He estado buscando por el porcentaje de estrellas que tienen una masa suficientemente grande para acabar con sus vidas como una supernova, pero no pudo obtener ningún resultado. Hasta donde yo sé, una estrella tiene que ser de al menos 8 veces más masivas que el sol para convertirse en supernova, entonces, ¿cuál es el porcentaje de las estrellas que son más de 8 masas solares de todas las estrellas en el universo observable ?
Respuesta
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Lo que usted está buscando se llama a la función estelar de masas por los astrónomos. Es la distribución de las masas de las estrellas.
Hay una buena revisión de las definiciones, mediciones, y la teoría básica en la Estelar, Galáctica y Substellar Inicial de la Función de Masa, Chabrier 2003, PASP 115 763. Se describe tanto la masa inicial de la función (FMI) y la actual función de masa (PDMF). El primero es de más interés directo para aquellos que estudian la formación de estrellas, el último es el más directamente observables.
Sin quedar atrapados en las sutiles diferencias entre la masa de funciones,1 los resultados en la Tabla 1 de este documento dar un aplicables función de masa en términos de masa estelar $M$ dividido por la masa del Sol, $m = M/M_\odot$. Después de la reorganización de las ecuaciones para deshacerse de algunos potencialmente confuso logaritmos, la función de masa se convierte en $$ \xi(m) = \begin{cases} \dfrac{A_\mathrm{low}}{m} \exp\left(-\dfrac{1}{2\sigma^2} \left(\log_{10}\left(\dfrac{m}{m_\mathrm{c}}\right)\right)^2\right), & m \leq 1 \\ A_\mathrm{high}\ m^{-x}, & m > 1; \end{casos} $$ donde $m_\mathrm{c} = 0.079$, $\sigma = 0.69$, $x = 2.3$, y las normalizaciones se $A_\mathrm{low} = 0.0686\ \mathrm{pc}^{-3}$$A_\mathrm{high} = 0.0192\ \mathrm{pc}^{-3}$. En realidad, el poder de la ley puede ser más exactos, dividiéndola en segmentos: $$ \xi(m) = \begin{cases} A_1 m^{-x_1}, & 1 < m \leq 10^{0.54} \\ A_2 m^{-x_2}, & 10^{0.54} < m \leq 10^{1.26} \\ A_3 m^{-x_3}, & 10^{1.26} < m \leq 10^{1.80}; \end{casos} $$ con $x_1 = 5.37$, $x_2 = 4.53$, $x_3 = 3.11$, $A_1 = 0.019\ \mathrm{pc}^{-3}$, $A_2 = 0.0065\ \mathrm{pc}^{-3}$, y $A_3 = 1.1\times10^{-4}\ \mathrm{pc}^{-3}$.
A partir de aquí podemos integrar para encontrar la absoluta densidad de volumen de las estrellas con $m > 8$. El uso de la quebrada la ley de potencias puedo conseguir $$ n_{m>8} = \int_8^{10^{1.8}} \xi(m) \, \mathrm{d}m = 1.2\times10^{-6}\ \mathrm{pc}^{-3}. $$
La relación de la fracción de estrellas masivas, que se obtiene dividiendo por el número total de densidad en este modelo, $$ n = \int_0^{10^{1.8}} \xi(m) \, \mathrm{d}m = 0.26\ \mathrm{pc}^{-3}, $$ rendimiento $$ \chi_{m>8} = \frac{n_{m>8}}{n} = 4.3\times10^{-6}. $$
Tenga en cuenta que hay muchas advertencias aquí, y de hecho, esta pregunta es un área activa de investigación. Encontrar la función de masa no es una cosa fácil, especialmente en el extremo inferior. Las estrellas de baja masa son muy débiles, y así conseguir una manija en las estadísticas de estas cosas es difícil. Esto significa que la relación de la fracción I calculada anteriormente es mucho más incierto que el de la densidad absoluta.
De hecho, el extremo de baja frecuencia de corte es algo de una cosa subjetiva. Cuenta usted enanas marrones (los objetos que puede fusionar deuterio, pero no de hidrógeno) como las estrellas?
Además, la inicial de las distribuciones de masas estelares se cree/que se espera sean relativamente independientes del medio ambiente. Ciertamente, aunque, si se mira lo suficientemente cerca, usted encontrará que las estrellas difieren dependiendo de donde y cuando se formaron. Esto toca un parámetro me ignoró completamente - metalicidad, la fracción de elementos más pesados que el helio en una estrella. Por ejemplo, los extremadamente pobres en metal universo temprano tienden a formar estrellas muy masivas más que la mayoría de los entornos de encontrar hoy en día. Metalicidad y puede jugar un papel en la determinación de cómo masiva de una estrella debe estar a punto de explotar como una supernova.
Por último, no es en absoluto claro que todos estrellas masivas final tradicionales en una supernova. Hay varios bastante distintas clases de colapso del núcleo de las supernovas que ya se sabe, y hay modelos en los que ciertos masiva de los progenitores apenas explotar del todo. La simulación de las últimas horas de una estrella masiva es un enorme reto que sólo estamos ahora empezando a conseguir una manija en. Para los cálculos anteriores, simplemente utiliza el $8\ M_\odot$ valor citado, pero otros pueden argumentar diferentes valores son los más adecuados, o que debemos recortar el resultado final de la cuenta para las estrellas que no explote.
1Una nota inicial frente a la actual masa de funciones. El único, inquebrantable poder de la ley es una construcción teórica para la inicial de la función de masa. Las tres partes de la ley de potencia es un ajuste a los datos de estrellas como las que se observan hoy en día. El cálculo que hice utiliza el último, que es derecho si la pregunta es "cómo muchas de las estrellas en la actualidad, no se producirán eventualmente explotar?"
Pero usted podría pedir un poco diferente de la pregunta: "¿qué fracción de estrellas que se formaron están condenados a punto de explotar?" O incluso "¿qué fracción de estrellas formado nunca va a explotar?" Estas preguntas deben utilizar la inicial de la función de masa (o tal vez una parte integral de la misma a lo largo del tiempo). Entonces tengo alrededor de $10\%$ de las estrellas de $0.08\ M_\odot$$1\ M_\odot$, no diferente de esta figura.
La razón de esta diferencia es que las estrellas de alta masa en vivo de muy corta vida, mientras que esencialmente todas las estrellas menos masivas que el Sol nunca formó todavía existen.
