Масса звёзд и галактик

Масса звезд и галактик

Иногда бывает непросто взвесить даже небольшие, земные, предметы. А как определяются массы звёзд или громадных галактик, если их невозможно поместить на весы? Да и где та точка опоры, с помощью которой Архимед советовал небесные тела кантовать? Исаак Ньютон принимал за массу тела количество имеющейся в нём материи. Но времена вносили корректировки в понимание проблемы, и теперь эту величину определяет инертность тел. Они тем тяжелее, чем труднее им предать ускорение. Масса тел определяется различными методами.

Методы измерений
  • Гравиметрический. Эта методика использует данные измерений силы тяжести, которая характеризует поверхность измеряемого тела. Имея значения силы тяжести и радиуса, например, Земли, можно вычислить её массу.
  • Применяя третий, уточнённый, закон Кеплера. При наличии у планеты хотя бы одного спутника и известным: расстоянию до него и периоду обращения вокруг планеты, возможно определение соотношения масс планеты и звезды.
  • Анализируя видимые возмущения одних небесных тел относительно движения других.

Именно определение земной массы стало первым этапом в решении задачи по вычислениям масс звёзд. Применяя геодезические методы, была с большой точностью измерена линейная длина градуса дуги меридиана. Получив это значение и применив закон Всемирного тяготения, масса Земли была установлена. Она составила 6 . 1024 кг. Зная эту величину, использовав третий кеплеровский закон, узнали массу Луны – 7,3477·1022 кг. А это уже позволило определить массивность и самого нашего светила – 1,9891·1030 кг. После этого вычисление масс остальных объектов Солнечной системы не составило особого труда.

Определение массы звезды

Определение массивности звёзд с достаточной точностью не всегда возможно. Для этого должны совпасть два компонента: у звезды существует компаньон, и расстояние до неё известно. Сначала вычисляется общая сумма масс, а потом, в зависимости от некоторых компонентов, в частности, яркости, сумма делится пропорционально. Имеющиеся вычисленные данные о ста двойных звёздах различных типов дали возможность увидеть важную закономерность: массы звёзд и их светимость находятся в прямой зависимости. А это позволяет оценить массивность звёзд по силе их светимости – звёздной величине. То есть, чтобы рассчитать массу звезды, необходимо определить класс её светимости. Этот метод нельзя использовать лишь для белых карликов и пульсаров. Другой вариант измерения данного параметра основан на красных смещениях в поле тяготения звезды. Измеряются гравитационные смещения спектральных линий.

Измерение масс звёздных скоплений

Этот параметр определяются по общей сумме масс всех его компаньонов. В шаровых скоплениях не всё так просто: не всегда удаётся подсчитать участников скопления и определить их светимости. Поэтому применяются методы, имеющие под собой некоторые статистические принципы. Учитываются радиус скопления, а также отклонения лучевых скоростей конкретных звёзд от средних значений.

Масса галактики

Значение массы для галактики, например, нашей, определяется на базе фактического её вращения. Каждая звезда, в частности, Солнце, имеет центростремительное ускорение, определяемое притяжением галактического вещества в границах орбиты. Имея некоторые значения: расстояние от звезды до галактического ядра, её орбитальную скорость, можно вычислить и массу галактики. 

Параметры некоторых объектов

Звёзды разделяются по спектральному классу, звёздной величине, светимости. Но одной из основных их характеристик является, конечно же, масса. И тут нет прямой пропорции. Звёздный гигант, имея размер, в разы и сотни раз больший, чем Солнце, по массе может превосходить его не намного. Например, жёлтый гигант Капелла, главная звезда Возничего, больше Солнца по радиусу в 9 – 12 раз, а массивнее всего в 2,5 раза. А Бетельгейзе, красный сверхгигант Ориона, превышает солнечный радиус в 950 – 1200 раз, но массу имеет всего в 13 – 17 солнечных. А вот у белых карликов, обладающих массой, сравнимой с массой нашего светила, радиусы на два порядка меньше. Проще всего говорить о массах чёрных дыр. Они могут иметь минимальные значения – порядка 10-5 г (при радиусе около 10-35 м), но максимум их – бесконечность, к которой они устремлены.

Масса галактики – значение более солидное. Например, масса нашего Млечного Пути определена как 3 . 1012 масс Солнца, а таинственная галактика Андромеда массивнее нашей всего в полтора раза. Вероятно, самая большая из обнаруженных галактик – IC 1101. Она находится в созвездии Змеи, и до неё 1,07 млрд. световых лет. При невероятном диаметре в 6 млн. световых лет, масса её превышает солнечную в 24,5 триллиона раз! Если эту супергалактику поместить на место галактики нашей, то она успешно поглотит оба Магеллановых Облака, Андромеду и Треугольник.

Массы звёзд и галактик представить невероятно сложно. Для нас всё, что выходит за пределы в тысячи тонн, уже находится на грани восприятия. Но это понятно, ведь мы существуем в мире обычном, измеряемом единицами, которые можно «пощупать». Чтобы более зримо представлять макромиры, нужно в них погрузиться. Но и оказавшись там, вряд ли можно реально оценить массы звёзд и массы галактик.

ПОДЕЛИТЬСЯ