Гнев небес: взрыв сверхновой

Как изучают галактики

Великий Кант уже в 1755 году предвидел, что галактика может состоять из огромного количества звёзд и вращаться. У. Гершель в 1780 году подтвердил эту гипотезу. Он произвёл систематический подсчёт видимых светил, и на основе наблюдений ему удалось составить трёхмерную структуру Млечного Пути.

А в 1936 году  галактики были классифицированы Э. Хабблом. Этой классификацией пользуются и ныне. Ему также удалось определить расстояние до Туманности Андромеды, правда, с большой погрешностью. Но главное, что было им установлено что Вселенная не ограничена Млечным Путём.

Используя эффект Доплера (точнее, его следствие — красное смещение) в спектрах галактик установлено, что все наблюдаемые галактики – за исключением ближайших – удаляются от нас.И чем больше удалённость наблюдаемого объекта, тем выше его скорость. Из этого может следовать только одно: в очень далёком будущем остальные галактики и звёзды просто исчезнут из виду, так как свет от них уже не будет до нас долетать. А наша галактика сольется с Туманностью Андромеды.

Космологический (первичный) нуклеосинтез

Основная ядерная реакция первичного нуклеосинтеза

Начальный химический элемент, который образовался после Большого взрыва — водород. В этом химическом элементе находится только один протон. Тем самым одно из первых состояний Вселенной была среда, в которой существовали только свободные протоны, нейтроны и электроны. После первичного нуклеосинтеза масса водорода уменьшилась до 75 процентов, а масса гелия выросла до 25%. Кроме того в ходе простейших химических реакций образовалось небольшое количество (сотые доли процента по массе) водород-2 (водород с числом нейтронов равным 2), гелий-3 и литий-7. Интересно отметить, что даже в ходе других последовавших реакций нуклеосинтеза (преимущественно в недрах звезд при их эволюции и гибели) масса химических элементов во Вселенной, которые тяжелее гелия, не превысила двух процентов от общей массы обычной материи в современной Вселенной. Реакции первичного нуклеосинтеза длились только несколько минут, пока среда Вселенной обладала достаточной плотностью и температурой для поддержания простейших термоядерных реакций.

Подробная схема первичного нуклеосинтеза

Исторически теория первичного нуклеосинтеза начала развиваться с работы советского физика Геория Гамова и его аспиранта Р. Альфера (в соавторы они в шутку включили астронома Х. Бете, чтобы получить красивое сокращение αβγ). Изначально они считали, что абсолютно все химические элементы в молодой Вселенной сгенерировались через захват нейтронов (в те годы теория Большого взрыва уже принималась большинством астрономов). Однако почти сразу их расчеты показали, что стадия нуклеосинтеза в ранней Вселенной не должна была длиться больше 15 минут, и приводить к образованию химических элементов только до лития. Позже теория Гамова была существенно дополнена группой других физиков (Бербидж, Фаулер и Хойл в 1957 году). В 2019 году одному из ключевых теоретиков первичного нуклеосинтеза (Джиму Пилбсу) была присуждена Нобелевская премия по физике.

Строение и динамика Млечного Пути

Анатомия и физиология нашей галактики.

Спиральная структура Млечного Пути

Спиральные рукава — «годовые кольца» галактик?

Спиральная структура нашей галактики Млечный Путь недостаточно подробно изучена и является перспективной темой для науки. Она имеет, как минимум, 5 спиральных рукавов (перечислим от центра к краю):

1. рукав Лебедя,
2. рукав Центавра
3. рукав Стрельца,
4. рукав Ориона
5. рукав Персея

Рукава так названы по основному положению своих массивов в соответствующих созвездиях.

Рукава Млечного Пути состоят из звёзд населения I (к которому принадлежит и наше Солнце) и различных объектов. Эти объекты представляют собой, в частности, молодые звёзды, области H II и рассеянные звёздные скопления.

Будущее Млечного Пути

ближайшие четыре миллиарда лет Млечный Путь должен поглотить свои галактики-спутники Большое и Малое Магеллановы Облака. Через пять миллиардов лет, когда все небольшие объекты будут поглощены, должно начаться слияние Млечного Пути и Туманности Андромеды.

Менее чем через восемь миллиардов лет Солнце покинет главную последовательность, увеличившись в размерах до 300 раз. К этому времени Земля будет поглощена светилом или превратится в сухую каменистую планету без атмосферы. Фаза красного гиганта завершится сбросом внешних слоев Солнца и образованием планетарной туманности, в центре которой будет располагаться белый карлик размером с современную Землю.

Высокоскоростные потоки в Млечном Пути

Астрономы считают, что по нашей галактике Млечный путь могут незримо носиться десятки миллиардов планет, не привязанных ни к каким звездам. Кроме того, им известно около двух десятков звезд, стремительно убегающих от нашей Галактики, и даже целое звездное скопление, убегающее из гигантской галактики М87. Эти объекты объединяет одно – когда-то все они были «вышвырнуты» из своего дома за счет гравитационных возмущений. Российские астрономы Игорь Чилингарян и Иван Золотухин из ГАИШ МГУ доказали, что выброшенными своими соседями в межгалактическое пространство могут быть и целые галактики.

Галактические объединения и состав галактик

Галактики состоят всего из трех компонент:

1. Тёмная материя, составляет основную часть массы
2. Межзвездный газ и пыль, которого 10 – 30%
3. Звёзды, черные дыры, нейтронные звезды, планеты, астероиды и прочая мелочь общей массой около 1%

Около 95% галактик собраны в группы. Минимальные группы насчитывают всего несколько десятков объектов, а большие — десятки тысяч. Сотни галактик объединяются в скопления, а тысячи – в сверхскопления.

Черные дыры галактики

Галактики бывают всевозможных форм и размеров, а также самых разных возрастов. Многие из них могут похвастаться черными дырами в центре. В некоторых случаях эти черные дыры в центральной части галактик могут быть невероятных размеров и проявлять небывалую активность.

В области вокруг черных дыр выделяется огромное количество энергии, которую астрономы могут наблюдать даже на больших расстояниях.

Некоторые другие галактики могут содержать такие объекты, как квазары – ядра галактик, которые содержат в себе больше всего энергии во Вселенной.

Новые черные дыры

Не так давно астрономы обнаружили 26 новых черных дыр в соседней галактике Андромеда. На сегодняшний день это самое большое скопление черных дыр, обнаруженных в галактиках, не считая Млечный путь.

Черные дыры сами по себе не излучают света, но их можно заметить благодаря излучению материала, который в них попадает. До этого в галактике Андромеда были найдены 9 черных дыр, а сейчас к ним прибавилось еще 26.

Образование галактик

Астрономы пока точно не могут сказать, как же сформировались галактики. После Большого взрыва космос состоял практически полностью из водорода и гелия.

Некоторые астрономы полагают, что с помощью гравитационных сил пыль и газ стали притягиваться. После этого стали формироваться отдельные звезды. Эти звезды стали приближаться друг к другу, появились звездные скопления, а затем и галактики.

Другие ученые считают, что вначале пыль и газ сформировали галактики, внутри которых позже появлялись звезды.

Звездные острова

В начале 20-го века многие астрономы считали, что вся Вселенная лежит в пределах нашей галактики Млечный путь. Другие оспаривали этот факт и полагали, что скопления в виде спиралей, состоявшие из газа и пыли, были отдельными объектами. Американский астроном Харлоу Шепли назвал их «звездными островами» или «островными вселенными».

7 удивительных фактов о Вселенной

В 1924 году другой американец — Эдвин Хаббл — обнаружил несколько особых пульсирующих звезд – цефеид — в некоторых так называемых туманностях и понял, что они расположены за пределами Млечного пути.

Американский астроном Эдвин Хаббл (1889-1953)

Таким образом, выяснилось, что некоторые объекты, которые ранее считались частью нашей галактики, на самом деле лежат гораздо дальше от нее в пределах других звездных скоплений.

После того, как Хаббл измерил расстояние до отдельных звезд, он пошел дальше и стал изменять, сколько света выделяют галактики благодаря своему движению. Он определил, что галактики вокруг Млечного путиудаляются от него на огромных скоростях.

Сверхновые из-под воды

Обвинение в убийстве динозавров со сверхновых сняли. Однако это не значит, что они не были замешаны в других глобальных катастрофах. Работа Альваресов показала, что искать надо характерные для сверхновых радиоактивные изотопы. Найти их удалось уже в XXI веке.

На дне океанов постепенно осаждаются металлы, растворенные в воде. В результате образуются железомарганцевые конкреции. В 2016 году журнал Nature опубликовал анализ изотопного состава конкреций из Тихого, Индийского и Атлантического океанов. Оказалось, что в слоях возрастом 1,7–3,2 и 6,5–8,7 млн лет в десятки раз повышено содержание железа-60. Этот изотоп, в отличие от стабильного железа-56, имеет период полураспада всего 2,6 млн лет, и земных источников у него нет. Он мог появиться только при недавних взрывах сверхновых.

В том же выпуске Nature другие исследователи проанализировали, как порожденные сверхновыми изотопы могли попасть на Землю. Чтобы их не сдул солнечный ветер, они должны были оседать на частицах межзвездной пыли. А продолжительные интервалы накопления объясняются тем, что Солнечная система каждый раз проходила через несколько остатков сверхновых. К счастью, все эти взрывы происходили не слишком близко к нам. По современным оценкам, сверхновая в 30 световых годах вызвала бы катастрофические нарушения в климате и биосфере, но такое, по-видимому, случается лишь раз в миллиард лет. Сверхновые, оставившие след в железомарганцевых конкрециях, взрывались в сотнях световых лет, и лишь потом на Землю оседала их радиоактивная пыль.

В 2020 году американские исследователи предложили новую версию массового вымирания в конце девонского периода (359 млн лет назад). Тогда резко упало содержание озона в атмосфере, а в отложениях находят изотопы самария-146 и плутония-244. Авторы считают это указанием на взрыв сверхновой чуть дальше радиуса катастрофического поражения — в 60-70 световых годах от Солнечной системы.

Звезды красных гигантов и сверхгигантов

Как не существует абсолютно идентичных людей, так нет и одинаковых звезд во Вселенной. Среди них выделяют группу звезд-гигантов, которые излучают в тысячи раз больше света, чем Солнце. Такие объекты имеют значительные размеры (от 10 до 1 000 радиусов нашего Светила) и невысокую плотность (около 10-2 — 10-4 кг/м3). Кроме того, с поверхности ряда гигантов происходит интенсивное истечение газового вещества.

К одним из самых уникальных и интересных представителей больших звезд относятся красные гиганты. Эти звезды имеют низкую температуру. Температура красных гигантов  достигает в среднем 3 000 — 5 000С, а их радиус в сотни раз превосходит радиус Солнца. Отмечено, что светимость красных гигантов где-то в 100 раз больше, чем у нашей Звезды. Максимальное количество энергии излучения такого объекта приходится на красную и инфракрасную части спектра. Как следует из теории звездной эволюции, образование красных гигантов происходит из звезд главной последовательности после того, как в их центральной части произойдет практически полное выгорание водорода.

К тому времени, как вполне обычное светило превратится в красного гиганта, его структура успевает измениться: внутри образуется плотное, богатое гелием ядро. Вокруг ядра тонкий энерговыделяющий слой и протяженная оболочка. Масса красного гиганта составляет от 1,5 до 15 масс Солнца и плотность менее 0,001 г/см3, что намного меньше плотности нашей звезды. В астрономии к красным гигантам относятся:

• Альдебаран;
• Арктур;
• Гакрукс;
• Мира.

Среди этой категории светил встречаются особо крупные объекты, которые были выделены в отдельный класс красных сверхгигантов. Пока что таких звезд обнаружено совсем немного. Они отличаются достаточно большими размерами, а их светимость достигает 105 светимостей Солнца. Интересно, что такие объекты тяжелее нашего светила в 50 раз. Зато их радиусы достигают тысячи радиусов Солнца. Температура красного сверхгиганта 3 000 — 5 000С. Спектры этих объектов имеют молекулярные полосы поглощения, максимальное излучение приходится на спектральные области: красную, а также инфракрасную. Спектральный класс красного сверхгиганта К и М. Самым известным сверхгигантом является Бетельгейзе.

Пульсары и нейтронные звезды

Когда жизнь звезды заканчивается, на ее месте образуется уникальное космическое тело – нейтронная звезда. Это компактные астрономические объекты, радиус которых не превышает 10 километров. А масса нейтронной звезды составляет около 1,4 массы Солнца. Состоят такие объекты в основном из нейтронов. Эти звезды относятся к самым интересным астрофизическим объектам.

Вещество, из которого состоят эти тела, имеет сверхпроводимость, сверхтекучесть, излучение нейтрино, наличие сверхсильных магнитных полей и прочее. Просто огромна и плотность нейтронной звезды. Именно поэтому она при небольших размерах имеет невероятную массу. Строение нейтронной звезды ни на что не похоже. Внутри нее кипит раскаленное вещество, заключенное в тонкую твердую оболочку, над которой бушует горячая плазма. Это тело имеет магнитное поле, которое превосходит солнечное в триллионы раз.

То, что во Вселенной могут существовать макрообъекты, состоящие в основном  из нейтронов, доказал еще академик Л.Д.Ландау. Предположение о том, что нейтронные звезды рождаются во вспышках сверхновых, было сделано в 1934 году американскими учеными Ф. Цвикки и В.Бааде. Но, учитывая их небольшую светимость, обнаружить нейтронные звезды длительное время не удавалось. Такие тела имеют и другое название – пульсары. Их магнитные поля постоянно захватывают электроны из слоя плазмы, которые в результате начинают излучать радиосигналы.

Впервые такие радиоимпульсы были пойманы из определенных участков неба английскими учеными из Кембриджа в 1967 году. В ходе изучения мерцаний космических радиоисточников Д.Белл, работавшая под руководством Э.Хьюшина (первооткрыватель пульсаров, Лауреат Нобелевской премии в области физики за 1974 год), обнаружила строго периодический сигнал. Тогда некоторые исследователи решили, что имеют дело с сигналами внеземной цивилизации. Поэтому работы в данном направлении были засекречены. В дальнейшем было доказано, что это обычное природное явление.

Данные, полученные группой Хьюшина, стали известны другим ученым. И скоро исследователи пришли к выводу, что радиопульсары и нейтронные звезды обозначают одно и то же понятие. Самое интересное, что нейтронные звезды ученые наблюдали еще за пять лет до открытия радиопульсаторов. Вот только сделать это помогли не радиоволны, а рентгеновские лучи.

В 1962 году ученые установили на ракете специальный детектор и с его помощью смогли обнаружить достаточно мощный источник рентгеновского излучения в созвездии Скорпиона. С Земли подобные исследования провести не удавалось, поскольку рентгеновские лучи поглощаются нашей атмосферой.

 В 1970 году специалистам был известен уже целый ряд подобных объектов. Причем все они входили в состав двойных тесных систем и забирали себе часть вещества нейтронной звезды, которая находилась по соседству. В этом случае вещество приобретает скорость, близкую к скорости света, и при столкновении с поверхностью нейтронной звезды переходит в тепло (температура достигает нескольких миллионов градусов), которое и излучается в рентгеновском диапазоне.

Современной науке известны интересные тесные двойные системы, состоящие из двух нейтронных звезд. За счет гравитационных волн они довольно быстро сближаются.

В итоге за время, меньше возраста Вселенной, они должны слиться, выделив при этом колоссальное количество энергии, намного превосходящее энергию взрыва сверхновой звезды. За одной из таких систем и наблюдали в 1970 году Р. Халс и Жд.Тейлор, которые за результатами своей работы были удостоены Нобелевской премии в области физики.

Столкновение двух нейтронных звезд Источник

Озон и Солнце

В 1968 году на страницах престижного журнала Nature разразилась дискуссия. Биохимик К. Д. Терри и астрофизик Уоллес Такер оценили, что Земля за время существования на ней жизни около 10 раз подвергалась такому облучению от сверхновых, что полученная доза была бы смертельной для большинства лабораторных животных. В конце статьи авторы отметили, что космические лучи «обязательно должны оставить какой-то след в геологической летописи».

Вскоре в журнал поступило возражение от другого американского астрофизика, Говарда Ластера. Он писал, что космические лучи движутся в магнитном поле Галактики сложными запутанными путями, а потому вместо короткого губительного импульса нашу планету ожидает лишь растянутое на сотни лет повышение радиационного фона, недостаточное для массового вымирания. Дискуссия заглохла, пока не появилась свежая идея.

К началу 1970-х годов было обнаружено, что атмосферные ядерные взрывы порождают оксиды азота, разрушающие озоновый слой. В 1974 году физик Малвин Рудерман из Колумбийского университета (США, Нью-Йорк) отметил, что такой же эффект на сотни лет вызовут и космические лучи от близкой сверхновой. Озон защищает поверхность Земли от жесткого солнечного ультрафиолета. Сверхновая может отключить эту защиту, и тогда жизнь на Земле будет уничтожаться самим Солнцем.

Основная структура звёздных тел

внутренняя зона:

• ядро — центр, где протекают термоядерные реакции;
• конвективная зона — область, в которой энергия переносится посредством перемешения вещества;
• лучистая зона — область, где энергия переносится в результате излучения фотонов. Правда, она отсутствует у звезд с малой массой.

В процессе эволюции светила со средней и большой массой, так сказать, наращивают дополнительные слои. В которых, так же как и внутри, происходят ядерные реакции. Чем больше масса, тем больше слоёв. Но в них гореть может уже не водород, а углерод, превращающийся в тяжёлые элементы. К примеру, даже в железо.

внешняя часть — атмосфера.

Она расположена над поверхностью звезды и также, как и внутренняя область, состоит из трёх зон:

• фотосфера — находится в самом низу, в ней формируется спектр;
• хромосфера — окружает нижнюю часть, чаще всего красного цвета за счет водородного излучения;
• корона — внешняя атмосферная зона, состоящая из плазмы и излучающая рентгеновское излучение.

Структура звезды

Старение звезды и изменение состава

Со временем термоядерные реакции внутри звезд постепенно изменяют их состав. Главной и самой простой реакцией синтеза, который протекает в большинстве звезд во Вселенной, и в нашем Солнце в том числе, является протон-протонный цикл. В нем четыре атома водорода сливаются воедино, образуя в итоге один атом гелия и очень большой выход энергии — до 98% общей энергии звезды.

Такой процесс называется еще «горением» водорода: в Солнце «сгорает» до 4 миллионов тонн водорода ежесекундно.

Изменение состава на примере Солнца

Количество гелия в ядре Солнца будет увеличиваться; соответственно, будет расти объем ядра звезды. Из-за этого увеличится площадь термоядерной реакции, а вместе с ней — интенсивность свечения и температура Солнца. Через 1 миллиард лет (в возрасте 5,6 млрд лет) энергия звезды вырастет на 10%. В возрасте 8 миллиардов лет (через 3 млрд лет от сегодняшнего дня) солнечное излучение составит 140% от современного.

Рост интенсивности протон-протонной реакции сильно отразится на составе звезды — водород, мало затронутый с момента рождения, станет сгорать куда быстрее. Нарушится баланс между оболочкой Солнца и его ядром — водородная оболочка станет расширяться, а гелиевое ядро, наоборот, сужаться. В возрасте 11 миллиардов лет сила излучения из ядра звезды станет слабее сжимающей его гравитации — греть ядро теперь станет именно растущее сжатие.

Существенные изменения в составе звезды произойдут еще через миллиард лет, когда температура и сжатие ядра Солнца вырастет настолько, что запустится следующая стадия термоядерной реакции — «горение» гелия.

В итоге реакции, атомные ядра гелия сначала сбиваются вместе, превращаясь в нестабильную форму бериллия, а затем в углерод и кислород. Сила этой реакции невероятно велика — когда будут зажигаться нетронутые островки гелия, Солнце будет вспыхивать до 5200 раз ярче, чем сегодня!

Во время этих процессов ядро Солнца будет продолжать накаляться, а оболочка расширится до границ орбиты Земли и значительно остынет — ибо чем больше площадь излучения, тем больше энергии теряет тело. Пострадает и масса светила: потоки звездного ветра будут уносить остатки гелия, водорода и новообразованных углерода с кислородом в далекий космос.

Так наше Солнце превратится в красного гиганта. Полностью завершится развитие светила тогда, когда оболочка звезды окончательно истощится, и останется только плотное, горячее и маленькое ядро — белый карлик. Оно медленно будет остывать миллиардами лет.

Изменение состава звезд-гигантов

Цепочка трансформации крупных звезд куда дольше: она доходит вплоть до самого железа. Создаются и элементы потяжелее. У таких звезд уже нет пути назад — они взорвутся сверхновой, оставив по себе черную дыру или нейтронную звезду.

Хотя углерод и кислород существуют в звезде одновременно, во время реакций синтеза они создают вещества, распределяющиеся на принципиально разных уровнях звезды.

Так, углерод порождает легкие вещества, вроде неона, натрия или магния.

Кислород же создает тяжелые неметаллы, наподобие серы или фосфора, или неплотные металлы, как вот алюминий. А вместе с азотом они участвуют в CNO-цикле горения водорода — основном термоядерном процессе в больших звездах Главной последовательности.

Новые и сверхновые звезды

Иногда на небе ученые наблюдают резкую сильную вспышку, которая не имеет никакого отношения к мерцанию переменных светил. Так образуются новые и сверхновые звезды. Новые получили свое название, потому что раньше считалось, что на месте появления такого объекта первоначально была пустота. В ХХ веке, когда проводилось регулярное фотографирование небосвода, установили, что на месте вспышки «новых» светил все-таки была небольшая слабозаметная звездочка, но в определенный момент она почему-то резко увеличила свое свечение.

Новые звезды вспыхивают раз в несколько лет. И даже, несмотря на то, что количество излучаемого света увеличивается в десятки тысяч раз, заметить их невооруженных взглядом невозможно, настолько далеко они расположены.

Вспышка сверхновой звезды – куда более масштабное явление. Энергия, которая образуется при взрыве, сопоставима с солнечной, которую оно излучает за несколько миллиардов лет. Сверхновые звезды вспыхивают еще реже. Данное явление происходит как в нашей Галактике, так и за ее пределами. В 1054 г в китайских и японских хрониках в Галактике был отмечен взрыв сверхновой звезды, который видели даже в дневное время. В 1987 году с помощью современной аппаратуры удалось наблюдать вспышку сверхновой от начала до конца. Произошла она в галактике Большое Магелланово Облако.

Почему же вспыхивают новые и сверхновые звезды? Ответ на этот вопрос удалось найти лишь в середине ХХ века. Во время очередной вспышки, специалисты заметили, что произошел взрыв одной звезды из двойной системы. В этой паре одна звезда похожа на Солнце, относится в главной последовательности. Вторая – очень плотный белый карлик, его диаметр в 100 раз меньше Солнца. Звезды находятся очень близко друг к другу. В результате приливных сил вещество из желтого светила «переливалось» на карлика. Там оно попало в условия высоких температур и давления, что запустило термоядерные реакции. На Солнце такие реакции происходят в недрах и являются относительно спокойными. В системе звезд это спровоцировало взрыв, в результате которого оболочка белого карлика начала сильно расширяться, а светимость двойной системы многократно увеличилась. Однако плотность оболочки была настолько низкой, что она никак не повредила желтой звезде. Сейчас светило продолжает «снабжать» карлика веществом и вполне вероятно, что через несколько сотен лет произойдет еще одна вспышка новой звезды на небе.

Со сверхновыми дела обстоят немного иначе. В созвездии Тельца учеными было обнаружено светящееся газовое облако – Крабовидная туманность. Сейчас оно расширяется и специалистам удается определить скорость этого расширения. Если в течение определенного времени скорость не менялась, то примерно 1000 лет назад, вещество из туманности находилось в одной точке – в том месте, где произошла вспышка сверхновой звезды. Так ученые определили, что Крабовидная туманность – это остатки после вспышки. Позже были обнаружены еще аналогичные туманности. Самое интересное, что в центре Крабовидной туманности находится звезда пульсар. Ее вещество гораздо плотнее, чем у белых карликов. Ели очень массивные светила в конце своей жизни теряют устойчивость, то это становится причиной взрыва сверхновой звезды.

Наблюдать за звездами увлекательно и познавательно. Даже не используя никакой современной аппаратуры, можно для себя сделать много удивительных открытий. На небосводе регулярно появляются новые объекты. Только в нашей Галактике Млечный Путь ежегодно рождается около пяти новых звезд.

Белые карлики

Одним из этапов звездной эволюции принято считать этап образования белых карликов. Они приходят на смену красным гигантам после потери своей массы, а также после сбрасывания ими оболочки и обнажения ядра. Открытие и изучение этих звезд началось с 1914 года, когда американский астроном У. Адамс открыл Сириус. На данный момент – это самая известная звезда на небосводе. Находится она в созвездии Большого Пса. Это представитель классических белых карликов, которых не так уж и много во Вселенной. Светимость их достаточно маленькая, поэтому их открывали неподалеку от Солнца. И лишь со временем, с появлением мощных космических телескопов, астрономы обнаружили такие тела и в шаровом скоплении, находящемся на достаточно далеком расстоянии от Земного шара.

Ученые подсчитали, что молодые белые карлики на первых этапах своего развития сжимаются. Их радиус уменьшается. И уже в первые миллионы лет своего существования он сокращается до сотен километров. Причиной этому служит постепенное остывание тела. Масса белых карликов составляет всего от 0,6 до 1,44 массы Солнца. Температура поверхности белых карликов может достигать до 200 000С.  Плотность вещества достаточно высокая, и равна 105 — 109 г/см³. 

Длительность жизни этих объектов напрямую зависит от времени их полного остывания. Спектральная характеристика белых карликов значительно отличается от звезд главной последовательности и красных гигантов. Их относят к отдельному спектральному классу D.

И как взаимосвязаны размер и масса планет.

«Несколько столетий назад первопроходцы-мореплаватели определили расположение континентов и форму нашей планеты, а ученые рассчитали ее размер. Сейчас же мы пытаемся выяснить масштабы и состав всего космоса», – однажды отметил британский космолог и астрофизик Мартин Рис. Каждый школьник знает, что самая большая планета Солнечной системы – это Юпитер. А что, если отправиться дальше во Вселенную?

Между планетой и звездой большая разница, но некоторые планеты могут быть значительно больше, чем все, что мы имеем в нашей Солнечной системе. Фото: ATG Medialab / ESA.

Юпитер может быть самой большой и тяжелой планетой в Солнечной системе. Но стоит добавить ему веса – его размеры тут же уменьшатся.

YouTube

Дело в том, что если у объекта слишком много массы, его ядро ​​начинает превращать более легкие элементы в более тяжелые. Так, если увеличить массу Юпитера в 80 раз и больше – получится не планета, а звезда, превращающая водород в гелий.

Юпитер может быть самой большой и массивной планетой в Солнечной системе, но если добавить к нему массу то это уменьшит его. Фото:  Lunar and Planetary Institute

Но граница между планетами и звездами не так проста. При массе примерно в 13-80 раз больше массы Юпитера получится субзвезда. Их еще называют .

NASA, ESA, and G. Bacon (STScI).

Такие пограничные с звездами объекты будут синтезировать «дейтерий + дейтерий» в гелий-3 или тритий, при этом оставаясь приблизительно того же размера, что и Юпитер. Но имея гораздо большую массу.

 1Gai.ru /  NASA / JPL-Caltech / UCB.

Один из примеров коричневых карликов – Глизе 229b. И хотя он примерно в 20 раз тяжелее Юпитера, его размеры составляют всего 47% радиуса пятой планеты Солнечной системы.

Глизе 229 — красный карлик, вокруг которого вращается Глизе 229b, коричневый карлик, который синтезирует только дейтерий. Хотя Глизе 229b примерно в 20 раз больше массы Юпитера, это всего около 47% его радиуса. Фото: Т. Накадзима и С. Кулкарни (Калифорнийский технологический институт), С. Дарранс и Д. Голимовски (JHU), НАСА

Наконец, переходим к планетам. Самые тяжелые находятся на невидимой границе с коричневыми карликами – субзвездами. А если дело касается размеров – самые большие планеты имеют вес, который составляет нечто среднее между весом Сатурна и Юпитера.

Причем чем тяжелее будет планета, тем меньше будет ее размер, пока она не превратится в звезду в результате ядерного синтеза. При превышении определенной массы атомы внутри больших планет начнут сжиматься настолько сильно, что такое утяжеление приведет к сокращению ее размеров. Это происходит и в нашей Солнечной системе, что объясняет, почему Юпитер в три раза тяжелее Сатурна, но только на 20% больше в размере.

Wikimedia Commons MarioProtIV

Еще один пример – экзопланета Kepler-39b. Это одна из самых тяжелых известных планет – ее масса в 18 раз больше, чем у Юпитера, отчего она находится прямо на границе между планетой и коричневым карликом. Но если взглянуть на ее радиус – он всего на 22% больше радиуса Юпитера.

Юпитер может быть всего в 12 раз больше диаметра Земли, но самые большие планеты на самом деле менее массивны, чем Юпитер, а более массивные сжимаются по мере увеличения массы. NASA Ames / W. Stenzel; Принстонский университет / Т. Мортон.

На фото – Юпитер в «разрезе». Если удалить все слои атмосферы, его ядро ​​выглядело бы, как скалистая суперземля. Планеты, сформированные с меньшим количеством тяжелых элементов, могут быть намного больше и менее плотными, чем Юпитер. Но во многих солнечных системах планеты состоят из гораздо более легких элементов без крупных скалистых ядер внутри. Wikimedia Commons Kelvinsong.

Например, WASP-17b. Это одна из крупнейших планет, которая была обнаружена в 2009 году. Ее радиус в 2 раза больше радиуса Юпитера, но вес составляет всего 48,6% от его массы. Можно найти и еще несколько планет, которые больше Юпитера, но лишь немногие будут его тяжелее. 

 ЕКА / Хаббл и НАСА

Каков итог? Наш Юпитер можно смело отнести к крупнейшим планетам всей Вселенной. Конечно, можно найти побольше и потяжелее, но самые массивные планеты окажутся меньше Юпитера, а самые крупные по размеру – гораздо легче.