Masīvs nozīmē lielu, mazāk masīvs - mazs, vai ne? Zvaigžņu un to izmēru ziņā tas nav tik vienkārši. Ja salīdzinām planētu Zeme ar Sauli, izrādās, ka 109 mūsu planētas ir iespējams novietot viena virs otras, lai tikai bruģētu ceļu no viena zvaigznes gala uz otru. Bet ir zvaigznes, kas ir mazākas par Zemi un daudz, daudz lielākas par Zemes orbītu ap Sauli. Kā tas ir iespējams? Kas nosaka zvaigznes lielumu? Kāpēc “saules” ir tik atšķirīgas?
Jautājums nav viegls, jo mēs gandrīz neredzam zvaigznes izmēru.
Dziļais teleskopiskais zvaigžņu skats nakts debesīs skaidri parāda dažāda lieluma un spilgtuma zvaigznes, bet visas zvaigznes tiek rādītas kā punktiņi. Lieluma atšķirība ir optiska ilūzija, kas saistīta ar novērošanas kameru piesātinājumu
Pat teleskopā lielākā daļa zvaigžņu mums izskatās milzīgo attālumu dēļ kā vienkārši gaismas punkti. To krāsu un spilgtuma atšķirības ir viegli saskatāmas, taču izmērs ir gluži pretējs. Noteikta izmēra objektam noteiktā attālumā būs tā saucamais leņķa diametrs: šķietamais izmērs, ko objekts aizņem debesīs. Saulei tuvākā zvaigzne Alfa Centauri A atrodas tikai 4,3 gaismas gadu attālumā un rādiusā ir par 22% lielāka nekā Saule.
Divas saulei līdzīgas zvaigznes, Alfa Centauri A un B, atrodas tikai 4,37 gaismas gadu attālumā no mums un ap vienu otru riņķo attālumā starp Saturnu un Neptūnu. Pat šajā Habla attēlā tie parādās kā vienkārši pārsātināti punktu avoti; disks nav redzams
Tomēr mums šķiet, ka tā leņķa diametrs ir tikai 0,007 collas jeb loka sekundes. Viena loka minūte sastāv no 60 loka sekundēm; 60 minūtes loka ir 1 grāds, un 360 grādi ir pilns aplis. Pat tāds teleskops kā Habls var redzēt tikai 0,05 "; Visumā ir ļoti maz zvaigžņu, kuras teleskops faktiski var "redzēt" pienācīgā izšķirtspējā. Parasti tās ir milzu zvaigznes tuvumā, piemēram, Betelgeuse vai R Doradus - lielākās zvaigznes visā debesīs leņķa diametra ziņā.
Ļoti, ļoti lielas Betelgeuse zvaigznes radio attēls. Viena no nedaudzajām zvaigznēm, kuru mēs redzam kā vairāk nekā punktveida avotu no Zemes
Par laimi ir netieši mērījumi, kas ļauj mums aprēķināt zvaigznes fizisko izmēru, un tie ir neticami cerīgi. Ja jums ir sfērisks objekts, kas kļūst tik karsts, ka izstaro starojumu, kopējo zvaigznes izstaroto starojuma daudzumu nosaka divi parametri: objekta temperatūra un tā fiziskais lielums. Iemesls tam ir tāds, ka vienīgā vieta, kas izstaro gaismu Visumā, ir zvaigznes virsma, un sfēras virsmas laukumu vienmēr aprēķina, izmantojot to pašu formulu: 4πr2, kur r ir sfēras rādiuss. Ja jūs varat izmērīt attālumu līdz šai zvaigznei, tās temperatūru un spilgtumu, jūs zināt tās rādiusu un līdz ar to arī lielumu vienkārši tāpēc, ka tie ir fizikas likumi.
Reklāmas video:
Sarkanā milža UY Scuti tuvplāns, kas apstrādāts ar Rutherford Observatory teleskopu. Šī spožā zvaigzne var būt tikai "punkts" lielākajai daļai teleskopu, taču patiesībā tā ir lielākā cilvēcei zināmā zvaigzne.
Veicot novērojumus, mēs redzam, ka dažas zvaigznes ir tikai dažus desmitus kilometru lielas, bet citas - 1500 reizes lielākas par Sauli. Starp supergiganta zvaigznēm vislielākais ir UY Scuti, kura diametrs ir 2,4 miljardi kilometru, kas ir lielāks par Jupitera orbītu ap Sauli. Protams, šos neticamos zvaigžņu piemērus nevar vērtēt pēc vairākuma. Visizplatītākais zvaigžņu veids ir tādas galvenās kārtas zvaigznes kā mūsu Saule: zvaigzne, kas veidota no ūdeņraža un enerģiju iegūst no ūdeņraža sintēzes līdz hēlijam tās kodolā. Un tie ir daudz dažādu izmēru, atkarībā no pašas zvaigznes masas.
Jauns zvaigžņu veidojošs reģions mūsu pašu Piena ceļā. Kad gravitācija sablīvē gāzes mākoņus, protostari sakarst un kļūst blīvāki, līdz to kodolos beidzot sākas saplūšana.
Veidojot zvaigzni, gravitācijas kontrakcija pārveido potenciālo enerģiju (gravitācijas potenciālo enerģiju) par kinētiskām (siltuma / kustības) daļiņām zvaigznes kodolā. Ja ir pietiekami daudz masas, temperatūra kļūs pietiekami augsta, lai aizdedzinātu kodolsintēzi visdziļākajos reģionos, kur ūdeņraža kodoli ķēdes reakcijā tiek pārveidoti par hēliju. Zemas masas zvaigznē tikai neliela daļa no paša centra sasniegs 4 000 000 grādu slieksni, un saplūšana sāksies un turpināsies lēni. No otras puses, lielākās zvaigznes var būt simtiem reižu masīvākas par Sauli un sasniegt vairāku desmitu miljonu grādu temperatūru, sapludinot ūdeņradi hēlijā ar ātrumu miljoniem reižu ātrāk nekā mūsu Saule.
Mūsdienu Morgan-Keenan spektrālās klasifikācijas sistēma, katras zvaigznes klases temperatūras diapazons parādīts iepriekš Kelvinā. Lielākā daļa zvaigžņu (75%) ir M klases zvaigznes, no kurām tikai 1 no 800 ir pietiekami masīvas, lai kļūtu par supernovu
Vismazākajām zvaigznēm ir mazākais ārējais plūsmas un starojuma spiediens, un masīvākajām - vislielākais. Šis ārējais starojums un enerģija novērš zvaigzni no gravitācijas sabrukšanas, taču tas var pārsteigt, ka diapazons ir salīdzinoši šaurs. Mazākās zvaigznes, sarkanie punduri, piemēram, Proxima Centauri un VB 10, veido tikai 10% no Saules izmēra, nedaudz lielāki par Jupiteru. Bet lielākais zilais gigants R136a1 250 reizes pārsniedz Saules masu, bet diametrā ir tikai 30 reizes lielāks. Ja sintezē ūdeņradi hēlijā, zvaigzne daudz nemainīsies.
Bet ne katra zvaigzne ūdeņradi sintezē hēlijā. Mazākās zvaigznes vispār neko nesintezē, un lielākās ir daudz enerģiskākā dzīves posmā. Mēs varam sadalīt zvaigznes tipos pēc lieluma un izcelt piecas vispārējās klases
Neitronu zvaigznes: Supernovas paliekas, kas satur vienu līdz trīs saules masu, bet saspiestas vienā milzu atomu kodolā. Viņi joprojām izstaro starojumu, bet to lieluma dēļ mazos daudzumos. Parastās neitronu zvaigznes izmērs ir 20-100 kilometri.
Baltas pundurzvaigznes: Izveidojas, kad saulei līdzīga zvaigzne sadedzina pēdējo hēlija degvielu tās kodolā, un ārējie slāņi uzbriest, iekšējiem saraujoties. Parasti baltai pundurzvaigznei ir no 0,5 līdz 1,4 reizes lielāka Saules masa, bet fiziskā apjomā tā ir tuvu Zemei: šķērso apmēram 10 000 kilometru, kas sastāv no ļoti saspiestiem atomiem.
Galvenās secības zvaigznes: to vidū ir sarkanie punduri, saulei līdzīgas zvaigznes un zilie milži, kurus mēs pieminējām iepriekš. To izmēri ir ļoti dažādi, sākot no 100 000 kilometriem līdz 30 000 000 kilometriem. Bet pat lielākā no šīm zvaigznēm, ja tās ievieto Saules vietā, nenorīs Merkuru.
Sarkanie milži: parāda, kas notiek, ja kodolā beidzas ūdeņradis. Ja vien jūs neesat sarkanais punduris (tādā gadījumā jūs vienkārši kļūsiet par balto punduri), gravitācijas kontrakcija sildīs jūsu kodolu pietiekami, lai sāktu hēlija kausēšanu ogleklī. Hēlija saplūšana ar oglekli izstaro daudz vairāk enerģijas nekā ūdeņraža un hēlija saplūšana, tāpēc zvaigzne ievērojami paplašinās. Fizika ir tāda, ka izejošajam spēkam (starojumam) zvaigznes malā ir jāsabalansē ienākošais spēks (gravitācija), lai zvaigzne būtu stabila, un jo lielāks spēks, kas tiecas uz āru, jo lielāka būs zvaigzne. Sarkano milžu diametrs parasti ir 100–150 000 000 kilometru. Tas ir pietiekami, lai norītu dzīvsudrabu, Venēru un, iespējams, arī Zemi.
Supergiant zvaigznes: vismasīvākās zvaigznes, kas galu galā sapludina hēliju un sāk sapludināt vēl smagākus elementus savās serdēs: oglekli, skābekli, silīciju un sēru. Šīs zvaigznes ir lemtas kļūt par supernovām vai melnajiem caurumiem, bet pirms tam tās uzbriest līdz miljardiem kilometru vai vairāk. Starp tām ir tādas lielākās zvaigznes kā Betelgeuse, un, ja mēs šādu zvaigzni ievietotu mūsu Saules vietā, tā norītu visas mūsu cietās planētas, asteroīdu jostu un pat Jupiteru.
Saule, salīdzinot ar milžiem, joprojām ir salīdzinoši maza, bet sarkanajā milzu fāzē tā izaug līdz Arktūra lielumam
Visām mazākajām zvaigznēm, piemēram, neitronu zvaigznēm un baltajiem punduriem, ir noteikums, ka ieslodzītā enerģija var izkļūt tikai caur niecīgu virsmas laukumu, kas tās ilgi uztur spilgtas. Bet visām pārējām zvaigznēm lielumu nosaka vienkāršs līdzsvars: izejošā starojuma stiprumam uz virsmas jābūt vienādam ar iekšējo gravitācijas pievilcību. Lielie starojuma spēki nozīmē, ka zvaigzne uzbriest līdz lielam izmēram, un lielākās zvaigznes pietūkst līdz miljardiem kilometru.
Ja aprēķini ir pareizi, Zemi sarkanā milzu fāzē Saule nenorij. Bet pati planēta kļūs ļoti, ļoti karsta
Saulei novecojot, tās serde laika gaitā sasilst, izplešas un kļūst karstāka. Pēc viena līdz diviem miljardiem gadu tas būs pietiekami karsts, lai vārītu Zemes okeānus, ja mēs nenovietosim planētu drošākā orbītā. Pēc dažiem simtiem miljoniem gadu Saule būs liela un spoža. Bet jāatzīst: neatkarīgi no tā, cik liela būs mūsu Saule, tā nekad nekļūs masīvāka par neitronu zvaigznēm un lielākajiem supergigantiem, pat ja tā ir lielāka.
ILYA KHEL