маса зірки
Маса - головна зоряна характеристика
Знімок квазара радіотелескопом
І в той же час вчені ледь можуть обчислити масу зірки - єдиним світилом, чия маса відома точно, є наше Сонце. Таку ясність допомогла внести наша Земля. Знаючи масу планети та швидкість її руху навколо Сонця. можна обчислити і масу самої зірки на підставі Третього закону Кеплера, доопрацьованого відомим фізиком Ісааком Ньютоном. Йоганн Кеплер виявив зв'язок між відстанню від планети до зірки і швидкістю повного обороту планети навколо світила, а Ньютон доповнив його формулу масами зірки і планети. Модифікована версія Третього закону Кеплера часто використовується астрономами - причому не тільки для визначення маси зірок, але і інших космічних об'єктів, що становлять разом гравітаційну систему.
Про віддалені світила поки доводиться тільки здогадуватися. Найдосконалішим (з точки зору точності) є метод визначення маси подвійних зоряних систем. Його похибка становить «всього» 20-60%. Така неточність критична для астрономії - будь Сонце на 40% легше чи важче, життя на Землі не виникла б.
Система з двох прилеглих зірок в поданні художника
У разі вимірювання маси одиночних зірок, біля яких немає видимих об'єктів, чию орбіту можна використовувати для обчислень, астрономи йдуть на компроміс. Сьогодні Новомосковскется, що маса зірок одного спектрального класу однакова. Також вченим допомагає зв'язок маси з світність або температурою зірки, оскільки обидві ці характеристики залежні від сили ядерних реакцій і розмірів зірки - безпосередніх індикаторів маси.
Значення маси зірки
Секрет масивності зірок криється не в якості, а в кількості. Наше Сонце, як і більшість зірок Головної послідовності. на 98% складається з двох найлегших елементів в природі - водню і гелію. Але при цьому в ньому зібрано 98% маси всієї Сонячної системи!
Як такі легкі речовини можуть зібратися разом в величезні палаючі кулі? Для цього потрібно вільний від великих космічних тіл простір, багато матеріалу і початковий поштовх - щоб перші кілограми гелію і водню почали притягатися один до одного. У туманностях і молекулярних хмарах, де народжуються зірки, водню і гелію ніщо не заважає накопичуватися. Їх збирається так багато, що гравітація починає насильно зіштовхувати ядра атомів водню. Це починає термоядерну реакцію, в ході якої водень перетворюється в гелій.
Матеріали по темі
Логічно, що чим більше маса зірки, тим більше її світність. Адже в масивної зірки водневого «палива» для термоядерної реакції куди більше, а гравітаційне стиснення, що активує процес - сильніше. Доказом служить сама масивна зірка, R136a1, згадана на початку статті - будучи більше Сонця по вазі в 256 разів, вона світить в 8,7 мільйона разів яскравіше нашої зірки!
Але у масивності є і зворотна сторона: через інтенсивність процесів ядерного синтезу водень швидше «згоряє» в термоядерних реакціях всередині зоряного ядра. Тому масивні зірки живуть зовсім недовго в космічних масштабах - кілька сотень, а то і десятків мільйонів років.
- Цікавий факт: коли маса зірки перевищує масу Сонця в 30 разів, прожити вона зможе не більше 3 мільйонів років - незалежно від того, наскільки її маса більше 30-кратної сонячної. Це пов'язано з перевищенням меж випромінювання Еддінгтона. Енергія позамежної зірки стає настільки потужною, що вириває речовина світила потоками зоряного вітру - і чим масивніше зірка, тим сильніше стає втрата маси.
Туманність в Великій Магеллановій Хмарі, створена з зоряного вітру
Вище ми розглянули основні фізичні процеси, пов'язані з масою зірки. А тепер спробуємо розібратися, які зірки можна «зробити» з їх допомогою.
Межі маси зірки
Незважаючи на те, що Всесвіт нескінченний, тіла в ній мають межі, прописані фізичними законами. Особливо це стосується складних космічних об'єктів на кшталт зірок, які не просто збирають матерію, але і випромінюють енергію.
Візьмемо, наприклад, той же випромінювання. Для його початку потрібно подолання зіркою маси в 10-15% відсотків від сонячної - інакше водень просто не буде «горіти» в ядерній реакції. Але як тільки ядро зірки починає виділяти енергію, світило практично перестає набирати масу.
Чому? Справа в тому, що зірки існують за рахунок балансу між силами гравітації, які прагнуть згорнути зірку в надщільний куля, і випромінювання, яке протистоїть тискові. Сила енерговиділення, як ми вже знаємо, зростає разом з масою. І коли зірка досягає маси в 150 сонячних (3 × 10 29 -кг), її випромінювання стане сильніше гравітаційного тиску. Від цього речовина світила просто рознесе по космосу.
- Цікавий факт - переважання гравітаційного стиснення над випромінюванням теж закінчиться сумно для зірки. Це відбувається під кінець життя зірки, коли в ній закінчуються термоядерні реакції. Тоді вона стискається в білий карлик. або ж вибухає наднової. залишивши по собі нейтронну зірку або навіть чорну діру.
Але набрати 150 мас Сонця - вже велике досягнення для світила. Зірки формуються в туманностях завдяки сферичної акреції. Простіше кажучи, зірки «намотують» на себе спіралі речовина з усіх боків. Світитися зірка починає задовго до закінчення свого народження. Але коли маса «зародка» світила перевищує 10 сонячних (1,99 × 10 28 кг), його випромінювання відкине від зірки матеріал з туманності, тим самим припиняючи набір маси. З відкинутою матерії туманності часто формуються планети і комети.
Чи означає це, що 10 сонячних мас - це все, на що може розраховувати середньостатистична зірка? І чи є межею маси планка в 150 Сонць? Відповідь на обидва питання - ні. Але перевищення цих меж вимагає особливих умов.
Особливі умови для особливо важких зірок
Перші зірки, які виникли в молодому Всесвіті. були гігантських розмірів - їх маса в сотні тисяч разів перевищувала сонячну. Проіснували вони лічені тисячі років і вибухали в кінці життя настільки сильно, що створили сучасні важкі елементи на зразок золота. Але як їм вдалося зібрати таку масу і не розгубити її під тиском випромінювання?
Металічність
Вся справа в металличности зірки - ступенем вмісту в ній речовин, що відрізняються від гелію і водню. Вона впливає на умовну «прозорість» зоряного газу. Якщо металів в складі зірки немає, випромінювання проходить крізь зоряне речовина без особливого опору. Відповідно, для здобуття балансу з силою гравітації, зірці знадобиться більша за масу.
Матеріали по темі
Низька Металічність властива в першу чергу зірок населення II - старим світилам, що виникли незабаром після Великого вибуху. близько 10 мільярдів років тому. Зірки-ровесники Сонця, зараховують до населення III, мають куди більш високим вмістом металів - вони формуються із залишків попередніх зірок, багатих на важкі речовини. Тому зірка, склад якої подібний сонячного, не може бути масивніше Сонця більше ніж в 100 разів - їх матерія має підвищену опірність випромінювання.
Дискова і конкурентна акреції
Як видно, склад зірки визначається історично. Однак є зірки, які набрали масу рівну або навіть більшу 150 сонячних. Як у них це вийшло?
Для цього потрібна особлива збіг обставин. Молекулярні хмари і туманності не уявляють собою однорідну середу з однаковою щільністю і лінійними вимірами: трапляються ділянки різної форми і консистенції. Часто туманність простягається подібно площині - частина поверхні протозвезди. яка формується в ній, може виходити у відкритий простір.
Протозірка з дисковим типом акреції
Таке розташування зародка зірки дозволяє йому здійснювати особливу, дискову акреції. Під час неї, вбирає зіркою речовина туманності контактує з порівняно малою кількістю випромінюваної площі. Таким чином, зірка продовжує вбирати гелій і водень з туманності навіть тоді, коли «розгорілася» щосили - кількості випромінювання на площині акреції просто не вистачає для відштовхування речовини.
Але це ще не все. Всі зірки - в тому числі і тільки зароджуються - рухаються навколо центру галактики. Крім того, рідко в великий туманності народжується тільки одна зірка - зазвичай їх відразу кілька, і між ними відразу ж встановлюється гравітаційна зв'язок. У підсумку зірки рухаються по материнській туманності, «захоплюючи» речовина її речовина в процесі безлічі мікростолкновеній. Так зірка отримує куди більше матеріалу, ніж якби просто пасивно його притягувала його до себе. Тому такий вид акреції називається «конкурентним». Яскравим прикладом такого формування зірок були Стовпи Творіння в туманності Прилуки - до того, як їх підірвала наднова.
Злиття і взаємопоглинання зірок
Останньою йде головна родзинка зореутворення - секрет того, як зірки набирають масу, більшу природної межі. Всі ми знаємо, що орбіти космічних об'єктів часто перетинаються. Живим доказом того є будь-яке тіло без атмосфери, на зразок нашого Місяця - вона поцяткована слідами від тисяч метеоритів.
Зірки, в силу своєї віддаленості, перетинаються набагато рідше. Але серед зірок в одному скупченні - особливо на стадії формування - зіткнення трапляються відносно часто. Звичайний ударний контакт зірок закінчується катаклізмом - шматки зоряної плазми розлітаються на мільярди кілометрів. Але якщо світила підходять один до одного на підходящої траєкторії, вони можуть злитися воєдино. Саме так виникла зірка-рекордсменка R136a1, яка занадто велика навіть для свого екстремального класу - сверхгорячей і дуже яскравих зірок Вольфа - Райе.
R136a1 в поданні художника
Злиття є найрезультативнішим способом набору маси для зірки. Недарма всі найпотужніші світила перебувають у тісних зоряних скупченнях, де зіткнення найбільш вірогідні. У теорії, взаємопоглинання зірок здатне породжувати неймовірно великі об'єкти - їх маса може перевищувати десятки тисяч Сонць. Але чи є межа зірці-монстру, що виростала з батьківських світил?
Вчені вважають, що фізична межа знаходиться біля 500 тисяч - 1 мільйон сонячних мас. Велике навантаження сила випромінювання від ядерних реакцій просто не втримає - зірка відразу коллапсирует в гіпернової величезних розмірів. Однак і гравітація при таких масах не стане вести себе по-простому. Зірка-титан почне ділитися на «міні» -звезди масою по 1000 Сонць, розвіється на величезну гарячу туманність або зовсім розлетиться в цілу зоряну систему, що складається зі світил звичайних розмірів. Все буде залежати від місця розташування інших великих об'єктів Всесвіту, з якими зірка граничної маси буде взаємодіяти на відстанях в сотні мільярдів кілометрів.
