Даже единственная звезда, например, наше Солнце, в течение своей жизни будет сильно менять размер. Чем объяснить огромное разнообразие звёздных размеров, наблюдаемых нами сегодня?

Если сравнить планету Земля с Солнцем, окажется, что необходимо поставить 109 земель одну на другую, чтобы заполнить Солнце с одной стороны до другой. Однако же существуют звёзды, по размеру гораздо меньшие, чем Земля — и гораздо большие, чем даже орбита Земли вокруг Солнца! Как это возможно, и что именно определяет размер звезды? Наш читатель задаёт вопрос на эту тему:

Почему звёзды могут вырастать до разных размеров? От размеров чуть больше Юпитера до размеров, превышающих орбиту Юпитера?

Вопрос этот сложнее, чем кажется, поскольку, по большей части размеры звёзд нам не видны.


Изображение с телескопа, полученное в результате глубокого сканирования, на котором видны звёзды в ночном небе, демонстрирует нам звёзды разных цветов и яркости, но все видимые звёзды кажутся там точками. Разница в их размерах — это лишь оптические иллюзии, появляющиеся из-за особенностей работы камер.

Даже в телескоп большая часть звёзд кажется точками света из-за невероятных расстояний от нас до них. Их различия в цвете и яркости легко увидеть, но размер — это совершенно другое дело. Объект определённого размера на определённом расстоянии будет иметь, что называется, определённый угловой диаметр: видимый размер, занимаемый им на небе. Ближайшая солнцеподобная звезда, Альфа Центавра А, расположена всего в 4,3 световых годах от нас, и на 22% больше Солнца по радиусу.


Две похожие на Солнце звезды, Альфа Центавра А и В, расположены в 4,37 световых годах от нас, и вращаются друг вокруг друга на расстоянии, находящемся где-то между радиусами орбит Сатурна и Нептуна. Но даже на фото с Хаббла они выглядят просто как перенасыщенные источники света — диска не видно.

Однако же для нас она имеет угловой диаметр в 0,007" (угловых секунд), с учётом того, что одна угловая минута вмещает 60 угловых секунд, 1 угловой градус — 60 угловых минут, а полный круг — 360°. Даже у телескопа типа Хаббла максимальное разрешение составляет порядка 0,05"; мало какие звёзды Вселенной можно детально рассмотреть при таком разрешении. Обычно это расположенные близко гиганты вроде Бетельгейзе или R Золотой Рыбы, одни из самых крупных звёзд по угловому диаметру на всём небосводе.


Радиоизображение очень большой звезды, Бетельгейзе, на которое наложен размер оптического диска. Это одна из очень немногих звёзд, которую с Земли можно увидеть не просто, как точечный источник света

К счастью, существуют непрямые измерения, позволяющие нам подсчитывать физические размеры звёзд — причём очень надёжные. Если взять сферический объект, раскалённый до такого состояния, что он начинает испускать излучение, то общее количество испущенного звездой излучения определяется только двумя параметрами: температурой объекта и его физическим размером. Причиной этому то, что единственное место звезды, излучающее свет во Вселенную — это его поверхность, а поверхность сферы всегда вычисляется по формуле 4 ? r², где r — радиус. Если можно измерить расстояние до звезды, её температуру и видимую яркость, можно узнать её радиус (и, следовательно, размер), просто применив законы физики.

g
Увеличенное изображение красного гиганта UY Щита, в телескопе обсерватории Резерфорда. В большинство телескопов её видно только как яркую точку, но это — крупнейшая из известных человечеству звёзд на сегодня

Осуществляя наблюдения, мы видим, что некоторые звёзды имеют размер в десятки километров, а другие могут в 1500 раз превышать по размеру Солнце. Из сверхгигантских звёзд самой крупной будет UY Щита, с диаметром в 2,4 млрд км, что больше, чем орбита Юпитера вокруг Солнца. Но такие экстремальные примеры звёзд не относятся к звёздам, похожим на Солнце. Конечно, самым распространенным типом звезды будет звезда из главной последовательности, такая, как наше Солнце: звезда, состоящая в основном из водорода, получающего энергию при помощи синтеза гелия из водорода в своём ядре. И у таких звёзд тоже встречается огромное разнообразие размеров, определяемой их массой.


Молодой регион звёздного формирования в нашем Млечном пути. При гравитационном коллапсе газовых облаков протозвёзды разогреваются и становятся плотнее, а в итоге в их ядре запускается синтез

Когда формируется звезда, гравитационное сжатие превращает потенциальную эенергию в кинетическую энергию движения частиц в ядре звезды. Если массы достаточно, температура может вырасти до значений, позволяющих запустить ядерный синтез во внутренних частях звезды, и водород начнёт путём цепной реакции превращаться в гелий. В звезде небольшой массы только небольшая часть в самом центре перейдёт этот рубеж в 4 000 000 K и займётся синтезом, и то с очень малой скоростью. С другой стороны, крупные звёзды могут в сотни раз превышать по массе Солнце, и достигать температур в десятки миллионов градусов в ядре, синтезируя гелий из водорода со скоростями, в миллионы раз превышающей те, что свойственны Солнцу.


Современная спектральная классификация звёзд Моргана-Кинана, с температурными режимами, указанными сверху в кельвинах. Большая часть (75%) звёзд принадлежит к классу М, и только 1 из 800 достаточно тяжёлая для того, чтобы стать сверхновой

У наименьших звёзд будут наименьшие исходящие потоки и давление излучения, а у наикрупнейших они будут самыми крупными. Это исходящее излучение и энергия удерживают звезду против гравитационного схлопывания, но вас может удивить, что диапазон этих значений довольно узок. У самых лёгких звёзд, например, Проксима Центавра или Вольф 1055 В, размер не превышает 10% от солнечного — они немного больше Юпитера. А самая массивная из известных звёзд, голубой гигант R136a1, в 250 раз больше Солнца по массе — и лишь в 30 раз больше его по диаметру. Если звезда занимается синтезом гелия из водорода, то её размер не будет сильно варьироваться.


Скопление RMC 136 в центре туманности Тарантул в соседней галактике Большое Магелланово Облако, содержит самые массивные из известных звёзд

Но не всякая звезда производит синтез гелия из водорода! Самые мелкие звёзды вообще не занимаются синтезом, а самые крупные находятся на гораздо более энергетической фазе своей жизни. Типы звёзд можно разбить по размерам, и таким образом мы можем получить пять общих классов:

• Нейтронные звёзды: масса этих остатков сверхновых будет равна от одной до трёх солнечных, но по сути они сжаты в гигантское атомное ядро. Они испускают излучение, но в крохотных количествах из-за небольшого размера. Размер типичной нейтронной звезды — 20-100 км.
• Белые карлики: формируются, когда у солнцеподобных звёзд заканчивается в ядре гелиевое топливо, и внешние слои разлетаются, а внутренние — сжимаются. Обычно масса белого карлика составляет от 0,5 до 1,4 массы Солнца, но размером они с Землю: порядка 10000 км в поперечнике, и состоят из сильно сжатых атомов.
• Звёзды главной последовательности: сюда входят красные карлики, звёзды солнечного типа, голубые гиганты, о которых мы уже говорили. Их размер варьируется от 100 000 км до 30 000 000 км, у них довольно большой разброс размеров, но даже самая крупная из них на месте Солнца не поглотила бы и Меркурий.
• Красные гиганты: что происходит, когда в ядре кончается водород? Если звезда — не красный карлик (а в этом случае она просто превратится в белого карлика), гравитационное сжатие разогреет ядро так сильно, что в нём начнётся синтез углерода из гелия. А этот процесс выделяет гораздо больше энергии, чем синтез водорода, из-за чего звезда чрезвычайно разбухает. Простая физика в том, что сила, действующая наружу (излучение) на краю звезды должна сбалансировать силу, действующую внутрь (гравитацию), чтобы поддерживать её в стабильном состоянии — так что с гораздо большей силой, действующей наружу, размер звезды просто сильно увеличится. В диаметре красные гиганты обычно бывают от 100 до 150 млн км: достаточно большие для того, чтобы поглотить Меркурий, Венеру, и, возможно, Землю.
• Сверхгиганты: самые массивные звёзды проходят дальше, за пределы синтеза гелия, и начинают синтезировать ещё более тяжёлые элементы, такие, как углерод, кислород и даже кремний и серу. Судьбой им предначертано стать сверхновыми и/или чёрными дырами, но до этого они разбухают до огромных размеров, и могут простираться на миллиард километров и более. Это самые крупные звёзды, как, например, Бетельгейзе, и, заменив Солнце, они поглотили бы все скалистые планеты и пояс астероидов, а крупнейшие поглотили бы даже Юпитер.

Сегодня Солнце весьма мало по сравнению с гигантами, но вырастет до размеров Арктура в фазе красного гиганта. Но до чудовищного сверхгиганта типа Антареса Солнцу никогда не добраться

Такие мелкие остатки крупных звёзд, как нейтронные звёзды и белые карлики, светят так ярко и так долго потому, что заключённая в них энергия может убежать только через их крохотную поверхность. Но размер других звёзд определяется простым балансом: сила от исходящего излучения на поверхности должна сравняться с давлением гравитации. Увеличение силы излучения раздувает звёзды до большего размера, а самые крупные звёзды раздуваются до миллиардов километров.


Если расчёты верны, Солнце, когда оно раздуется до красного гиганта, не должно поглотить Землю. Но она всё равно очень сильно разогреется.

По мере старения Солнца его ядро разогревается, и со временем оно расширяется и становится горячее. Через пару миллиардов лет оно станет достаточно горячим для того, чтобы вскипятить океаны Земли — если мы не предпримем что-нибудь, чтобы мигрировать нашу планету на безопасную удалённую орбиту. За достаточно большой промежуток времени и Солнце раздуется до красного гиганта. На несколько сотен миллионов лет оно станет больше и ярче, чем некоторые из самых массивных звёзд. Но не обманывайтесь этим впечатляющим фактом: в астрономии размер имеет значение, но это не единственный параметр. Как самые мелкие нейтронные звёзды, так и самые крупные сверхгиганты, а также как и многие белые карлики и звёзды главной последовательности всё равно будут более массивными, чем Солнце в виде красного гиганта!

Итан Сигель – астрофизик, популяризатор науки, автор блога Starts With A Bang! Написал книги «За пределами галактики» [Beyond The Galaxy], и «Трекнология: наука Звёздного пути» [Treknology].

ЧаВо: если Вселенная расширяется, почему не расширяемся мы; почему возраст Вселенной не совпадает с радиусом наблюдаемой её части .