Masívne znamená veľké, menej masívne znamená malé, nie? Nie je to také jednoduché, pokiaľ ide o hviezdy a ich veľkosti. Ak porovnáme planétu Zem so Slnkom, ukáže sa, že je možné umiestniť 109 našich planét na seba, len aby sme vydláždili cestu z jedného konca hviezdy na druhý. Ale existujú hviezdy menšie ako Zem a oveľa, oveľa väčšie ako obežná dráha Zeme okolo Slnka. Ako je to možné? Čo určuje veľkosť hviezdy? Prečo sú „slniečka“také odlišné?
Otázka nie je ľahká, pretože takmer nevidíme veľkosť hviezdy.
Hlboký teleskopický pohľad na hviezdy na nočnej oblohe jasne ukazuje hviezdy rôznej veľkosti a jasu, ale všetky hviezdy sú zobrazené ako bodky. Rozdiel vo veľkosti predstavuje optický klam spojený so saturáciou pozorovacích kamier
Aj v ďalekohľade vyzerá väčšina hviezd vďaka gigantickým vzdialenostiam od nás ako jednoduché svetelné body. Ich rozdiely vo farbe a jasu sú ľahko viditeľné, ale veľkosť je úplne opačná. Objekt určitej veľkosti v určitej vzdialenosti bude mať takzvaný uhlový priemer: zdanlivá veľkosť, ktorú objekt zaberá na oblohe. Najbližšia hviezda k Slnku, Alfa Centauri A, je vzdialená len 4,3 svetelného roka a je o 22% väčšia ako Slnko v okruhu.
Dve hviezdy podobné slnku, Alfa Centauri A a B, sa nachádzajú iba 4,37 svetelného roku od nás a obiehajú okolo seba vo vzdialenosti medzi Saturnom a Neptúnom. Aj na tomto obrázku z HST sa javia ako jednoducho presýtené bodové zdroje; žiadny disk nie je viditeľný
Napriek tomu sa nám zdá, že jeho uhlový priemer je iba 0,007 palca, čiže oblúkové sekundy. 60 sekúnd oblúka pozostáva z jednej minúty oblúka; 60 minút oblúka je 1 stupeň a 360 stupňov je celý kruh. Aj ďalekohľad ako Hubble vidí iba 0,05 palca; vo vesmíre je len veľmi málo hviezd, ktoré ďalekohľad dokáže skutočne „vidieť“v slušnom rozlíšení. Typicky sú to obrie hviezdy v okolí, napríklad Betelgeuse alebo R Doradus - najväčšie hviezdy na celej oblohe z hľadiska uhlového priemeru.
Rádiový obraz veľmi, veľmi veľkej hviezdy Betelgeuse. Jedna z mála hviezd, ktorú vidíme ako viac ako bodový zdroj zo Zeme
Našťastie existujú nepriame merania, ktoré nám umožňujú vypočítať fyzickú veľkosť hviezdy, a sú neuveriteľne nádejné. Ak máte sférický objekt, ktorý je taký horúci, že vydáva žiarenie, celkové množstvo žiarenia emitovaného hviezdou sa určuje pomocou dvoch parametrov: teplota objektu a jeho fyzická veľkosť. Dôvodom je to, že jediným miestom vyžarujúcim svetlo vo vesmíre je povrch hviezdy a povrch gule sa vždy počíta pomocou rovnakého vzorca: 4πr2, kde r je polomer gule. Ak dokážete zmerať vzdialenosť k tejto hviezde, jej teplotu a jas, poznáte jej polomer, a teda aj veľkosť, jednoducho preto, lebo sú to fyzikálne zákony.
Propagačné video:
Detailný záber červeného obra UY Scutiho, spracovaný ďalekohľadom Rutherford Observatory. Táto jasná hviezda môže byť pre väčšinu ďalekohľadov iba „bodkou“, ale v skutočnosti je to najväčšia hviezda známa ľudstvu.
Keď robíme pozorovania, vidíme, že niektoré hviezdy sú veľké iba niekoľko desiatok kilometrov, iné sú 1500-krát väčšie ako Slnko. Medzi superobrami je najväčšia UY Scuti s priemerom 2,4 miliárd kilometrov, ktorá je väčšia ako obežná dráha Jupitera okolo Slnka. Samozrejme, tieto neuveriteľné príklady hviezd nemožno posudzovať na základe väčšiny. Najbežnejším typom hviezd sú hviezdy s hlavnou postupnosťou, ako je naše Slnko: hviezda, ktorá je vyrobená z vodíka a svoju energiu získava fúziou vodíka do hélia v jeho jadre. A majú veľa rôznych veľkostí, v závislosti od hmotnosti samotnej hviezdy.
Mladá oblasť formujúca hviezdy v našej vlastnej Mliečnej ceste. Keď sa oblaky plynu zhutňujú gravitáciou, protohviezdy sa zahrievajú a sú hustejšie, až kým nakoniec v ich jadrách nezačne fúzia.
Keď vytvoríte hviezdu, gravitačná kontrakcia prevádza potenciálnu energiu (gravitačná potenciálna energia) na kinetické (teplo / pohyb) častice v jadre hviezdy. Ak je dostatok hmoty, teplota sa stane dostatočne vysokou na to, aby zapálila jadrovú fúziu v najvnútornejších oblastiach, kde sa jadrá vodíka premieňajú na hélium v reťazovej reakcii. V hviezde s nízkou hmotnosťou iba malá časť samotného centra dosiahne hranicu 4 000 000 stupňov a fúzia začne a bude postupovať pomaly. Na druhej strane môžu byť najväčšie hviezdy stokrát hmotnejšie ako Slnko a dosahovať teploty jadra niekoľko desiatok miliónov stupňov, pričom spájajú vodík s héliom miliónkrát rýchlejšie ako naše Slnko.
Aktuálny systém spektrálnej klasifikácie Morgan-Keenan s teplotným rozsahom každej triedy hviezd zobrazených vyššie v Kelvinoch. Drvivá väčšina hviezd (75%) sú hviezdy triedy M, z ktorých iba 1 z 800 je dosť hmotných na to, aby sa z nich stala supernova
Najmenšie hviezdy majú najmenší vonkajší tok a radiačný tlak a najhmotnejšie hviezdy majú najväčší. Toto vonkajšie žiarenie a energia udržujú hviezdu pred gravitačným kolapsom, ale môže vás prekvapiť, že rozsah je pomerne úzky. Najmenšie hviezdy, červení trpaslíci ako Proxima Centauri a VB 10, tvoria iba 10% veľkosti Slnka, o niečo väčšie ako Jupiter. Ale najväčší modrý obor, R136a1, má 250-krát väčšiu hmotnosť ako Slnko, ale má iba 30-krát väčší priemer. Ak syntetizujete vodík na hélium, veľkosť hviezdy sa príliš nezmení.
Ale nie každá hviezda syntetizuje vodík na hélium. Najmenšie hviezdy nesyntetizujú vôbec nič a najväčšie sú v oveľa energetickejšej fáze svojho života. Hviezdy môžeme rozdeliť na typy podľa veľkosti a zvýrazniť päť všeobecných tried
Neutrónové hviezdy: zvyšky supernovy, ktoré obsahujú hmotu jedného až troch slnka, ale stlačené do jedného obrovského atómového jadra. Stále emitujú žiarenie, ale vzhľadom na ich veľkosť sú v malom množstve. Obyčajná neutrónová hviezda má veľkosť 20 - 100 kilometrov.
Biele trpasličie hviezdy: Vznikajú, keď slnečná hviezda spáli posledné héliové palivo v jadre a vonkajšie vrstvy napučiavajú, keď sa vnútorné sťahujú. Zvyčajne má biela trpasličia hviezda 0,5 až 1,4-násobok hmotnosti Slnka, ale vo fyzickom objeme je blízko Zeme: má asi 10 000 kilometrov a pozostáva z vysoko stlačených atómov.
Hlavné sekvenčné hviezdy: Patria sem červení trpaslíci, hviezdy podobné slnečnému žiareniu a modrí obri, o ktorých sme sa už zmienili. Ich veľkosti sú veľmi odlišné, od 100 000 kilometrov do 30 000 000 kilometrov. Ale ani najväčšia z týchto hviezd, ak sa umiestni na miesto Slnka, Merkúr neprehltne.
Red Giants: Ukazuje, čo sa stane, keď jadru dôjde vodík. Pokiaľ nie ste červeným trpaslíkom (v takom prípade sa z vás stane jednoducho biely trpaslík), gravitačná kompresia dostatočne zahreje vaše jadro, aby začala spájať hélium s uhlíkom. Fúzia hélia na uhlík vydáva oveľa viac energie ako fúzia vodíka na hélium, takže hviezda sa veľmi rozširuje. Fyzika spočíva v tom, že odchádzajúca sila (žiarenie) na okraji hviezdy musí vyvážiť prichádzajúcu silu (gravitáciu), aby bola hviezda stabilná, a čím väčšia bude sila, ktorá smeruje von, tým bude hviezda väčšia. Červené obry majú zvyčajne priemer 100 - 150 000 000 kilometrov. To stačí na prehltnutie Merkúra, Venuše a možno aj Zeme.
Supergiantné hviezdy: Najhmotnejšie hviezdy, ktoré nakoniec spoja hélium a začnú spájať ešte ťažšie prvky vo svojich jadrách: uhlík, kyslík, kremík a síru. Tieto hviezdy sú odsúdené na to, aby sa z nich stali supernovy alebo čierne diery, ale predtým budú napučiavať na miliardy kilometrov a viac. Medzi nimi sú aj najväčšie hviezdy ako Betelgeuse a ak by sme takúto hviezdu umiestnili na miesto nášho Slnka, prehltla by všetky naše pevné planéty, pás asteroidov a dokonca aj Jupiter.
Slnko je v porovnaní s obrami stále relatívne malé, ale vo fáze červeného obra dorastá do veľkosti Arctura
Pre najmenšie hviezdy zo všetkých, ako sú neutrónové hviezdy a bieli trpaslíci, platí pravidlo, že uväznená energia môže uniknúť iba cez malú povrchovú plochu, ktorá ich udržuje dlho jasných. Ale pre všetky ostatné hviezdy je veľkosť určená jednoduchou rovnováhou: sila odchádzajúceho žiarenia na povrchu by sa mala rovnať gravitačnej príťažlivosti smerom dovnútra. Veľké radiačné sily znamenajú, že hviezda napučí do veľkej veľkosti, zatiaľ čo najväčšie hviezdy napučiavajú na miliardy kilometrov.
Ak sú výpočty správne, Zem nebude vo fáze červeného obra pohltená Slnkom. Ale na planéte samotnej bude veľmi, veľmi horúco
Ako slnko starne, jeho jadro sa časom zahrieva, rozpína a otepľuje. O jednu až dve miliardy rokov bude dosť teplo na to, aby varilo oceány Zeme, ak planétu neuvedieme na bezpečnejšiu obežnú dráhu. O niekoľko sto miliónov rokov bude Slnko veľké a jasné. Ale povedzme si to na rovinu: bez ohľadu na to, aké veľké bude naše Slnko, nikdy nebude hmotnejšie ako neutrónové hviezdy a najväčšie superobrany, aj keď je väčšie.
ILYA KHEL