AstroVox

Για να λέγεται ένα ουράνιο σώμα αστέρι απαιτείται μια ελάχιστη μάζα. Αυτή η μάζα, λόγω της βαρύτητάς της, θα δημιουργήσει τις συνθήκες στον πυρήνα του αστεριού που απαιτούνται για την θερμοπυρηνική σύντηξη (πίεση και θερμοκρασία). Αυτή η ελάχιστη μάζα ορίζεται από τα θεωρητικά μοντέλα στο 7% της μάζας του ηλίου, ή 70-73 φορές την μάζα του Δία.
Σε απόσταση 11,8 έτη φωτός βρίσκεται ένα αστέρι κυρίας ακολουθίας, το έψιλον Indi Α. Γύρω του περιφέροντα σε στενές τροχιές οι καφέ νάνοι έψιλον Indi Β και έψιλον Indi C. Ο C έχει μάζα 70 φορές αυτή του Δία, αλλά ο B έχει μάζα 75 -+ την μάζα του Δία. Δηλαδή θα έπρεπε να είναι αστέρι. Να σημειώσουμε ότι στα διπλά και τριπλά αστρικά συστήματα μπορούμε να μετρήσουμε τις μάζες των σωμάτων με μεγάλη ακρίβεια (γνωρίζοντας τις περιόδους τροχιάς και την κλίση των τροχιών τους προς εμάς), και δεν εξαρτόμαστε από αστρικά μοντέλα που περιέχουν αβεαιότητες.
Το φάσμα και η μικρή λαμπρότητα, αλλά και η χαμηλή θερμοκρασία του B αποκλείουν να είναι αστέρι. Αυτό σημαίνει ότι τα αστρικά μοντέλα χρειάζονται διόρφωση ως προς το ελάχιστο αστρικής μάζας ή ότι εκτός της μάζας έχουν σημασία και άλλοι παράγοντες για την έναρξη θερμοπυρηνικών συντήξεων σε ένα ουράνιο σώμα. Very Happy

The astrophysical journal

Στα αστέρια που βρίσκονται σε υδροστατική ισορροπία θα πρέπει η θερμοκρασία στον πυρήνα να είναι αρκετή για θερμοπυρηνικές αντιδράσεις. Αν παρά τη κατάλληλη μάζα δεν έχει αναπτυχθεί η κατάλληλη θερμοκρασία αυτό σημαινει ότι δεν είναι σε υδροστατική ισορροπία άρα καταρρέει ακόμα.

Στους καφέ νάνους μεγάλης μάζας σποραδικά συμβαίνει πυρηνική σύντηξη δευτερίου η οποία παράγει έντονη έκλαμψη (flare) αλλά ακόμη κι αυτό το γεγονός δεν κατατάσσει τον καφέ νανο στα αστέρια. Νομίζω πως απαραίτητη προϋπόθεση είναι η υδροστατική ισορροπία.

Το νέο αστέρι μπορεί να ισορροπεί μέσω της πίεσης της ακτινοβολίας του. Η κινητική ενέργεια από την συρρίκνωση του σώματος, λόγω βαρυτικής κατάρρευσης, μετατρέπεται σε θερμική ενέργεια που κάνει το αστέρι να εκπέμπει ακτινοβολία από μέσα προς τα έξω. Δηλαδή το σώμα δεν καταρρέει για πάντα, αλλά έχει άλλους μηχανισμούς εξισορρόπησης, ακόμα και την πίεση ηλεκτρονίων σε μεγαλύτερες πυκνότητες. Για παράδειγμα, πλανήτες με 50-60 φορές την μάζα του Δία ισορροπούν μια χαρά. Η λογική μας λέει ότι η μεταλλικότητα έχει μεγάλη σημασία στον καθορισμό ελάχιστης μάζας, επειδή επηρεάζει την αποτελεσματικότητα της πίεσης ακτινοβολίας. Για παράδειγμα, στο άλλο άκρο, τα αστέρια πολύ μεγάλης μάζας (πάνω από 100 ηλιακές μάζες) με πλούσια μεταλλικότητα χάνουν πάνω από το μισό της αρχικής μάζας τους από την επίδραση της πίεσης της ακτινοβολίας στα εξωτερικά τους στρώματα κατά την αστρική εξέλιξή τους.
Το θέμα είναι ότι δύσκολα μπορεί να καθοριστεί ελάχιστη αστρική μάζα.

Σε χαμηλές πυκνότητες και θερμοκρασίες υπερισχύει η πίεση αερίων και όχι η πίεση ακτινοβολίας. Η μεταφορά ενέργειας σε μικρά άστρα γίνεται με convection cells. H υδροστατική ισορροπία λοιπόν στην περίτπωση μας είναι απλή πίεση ιδανικού αερίου λόγω θερμοκρασίας.

Στο σχετικό άρθρο αναφέρει, μόνο επιγραμματικά, ότι η ελάχιστη αστρική μάζα δεν πρέπει να επιρεάζεται από την μεταλλικότητα. Το αμέσως επόμενο που μπορώ να σκεφτώ είναι τα μαγνητικά πεδία, που σύμφωνα με προσομοιώσεις έχουν σημαντικό ρόλο στην φάση του πρωτοαστέρα (δίσκος συσσώρευσης).
Ουσιαστικά, οι 75 μάζες Δία είναι το μαθηματικό όριο όπου η βαρύτητα υπερησχύει της ηλεκτροστατικής άπωσης, όπως διάβασα σε σχετικό άρθρο (http://www.jgiesen.de/astro/stars/star.htm). Φαντάζομαι η παραπάνω διατύπωση να είναι σωστή.
Η συναγωγή (convection cells) εμφανίζεται κατά την φάση του πρωτοαστέρα ή μετά την ισορρόπηση του σώματος (μετά την παύση της συρρίκνωσης)? Αν ένα σώμα δεν έχει αρκετή μάζα για θερμοπυρηνικές συντήξεις παρουσιάζει συναγωγή?