Масса звезды
Различные типы звезд можно узнавать благодаря массе. В число маленьких входят карликовые звезды, чья масса достигает половины солнечной. Хотя есть много примеров совсем маленьких, чья масса приближается лишь 7.5% солнечной. Это минимальное число, при котором звезде удается набрать необходимую температуру для ядерного слияния. Если же показатель звездной массы меньше, то она застрянет в развитии. Подобные небесные тела называют коричневыми карликами. Вместо ядерного синтеза они нагреваются от гравитационного трения и продолжающегося стремительного сжатия.
Когда масса звезды больше половины солнечной, мы получаем иные цвета. Среди карликов встречаются оранжевые, желтые и белые. Наша родная звезда Солнце – пример белой (воспринимается в желтом цвете из-за атмосферного фильтра).
Зависимость количества звезд и их масса
Масса и размер звезды взаимосвязаны, хотя не всегда самые массивные звезды считаются самыми большими во Вселенной. Первые по массивности звезды – синие гиганты, сверхгиганты и гипергиганты. Можно вспомнить о Ригеле – ярчайшая звезда в Орионе. Она в 17 раз превосходит солнечную массу и производит в 66000 раз больше энергии.
Но и это не предел, так как есть Эта Киля (синий гипергигант). Удален на 8000 световых лет, а по массе в 150 раз больше солнечной. Не удивительно, что светит так ярко, ведь вырабатывает в 4 миллиона раз больше энергии, чем Солнце. Полагают, что ему всего 3 миллиона лет (возможно, меньше) и через 100000 лет он взорвется в виде сверхновой. Увы, но существование таких массивных структур заканчивается очень быстро.
Источник
Сколько весят звёзды во вселенной?
Иногда бывает не просто взвесить даже небольшие земные предметы, а как определяются массы звезд и грамотных галактик? если их невозможно поместить на весы, да и где та точка опоры с помощью которой Архимед советовал небесные тела кантовать. Исаак Ньютон принимал за массу тела количество имеющейся в нем материи, но времена вносили корректировки в понимание проблемы и теперь эту величину определяет инертность тел, они тем тяжелее чем труднее им придать ускорение. Именно определение земной массы стала первым этапом в решении задачи по вычислениям масс звезд. Применяя геодезические методы была с большой точностью измерена линейная длина градуса дуги меридиана, получив это значение и применив закон всемирного тяготения масса Земли была установлена, она составила 6 умноженное на 10 в 24 степени килограммов, другими словами эта шестерка с двадцатью четырьмя нулями или же 6 септильонов килограммов, зная эту величину, использовав 3 закон Кеплера узнали массу Луны — это 7 и 3 умноженное на 10 в 22 степени килограммов, а это уже позволило определить массивность и самого нашего светила, это 2 умноженное на 10 в 30 степени килограммов. После этого вычисления масс остальных объектов солнечной системы не составило особого труда.
Определение массивности звезд с достаточной точностью не всегда возможно, для этого должны совпасть два компонента. У звезды существует компаньон и расстояние до нее известно. Сначала вычисляется общая сумма масс, а потом в зависимости от некоторых компонентов в частности яркости, сумма делится пропорционально. Имеющиеся вычисленные данные о двойных звездах различных типов дали возможность увидеть важную закономерность. Массы звезд и их светимость находится в прямой зависимости, а это позволяет оценить массивных звезд по силе их светимости звёздной величине, то есть чтобы рассчитать массу звезды, необходимо определить класс ее светимости, этот метод нельзя использовать лишь для белых карликов и пульсаров. Другой вариант измерения данного параметра основан на красных смещениях в поле тяготения звезды.
Значение массы для галактики, например нашей, определяется на базе фактического ее вращения. Каждая звезда, в частности Солнце, имеет центростремительное ускорение, определяемое притяжением галактического вещества в границах орбиты. Имея некоторые значения, такие как расстояние от звезды до галактического ядра, ее орбитальную скорость можно вычислить и массу галактики.
Звезды разделяются по спектральному классу, звездной величине и светимости, но одной из основных характеристик является конечно же масса и тут нет прямой пропорции. Звездный гигант, имея размер в разы и сотни раз больше, чем Солнце, по массе может превосходить его ненамного, например, желтый гигант Капелла больше солнца по радиусу в 9-12 раз, а массивнее его всего в 2,5 раза, а Бетельгейзе — красный сверхгигант Ориона превышает солнечный радиус в 950-1200 раз, но массу имеет всего в 13-17 солнечных, а вот у белых карликов обладающих массой сравнимой с массой нашего светила, радиусы на два порядка меньше.
Масса галактики — значения более солидное, например, масса нашего млечного пути определяется как 3 умноженное на 10 в 12 степени масс Солнца, а таинственная галактика Андромеда, массивнее нашей, всего в 1,5 раза. Вероятно самая большая из обнаруженных галактик это IC 1101, она находится в созвездии Змеи и до неё 1,07 миллиардов световых лет, при невероятном диаметре в 6 миллионов световых лет. масла ее превышает солнечную в 24,5 триллиона раз. Если эту супер галактику поместить на место галактики нашей, то она успешно поглотит оба Магеллановых облака, Андромеду и треугольник.
Массы звезд и галактик представить невероятно сложно, для нас все, что выходит за пределы в тысячи тонн уже находится на грани восприятия, но это понятно, ведь мы существуем в мире обычном, измеряемом единицами, которые можно пощупать. Чтобы более зримо представить макромиры нужно в них погрузиться, но и оказавшись там, вряд ли можно реально оценить массы звезд и массы галактик.
Источник
Масса звезды
Наше Солнце имеет массу 1.99 × 10 27 тонн — в 330 тысяч раз тяжелее Земли. Но это далеко не предел. Самая тяжелая среди обнаруженных звезд, R136a1, весит как 256 Солнц. А Проксима Центавры, ближайшая к нам звезда, едва перевалила за десятую часть кряжести нашего светила. Масса звезды может быть удивительно разной — но есть ли ей границы? И почему она так важна астрономам?
Масса — главная звездная характеристика
Масса — одна из самых важных и необычных характеристик звезды. Зная, как определить массу звезды, астрономы могут точно сказать о ее возрасте и дальнейшей судьбе. Более того, массивность определяет силу гравитационного сжатия светила — главного условия для того, чтобы ядро звезды «загорелось» в термоядерной реакции и начало излучать свет. Поэтому масса является проходным критерием в категорию звезд. Слишком легкие объекты, вроде коричневых карликов, не смогут толком светить — а слишком тяжелые переходят в категорию экстремальных объектов по типу квазаров.
Снимок квазара радиотелескопом
И в то же время ученые едва могут вычислить массу звезды — единственным светилом, чья масса известна точно, является наше Солнце. Такую ясность помогла внести наша Земля. Зная массу планеты и скорость ее движения вокруг Солнца, можно вычислить и массу самой звезды на основании Третьего закона Кеплера, доработанного известным физиком Исааком Ньютоном. Иоганн Кеплер выявил связь между расстоянием от планеты до звезды и скоростью полного оборота планеты вокруг светила, а Ньютон дополнил его формулу массами звезды и планеты. Модифицированная версия Третьего закона Кеплера часто используется астрономами — причем не только для определения массы звезд, но и других космических объектов, составляющих вместе гравитационную систему.
Про отдаленные светила пока приходится только догадываться. Самым совершенным (с точки зрения точности) является метод определения массы двойных звездных систем. Его погрешность составляет «всего» 20–60%. Такая неточность критическая для астрономии — будь Солнце на 40% легче или тяжелее, жизнь на Земле не возникла бы.
Система из двух близлежащих звезд в представлении художника
В случае измерения массы одиночных звезд, возле которых нет видимых объектов, чью орбиту можно использовать для вычислений, астрономы идут на компромисс. Сегодня читается, что масса звезд одного спектрального класса одинакова. Также ученым помогает связь массы со светимостью или температурой звезды, поскольку обе эти характеристики зависимы от силы ядерных реакций и размеров звезды — непосредственных индикаторов массы.
Значение массы звезды
Секрет массивности звезд кроется не в качестве, а в количестве. Наше Солнце, как и большинство звезд Главной последовательности, на 98% состоит из двух самых легких элементов в природе — водорода и гелия. Но при этом в нем собрано 98% массы всей Солнечной системы!
Как такие легкие вещества могут собраться вместе в громадные горящие шары? Для этого нужно свободное от крупных космических тел пространство, много материала и начальный толчок — чтобы первые килограммы гелия и водорода начали притягиваться друг к другу. В туманностях и молекулярных облаках, где рождаются звезды, водороду и гелию ничто не мешает скапливаться. Их собирается так много, что гравитация начинает насильно сталкивать ядра атомов водорода. Это начинает термоядерную реакцию, в ходе которой водород превращается в гелий.
Материалы по теме
Из чего состоят звезды
Логично, что чем больше масса звезды, тем больше ее светимость. Ведь в массивной звезде водородного «топлива» для термоядерной реакции куда больше, а гравитационное сжатие, активирующее процесс — сильнее. Доказательством служит самая массивная звезда, R136a1, упомянутая в начале статьи — будучи больше Солнца по весу в 256 раз, она светит в 8,7 миллионов раз ярче нашей звезды!
Но у массивности есть и обратная сторона: из-за интенсивности процессов ядерного синтеза водород быстрее «сгорает» в термоядерных реакциях внутри звездного ядра. Поэтому массивные звезды живут совсем недолго в космических масштабах — несколько сотен, а то и десятков миллионов лет.
- Интересный факт: когда масса звезды превышает массу Солнца в 30 раз, прожить она сможет не больше 3 миллионов лет — вне зависимости от того, насколько ее масса больше 30-кратной солнечной. Это связано с превышением предела излучения Эддингтона. Энергия запредельной звезды становится настолько мощной, что вырывает вещество светила потоками звездного ветра — и чем массивнее звезда, тем сильнее становится потеря массы.
Туманность в Большом Магеллановом Облаке, созданная из звездного ветра
Выше мы рассмотрели основные физические процессы, связанные с массой звезды. А теперь попробуем разобраться, какие звезды можно «сделать» с их помощью.
Пределы массы звезды
Несмотря на то, что Вселенная бесконечна, тела в ней имеют пределы, прописанные физическими законами. Особенно это касается сложных космических объектов вроде звезд, которые не просто собирают материю, но и излучают энергию.
Возьмем, к примеру, то же излучение. Для его начала требуется преодоления звездой массы в 10–15% процентов от солнечной — иначе водород просто не будет «гореть» в ядерной реакции. Но как только ядро звезды начинает выделять энергию, светило практически перестает набирать массу.
Почему? Дело в том, что звезды существуют за счет баланса между силами гравитации, стремящимися свернуть звезду в сверхплотный шар, и излучения, которое противостоит давлению. Сила энерговыделения, как мы уже знаем, растет вместе с массой. И когда звезда достигает массы в 150 солнечных (3 × 10 29 кг), ее излучение станет сильнее гравитационного давления. От этого вещество светила просто разнесет по космосу.
- Интересный факт — преобладание гравитационного сжатия над излучением тоже закончится печально для звезды. Это происходит под конец жизни звезды, когда в ней заканчиваются термоядерные реакции. Тогда она сжимается в белый карлик, или же взрывается сверхновой, оставив по себе нейтронную звезду или даже черную дыру.
Но набрать 150 масс Солнца — уже большое достижение для светила. Звезды формируются в туманностях благодаря сферической аккреции. Проще говоря, звезды «наматывают» на себя спирали вещество со всех сторон. Светиться звезда начинает задолго до окончания своего рождения. Но когда масса «зародыша» светила превышает 10 солнечных (1,99 × 10 28 кг), его излучение откинет от звезды материал из туманности, тем самым прекращая набор массы. Из отброшенной материи туманности часто формируются планеты и кометы.
Значит ли это, что 10 солнечных масс — это все, на что может рассчитывать среднестатистическая звезда? И является ли пределом массы планка в 150 Солнц? Ответ на оба вопроса — нет. Но превышение этих пределов требует особенных условий.
Особые условия для особо тяжелых звезд
Первые звезды, которые возникли в молодой Вселенной, были гигантских размеров — их масса в сотни тысяч раз превышала солнечную. Просуществовали они считанные тысячи лет и взрывались в конце жизни настолько сильно, что создали современные тяжелые элементы наподобие золота. Но как им удалось собрать такую массу и не растерять ее под давлением излучения?
Металличность
Все дело в металличности звезды — степени содержания в ней веществ, отличающихся от гелия и водорода. Она влияет на условную «прозрачность» звездного газа. Если металлов в составе звезды нет, излучение проходит сквозь звёздное вещество без особого сопротивления. Соответственно, для обретения баланса с силой гравитации, звезде понадобится больше массы.
Материалы по теме
Эволюция Вселенной: от начала до наших времен
Низкая металличность свойственна в первую очередь звездам населения II — старым светилам, возникшим вскоре после Большого взрыва, около 10 миллиардов лет назад. Звезды-ровесники Солнца, причисляемые к населению III, обладают куда более высокой металличностью — они формируются из остатков предыдущих звезд, богатых на тяжелые вещества. Поэтому звезда, состав которой сходный солнечному, не может быть массивнее Солнца больше чем в 100 раз — их материя обладает повышенной сопротивляемостью излучению.
Дисковая и конкурентная аккреции
Как видно, состав звезды определяется исторически. Однако есть звезды, которые набрали массу равную или даже большую 150 солнечных. Как у них это получилось?
Для этого нужно особое стечение обстоятельств. Молекулярные облака и туманности не представляют собой однородную среду с одинаковой плотностью и линейными измерениями: попадаются участки разной формы и консистенции. Часто туманность простирается подобно плоскости — часть поверхности протозвезды, которая формируется в ней, может выходить в открытое пространство.
Протозвезда с дисковым типом аккреции
Такое расположение зародыша звезды позволяет ему осуществлять особую, дисковую аккрецию. Во время нее, впитываемое звездой вещество туманности контактирует со сравнительно малым количеством излучаемой площади. Таким образом, звезда продолжает впитывать гелий и водород из туманности даже тогда, когда «разгорелась» вовсю — количества излучения на плоскости аккреции попросту не хватает для отталкивания вещества.
Но это еще не все. Все звезды — в том числе и только зарождающиеся — движутся вокруг центра галактики. Кроме того, редко в большой туманности рождается только одна звезда — обычно их сразу несколько, и между ними сразу же устанавливается гравитационная связь. В итоге звезды движутся по материнской туманности, «заглатывая» вещество ее вещество в процессе множества микростолкновений. Так звезда получает куда больше материала, чем если бы просто пассивно его притягивала его к себе. Поэтому такой вид аккреции называется «конкурентным». Ярким примером такого формирования звезд были Столпы Творения в туманности Орел — до того, как их взорвала сверхновая.
Слияние и взаимопоглощение звезд
Последней идет главная изюминка звездообразования — секрет того, как звезды набирают массу, большую естественного предела. Все мы знаем, что орбиты космических объектов часто пересекаются. Живим доказательством того является любое тело без атмосферы, вроде нашей Луны — она испещрена следами от тысяч метеоритов.
Звезды, в силу своей отдаленности, пересекаются намного реже. Но среди звезд в одном скоплении — особенно на стадии формирования — столкновения случаются относительно часто. Обычный ударный контакт звезд заканчивается катаклизмом — куски звездной плазмы разлетаются на миллиарды километров. Но если светила подходят друг к другу на подходящей траектории, они могут слиться воедино. Именно так возникла звезда-рекордсменка R136a1, которая слишком большая даже для своего экстремального класса — сверхгорячих и очень ярких звезд Вольфа – Райе.
R136a1 в представлении художника
Слияние является самым результативным способом набора массы для звезды. Недаром все самые массивные светила находятся в тесных звездных скоплениях, где столкновения наиболее вероятны. В теории, взаимопоглощение звезд способно порождать невероятно большие объекты — их масса может превышать десятки тысяч Солнц. Но есть ли предел звезде-монстру, вырастающей из родительских светил?
Ученые считают, что физический предел находится возле 500 тысяч — 1 миллиона солнечных масс. Большую нагрузку сила излучения от ядерных реакций попросту не удержит — звезда сразу коллапсирует в гиперновую громадных размеров. Однако и гравитация при таких массах не станет вести себя по-обычному. Звезда-титан начнет делиться на «мини»-звезды массой по 1000 Солнц, развеется на громадную горячую туманность или вовсе разлетится в целую звездную систему, состоящую из светил обычных размеров. Все будет зависеть от местоположения других больших объектов Вселенной, с которыми звезда предельной массы будет взаимодействовать на расстояниях в сотни миллиардов километров.
‘ alt=»yH5BAEAAAAALAAAAAABAAEAAAIBRAA7 — Масса звезды» title=»Масса звезды»>
Похожие статьи
Понравилась запись? Расскажи о ней друзьям!
Источник