Stellar kütle, astronomlar tarafından bir yıldızın kütlesini tanımlamak için kullanılan bir ifadedir; genellikle solar kütle (M☉) olarak belirtilir. Örneğin, Sirius parlak yıldızın kütlesi 2.02 M☉ civarındadır. Bir yıldızın kütlesi, stellar rüzgarıyla veya titreşimle fırlatıldığında kütle kaybolduğundan, veya ek kütle biriktiğinde (bir eş yıldızdan olduğu gibi) ömrü boyunca değişecektir.
Yıldızlar bazen, nükleer füzyon yaşamlarının sonuna
yaklaşırken evrimsel davranışlarına göre kütlelerine göre gruplandırılır.
Kütlesi 0,5 M☉'nin altında olan çok-düşük-kütleli yıldızlar asimptotik dev dala (AGB)
girmez, doğrudan beyaz cücelere dönüşür. (En azından teoride; bu tür yıldızların
yaşam süreleri, evrenin bugüne kadarki yaşından daha uzun olduğu için, hiçbiri
bu noktaya evrimleşip gözlemlenecek zamanı henüz bulamadı.)
Yaklaşık 1.8-2.2 M☉ (bileşime bağlı olarak) kütlenin altında
olan düşük kütleli yıldızlar,
dejenere bir helyum çekirdeği geliştirdikleri AGB'ye girerler.
Orta kütleli yıldızlar helyum füzyonuna uğrar ve dejenere
bir karbon-oksijen çekirdeği geliştirir.
Masif yıldızların kütlesi en az 5–10 M☉'dir.
Bu yıldızlar, yaşamları bir çekirdek çöküşü süpernova patlamasıyla sona eren karbon füzyonuna maruz kalırlar.
Stellar çökme sonucu oluşan kara delikler, stellar-kütleli kara delikler olarak
adlandırılır.
Bir yıldızın yarıçapı ve kütlesi, yüzey gravitesini
belirler. Dev yıldızlar, ana dizi yıldızlarından çok daha düşük bir yüzey
gravitesine sahipken, beyaz cüceler gibi dejenere, kompakt yıldızlar için durum
tam tersidir. Yüzey gravitesi, bir yıldızın spektrum görünümünü etkileyebilir; daha
yüksek gravite absorpsiyon hatlarının genişlemesine neden olur.
https://en.wikipedia.org/wiki/Stellar_mass
31 Mayıs 2021
