Massiv betyr stor, mindre massiv betyr liten, ikke sant? Det er ikke så enkelt når det gjelder stjerner og størrelser. Hvis vi sammenligner planeten Jorden med solen, viser det seg at det er mulig å plassere 109 av planetene våre oppå hverandre, bare for å bane vei fra den ene enden av stjernen til den andre. Men det er stjerner som er mindre enn jorden og mye, mye større enn jordens bane rundt solen. Hvordan er dette mulig? Hva bestemmer størrelsen på en stjerne? Hvorfor er “solene” så forskjellige?
Spørsmålet er ikke lett, for vi ser knapt størrelsen på en stjerne.
En dyp teleskopisk utsikt over stjernene på nattehimmelen viser tydeligvis stjerner i forskjellige størrelser og lysstyrke, men alle stjerner er vist som prikker. Forskjellen i størrelse er en optisk illusjon assosiert med metning av observasjonskameraer
Selv i et teleskop ser de fleste stjerner ut som enkle lyspunkter på grunn av de enorme avstandene til oss. Forskjellene i farge og lysstyrke er lette å se, men størrelsen er stikk motsatt. Et objekt av en viss størrelse på en viss avstand vil ha en såkalt vinkeldiameter: den tilsynelatende størrelsen som et objekt opptar på himmelen. Den nærmeste stjernen til solen, Alpha Centauri A, er bare 4,3 lysår unna og 22% større enn solen i radius.
To sollignende stjerner, Alpha Centauri A og B, ligger bare 4,37 lysår fra oss og kretser rundt hverandre på avstand mellom Saturn og Neptun. Selv i dette Hubble-bildet fremstår de som ganske enkelt overmettede punktkilder; ingen disk synlig
Likevel ser det ut til at dens vinkeldiameter bare er 0,007 ”, eller sekunder med lysbue. Ett minutts bue består av 60 sekunders bue; 60 minutter med buen er 1 grad, og 360 grader er en full sirkel. Selv et teleskop som Hubble kan bare se 0,05 ” det er veldig få stjerner i universet som et teleskop faktisk kan "se" i en anstendig oppløsning. Vanligvis er dette gigantiske stjerner i nærheten, som Betelgeuse eller R Doradus - de største stjernene på hele himmelen når det gjelder vinkeldiameter.
Et radiobilde av den veldig, veldig store stjernen Betelgeuse. En av få stjerner som vi ser på som mer enn en punktkilde fra jorden
Heldigvis er det indirekte målinger som lar oss beregne den fysiske størrelsen på en stjerne, og de er utrolig håpefulle. Hvis du har et sfærisk objekt som blir så varmt at det avgir stråling, bestemmes den totale mengden stråling som en stjerne sender ut av to parametere: objektets temperatur og dens fysiske størrelse. Årsaken til dette er at det eneste stedet som sender ut lys i universet er overflaten til en stjerne, og overflatearealet til en kule alltid beregnes med samme formel: 4πr2, hvor r er radiusen til kule. Hvis du kan måle avstanden til denne stjernen, dens temperatur og lysstyrke, vet du dens radius, og derfor dens størrelse, ganske enkelt fordi dette er fysikkens lover.
Kampanjevideo:
Nærbilde av den røde giganten UY Scuti, behandlet med Rutherford Observatory-teleskopet. Denne lyse stjernen kan bare være en "prikk" for de fleste teleskoper, men den er faktisk den største stjernen kjent for menneskeheten.
Når vi gjør observasjoner, ser vi at noen stjerner bare er noen titalls kilometer i størrelse, mens andre er 1500 ganger solens størrelse. Blant superkjempestjerner er den største UY Scuti med en diameter på 2,4 milliarder kilometer, som er større enn Jupiters bane rundt solen. Disse utrolige eksemplene på stjerner kan selvfølgelig ikke vurderes på flertallet. Den vanligste typen stjerner er hovedsekvensstjerner som solen vår: en stjerne som er laget av hydrogen og får sin energi fra syntesen av hydrogen til helium i kjernen. Og de kommer i mange forskjellige størrelser, avhengig av selve stjernens masse.
En ung stjernedannende region i vår egen Melkevei. Når gassskyer komprimeres av tyngdekraften, varmes protostjernene opp og blir tettere til fusjonen endelig begynner i kjernene.
Når du danner en stjerne, konverterer gravitasjonssammentrekning potensiell energi (gravitasjonspotensial energi) til kinetiske (varme / bevegelse) partikler i stjernens kjerne. Hvis det er nok masse, vil temperaturen bli høy nok til å antenne kjernefusjon i de innerste områdene, der hydrogenkjerner omdannes til helium i en kjedereaksjon. I en stjerne med lav masse vil bare en liten brøkdel av selve sentrum nå terskelen på 4.000.000 grader, og fusjonen vil begynne og fortsette sakte. På den annen side kan de største stjernene være hundrevis av ganger mer massive enn solen og nå kjernetemperaturer på flere titalls millioner grader, og fusjonere hydrogen i helium med en hastighet millioner ganger raskere enn vår sol.
Det moderne Morgan-Keenan spektralklassifiseringssystemet, med temperaturområdet for hver stjerneklasse vist ovenfor i Kelvin. De aller fleste stjerner (75%) er M-klasse stjerner, hvorav bare 1 av 800 er enorme nok til å bli supernova
De minste stjernene har den minste ytre strømmen og strålingstrykket, og de mest massive har den største. Denne eksterne strålingen og energien holder stjernen fra tyngdekollaps, men det kan overraske deg at rekkevidden er relativt smal. De minste stjernene, røde dverger som Proxima Centauri og VB 10, utgjør bare 10% av solens størrelse, litt større enn Jupiter. Men den største blå giganten, R136a1, er 250 ganger solens masse, men bare 30 ganger større i diameter. Hvis du syntetiserer hydrogen til helium, vil ikke stjernen endre seg mye i størrelse.
Men ikke hver stjerne syntetiserer hydrogen til helium. De minste stjernene syntetiserer ikke noe i det hele tatt, mens de største er på et mye mer energisk stadium i livet. Vi kan dele stjerner opp i typer etter størrelse og markere fem generelle klasser
Nøytronstjerner: Supernovarester som inneholder en masse på en til tre soler, men komprimert til en gigantisk atomkjerne. De avgir fortsatt stråling, men i små mengder på grunn av størrelsen. En vanlig nøytronstjerne er 20-100 kilometer i størrelse.
Hvite dvergstjerner: Dannet når en sollignende stjerne forbrenner det siste heliumdrivstoffet i kjernen, og de ytre lagene svulmer når de indre trekker seg sammen. Vanligvis har en hvit dvergstjerne fra 0,5 til 1,4 ganger solens masse, men i fysisk volum er den nær Jorden: ca. 10 000 kilometer på tvers, bestående av høyt komprimerte atomer.
Hovedsekvensstjerner: Disse inkluderer røde dverger, sollignende stjerner og de blå gigantene vi nevnte tidligere. Størrelsene deres er veldig forskjellige, fra 100.000 kilometer til 30.000.000 kilometer. Men selv de største av disse stjernene, hvis de blir plassert i stedet for solen, vil ikke svelge kvikksølv.
Red Giants: Viser hva som skjer når kjernen går tom for hydrogen. Med mindre du er en rød dverg (i så fall vil du bare bli en hvit dverg), vil gravitasjonssammentrekning varme opp kjernen din nok til å begynne å smelte helium i karbon. Fusjon av helium til karbon avgir mye mer energi enn fusjon av hydrogen til helium, så stjernen utvider seg sterkt. Fysikken er at den utgående kraften (strålingen) ved kanten av stjernen må balansere den innkommende kraften (tyngdekraften) for at stjernen skal være stabil, og jo større kraften som tenderer utover, jo større blir stjernen. Røde giganter er vanligvis 100-150.000.000 kilometer i diameter. Dette er nok til å svelge kvikksølv, Venus og muligens jorden.
Supergiant-stjerner: De mest massive stjernene som ender opp med å smelte helium og begynner å smelte enda tyngre grunnstoffer i kjernene: karbon, oksygen, silisium og svovel. Disse stjernene er dømt til å bli supernovaer eller sorte hull, men før det vil de hovne opp til milliarder kilometer eller mer. Blant dem er de største stjernene som Betelgeuse, og hvis vi setter en slik stjerne i stedet for solen vår, ville den svelge alle våre solide planeter, asteroidebeltet og til og med Jupiter.
Solen er fremdeles relativt liten sammenlignet med gigantene, men vokser til størrelsen på Arcturus i sin røde gigantfase
For de minste stjernene av alle, som nøytronstjerner og hvite dverger, er regelen at fanget energi bare kan unnslippe gjennom et lite overflateareal som holder dem lyse i lang tid. Men for alle andre stjerner bestemmes størrelsen av en enkel balanse: styrken til den utgående strålingen på overflaten skal være lik den indre gravitasjonsattraksjonen. Store strålingskrefter betyr at stjernen svulmer til en stor størrelse, med de største stjernene som svulmer til milliarder kilometer.
Jorden, hvis beregningene er riktige, vil ikke bli svelget opp av solen i den røde gigantfasen. Men på selve planeten blir det veldig, veldig varmt
Når solen eldes, varmes kjernen opp, utvides og blir varmere over tid. Om en milliard eller to år fremover vil det være varmt nok til å koke jordens hav med mindre vi setter planeten i en tryggere bane. Om noen hundre millioner år vil solen være stor og lys. Men la oss innse det: uansett hvor stor solen vår blir, vil den aldri bli mer massiv enn nøytronstjerner og de største superkjempene, selv om den er større.
ILYA KHEL
