Спросите Итана: почему звёзды бывают разных размеров?

https://www.forbes.com/sites/startswithabang/2017/06/10/ask-ethan-why-do-stars-come-in-different-sizes/
  • Перевод

Даже единственная звезда, например, наше Солнце, в течение своей жизни будет сильно менять размер. Чем объяснить огромное разнообразие звёздных размеров, наблюдаемых нами сегодня?

Если сравнить планету Земля с Солнцем, окажется, что необходимо поставить 109 земель одну на другую, чтобы заполнить Солнце с одной стороны до другой. Однако же существуют звёзды, по размеру гораздо меньшие, чем Земля — и гораздо большие, чем даже орбита Земли вокруг Солнца! Как это возможно, и что именно определяет размер звезды? Наш читатель задаёт вопрос на эту тему:
Почему звёзды могут вырастать до разных размеров? От размеров чуть больше Юпитера до размеров, превышающих орбиту Юпитера?

Вопрос этот сложнее, чем кажется, поскольку, по большей части размеры звёзд нам не видны.


Изображение с телескопа, полученное в результате глубокого сканирования, на котором видны звёзды в ночном небе, демонстрирует нам звёзды разных цветов и яркости, но все видимые звёзды кажутся там точками. Разница в их размерах — это лишь оптические иллюзии, появляющиеся из-за особенностей работы камер.

Даже в телескоп большая часть звёзд кажется точками света из-за невероятных расстояний от нас до них. Их различия в цвете и яркости легко увидеть, но размер — это совершенно другое дело. Объект определённого размера на определённом расстоянии будет иметь, что называется, определённый угловой диаметр: видимый размер, занимаемый им на небе. Ближайшая солнцеподобная звезда, Альфа Центавра А, расположена всего в 4,3 световых годах от нас, и на 22% больше Солнца по радиусу.


Две похожие на Солнце звезды, Альфа Центавра А и В, расположены в 4,37 световых годах от нас, и вращаются друг вокруг друга на расстоянии, находящемся где-то между радиусами орбит Сатурна и Нептуна. Но даже на фото с Хаббла они выглядят просто как перенасыщенные источники света — диска не видно.

Однако же для нас она имеет угловой диаметр в 0,007" (угловых секунд), с учётом того, что одна угловая минута вмещает 60 угловых секунд, 1 угловой градус — 60 угловых минут, а полный круг — 360°. Даже у телескопа типа Хаббла максимальное разрешение составляет порядка 0,05"; мало какие звёзды Вселенной можно детально рассмотреть при таком разрешении. Обычно это расположенные близко гиганты вроде Бетельгейзе или R Золотой Рыбы, одни из самых крупных звёзд по угловому диаметру на всём небосводе.


Радиоизображение очень большой звезды, Бетельгейзе, на которое наложен размер оптического диска. Это одна из очень немногих звёзд, которую с Земли можно увидеть не просто, как точечный источник света

К счастью, существуют непрямые измерения, позволяющие нам подсчитывать физические размеры звёзд — причём очень надёжные. Если взять сферический объект, раскалённый до такого состояния, что он начинает испускать излучение, то общее количество испущенного звездой излучения определяется только двумя параметрами: температурой объекта и его физическим размером. Причиной этому то, что единственное место звезды, излучающее свет во Вселенную — это его поверхность, а поверхность сферы всегда вычисляется по формуле 4 π r2, где r — радиус. Если можно измерить расстояние до звезды, её температуру и видимую яркость, можно узнать её радиус (и, следовательно, размер), просто применив законы физики.

g
Увеличенное изображение красного гиганта UY Щита, в телескопе обсерватории Резерфорда. В большинство телескопов её видно только как яркую точку, но это — крупнейшая из известных человечеству звёзд на сегодня

Осуществляя наблюдения, мы видим, что некоторые звёзды имеют размер в десятки километров, а другие могут в 1500 раз превышать по размеру Солнце. Из сверхгигантских звёзд самой крупной будет UY Щита, с диаметром в 2,4 млрд км, что больше, чем орбита Юпитера вокруг Солнца. Но такие экстремальные примеры звёзд не относятся к звёздам, похожим на Солнце. Конечно, самым распространенным типом звезды будет звезда из главной последовательности, такая, как наше Солнце: звезда, состоящая в основном из водорода, получающего энергию при помощи синтеза гелия из водорода в своём ядре. И у таких звёзд тоже встречается огромное разнообразие размеров, определяемой их массой.


Молодой регион звёздного формирования в нашем Млечном пути. При гравитационном коллапсе газовых облаков протозвёзды разогреваются и становятся плотнее, а в итоге в их ядре запускается синтез

Когда формируется звезда, гравитационное сжатие превращает потенциальную эенергию в кинетическую энергию движения частиц в ядре звезды. Если массы достаточно, температура может вырасти до значений, позволяющих запустить ядерный синтез во внутренних частях звезды, и водород начнёт путём цепной реакции превращаться в гелий. В звезде небольшой массы только небольшая часть в самом центре перейдёт этот рубеж в 4 000 000 K и займётся синтезом, и то с очень малой скоростью. С другой стороны, крупные звёзды могут в сотни раз превышать по массе Солнце, и достигать температур в десятки миллионов градусов в ядре, синтезируя гелий из водорода со скоростями, в миллионы раз превышающей те, что свойственны Солнцу.

image
Современная спектральная классификация звёзд Моргана-Кинана, с температурными режимами, указанными сверху в кельвинах. Большая часть (75%) звёзд принадлежит к классу М, и только 1 из 800 достаточно тяжёлая для того, чтобы стать сверхновой

У наименьших звёзд будут наименьшие исходящие потоки и давление излучения, а у наикрупнейших они будут самыми крупными. Это исходящее излучение и энергия удерживают звезду против гравитационного схлопывания, но вас может удивить, что диапазон этих значений довольно узок. У самых лёгких звёзд, например, Проксима Центавра или Вольф 1055 В, размер не превышает 10% от солнечного — они немного больше Юпитера. А самая массивная из известных звёзд, голубой гигант R136a1, в 250 раз больше Солнца по массе — и лишь в 30 раз больше его по диаметру. Если звезда занимается синтезом гелия из водорода, то её размер не будет сильно варьироваться.


Скопление RMC 136 в центре туманности Тарантул в соседней галактике Большое Магелланово Облако, содержит самые массивные из известных звёзд

Но не всякая звезда производит синтез гелия из водорода! Самые мелкие звёзды вообще не занимаются синтезом, а самые крупные находятся на гораздо более энергетической фазе своей жизни. Типы звёзд можно разбить по размерам, и таким образом мы можем получить пять общих классов:

  • Нейтронные звёзды: масса этих остатков сверхновых будет равна от одной до трёх солнечных, но по сути они сжаты в гигантское атомное ядро. Они испускают излучение, но в крохотных количествах из-за небольшого размера. Размер типичной нейтронной звезды — 20-100 км.
  • Белые карлики: формируются, когда у солнцеподобных звёзд заканчивается в ядре гелиевое топливо, и внешние слои разлетаются, а внутренние — сжимаются. Обычно масса белого карлика составляет от 0,5 до 1,4 массы Солнца, но размером они с Землю: порядка 10000 км в поперечнике, и состоят из сильно сжатых атомов.
  • Звёзды главной последовательности: сюда входят красные карлики, звёзды солнечного типа, голубые гиганты, о которых мы уже говорили. Их размер варьируется от 100 000 км до 30 000 000 км, у них довольно большой разброс размеров, но даже самая крупная из них на месте Солнца не поглотила бы и Меркурий.
  • Красные гиганты: что происходит, когда в ядре кончается водород? Если звезда — не красный карлик (а в этом случае она просто превратится в белого карлика), гравитационное сжатие разогреет ядро так сильно, что в нём начнётся синтез углерода из гелия. А этот процесс выделяет гораздо больше энергии, чем синтез с участием водорода, из-за чего звезда чрезвычайно разбухает. Простая физика в том, что сила, действующая наружу (излучение) на краю звезды должна сбалансировать силу, действующую внутрь (гравитацию), чтобы поддерживать её в стабильном состоянии — так что с гораздо большей силой, действующей наружу, размер звезды просто сильно увеличится. В диаметре красные гиганты обычно бывают от 100 до 150 млн км: достаточно большие для того, чтобы поглотить Меркурий, Венеру, и, возможно, Землю.
  • Сверхгиганты: самые массивные звёзды проходят дальше, за пределы синтеза гелия, и начинают синтезировать ещё более тяжёлые элементы, такие, как углерод, кислород и даже кремний и серу. Судьбой им предначертано стать сверхновыми и/или чёрными дырами, но до этого они разбухают до огромных размеров, и могут простираться на миллиард километров и более. Это самые крупные звёзды, как, например, Бетельгейзе, и, заменив Солнце, они поглотили бы все скалистые планеты и пояс астероидов, а крупнейшие поглотили бы даже Юпитер.


Сегодня Солнце весьма мало по сравнению с гигантами, но вырастет до размеров Арктура в фазе красного гиганта. Но до чудовищного сверхгиганта типа Антареса Солнцу никогда не добраться

Такие мелкие остатки крупных звёзд, как нейтронные звёзды и белые карлики, светят так ярко и так долго потому, что заключённая в них энергия может убежать только через их крохотную поверхность. Но размер других звёзд определяется простым балансом: сила от исходящего излучения на поверхности должна сравняться с давлением гравитации. Увеличение силы излучения раздувает звёзды до большего размера, а самые крупные звёзды раздуваются до миллиардов километров.


Если расчёты верны, Солнце, когда оно раздуется до красного гиганта, не должно поглотить Землю. Но она всё равно очень сильно разогреется.

По мере старения Солнца его ядро разогревается, и со временем оно расширяется и становится горячее. Через пару миллиардов лет оно станет достаточно горячим для того, чтобы вскипятить океаны Земли — если мы не предпримем что-нибудь, чтобы мигрировать нашу планету на безопасную удалённую орбиту. За достаточно большой промежуток времени и Солнце раздуется до красного гиганта. На несколько сотен миллионов лет оно станет больше и ярче, чем некоторые из самых массивных звёзд. Но не обманывайтесь этим впечатляющим фактом: в астрономии размер имеет значение, но это не единственный параметр. Как самые мелкие нейтронные звёзды, так и самые крупные сверхгиганты, а также как и многие белые карлики и звёзды главной последовательности всё равно будут более массивными, чем Солнце в виде красного гиганта!

Итан Сигель – астрофизик, популяризатор науки, автор блога Starts With A Bang! Написал книги «За пределами галактики» [Beyond The Galaxy], и «Трекнология: наука Звёздного пути» [Treknology].

ЧаВо: если Вселенная расширяется, почему не расширяемся мы; почему возраст Вселенной не совпадает с радиусом наблюдаемой её части .
Поделиться публикацией
Ой, у вас баннер убежал!

Ну. И что?
Реклама
Комментарии 26
  • 0
    А почему бы им не быть разных размеров?
    • +1
      А при каких реакциях в звездах образуются более тяжелые элементы чем кислород и сера?
      • +5
        Взрывы сверхновых с выбросом осколков в космос, просто дальше железа синтез уже идет с потерей энергии. И соответственно, синтез более тяжелых элементов может произойти только при очень сильном сжатии.
        (с): Золото в вашем кольце состоит из части сверхновой звезды
        • +2

          На сколько я помню, фраза была "звезда умерла, чтобы ты могла носить это кольцо" (говорится тоном защитников животных и прочих веганов)

        • +5
          Происхождение элементов
          image
          • 0
            Тогда, интересно откуда берутся протоны для образования тяжелых атомов при слиянии нейтроннок? По моей логике получается, происходит выброс части нейтронной звезды в космос, но насколько мне известно чисто по себе нейтроны долго не живут (полураспад вроде как минут 15). Как тогда образуются протоны?
            • +1
              Из продуктов бета-распада свободных нейтронов?
              • 0
                Спасибо. Почему-то всегда думал, что нейтрон легче протона((
                • 0
                  Нейтроны могут сталкиваться с ядрами гелия, C, N, O и давать более богатые нейтронами изотопы. Какое наиболее легкое ядро может давать спонтанное или вынужденное деление (с выделением конечно нейтронов) — другой вопрос. Изотопы начиная с теллура-106..-109 точно способны на альфа распад, начиная с телур-112 (фактически удвоенное ядро самого стабильного железа) — не способны выделять протон, а с телура-136 до 142 — уже могут выделять нейтроны.
            • +1
              Гибель звёзд малой массы? У них же ядро с тяжелыми элементами остается неповрежденным, становясь белым карликом.
              • 0
                Это если под малой массой подразумевать что-то вроде Солнца. А если там имелись в виду красные карлики и их гибель в далеком будущем? Хотя да, странный пункт.

                P.S. Вот говорил я себе — не надо вставлять картинки из вики :)
                • 0
                  Там же не фильтр стоит. Часть пусть и небольшая все равно попадет в космическое пространство. Иначе вообще можно до крайностей дойти:
                  1) Изначальная точка, ядро остается не поврежденным даже у звезд с малой массой.
                  2) Его не выбрасывает в космос (отсюда делаем ложный вывод, что ядра не выбрасываются)
                  3) Нейтронные звезды при слиянии не сбрасывают часть материи в космос (она же тяжелая, тем более притяжение 2-х нейтронных звезд (уже черной дыры?) не позволит тяжелым элементам выйти из гравитационного колодца)
                  4) Соответственно либо не должно существовать элементов тяжелее рубидия, либо должен присутствовать механизм массовой генерации тяжелых элементов.
              • НЛО прилетело и опубликовало эту надпись здесь
                • +1
                  Это скорее о сверхновых типа Ia. Да, одиночный белый карлик довольно стабилен. Но в двойных системах все может быть гораздо запутанней.
              • 0
                Правильный ответ — никто точно не знает.
                Предполагается, что во время взрывов сверхновых.
                Но фигня в том, что даже в Солнце теоретически возможна реакция образования урана. Вопрос в том, что вероятность при данной температуре такова, что времени жизни Солнца да и вообще вселенной — не хватит. Но опять таки, эта вероятность оценочна и точно неизвестна.
                • 0
                  Для образования ядра урана-235 необходимо столкнуть условно говоря палладий-110 и палладий-115. Ноя конечно описал фантастический вариант, так как у такого метода есть 2 проблемы:
                  1.Максимальная сила отталкивания ядер (или потенциальная энергия) на одинаковом расстоянии.
                  2. Изотоп палладия-115 живет 25 с, возбужденное состояние — 50 секунд.

                  Практически реальный процесс — слияние 2 ядер железа-56 (но все равно для достаточной вероятности скорее всего потребуется температура невероятно большая). Получившееся ядро должно провести цепочку бета-распадов и превратиться в олово-112. Если где-то произойдет альфа-распад, то все остановится на кадмии-108.
                  • +1
                    Если процесс прямо не запрещен(что практически невозможно в этой вселенной), мы можем говорить только о низкой вероятности. Крайне низкой, да. Но не нулевой.
                    • 0
                      При достаточной энергии у нас не только протон в ядре станет нейтроном, или даже нейтрон станет сигма-гипероном. Где достаточной я называю разгон ядер в СО ЦМ столкновения 2 нуклонов (обычная идея в физике высоких энергий) до кинетической энергии 85-90% энергии покоя. Это соответствует температуре 18.8 триллионов градусов (теоретически при коллапсе звезды достижима).
                    • 0
                      как 110 и 115 дадут 235?
                      правильно. вероятность этого не «крайне низкая», а именно что нулевая.
                      • 0
                        Если дать чуть больше энергии — возникнет пара гиперонов и ядро проживет очень мало времени.
                • 0
                  UY Щита

                  А как правильно произнести название этой звезды?
                  • 0
                    А каков теоретически максимальный размер звезды во вселенной, к сожалению, в статье не раскрыто.
                    • 0
                      Размер звезды — это на стадии голубого гиганта или что считать ещё живой звездой?
                    • НЛО прилетело и опубликовало эту надпись здесь
                      • 0
                        Вот что значит вовремя не убрать пыль. Пыль, облако пыли, Звезда, Суперновая.
                        Пост проплачен компанией Thomas.

                        Только полноправные пользователи могут оставлять комментарии. Войдите, пожалуйста.

                        Самое читаемое