Massiv bedeutet groß, weniger massiv bedeutet klein, oder? Es ist nicht so einfach, wenn es um Sterne und ihre Größen geht. Wenn wir den Planeten Erde mit der Sonne vergleichen, stellt sich heraus, dass es möglich ist, 109 unserer Planeten übereinander zu platzieren, nur um den Weg von einem Ende des Sterns zum anderen zu ebnen. Aber es gibt Sterne, die kleiner als die Erde und viel, viel größer als die Erdumlaufbahn um die Sonne sind. Wie ist das möglich? Was bestimmt die Größe eines Sterns? Warum sind „Sonnen“so unterschiedlich?
Die Frage ist nicht einfach, weil wir kaum die Größe eines Sterns sehen.
Eine tiefe Teleskopansicht der Sterne am Nachthimmel zeigt deutlich Sterne unterschiedlicher Größe und Helligkeit, aber alle Sterne sind als Punkte dargestellt. Der Größenunterschied ist eine optische Täuschung, die mit der Sättigung von Beobachtungskameras verbunden ist
Selbst in einem Teleskop sehen die meisten Sterne aufgrund der riesigen Entfernungen zu uns wie einfache Lichtpunkte aus. Ihre Unterschiede in Farbe und Helligkeit sind leicht zu erkennen, aber die Größe ist genau umgekehrt. Ein Objekt einer bestimmten Größe in einer bestimmten Entfernung hat einen sogenannten Winkeldurchmesser: die scheinbare Größe, die ein Objekt am Himmel einnimmt. Der sonnennächste Stern, Alpha Centauri A, ist nur 4,3 Lichtjahre entfernt und im Radius 22% größer als die Sonne.
Zwei sonnenähnliche Sterne, Alpha Centauri A und B, befinden sich nur 4,37 Lichtjahre von uns entfernt und umkreisen sich in einer Entfernung zwischen Saturn und Neptun. Selbst in diesem Hubble-Bild erscheinen sie als einfach übersättigte Punktquellen. Keine Festplatte sichtbar
Trotzdem scheint es uns, dass sein Winkeldurchmesser nur 0,007 ” oder Bogensekunden beträgt. 60 Bogensekunden bestehen aus einer Bogenminute; 60 Bogenminuten sind 1 Grad und 360 Grad ist ein voller Kreis. Sogar ein Teleskop wie Hubble kann nur 0,05 ” sehen; Es gibt nur sehr wenige Sterne im Universum, die ein Teleskop tatsächlich in einer anständigen Auflösung "sehen" kann. Typischerweise sind dies Riesensterne in der Nähe, wie Betelgeuse oder R Doradus - die gemessen am Winkeldurchmesser die größten Sterne am gesamten Himmel.
Ein Radiobild des sehr, sehr großen Sterns Betelgeuse. Einer der wenigen Sterne, die wir als mehr als eine Punktquelle von der Erde sehen
Glücklicherweise gibt es indirekte Messungen, mit denen wir die physikalische Größe eines Sterns berechnen können, und sie sind unglaublich hoffnungsvoll. Wenn Sie ein kugelförmiges Objekt haben, das so heiß wird, dass es Strahlung aussendet, wird die Gesamtmenge der von einem Stern emittierten Strahlung durch zwei Parameter bestimmt: die Temperatur des Objekts und seine physikalische Größe. Der Grund dafür ist, dass der einzige Ort, der Licht im Universum emittiert, die Oberfläche eines Sterns ist und die Oberfläche einer Kugel immer nach der gleichen Formel berechnet wird: 4πr2, wobei r der Radius der Kugel ist. Wenn Sie die Entfernung zu diesem Stern, seine Temperatur und Helligkeit messen können, kennen Sie seinen Radius und damit seine Größe, einfach weil dies die Gesetze der Physik sind.
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Nahaufnahme des roten Riesen UY Scuti, verarbeitet mit dem Teleskop des Rutherford Observatory. Dieser helle Stern mag für die meisten Teleskope nur ein "Punkt" sein, aber er ist tatsächlich der größte Stern, der der Menschheit bekannt ist.
Wenn wir Beobachtungen machen, sehen wir, dass einige Sterne nur einige zehn Kilometer groß sind, während andere das 1500-fache der Sonnengröße haben. Der größte unter den Überriesensternen ist UY Scuti mit einem Durchmesser von 2,4 Milliarden Kilometern, der größer ist als Jupiters Umlaufbahn um die Sonne. Natürlich können diese unglaublichen Beispiele von Sternen nicht an der Mehrheit gemessen werden. Die häufigste Art von Sternen sind Hauptreihensterne wie unsere Sonne: ein Stern, der aus Wasserstoff besteht und seine Energie aus der Synthese von Wasserstoff zu Helium in seinem Kern bezieht. Und sie kommen in vielen verschiedenen Größen, abhängig von der Masse des Sterns.
Eine junge Sternentstehungsregion in unserer eigenen Milchstraße. Wenn Gaswolken durch die Schwerkraft verdichtet werden, erwärmen sich die Protosterne und werden dichter, bis schließlich die Fusion in ihren Kernen beginnt.
Wenn Sie einen Stern bilden, wandelt die Gravitationskontraktion potentielle Energie (potentielle Gravitationsenergie) in kinetische (Wärme / Bewegung) Partikel im Kern des Sterns um. Wenn genügend Masse vorhanden ist, wird die Temperatur hoch genug, um die Kernfusion in den innersten Regionen zu entzünden, in denen Wasserstoffkerne in einer Kettenreaktion in Helium umgewandelt werden. In einem massearmen Stern erreicht nur ein winziger Teil des Zentrums selbst die Schwelle von 4.000.000 Grad, und die Fusion beginnt und verläuft langsam. Andererseits können die größten Sterne hunderte Male massereicher als die Sonne sein und Kerntemperaturen von mehreren zehn Millionen Grad erreichen, wobei Wasserstoff millionenfach schneller als die unserer Sonne zu Helium verschmilzt.
Das moderne Morgan-Keenan-Spektralklassifizierungssystem mit dem oben in Kelvin gezeigten Temperaturbereich jeder Sternklasse. Die überwiegende Mehrheit der Sterne (75%) sind Sterne der M-Klasse, von denen nur 1 von 800 massiv genug sind, um Supernova zu werden
Die kleinsten Sterne haben den kleinsten äußeren Fluss und Strahlungsdruck, und die massereichsten haben den größten. Diese äußere Strahlung und Energie hält den Stern vom Gravitationskollaps ab, aber es kann Sie überraschen, dass die Reichweite relativ eng ist. Die kleinsten Sterne, rote Zwerge wie Proxima Centauri und VB 10, machen nur 10% der Sonnengröße aus und sind etwas größer als Jupiter. Der größte blaue Riese, R136a1, ist 250-mal so groß wie die Sonnenmasse, hat aber nur einen 30-mal größeren Durchmesser. Wenn Sie Wasserstoff zu Helium synthetisieren, ändert sich die Größe des Sterns nicht wesentlich.
Aber nicht jeder Stern synthetisiert Wasserstoff zu Helium. Die kleinsten Sterne synthetisieren überhaupt nichts und die größten befinden sich in einem viel energetischeren Stadium ihres Lebens. Wir können Sterne nach Größe in Typen aufteilen und fünf allgemeine Klassen hervorheben
Neutronensterne: Supernova-Überreste, die eine Masse von ein bis drei Sonnen enthalten, aber zu einem riesigen Atomkern komprimiert sind. Sie emittieren immer noch Strahlung, jedoch aufgrund ihrer Größe in geringen Mengen. Ein gewöhnlicher Neutronenstern ist 20 bis 100 Kilometer groß.
Weiße Zwergsterne: Werden gebildet, wenn ein sonnenähnlicher Stern den letzten Heliumbrennstoff in seinem Kern verbrennt und die äußeren Schichten anschwellen, wenn sich die inneren zusammenziehen. Normalerweise hat ein weißer Zwergstern das 0,5- bis 1,4-fache der Sonnenmasse, aber im physischen Volumen befindet er sich in der Nähe der Erde: etwa 10.000 Kilometer breit, bestehend aus hochkomprimierten Atomen.
Hauptreihensterne: Dazu gehören rote Zwerge, solarähnliche Sterne und blaue Riesen, die wir bereits erwähnt haben. Ihre Größen sind sehr unterschiedlich, von 100.000 bis 30.000.000 Kilometern. Aber selbst der größte dieser Sterne wird Merkur nicht verschlucken, wenn er an die Stelle der Sonne gesetzt wird.
Rote Riesen: Zeigt an, was passiert, wenn dem Kern der Wasserstoff ausgeht. Wenn Sie kein roter Zwerg sind (in diesem Fall werden Sie einfach ein weißer Zwerg), erwärmt die Gravitationskontraktion Ihren Kern genug, um Helium zu Kohlenstoff zu verschmelzen. Die Fusion von Helium zu Kohlenstoff emittiert viel mehr Energie als die Fusion von Wasserstoff zu Helium, so dass sich der Stern stark ausdehnt. Die Physik ist, dass die ausgehende Kraft (Strahlung) am Rand des Sterns die einfallende Kraft (Schwerkraft) ausgleichen muss, damit der Stern stabil ist. Je größer die nach außen tendierende Kraft ist, desto größer wird der Stern. Rote Riesen haben normalerweise einen Durchmesser von 100-150.000.000 Kilometern. Dies reicht aus, um Merkur, Venus und möglicherweise die Erde zu schlucken.
Übergroße Sterne: Die massereichsten Sterne, die am Ende Helium verschmelzen und noch schwerere Elemente in ihren Kernen verschmelzen: Kohlenstoff, Sauerstoff, Silizium und Schwefel. Diese Sterne sind dazu verdammt, Supernovae oder Schwarze Löcher zu werden, aber vorher schwellen sie auf Milliarden von Kilometern oder mehr an. Unter ihnen sind die größten Sterne wie Betelgeuse, und wenn wir einen solchen Stern anstelle unserer Sonne einsetzen, würde er alle unsere festen Planeten, den Asteroidengürtel und sogar den Jupiter verschlucken.
Die Sonne ist im Vergleich zu den Riesen noch relativ klein, wird aber in ihrer Phase des roten Riesen die Größe von Arcturus erreichen
Für die kleinsten Sterne von allen, wie Neutronensterne und weiße Zwerge, gilt die Regel, dass eingeschlossene Energie nur durch eine winzige Oberfläche entweichen kann, die sie lange Zeit hell hält. Bei allen anderen Sternen wird die Größe jedoch durch ein einfaches Gleichgewicht bestimmt: Die Stärke der ausgehenden Strahlung auf der Oberfläche sollte gleich der nach innen gerichteten Anziehungskraft sein. Große Strahlungskräfte bedeuten, dass der Stern zu einer großen Größe anschwillt, wobei die größten Sterne auf Milliarden von Kilometern anschwellen.
Wenn die Berechnungen korrekt sind, wird die Erde in der Phase des roten Riesen nicht von der Sonne verschluckt. Aber der Planet selbst wird sehr, sehr heiß
Wenn die Sonne altert, erwärmt sich ihr Kern, dehnt sich aus und wird mit der Zeit heißer. In ein bis zwei Milliarden Jahren wird es heiß genug sein, um die Ozeane der Erde zu kochen, wenn wir den Planeten nicht in eine sicherere Umlaufbahn bringen. In ein paar hundert Millionen Jahren wird die Sonne groß und hell sein. Aber seien wir ehrlich: Egal wie groß unsere Sonne wird, sie wird niemals massereicher als Neutronensterne und die größten Überriesen, selbst wenn sie größer ist.
ILYA KHEL
