Пожалуйста, перестаньте называть наше Солнце «средней звездой». Это философски сомнительно и астрономически неверно.
Ключевые выводы
- Многие утверждают, что наша планета вращается вокруг «средней звезды». Но Солнце совсем не среднее.
- С точки зрения астрономической переписи, «средняя звезда» примерно вдвое меньше нашего Солнца.
- Это имеет серьезные последствия для внеземной жизни, поскольку эти обычные, более мелкие звезды производят гораздо меньше энергии.
Вы слышите это все время. Всякий раз, когда кто-то хочет задействовать бескрайние просторы пространства и времени, он делает некоторые заявления о том, что мы, люди, оказываемся на скале, «вращающейся вокруг средней звезды». Весь этот мем о «средней звезде» отлично работает, если вы хотите, чтобы казалось, что мы вообще не являемся чем-то особенным во Вселенной. Но с точки зрения звездной переписи это просто неправда.
Солнце, наш счастливый родитель слияния, просто не обычное. Понимание того, почему это открывает дверь к одной из самых интересных астрофизики во Вселенной: истории звездообразования.
Звездообразование
Звезды представляют собой гигантские шары газообразного водорода (с небольшим количеством гелия и небольшим количеством более тяжелых элементов). Когда я говорю «гигант», я не шучу. Солнце содержит около миллиарда, миллиарда, миллиарда тонн вещества. Это означает, что каждая звезда находится в состоянии войны с собственной гравитацией, которая бесконечно пытается втиснуть ее в небытие (как черную дыру). Высвобождение энергии в результате термоядерных реакций в ядре обеспечивает толчок наружу, который сдерживает внутреннее столкновение гравитации. Но как любая звезда попадает в такой баланс? Каким-то образом весь этот газ должен быть собран в одном месте, чтобы звезды заработали. Отслеживая эту историю, мы можем увидеть, что Солнце совсем не среднее.
Звезды образуются из облаков газа и пыли в «межзвездной среде» (МЗС). Большая часть материала в ISM довольно разреженная, но есть места, где вещество было сметено сверхновыми звездами и звездным ветром, образуя довольно плотные холодные облака. Названные молекулярными облаками (потому что мы можем видеть их в свете, испускаемом такими веществами, как угарный газ), они могут простираться на сотни световых лет и содержать газа на миллионы Солнц. Поскольку они такие холодные (на десять градусов выше абсолютного нуля), некоторые части этих облаков (назовем их «облаками») готовы схлопнуться под действием собственной гравитации, если их просто подтолкнуть. Проходящей ударной волны или даже столкновения с другим облачком может быть достаточно, чтобы дать гравитации преимущество.
В течение следующего миллиона лет или около того облачко начнет сжиматься. Газ с внешних краев стекает во внутреннее ядро, увеличивая там плотность и создавая зародыш, который вскоре станет звездой. Температура в ядре также увеличивается, поскольку материал в самом центре сильно сжимается всем материалом, уложенным над ним. Как только температура в центре поднимается выше нескольких миллионов градусов, включаются ядерные реакции, и буквально рождается звезда.
Эта история звездообразования прямолинейна, и мы ее очень хорошо понимаем. Однако в историю не включено следующее: звезда какого размера появляется в конце? На небе есть звезды, масса которых в 100 раз превышает массу нашего Солнца. Есть также звезды с массой в десятую часть массы нашего Солнца. Какую звезду в среднем следует ожидать в этой истории о звездообразовании?
Ответ можно найти, просто посчитав звезды разной массы. Отсюда мы получаем то, что называется функцией начальной массы (IMF, но не так, как банк), которая говорит нам, насколько вероятно при звездообразовании создать звезду с массой в одну солнечную массу, подобную Солнцу, по сравнению, скажем, с массой в десять солнечных. -массовая звезда (такая, что становится сверхновой). Везде, где начальная функция масс достигает пика, это будет настоящая «средняя звезда» во Вселенной.
Наша особенная звезда
Итак, каков ответ? Где пик МВФ? Не десять солнечных масс. Не на одну солнечную массу (как Солнце). Вместо этого начальная функция масс достигает максимума примерно в половину массы Солнца. Наиболее распространенный тип звезд, возникающих в процессе звездообразования, намного меньше Солнца. Эти звезды, называемые М-карликами, не только менее массивны; они также меньше, с радиусом примерно вдвое меньше, чем у Солнца. Кроме того, они холоднее: температура их поверхности составляет около 3600° Кельвина по сравнению с температурой Солнца почти 5600° К. Наконец, они намного менее ярки, излучая в космос лишь в 0,05 раза больше света, чем Солнце.
Все эти факты больше, чем просто астрономические мелочи. Поскольку этих меньших звезд намного больше, их будет больше рядом с нами, чем таких звезд, как наше Солнце. И поскольку мы очень заинтересованы в поиске планет с жизнью во Вселенной, общность и близость этих М-звезд означает, что именно в них мы будем проводить большую часть нашей охоты за жизнью. Но может ли жизнь сформироваться, используя скудную энергию таких тусклых холодных звезд?
Это вопрос в другой раз. Сегодня достаточно увидеть, что великолепная, яркая, теплая термоядерная печь в нашем небе действительно не является средней.