Максимальная масса звезды массы солнца

Каков верхний предел для массивных звезд?

Вы должны знать, что гиперновые (супер-сверхновые) — это результат взрыва звезды с максимальной массой, достигшей своего предела (порядка 150-200 солнечных масс). Но откуда мы знаем, что именно таков предел?

Первые догадки высказал Артур Эддингтон. В 1916 году Эддингтон показал, что есть определенный предел того, насколько яркой может быть стабильная звезда. Основная идея заключается в том, что атмосфера звезды гравитационно притягивается массой звезды, и этот вес уравновешивается давлением глубоких слоев звезды. Чтобы звезда оставалась стабильной, вес и давление должны быть равны, то есть звезда не должна ни коллапсировать внутрь, ни выталкивать атмосферу.

Обычно мы думаем о давлении в тесной связи с газом, но на деле и свет может оказывать давление. Мы не замечаем давление света в повседневной жизни, потому что оно ничтожно мало. Даже на на нашем Солнце давление на атмосферу относительно небольшое, поэтому вес атмосферы Солнца по большей части уравновешивается давлением плазмы в слоях под ней. Но если бы Солнце было ярче, излучаемый им свет сильнее давил бы на частицы атмосферы. Эддингтон показал, что есть предел, когда давление света звезды на атмосферу достаточно мощное, чтобы сбалансировать гравитационный вес всей звездной атмосферы. Этот предел известен как предел Эддингтона. Если бы звезда была ярче, свет звезды просто вытолкнул все внешние слои атмосферы, что привело бы к потере массы звезды.

Когда Эддингтон впервые получил этот предел, он обнаружил, что максимальная светимость (яркость) звезды пропорциональна массе звезды. Это означало, что более массивные звезды могут быть ярче, чем менее массивные звезды, но ничего не говорило о верхнем пределе массы. Затем, в 1924 году, Эддингтон вывел отношение между массой звезды и ее светимостью, показав, что яркость звезды примерно пропорциональна массе в кубе.

Это означало, что яркость звезды увеличивается с массой быстрее, чем предел светимости, поэтому должен быть верхний предел и у массы звезды. Звезды с большими массами должны были быть такими яркими, что их внешние слои полностью сгорали бы. Вычисления Эддингтона показали, что этот предел составляет порядка 65 солнечных масс. Более детальные расчеты довели этот предел до 150 солнечных масс, и до недавнего времени это считалось верхним пределом для стабильных звезд.

В 2007 году группа исследователей провела исследование скопления Эйкес, которое является самым плотным звездным скоплением в нашей галактике. Наблюдая за самыми яркими звездами в этом кластере, ученые не обнаружили звезд с массой больше 120 солнечных. Используя свои наблюдения для статистической экстраполяции, ученые сделали выводы, что верхний предел для звезд будет не больше 150 солнечных масс.

Недавно были обнаружены новые свидетельства, которые поставили под сомнение и этот предел. Теоретические исследования показали, что есть вероятность существования стабильных звезд, которые ярче, чем позволяет предел Эддингтона. Такие эффекты, как турбулентность атмосферы и фотонные пузырьки, когда свет с легкостью может проходить через звездную атмосферу, позволяют существовать и более ярким звездам в стабильном состоянии. Расчеты на основе взрывов гиперновых показали, что у звезды, которая взрывается, может быть масса в 200 солнечных. И наконец, есть звезда R136a1. Открытая в 2010 году, эта звезда является самой яркой из известных звезд, а ее оценочная масса составляет 265 солнечных.

Таким образом, хотя предел в 150 солнечных масс считается верхним, его однозначно стоит дополнить исключениями.

Источник

Какова предельная масса звёзды, и что её ограничивает

Масса звезды имеет вполне очевидное ограничение снизу. Если она меньше 8% от массы Солнца, реакции синтеза с участием водорода в ядре не начнутся. Звездой тело, однако же, всё равно станет — бурым карликом , — в недрах которого протекают термоядерные реакции с более низким, чем у водород-гелиевого цикла порогом. Лишь масса менее 13 масс Юпитера исключает любые термоядерные реакции в ядре. Таким образом, данная величина нижним пределом «звёздной» массы.

Но есть у массы звезды и верхний предел, обусловленный особенностями процесса её формирования.

Уже светила массой от 18 до 30 солнечных теряют часть вещества на этапе формирования, то есть, молодой звезды, у которой ещё не образовалось твёрдое ядро, но термоядерные реакции уже идут за счёт эффекта имплозии. Излучение молодой звезды средней массы недостаточно, для того чтобы затормозить коллапс. Но вспышки рождающегося гиганта сдувают внешние слои протозвёздной туманности.

Тем не менее, в случае голубых гигантов потери невелики. И звёзды массой до 30 солнц, всё-таки, завершают формирование, занимают своё место на главной последовательности и проходят обычный для звезды путь развития. Очень быстро проходят, – всего за 30 миллионов лет. После чего, взрываются, как сверхновые . Причём, даже образующаяся после их угасания нейтронная звезда массой около 2.5 солнечных нестабильна. Спустя неопределённый срок за взрывом сверхновой может последовать в 100 раз более мощная вспышка – гиперновая. Груда нейтронов сжимается в занимающий вдесятеро меньший объём шар кварк-гюонной плазмы – кварковую звезду.

Ещё короче карьера голубых сверхгигантов массой от 30 до 80 «солнц». Эти звёзды теряют на этапе формирования более значительную долю массы, а вспыхивают как сверхновые уже спустя 10 миллионов лет после рождения. И если 90% их массы при этом возвращается в галактический круговорот веществ, то оставшиеся 10% «уходят из мира». Образуется чёрная дыра.

Но даже сверхгиганты, всё-таки, настоящие звёзды. Лишь ещё более массивные голубые гипергиганты (не нужно путать их с красными гипергигантами, которые велики лишь по размеру) никогда не вступают на главную последовательность. То есть, начинают разрушаться внутренним давлением ещё на этапе молодой звезды . Уже в процессе формирования их светимость может превышать солнечную в миллион раз, а масса примерно в 200-500 раз. Точно определить массу звезды невозможно, поскольку она остаётся лишь частью протозвёздного облака. Интенсивность синтеза в рождающихся гипергигантах такова, что давление излучения сразу же начинает изгонять водород из гравитационной ямы, в глубине же он полностью выгорает прежде, чем звезда окончательно сформируется.

Окончательно же она не сформируется никогда. Наработанный гелий сразу включается в процесс горения. Затем, в глубине ядра детонирует углерод… Но это лишь «псевдосверхновая». Сбросив в пространство остатки водорода, потерявший три четверти начального вещества гипергигант превращается в звезду Вольфа-Райе – пылающий шар на 80% состоящий из гелия и углерода. Температура фотосферы гелиевой звезды может быть очень высока, но наблюдателю она кажется багровой. Образующийся при сгорании гелия углерод заполняет хромосферу поглощающими свет тучами сажи.

Завершается карьера гипергиганта впечатляющим взрывом гиперновой, лишь вдесятеро менее мощным, чем в случае коллапса нейтронной звезды в кварковую. Природа этого взрыва неизвестна, результатом же оказывается образование чёрной дыры 5-15 солнечных масс.

Главное же, давление излучения возникающего при взрыве гипергиганта окончательно рассеивает остатки коллапсирующей туманности. Таким образом, максимальная масса звезды ограничена уровнем 200 солнечных масс. Дальнейшее увеличение массы туманности не приводит уже к появлению более «тяжёлой» звезды, поскольку коллапс в любом случае прекращается в момент детонации кремния. Лишь в далёком прошлом вселенной, когда плотность газа ещё была очень высока, порог гелиевой звезды мог преодолеваться, что вело к образованию сверхмассивных чёрных дыр в ядрах галактик .

Источник

Какая звезда самая большая во Вселенной?

Вселенная, если и не бесконечная, то очень большая и мы в действительности не можем знать какая звезда самая большая. Однако, современные телескопы дают нам огромный массив данных об объектах в космосе, среди которых есть самые большие и самые тяжелые звезды.

Все звезды во Вселенной измеряют в параметрах нашего Солнца. Радиус Солнца составляет 700000 км, а масса 2*10^30 кг (два на десять в тридцатой степени).

Астрономы теоретики говорят нам о том, что максимальная масса звезды может составлять 150 солнечных масс. И такие звезды могли существовать только в ранней Вселенной, когда звезды образовывались только из водорода с гелием.

Самая массивная звезда, которая нам известна, это R136a1 . Эта звезда располагается в карликовой галактике Большое Магелланово Облако , которая является спутником нашей галактики, в 165000 световых годах. Интересно, что масса этой звезды составляет 265 солнечных масс, что намного больше, чем предсказывали теоретики. Ученые утверждают, что звезда такой массы могла образоваться только при слиянии нескольких массивных звезд.

Поскольку R136a1 столь массивная звезда, следовательно термоядерные реакции в ней происходят гораздо быстрее, чем у обычной звезды, поэтому такая звезда очень быстро погибнет. Гибель этой звезды будет сопровождаться взрывом гиперновой. Свет от этого взрыва будет сильнее, чем свет испускаемый несколькими галактиками вместе взятыми. После взрыва на месте звезды останется черная дыра.

Еще одна массивная звезда располагается в 7500 световых годах от нас и носит название Эта Киля . Радиус этой звезды в 250 раз больше радиуса Солнца, а масса составляет 120 солнечных. Эта звезда производит в миллион раз больше энергии, чем Солнце и она в любой момент может умереть во взрыве сверхновой.

Также во Вселенной полно звезд намного больших по размеру, но не по массе. Бетельгейзе в Орионе является красным супергигантом, которая находится в конце своей жизни. Эта звезда имеет радиус примерно равный 1000 радиусам Солнца. Если поместить эту звезду в центр нашей Солнечной системы, то ее размер будет больше орбиты Юпитера.

Самой большой звездой является NML Лебедя , чей радиус больше 2500 радиусов Солнца. Размер этой звезды примерно равен размеру орбиты Сатурна.

Делитесь этой статьей в своих социальных сетях, а также не забывайте поставить палец вверх, подписаться на наш канал и оставить комментарий, если вам понравилась данная публикация!

Канал не позиционирует себя, как источник стопроцентно правдивой информации, а лишь претендует быть таковым.

Источник

Максимальная масса звезды массы солнца

§ 23. М ассы и размеры звёзд

1. Двойные звёзды. Определение массы звёзд

С реди звёзд, которые видны на небе рядом, различают оптические двойные и физические двойные звёзды. В первом случае такие две звезды хотя и видны вблизи, но находятся в пространстве далеко друг от друга. Если же в результате наблюдений выясняется, что они образуют единую систему и обращаются вокруг общего центра масс под действием взаимного тяготения, то они называются физическими двойными звёздами .

Первым, кто доказал, что такие звёзды действительно существуют, был известный английский астроном Вильям Гершель (1738—1822). Множество двойных звёзд открыл и исследовал В. Я. Струве. В настоящее время известно уже более 70 тыс. этих объектов. Когда число звёзд в системе, связанной взаимным тяготением, оказывается более двух, то их называют кратными . В настоящее время считается, что большинство звёзд (более 70%) образуют системы большей или меньшей кратности. В зависимости от того, каким способом можно обнаружить двойственность звезды, их называют по-разному. Если она заметна при непосредственных наблюдениях в телескоп, то это визуально-двойная звезда. Если же об этом можно судить только по спектру, то это спектрально-двойная звезда.

Редким примером двойной звезды, оба компонента которой различимы даже невооружённым глазом, являются Мицар и Алькор в созвездии Большой Медведицы. Среди ярчайших звёзд также были обнаружены двойные: Сириус, Капелла, Кастор и др. Более того, оказалось, что во многих случаях каждая из звёзд такой пары сама состоит из нескольких звёзд. Так, Мицар и Капелла имеют в своём составе четыре компонента, а Кастор — шесть. Выяснилось, что α Центавра является тройной звездой, одна из которых расположена ближе всего к нам и получила название Проксима (в переводе с греческого «ближайшая»).

У двойных звёзд, каждый компонент которых можно наблюдать в отдельности, периоды обращения вокруг общего центра масс обычно бывают от нескольких лет до нескольких сотен или даже тысяч лет. Их орбиты сравнимы по размерам с орбитами планет-гигантов. Большинство спектрально-двойных звёзд имеют периоды обращения порядка нескольких суток, располагаясь друг от друга на расстоянии 5—7 млн км. Самый короткий из известных периодов составляет всего 2,6 ч.

Несмотря на многочисленность двойных звёзд, достаточно надёжно определены орбиты лишь примерно для сотни из них. При известном расстоянии до этих систем использование третьего закона Кеплера позволяет определить их массу. Сравнивая движение спутника звезды с движением Земли вокруг Солнца, можно написать:

= ,

где m 1 и m 2 — массы компонентов звёздной пары; M 1 и M 2 — массы Солнца и Земли; T 1 — период обращения звёзд; T 2 — период обращения Земли; A — большая полуось орбиты двойной звезды; a — большая полуось земной орбиты. Выражая период обращения в двойной системе T в годах (периодах обращения Земли), большую полуось орбиты A в а. е. (расстояниях между Солнцем и Землёй), получаем суммарную массу системы в массах Солнца:

m 1 + m 2 = A 3 : .

Чтобы определить массу каждой звезды, надо изучить движение каждой из них и вычислить их расстояния A 1 и A 2 ( A = A 1 + A 2 ) от общего центра масс. Тогда мы получим второе уравнение:

m 1 : m 2 = A 2 : A 1 .

Решая систему двух уравнений, можно вычислить массу каждой звезды.

У спектрально-двойных звёзд наблюдается смещение (или раздвоение) линий в спектре, которое происходит вследствие эффекта Доплера Напомним, что, согласно этому эффекту, при увеличении расстояния между звездой и наблюдателем длина волны принимаемого излучения увеличивается, поэтому спектральные линии смещаются к красному концу спектра. При уменьшении расстояния длина волны уменьшается, а линии смещаются к фиолетовому концу спектра. . Оно меняется с периодом, равным периоду обращения пары. Если яркости и спектры звёзд, составляющих пару, сходны, то в спектре наблюдается периодическое раздвоение линий (рис. 5.16, а ). Пусть компоненты A и B занимают положения A 2 или B 2 , когда один движется по направлению к наблюдателю, а другой — от него. Спектральные линии приближающейся звезды сместятся к фиолетовому концу спектра, а удаляющейся — к красному. Линии в спектре будут раздвоены. В положениях A 1 и B 1 оба компонента движутся перпендикулярно лучу зрения, и раздвоения линий не наблюдается. Если одна из звёзд настолько слаба, что её линии не видны, то будет наблюдаться периодическое смещение линий более яркой звезды (рис. 5.16, б ).

Рис. 5.16. Раздвоение линий в спектре двойной звезды

Для наблюдателя, который находится в плоскости орбиты спектрально-двойной звезды, её компоненты будут поочерёдно загораживать, «затмевать» друг друга. Такие звёзды называют затменно-двойными или алголями — по названию наиболее известной звезды этого типа β Персея. Её арабское название «эль гуль» (дьявол) постепенно превратилось в Алголь. Возможно, что ещё древние арабы заметили странное поведение этой звезды: в течение 2 суток 11 часов её яркость остаётся постоянной, но затем за 5 часов она ослабевает от 2,3 до 3,5 звёздной величины, а за следующие 5 часов её прежняя яркость восстанавливается (рис. 5.17).

Рис. 5.17. Схема затмений и кривая блеска Алголя

В настоящее время известно более 5 тыс. затменно-двойных звёзд. Их изучение позволяет определить не только характеристики орбиты, но также получить некоторые сведения о самих звёздах. Продолжительность затмения даёт возможность судить о размерах звезды. Рекордсменом здесь является ε Возничего, в системе которой при периоде 27 лет затмение продолжается 2 года. Когда во время затмения свет одной звезды проходит через атмосферу другой, можно детально исследовать строение и состав этой атмосферы. Форма кривой блеска некоторых звёзд свидетельствует о том, что их форма существенно отличается от сферической (рис. 5.18). Близкое расположение компонентов приводит к тому, что газы из атмосферы одной звезды перетекают на другую. Иногда эти процессы принимают катастрофический характер, и наблюдается вспышка новой звезды .

Рис. 5.18. Кривая блеска несферической двойной звезды

Определение масс звёзд на основе исследований двойных звёзд показало, что они заключены в пределах от 0,03 до 60 масс Солнца. При этом большинство из них имеют массу от 0,3 до 3 масс Солнца. Очень большие массы встречаются крайне редко.

Методы изучения спектрально-двойных и затменно-переменных звёзд в настоящее время используются также для поиска планет, обращающихся вокруг других звёзд (экзопланет). К концу 2009 г. было подтверждено открытие около 400 экзопланет, которые составили 340 планетных систем. В их числе было 42 системы, содержавшие не менее двух планет, а одна — не менее 5. Большинство этих планет оказались газовыми гигантами типа Юпитера и Сатурна.

Теперь усилия учёных направлены на поиски планет, которые по своим размерам и массе похожи на Землю и находятся недалеко от звёзд, что обеспечило бы на поверхности планеты условия, необходимые для существования жизни. С этой целью был запущен КА «Кеплер», на котором установлен фотометр, чувствительность которого составляет 10 –5 . Он позволяет заметить ослабление потока света от звезды, вызванное прохождением планет по её диску, всего лишь на одну стотысячную его долю. «Кеплер» исследовал свыше 52 тыс. звёзд в небольшой области неба между созвездиями Лебедя и Лиры. За 2 года работы было найдено более 2300 звёзд, у которых подозревается наличие планет. В 246 случаях это могут быть планеты, которые по размерам сравнимы с Землёй. Ещё не для всех заподозренных случаев получено окончательное подтверждение наличия планет. Однако даже эти предварительные результаты позволяют надеяться, что число экзопланет в нашей Галактике окажется больше, чем считалось ранее. Об этом говорит и открытие 2016 г.: планета с массой всего в 1,3 массы Земли была открыта у ближайшей к Солнцу звезды — Проксимы Центавра.

2. Размеры звёзд. Плотность их вещества

Рис. 5.19. Пятна на диске Бетельгейзе

К сожалению, звёзды расположены так далеко от нас, что за редким исключением они даже в самые мощные телескопы видны как точки. Лишь в последние годы для некоторых самых крупных из них удалось получить изображение в виде диска, на котором обнаруживаются пятна (рис. 5.19).

В большинстве случаев размеры звёзд приходится рассчитывать на основе данных об их светимости и температуре. Светимость звезды рассчитывается по той же формуле, что и светимость Солнца:

L = 4 π R 2 σ T 4 .

Отношение светимостей звезды и Солнца будет равно:

= .

Приняв, что R ☉ = 1 и L ☉ = 1, получаем выражение для вычисления радиуса звезды (в радиусах Солнца):

R = .

Результаты этих вычислений достаточно хорошо согласуются с данными непосредственных измерений с помощью интерферометра размеров наиболее крупных звёзд, расстояния до которых невелики.

Рис. 5.20. Солнце в сравнении с гигантами и сверхгигантами

Рис. 5.21. Размеры звёзд-карликов

Звёзды самой большой светимости (сверхгиганты) действительно оказались очень большими. Красные сверхгиганты Антарес и Бетельгейзе в сотни раз больше Солнца по диаметру (рис. 5.20). Зато диаметр красных карликов, относящихся к главной последовательности, в несколько раз меньше солнечного. Самыми маленькими звёздами являются белые карлики, диаметр которых составляет несколько тысяч километров (рис. 5.21).

Расчёты средней плотности звёзд различных типов, проведённые на основе имеющихся данных об их массе и размерах, показывают, что она может значительно отличаться от средней плотности Солнца. Так, средняя плотность некоторых сверхгигантов составляет всего 10 –3 кг/м 3 , что в 1000 раз меньше плотности воздуха при нормальных условиях. Другой крайностью является плотность белых карликов — около 10 9 кг/м 3 .

В зависимости от массы и размеров звёзды различаются по внутреннему строению, хотя все имеют примерно одинаковый химический состав (95—98% их массы составляют водород и гелий).

Звёзды главной последовательности, температура которых такая же, как у Солнца, или ниже, похожи на него по внутреннему строению. Среди множества звёзд этого типа есть и такие, которые по многим своим характеристикам являются «двойниками» Солнца. Наиболее яркой из них является β Гончих Псов. У более горячих звёзд главной последовательности внешняя конвективная зона отсутствует. В этих звёздах конвекция происходит в ядре протяжённостью до 1 / 4 их радиуса, окружённом лучистой оболочкой (рис. 5.22).

Рис. 5.22. Внутреннее строение звёзд различных классов

Гиганты и сверхгиганты имеют очень маленькое ядро (его радиус около 0,001 доли радиуса звезды). Термоядерные реакции происходят в окружающем его тонком слое; далее на протяжении около 0,1 радиуса звезды происходит передача энергии излучением. Практически весь остальной объём ( 9 / 10 радиуса) составляет протяжённая конвективная зона. Белые карлики состоят из вырожденного газа, давление которого определяется лишь его плотностью и не зависит от температуры. Равновесие такой «экзотической» звезды, масса которой равна солнечной, наступает лишь тогда, когда она сожмётся до размеров, примерно равных размерам Земли. Внутри белого карлика температура достигает 10 млн К и практически не меняется; только в тонкой оболочке из «обычного» вещества она резко падает до 10 000 К.

В 1996 г. были открыты космические тела, которые являются промежуточным звеном между звёздами и планетами. Они получили название «коричневые карлики», поскольку излучают слабо и только в инфракрасном диапазоне. Именно это излучение было обнаружено приборами, установленными на борту искусственных спутников. Коричневые карлики обладают слишком малой массой, что не обеспечивает температуры, необходимой для протекания термоядерной реакции превращения водорода в гелий. Гравитационное сжатие их массы достаточно лишь для того, чтобы достигнутая температура обеспечила в течение короткого (по космическим меркам) времени превращение дейтерия (тяжёлого изотопа водорода) в гелий. Масса коричневых карликов составляет всего лишь 0,01—0,07 массы Солнца. Про них можно сказать, что они ещё не звёзды, но уже не планеты.

Понять, как связаны между собой различные типы звёзд, как они возникают и как происходит их эволюция, оказалось возможным только на основе изучения всей совокупности звёзд, образующих огромные звёздные системы — галактики .

П РимеР РешениЯ задаЧи

1. Период обращения двойной звезды 100 лет. Большая полуось видимой орбиты a = 2,0 ʺ , а параллакс p = 0,05 ʺ . Определите сумму масс и массы звёзд в отдельности, если они отстоят от центра масс на расстояниях, относящихся как 1 : 4.

=

Так как A 1 : A 2 = m 2 : m 1 , то = и m 1 = 4 m 2 .

По третьему закону Кеплера

m 1 + m 2 = A 3 : T 2 или 4 m 2 + m 2 = A 3 : T 2 ,

т. е. 5 m 2 = A 3 : T 2 .

A = ,

A = = 40 а. е.;

m 2 = = 1,28; m 1 = 4 • 1,28 = 5,12.

Ответ : m 1 = 5,12 массы Солнца, m 2 = 1,28 массы Солнца.

2. Во сколько раз Арктур больше Солнца, если светимость Арктура равна 100, а температура 4500 К?

= • = 10 • = 18.

— ?

Ответ : радиус Арктура больше радиуса Солнца в 18 раз.

В опросы 1. Чем объясняется изменение яркости некоторых двойных звёзд? 2. Во сколько раз отличаются размеры и плотности звёзд-сверхгигантов и карликов? 3. Каковы размеры самых маленьких звёзд?

У пражнение 19 1. Определите сумму масс двойной звезды Капелла, если большая полуось её орбиты равна 0,85 а. е., а период обращения 0,285 года. 2. Во сколько раз светимость Ригеля больше светимости Солнца, если его параллакс равен 0,003 ʺ , а видимая звёздная величина 0,34? 3. Какова средняя плотность красного сверхгиганта, если его диаметр в 300 раз больше солнечного, а масса в 30 раз больше массы Солнца?

Источник