आपको वास्तव में इस बात का जवाब देने के लिए एक पूर्ण विकसित तारकीय विकास मॉडल की आवश्यकता है और मुझे यकीन नहीं है कि किसी ने कभी ऑक्सीजन-प्रभुत्व वाले स्टार के साथ ऐसा किया होगा।
आदेश को शून्य करने के लिए उत्तर धातु-धनी तारे के समान होगा - अर्थात सूर्य के द्रव्यमान का लगभग 0.075 गुना। इससे कम और भूरे रंग का बौना (इसके लिए जिसे हम एक तारा कहते हैं जो महत्वपूर्ण संलयन आरंभ करने के लिए इसके केंद्र में कभी गर्म नहीं होता है) को इलेक्ट्रॉन अध: पतन दबाव द्वारा समर्थित किया जा सकता है।
आपके द्वारा सुझाए गए रचना के साथ एक स्टार / ब्राउन बौना एक अलग होगा। रचना संवहन द्वारा पूरी तरह से और समरूप रूप से मिश्रित होगी। ध्यान दें कि सतह के पास एक पतली परत के अलावा, पानी पूरी तरह से अलग हो जाएगा और हाइड्रोजन और ऑक्सीजन परमाणु पूरी तरह से आयनित होते हैं। इसलिए "सामान्य तारे" की तुलना में कोर में प्रोटॉन का घनत्व समान द्रव्यमान घनत्व के लिए कम होगा। हालांकि, तापमान पर निर्भरता इतनी कम है, मुझे लगता है कि यह एक मामूली कारक होगा और एक समान तापमान पर परमाणु संलयन महत्वपूर्ण होगा।
अधिक से अधिक महत्व यह है कि एक ही घनत्व पर कम इलेक्ट्रॉन और कम कण होंगे। यह किसी दिए गए द्रव्यमान घनत्व पर इलेक्ट्रॉन के अध: पतन के दबाव और सामान्य गैस के दबाव दोनों को कम करता है। इसलिए, अध: पतन दबाव महत्वपूर्ण होने से पहले तारा बहुत छोटे रेडी के लिए अनुबंध करने में सक्षम होता है और इस प्रकार एक ही द्रव्यमान के लिए उच्च तापमान तक पहुंच सकता है।
इस कारण से मुझे लगता है कि "वाटर स्टार" के हाइड्रोजन संलयन के लिए न्यूनतम द्रव्यमान मुख्य रूप से हाइड्रोजन से बने एक तारे की तुलना में छोटा होगा ।
लेकिन कितना छोटा? वापस लिफाफे के समय!
पूर्ण गैस के दबाव और एक तारे के तापमान, द्रव्यमान और त्रिज्या के बीच संबंध प्राप्त करने के लिए वायरल प्रमेय का उपयोग करें। गुरुत्वाकर्षण संभावित ऊर्जा होने दो , तो वायरियल प्रमेय कहते हैंΩ
Ω = - 3 ∫पी घवी
यदि हमारे पास केवल एक परिपूर्ण गैस है तो , जहां T का तापमान, ρ हैपी= ρ k टी/ Μ मीटरयूटीρ द्रव्यमान घनत्व, एक परमाणु द्रव्यमान इकाई और μ गैस में कण प्रति जन इकाइयों की औसत संख्या।मीटरयूμ
एक निरंतर घनत्व स्टार (लिफाफा की पीठ) तो मान लिया जाये कि , जहां घ एम एक जन खोल और है Ω = - 3 जी एम 2 / 5 आर , जहां आर "उत्कृष्ट" त्रिज्या है। इस प्रकार
जी एम 2घवी= डीएम/ ρघएमΩ = - 3 जी एम2/ ५आरआरटी=जीएमμमीटरयू
जी एम25 आर= के टीμ मीयू∫घएम
और केंद्रीय तापमान इतना
टीअल्फाμएमआर-1।
टी= जी एमμ मीयू5 k आर
टी∝ μ एमआर- 1
अब हम क्या कर कहते हैं कि स्टार के ठेके इस तापमान पर जब तक, चरण अंतरिक्ष इसकी इलेक्ट्रॉनों के कब्जे में है है और इलेक्ट्रॉन अपकर्ष महत्वपूर्ण हो जाता है।∼ ज3
इस का एक मानक उपचार कहना है कि भौतिक वॉल्यूम एक इलेक्ट्रॉन के कब्जे में है , जहां एन ई इलेक्ट्रॉन संख्या घनत्व है और वह गति मात्रा पर कब्जा कर लिया है ~ ( 6 मीटर ई कश्मीर टी ) 3 / 2 । इलेक्ट्रॉन संख्या घनत्व n e = ρ / μ e m u , जहां μ e प्रत्येक इलेक्ट्रॉन के द्रव्यमान इकाइयों की संख्या है , द्वारा जन घनत्व से संबंधित है । आयनित हाइड्रोजन μ ई = 1 के लिए1 / एनईnई~ ( 6 मीटरईके टी)3 / 2nई= ρ / μईमीटरयूμईμई= 1, लेकिन ऑक्सीजन / 4 π आर 3 ।μई= २(सभी गैसों को नाभिकीय संलयन के लिए तापमान के पास आयनित किया जाएगा)। औसत घनत्व ρ = 3 एम/ 4πआर3
इन चीजों को एक साथ रखने पर हमें
इस प्रकार त्रिज्या जो करने के लिए अपकर्ष दबाव के क्रम में स्टार ठेके महत्वपूर्ण होने के लिए है
आरअल्फाμ - 2 / 3 ईμ-1एम-1/3
ज3= ( 6 मी।)ईके टी)3 / 2nई= 4 πμई3( 6 μ5)3 / 2( जी एमईआर )3 / 2मीटर५ / २यूएम1 / 2
आर ∝ μ- 2 / 3ईμ- 1एम- 1 / 3
टी∝ μ एमμ2 / 3ईμ एम1 / 3∝ μ2μ2 / 3ईएम4 / 3
एम∝ μ- 3 / 2μ- 1 / 2ई
μ ≃ 16 / 27μई≃ 8 / 7μ = 18 / 11μई= ९ / ५0.075 एम⊙μμई( १ ( × २ 27 / ११ × १६ )- 3 / 2( 9 × 7 / 5 × 8 )- 1 / 2= 0.173
0.013 एम⊙
NB यह केवल हाइड्रोजन संलयन से संबंधित है। कम तापमान पर ड्यूटेरियम की छोटी मात्रा फ्यूज हो जाएगी। इसी तरह का एक विश्लेषण इसके लिए लगभग 3 बृहस्पति द्रव्यमान का एक न्यूनतम द्रव्यमान देगा।