Massiivinen tarkoittaa suurta, vähemmän massiivinen tarkoittaa pientä, eikö? Tähtien ja niiden koon suhteen se ei ole niin yksinkertaista. Jos verrataan maapalloa aurinkoon, käy ilmi, että on mahdollista sijoittaa 109 planeettamme päällekkäin, vain tasoittamaan tietä tähden toisesta päästä toiseen. Mutta on tähtiä, jotka ovat maata pienempiä ja paljon, paljon suurempia kuin maapallon kiertorata auringon ympäri. Kuinka tämä on mahdollista? Mikä määrittää tähden koon? Miksi “aurinko” on niin erilainen?
Kysymys ei ole helppo, koska tuskin näemme tähtikokoa.
Syvä teleskooppinen näkymä tähdistä yötaivaalla näyttää selvästi erikokoisia ja kirkkaita tähtiä, mutta kaikki tähdet näkyvät pisteinä. Koon ero on optinen harha, joka liittyy tarkkailukameroiden kyllästymiseen
Jopa kaukoputkessa useimmat tähdet näyttävät yksinkertaisilta valopisteiltä johtuen jättimäisistä etäisyyksistämme meille. Niiden väri- ja kirkkauserot on helppo nähdä, mutta koko on päinvastoin. Tietyn kokoisella esineellä tietyllä etäisyydellä on ns. Kulmahalkaisija: näennäinen koko, jonka esine vie taivaalla. Auringon lähin tähti, Alpha Centauri A, on vain 4,3 valovuoden päässä ja 22% suurempi kuin Auringon säde.
Kaksi auringon kaltaista tähteä, Alpha Centauri A ja B, sijaitsevat vain 4,37 valovuoden päässä meistä ja kiertävät toisistaan Saturnuksen ja Neptunuksen välissä. Jopa tässä Hubble-kuvassa ne näkyvät yksinkertaisesti ylikyllästyneinä pistelähteinä; levyä ei näy
Siitä huolimatta näyttää siltä, että sen kulmahalkaisija on vain 0,007 tuumaa eli kaarisekuntia. Yksi kaariminuutti koostuu 60 sekunnista kaaresta; 60 minuutin valokaari on 1 astetta ja 360 astetta on täydellinen ympyrä. Jopa Hubble-tyyppinen kaukoputki voi nähdä vain 0,05 ” maailmankaikkeudessa on hyvin vähän tähtiä, jotka teleskooppi voi "nähdä" kunnollisella tarkkuudella. Tyypillisesti nämä ovat lähellä olevia jättimäisiä tähtiä, kuten Betelgeuse tai R Doradus - koko taivaan suurimmat tähdet kulman halkaisijan suhteen.
Radiokuva erittäin, erittäin suuresta Betelgeusen tähdestä. Yksi harvoista tähdistä, jonka näemme olevan enemmän kuin pistelähde maasta
Onneksi on epäsuoria mittauksia, joiden avulla voimme laskea tähtien fyysisen koon, ja ne ovat uskomattoman toiveikkaita. Jos sinulla on pallomainen esine, joka kuumenee niin paljon, että se säteilee, tähden lähettämän säteilyn kokonaismäärän määrää kaksi parametria: kohteen lämpötila ja fyysinen koko. Syynä tähän on se, että ainoa paikka, joka säteilee valoa maailmankaikkeudessa, on tähden pinta, ja pallon pinta-ala lasketaan aina samalla kaavalla: 4πr2, jossa r on pallon säde. Jos pystyt mittaamaan etäisyyden tähän tähtiin, sen lämpötilan ja kirkkauden, tiedät sen säteen ja siten sen koon yksinkertaisesti siksi, että nämä ovat fysiikan lakeja.
Mainosvideo:
Lähikuva punaisesta jättiläisestä UY Scutista, joka on käsitelty Rutherfordin observatorion kaukoputkella. Tämä kirkas tähti voi olla vain "piste" useimmille kaukoputkille, mutta se on itse asiassa suurin ihmiskunnan tuntema tähti.
Kun teemme havaintoja, näemme, että jotkut tähdet ovat kooltaan vain muutamia kymmeniä kilometrejä, kun taas toiset ovat 1500 kertaa Auringon kokoisia. Suurista tähdistä suurin on UY Scuti, jonka halkaisija on 2,4 miljardia kilometriä, mikä on suurempi kuin Jupiterin kiertorata auringon ympäri. Näitä uskomattomia esimerkkejä tähdistä ei tietenkään voida arvioida enemmistön perusteella. Yleisimmät tähtityypit ovat pääjärjestys tähtiä, kuten aurinkomme: tähti, joka on valmistettu vedystä ja saa energiansa fuusioimalla vetyä ytimessään olevaan heliumiin. Ja niitä on useita erikokoisia, riippuen itse tähden massasta.
Nuori tähtien muodostava alue omalla Linnunradallamme. Kun kaasupilvet tiivistyvät painovoiman vaikutuksesta, prototähdet lämpenevät ja tiheytyvät, kunnes fuusio alkaa lopulta ytimissään.
Kun muodostat tähden, gravitaatiokokoonpano muuntaa potentiaalienergian (gravitaatiopotentiaalienergian) kineettisiksi (lämpö / liike) hiukkasiksi tähden sydämessä. Jos massaa on tarpeeksi, lämpötilasta tulee riittävän korkea sytyttämään ydinfuusio sisäisimmillä alueilla, joissa vetyytimet muuttuvat heliumiksi ketjureaktiossa. Pienimassaisessa tähdessä vain pieni osa itse keskuksesta saavuttaa 4 000 000 asteen kynnyksen ja fuusio alkaa ja etenee hitaasti. Toisaalta suurimmat tähdet voivat olla satoja kertoja massiivisempia kuin Aurinko ja saavuttaa useita kymmeniä miljoonia asteen sisälämpötiloja, sulaten vetyä heliumiin miljoonia kertoja nopeammin kuin Auringomme.
Nykyinen Morgan-Keenan-spektriluokitusjärjestelmä, jossa kunkin tähtiluokan lämpötila-alue on esitetty Kelvinissä. Valtaosa tähdistä (75%) on M-luokan tähtiä, joista vain yksi 800: sta on riittävän massiivinen tullakseen supernovaksi
Pienimmillä tähdillä on pienin ulkoinen virtaus ja säteilypaine, ja massiivisimmilla tähdillä on suurin. Tämä ulkoinen säteily ja energia estävät tähtiä painovoiman romahtamiselta, mutta voi yllättää, että kantama on suhteellisen kapea. Pienimmät tähdet, punaiset kääpiöt, kuten Proxima Centauri ja VB 10, muodostavat vain 10% Auringon koosta, hieman suuremmat kuin Jupiter. Mutta suurin sininen jättiläinen, R136a1, on 250 kertaa Auringon massa, mutta halkaisijaltaan vain 30 kertaa suurempi. Jos syntetisoit vetyä heliumiksi, tähti ei muutu paljon.
Mutta kaikki tähdet eivät syntetisoi vetyä heliumiksi. Pienimmät tähdet eivät syntetisoi mitään, ja suurimmat ovat elämässään paljon energisemmässä vaiheessa. Voimme jakaa tähdet koon mukaan tyyppeihin ja korostaa viisi yleisluokkaa
Neutronitähdet: Supernovan jäännökset, joissa on massa yhdestä kolmeen aurinkoa, mutta pakattu yhdeksi jättimäiseksi atomituumaksi. Ne säteilevät edelleen, mutta pieninä määrinä niiden koon vuoksi. Tavallinen neutronitähti on kooltaan 20-100 kilometriä.
Valkoiset kääpiötähdet: Muodostuu, kun aurinkoinen tähti polttaa viimeisen heliumpolttoaineen ytimessään, ja ulkokerrokset turpoavat sisäisten osuessa. Yleensä valkoisella kääpiötähdellä on 0,5-1,4 kertaa Auringon massa, mutta fyysisessä määrin se on lähellä maata: noin 10000 kilometriä poikki, koostuen voimakkaasti pakatuista atomeista.
Pääsekvenssitähdet: Näitä ovat punaiset kääpiöt, aurinkomaiset tähdet ja siniset jättiläiset, jotka olemme jo maininneet. Niiden koot ovat hyvin erilaisia, 100 000 kilometristä 30 000 000 kilometriin. Mutta edes suurin näistä tähdistä, jos se asetetaan Auringon tilalle, ei nielaise Elohopeaa.
Punaiset jättiläiset: Näyttää mitä tapahtuu, kun ytimessä loppuu vety. Ellet ole punainen kääpiö (tällöin sinusta tulee yksinkertaisesti valkoinen kääpiö), gravitaatiopuristus lämmittää ytimesi tarpeeksi aloittamaan heliumin sulattamisen hiileksi. Heliumin fuusio hiileksi tuottaa paljon enemmän energiaa kuin vedyn fuusio heliumiin, joten tähti laajenee huomattavasti. Fysiikan mukaan tähden reunalla lähtevän voiman (säteilyn) on tasapainotettava sisään tulevaa voimaa (painovoimaa), jotta tähti olisi vakaa, ja mitä suurempi ulospäin suuntautuva voima on, sitä suurempi tähti on. Punaisten jättiläisten halkaisija on yleensä 100-150 000 000 kilometriä. Se riittää nielemään elohopean, Venuksen ja mahdollisesti maan.
Ylisuuret tähdet: Massiivisimmat tähdet, jotka päätyvät fuusioimaan heliumia ja alkavat sulattaa ytimissään vielä painavammat elementit: hiili, happi, pii ja rikki. Näistä tähdistä on tuomittu tulla supernooviksi tai mustiksi aukkoiksi, mutta ennen sitä ne turpoavat miljardeiksi tai enemmän. Heidän joukossaan ovat suurimmat tähdet, kuten Betelgeuse, ja jos laitamme tällaisen tähden aurinkomme tilalle, se nielaisi kaikki kiinteät planeettamme, asteroidivyön ja jopa Jupiterin.
Aurinko on edelleen suhteellisen pieni verrattuna jättiläisiin, mutta kasvaa Arcturus-kokoiseksi punaisessa jättiläisvaiheessaan
Kaikille pienimmille tähdille, kuten neutronitähdille ja valkoisille kääpiöille, sääntö on, että loukkuun jäänyt energia voi paeta vain pienen pinta-alan kautta, joka pitää ne kirkkaina pitkään. Mutta kaikkien muiden tähtien koko määritetään yksinkertaisella tasapainolla: lähtevän säteilyn pinnan pinnan tulisi olla yhtä suuri kuin sisäänpäin suuntautuva painovoima. Suuret säteilyvoimat tarkoittavat, että tähti turpoaa suureksi, suurimmat tähdet turpoavat miljardeja kilometrejä.
Jos laskelmat ovat oikein, aurinko ei nielaisi punaisessa jättiläisvaiheessa. Mutta planeetta itsessään tulee hyvin, hyvin kuumaksi
Auringon vanhetessa sen ydin lämpenee, laajenee ja kuumenee ajan myötä. Yhden tai kahden miljardin vuoden kuluttua se on tarpeeksi kuuma kiehumaan maapallon valtameriin, jos emme laita planeettaa turvallisemmalle kiertoradalle. Muutaman sadan miljoonan vuoden kuluttua aurinko on iso ja kirkas. Mutta tunnustetaan: riippumatta siitä, kuinka suuri aurinkomme tulee, siitä ei tule koskaan massiivisempaa kuin neutronitähdet ja suurimmat superjätit, vaikka se olisikin suurempi.
ILYA KHEL