¿Radio al que se conocen todas las estrellas que queman hidrógeno?

Su mejor apuesta es probablemente un catálogo de distancia limitada diseñado para incluir todo dentro de una distancia específica. La compilación más reciente que conozco es Reylé et al. (2021) , que tiene un límite de 10 pc e incluye un poco más de 300 estrellas (que queman hidrógeno), junto con unas 20 enanas blancas y varias docenas de enanas marrones.

Señalan que probablemente estén incompletos para enanas marrones muy tardías/frías/débiles y también para enanas blancas débiles, pero parecen bastante seguros de que tienen todas las estrellas (que queman hidrógeno ) .

Entonces, el límite superior seguro sería 10 pc.

Gracias por hacer esta pregunta. Me divertí buscando información y aprendiendo más tratando de resolver esto.

A medida que llegamos a las masas más bajas de las estrellas que queman hidrógeno, la luminosidad en función de la masa es discontinua o casi discontinua. La derivada se vuelve infinita o muy grande. (De ahora en adelante solo diré palabras como "discontinuo" sin los calificadores). El siguiente gráfico, de Kroupa 2002 , muestra esta característica:

El gráfico tiene masa en el eje y y M_V en el eje x, por lo que el mal comportamiento se muestra como un gráfico horizontal (la derivada de la función inversa explota). Para obtener más información sobre las estrellas justo en el límite de combustión de hidrógeno, consulte este artículo de Lodieu. La figura 1.2 es útil, ya que muestra cómo se bifurcan las trayectorias de luminosidad para las dos clases de estrellas. La masa crítica para la quema de hidrógeno depende en gran medida de la metalicidad, al igual que la temperatura y la luminosidad. Para una estrella con metalicidad solar, una estrella en la masa crítica tiene$M_V\approx 19.5$y$M_K\approx 11.5$, pero estos números en realidad están mal definidos porque uno esencialmente está haciendo zoom en una discontinuidad (o casi discontinuidad) en un gráfico y tratando de seleccionar una$y$valor. La forma en que esta ambigüedad matemática se manifiesta en la realidad es que$y$depende en gran medida de otros factores, como la metalicidad.

A medida que nos acercamos a esta masa crítica, la luminosidad cae de forma discontinua y, por tanto, también el radio máximo de detección. Entonces, para que la pregunta esté bien planteada, tenemos que distinguir entre dos preguntas. Dejar$m$sea ​​la masa de la estrella,$m_0$la masa crítica para la quema de hidrógeno, y$r$la mayor distancia a la que se puede detectar. Entonces tenemos dos límites diferentes. Hay uno para las estrellas,

$r_s = \lim_{m\rightarrow m_0^+} r,$

y otra diferente para los marrones,

$r_{bd} = \lim_{m\rightarrow m_0^-} r.$

Mirando a través de la lista de estrellas más cercanas en WP, obtenemos cosas como estrellas M8.5 con una magnitud J absoluta de alrededor de 11.5, según una corrección de Peter Erwin. La banda J está centrada en alrededor de 1,2 μm. Me parece que un M8 está muy cerca de la masa mínima para la fusión de hidrógeno. El sondeo WISE es un sondeo infrarrojo de cielo completo bastante reciente y utilizó un conjunto de filtros llamados W1 a W4. W1 está centrado a aproximadamente 3,4 μm. Mirando esta tesispor Silverstein, por lo general, las magnitudes W1 de objetos fríos como este son aproximadamente 1 magnitud más brillantes que sus magnitudes J, por lo que tal vez una estrella como esta tendría una magnitud W1 de aproximadamente 10,5. La sensibilidad de WISE varía mucho en diferentes partes del cielo, pero parecen estar seguros de que pueden detectar cualquier cosa con una magnitud W1 inferior a 16,6. Esto da una distancia de aproximadamente 160 pc. Esta es probablemente una estimación razonable de$r_s$.

De la respuesta de Peter Erwin, sabemos que$r_{bd}\gtrsim 10$pc, pero la pregunta en realidad es sobre$r_s$, no$r_{bd}$.