Почему звезды разных размеров? Ответ не так прост, как кажется
Массивный значит большой, менее массивный значит маленький, так? Все не так просто, когда речь заходит о звездах и их размерах. Если сравнивать планету Землю с Солнцем, выясняется, что можно разместить 109 наших планет одна на другой, просто чтобы проложить дорогу от одного конца светила до другого. Но бывают звезды меньше Земли и намного, намного больше орбиты Земли вокруг Солнца. Как это возможно? Что определяет размер звезды? Почему «солнца» такие разные?
Вопрос непростой, потому что мы практически не видим размера звезды.
Глубокое телескопическое изображение звезд в ночном небе ясно показывает звезды разных размеров и яркостей, но все звезды показаны в виде точек. Разница в размерах — это оптический обман, связанный с насыщением наблюдательных камер
Даже в телескопе большинство звезд выглядят как простые точки света из-за гигантских расстояний до нас. Их различия в цвете и яркости увидеть легко, но размеры — совсем наоборот. Объект определенного размера на определенном расстоянии будет иметь так называемый угловой диаметр: кажущийся размер, который объект занимает на небе. Ближайшая к Солнцу звезда, Альфа Центавра А, находится всего в 4,3 светового года от нас и на 22% больше Солнца в радиусе.
Две подобных солнцу звезды, Альфа Центавра А и B, расположенные всего в 4,37 светового года от нас и вращающиеся вокруг друг друга на расстоянии между Сатурном и Нептуном. Даже на этом снимке Хаббла они видны как просто перенасыщенные точечные источники; никакого диска не видно
Тем не менее нам кажется, что ее угловой диаметр всего 0,007’’, или секунд дуги. Из 60 секунд дуги состоит одна минута дуги; из 60 минут дуги состоит 1 градус, а из 360 градусов — полный круг. Даже телескоп вроде Хаббла может увидеть только 0,05’’; во Вселенной очень мало звезд, которые телескоп может реально «увидеть» в достойном разрешении. Как правило, это гигантские звезды неподалеку, вроде Бетельгейзе или R Doradus — крупнейшие по угловому диаметру звезды на всем небе.
Радиоизображение очень, очень большой звезды Бетельгейзе. Одна из немногих звезд, которую мы видим как большее, чем точечный источник, с Земли
К счастью, существуют косвенные измерения, которые позволяют нам рассчитать физический размер звезды, и они невероятно надежды. Если у вас есть сферический объект, который становится таким горячим, что испускает излучение, общий объем излучения, испускаемого звездой, определяется двумя параметрами: температурой объекта и его физическими размерами. Причина этого в том, что единственное место, которое излучает свет во Вселенной — это поверхность звезды, а площадь поверхности сферы всегда рассчитывается одной формулой: 4πr2, где r — это радиус сферы. Если вы можете измерить расстояние до этой звезды, ее температуру и яркость, вы знаете и ее радиус, а значит и размер, просто потому что таковы законы физики.
Приближенный снимок красного гиганта UY Scuti, обработанный при помощи телескопа обсерватории Резерфорда. Эта яркая звезда может быть всего лишь «точкой» для большинства телескопов, но на деле это крупнейшая звезда из всех известных человечеству
Когда мы производим наблюдения, мы видим, что некоторые звезды имеют всего несколько десятков километров в размерах, а другие в 1500 раза больше Солнца. Среди сверхгигантских звезд самой большой считается UY Scuti диаметром в 2,4 миллиарда километров, что больше орбиты Юпитера вокруг Солнца. Конечно, по этим невероятным примерам звезд нельзя судить о большинстве. Самым распространенным типом звезд являются звезды главной последовательности вроде нашего Солнца: звезда, которая состоит из водорода и получает энергию за счет синтеза водорода в гелий в своем ядре. И они бывают самых разных размеров в зависимости от массы самой звезды.
Молодой регион звездообразования в нашем собственном Млечном Пути. По мере того как газовые облака уплотняются под действием гравитации, протозвезды нагреваются и становятся плотнее, пока в их ядрах, наконец, не начинается синтез
Когда у вас образуется звезда, гравитационное сжатие приводит к преобразованию потенциальной энергии (гравитационной потенциальной энергии) в кинетическую (тепло/движение) частиц в ядре звезды. Если массы будет достаточно, температура станет достаточно высокой, чтобы зажечь ядерный синтез в самых внутренних областях, где ядра водорода превращаются в гелий в процессе цепной реакции. В звезде с низкой массой только крошечная часть самого центра дойдет до порога в 4 000 000 градусов и начнет синтез, и протекать он будет медленно. С другой стороны, самые большие звезды могут быть в сотни раз массивнее Солнца и достигать температур в ядре в несколько десятков миллионов градусов, сплавляя водород в гелий со скоростью в миллионы раз быстрее, чем у нашего Солнца.
Современная система спектральной классификации Моргана-Кинана с температурным диапазоном каждого звездного класса, показанного выше, в кельвинах. Подавляющее большинство звезд (75%) являются звездами М-класса, из которых лишь 1 на 800 достаточно массивна, чтобы стать сверхновой
Наименьшие звезды имеют наименьшие внешние поток и давление излучения, а самые массивные имеют самые большие. Это внешнее излучение и энергия удерживают звезду от гравитационного коллапса, но вас может удивить, что диапазон относительно узкий. Самые маломассивные звезды, красные карлики, вроде Проксимы Центавра и VB 10 составляют всего 10% от размера Солнца, чуть больше Юпитера. Но самый большой голубой гигант R136a1 в 250 раз больше Солнца по массе, но всего в 30 раз больше в диаметре. Если вы синтезируете водород в гелий, звезда не будет сильно меняться в размерах.
Но далеко не каждая звезда синтезирует водород в гелий. Самые небольшие звезды вообще ничего не синтезируют, а самые большие находятся на гораздо более энергичном этапе своей жизни. Мы можем разбить звезды на типы по размеру и выделим пять общих классов:
Нейтронные звезды: останки сверхновых, содержащие массу в один-три солнца, но сжатые в одно гигантское атомное ядро. Они все еще излучают радиацию, но в небольших количествах из-за своих размеров. Обычная нейтронная звезда по размерам составляет 20-100 километров.
Белые карликовые звезды: образуются, когда звезда типа солнца сжигает последнее гелиевое топливо в ядре, а внешние слои раздуваются, когда внутренние сжимаются. Обычно белая карликовая звезда имеет от 0,5 до 1,4 масс Солнца, но по физическому объему близка к Земле: порядка 10 000 километров в поперечнике, состоящих из сильно сжатых атомов.
Звезды главной последовательности: сюда входят красные карлики, звезды типа Солнца и голубые гиганты, которых мы уже упоминали. Их размеры бывают самые разные, от 100 000 километров до 30 000 000 километров. Но даже крупнейшая из этих звезд, если поставить ее на место Солнца, не проглотит Меркурий.
Красные гиганты: наглядно демонстрируют, что происходит, когда в ядре заканчивается водород. Если вы не красный карлик (в таком случае вы просто станете белым карликом), гравитационное сжатие нагреет ваше ядро настолько, что вы начнете синтезировать гелий в углерод. Синтез гелия в углерод испускает намного больше энергии, чем синтез водорода в гелий, поэтому звезда сильно расширяется. Физика в том, что исходящая сила (радиация) на границе звезды должна уравновешивать входящую силу (гравитацию), чтобы звезда была стабильной, и чем больше будет сила, которая стремится наружу, тем больше будет звезда. Красные гиганты обычно составляют 100-150 000 000 километров в диаметре. Этого достаточно, чтобы поглотить Меркурий, Венеру и, возможно, Землю.
Сверхгигантские звезды: самые массивные звезды, которые заканчивают с синтезом гелия и начинают синтезировать еще более тяжелые элементы в ядрах: углерод, кислород, кремний и серу. Эти звезды обречены стать сверхновыми или черными дырами, но перед этим они раздуются на миллиарды километров или даже больше. Среди них самые большие звезды вроде Бетельгейзе, и поставь мы такую звезду вместо нашего Солнца, она проглотила бы все наши твердые планеты, пояс астероидов и даже Юпитер.
Солнце пока относительно небольшое в сравнении с гигантами, но разрастется до размеров Арктура в своей фазе красного гиганта
Для самых маленьких звезд из всех, таких как нейтронные звезды и белые карлики, есть правило, что захваченная энергия может убегать только через крошечную площадь поверхности, которая и удерживает их яркими в течение длительного времени. Но для всех остальных звезд размеры определяются простым балансом: сила исходящего излучения на поверхности должна равняться направленному внутрь гравитационному притяжению. Большие радиационные силы означают, что звезда набухает до больших размеров, причем самые большие звезды разбухают до миллиардов километров.
Земля, если расчеты правильные, не будет проглочена Солнцем в фазе красного гиганта. Но на самой планете станет очень и очень жарко
По мере старения Солнца его ядро нагревается, расширяется и становится горячее со временем. Через один-два миллиарда лет оно станет достаточно горячим, чтобы вскипятить океаны Земли, если мы не выведем планету на более безопасную орбиту. Через несколько сотен миллионов лет Солнце станет большим и ярким. Но будем смотреть правде в глаза: каким бы большим ни стало наше Солнце, оно никогда не станет массивнее нейтронных звезд и крупнейших сверхгигантов, даже если будет больше в размерах.
