Masywny znaczy duży, mniej masywny znaczy mały, prawda? Nie jest to takie proste, jeśli chodzi o gwiazdy i ich rozmiary. Jeśli porównamy planetę Ziemię ze Słońcem, okazuje się, że możliwe jest umieszczenie 109 naszych planet jedna na drugiej, aby utorować drogę od jednego końca gwiazdy do drugiego. Ale są gwiazdy mniejsze od Ziemi i dużo, dużo większe niż orbita Ziemi wokół Słońca. Jak to jest możliwe? Od czego zależy rozmiar gwiazdy? Dlaczego „słońca” są tak różne?
Pytanie nie jest łatwe, ponieważ prawie nie widzimy rozmiaru gwiazdy.
Głęboki teleskopowy widok gwiazd na nocnym niebie wyraźnie pokazuje gwiazdy o różnych rozmiarach i jasności, ale wszystkie gwiazdy są pokazane jako kropki. Różnica wielkości to złudzenie optyczne związane z nasyceniem kamer obserwacyjnych
Nawet w teleskopie większość gwiazd wygląda jak proste punkty świetlne ze względu na gigantyczne odległości do nas. Ich różnice w kolorze i jasności są łatwe do zauważenia, ale rozmiar jest zupełnie odwrotny. Obiekt o określonej wielkości w pewnej odległości będzie miał tak zwaną średnicę kątową: pozorny rozmiar, jaki zajmuje obiekt na niebie. Najbliższa Słońcu gwiazda, Alfa Centauri A, znajduje się zaledwie 4,3 roku świetlnego od nas i ma 22% większy promień niż Słońce.
Dwie gwiazdy podobne do Słońca, Alfa Centauri A i B, znajdują się zaledwie 4,37 lat świetlnych od nas i krążą wokół siebie w odległości między Saturnem a Neptunem. Nawet na tym zdjęciu Hubble'a wydają się po prostu przesyconymi źródłami punktowymi; żaden dysk nie jest widoczny
Niemniej jednak wydaje nam się, że jego średnica kątowa wynosi zaledwie 0,007 cala, czyli sekundy łuku. 60 sekund łuku składa się z jednej minuty łuku; 60 minut łuku to 1 stopień, a 360 stopni to pełne koło. Nawet teleskop taki jak Hubble może widzieć tylko 0,05 ” jest bardzo niewiele gwiazd we Wszechświecie, które teleskop może faktycznie „zobaczyć” w przyzwoitej rozdzielczości. Zazwyczaj są to gigantyczne gwiazdy w pobliżu, takie jak Betelgeuse lub R Doradus - największe gwiazdy na całym niebie pod względem średnicy kątowej.
Zdjęcie radiowe bardzo, bardzo dużej gwiazdy Betelgeuse. Jedna z niewielu gwiazd, które postrzegamy jako więcej niż punktowe źródło z Ziemi
Na szczęście istnieją pomiary pośrednie, które pozwalają nam obliczyć fizyczny rozmiar gwiazdy i dają one niesamowitą nadzieję. Jeśli masz kulisty obiekt, który staje się tak gorący, że emituje promieniowanie, to o całkowitej ilości promieniowania emitowanego przez gwiazdę decydują dwa parametry: temperatura obiektu i jego rozmiar fizyczny. Powodem tego jest to, że jedynym miejscem, które emituje światło we Wszechświecie, jest powierzchnia gwiazdy, a pole powierzchni kuli jest zawsze obliczane według tego samego wzoru: 4πr2, gdzie r to promień kuli. Jeśli potrafisz zmierzyć odległość do tej gwiazdy, jej temperaturę i jasność, znasz jej promień, a tym samym jej rozmiar, po prostu dlatego, że takie są prawa fizyki.
Film promocyjny:
Zbliżenie czerwonego olbrzyma UY Scuti, przetworzone przez teleskop Rutherford Observatory. Ta jasna gwiazda może być tylko „kropką” dla większości teleskopów, ale w rzeczywistości jest to największa gwiazda znana ludzkości.
Kiedy prowadzimy obserwacje, widzimy, że niektóre gwiazdy mają rozmiar zaledwie kilkudziesięciu kilometrów, podczas gdy inne są 1500 razy większe od Słońca. Wśród gwiazd nadolbrzymów największym jest UY Scuti o średnicy 2,4 miliarda kilometrów, który jest większy niż orbita Jowisza wokół Słońca. Oczywiście tych niesamowitych przykładów gwiazd nie można oceniać na podstawie większości. Najpowszechniejszym typem gwiazd są gwiazdy ciągu głównego, takie jak nasze Słońce: gwiazda zbudowana z wodoru, której jądro pozyskuje energię z syntezy wodoru do helu. Występują w wielu różnych rozmiarach, w zależności od masy samej gwiazdy.
Młody region gwiazdotwórczy w naszej Drodze Mlecznej. Gdy chmury gazu są zagęszczane przez grawitację, protogwiazdy nagrzewają się i stają się gęstsze, aż w końcu w ich rdzeniach rozpocznie się fuzja.
Kiedy tworzysz gwiazdę, skurcz grawitacyjny przekształca energię potencjalną (grawitacyjną energię potencjalną) na cząstki kinetyczne (ciepło / ruch) w rdzeniu gwiazdy. Jeśli masa jest wystarczająca, temperatura wzrośnie na tyle, aby wywołać fuzję jądrową w najbardziej wewnętrznych regionach, gdzie jądra wodoru są przekształcane w hel w reakcji łańcuchowej. W gwieździe o małej masie tylko niewielka część samego centrum osiągnie próg 4 000 000 stopni, a fuzja rozpocznie się i będzie postępować powoli. Z drugiej strony, największe gwiazdy mogą być setki razy masywniejsze niż Słońce i osiągać temperaturę jądra rzędu kilkudziesięciu milionów stopni, przekształcając wodór w hel w tempie miliony razy szybszym niż nasze Słońce.
Nowoczesny system klasyfikacji widmowej Morgana-Keenana, z zakresem temperatur każdej klasy gwiazd przedstawionym powyżej w kelwinach. Zdecydowana większość gwiazd (75%) to gwiazdy klasy M, z których tylko 1 na 800 jest wystarczająco masywna, aby stać się supernową
Najmniejsze gwiazdy mają najmniejszy strumień zewnętrzny i ciśnienie promieniowania, a najbardziej masywne mają największe. To zewnętrzne promieniowanie i energia chronią gwiazdę przed zapadnięciem grawitacyjnym, ale może Cię zaskoczyć, że zasięg jest stosunkowo wąski. Najmniejsze gwiazdy, czerwone karły, takie jak Proxima Centauri i VB 10, stanowią tylko 10% wielkości Słońca, nieco większe niż Jowisz. Ale największy niebieski olbrzym, R136a1, ma masę 250 razy większą niż Słońce, ale ma tylko 30 razy większą średnicę. Jeśli zsyntetyzujesz wodór w hel, rozmiar gwiazdy nie zmieni się zbytnio.
Ale nie każda gwiazda syntetyzuje wodór w hel. Najmniejsze gwiazdy w ogóle nic nie syntetyzują, a największe są na znacznie bardziej energetycznym etapie swojego życia. Możemy podzielić gwiazdy na typy według wielkości i wyróżnić pięć ogólnych klas
Gwiazdy neutronowe: pozostałości supernowej zawierające masę od jednego do trzech słońc, ale skompresowane w jedno olbrzymie jądro atomowe. Nadal emitują promieniowanie, ale w niewielkich ilościach ze względu na swój rozmiar. Zwykła gwiazda neutronowa ma rozmiar 20-100 kilometrów.
Białe karły: powstają, gdy podobna do Słońca gwiazda spala ostatnie paliwo helowe w swoim jądrze, a zewnętrzne warstwy puchną, gdy wewnętrzne się kurczą. Zwykle biały karzeł ma masę od 0,5 do 1,4 masy Słońca, ale pod względem objętości fizycznej jest blisko Ziemi: ma około 10 000 kilometrów średnicy i składa się z silnie skompresowanych atomów.
Gwiazdy głównej sekwencji: obejmują czerwone karły, gwiazdy podobne do Słońca i niebieskie olbrzymy, o których wspominaliśmy wcześniej. Ich rozmiary są bardzo różne, od 100 000 kilometrów do 30 000 000 kilometrów. Ale nawet największa z tych gwiazd, umieszczona w miejscu Słońca, nie połknie Merkurego.
Red Giants: Pokazuje, co się dzieje, gdy w rdzeniu zabraknie wodoru. O ile nie jesteś czerwonym karłem (w takim przypadku staniesz się po prostu białym karłem), kompresja grawitacyjna ogrzeje twój rdzeń na tyle, aby rozpocząć topienie helu w węgiel. Fuzja helu z węglem emituje znacznie więcej energii niż fuzja wodoru z helem, więc gwiazda znacznie się rozszerza. Fizyka jest taka, że wychodząca siła (promieniowanie) na krawędzi gwiazdy musi równoważyć przychodzącą siłę (grawitację), aby gwiazda była stabilna, a im większa siła, która kieruje się na zewnątrz, tym większa będzie gwiazda. Czerwone olbrzymy mają zwykle średnicę 100-150 000 000 kilometrów. To wystarczy, aby połknąć Merkurego, Wenus i prawdopodobnie Ziemię.
Nadolbrzymy: najbardziej masywne gwiazdy, które w końcu ulegają fuzji helu i rozpoczynają fuzję w swoich jądrach jeszcze cięższych pierwiastków: węgla, tlenu, krzemu i siarki. Te gwiazdy są skazane na to, by stać się supernowymi lub czarnymi dziurami, ale zanim to nastąpi, puchną do miliardów kilometrów lub więcej. Wśród nich są największe gwiazdy, takie jak Betelgeuse, i gdybyśmy umieścili taką gwiazdę w miejscu naszego Słońca, połknęłaby ona wszystkie nasze stałe planety, pas asteroid, a nawet Jowisza.
Słońce jest nadal stosunkowo małe w porównaniu z gigantami, ale w fazie czerwonego olbrzyma osiągnie rozmiary Arkturusa
W przypadku najmniejszych gwiazd ze wszystkich, takich jak gwiazdy neutronowe i białe karły, obowiązuje zasada, że uwięziona energia może uciec tylko przez niewielką powierzchnię, która zapewnia ich jasność przez długi czas. Ale w przypadku wszystkich innych gwiazd rozmiar jest określany przez prostą równowagę: siła promieniowania wychodzącego na powierzchnię powinna być równa wewnętrznemu przyciąganiu grawitacyjnemu. Duże siły promieniowania oznaczają, że gwiazda pęcznieje do dużych rozmiarów, a największe gwiazdy puchną do miliardów kilometrów.
Ziemia, jeśli obliczenia są prawidłowe, nie zostanie pochłonięta przez Słońce w fazie czerwonego olbrzyma. Ale sama planeta będzie bardzo, bardzo gorąca
W miarę starzenia się słońca jego rdzeń nagrzewa się, rozszerza i z czasem staje się coraz gorętszy. Za jeden do dwóch miliardów lat będzie wystarczająco gorąco, aby zagotować oceany Ziemi, jeśli nie umieścimy planety na bezpieczniejszej orbicie. Za kilkaset milionów lat Słońce będzie duże i jasne. Ale spójrzmy prawdzie w oczy: bez względu na to, jak duże stanie się nasze Słońce, nigdy nie stanie się bardziej masywne niż gwiazdy neutronowe i największe nadolbrzymy, nawet jeśli jest większe.
ILYA KHEL
