¿Existe un límite de tamaño máximo teórico para una estrella?

Según los conocimientos actuales, sí. Si la nube de gas es demasiado masiva, la presión de la radiación impide el colapso y la formación estelar.

El artículo Stars Have a Size Limit de Michael Schirber, se trata de 150 Masas Solares. Sin embargo, está la Pistol Star, que se especula que es 200 SM.

En el artículo 'Das wechselhafte Leben der Sterne' de Ralf Launhard (Spektrum 8/2013) hay un diagrama con información de que cuando la masa es superior a 100 SM, la estrella no puede formarse debido a la presión de radiación. El valor exacto del límite no se especula en el artículo.

^{Una parte decente de esta respuesta se basa en la introducción a Kroupa & Weidner (2005) , aunque obviamente profundicé mucho más en todas las referencias.}

Nuestra historia comienza, al igual que muchas relacionadas con la astrofísica estelar, con Sir Arthur Eddington. En su libro de 1926, La constitución interna de las estrellas , derivó la luminosidad de Eddington , la luminosidad máxima$L$una estrella de masa$M$puede alcanzar (Capítulo 6, páginas 114-115). Su derivación va en la siguiente línea:

I. Tome la ecuación de equilibrio hidrostático y la ecuación de equilibrio radiativo:

II. En algún radio$r$, la luminosidad$L_r$y masa encerrada$M_r$puede estar relacionado por

tercero A medida que la temperatura y la densidad aumentan hacia el centro de la estrella, también lo hace la presión debida a la materia,$p_G$. Por lo tanto,$\mathrm{d}p_G>0$. Además, dado que$P=p_G+p_R$,$\mathrm{d}p_R<\mathrm{d}P$. Esto significa que$(2\text{e})$rendimientos

Usando una relación masa-luminosidad adecuada para estrellas masivas, podemos establecer la masa de una estrella en el límite de Eddington. El propio Eddington consideró que estaba en el rango de 60-70 masas solares ($M_{\odot}$), aunque hoy en día es más apropiado un valor de alrededor de 120 masas solares.

Tomemos un desvío hacia una figura menos conocida, Paul Ledoux. En 1941 , Ledoux analizó los modos de vibración en las estrellas debido a las perturbaciones habituales en densidad, presión, radio, temperatura, etc. Obtuvo la condición de estabilidad de

El análisis de Ledoux sentó las bases para el trabajo de Schwarzschild & Härm (1958) . Su criterio de estabilidad no es necesariamente más simple, pero se puede escribir de manera más compacta. Concretamente, el coeficiente de estabilidad,$K$, definido como

$E_P$es la energía de la pulsación, mientras que$L_P$es la tasa de ganancia de energía de pulsación y se puede expandir como

Ahora, curiosamente, la edad crítica ($\tau_{cr}$) se puede escribir en función de la masa:

Aquí hay una representación gráfica de su artículo, Figura 1:

Incluso trabajos posteriores sobre el mismo tema fueron realizados por Ziebarth (1970) , entre otros, quienes ampliaron los modelos para estudiar diferentes metalicidades y composiciones (Schwarzschild & Härm) centrándose en gran medida en estrellas con composiciones similares a la del Sol). Sus cálculos encontraron una amplia gama de límites de masa superiores: 10 masas solares para estrellas de helio puro y 200 masas solares para estrellas de hidrógeno puro. La mayoría de las estrellas caen en el medio, por lo que tendrán diferentes límites.

La formación real de estrellas masivas también impone restricciones a la masa. Kroupa & Weidner mencionan a Kahn (1974) , quien estudió cómo la presión de radiación de una protoestrella podría reducir drásticamente las tasas de acreción, impidiendo que la estrella siguiera creciendo significativamente. Aplicado a una estrella joven de la Población I, su modelo más simple llega a un límite de unas 80 masas solares, aunque diferentes modelos del “capullo” arrojan resultados diferentes.

Agregaré una nota final sobre la teoría. Se espera que las estrellas de la población III, las hipotéticas primeras estrellas del universo, hayan sido extremadamente masivas; como tales, serían excelentes candidatos para probar los límites de masa superiores. Según simulaciones de Hosokawa et al. (2011) , mecanismos similares a los discutidos por Kahn habrían detenido la acreción en masas estelares alrededor de 43 masas solares, una cifra sorprendentemente baja, dadas las expectativas de cuán masivas deberían ser las estrellas de Población III. Además, como argumentan Turk et al. (2009) , estrellas suficientemente masivas podrían fragmentarse; en el caso estudiado, una estrella de 50 masas solares se partió en dos fragmentos de núcleo más pequeños.

Algo de lo que me di cuenta ahora, un par de meses después de escribir esto, es que todo esto supone que la estrella es esféricamente simétrica. La mayoría de los modelos estelares involucran estrellas esféricamente simétricas que no giran, lo que nos permite hacer algunas suposiciones tales que las ecuaciones de la estructura estelar dependen puramente de$r$, la coordenada radial.

Sin embargo, hemos visto estrellas, no estelares, simplemente remanentes estelares como púlsares, sino incluso estrellas de la secuencia principal, que giran rápidamente y, por lo tanto, no son esféricas. Vega , por ejemplo, tiene un radio ecuatorial un 19% más grande que su radio polar. Si una estrella de masa$M$está girando, las ecuaciones de la estructura estelar deberían ser diferentes, por lo que algunos de los resultados anteriores también deberían ser diferentes. No estoy seguro de cuán importante es esto para varios límites teóricos.

El límite teórico de primer orden en el tamaño estelar es el límite de Eddington . A medida que la estrella colapsa, se equilibra por la presión de radiación de la fusión. Sin embargo, la tasa de fusión escala fuertemente con la densidad (razón por la cual las estrellas más masivas tienen una vida útil extremadamente corta), por lo que si la estrella fuera lo suficientemente masiva, la presión de la radiación probablemente la destruiría. De hecho, esto podría conducir a una supernova de inestabilidad de pares y ni siquiera habría un remanente de agujero negro a pesar de que la estrella es tan masiva.

Especulación personal de un no profesional: el máximo AHORA puede no ser el mismo que el máximo para las estrellas primordiales porque las estrellas de segunda generación contienen elementos que requieren temperaturas más altas para la fusión. Por lo tanto, es posible que ahora se formen estrellas más grandes que al principio, aunque las posibilidades de observarlas serían bajas porque tendrían una vida extremadamente corta... una estrella suficientemente masiva compuesta por una alta proporción de elementos pesados ​​puede ir supernova casi tan pronto como nace.