Радиус, до которого известны все звезды, горящие водородом?

Ваш лучший выбор, вероятно, ограниченный расстоянием каталог, разработанный, чтобы включить все в пределах определенного расстояния. Самая последняя такая компиляция, о которой я знаю, это Reylé et al. (2021) , который имеет предел в 10 пк и включает чуть более 300 (сжигающих водород) звезд, а также около 20 белых карликов и несколько десятков коричневых карликов.

Они отмечают, что они, вероятно, неполны для очень поздних/холодных/тусклых коричневых карликов, а также для слабых белых карликов, но они, похоже, вполне уверены, что у них есть все (сжигающие водород) звезды .

Таким образом, безопасным верхним пределом будет 10 шт.

Спасибо, что задали этот вопрос. Мне было весело искать информацию и узнавать больше, пытаясь понять это.

Когда мы добираемся до наименьших масс для горящих водород звезд, светимость как функция массы становится либо прерывистой, либо почти прерывистой. Производная становится либо бесконечной, либо очень большой. (С этого момента я буду просто говорить такие слова, как «прерывистый», без определителей.) Следующий график из Kroupa 2002 показывает эту функцию:

График имеет массу по оси y и M_V по оси x, поэтому плохое поведение проявляется в виде горизонтального графика (разрыв производной обратной функции). Чтобы узнать больше о звездах прямо на границе горения водорода, см. эту статью Лодье. Полезен рисунок 1.2, показывающий, как треки светимости раздваиваются для двух классов звезд. Критическая масса для горения водорода сильно зависит от металличности, а также от температуры и светимости. Для звезды с солнечной металличностью звезда с критической массой имеет$M_V\approx 19.5$и$M_K\approx 11.5$, но эти числа на самом деле плохо определены, потому что вы, по сути, приближаете разрыв (или почти разрыв) на графике и пытаетесь выделить$y$ценить. В действительности эта математическая двусмысленность проявляется так:$y$очень сильно зависит от других факторов, таких как металличность.

По мере приближения к этой критической массе светимость скачкообразно падает, а значит, и максимальный радиус обнаружения. Итак, если вопрос должен быть правильно поставлен, мы должны различать два вопроса. Позволять$m$быть массой звезды,$m_0$критическая масса для горения водорода, и$r$максимальное расстояние, на котором его можно обнаружить. Тогда у нас есть два разных предела. Есть один для звезд,

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

и другой для коричневых dawrfs,

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

Просматривая список ближайших звезд на WP, мы получаем такие вещи, как звезды M8.5 с абсолютной величиной J около 11,5, согласно поправке Питера Эрвина. Полоса J имеет центр около 1,2 мкм. Мне кажется, что масса М8 очень близка к минимальной массе для водородного синтеза. Обзор WISE — сравнительно недавний инфракрасный обзор всего неба, и в нем использовался набор фильтров с именами от W1 до W4. W1 находится в центре около 3,4 мкм. Глядя на этот тезисСильверстайн, обычно звездная величина W1 холодных объектов, подобных этому, примерно на 1 звездную величину ярче, чем их звездная величина J, поэтому, возможно, такая звезда будет иметь звездную величину W1 около 10,5. Чувствительность WISE сильно различается в разных частях неба, но они, похоже, уверены, что смогут обнаружить все, что имеет звездную величину W1 ниже 16,6. Это дает расстояние примерно 160 пк. Вероятно, это разумная оценка$r_s$.

Из ответа Питера Эрвина мы знаем, что$r_{bd}\gtrsim 10$ПК, но вопрос действительно спрашивает о$r_s$, нет$r_{bd}$.