Massiv betyder stor, mindre massiv betyder liten, eller hur? Det är inte så enkelt när det gäller stjärnor och deras storlekar. Om vi jämför planeten Jorden med solen visar det sig att det är möjligt att placera 109 av våra planeter ovanpå varandra, bara för att bana väg från ena änden av stjärnan till den andra. Men det finns stjärnor som är mindre än jorden och mycket, mycket större än jordens bana runt solen. Hur är detta möjligt? Vad avgör storleken på en stjärna? Varför är”solar” så annorlunda?
Frågan är inte lätt, för vi ser knappast storleken på en stjärna.
En djup teleskopvy av stjärnor på natthimlen visar tydligt stjärnor i olika storlekar och ljusstyrka, men alla stjärnor visas som prickar. Skillnaden i storlek är en optisk illusion associerad med mättnad av observationskameror
Även i ett teleskop ser de flesta stjärnor ut som enkla ljuspunkter på grund av de enorma avstånden till oss. Deras skillnader i färg och ljusstyrka är lätta att se, men storleken är tvärtom. Ett objekt av en viss storlek på ett visst avstånd kommer att ha en så kallad vinkeldiameter: den skenbara storleken som ett objekt upptar på himlen. Solens närmaste stjärna, Alpha Centauri A, är bara 4,3 ljusår bort och 22% större än solen i radie.
Två solliknande stjärnor, Alpha Centauri A och B, ligger bara 4,37 ljusår från oss och kretsar kring varandra på avstånd mellan Saturnus och Neptunus. Även i denna Hubble-bild framstår de som helt enkelt övermättade punktkällor; ingen disk synlig
Ändå verkar det för oss att dess vinkeldiameter bara är 0,007 ”, eller sekunder av bågen. 60 sekunders båge består av en minut båge; 60 minuters båge är 1 grad och 360 grader är en hel cirkel. Även ett teleskop som Hubble kan bara se 0,05 tum; det finns väldigt få stjärnor i universum som ett teleskop faktiskt kan "se" i en anständig upplösning. Vanligtvis är dessa jättestjärnor i närheten, som Betelgeuse eller R Doradus - de största stjärnorna på hela himlen när det gäller vinkeldiameter.
En radiobild av den mycket, mycket stora stjärnan Betelgeuse. En av få stjärnor som vi ser som mer än en punktkälla från jorden
Lyckligtvis finns det indirekta mätningar som gör att vi kan beräkna den fysiska storleken på en stjärna, och de är otroligt hoppfulla. Om du har ett sfäriskt objekt som blir så varmt att det avger strålning, bestäms den totala mängden strålning som en stjärna avger av två parametrar: objektets temperatur och dess fysiska storlek. Anledningen till detta är att den enda platsen som avger ljus i universum är ytan på en stjärna och att en sfärs yta alltid beräknas med samma formel: 4πr2, där r är sfärens radie. Om du kan mäta avståndet till denna stjärna, dess temperatur och ljusstyrka, vet du dess radie, och därför dess storlek, helt enkelt för att det här är fysikens lagar.
Kampanjvideo:
Närbild av den röda jätten UY Scuti, bearbetad med Rutherford Observatory teleskop. Denna ljusa stjärna kan bara vara en "punkt" för de flesta teleskop, men den är faktiskt den största stjärnan som är känd för mänskligheten.
När vi gör observationer ser vi att vissa stjärnor bara är några tiotals kilometer stora, medan andra är 1500 gånger större än solens storlek. Bland de stora jättestjärnorna är UY Scuti med en diameter på 2,4 miljarder kilometer, vilket är större än Jupiters bana runt solen. Naturligtvis kan dessa otroliga exempel på stjärnor inte bedömas på majoriteten. Den vanligaste typen av stjärnor är huvudsekvensstjärnor som vår sol: en stjärna som är gjord av väte och får sin energi genom att smälta väte till helium i sin kärna. Och de finns i många olika storlekar, beroende på stjärnans massa.
En ung stjärnbildande region i vår egen Vintergatan. När gasmoln komprimeras av tyngdkraften värms protostjärnorna upp och blir tätare tills fusionen äntligen börjar i sina kärnor.
När du bildar en stjärna omvandlar gravitationskontraktion potentiell energi (gravitationspotentialenergi) till kinetiska (värme / rörelse) partiklar i stjärnans kärna. Om det finns tillräckligt med massa blir temperaturen tillräckligt hög för att antända kärnfusion i de innersta regionerna, där vätekärnor omvandlas till helium i en kedjereaktion. I en stjärna med låg massa kommer endast en liten del av själva centrumet att nå tröskeln på 4 000 000 grader och fusionen börjar och fortsätter långsamt. Å andra sidan kan de största stjärnorna vara hundratals gånger mer massiva än solen och nå kärntemperaturer på flera tiotals miljoner grader och smälta väte i helium med en hastighet som är miljoner gånger snabbare än vår sol.
Det nuvarande spektralklassificeringssystemet Morgan-Keenan med temperaturområdet för varje stjärnklass som visas ovan i Kelvin. De allra flesta stjärnor (75%) är stjärnor i M-klass, varav endast 1 av 800 är massiva nog för att bli supernova
De minsta stjärnorna har det minsta yttre flödet och strålningstrycket, och de mest massiva har det största. Denna yttre strålning och energi håller stjärnan från gravitationskollaps, men det kan förvåna dig att intervallet är relativt smalt. De minsta stjärnorna, röda dvärgar som Proxima Centauri och VB 10, står för endast 10% av solens storlek, något större än Jupiter. Men den största blå jätten, R136a1, är 250 gånger solens massa, men bara 30 gånger större i diameter. Om du syntetiserar väte till helium förändras inte stjärnan mycket i storlek.
Men inte alla stjärnor syntetiserar väte till helium. De minsta stjärnorna syntetiserar ingenting alls, och de största är i ett mycket mer energiskt skede i sina liv. Vi kan dela upp stjärnor i typer efter storlek och markera fem generella klasser
Neutronstjärnor: Supernovarester som innehåller en massa på en till tre solar, men komprimerade till en gigantisk atomkärna. De avger fortfarande strålning, men i små mängder på grund av sin storlek. En vanlig neutronstjärna är 20-100 kilometer stor.
Vita dvärgstjärnor: Bildas när en solliknande stjärna bränner det sista heliumbränslet i sin kärna och de yttre skikten sväller när de inre dras samman. Vanligtvis har en vit dvärgstjärna 0,5 till 1,4 gånger solens massa, men i fysisk volym är den nära jorden: cirka 10 000 kilometer bred, bestående av högt komprimerade atomer.
Huvudsekvensstjärnor: Dessa inkluderar röda dvärgar, solliknande stjärnor och de blå jättarna vi nämnde tidigare. Deras storlekar är väldigt olika, från 100.000 kilometer till 30.000.000 kilometer. Men även den största av dessa stjärnor kommer inte att svälja kvicksilver, om den placeras i solen.
Red Giants: Visar vad som händer när kärnan tar slut på väte. Om du inte är en röd dvärg (i vilket fall du helt enkelt blir en vit dvärg) kommer gravitationskontraktionen att värma din kärna tillräckligt för att börja smälta helium till kol. Fusion av helium till kol avger mycket mer energi än fusion av väte till helium, så stjärnan expanderar kraftigt. Fysiken är att den utgående kraften (strålningen) vid stjärnkanten måste balansera den inkommande kraften (tyngdkraften) för att stjärnan ska vara stabil, och ju större kraft som tenderar utåt, desto större blir stjärnan. Röda jättar är vanligtvis 100-150.000.000 kilometer i diameter. Det räcker för att svälja kvicksilver, Venus och eventuellt jorden.
Supergiant-stjärnor: De mest massiva stjärnorna som slutar smälta helium och börjar smälta ännu tyngre element i sina kärnor: kol, syre, kisel och svavel. Dessa stjärnor är dömda att bli supernovaer eller svarta hål, men innan det kommer de att svälla till miljarder kilometer eller mer. Bland dem finns de största stjärnorna som Betelgeuse, och om vi placerar en sådan stjärna i stället för vår sol skulle den svälja alla våra solida planeter, asteroidbältet och till och med Jupiter.
Solen är fortfarande relativt liten jämfört med jättarna, men den kommer att växa till storleken på Arcturus i sin fas av den röda jätten
För de minsta stjärnorna av alla, såsom neutronstjärnor och vita dvärgar, är regeln att fångad energi bara kan fly genom en liten yta som håller dem ljusa länge. Men för alla andra stjärnor bestäms storleken av en enkel balans: styrkan för den utgående strålningen på ytan bör vara lika med den inre gravitationen. Stora strålningskrafter innebär att stjärnan sväller till en stor storlek, med de största stjärnorna som sväller till miljarder kilometer.
Jorden, om beräkningarna är korrekta, kommer inte att sväljas upp av solen i den röda jättefasen. Men själva planeten blir väldigt, väldigt het
När solen åldras värms kärnan upp, expanderar och blir varmare med tiden. Om en till två miljarder år blir det tillräckligt varmt för att koka jordens hav om vi inte placerar planeten i en säkrare omloppsbana. Om några hundra miljoner år kommer solen att vara stor och ljus. Men låt oss inse det: oavsett hur stor vår sol blir, kommer den aldrig att bli mer massiv än neutronstjärnor och de största superjättarna, även om den är större.
ILYA KHEL