Чому у зірок різні розміри, наука і життя
Масивний значить великий, менш масивний значить маленький, так? Все не так просто, коли мова заходить про зірок і їх розмірах. Якщо порівнювати планету Землю з Сонцем, з'ясовується, що можна розмістити 109 наших планет одна на інший, просто щоб прокласти дорогу від одного кінця світила до іншого. Але бувають зірки менше Землі і набагато, набагато більше орбіти Землі навколо Сонця. Як це можливо? Що визначає розмір зірки? Чому «сонця» такі різні?
Питання непросте, тому що ми практично не бачимо розмірузірки.
Глибоке телескопічне зображення зірок в нічному небі ясно показує зірки різних розмірів і яскравості, але всі зірки показані в вигляді точок. Різниця в розмірах - це оптичний обман, пов'язаний з насиченням спостережних камер
Навіть в телескопі більшість зірок виглядають як прості точки світла через гігантські відстаней до нас. Їх відмінності в кольорі і яскравості побачити легко, але розміри - зовсім навпаки. Об'єкт певного розміру на певній відстані буде мати так званий кутовий діаметр: здається розмір, який об'єкт займає на небі. Найближча до Сонця зірка, Альфа Центавра А, знаходиться всього в 4,3 світлового року від нас і на 22% більше Сонця в радіусі.
Дві подібних сонця зірки, Альфа Центавра А і b, розташовані всього в 4,37 світлового року від нас і що обертаються навколо один одного на відстані між Сатурном і Нептуном. Навіть на цьому знімку Хаббла їх видно як просто перенасичені точкові джерела; ніякого диска не видно
Проте нам здається, що її кутовий діаметр всього 0,007 '', або секунд дуги. З 60 секунд дуги складається одна хвилина дуги; з 60 хвилин дуги складається 1 градус, а з 360 градусів - повний круг. Навіть телескоп на кшталт Хаббла може побачити тільки 0,05 ''; у Всесвіті дуже мало зірок, які телескоп може реально «побачити» в гідному дозволі. Як правило, це гігантські зірки неподалік, на зразок Бетельгейзе або R Doradus - найбільші за кутовим діаметром зірки на всьому небі.
Радіозображень дуже, дуже великий зірки Бетельгейзе. Одна з небагатьох зірок, яку ми бачимо як більше, ніж точкове джерело, з Землі
На щастя, існують непрямі вимірювання, які дозволяють нам розрахувати фізичний розмір зірки, і вони неймовірно надії. Якщо у вас є сферичний об'єкт, який стає таким гарячим, що випускає випромінювання, загальний обсяг випромінювання, що випускається зіркою, визначається двома параметрами: температурою об'єкта та його фізичними розмірами. Причина цього в тому, що єдине місце, яке випромінює світло у Всесвіті - це поверхня зірки, а площа поверхні сфери завжди вважається однією формулою: 4πr 2. де r - це радіус сфери. Якщо ви можете виміряти відстань до цієї зірки, її температуру і яскравість, ви знаєте і її радіус, а значить і розмір, просто тому що такі закони фізики.
Наближений знімок червоного гігантаUYScuti, оброблений за допомогою телескопа обсерваторії Резерфорда. Ця яскрава зірка може бути всього лише «точкою» для більшості телескопів, але на ділі це найбільша зірка з усіх відомих людству
Коли ми виробляємо спостереження, ми бачимо, що деякі зірки мають всього декілька десятків кілометрів в розмірах, а інші в 1500 рази більша за Сонце. Серед сверхгигантских зірок найбільшої вважається UY Scuti діаметром в 2,4 мільярда кілометрів, що більше орбіти Юпітера навколо Сонця. Звичайно, за цими неймовірним прикладів зірок можна судити про більшість. Найпоширенішим типом зірок є зірки головної послідовності на кшталт нашого Сонця: зірка, яка складається з водню і отримує енергію за рахунок синтезу водню в гелій в своєму ядрі. І вони бувають самих різних розмірів в залежності від маси самої зірки.
Молодий регіон зореутворення в нашому власному Чумацькому Шляху. У міру того як газові хмари ущільнюються під дією гравітації, протозвезди нагріваються і стають щільніше, поки в їх ядрах, нарешті, не починається синтез
Коли у вас утворюється зірка, гравітаційне стиснення призводить до перетворення потенційної енергії (гравітаційної потенційної енергії) в кінетичну (тепло / рух) частинок в ядрі зірки. Якщо маси буде досить, температура стане досить високою, щоб запалити ядерний синтез в самих внутрішніх областях, де ядра водню перетворюються в гелій в процесі ланцюгової реакції. У зірці з низькою масою тільки крихітна частина самого центру дійде до порога в 4 000 000 градусів і почне синтез, і протікати він буде повільно. З іншого боку, найбільші зірки можуть бути в сотні разів масивніше Сонця і досягати температур в ядрі в кілька десятків мільйонів градусів, сплавляючи водень в гелій зі швидкістю в мільйони разів швидше, ніж у нашого Сонця.
Сучасна система спектральної класифікації Моргана-Кінана з температурним діапазоном кожного зоряного класу, показаного вище, в кельвінах. Переважна більшість зірок (75%) є зірками М-класу, з яких лише 1 на 800 досить масивна, щоб стати наднової
Найменші зірки мають найменші зовнішні потік і тиск випромінювання, а найпотужніші мають найбільші. Це зовнішнє випромінювання і енергія утримують зірку від гравітаційного колапсу, але вас може здивувати, що діапазон відносно вузький. Самі маломасивні зірки, червоні карлики, на кшталт Проксіми Центавра і VB 10 складають всього 10% від розміру Сонця, трохи більше Юпітера. Але найбільший блакитний гігант R136a1 в 250 разів більша за Сонце за масою, але всього в 30 разів більше в діаметрі. Якщо ви синтезуєте водень в гелій, зірка не буде сильно мінятися в розмірах.
Але далеко не кожна зірка синтезує водень в гелій. Самі невеликі зірки взагалі нічого не синтезують, а найбільші знаходяться на набагато більш енергійному етапі свого життя. Ми можемо розбити зірки на типи за розміром і виділимо п'ять загальних класів:
Нейтронні зірки: останки наднових, що містять масу в один-три сонця, але стислі в одне гігантське атомне ядро. Вони все ще випромінюють радіацію, але в невеликих кількостях через своїх розмірів. Звичайна нейтронна зірка за розмірами складає 20-100 кілометрів.
Білі карликові зірки: утворюються, коли зірка типу сонця спалює останнім гелиевое паливо в ядрі, а зовнішні шари роздуваються, коли внутрішні стискаються. Зазвичай біла карликова зірка має від 0,5 до 1,4 мас Сонця, але по фізичному обсягу близька до Землі: близько 10 000 кілометрів в діаметрі, що складаються з сильно стиснутих атомів.
Зірки головної послідовності: сюди входять червоні карлики, зорі типу Сонця і блакитні гіганти, яких ми вже згадували. Їх розміри бувають найрізноманітніші, від 100 000 кілометрів до 30 000 000 кілометрів. Але навіть найбільша з цих зірок, якщо поставити її на місце Сонця, і її не ковтне Меркурій.
Червоні гіганти: наочно демонструють, що відбувається, коли в ядрі закінчується водень. Якщо ви не червоний карлик (в такому випадку ви просто станете білим карликом), гравітаційне стиснення нагріє ваше ядро настільки, що ви почнете синтезувати гелій в вуглець. Синтез гелію в вуглець випускає набагато більше енергії, ніж синтез водню в гелій, тому зірка сильно розширюється. Фізика в тому, що виходить сила (радіація) на кордоні зірки повинна врівноважувати входить силу (гравітацію), щоб зірка була стабільною, і чим більше буде сила, яка прагне назовні, тим більше буде зірка. Червоні гіганти зазвичай складають 100-150 000 000 кілометрів в діаметрі. Цього достатньо, щоб поглинути Меркурій, Венеру і, можливо, Землю.
Надгігантський зірки: самі масивні зірки, які закінчують з синтезом гелію і починають синтезувати ще більш важкі елементи в ядрах: вуглець, кисень, кремній і сірку. Ці зірки приречені стати надновими або чорними дірами, але перед цим вони роздуються на мільярди кілометрів або навіть більше. Серед них найбільші зірки на кшталт Бетельгейзе, і постав ми таку зірку замість нашого Сонця, вона проковтнула б всі наші тверді планети, пояс астероїдів і навіть Юпітер.
Сонце поки відносно невелика в порівнянні з гігантами, але розростеться до розмірів Арктура в своїй фазі червоного гіганта
Для самих маленьких зірок з усіх, таких як нейтронні зірки і білі карлики, є правило, що захоплена енергія може тікати тільки через крихітну площу поверхні, яка і утримує їх яскравими протягом тривалого часу. Але для всіх інших зірок розміри визначаються простим співвідношенням: сила вихідного випромінювання на поверхні повинна дорівнювати спрямованому всередину гравітаційному тяжінню. Великі радіаційні сили означають, що зірка набухає до великих розмірів, причому найбільші зірки розбухають до мільярдів кілометрів.
Земля, якщо розрахунки правильні, нічого очікувати проковтну Сонцем в фазі червоного гіганта. Але на самій планеті стане дуже і дуже жарко
У міру старіння Сонця його ядро нагрівається, розширюється і стає гаряче згодом. Через один-два мільярди років воно стане досить гарячим, щоб закип'ятити океани Землі, якщо ми не виведемо планету на більш безпечну орбіту. Через кілька сотень мільйонів років Сонце стане великим і яскравим. Але будемо дивитися правді в очі: яким би великим не стало наше Сонце, воно ніколи не стане масивніше нейтронних зірок і найбільших надгігантів, навіть якщо буде більше в розмірах.