Massiv betyder stor, mindre massiv betyder lille, ikke? Det er ikke så simpelt, når det kommer til stjerner og deres størrelser. Hvis vi sammenligner planeten Jorden med solen, viser det sig, at det er muligt at placere 109 af vores planeter oven på hinanden, bare for at bane vejen fra den ene ende af stjernen til den anden. Men der er stjerner, der er mindre end Jorden og meget, meget større end Jordens bane omkring Solen. Hvordan er det muligt? Hvad bestemmer størrelsen på en stjerne? Hvorfor er “solen” så forskellige?
Spørgsmålet er ikke let, for vi ser næppe størrelsen på en stjerne.
En dyb teleskopisk visning af stjerner på nattehimlen viser tydeligt stjerner i forskellige størrelser og lysstyrke, men alle stjerner vises som prikker. Forskellen i størrelse er en optisk illusion forbundet med mætning af observationskameraer
Selv i et teleskop ser de fleste stjerner ud som enkle lyspunkter på grund af de enorme afstande til os. Deres forskelle i farve og lysstyrke er nemme at se, men størrelsen er tværtimod. Et objekt med en bestemt størrelse i en bestemt afstand vil have en såkaldt vinkeldiameter: den tilsyneladende størrelse, som en genstand indtager på himlen. Den nærmeste stjerne til solen, Alpha Centauri A, er kun 4,3 lysår væk og 22% større end solen i radius.
To sollignende stjerner, Alpha Centauri A og B, ligger kun 4,37 lysår fra os og kredser om hinanden i en afstand mellem Saturn og Neptun. Selv i dette Hubble-billede fremstår de som simpelthen overmættede punktkilder; ingen disk synlig
Ikke desto mindre ser det ud til, at dets vinkeldiameter kun er 0,007 ” eller buesekunder. Et minut lysbue består af 60 sekunders lysbue; 60 minutters lysbue er 1 grad, og 360 grader er en fuld cirkel. Selv et teleskop som Hubble kan kun se 0,05 ” der er meget få stjerner i universet, som et teleskop faktisk kan "se" i en anstændig opløsning. Typisk er disse kæmpestjerner i nærheden, såsom Betelgeuse eller R Doradus - de største stjerner på hele himlen med hensyn til vinkeldiameter.
Et radiobillede af den meget, meget store stjerne Betelgeuse. En af de få stjerner, som vi ser som mere end en punktkilde fra Jorden
Heldigvis er der indirekte målinger, der giver os mulighed for at beregne den fysiske størrelse af en stjerne, og de er utroligt håbefulde. Hvis du har et sfærisk objekt, der bliver så varmt, at det udsender stråling, bestemmes den samlede mængde stråling, der udsendes af en stjerne, af to parametre: objektets temperatur og dens fysiske størrelse. Årsagen til dette er, at det eneste sted, der udsender lys i universet, er overfladen af en stjerne, og overfladen af en kugle beregnes altid ved hjælp af den samme formel: 4πr2, hvor r er kuglens radius. Hvis du kan måle afstanden til denne stjerne, dens temperatur og lysstyrke, kender du dens radius og derfor dens størrelse, simpelthen fordi det er fysikens love.
Salgsfremmende video:
Nærbillede af den røde kæmpe UY Scuti, behandlet med Rutherford Observatory teleskop. Denne lyse stjerne er muligvis bare en "prik" for de fleste teleskoper, men den er faktisk den største stjerne, mennesket kender.
Når vi foretager observationer, ser vi, at nogle stjerner kun er få titalls kilometer store, mens andre er 1.500 gange solens størrelse. Blandt superkæmpestjerner er den største UY Scuti med en diameter på 2,4 milliarder kilometer, hvilket er større end Jupiters bane omkring solen. Selvfølgelig kan disse utrolige eksempler på stjerner ikke bedømmes på flertallet. Den mest almindelige type stjerner er hovedsekvensstjerner som vores sol: en stjerne, der er lavet af brint og får sin energi ved at smelte brint ind i helium i sin kerne. Og de kommer i mange forskellige størrelser afhængigt af selve stjernens masse.
En ung stjernedannende region i vores egen Mælkevej. Da gasskyer komprimeres af tyngdekraften, opvarmes protostjernerne og bliver tættere, indtil fusionen endelig begynder i deres kerner.
Når du danner en stjerne, omdanner gravitationskontraktion potentiel energi (tyngdepotentialenergi) til kinetiske (varme / bevægelse) partikler i stjernens kerne. Hvis der er tilstrækkelig masse, bliver temperaturen høj nok til at antænde nuklear fusion i de inderste regioner, hvor hydrogenkerner omdannes til helium i en kædereaktion. I en stjerne med lav masse vil kun en lille brøkdel af selve centrum nå tærsklen på 4.000.000 grader, og fusionen begynder og fortsætter langsomt. På den anden side kan de største stjerner være hundreder af gange mere massive end solen og nå kernetemperaturer på flere titusinder af millioner grader og smelte brint ind i helium med en hastighed millioner gange hurtigere end vores sol.
Det moderne Morgan-Keenan spektralklassifikationssystem med temperaturområdet for hver stjerneklasse vist ovenfor i Kelvin. Langt størstedelen af stjerner (75%) er stjerner i M-klasse, hvoraf kun 1 ud af 800 er massive nok til at blive supernova
De mindste stjerner har den mindste ydre flux og strålingstryk, og de mest massive har den største. Denne eksterne stråling og energi holder stjernen fra tyngdekraften sammenbrud, men det kan overraske dig, at rækkevidden er relativt snæver. De mindste stjerner, røde dværge som Proxima Centauri og VB 10, tegner sig kun for 10% af solens størrelse, lidt større end Jupiter. Men den største blå kæmpe, R136a1, er 250 gange solens masse, men kun 30 gange større i diameter. Hvis du syntetiserer brint til helium, vil stjernen ikke ændre sig meget i størrelse.
Men ikke hver stjerne syntetiserer brint til helium. De mindste stjerner syntetiserer slet ikke noget, og de største er på et langt mere energisk stadium i deres liv. Vi kan opdele stjerner i typer efter størrelse og fremhæve fem generelle klasser
Neutronstjerner: Supernova-rester indeholdende en masse på en til tre soler, men komprimeret til en kæmpe atomkerne. De udsender stadig stråling, men i små mængder på grund af deres størrelse. En almindelig neutronstjerne er 20-100 kilometer i størrelse.
Hvide dværgstjerner: Dannet når en sollignende stjerne forbrænder det sidste heliumbrændstof i sin kerne, og de ydre lag svulmer op, når de indre lag trækker sig sammen. Normalt har en hvid dværgstjerne fra 0,5 til 1,4 gange solens masse, men i fysisk volumen er den tæt på jorden: ca. 10.000 kilometer på tværs, bestående af stærkt komprimerede atomer.
Vigtigste sekvensstjerner: Disse inkluderer røde dværge, sollignende stjerner og de blå kæmper, vi nævnte tidligere. Deres størrelser er meget forskellige, fra 100.000 kilometer til 30.000.000 kilometer. Men selv den største af disse stjerner, hvis de placeres i Solens sted, vil ikke sluge kviksølv.
Red Giants: Viser hvad der sker, når kernen løber tør for brint. Medmindre du er en rød dværg (i hvilket tilfælde du simpelthen bliver en hvid dværg), vil tyngdekraftens sammentrækning opvarme din kerne nok til at begynde at smelte helium til kulstof. Fusion af helium til kulstof udsender meget mere energi end fusion af brint til helium, så stjernen ekspanderer meget. Fysikken er, at den udgående kraft (stråling) ved kanten af stjernen skal afbalancere den indkommende kraft (tyngdekraften) for at stjernen skal være stabil, og jo større kraften, der strækker sig udad, jo større bliver stjernen. Røde giganter er normalt 100-150.000.000 kilometer i diameter. Det er nok til at sluge kviksølv, Venus og muligvis Jorden.
Superkæmpestjerner: De mest massive stjerner, der ender med at smelte helium og begynder at smelte endnu tungere grundstoffer i deres kerner: kulstof, ilt, silicium og svovl. Disse stjerner er dømt til at blive supernovaer eller sorte huller, men før det svulmer de op til milliarder kilometer eller mere. Blandt dem er de største stjerner som Betelgeuse, og hvis vi placerer en sådan stjerne i stedet for vores sol, ville den sluge alle vores faste planeter, asteroidebæltet og endda Jupiter.
Solen er stadig relativt lille sammenlignet med kæmperne, men vokser til størrelsen af Arcturus i sin røde kæmpe fase
For de mindste stjerner af alle, såsom neutronstjerner og hvide dværge, er reglen, at fanget energi kun kan flygte gennem et lille overfladeareal, der holder dem lyse i lang tid. Men for alle andre stjerner bestemmes størrelsen af en simpel balance: styrken af den udgående stråling på overfladen skal være lig med den indre tyngdekraft. Store strålingskræfter betyder, at stjernen svulmer op til en stor størrelse, hvor de største stjerner svulmer op til milliarder kilometer.
Jorden vil, hvis beregningerne er korrekte, ikke blive opslugt af solen i den røde kæmpefase. Men på selve planeten bliver det meget, meget varmt
Når solen bliver ældre, opvarmes dens kerne, udvides og bliver varmere over tid. Om en til to milliarder år vil det være varmt nok til at koge jordens have, hvis vi ikke sætter planeten i en sikrere bane. Om et par hundrede millioner år vil solen være stor og lys. Men lad os indse det: uanset hvor stor vores sol bliver, bliver den aldrig mere massiv end neutronstjerner og de største supergiganter, selvom den er større.
ILYA KHEL
