Massiivne tähendab suurt, vähem massiivne tähendab väikest, eks? Tähtede ja nende suuruste osas pole see nii lihtne. Kui võrrelda planeeti Maa Päikesega, selgub, et on võimalik paigutada 109 meie planeeti üksteise peale, lihtsalt sillutamaks teed tähe ühest otsast teise. Kuid on tähti, mis on väiksemad kui Maa ja palju, palju suuremaid kui Maa orbiit ümber Päikese. Kuidas on see võimalik? Mis määrab tähe suuruse? Miks on “päikesed” nii erinevad?
Küsimus pole lihtne, sest tähe suurust me peaaegu ei näe.
Öösel taevas olevate tähtede sügav teleskoopvaade näitab selgelt erineva suuruse ja heledusega tähti, kuid kõiki tähti näidatakse punktidena. Suuruse erinevus on optiline illusioon, mis on seotud vaatluskaamerate küllastumisega
Isegi teleskoobis näevad enamik tähti meile hiiglaslike kauguste tõttu lihtsate valguspunktidena. Nende värvide ja heleduse erinevusi on lihtne näha, kuid suurus on vastupidine. Kindla suurusega objektil, mis asub teatud kaugusel, on nn nurga läbimõõt: näiline suurus, mille objekt taevas võtab. Päikesele lähim täht Alpha Centauri A on vaid 4,3 valgusaasta kaugusel ja raadiuses Päikesest 22% suurem.
Kaks päikesetaolist tähte, Alpha Centauri A ja B, asuvad meist vaid 4,37 valgusaasta kaugusel ning tiirlevad üksteise ümber Saturni ja Neptuuni vahelisel kaugusel. Isegi selles Hubble'i pildis esinevad nad lihtsalt üleküllastunud punktallikatena; ketas pole nähtav
Sellegipoolest tundub meile, et selle nurga läbimõõt on ainult 0,007 tolli ehk kaaresekundit. Üks kaareminut koosneb 60 sekundist kaarest; 60 minutit kaaret on 1 kraad ja 360 kraadi täisring. Isegi teleskoop nagu Hubble näeb ainult 0,05 "; Universumis on väga vähe tähti, mida teleskoop korraliku eraldusvõimega tegelikult "näeb". Tavaliselt on need lähedal asuvad hiigeltähed, näiteks Betelgeuse või R Doradus - nurga läbimõõdu poolest suurimad tähed kogu taevas.
Raadiopilt väga-väga suurest tähest Betelgeuse. Üks väheseid tähti, mida näeme rohkem kui punktallikana Maalt
Õnneks on kaudseid mõõtmisi, mis võimaldavad meil arvutada tähe füüsilist suurust, ja need on uskumatult lootusrikkad. Kui teil on sfääriline objekt, mis muutub nii kuumaks, et see kiirgab, määratakse tähe kiirgatava kogu kiiruse kaks parameetrit: objekti temperatuur ja selle füüsiline suurus. Selle põhjuseks on see, et ainus koht, mis kiirgab universumis valgust, on tähe pind ja sfääri pindala arvutatakse alati sama valemi abil: 4πr2, kus r on sfääri raadius. Kui saate mõõta kaugust selle täheni, selle temperatuuri ja heledust, teate selle raadiust ja seega ka suurust lihtsalt sellepärast, et need on füüsikaseadused.
Reklaamvideo:
Rutherfordi observatooriumi teleskoobiga töödeldud punase hiiglase UY Scuti lähivõte. See särav täht võib olla enamiku teleskoopide jaoks lihtsalt "täpp", kuid tegelikult on see suurim inimkonnale teada olev täht.
Vaatlusi tehes näeme, et mõned tähed on vaid mõnekümne kilomeetri suurused, teised aga 1500 korda suuremad kui Päike. Ülisuurte tähtede hulgas on suurim UY Scuti läbimõõduga 2,4 miljardit kilomeetrit, mis on suurem kui Jupiteri orbiit ümber Päikese. Muidugi ei saa neid uskumatuid tähtnäiteid enamuse järgi hinnata. Kõige tavalisemad tähetüübid on peajada tähed nagu meie Päike: täht, mis on valmistatud vesinikust ja saab oma energia vesiniku sulatamisel selle tuumas. Ja neid on palju erinevaid suurusi, olenevalt tähe enda massist.
Noor tähtede moodustamise piirkond meie oma Linnuteel. Kui raskusjõud tihendab gaasipilvi, siis protostaarid kuumenevad ja muutuvad tihedamaks, kuni nende tuumades algab lõpuks termotuumasüntees.
Kui moodustate tähe, muudab gravitatsiooniline kontraktsioon potentsiaalse energia (gravitatsioonipotentsiaalenergia) tähe tuumas kineetilisteks (soojus / liikumine) osakesteks. Kui massi on piisavalt, muutub temperatuur piisavalt kõrgeks, et süttida tuumasüntees sisemistes piirkondades, kus vesiniku tuumad muudetakse ahelreaktsioonis heeliumiks. Väikese massiga tähes jõuab 4 000 000 kraadi künniseni ainult väike osa keskusest endast ning sulandumine algab ja kulgeb aeglaselt. Teisest küljest võivad suurimad tähed olla Päikesest sadu kordi massiivsemad ja jõuda mitmekümne miljoni kraadise sisetemperatuurini, sulatades vesiniku heeliumiks miljoneid kordi kiiremini kui meie Päike.
Kaasaegne Morgani-Keenani spektraalse klassifikatsiooni süsteem, kus iga täheklasside temperatuurivahemik on näidatud eespool Kelvinis. Valdav osa tähtedest (75%) on M-klassi tähed, neist ainult 1 800-st on piisavalt massiivne, et saada supernoovaks
Väikseimatel tähtedel on väikseim välisvoo ja kiirgusrõhk ning kõige massilisematel tähtedel on suurim. See väline kiirgus ja energia hoiavad tähte gravitatsioonilise varisemise eest, kuid see võib teid üllatada, et leviala on suhteliselt kitsas. Väikseimad tähed, punased kääbused nagu Proxima Centauri ja VB 10, moodustavad ainult 10% Päikese suurusest, veidi suuremad kui Jupiter. Kuid suurim sinine hiiglane R136a1 on 250 korda suurem kui Päikese mass, kuid läbimõõduga vaid 30 korda suurem. Kui sünteesite vesiniku heeliumiks, ei muutu täht suuruses palju.
Kuid mitte iga täht ei sünteesi vesinikku heeliumiks. Väikseimad tähed ei sünteesi üldse midagi ja suurimad on oma elus palju energilisemas staadiumis. Me võime jagada tähed suuruse järgi tüüpidesse ja tuua välja viis üldklassi
Neutrontähed: Supernova jäänused, mis sisaldavad ühe kuni kolme päikese massi, kuid on kokku surutud üheks hiiglaslikuks aatomituumaks. Nad kiirgavad endiselt kiirgust, kuid nende suuruse tõttu väikestes kogustes. Tavalise neutronitähe suurus on 20–100 kilomeetrit.
Valged kääbustähed: Moodustub siis, kui päikesetaoline täht põletab oma südamikus viimast heeliumikütust ja välimised kihid paisuvad, kui sisemised kihid kokku tõmbuvad. Tavaliselt on valge kääbustähe 0,5–1,4-kordne Päikese mass, kuid füüsilises mahus on see Maa lähedal: umbes 10 000 kilomeetrit risti, koosnedes tugevalt kokkusurutud aatomitest.
Peamise järjestuse tähed: nende hulka kuuluvad punased kääbused, päikesetaolised tähed ja sinised hiiglased, mida me juba mainisime. Nende suurused on väga erinevad, alates 100 000 kilomeetrist kuni 30 000 000 kilomeetrini. Kuid isegi suurim neist tähtedest, kui see asetatakse Päikese asemele, ei neela Merkuuri alla.
Punased hiiglased: näitab, mis juhtub, kui südamikus saab vesinik otsa. Kui te pole punane kääbus (sel juhul saate lihtsalt valgeks kääbuseks), siis gravitatsiooniline kontraktsioon soojendab teie südamikku piisavalt, et hakata heeliumi süsinikuks sulatama. Heeliumi liitumine süsinikuga eraldab palju rohkem energiat kui vesiniku liitumine heeliumiga, mistõttu täht laieneb oluliselt. Füüsika on see, et tähe servas olev väljuv jõud (kiirgus) peab tasakaalustama sissetulevat jõudu (gravitatsiooni), et täht oleks stabiilne, ja mida suurem on väljapoole kalduv jõud, seda suurem on täht. Punaste hiiglaste läbimõõt on tavaliselt 100–150 000 000 kilomeetrit. Sellest piisab elavhõbeda, Veenuse ja võib-olla ka Maa neelamiseks.
Supergiant tähed: kõige massilisemad tähed, mis lõpuks sulavad heeliumi ja hakkavad oma südamikes sulandama veelgi raskemaid elemente: süsinikku, hapnikku, räni ja väävlit. Need tähed on määratud saama supernoovadeks või mustadeks aukudeks, kuid enne seda paisuvad nad miljarditeks või enamaks kilomeetriteks. Nende hulgas on suurimad tähed nagu Betelgeuse ja kui me paneksime sellise tähe oma Päikese asemele, neelaks see alla kõik meie kindlad planeedid, asteroidivöö ja isegi Jupiteri.
Päike on hiiglastega võrreldes veel suhteliselt väike, kuid punase hiiglase faasis kasvab see Arkturuse suuruseks
Kõigi väikseimate tähtede, näiteks neutrontähtede ja valgete kääbuste puhul kehtib reegel, et kinni jäänud energia pääseb välja ainult läbi tillukese pinna, mis hoiab neid pikka aega eredana. Kuid kõigi teiste tähtede puhul määrab suuruse lihtne tasakaal: väljuva kiirguse tugevus pinnal peaks olema võrdne sissepoole toimiva gravitatsiooniatraktsiooniga. Suurte kiirgusjõudude tõttu paisub täht suureks, suurimad tähed paisuvad miljardite kilomeetriteni.
Maa, kui arvutused on õiged, ei neela Päike punase hiiglase faasis alla. Kuid planeet ise läheb väga-väga kuumaks
Päikese vananedes kuumeneb, laieneb ja kuumeneb aja jooksul selle tuum. Ühe kuni kahe miljardi aasta pärast on Maa ookeanide keetmiseks piisavalt kuum, kui me ei pane planeeti ohutumale orbiidile. Mõnesaja miljoni aasta pärast on Päike suur ja ere. Kuid olgem ausad: ükskõik kui suureks meie Päike ka ei muutuks, ei muutu ta kunagi massilisemaks kui neutrontähed ja suurimad supergigandid, isegi kui ta on suurem.
ILYA KHEL
