Radius, bis zu dem alle wasserstoffbrennenden Sterne bekannt sind?

Ihre beste Wahl ist wahrscheinlich ein entfernungsbegrenzter Katalog, der so konzipiert ist, dass er alles innerhalb einer bestimmten Entfernung enthält. Die neueste derartige Zusammenstellung, die mir bekannt ist, ist Reylé et al. (2021) , die eine Grenze von 10 pc hat und etwas mehr als 300 (wasserstoffbrennende) Sterne umfasst, zusammen mit etwa 20 Weißen Zwergen und mehreren Dutzend Braunen Zwergen.

Sie stellen fest, dass sie für sehr späte/kühle/schwache Braune Zwerge und auch schwache Weiße Zwerge wahrscheinlich unvollständig sind, aber sie scheinen ziemlich zuversichtlich zu sein, dass sie alle (wasserstoffbrennenden) Sterne haben .

Die sichere Obergrenze wäre also 10 Stk.

Danke, dass Sie diese Frage gestellt haben. Ich hatte Spaß daran, Informationen nachzuschlagen und mehr zu lernen, indem ich versuchte, dies herauszufinden.

Wenn wir die niedrigsten Massen für wasserstoffbrennende Sterne erreichen, ist die Leuchtkraft als Funktion der Masse entweder diskontinuierlich oder nahezu diskontinuierlich. Die Ableitung wird entweder unendlich oder sehr groß. (Von jetzt an sage ich nur noch Wörter wie „diskontinuierlich“ ohne die Qualifizierer.) Die folgende Grafik von Kroupa 2002 zeigt diese Funktion:

Der Graph hat Masse auf der y-Achse und M_V auf der x-Achse, sodass sich das schlechte Verhalten als horizontaler Graph zeigt (Ableitung der Umkehrfunktion explodiert). Weitere Informationen zu Sternen direkt an der Wasserstoffbrenngrenze finden Sie in diesem Artikel von Lodieu. Abbildung 1.2 ist hilfreich und zeigt, wie sich die Leuchtkraftspuren für die beiden Sternenklassen gabeln. Die kritische Masse für die Wasserstoffverbrennung hängt stark von der Metallizität ab, ebenso wie Temperatur und Leuchtkraft. Für einen Stern mit solarer Metallizität hat ein Stern die kritische Masse$M_V\approx 19.5$Und$M_K\approx 11.5$, aber diese Zahlen sind wirklich irgendwie schlecht definiert, weil man im Wesentlichen auf eine Diskontinuität (oder Beinahe-Diskontinuität) in einem Diagramm zoomt und versucht, a zu erkennen$y$Wert. Die Art und Weise, wie sich diese mathematische Mehrdeutigkeit in der Realität manifestiert, ist folgende$y$hängt sehr stark von anderen Faktoren ab, wie z. B. der Metallizität.

Nähert man sich dieser kritischen Masse, nimmt die Leuchtkraft diskontinuierlich ab und damit auch der maximale Erfassungsradius. Wenn also die Frage gut gestellt sein soll, müssen wir zwischen zwei Fragen unterscheiden. Lassen$m$sei die Masse des Sterns,$m_0$die kritische Masse für die Wasserstoffverbrennung und$r$die größte Entfernung, in der es erkannt werden kann. Dann haben wir zwei verschiedene Grenzen. Es gibt einen für Sterne,

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

und eine andere für braune dawrfs,

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

Wenn wir die Liste der nächstgelegenen Sterne auf WP durchsehen , erhalten wir laut einer Korrektur von Peter Erwin Dinge wie M8,5-Sterne mit einer absoluten J-Magnitude von etwa 11,5. Das J-Band ist bei etwa 1,2 μm zentriert. Es sieht für mich so aus, als ob ein M8 der Mindestmasse für die Wasserstofffusion sehr nahe kommt. Die WISE-Durchmusterung ist eine relativ neue Infrarotdurchmusterung des gesamten Himmels und verwendete eine Reihe von Filtern namens W1 bis W4. W1 ist bei etwa 3,4 μm zentriert. Betrachtet man diese TheseLaut Silverstein sind die W1-Magnituden kühler Objekte wie dieses normalerweise etwa 1 Magnitude heller als ihre J-Magnituden, also hätte ein Stern wie dieser vielleicht eine W1-Magnitude von etwa 10,5. Die Empfindlichkeit von WISE variiert stark in verschiedenen Teilen des Himmels, aber sie scheinen zuversichtlich zu sein, dass sie alles mit einer W1-Magnitude von weniger als 16,6 erkennen können. Dies ergibt einen Abstand von etwa 160 pc. Dies ist wahrscheinlich eine vernünftige Schätzung von$r_s$.

Aus der Antwort von Peter Erwin wissen wir das$r_{bd}\gtrsim 10$pc, aber die Frage ist wirklich fragen$r_s$, nicht$r_{bd}$.