Самая маленькая звезда во вселенной название


Никто никогда раньше не видел, чтобы одна из огромных красных звезд меняла яркость с такой небольшой амплитудой. Это был признак того, что жизнь и смерть этих звезд сложнее, чем это утверждали наши простейшие теории. «Это не удивительно», — говорит Стэн Вусли из Калифорнийского Университета в Санта-Крусе. На самом деле, открытие может помочь объяснить, почему массивные звезды в компьютерных моделях часто не взрываются.

Расширение и падение

Традиционная теория гласит, что почти все звезды, родившиеся более чем в восемь раз массивнее Солнца, взрываются как сверхновые. В молодости массивная звезда ярко-синяя. Ядерные реакции в ее ядре генерируют огромное количество энергии. При этом звезда остается горячей, так что давление газа выталкивается наружу и частично противодействует внутреннему притяжению гравитации звезды; так же, как и давление множества фотонов, выходящих из ядра звезды. Пока она генерирует энергию, звезда может находится в стабильном состоянии.


В конце концов, однако, гравитация всегда побеждает. На конечной стадии, когда у массивной звезды начинает кончаться топливо, она расширяется. Звезды, рожденные от восьми до 25 или 30 масс Солнца, расширяются настолько, что их поверхности охлаждаются, и звезды становятся красными супергигантами. Если бы Солнце было таким же большим, как самый большой красный супергигант, оно поглотило бы каждую планету от Меркурия до Юпитера. На этом этапе, согласно стандартным теориям, звезда истощает свое топливо, и ее ядро разрушается. Коллапс вызывает волну нейтрино. Эти призрачные частицы обычно беспрепятственно проходят сквозь материю, но при коллапсе ядра образуется столько нейтрино, что они взрываются от внешних слоев звезды, вызывая титанический взрыв сверхновой.

Действительно, астрономы видят множество взрывов сверхновых в других галактиках, часто в спиральных рукавах, где обитают массивные звезды. Поэтому преобладает мнение, что почти все звезды, рожденные при более чем восьми массах Солнца, взрываются как сверхновые.

Однако в течение десятилетий теоретики, такие как Вусли, пытались заставить эти массивные звезды взрываться в компьютерных моделях; вместо этого модельные звезды часто разрушаются под собственным весом. Исследователи часто полагали, что знаменитые слова Шекспира звучали здесь правдиво: вина не в наших звездах, а в нас самих. Теоретические модели могут не подражать экстремальным условиям в этих экстремальных звездах.


Проблема супергиганта

Но в последние годы наблюдения также начали наводить на мысль о том, что некоторые красные супергиганты на самом деле не становятся сверхновыми. Начиная с 1987 года, когда наблюдатели увидели сверхновую в Большом Магеллановом Облаке, соседней галактике. Астрономы смогли исследовать предвзрывоопасные изображения галактик и определить, какая из звезд взорвалась.

К настоящему времени, говорит Стивен Смартт из Королевского университета в Белфасте, астрономы провели 25 таких исследований звезд. Как и ожидалось, большинство обреченных звезд были красными супергигантами. Но они не охватывали весь диапазон массы от восьми до 30 солнц. «Мы почти не обнаружили звезд выше массы 17 Солнца (с рождения), — говорит Смартт, — и эти звезды должны быть самыми яркими, их легче всего найти на снимках». Он называет эту неудачу проблемой красного супергиганта . Смартт подозревает, что взрываются только нижние красные супергиганты. Красные супергиганты более высокой массы, рожденные при более чем 17 солнечных массах — не взрываются, их ядра тихо рушатся, превращаясь черные дыры.

Исчезнувший супергигант 2008 года, вероятный пример подобных явлений, говорит Смартт. Дом звезды — гиперактивная спиральная галактика в 25 миллионах световых лет от Земли под названием NGC 6946, которая печально известна своими сверхновыми солнечной массы. С 1917 по 2017 год наблюдатели видели там 10 взрывов сверхновых, больше, чем в любой другой галактике.


В то время никто не заметил исчезновения звезды. Однако в 2014 году Кристофер Кочанек и аспирантка Джилл Герке, оба из Университета штата Огайо в Колумбусе, изучали изображения галактик в очень высоком разрешении, которое позволяло обнаружить их отдельные звезды. Эти астрономы знали о проблеме красных супергигантов и о трудностях, с которыми теоретики столкнулись при попытке смоделировать взрывы этих звезд. Снимки галактик запечатлели миллион красных супергигантов, каждая из которых — потенциальная будущая сверхновая. Сравнивая изображения разных лет, астрономы надеялись поймать прямо противоположное: как красный супергигант выпадал из поля зрения, превращаясь в черную дыру.

«Это было очень красиво и чисто», — говорит Герке о событии 2008 года. «Там можно было увидеть звезду, и тогда было ясно видно, что, по крайней мере, по нашим данным, она больше не видна». Это до сих пор единственный случай, когда кто-либо видел, как звезда исчезает минуя стадию сверхновой.

Вусли, который не участвовал в открытии, называет это утверждение правдоподобным. Хотя звезда, вероятно, все еще могла бы сиять за густым облаком пыли, а звездный свет должен нагревать эту пыль и заставлять ее сильно светиться в инфракрасных длинах волн. Но такое свечение не было никем зафиксировано. Убедительного подтверждения смерти звезды ждет космический телескоп Джеймса Вебба — большой инфракрасный прибор, который НАСА планирует запустить в 2021 году.


Противоуглеродный

В 2019 году Тугулдур Сухбольд (Tuguldur Sukhbold) из Университета штата Огайо предложил объяснить, почему красные супергиганты нижней массы взрываются, а красные супергиганты верхней массы — нет: «Это, в конечном счете, следствие того, что углерод сгорает в массивной звезде», — говорит он. Его работа основана на признании четверть века назад, того что углерод горит по-разному в зависимости от того, с какой массой родилась массивная звезда .

Большую часть своей жизни массивная звезда преобразует водород в гелий в своем ядре, как это делает Солнце. Когда водород заканчивается, гелий воспламеняется, создавая углерод и кислород. А когда заканчивается гелий, звезда, отчаянно пытаясь удержать большой вес, стучит по углероду, превращая его в неон, натрий и магний.

Он горит при такой высокой температуре, что интенсивное тепло вырабатывает высокоэнергетические фотоны, которые могут превращаться в пары электронов и антиэлектронов. Обычно они уничтожают друг друга и могут производить нейтрино и антинейтрино, которые вылетают из звезды и лишают ее энергии. А также никак не влияют на удержание гравитационной стабильности звезды. Из-за потерь нейтрино, когда загорается углерод, звезде остается жить не более нескольких тысяч лет. В этот период звезда будет гореть еще более тяжелым топливом, пока у нее не закончатся все ресурсы. Последние реакции куют железо, что является тупиком, так как звезда больше не может выжимать энергию ядерного синтеза из железного ядра звезды. Не имея ничего, что могло бы поддержать стабильность процессов внутри звезды, ядро разрушается.


Взорвется ли звезда или не взорвется, зависит, прежде всего, от того, как она сожгла свой углерод в ядре, предлагает Сухбольд. «То, как происходит горение, меняет конечную структуру ядра звезды, — говорит он, — и изучая структуру ядра, можно сказать о том, что произойдет в конце, жизненного пути звезды». В нижнемассовых красных супергигантах углерод горит конвективно: Область горения пузырится и кипит, как восходящие и нисходящие потоки тепла газовых слоев вдали от ядра. Конвекция также пополняет центральную область звезды свежим углеродным топливом, тем самым продлевая эту стадию эволюции звезды и вызывая большие нейтринные потери. Следовательно, эти нижнемассовые красные супергиганты рождаются с компактными ядрами. Когда ядра разрушаются, образуя плотные звездные объекты, называемые нейтронными звездами, они отрываются от внешних слоев звезды во время вспышки сверхновой.

Однако в сверхмассивных красных супергигантах углерод не горит конвективно. Что в свою очередь ограничивает нейтринные потери и приводит к более протяженному ядру с плотным материалом вокруг него. Когда ядро разрушается, взрывная волна захлопывается в этой плотной оболочке, что сдерживает взрыв. Вместо того, чтобы создать сверхновую, звезда взрывается, образуя черную дыру.


Разделительная линия между двумя путями эволюции — масса звезды с рождения около 19 масс Солнца, вычисленная Сухбольдом — недалеко от наблюдательного определения Смартта. Учитывая неопределенности как в наблюдении, так и в теории, Сухбольд не видит конфликта теории и наблюдательных фактов. Фактически, он считает, что истинная разделительная линия может находиться где угодно между 16 и 20 массами Солнца. Более того, теория утверждает, что из этого правила должны быть исключения. Несколько звезд ниже этой массы могут не взорваться, а несколько звезд выше этой массы могут взорваться.

Источник: pikabu.ru

OGLE-TR-122b

Самая маленькая из известных звёзд в наблюдаемой Вселенной расположена в южном созвездии Киля. Поэтому обитатели северного полушария её не наблюдают. Этот объект входит в состав двойной системы, вторым элементом которой является жёлтый карлик размером с наше Солнце. А вот его партнёр – крошечная OGLE-TR-122b, размерами едва (16%) превышающая наш Юпитер. Подсчитан вес миниатюрной звезды: это 0,09 от массы Солнца, что является почти пределом, ниже которого светила не зажигаются. Эта малышка оказалась тяжелее Юпитера в 100 раз и плотнее Солнца в 50 раз.

Самая маленька звезда во Вселенной

WISE 1828+2650


«Недозвезда» массой менее 7% от солнечной является уникальным космическим объектом: температура этого коричневого карлика меньше температуры человеческого тела на 11 градусов. У тел данного типа масса и плотность вещества недостаточны для запуска термоядерной реакции, поэтому, не сделавшись светилом, они угасают и остывают, делаясь более похожими на газовые планеты, вроде нашего Сатурна.

GLIESE 229B

Этот метановый карлик был обнаружен в 1995 году с помощью самонаводящейся оптики рефлектора Паломарской обсерватории (Южная Калифорния). Входит в состав двойной системы, вращаясь вокруг красного карлика. Температура 900 С, она больше Юпитера приблизительно в 50 раз.

Teide 1

Ещё один коричневый карлик, находящийся от солнечной системы на расстоянии 400 световых лет. Температура поверхности 2700 К, она превышает массу Юпитера приблизительно в 70 раз, радиус меньше солнечного в 6,7 раз.

Gliese 229A

Главная звезда двойной системы Глизе 229, известна как «Вспыхивающая». Периодически в разы увеличивает светимость, вес и диаметр которой составляют около половины солнечного.

Источник

Поделиться ссылкой:

Источник: kosmogid.ru

Какая звезда является самой маленькой звездой во Вселенной


Это вызовет улыбку, но астрономы – огромные поклонники размеров. Им всегда интересно найти самую большую планету, туманность, комету, галактику и т.д. Давайте не будем забывать о балансе и поговорим о маленьких звездочках. Какая из звезд самая маленькая?

Крупные экземпляры рождаются в местах с огромным скоплением водорода. Маленькие же появляются там, где его мало. Это не позволяет достигать нужной температуры и давления, чтобы активизировать ядерный синтез.

Звезда – небесное тело, чья масса и давление позволяют плавить водород в гелий. В этом процессе освобождается энергия, которая притягивает все к себе. Это не дает звезде разрушаться. Так как Солнце было изучено лучше всего, ученые решили пользоваться его размерами для сравнения.

Реакции синтеза происходят, если объект достигает 7.5% солнечной массы. Это красные карлики, ближайший из которых – Проксима Центавра (12.3% солнечной массы и 200000 км в ширину). То есть, наименьший возможный карлик будет превосходить размеры Юпитера лишь в половину.

Но здесь кроется важное отличие. Эта звезда будет больше массы Юпитера только в 8 раз. Да, большее количество водорода не делает звезду крупнее. Она просто становится плотнее за счет увеличения силы тяжести.


Проксима Центавра слишком тусклая, поэтому ее нельзя разглядеть без использования техники. Крошка, которую можно разглядеть невооруженным глазом – 61 Лебедя. Это бинарная пара, чья звезда достигает 66% солнечных размеров. Расположена в 11.4 световых годах. Далее идет Эпсилон Эридана (74%) и Альфа Центавра B (87%). Получается, что Солнце – это четвертая наиболее маленькая звезда, которую можно увидеть без использования техники.

Последние новости о самой маленькой звезде во Вселенной

Не так давно ученые наткнулись на маленькую звезду 2MASS J0523-1403 в созвездии Заяц, отдаленную на 40 световых лет. Она особенно важна, потому что может быть не просто наименьшей современной звездой, но и занимать первое место по крошечности за все время существования Вселенной. Ее исследование заставляет снова задуматься: где начинается звезда, а где коричневый карлик?

Звезды представляют собою раскаленные газовые шары, подпитывающиеся от процесса слияния водорода и гелия в ядре. Они отличаются по размерам и типам. Наиболее маленькие – красные карлики, достигающие лишь 10% солнечной массы. Согласитесь, что это малая часть, ведь крупные представители способны превышать массу Солнца в 100 раз. Но здесь возникает логический вопрос: насколько крошечным может быть объект, чтобы все еще считаться звездой?


Ранее предполагали, что объекты, которые не достигают указанного минимального порога, не могут активировать слияние в ядре, а значит, выступают коричневыми карликами. Это промежуточное звено между газовыми гигантами и мало массивными звездами (красные карлики). Чаще всего, достигают размера Юпитера, но им не хватает массивности, чтобы стать звездой (лишены внутреннего источника энергии).

Есть еще одно важное различие: у них противоположное соотношение массы и размера. Чем больше водорода вы прибавите к звезде, тем шире ее радиус. Но если проделать то же самое с коричневым карликом, то он станет меньше из-за вырождения электронов.

Как же вычислить границу? Для этого исследователи изучали небесные участки и располагали объекты, которые могли находиться возле границы между коричневыми карликами и звездами. Далее они занялись подсчетами светимости, температурных показателей и радиусов. Оказалось, что с понижением температуры снижается и радиус. Но после отметки в 2100 К происходит разрыв, пока радиус не начнет увеличиваться с уменьшением нагрева. Это и характерно для коричневых карликов. Теперь ученые могут вычислить идеальные параметры, в которых заканчивается главная последовательность.

2MASS J0523-1403 находится на этой границе, но со стороны звезды. Ее температура достигает 2074 К. Это самый крошечный и маленький объект. Если бы масса была еще меньше, то перешел бы в категорию коричневых карликов. В теории есть вероятность найти объект еще меньше, но пока этого не произошло.

Исследователи верят, что это поможет с поисками жизни на других планетах. Коричневые карлики остывают намного быстрее, поэтому их планеты не смогут располагать жизнью. Осознание температур на границе поможет быстрее найти кандидатов. Теперь вы знаете какая звезда самая маленькая во Вселенной.

Источник: v-kosmose.com


You May Also Like

About the Author: admind

Добавить комментарий

Ваш e-mail не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

Этот сайт использует Akismet для борьбы со спамом. Узнайте как обрабатываются ваши данные комментариев.