¿Por qué la masa límite de las estrellas masivas es de 8 masas solares? ¿Por qué no puede ser de 10 a 11 masas solares más o menos?

La división se hace convencionalmente en el límite entre el lugar donde las estrellas terminan su vida como estrellas enanas blancas y donde las estrellas más masivas terminarán su vida en supernovas de colapso del núcleo.

El límite se establece empíricamente, mediante observaciones de enanas blancas en cúmulos estelares, donde se pueden estimar sus masas iniciales, y también mediante modelos teóricos.

La división no es arbitraria, tiene una importancia fundamental en el estudio de la evolución química de una galaxia. Los productos nucleosintéticos de las estrellas masivas son fundamentalmente diferentes a los de las estrellas de menor masa. Los productos también se reciclan en el medio interestelar de una manera bastante diferente. Además, las estrellas masivas afectarán el medio interestelar a través de explosiones de supernovas de una manera que simplemente no ocurre en estrellas de menor masa.

La razón de la división de 8 masas solares (es incierta en aproximadamente 1 masa solar y también depende en cierta medida de la rotación y la metalicidad inicial de la estrella, por lo que no es un umbral definido) es que aquí es donde el carbono/oxígeno núcleo (durante la quema de cáscara He)$^{1}$se vuelve lo suficientemente caliente como para encender más fusión. La quema del núcleo continúa hasta los elementos del pico de hierro, luego hay un colapso de la masa del núcleo, una supernova violenta y grandes cantidades de material procesado (O, Mg, Ne, Si, elementos de proceso r) son expulsados ​​​​a altas velocidades. Se forma un remanente de estrella de neutrones o agujero negro. En las estrellas de menor masa, el núcleo se degenera, apoyado por la presión de degeneración de los electrones, y se detiene la nucleosíntesis del núcleo. La estrella termina su vida expulsando la mayor parte de su envoltura (principalmente H y He, con algo de enriquecimiento con C, N y elementos del proceso s) a bajas velocidades a través de los vientos estelares. El núcleo degenerado se convierte en una enana blanca.

$^{1}$En realidad, es posible dar un paso más en la escala de la fusión y aun así evitar una supernova. Las estrellas con una masa de poco más de 8 masas solares (y posiblemente hasta 10,5 masas solares - García-Berro 2013 ) pueden producir enanas blancas de oxígeno/neón como resultado final.

El límite que cita parece ser una convención.

>estrella masiva

Una estrella cuya masa es mayor que aproximadamente 10 → masas solares. Los → tipos espectrales de estrellas masivas van desde aproximadamente B3 (→ estrella B) hasta O2 (→ estrella O) e incluyen → estrellas Wolf-Rayet, así como → Variables azules luminosas

y aquí:

Las estrellas masivas son más brillantes, se fusionan más rápido y perecen de manera más dramática. No existe una definición clara de una estrella "masiva", pero generalmente significa una estrella con una masa de más de 8 Msun.

Debe ser un corte de las distribuciones que se caracterizan por ser más brillantes, fusionarse más rápido y perecer más dramáticamente.

Aquí hay un diagrama de brillo como ejemplo:

El eje x es el eje de color .

Las distribuciones son continuas y los cortes eventuales no serán estrictos.