов.

Я просто подумал - в результате столкновения выдеяется довольно много энэргии, может она как-то запустить соответсвующие процессы сможет?

Все-таки мы под звездой понимаем что-то более-менее стационарное. Если две массы стукнуть друг об друга, кратковременно там, может, что-то и загорится, но поддерживать горение этот объект не сможет.

[polar]

Да "крепко меня поправили". Конечно, "металличность" важна в смысле остывания.
В смысле прозрачности важно какой будет максимальная масса звезды. Потому как реакции внутри начнутся, когда вещество снаружи еще может пытаться выпадать (поправьте, если не прав). Соответственно, при малой металличности возможно появление ОЧЕНЬ массивных звезд.

[Nucleosome]

Ещё раз спасибо!
Стало быть выходит, что чем металлов больше, тем средняя масса получающихся звёзд будет ниже?

[Дмитрий Вибе]

Стало быть выходит, что чем металлов больше, тем средняя масса получающихся звёзд будет ниже?

Мое ИМХО -- как только мы имеем хотя бы чуть-чуть металлов, то сразу же имеем и теперешнее распределение по массам. В шаровых скоплениях металличность в 100-300 раз ниже солнечной, а маломассивных звезд полно. Собственно, других и нету! 

[polar]

Ещё раз спасибо!
Стало быть выходит, что чем металлов больше, тем средняя масса получающихся звёзд будет ниже?

Обычно спектр масс столь крутой, что изменение максимальной массы в несколько раз мало отразиться на средней, т.к. доминируют маломассивные
(ну, представьте, что добавление одного гения в Индонезию не сильно повлияет на средний уровень).

[alg]

Звезда тем ярче светит, чем больше ее масса. Звезда не может иметь массу больше примерно 150 масс Солнца, потому что при большей массе ее излучение будет настолько интенсивным, что давление излучения звезду просто раздует. Но это только часть проблемы. Вторая часть -- как образовать звезду с массой даже меньше 150 масс Солнца? В случае сферической аккреции мы эти 150 масс Солнца просто не успеем набрать -- накопив в протозвездном ядре примерно 10 масс Солнца, мы уже получим такую светимость, которая дальнейшую аккрецию остановит.

Ранее встречалась информация, что первые звезды (с почти нулевой металличностью) могли иметь массу, значительно большую вышесказанной. Так ли это?

[Дмитрий Вибе]

Ранее встречалась информация, что первые звезды (с почти нулевой металличностью) могли иметь массу, значительно большую вышесказанной. Так ли это?

Да, так вот Сергей же и написал:

Соответственно, при малой металличности возможно появление ОЧЕНЬ массивных звезд.

[alg]

Вопрос задавался при последовательном прочтении ;-)
Продолжу. Насколько ОЧЕНЬ? И если это будет больше 150 масс (предположение), почему ее не раздует?

[polar]

Вопрос задавался при последовательном прочтении ;-)
Продолжу. Насколько ОЧЕНЬ?

300 вместо 100 примерно.

[Nucleosome]

Обычно спектр масс столь крутой, что изменение максимальной массы в несколько раз мало отразиться на средней, т.к. доминируют маломассивные

Правильно, что наиболее многочисленный тип звёзд - красные карлики, а Солнце имеет массу выше средней?

300 вместо 100 примерно.

То есть совсем без металлов можно получить этакие вот громадины?

[alg]

Звезда тем ярче светит, чем больше ее масса. Звезда не может иметь массу больше примерно 150 масс Солнца, потому что при большей массе ее излучение будет настолько интенсивным, что давление излучения звезду просто раздует.

Повторю вопрос. Почему первые звезды столь большой массы (300) не раздувались от интенсивного излучения? Что являлось сдерживающим (от разрушения) фактором в таких гигантах и почему данный фактор перестал "работать"  в звездах с современной металличностью?

[Дмитрий Вибе]

Повторю вопрос. Почему первые звезды столь большой массы (300) не раздувались от интенсивного излучения? Что являлось сдерживающим (от разрушения) фактором в таких гигантах и почему данный фактор перестал "работать"  в звездах с современной металличностью?

Потому что передача импульса от излучения веществу эффективно происходит именно на атомах металлов.

[polar]

Т.е., грубо говоря, звезда без металлов просто прозрачнее.

[vika vorobyeva]

Насколько я знаю (если допущу неточность, Сергей или Дмитрий меня поправят), в отсутствии тяжелых элементов газ очень прозрачен, а значит, световое давление на него действует слабо.
Ведь как возникает световое давление в атмосфере звезды? Атом поглотил квант, идущий из недр звезды, и переизлучил его в произвольном направлении. Атом получает импульс от кванта снизу, направленный вверх, плюс импульс отдачи, направленный произвольным образом. Если речь идет о фотосфере звезды, то квантов, приходящих снизу, гораздо больше, чем приходящих сверху. Усредняя по всем атомам, получим, что газ испытывает силу, направленную вверх. Если фотонов много, эта сила может превысить силу гравитации, и газ с поверхности звезды попросту сдует световым давлением.
Но атомы газа поглощают свет только в узких линиях, для каждого элемента разных. Полностью ионизованный атом (голое ядро) свет поглотить не может вообще. Поэтому в чистой водородно-гелиевой плазме, нагретой достаточно сильно, свет вообще не будет поглощаться, и газ не будет чувствовать световое давление.
Добавка небольшого числа атомов углерода, кислорода и пр. резко увеличивает непрозрачность газа. Свет начинаеют перехватывать атомы именно этих элементов (и испытывать импульс, направленный вверх). Двигаясь сквозь окружающий газ, состоящий главным образом из водорода и гелия, эти атомы будут передавать ему свой импульс (и способствовать сдуванию атмосферы).

Именно поэтому самые первые звезды, состоящие из чистых водорода и гелия, могли быть такими массивными. Их атмосферу не сдувало световым давлением.

Upd Пока писала, и Сергей, и Дмитрий меня опередили

[alg]

Повторю вопрос. Почему первые звезды столь большой массы (300) не раздувались от интенсивного излучения? Что являлось сдерживающим (от разрушения) фактором в таких гигантах и почему данный фактор перестал "работать"  в звездах с современной металличностью?

Потому что передача импульса от излучения веществу эффективно происходит именно на атомах металлов.

Понятно. Логика в этом имеется.
А насколько может быть стабильным поведение внешних слоев у такого гиганта? Т.е. не может он быстро потерять массу за счет локальных выбросов типа солнечных вспышек, только более многочисленных и гиганских?