Stellar mass
तारकीय द्रव्यमान एक वाक्यांश है जिसका उपयोग खगोलविदों द्वारा एक तारे के द्रव्यमान का वर्णन करने के लिए किया जाता है। यह आमतौर पर सौर द्रव्यमान () के अनुपात के रूप में सूर्य के द्रव्यमान के संदर्भ में गिना जाता है। इसलिए, चमकीला तारा सिरियस चारों ओर है। एक तारे का द्रव्यमान अपने जीवनकाल में अलग-अलग होगा क्योंकि द्रव्यमान तारकीय हवा के साथ खो जाता है या स्पंदनात्मक व्यवहार के माध्यम से बाहर निकलता है, या यदि अतिरिक्त द्रव्यमान बढ़ जाता है, जैसे कि एक साथी तारे से। गुण तारों को कभी-कभी उनके विकासवादी व्यवहार के आधार पर द्रव्यमान द्वारा समूहीकृत किया जाता है क्योंकि वे अपने परमाणु संलयन जीवनकाल के अंत तक पहुँचते हैं। 0. 5 से कम द्रव्यमान वाले बहुत कम द्रव्यमान वाले तारे एसिम्प्टोटिक विशाल शाखा (ए. जी. बी.) में प्रवेश नहीं करते हैं, बल्कि सीधे सफेद बौनों में विकसित होते हैं। (कम से कम सिद्धांत रूप में; ऐसे सितारों का जीवनकाल इतना लंबा है-ब्रह्मांड की आज तक की उम्र से लंबा-कि किसी के पास अभी तक इस बिंदु तक विकसित होने और देखे जाने का समय नहीं है।) लगभग 1.8-2.2 (संरचना के आधार पर) से नीचे द्रव्यमान वाले कम द्रव्यमान वाले तारे ए. जी. बी. में प्रवेश करते हैं, जहाँ वे एक अपक्षयी हीलियम कोर विकसित करते हैं। मध्यवर्ती द्रव्यमान वाले तारे हीलियम संलयन से गुजरते हैं और एक अपक्षयी कार्बन-ऑक्सीजन कोर विकसित करते हैं। विशाल तारों का द्रव्यमान न्यूनतम 5-10 होता है। ये तारे कार्बन संलयन से गुजरते हैं, और उनका जीवन एक कोर-पतन सुपरनोवा विस्फोट में समाप्त होता है। तारकीय पतन के परिणामस्वरूप बने ब्लैक होल को तारकीय-द्रव्यमान ब्लैक होल कहा जाता है। एक तारे की त्रिज्या और द्रव्यमान का संयोजन सतह के गुरुत्वाकर्षण को निर्धारित करता है। विशाल तारों में मुख्य अनुक्रम तारों की तुलना में सतह का गुरुत्वाकर्षण बहुत कम होता है, जबकि सफेद बौने जैसे पतित, सघन तारों के मामले में इसके विपरीत होता है। सतह का गुरुत्वाकर्षण एक तारे के वर्णक्रम की उपस्थिति को प्रभावित कर सकता है, उच्च गुरुत्वाकर्षण के कारण अवशोषण रेखाओं का विस्तार होता है। ज्ञात सबसे विशाल सितारों में से एक एटा कैरिने है, जिसका जीवनकाल बहुत छोटा है-केवल कई मिलियन वर्ष। आर्चेस क्लस्टर के एक अध्ययन से पता चलता है कि ब्रह्मांड के वर्तमान युग में सितारों के लिए यह ऊपरी सीमा है। इस सीमा का कारण सटीक रूप से ज्ञात नहीं है, लेकिन यह आंशिक रूप से एडिंगटन चमक के कारण है जो चमक की अधिकतम मात्रा को परिभाषित करता है जो गैसों को अंतरिक्ष में निकाले बिना एक तारे के वायुमंडल से गुजर सकती है। हालाँकि, आरएमसी 136ए तारा समूह में आर136ए1 नामक एक तारे को 215 पर मापा गया है, जिससे इस सीमा पर सवाल उठाया गया है। एक अध्ययन ने निर्धारित किया है कि R136 में 150 से बड़े सितारों का निर्माण निकट द्विआधारी प्रणालियों में विशाल सितारों की टक्कर और विलय के माध्यम से किया गया था, जो 150 की सीमा को दरकिनार करने का एक तरीका प्रदान करता है। बिग बैंग के बाद बनने वाले पहले तारे अपनी संरचना में लिथियम से भारी तत्वों की पूर्ण अनुपस्थिति के कारण 300 या उससे अधिक बड़े हो सकते हैं। हालाँकि, विशालकाय, जनसंख्या III सितारों की यह पीढ़ी लंबे समय से विलुप्त है, और वर्तमान में केवल सैद्धांतिक है। बृहस्पति की तुलना में केवल 93 गुना द्रव्यमान के साथ, या. 09, एबी डोराडस सी, एबी डोराडस ए का एक साथी, अपने मूल में परमाणु संलयन से गुजर रहा सबसे छोटा ज्ञात तारा है। सूर्य के समान धातु वाले सितारों के लिए, सैद्धांतिक न्यूनतम द्रव्यमान तारा हो सकता है, और अभी भी केंद्र में संलयन से गुजर सकता है, लगभग 75 होने का अनुमान है। हालाँकि, जब धातुता बहुत कम होती है, तो सबसे मंद तारों के एक हालिया अध्ययन में पाया गया कि तारों का न्यूनतम आकार सौर द्रव्यमान का लगभग 8.3% या लगभग 87 प्रतीत होता है। छोटे पिंडों को ब्राउन ड्वार्फ कहा जाता है, जो सितारों और गैस दिग्गजों के बीच एक खराब परिभाषित ग्रे क्षेत्र पर कब्जा करते हैं। सूर्य विद्युत चुम्बकीय ऊर्जा के उत्सर्जन और सौर पवन के साथ पदार्थ के उत्सर्जन से द्रव्यमान खो रहा है। यह लगभग प्रति वर्ष निष्कासित हो रहा है। द्रव्यमान हानि दर तब बढ़ेगी जब सूर्य लाल विशाल अवस्था में प्रवेश करेगा, जब यह लाल-विशाल शाखा की नोक तक पहुंचेगा तो y-1 पर चढ़ जाएगा। यह एसिम्प्टोटिक विशाल शाखा पर y−1 तक बढ़ेगा, 10−5 से 10−4y−1 की दर से चरम पर पहुंचने से पहले क्योंकि सूर्य एक ग्रहों की नीहारिका उत्पन्न करता है। जब तक सूर्य एक विकृत सफेद बौना बन जाता है, तब तक यह अपने प्रारंभिक द्रव्यमान का 46 प्रतिशत खो चुका होगा। संदर्भ मास मास