Іноді зорі групують за масою на основі їхньої еволюційної поведінки в міру того, як вони наближаються до кінця свого існування, пов'язаного з ядерним синтезом.
Зорі з дуже малою масою менш як 0,5 M☉ не виходять на асимптотичну гілку гігантів (AGB), а еволюціонують безпосередньо в білих карликів. (Принаймні теоретично; тривалість існування таких зір більша, ніж теперішній вік Всесвіту, тому жодна з них ще не встигла проеволюціонувати до такого стану).
Зорі малої маси приблизно до 1,8—2,2 M☉ (залежно від хімічного складу) потрапляють в AGB, де у них утворюється гелієве ядро.
Порівняння мас і світності для більшості зір виявили таку залежність: світність приблизно пропорційна четвертому ступеню маси:
Діапазон
Однією з наймасивніших відомих зір є Ета Кіля масою 100—200 M☉; тривалість її існування дуже коротка — максимум кілька мільйонів років. Дослідження скупчення Арки припускає, що 150 M☉ є верхньою межею для зір у поточній ері Всесвіту [5][6]. Причина цієї межі точно не відома, але вона частково пов'язана зі світністю Еддінгтона, яка визначає максимальну світність, що може пройти крізь атмосферу зорі без викиду газів у космос. Однак зоря R136a1 у зоряному скупченні RMC 136a була виміряна у 215 M☉, що ставить цю межу під сумнів. Дослідження показало, що зорі, масивніші за 150 M☉ в R136, утворюються шляхом зіткнення й злиття масивних зір у тісних подвійних системах, що дає можливість обійти межу в 150 M☉[7].
Перші зорі, що утворилися після Великого вибуху, могли бути масивнішими, до 300 M☉ або більше, через повну відсутність у їхньому складі елементів, важчих за літій. Однак це покоління надмасивних зір популяції III вже давно вимерло і наразі існує лише теоретично.
Маючи масу лише в 93 рази більшу за масу Юпітера (МJ), або 0,09 M☉, AB Doradus C, супутник AB Doradus A, є найменшою відомою зорею, в ядрі якої відбувається ядерний синтез[8]. Для зір із металічністю, подібною до Сонця, теоретична мінімальна маса, за якої в ядрі зорі все-таки відбувається ядерний синтез, становить близько 75 МJ. Однак, коли металічність дуже низька, дослідження найслабших зір показало, що мінімальний розмір зорі становить близько 8,3% маси Сонця, або близько 87 МJ[9]. Менші тіла називають коричневими карликами, які займають проміжну зону між зорями й газовими гігантами.
Зміна
Сонце втрачає масу через випромінювання електромагнітної енергії та викидання речовини з сонячним вітром. Воно втрачає близько (2-3)×10-14M☉ на рік. Втрата маси збільшиться, коли Сонце перейде на стадію червоного гіганта, до (7-9)×10-14 М☉/рік, коли воно досягне вершини гілки червоних гігантів. На асимптотичній гілці гігантів вона зросте до 10-6M☉/рік, а потім досягне піку від 10-5 до 10-4M☉/рік, коли Сонце утворить планетарну туманність. На той час, коли Сонце стане виродженим білим карликом, воно втратить 46% своєї початкової маси [10].
Джерела
↑Liebert; James; Young; Patrick A; Arnett, David; Holberg, Jay B (2005). "The Age and Progenitor Mass of Sirius B". The Astrophysical Journal. Bibcode:2005ApJ...630L..69L. doi:10.1086/462419.
↑Unsöld, Albrecht (2001). The New Cosmos. New York: Springer. с. pp. 180–185, 215—216. ISBN3540678778. {{cite book}}: |pages= має зайвий текст (довідка)