Масса Солнца
Ввиду значительной удалённости от планеты Земля Солнце воспринимается человеком как тело, имеющее небольшой размер. По земным оценкам и меркам кажется, что видимый поперечник составляет 50-70 см. Если бы человек имел возможность «приземления» на Плутон, размеры светила показались бы ему другими. Итак, какова масса Солнца на самом деле – ответ на этот вопрос будет рассмотрен в статье.
О действительных размерах
Солнце – значительный по размерным показателям космический объект, который однозначно превосходит Землю в 1,3 млн раз! Значение поперечника светила нашей системы в 109 раз выше, нежели идентичный параметр у Земли, и составляет оно 1,4 млн км.
Чтобы масса Солнца была представлена более наглядно, стоит рассмотреть её в сравнительной картине. В 1 ведро можно вместить 130 тыс. пшеничных зёрен. Если в кучу будет высыпано 10 вёдер, а в сторону – положено одно маленькое зёрнышко, соотношение между этими частями будет иметь соответствие пропорциям, наблюдаемым между нашей звездой и Землёй.
Но масса Солнца с весом Земли имеет несколько другое соотношение: среднее значение плотности небесного светила вчетверо меньше, чем нашей планеты, этот показатель равняется 1,4 величины плотности воды. В свою очередь, масса Солнца превышает идентичный параметр Земли в 300 000 раз. В отношении всех планет Солнечной системы и их спутников это значение больше в 750 раз.
Весовой параметр Земли составляет, если представить точные данные, 5 958 000 000 000 000 000 000 тонн. Если выразить подобным образом вес Солнца, будет получено число, в составе которого – одна двойка и 27 нулей.
Земля и Солнце (фотомонтаж с сохранением соотношения размеров)
Известные научные сведения
Солнечная масса, или, говоря другими словами, масса Солнца, представляет собой единицу измерения массы, имеющую внесистемный тип. Она используется в астрономической науке в целях выражения звёздных весов, а также определения значений в отношении прочих астрономических объектов, к примеру, галактик, солнечных систем. Обозначение, используемое в обиходе учёных и рядовых обывателей – M. В астрономической науке его принято записывать следующим образом: M = 1,98847 * 10^30 кг.
Первый множитель не имеет максимально точного определения, поэтому может обозначаться как «плюс» или «минус» 0,00007 единиц. Массовое значение нашего естественного небесного светила, как известно, выше идентичного показателя Земли в 332 946 раз. А по точным подсчетам учёных 99,86% всей массы, относящейся к Солнечной системе, содержится именно в нашей звезде. Суммарная доля всех остальных планет имеет значение 0,0013M, причём максимальная часть приходится на Юпитер, который Солнце превышает по весу лишь в 1047,56 раз.
Физические характеристики Солнца
Формула определения
Львиная доля отдельных звёзд, присутствующих во Вселенной, имеют массовое значение от 0,08 до 50 единиц, а весовой показатель чёрных дыр и целых галактических пространств может достигать миллионов и миллиардов масс нашего главного яркого объекта. Масса Солнца, согласно формулам, разработанным в астрономической науке, может быть определена на основании формулы, которая следует из третьего закона Кеплера.
Формула расчёты солнечной массы
M = (4 * ПИ^2 * a^3) / (G * T^2),
где a – длина, которой обладает большая полуось орбитальной части планеты;
G есть величина гравитации Ньютона, которая является постоянной;
Значение T представляет собой сидерический период, в течение которого планета делает оборот вокруг нашей звезды, для Земли это значение равняется году.
Таким образом, рассматриваемый показатель играет в астрономической науке важную роль и продолжает исследоваться и изучаться.
Источник
Неужели Солнце занимает почти все пространство в Солнечной системе? Какова масса солнца по отношению к Солнечной системе?
Солнце – сердце нашей солнечной системы, желтый карлик, раскаленный шар светящихся газов. Его гравитация «скрепляет» солнечную систему, притягивая к своей орбите все: от больших планет до мельчайших крупиц мусора. Какова же масса Солнца?
Удивительные факты о желтом карлике
Солнце – самый большой объект в солнечной системе, его масса – 99,86% от массы всей системы! Остальные 0,14% разделили между собой планеты и астероиды. Любопытно, но несмотря на свою массивность, Солнце не такое большое, как другие типы звезд, поэтому его и прозвали желтым карликом.
Магнитное поле Солнца распространяется даже в самые отдаленные уголки космоса через солнечный ветер – поток электрически заряженного газа.
Наша Земля вращается на расстоянии 93 миллионов миль от светила . Взаимодействие между планетой и желтым карликом определяет смену времен года, океанские течения, радиационные пояса, погоду и красочные северные сияния. Без интенсивной энергии Солнца на нашей планете не было бы жизни.
Помимо Земли вокруг желтого карлика вращаются еще 7 планет (Меркурий, Венера, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун), десятки тысяч астероидов и до трех триллионов комет и ледяных тел.
Кстати, аппараты, которые непрерывно наблюдают за Солнцем, часто фиксируют на поверхности шара темные пятна. Это области интенсивной магнитной активности, которые могут привести к солнечным взрывам.
Тепла Солнца хватает на всех, ведь ядро желтого карлика нагрето до температуры около 27 миллионов градусов по Фаренгейту (15 миллионов градусов по Цельсию!)
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