Масивно означава голямо, по-малко масивно означава малко, нали? Не е толкова просто, когато става въпрос за звезди и техните размери. Ако сравним планетата Земя със Слънцето, се оказва, че е възможно да поставим 109 от нашите планети една върху друга, само за да проправим пътя от единия край на звездата до другия. Но има звезди, по-малки от Земята и много, много по-големи от земната орбита около Слънцето. Как е възможно? Какво определя размера на звездата? Защо „слънцата“са толкова различни?
Въпросът не е лесен, защото едва ли виждаме размера на звезда.
Дълбок телескопичен изглед на звездите на нощното небе ясно показва звезди с различни размери и яркост, но всички звезди са показани като точки. Разликата в размера е оптична илюзия, свързана с насищане на камери за наблюдение
Дори в телескоп повечето звезди изглеждат като прости светлинни точки поради гигантските разстояния до нас. Разликите им в цвета и яркостта са лесно забележими, но размерът е точно обратен. Обект с определен размер на определено разстояние ще има така наречения ъглов диаметър: видимия размер, който обектът заема в небето. Най-близката звезда до Слънцето, Алфа Кентавър А, е само на 4,3 светлинни години и 22% по-голяма от Слънцето в радиус.
Две подобни на слънце звезди, Alpha Centauri A и B, са разположени само на 4.37 светлинни години от нас и се въртят взаимно на разстояние между Сатурн и Нептун. Дори в това изображение на Хъбъл те се появяват като просто пренаситени точкови източници; не се вижда диск
Въпреки това ни се струва, че ъгловият му диаметър е само 0,007 "или секунди дъга. 60 секунди дъга се състои от една минута дъга; 60 минути дъга е 1 градус, а 360 градуса е пълен кръг. Дори телескоп като Хъбъл може да вижда само 0,05 "; има много малко звезди във Вселената, които телескопът всъщност може да „види“в прилична резолюция. Обикновено това са гигантски звезди наблизо, като Betelgeuse или R Doradus - най-големите звезди в цялото небе по отношение на ъгловия диаметър.
Радиоизображение на много, много голямата звезда Бетелгейзе. Една от малкото звезди, които виждаме като повече от точков източник от Земята
За щастие има косвени измервания, които ни позволяват да изчислим физическия размер на звезда и те са невероятно обнадеждени. Ако имате сферичен обект, който става толкова горещ, че излъчва радиация, общото количество лъчение, излъчвано от звезда, се определя от два параметъра: температурата на обекта и неговия физически размер. Причината за това е, че единственото място, което излъчва светлина във Вселената, е повърхността на звезда, а площта на сферата винаги се изчислява, като се използва същата формула: 4πr2, където r е радиусът на сферата. Ако можете да измерите разстоянието до тази звезда, нейната температура и яркост, вие знаете нейния радиус и следователно големината, просто защото това са законите на физиката.
Промоционално видео:
Кадър отблизо на червения гигант UY Scuti, обработен с телескопа Rutherford Observatory. Тази ярка звезда може да е просто „точка“за повечето телескопи, но всъщност е най-голямата звезда, позната на човечеството.
Когато правим наблюдения, виждаме, че някои звезди са с размер само на няколко десетки километра, докато други са 1500 пъти по-големи от Слънцето. Сред супергигантските звезди най-голямата е UY Scuti с диаметър 2,4 милиарда километра, което е по-голямо от орбитата на Юпитер около Слънцето. Разбира се, тези невероятни примери за звезди не могат да бъдат оценявани от мнозинството. Най-често срещаният тип звезди са звездите от основната последователност като нашето Слънце: звезда, която е изградена от водород и получава енергията си от синтеза на водород до хелий в сърцевината си. И те се предлагат в много различни размери, в зависимост от масата на самата звезда.
Млад звездообразуващ регион в нашия собствен Млечен път. Тъй като газовите облаци се уплътняват от гравитацията, протозвездите се нагряват и стават по-плътни, докато в техните ядра най-накрая започне синтезът.
Когато образувате звезда, гравитационното свиване преобразува потенциалната енергия (гравитационната потенциална енергия) в кинетични (топлина / движение) частици в ядрото на звездата. Ако има достатъчно маса, температурата ще стане достатъчно висока, за да запали ядрения синтез в най-вътрешните области, където водородните ядра се превръщат в хелий по верижна реакция. В звезда с ниска маса само малка част от самия център ще достигне прага от 4 000 000 градуса и синтезът ще започне и ще продължи бавно. От друга страна, най-големите звезди могат да бъдат стотици пъти по-масивни от Слънцето и да достигнат ядрени температури от няколко десетки милиона градуса, сливайки водород в хелий със скорост милиони пъти по-бърза от тази на нашето Слънце.
Настоящата система за спектрална класификация на Morgan-Keenan с температурния диапазон на всеки звезден клас, показан по-горе в Келвин. По-голямата част от звездите (75%) са звезди от М-класа, от които само 1 на 800 са достатъчно масивни, за да се превърнат в супернова
Най-малките звезди имат най-малък външен поток и радиационно налягане, а най-масивните имат най-голям. Тази външна радиация и енергия предпазва звездата от гравитационен колапс, но може да ви изненада, че обхватът е относително тесен. Най-малките звезди, червени джуджета като Проксима Кентавър и VB 10, представляват само 10% от размера на Слънцето, малко по-голям от Юпитер. Но най-големият син гигант, R136a1, е 250 пъти по-голям от масата на Слънцето, но само 30 пъти по-голям в диаметър. Ако синтезирате водород в хелий, звездата няма да се промени много по размер.
Но не всяка звезда синтезира водород в хелий. Най-малките звезди изобщо не синтезират нищо, а най-големите са на много по-енергичен етап от живота си. Можем да разделим звездите на видове по размер и да подчертаем пет общи класа
Неутронни звезди: Останки от супернова, съдържащи маса от едно до три слънца, но компресирани в едно гигантско атомно ядро. Те все още излъчват радиация, но в малки количества поради техния размер. Обикновената неутронна звезда е с размер 20-100 километра.
Бели джудже звезди: Образувани, когато подобна на слънце звезда изгаря последното хелиево гориво в сърцевината си, а външните слоеве се подуват, докато вътрешните се свиват. Обикновено бялото джудже има от 0,5 до 1,4 пъти масата на Слънцето, но във физически обем е близо до Земята: около 10 000 километра в диаметър, състояща се от силно компресирани атоми.
Основни звезди от последователността: Те включват червени джуджета, подобни на слънце звезди и сините гиганти, които споменахме по-рано. Размерите им са много различни, от 100 000 километра до 30 000 000 километра. Но дори и най-голямата от тези звезди, ако бъде поставена на мястото на Слънцето, няма да погълне Меркурий.
Red Giants: Показва какво се случва, когато ядрото свърши с водород. Освен ако не сте червено джудже (в този случай просто ще се превърнете в бяло джудже), гравитационната компресия ще нагрее сърцевината ви достатъчно, за да започне да се слива хелий във въглерод. Сливането на хелий с въглерод излъчва много повече енергия, отколкото сливането на водород с хелий, така че звездата се разширява значително. Физиката е, че изходящата сила (радиация) на ръба на звездата трябва да балансира входящата сила (гравитация), за да бъде звездата стабилна и колкото по-голяма е силата, която се стреми навън, толкова по-голяма ще бъде звездата. Червените гиганти обикновено са с диаметър 100-150 000 000 километра. Това е достатъчно, за да погълне Меркурий, Венера и евентуално Земята.
Супергигантски звезди: Най-масивните звезди, които в крайна сметка сливат хелий и започват да сливат дори по-тежки елементи в своите ядра: въглерод, кислород, силиций и сяра. Тези звезди са обречени да станат свръхнови или черни дупки, но преди това ще набъбнат до милиарди километри или повече. Сред тях са най-големите звезди като Бетелгейзе и ако поставим такава звезда на мястото на нашето Слънце, тя ще погълне всичките ни твърди планети, астероидния пояс и дори Юпитер.
Слънцето все още е сравнително малко в сравнение с гигантите, но нараства до размера на Арктур в неговата червена гигантска фаза
За най-малките звезди от всички, като неутронни звезди и бели джуджета, правилото е, че уловената енергия може да избяга само през малка повърхност, която ги поддържа ярки дълго време. Но за всички останали звезди размерът се определя чрез прост баланс: силата на изходящото лъчение на повърхността трябва да бъде равна на гравитационното привличане навътре. Големите радиационни сили означават, че звездата набъбва до големи размери, като най-големите звезди се издуват на милиарди километри.
Ако изчисленията са верни, Земята няма да бъде погълната от Слънцето във фазата на червения гигант. Но самата планета ще стане много, много гореща
С напредването на възрастта на слънцето ядрото му се загрява, разширява и се нагрява с времето. След един до два милиарда години ще бъде достатъчно горещо да заври океаните на Земята, ако не поставим планетата в по-безопасна орбита. След няколкостотин милиона години Слънцето ще бъде голямо и ярко. Но нека си признаем: колкото и голямо да стане нашето Слънце, то никога няма да стане по-масивно от неутронните звезди и най-големите супергиганти, дори да е по-голямо.
ИЛЯ ХЕЛ
