星の質量制限
主なシーケンスは、星の生涯で最も長くて最も安定した相であり、重力崩壊と核融合によって生成される外向きの圧力のバランスによって支配されています。コアで水素融合を維持するために必要な最小質量は、低質量制限と呼ばれます。 。
$$ m_ {min} \約0.08 m _ {\ odot} $$
ここで、\（m _ {\ odot} \）は太陽の質量です。この制限以下では、オブジェクトは茶色のd星と見なされます。これは、安定した水素融合を維持するのに十分な質量を欠いているサブセラオブジェクトです。
星の上部質量制限は、放射線圧、恒星の風、脈動不安定性など、いくつかの要因によって決定されます。最も大規模な星は、激しい放射線圧と強い恒星の風を経験し、それが大量損失につながる可能性があります。さらに、非常に大規模な星は、核燃料が急速に消費されるため、寿命が短くなっています。
上限の上限 ほぼ：
$$ m_ {max} \約100 m _ {\ odot} $$
この制限を超えて、星は非常に明るく不安定になり、宇宙では珍しくなります。
恒星の進化と寿命への影響
星の質量は、その進化的経路と寿命を決定します。
- 低質量星 （約8人未満の太陽質量）寿命が長く、よりゆっくりと進化します。彼らはほとんどの時間をメインシーケンスに費やし、コアで水素を燃やします。老化するにつれて、彼らは徐々に赤い巨大段階に向かって移動し、最終的に白い小人になります。
- 中間質量星 （8〜25人の太陽質量）寿命は短いが、それでもメインシーケンスにかなりの時間を費やしている。彼らは赤い巨人に進化し、最終的に中性子の星や白い小人としての生活を終わらせます。
- 高質量星 （25を超える太陽ミサ）寿命が最も短いです。彼らは急速に核燃料を燃やし、進化中に劇的な変化を起こします。彼らはしばしば赤い超ジャイアントになり、脈動や大量排出など、さまざまな不安定性を経験します。これらの巨大な星は、壮大な超新星の爆発で人生を終わらせ、中性子の星やブラックホールを残します。
恒星の質量、進化、寿命の関係は、恒星の天体物理学の基本的な側面であり、宇宙の星の形成と多様性を理解する上で重要な役割を果たします。
