النجوم القزمة البيضاء. الأقزام البيضاء

نجم نيوتروني

تظهر الحسابات أنه خلال انفجار سوبر نوفا مع M ~ 25M، كثيفة نواة النيوترون(نجم نيوتروني) كتلته ~ 1.6M. في النجوم ذات الكتلة المتبقية M > 1.4M والتي لم تصل إلى مرحلة المستعر الأعظم، يكون ضغط غاز الإلكترون المنحل أيضًا غير قادر على موازنة قوى الجاذبية ويتم ضغط النجم إلى حالة الكثافة النووية. آلية هذا الانهيار الجاذبي هي نفسها التي تحدث أثناء انفجار المستعر الأعظم. يصل الضغط ودرجة الحرارة داخل النجم إلى هذه القيم التي يبدو عندها أن الإلكترونات والبروتونات "تضغط" على بعضها البعض ونتيجة للتفاعل

بعد انبعاث النيوترينوات، تتشكل النيوترونات، وتحتل حجم طور أصغر بكثير من الإلكترونات. ويظهر ما يسمى بالنجم النيوتروني تصل كثافته إلى 1014 - 1015 جم/سم3 . الحجم المميز للنجم النيوتروني هو 10 - 15 كم. بمعنى ما، النجم النيوتروني هو نواة ذرية عملاقة. إضافي ضغط الجاذبيةيمنعها ضغط المادة النووية الناتج عن تفاعل النيوترونات. وهذا أيضًا هو ضغط الانحلال، كما حدث سابقًا في حالة القزم الأبيض، ولكنه ضغط الانحلال لغاز نيوتروني أكثر كثافة. هذا الضغط قادر على حمل كتل تصل إلى 3.2 م.
تعمل النيوترينوات الناتجة في لحظة الانهيار على تبريد النجم النيوتروني بسرعة كبيرة. وفقًا للتقديرات النظرية، تنخفض درجة حرارته من 1011 إلى 109 كلفن في زمن ~ 100 ثانية. علاوة على ذلك، ينخفض ​​معدل التبريد قليلاً. ومع ذلك، فهو مرتفع جدًا على المقياس الفلكي. يحدث انخفاض في درجة الحرارة من 10 9 إلى 10 8 كلفن في 100 عام وإلى 10 6 كلفن في مليون سنة. كشف النجوم النيوترونية الطرق البصريةصعبة للغاية بسبب صغر حجمها ودرجة الحرارة المنخفضة.
في عام 1967 م جامعة كامبريدجاكتشف هيويش وبيل المصادر الكونية للإشعاع الكهرومغناطيسي الدوري - النجوم النابضة. تتراوح فترات تكرار النبض لمعظم النجوم النابضة من 3.3·10 -2 إلى 4.3 ثانية. وفقًا للمفاهيم الحديثة، فإن النجوم النابضة هي نجوم نيوترونية دوارة كتلتها من 1 إلى 3 أمتار وقطرها من 10 إلى 20 كيلومترًا. فقط الأجسام المدمجة التي لها خصائص النجوم النيوترونية هي التي يمكنها الحفاظ على شكلها دون الانهيار بسرعات الدوران هذه. يؤدي الحفاظ على الزخم الزاوي والمجال المغناطيسي أثناء تكوين النجم النيوتروني إلى ولادة نجوم نابضة سريعة الدوران ذات مجال مغناطيسي قوي B ~ 10 12 G.
ويعتقد أن النجم النيوتروني له مجال مغناطيسي لا يتطابق محوره مع محور دوران النجم. في هذه الحالة، ينساب إشعاع النجم (موجات الراديو والضوء المرئي) عبر الأرض مثل أشعة المنارة. عندما يعبر الشعاع الأرض، يتم تسجيل النبض. يحدث إشعاع النجم النيوتروني نفسه بسبب حقيقة أن الجزيئات المشحونة من سطح النجم تتحرك نحو الخارج خطوط الكهرباءانبعاث المجال المغناطيسي الموجات الكهرومغناطيسية. تظهر آلية البث الراديوي للنجم النابض، التي اقترحها غولد لأول مرة، في الشكل 1. 39.

إذا ضرب شعاع من الإشعاع مراقبًا على الأرض، يكتشف التلسكوب الراديوي نبضات قصيرة من الانبعاث الراديوي بفترة تساوي فترة دوران النجم النيوتروني. يمكن أن يكون شكل النبض معقدًا للغاية، والذي يتم تحديده من خلال هندسة الغلاف المغناطيسي للنجم النيوتروني وهو ما يميز كل نجم نابض. فترات دوران النجوم النابضة ثابتة تمامًا وتصل دقة قياس هذه الفترات إلى أرقام مكونة من 14 رقمًا.
حاليًا، تم اكتشاف النجوم النابضة التي تعد جزءًا من الأنظمة الثنائية. إذا كان النجم النابض يدور حول المكون الثاني، فيجب ملاحظة التغيرات في فترة النجم النابض بسبب تأثير دوبلر. عندما يقترب النجم النابض من الراصد، تقل الفترة المسجلة لنبضات الراديو بسبب تأثير دوبلر، وعندما يتحرك النجم النابض بعيدًا عنا، تزداد دورته. وبناء على هذه الظاهرة تم اكتشاف النجوم النابضة التي هي جزء من النجوم المزدوجة. بالنسبة لأول نجم نابض تم اكتشافه PSR 1913 + 16، وهو جزء من نظام ثنائي، كانت الفترة المدارية 7 ساعات و45 دقيقة. الفترة الخاصةزمن دوران النجم النابض PSR 1913 + 16 هو 59 مللي ثانية.
من المفترض أن يؤدي إشعاع النجم النابض إلى انخفاض سرعة دوران النجم النيوتروني. كما تم العثور على هذا التأثير. يمكن أيضًا أن يكون النجم النيوتروني الذي يعد جزءًا من نظام ثنائي مصدرًا لإشعاع الأشعة السينية المكثف.
يظهر في الشكل هيكل نجم نيوتروني كتلته 1.4 متر ونصف قطره 16 كيلومترًا. 40.

أنا عبارة عن طبقة خارجية رقيقة من الذرات المكتظة بكثافة. في المنطقتين II و III، يتم ترتيب النوى على شكل شبكة مكعبة مركزية الجسم. المنطقة الرابعة تتكون بشكل رئيسي من النيوترونات. في المنطقة الخامسة، يمكن أن تتكون المادة من بيونات وهيبرونات، وتشكل النواة الهادرونية للنجم النيوتروني. ويجري حاليًا توضيح تفاصيل معينة حول بنية النجم النيوتروني.
إن تكوين النجوم النيوترونية لا يكون دائمًا نتيجة لانفجار سوبر نوفا. هناك آلية أخرى محتملة لتكوين النجوم النيوترونية أثناء تطور الأقزام البيضاء في ثنائيات قريبة أنظمة النجوم. يؤدي تدفق المادة من النجم المرافق إلى القزم الأبيض إلى زيادة كتلة القزم الأبيض تدريجيًا وعند وصوله الكتلة الحرجة(حد شاندراسيخار) يتحول القزم الأبيض إلى نجم نيوتروني. وفي حالة استمرار تدفق المادة بعد تكوين النجم النيوتروني، فإن كتلته يمكن أن تزيد بشكل كبير، ونتيجة لانهيار الجاذبية، يمكن أن يتحول إلى ثقب أسود. وهذا يتوافق مع ما يسمى بالانهيار "الصامت".
يمكن أن تظهر النجوم الثنائية المدمجة أيضًا كمصادر لإشعاع الأشعة السينية. وينشأ أيضًا بسبب تراكم المادة المتساقطة من نجم "عادي" إلى نجم أكثر إحكاما. عندما تتراكم المادة على نجم نيوتروني مع B > 10 10 G، تقع المادة في منطقة القطبين المغناطيسيين. يتم تعديل إشعاع الأشعة السينية من خلال دورانها حول محورها. تسمى هذه المصادر بالنجوم النابضة للأشعة السينية.
هناك مصادر للأشعة السينية (تسمى الانفجارات)، حيث تحدث رشقات من الإشعاع بشكل دوري على فترات تتراوح من عدة ساعات إلى يوم واحد. الوقت المميزارتفاع الانفجار - 1 ثانية. مدة الانفجار من 3 إلى 10 ثواني. يمكن أن تكون الشدة في لحظة الانفجار أعلى بمقدار 2-3 مرات من اللمعان عند حالة الهدوء. حاليا، عدة مئات من هذه المصادر معروفة. ويعتقد أن رشقات الإشعاع تحدث نتيجة للانفجارات النووية الحرارية للمادة المتراكمة على سطح النجم النيوتروني نتيجة التراكم.
ومن المعروف أنه على مسافات صغيرة بين النيوكليونات (< 0.3·10 -13 см) القوات النوويةيتم استبدال عوامل الجذب بقوى التنافر، أي أن مقاومة المادة النووية على مسافات قصيرة لقوة ضغط الجاذبية تزداد. إذا كانت كثافة المادة في مركز النجم النيوتروني تتجاوز الكثافة النووية ρ السم وتصل إلى 10 15 جم / سم 3، ثم في مركز النجم، إلى جانب النيوكليونات والإلكترونات، تكون الميزونات والهايبرونات وغيرها من الجزيئات الأكثر ضخامة تشكلت أيضا. تجري حاليًا دراسات حول سلوك المادة عند كثافات تتجاوز الكثافة النووية المرحلة الأوليةوهناك العديد من المشاكل التي لم يتم حلها. تظهر الحسابات أنه عند كثافات المادة ρ > ρ السم، من الممكن حدوث عمليات مثل ظهور مكثفات البيون، وانتقال المادة النيوترونية إلى حالة بلورية صلبة، وتكوين بلازما هايبرون وكوارك جلون. من الممكن تكوين حالات فائقة السيولة وفائقة التوصيل للمادة النيوترونية.
وفقًا للأفكار الحديثة حول سلوك المادة عند كثافات 10 2 - 10 3 مرات أعلى من النووية (أي، تتم مناقشة هذه الكثافات عند مناقشة البنية الداخلية للنجم النيوتروني)، تتشكل النوى الذرية داخل النجم بالقرب من الاستقرار حد. يمكن تحقيق فهم أعمق من خلال دراسة حالة المادة اعتمادًا على كثافة المادة النووية ودرجة حرارتها واستقرارها عند نسب غريبة لعدد البروتونات إلى عدد النيوترونات في النواة n p / n n مع الأخذ في الاعتبار العمليات الضعيفة التي تنطوي على النيوترينوات . في الوقت الحاضر، الإمكانية الوحيدة عمليًا لدراسة المادة عند كثافات أعلى من الكثافة النووية هي التفاعلات النووية بين الأيونات الثقيلة. ومع ذلك، لا تزال البيانات التجريبية المتعلقة بتصادمات الأيونات الثقيلة توفر معلومات غير كافية، نظرًا لأن القيم القابلة للتحقيق لـ n p / n n لكل من النواة المستهدفة والنواة المتسارعة الحادثة صغيرة (~ 1 - 0.7).
قياسات دقيقةأظهرت فترات النجوم النابضة الراديوية أن سرعة دوران النجم النيوتروني تتباطأ تدريجياً. ويرجع ذلك إلى انتقال الطاقة الحركية لدوران النجم إلى الطاقة الإشعاعية للنجم النابض وانبعاث النيوترينوات. وتفسر التغيرات الصغيرة المفاجئة في فترات النجوم النابضة الراديوية بتراكم الضغط في الطبقة السطحية للنجم النيوتروني، المصحوب بـ"تشقق" و"كسور"، مما يؤدي إلى تغير في سرعة دوران النجم. تحتوي الخصائص الزمنية المرصودة للنجوم النابضة الراديوية على معلومات حول خصائص "قشرة" النجم النيوتروني، والظروف الفيزيائية بداخله، والسيولة الفائقة للمادة النيوترونية. تم مؤخرًا اكتشاف عدد كبير من النجوم النابضة الراديوية ذات فترات أقل من 10 مللي ثانية. وهذا يتطلب توضيح الأفكار حول العمليات التي تحدث في النجوم النيوترونية.
مشكلة أخرى هي دراسة عمليات النيوترينو في النجوم النيوترونية. يعد انبعاث النيوترينو أحد الآليات التي يفقد بها النجم النيوتروني الطاقة خلال 10 5 - 10 6 سنوات بعد تكوينه.

إذا نظرت عن كثب إلى سماء الليل، فمن السهل أن تلاحظ أن النجوم التي تنظر إلينا تختلف في اللون. مزرقة ، بيضاء ، حمراء ، تتألق بالتساوي أو تومض مثل إكليل شجرة عيد الميلاد. ومن خلال التلسكوب، تصبح اختلافات الألوان أكثر وضوحًا. السبب الذي أدى إلى هذا التنوع يكمن في درجة حرارة الغلاف الضوئي. وعلى عكس الافتراض المنطقي، فإن النجوم الأكثر سخونة ليست النجوم الحمراء، بل النجوم الزرقاء والزرقاء والبيضاء. ولكن أول الأشياء أولا.

التصنيف الطيفي

النجوم عبارة عن كرات غازية ضخمة وساخنة. تعتمد الطريقة التي نراها بها من الأرض على العديد من العوامل. على سبيل المثال، النجوم لا تومض في الواقع. من السهل جدًا التحقق من ذلك: فقط تذكر الشمس. يحدث تأثير الخفقان بسبب الضوء القادم من الأجسام الكونيةبالنسبة لنا، يتغلب على الوسط بين النجوم، مليئة بالغباروالغاز. شيء آخر هو اللون. إنه نتيجة لتسخين الأصداف (خاصة الغلاف الضوئي) إلى درجات حرارة معينة. قد يختلف اللون الفعلي عن اللون الظاهر، ولكن الفرق عادة ما يكون صغيرًا.

اليوم، يتم استخدام تصنيف هارفارد الطيفي للنجوم في جميع أنحاء العالم. يعتمد على درجة الحرارة ويعتمد على النوع والكثافة النسبية لخطوط الطيف. كل فئة لها نجمة المقابلة لون معين. تم تطوير التصنيف في مرصد هارفارد في 1890-1924.

رجل إنجليزي حليق يمضغ التمر مثل الجزر

هناك سبع فئات طيفية رئيسية: O—B—A—F—G—K—M. يعكس هذا التسلسل انخفاضًا تدريجيًا في درجة الحرارة (من O إلى M). لتذكرها، هناك صيغ ذاكري خاصة. في اللغة الروسية، يبدو أحدهم كالتالي: "رجل إنجليزي حليق يمضغ التمر مثل الجزر". تتم إضافة فئتين أخريين إلى هذه الفئات. يشير الحرفان C وS إلى نجوم باردة ذات نطاقات من أكاسيد المعادن في الطيف. دعونا نلقي نظرة فاحصة على فئات النجوم:

• تتميز الفئة O بأعلى درجة حرارة سطحية (من 30 إلى 60 ألف كلفن). وتتجاوز النجوم من هذا النوع الشمس بمقدار 60 مرة في الكتلة و15 مرة في نصف القطر. هُم لون مرئي- أزرق. من حيث اللمعان، فهي أكبر بمليون مرة من نجمنا. النجم الأزرقويتميز HD93129A، الذي ينتمي إلى هذه الفئة، بواحد من أعلى اللمعان بين الأجسام الكونية المعروفة. وبحسب هذا المؤشر فهو يسبق الشمس بخمسة ملايين مرة. يقع النجم الأزرق على مسافة 7.5 ألف سنة ضوئية منا.
• تبلغ درجة حرارة الفئة ب 10-30 ألف كلفن، وهي كتلة أكبر بـ 18 مرة من كتلة الشمس. هذه هي النجوم الزرقاء والبيضاء والبيضاء. نصف قطرها أكبر بـ 7 مرات من نصف قطر الشمس.
• تتميز الفئة (أ) بدرجة حرارة تتراوح بين 7.5 و10 آلاف كلفن، ونصف قطر وكتلة أعلى بـ 2.1 و3.1 مرة على التوالي من الشمس. هذه نجوم بيضاء.
• الفئة F: درجة الحرارة 6000-7500 كلفن. الكتلة أكبر من الشمس بـ 1.7 مرة، ونصف القطر 1.3. ومن الأرض تظهر هذه النجوم أيضًا باللون الأبيض، ولونها الحقيقي هو الأبيض المصفر.
• الفئة G: درجة الحرارة 5-6 ألف كلفن. الشمس تنتمي إلى هذه الفئة. اللون المرئي والحقيقي لهذه النجوم هو اللون الأصفر.
• الفئة K: درجة الحرارة 3500-5000 كلفن. نصف القطر والكتلة أقل من الطاقة الشمسية، 0.9 و 0.8 من المعلمات المقابلة للنجم. لون هذه النجوم المرئية من الأرض هو برتقالي مصفر.
• الفئة م: درجة الحرارة 2-3.5 ألف كلفن. تبلغ الكتلة ونصف القطر 0.3 و 0.4 من معلمات مماثلة للشمس. من سطح كوكبنا تظهر باللون الأحمر البرتقالي. تنتمي بيتا أندروميدا وألفا شانتيريل إلى الفئة M. النجم الأحمر الساطع المألوف لدى الكثيرين هو منكب الجوزاء (alpha Orionis). من الأفضل البحث عنه في السماء في الشتاء. يقع النجم الأحمر في الأعلى وإلى اليسار قليلاً

وتنقسم كل فئة إلى فئات فرعية من 0 إلى 9، أي من الأكثر سخونة إلى الأبرد. وتشير أعداد النجوم إلى انتمائها إلى نوع طيفي معين ودرجة تسخين الغلاف الضوئي مقارنة بالنجوم اللامعة الأخرى في المجموعة. على سبيل المثال، تنتمي الشمس إلى الفئة G2.

بياض بصري

وبالتالي، قد تظهر فئات النجوم من B إلى F باللون الأبيض من الأرض. والأشياء التي تنتمي إلى النوع A هي فقط التي تمتلك هذا اللون. وهكذا فإن النجم سيف (كوكبة أوريون) والغول (بيتا بيرسي) سيظهران باللون الأبيض لراصد غير مسلح بالتلسكوب. إنهم ينتمون إلى الفئة الطيفية B. لونهم الحقيقي هو الأزرق والأبيض. كما يظهر أيضًا ميثراك وبروسيون، ألمع النجوم في الأنماط السماوية فرساوس وكانيس مينور، باللون الأبيض. ومع ذلك، فإن لونها الحقيقي أقرب إلى اللون الأصفر (الدرجة F).

لماذا تكون النجوم بيضاء بالنسبة لمراقب على الأرض؟ يتم تشويه اللون بسبب المسافة الهائلة التي تفصل كوكبنا عن هذه الأجسام، بالإضافة إلى السحب الضخمة من الغبار والغاز التي توجد غالبًا في الفضاء.

الفئة أ

لا تتميز النجوم البيضاء بدرجة حرارة عالية مثل ممثلي الفئتين O و B. وترتفع درجة حرارة الغلاف الضوئي الخاص بها إلى 7.5-10 آلاف كلفن. نجوم الفئة الطيفية A أكبر بكثير من الشمس. لمعانها أكبر أيضًا - حوالي 80 مرة.

يُظهر أطياف النجوم A خطوط هيدروجين قوية من سلسلة بالمر. خطوط العناصر الأخرى أضعف بشكل ملحوظ، لكنها تصبح أكثر أهمية عندما ننتقل من الفئة الفرعية A0 إلى A9. تتميز العمالقة والعملاقة الفائقة التي تنتمي إلى الفئة الطيفية A بخطوط هيدروجينية أقل وضوحًا قليلاً من النجوم التسلسل الرئيسي. في حالة هذه النجوم، تصبح الخطوط أكثر وضوحًا المعادن الثقيلة.

تنتمي العديد من النجوم الغريبة إلى الفئة الطيفية A. ويشير هذا المصطلح إلى النجوم التي تتمتع بسمات ملحوظة في طيفها ومعاييرها الفيزيائية، مما يجعل تصنيفها صعبًا. على سبيل المثال، تتميز النجوم النادرة جدًا مثل Lambda Boötes بنقص المعادن الثقيلة ودورانها البطيء جدًا. تشمل النجوم المميزة أيضًا الأقزام البيضاء.

تتضمن الفئة (أ) أجسامًا ساطعة في السماء ليلاً مثل سيريوس ومنكالينان وأليوث وكاستور وغيرها. دعونا نتعرف عليهم بشكل أفضل.

ألفا كانيس ماجوريس

سيريوس هو ألمع نجم في السماء، وإن لم يكن الأقرب. المسافة إليه 8.6 سنة ضوئية. بالنسبة لمراقب على الأرض، يبدو هذا الكوكب ساطعًا جدًا لأنه يتمتع بحجم مثير للإعجاب ولكنه ليس بعيدًا مثل العديد من الأجسام الكبيرة والمشرقة الأخرى. أقرب نجمإلى الشمس - سيريوس في المركز الخامس في هذه القائمة.

إنه يشير إلى نظام مكون من عنصرين. تفصل بين سيريوس أ وسيريوس ب مسافة 20 وحدة فلكية ويدوران بفترة تقل قليلاً عن 50 عامًا. العنصر الأول في النظام، وهو نجم التسلسل الرئيسي، ينتمي إلى الفئة الطيفية A1. كتلته ضعف كتلة الشمس، ونصف قطره 1.7 مرة. وهذا ما يمكن ملاحظته بالعين المجردة من الأرض.

المكون الثاني للنظام هو القزم الأبيض. النجم سيريوس ب يساوي تقريبًا كتلة نجمنا، وهو أمر غير نموذجي لمثل هذه الأجسام. عادة، تتميز الأقزام البيضاء بكتلة تتراوح بين 0.6-0.7 شمسية. وفي الوقت نفسه، فإن أبعاد سيريوس بي قريبة من تلك الموجودة على الأرض. ويعتقد أن مرحلة القزم الأبيض بدأت لهذا النجم منذ حوالي 120 مليون سنة. عندما تم تحديد موقع Sirius B في التسلسل الرئيسي، فمن المحتمل أنه كان نجمًا بكتلة تبلغ 5 أضعاف كتلة الشمس وينتمي إلى الفئة الطيفية B.

سيريوس أ، وفقا للعلماء، سينتقل إلى المرحلة التالية من التطور في حوالي 660 مليون سنة. ثم سيتحول إلى عملاق أحمر، وبعد ذلك بقليل - إلى قزم أبيض، مثل رفيقه.

ألفا النسر

مثل سيريوس، فإن العديد من النجوم البيضاء، التي ترد أسماؤها أدناه، معروفة جيدًا ليس فقط للأشخاص المهتمين بعلم الفلك بسبب سطوعها وذكرها المتكرر في صفحات أدب الخيال العلمي. Altair هو أحد هؤلاء النجوم البارزين. تم العثور على Alpha Eagle، على سبيل المثال، في ستيفن كينغ. ويمكن رؤية هذا النجم بوضوح في سماء الليل بسبب سطوعه وموقعه القريب نسبياً. المسافة التي تفصل بين الشمس والطير هي 16.8 سنة ضوئية. من بين نجوم الفئة الطيفية A، أقرب إلينا هو سيريوس فقط.

الطائر أكبر بـ 1.8 مرة من كتلة الشمس. له ميزة مميزةهو دوران سريع جدا. يكمل النجم دورة واحدة حول محوره في أقل من تسع ساعات. سرعة الدوران بالقرب من خط الاستواء هي 286 كم/ث. ونتيجة لذلك، سيتم تسطيح الطائر "الذكي" من القطبين. بالإضافة إلى ذلك، بسبب الشكل الإهليلجي، تنخفض درجة حرارة النجم وسطوعه من القطبين إلى خط الاستواء. ويسمى هذا التأثير "سواد الجاذبية".

ميزة أخرى لـ Altair هي أن لمعانه يتغير بمرور الوقت. إنه ينتمي إلى متغيرات نوع Scuti delta.

ألفا ليراي

فيغا هو النجم الأكثر دراسة بعد الشمس. Alpha Lyrae هو النجم الأول الذي تم تحديد طيفه. أصبحت النجم الثاني بعد الشمس الذي تم التقاطه في الصورة. كان فيجا أيضًا أحد النجوم الأولى التي قام العلماء بقياس المسافة إليها باستخدام طريقة اختلاف المنظر. لفترة طويلة، تم أخذ سطوع النجم على أنه 0 عند التحديد مقاديركائنات أخرى.

Alpha Lyrae معروف جيدًا لكل من علماء الفلك الهواة والمراقبين العاديين. إنه خامس ألمع النجوم بين النجوم وهو مدرج في مجموعة نجوم المثلث الصيفي إلى جانب الطائر والدينب.

المسافة من الشمس إلى فيجا هي 25.3 سنة ضوئية. يبلغ نصف قطرها الاستوائي وكتلتها 2.78 و2.3 مرة أكبر من المعلمات المماثلة لنجمنا، على التوالي. شكل النجم بعيد عن أن يكون كرة مثالية. القطر عند خط الاستواء أكبر بشكل ملحوظ منه عند القطبين. سبب - سرعة هائلةتناوب. عند خط الاستواء تصل إلى 274 كم/ثانية (بالنسبة للشمس، تزيد هذه المعلمة قليلاً عن كيلومترين في الثانية).

من ميزات Vega هو قرص الغبار المحيط به. ويعتقد أنه تم إنشاؤه نتيجة لعدد كبير من اصطدامات المذنبات والنيازك. يدور قرص الغبار حول النجم ويتم تسخينه بواسطة إشعاعه. ونتيجة لذلك، تزداد شدتها الأشعة تحت الحمراءفيجا. منذ وقت ليس ببعيد، تم اكتشاف عدم التماثل في القرص. التفسير المحتمل هو أن النجم لديه كوكب واحد على الأقل.

ألفا الجوزاء

ثاني ألمع جسم في كوكبة الجوزاء هو الخروع. إنه، مثل النجوم البارزة السابقة، ينتمي إلى الفئة الطيفية A. Castor هو أحد ألمع النجوم في سماء الليل. في القائمة المقابلة يقع في المركز 23.

Castor هو نظام متعدد يتكون من ستة مكونات. العنصران الرئيسيان (الخروع A و الخروع B) يدوران حول مركز مشترك للكتلة بفترة 350 سنة. كل من النجمين هو ثنائي طيفي. مكونات Castor A و Castor B أقل سطوعًا ومن المفترض أنها تنتمي إلى الفئة الطيفية M.

لم يتم ربط Castor S على الفور بالنظام. في البداية، تم تصنيفه كنجم مستقل YY Gemini. وفي عملية دراسة هذه المنطقة من السماء، أصبح من المعروف أن هذا النجم مرتبط فعليًا بنظام كاستور. يدور النجم حول مركز كتلة مشترك بين جميع المكونات بفترة تصل إلى عدة عشرات الآلاف من السنين وهو أيضًا ثنائي طيفي.

بيتا اوريجاي

يشتمل النمط السماوي لممسك الأعنة على ما يقرب من 150 "نقطة"، كثير منها عبارة عن نجوم بيضاء. لن تخبر أسماء النجوم شخصًا بعيدًا عن علم الفلك إلا قليلاً، لكن هذا لا ينتقص من أهميتها بالنسبة للعلم. الأكثر كائن مشرق النمط السماوي، ينتمي إلى الفئة الطيفية A، وهو Mencalinan أو Beta Aurigae. اسم النجم المترجم من العربية يعني "كتف صاحب الزمام".

Mencalinan هو نظام ثلاثي. مكوناه هما عمالقة فرعية من الفئة الطيفية A. ويفوق سطوع كل منهما سطوع الشمس بمقدار 48 مرة. وتفصل بينهما مسافة 0.08 الوحدات الفلكية. المكون الثالث هو قزم أحمر، على بعد 330 وحدة فلكية من الزوج. ه.

إبسيلون أورسا ميجور

ألمع "نقطة" ربما في الكوكبة الأكثر شهرة في السماء الشمالية ( الدب الأكبر) هو Alioth، الذي ينتمي أيضًا إلى الفئة A. القدر الظاهري هو 1.76. يحتل النجم المركز 33 في قائمة ألمع النجوم. أليوث يدخل النجمة دلو كبيرويقع أقرب من النجوم البارزة الأخرى إلى الوعاء.

ويتميز طيف أليوت بخطوط غير عادية تتقلب بفترة 5.1 يوم. من المفترض أن ترتبط الميزات بتأثير المجال المغناطيسي للنجم. وقد تنشأ التقلبات الطيفية، وفقا لأحدث البيانات، نتيجة لقرب جسم كوني تبلغ كتلته ما يقرب من 15 مرة كتلة كوكب المشتري. ما إذا كان هذا صحيحا لا يزال لغزا. ويحاول علماء الفلك فهمها، مثل أسرار النجوم الأخرى، كل يوم.

الأقزام البيضاء

ولن تكتمل قصة النجوم البيضاء دون ذكر تلك المرحلة من تطور النجوم، والتي يطلق عليها اسم "القزم الأبيض". حصلت هذه الأجسام على اسمها نظرًا لحقيقة أن الأجسام الأولى المكتشفة تنتمي إلى الفئة الطيفية A. وكانت هذه الأجسام هي Sirius B و40 Eridani B. واليوم، تُسمى الأقزام البيضاء بأحد الخيارات للمرحلة الأخيرة من حياة النجم.

دعونا ننظر بمزيد من التفصيل في دورة الحياةجرم سماوي

التطور النجمي

النجوم لا تولد بين عشية وضحاها: كل واحد منهم يمر بعدة مراحل. أولا، تبدأ سحابة الغاز والغبار في الانكماش تحت تأثيرها، وتأخذ ببطء شكل الكرة، بينما تتحول طاقة الجاذبية إلى حرارة - وتزداد درجة حرارة الجسم. وفي اللحظة التي يصل فيها إلى قيمة 20 مليون كلفن، يبدأ التفاعل الاندماج النووي. تعتبر هذه المرحلة بداية حياة النجم الكامل.

يقضي النجوم معظم وقتهم في التسلسل الرئيسي. تحدث تفاعلات دورة الهيدروجين باستمرار في أعماقها. قد تختلف درجة حرارة النجوم. عندما ينفد كل الهيدروجين الموجود في النواة، تبدأ مرحلة جديدة من التطور. الآن يصبح الهيليوم هو الوقود. وفي الوقت نفسه، يبدأ النجم في التوسع. يزداد لمعانه، وعلى العكس من ذلك، تنخفض درجة حرارة السطح. يترك النجم التسلسل الرئيسي ويصبح عملاقًا أحمر.

تزداد كتلة نواة الهيليوم تدريجيًا، وتبدأ في الضغط تحت ثقلها. تنتهي مرحلة العملاق الأحمر بشكل أسرع بكثير من المرحلة السابقة. الطريق الذي يجب اتباعه مزيد من التطور، يعتمد على الكتلة الأولية للكائن. تبدأ النجوم ذات الكتلة المنخفضة في مرحلة العملاق الأحمر في التضخم. ونتيجة لهذه العملية، يتخلص الجسم من أصدافه. ويتشكل أيضًا اللب العاري للنجم. في مثل هذه النواة تم الانتهاء من جميع تفاعلات الاندماج. يطلق عليه اسم قزم الهيليوم الأبيض. المزيد من العمالقة الحمراء الضخمة (إلى حد ما) تتطور إلى أقزام بيضاء ذات أساس كربوني. تحتوي قلوبها على عناصر أثقل من الهيليوم.

صفات

الأقزام البيضاء هي أجسام عادة ما تكون كتلتها قريبة جدًا من الشمس. علاوة على ذلك، فإن حجمها يتوافق مع حجم الأرض. لا يمكن تفسير الكثافة الهائلة لهذه الأجسام الكونية والعمليات التي تحدث في أعماقها من وجهة نظر الفيزياء الكلاسيكية. ساعدت ميكانيكا الكم في كشف أسرار النجوم.

مادة الأقزام البيضاء هي بلازما إلكترونية نووية. يكاد يكون من المستحيل بنائه حتى في المختبر. ولذلك، فإن العديد من خصائص هذه الأجسام لا تزال غير واضحة.

حتى لو قمت بدراسة النجوم طوال الليل، فلن تتمكن من اكتشاف قزم أبيض واحد على الأقل بدون معدات خاصة. لمعانها أقل بكثير من لمعان الشمس. وفقًا للعلماء، تشكل الأقزام البيضاء ما يقرب من 3 إلى 10٪ من جميع الأجسام الموجودة في المجرة. ومع ذلك، حتى الآن، تم العثور على تلك التي لا تزيد عن مسافة 200-300 فرسخ فلكي من الأرض.

تستمر الأقزام البيضاء في التطور. مباشرة بعد التكوين، تكون درجة حرارة سطحها مرتفعة، ولكنها تبرد بسرعة. بعد عدة عشرات من المليارات من السنين بعد التكوين، وفقا للنظرية، يتحول القزم الأبيض إلى قزم أسود - جسم لا ينبعث منه الضوء المرئي.

الأبيض والأحمر أو النجم الأزرقبالنسبة للمراقب فهي تختلف في المقام الأول في اللون. يبدو الفلكي أعمق. يخبر اللون على الفور الكثير عن درجة حرارة الجسم وحجمه وكتلته. النجم الأزرق أو الأزرق الفاتح عبارة عن كرة ساخنة عملاقة، تتقدم بفارق كبير عن الشمس من جميع النواحي. النجوم البيضاء، التي تم وصف الأمثلة عليها في المقالة، أصغر إلى حد ما. أرقام النجوم في الكتالوجات المختلفة تخبر المحترفين أيضًا بالكثير، ولكن ليس كل شيء. كمية كبيرةمعلومات عن حياة البعيد الأجسام الفضائيةإما أنهم لم يتلقوا تفسيراً بعد أو لم يتم اكتشافهم.

توصل بيسل إلى استنتاج مفاده أن سيريوس يجب أن يكون لديه قمر صناعي "مظلم" غير مرئي، ويجب أن تكون فترة دوران كلا النجمين حول مركز مشترك للكتلة حوالي 50 عامًا. قوبلت الرسالة بالتشكيك، حيث ظل القمر الصناعي المظلم غير قابل للرصد، وكان من المفترض أن تكون كتلته كبيرة جدًا - قابلة للمقارنة بكتلة سيريوس.

مفارقة الكثافة

"كنت أزور صديقي... البروفيسور إي. بيكرينغ في زيارة عمل. وبلطفه المميز، عرض الحصول على أطياف جميع النجوم التي رصدناها أنا وهينكس... بهدف تحديد اختلاف اختلافاتها. تبين أن هذا الجزء من العمل الروتيني على ما يبدو كان مثمرًا للغاية - فقد أدى إلى اكتشاف أن جميع النجوم ذات الحجم المطلق الصغير جدًا (أي لمعان منخفض) لها الطبقة الطيفيةم (أي درجة حرارة سطحية منخفضة جداً). وكما أذكر، أثناء مناقشة هذا الموضوع، سألت بيكرينغ عن بعض النجوم الخافتة الأخرى...، وأذكر على وجه الخصوص 40 Eridani B. وبطريقته المميزة، أرسل على الفور طلبًا إلى مكتب مرصد (هارفارد)، وسرعان ما تم الرد عليه (أعتقد من السيدة فليمنج) بأن طيف هذا النجم هو A (أي ارتفاع درجة حرارة السطح). حتى في تلك العصور القديمة، كنت أعرف ما يكفي عن هذه الأشياء لأدرك على الفور أن هناك تناقضًا شديدًا بين ما نسميه آنذاك القيم "المحتملة" لسطوع السطح وكثافته. على ما يبدو، لم أخفي حقيقة أنني لم أتفاجأ فحسب، بل اندهشت حرفيًا من هذا الاستثناء لما بدا وكأنه قاعدة طبيعية تمامًا لخصائص النجوم. ابتسم لي بيكرينغ وقال: "إن هذه الاستثناءات بالتحديد هي التي تؤدي إلى توسيع معرفتنا" - ودخلت الأقزام البيضاء العالم قيد الدراسة.

مفاجأة راسل مفهومة تمامًا: يشير 40 Eridani B إلى نجوم قريبة نسبيًا، ومن المنظر المرصود يمكن تحديد المسافة إليه بدقة، وبالتالي السطوع. اتضح أن لمعان 40 Eridani B منخفض بشكل غير طبيعي بالنسبة لفئته الطيفية - حيث تشكلت أقزام بيضاء منطقة جديدةعلى مخطط GR. كان هذا المزيج من اللمعان والكتلة ودرجة الحرارة غير مفهوم ولا يمكن تفسيره ضمن نموذج التسلسل الرئيسي القياسي للبنية النجمية الذي تم تطويره في عشرينيات القرن العشرين.

ظلت الكثافة العالية للأقزام البيضاء غير مفسرة في إطار الفيزياء الكلاسيكية وعلم الفلك ولم يتم تفسيرها إلا في إطار ميكانيكا الكم بعد ظهور إحصائيات فيرمي ديراك. في عام 1926، ذكر فاولر في مقالته "المادة الكثيفة" ( "في المادة الكثيفة،" الإشعارات الشهرية ر. أسترون. شركة نفط الجنوب. 87، 114-122) أظهر ذلك، على عكس نجوم التسلسل الرئيسي، التي تعتمد معادلة الحالة فيها على نموذج الغاز المثالي ( النموذج القياسيإدينغتون)، بالنسبة للأقزام البيضاء، يتم تحديد كثافة المادة وضغطها من خلال خصائص غاز الإلكترون المنحل (غاز فيرمي).

الخطوة التاليةبدأ عمل ياكوف فرنكل وشاندراسيخار في شرح طبيعة الأقزام البيضاء. في عام 1928، أشار فرينكل إلى أنه بالنسبة للأقزام البيضاء يجب أن يكون هناك الحد الأعلىالكتلة، وفي عام 1931 شاندراسيخار في عمله "الكتلة القصوى للقزم الأبيض المثالي" ( "الكتلة القصوى للأقزام البيضاء المثالية"، أستروف. ج.74، 81-82) بينت أن هناك حدا أعلى لكتلة الأقزام البيضاء، أي أن هذه النجوم التي تزيد كتلتها عن حد معين تكون غير مستقرة (حد شاندراسيخار) ويجب أن تنهار.

أصل الأقزام البيضاء

وقد أوضح حل فاولر البنية الداخلية للأقزام البيضاء، لكنه لم يوضح آلية أصلها. في شرح نشأة الأقزام البيضاء الدور الرئيسيتلعبها فكرتان: فكرة عالم الفلك إرنست إيبيك بأن العمالقة الحمراء تتشكل من نجوم التسلسل الرئيسي نتيجة احتراق الوقود النووي، وافتراض عالم الفلك فاسيلي فيسينكوف، الذي قام به بعد فترة وجيزة من الحرب العالمية الثانية، ذلك التسلسل الرئيسي يجب أن تفقد النجوم كتلتها، وينبغي أن يكون لفقدان الكتلة هذا تأثير كبير على تطور النجوم. وقد تم تأكيد هذه الافتراضات تماما.

تفاعل الهيليوم الثلاثي والنوى متساوية الحرارة للعمالقة الحمراء

أثناء تطور نجوم التسلسل الرئيسي، "يحترق" الهيدروجين - التخليق النووي مع تكوين الهيليوم (انظر دورة بيث). يؤدي هذا الإرهاق إلى توقف إطلاق الطاقة الأجزاء المركزيةالنجم والضغط وبالتالي زيادة في درجة الحرارة والكثافة في قلبه. تؤدي الزيادة في درجة الحرارة والكثافة في قلب النجم إلى ظهور ظروف مصدر جديدالطاقة النووية الحرارية: احتراق الهيليوم (تفاعل الهيليوم الثلاثي أو عملية ألفا الثلاثية)، وهو سمة من سمات العمالقة الحمراء والعملاقة الفائقة.

عند درجات حرارة تصل إلى 108 كلفن، تصبح الطاقة الحركية لنواة الهيليوم عالية بما يكفي للتغلب على حاجز كولوم: يمكن أن تندمج نواتا الهيليوم (4He، جسيمات ألفا) لتكوين نظير البريليوم غير المستقر:

يتحلل معظم 8Be مرة أخرى إلى جسيمين ألفا، ولكن عندما يصطدم 8Be بجسيم ألفا عالي الطاقة، يمكن تشكيل نواة مستقرة من الكربون 12C:

+ 7.3 ميغا إلكترون فولت.

على الرغم من تركيز التوازن المنخفض جدًا البالغ 8 Be (على سبيل المثال، عند درجة حرارة ~10 8 K تكون نسبة التركيز [ 8 Be]/[ 4 He] ~10 −10)، فإن المعدل هكذا تفاعل الهيليوم الثلاثيتبين أنها كافية لتحقيق توازن هيدروستاتيكي جديد في قلب النجم الساخن. إن اعتماد إطلاق الطاقة على درجة الحرارة في تفاعل الهيليوم الثلاثي مرتفع للغاية، على سبيل المثال، بالنسبة لمدى درجة الحرارة ~1-2·10 8 K، يكون إطلاق الطاقة كما يلي:

أين هو التركيز الجزئي للهيليوم في القلب (في حالة "احتراق" الهيدروجين يكون قريبًا من الوحدة).

ومع ذلك، تجدر الإشارة إلى أن تفاعل الهيليوم الثلاثي يتميز بإطلاق طاقة أقل بكثير من دورة بيث: من حيث وحدة الكتلة إن إطلاق الطاقة أثناء "حرق" الهيليوم أقل بعشر مرات من إطلاقه أثناء "حرق" الهيدروجين. ومع احتراق الهيليوم واستنفاد مصدر الطاقة في القلب، يزداد الأمر سوءًا ردود الفعل المعقدةومع ذلك، فإن التخليق النووي، أولاً، تتطلب مثل هذه التفاعلات درجات حرارة أعلى بشكل متزايد، وثانيًا، يتناقص إطلاق الطاقة لكل وحدة كتلة في مثل هذه التفاعلات مع زيادة أعداد كتلة النوى التي تدخل التفاعل.

هناك عامل إضافي يؤثر على ما يبدو على تطور نوى العملاق الأحمر وهو الجمع بين حساسية درجة الحرارة العالية لتفاعل الهيليوم الثلاثي وتفاعلات الاندماج للنوى الأثقل مع الآلية تبريد النيوترينو: في درجات حرارة عاليةوالضغوط، يمكن أن تتناثر الفوتونات بواسطة الإلكترونات، مما يؤدي إلى تكوين أزواج من النيوترينو ومضادات النيوترينو، والتي تحمل الطاقة بحرية من القلب: فالنجم شفاف بالنسبة لهم. سرعة هذا الحجميتبريد النيوترينو، على عكس الكلاسيكية سطحيلا يقتصر تبريد الفوتون على عمليات نقل الطاقة من داخل النجم إلى غلافه الضوئي. نتيجة لتفاعل التخليق النووي، يتم تحقيق توازن جديد في قلب النجم، يتميز بنفس درجة الحرارة الأساسية: جوهر متساوي الحرارة(الشكل 2).

في حالة العمالقة الحمراء ذات الكتلة الصغيرة نسبيًا (حسب ترتيب الشمس)، تتكون النوى متساوية الحرارة بشكل أساسي من الهيليوم، وفي حالة النجوم الأكثر ضخامة - من الكربون والعناصر الأثقل. ومع ذلك، على أي حال، فإن كثافة هذا اللب متساوي الحرارة مرتفعة جدًا بحيث تصبح المسافات بين إلكترونات البلازما التي تشكل اللب متناسبة مع طول موجة دي برولي، أي أن شروط انحطاط غاز الإلكترون مستوفاة. تظهر الحسابات أن كثافة النوى متساوية الحرارة تتوافق مع كثافة الأقزام البيضاء، أي نوى العمالقة الحمراء هي الأقزام البيضاء.

وبالتالي، هناك حد أعلى لكتلة الأقزام البيضاء (حد شاندراسيخار). ومن المثير للاهتمام أنه بالنسبة للأقزام البيضاء المرصودة هناك حد أدنى مماثل: بما أن معدل تطور النجوم يتناسب مع كتلتها، يمكننا أن نلاحظ أن الأقزام البيضاء منخفضة الكتلة ليست سوى بقايا تلك النجوم التي تمكنت من التطور مع مرور الوقت من الفترة الأوليةتشكل النجوم في الكون حتى يومنا هذا.

ميزات الأطياف والتصنيف الطيفي

يتم تصنيف الأقزام البيضاء في فئة طيفية منفصلة D (من اللغة الإنجليزية. قزم- قزم)، يُستخدم حاليًا تصنيف يعكس ميزات أطياف الأقزام البيضاء، التي اقترحها إدوارد صهيون في عام 1983؛ في هذا التصنيف تتم كتابة الفئة الطيفية بالتنسيق التالي:

D [فئة فرعية] [ميزات الطيف] [مؤشر درجة الحرارة],

يتم تعريف الفئات الفرعية التالية:

• DA - توجد خطوط سلسلة بالمر للهيدروجين في الطيف، ولا يتم ملاحظة خطوط الهيليوم
• DB - يحتوي الطيف على خطوط من الهيليوم He I، ولا توجد خطوط من الهيدروجين أو المعادن
• DC - طيف مستمر بدون خطوط امتصاص
• افعل - توجد خطوط الهيليوم القوية He II في الطيف؛ وقد تكون خطوط He I وH موجودة أيضًا
• DZ - خطوط معدنية فقط، لا توجد خطوط H أو He
• DQ - خطوط الكربون، بما في ذلك الجزيئي C 2

والخصائص الطيفية:

• ف - لوحظ استقطاب الضوء في المجال المغناطيسي
• ح - لا يلاحظ الاستقطاب في وجود مجال مغناطيسي
• V - نجوم من نوع ZZ Ceti أو أقزام بيضاء متغيرة أخرى
• X - أطياف غريبة أو غير قابلة للتصنيف

تطور الأقزام البيضاء

أرز. 8. بروتو سديم كوكبي NGC 1705. تظهر سلسلة من القذائف الكروية، يتساقط منها العملاق الأحمر، والنجم نفسه مخفي بحزام غبار.

تبدأ الأقزام البيضاء تطورها باعتبارها النوى المتحللة المكشوفة للعمالقة الحمراء التي تخلت عن قوقعتها - أي كالنجوم المركزية للسدم الكوكبية الشابة. درجات حرارة الغلاف الضوئي لقلوب السدم الكوكبية الشابة مرتفعة للغاية - على سبيل المثال، درجة الحرارة النجم المركزيتتراوح درجة حرارة السديم NGC 7293 بين 90,000 كلفن (تقديرًا من خطوط الامتصاص) إلى 130,000 كلفن (تقديرًا من طيف الأشعة السينية). عند درجات الحرارة هذه، يتكون معظم الطيف من الأشعة فوق البنفسجية الصلبة والأشعة السينية الناعمة.

في الوقت نفسه، تنقسم الأقزام البيضاء المرصودة، وفقًا لأطيافها، بشكل أساسي إلى مجموعتين كبيرتين - الفئة الطيفية "الهيدروجين" DA، والتي لا يوجد في أطيافها خطوط هيليوم، والتي تشكل حوالي 80٪ من السكان من الأقزام البيضاء، و"الهليوم" فئة طيفية DB دون وجود خطوط هيدروجينية في الأطياف، ويشكلون معظم الـ 20% المتبقية من السكان. وظل سبب هذا الاختلاف في تكوين أجواء الأقزام البيضاء غير واضح لفترة طويلة. في عام 1984، فكر إيكو إيبن في سيناريوهات "خروج" الأقزام البيضاء من العمالقة الحمراء النابضة الموجودة على فرع العملاق المقارب، في مراحل نبض مختلفة. في مرحلة متأخرة من التطور في العمالقة الحمراء التي تصل كتلتها إلى عشرة أضعاف كتلة الشمس، نتيجة "احتراق" نواة الهيليوم، يتم تشكيل نواة متحللة، تتكون بشكل رئيسي من الكربون وعناصر أثقل، وتحيط بها نواة غير متحللة مصدر طبقة الهيليوم، حيث يحدث تفاعل ثلاثي الهيليوم. بدوره، يوجد فوقه مصدر هيدروجين متعدد الطبقات، حيث تحدث تفاعلات نووية حرارية لدورة بيث، وتحول الهيدروجين إلى هيليوم، وتحيط به غلاف هيدروجيني؛ وبالتالي فإن مصدر طبقة الهيدروجين الخارجية هو "المنتج" للهيليوم لمصدر طبقة الهيليوم. يخضع احتراق الهيليوم في مصدر الطبقة لعدم الاستقرار الحراري بسبب اعتماده على درجة حرارة عالية للغاية، ويتفاقم هذا بسبب ارتفاع معدل تحويل الهيدروجين إلى الهيليوم مقارنة بمعدل احتراق الهيليوم؛ والنتيجة هي تراكم الهيليوم وضغطه حتى يبدأ الانحطاط وزيادة حادة في معدل تفاعل الهيليوم الثلاثي وتطوره فلاش الهيليوم الطبقات.

لأقصى حد وقت قصير(~ 30 عامًا)، يزداد لمعان مصدر الهيليوم كثيرًا بحيث ينتقل احتراق الهيليوم إلى الوضع الحملي، وتتوسع الطبقة، مما يدفع مصدر طبقة الهيدروجين للخارج، مما يؤدي إلى تبريدها ووقف احتراق الهيدروجين. بعد أن يحترق الهيليوم الزائد أثناء التوهج، يتناقص لمعان طبقة الهيليوم، وتتقلص طبقات الهيدروجين الخارجية للعملاق الأحمر، ويحدث اشتعال جديد لمصدر طبقة الهيدروجين.

اقترح إيبن أن العملاق الأحمر النابض يمكن أن يتخلص من غلافه، مكونًا سديمًا كوكبيًا، سواء في مرحلة وميض الهيليوم أو في مرحلة هادئة مع مصدر هيدروجين ذي طبقات نشطة، وبما أن سطح فصل الغلاف يعتمد على الطور، فمتى يتم إلقاء الغلاف أثناء وميض الهيليوم، وينكشف قزم أبيض "هيليوم" من الفئة الطيفية DB، وعندما يتم التخلص من القشرة بواسطة عملاق به مصدر هيدروجين ذو طبقات نشطة، ينكشف قزم "الهيدروجين" DA؛ تبلغ مدة انفجار الهيليوم حوالي 20% من مدة دورة النبض، وهو ما يفسر نسبة الهيدروجين إلى الهيليوم القزمة DA:DB ~ 80:20.

النجوم الكبيرة (أثقل من الشمس بـ 7-10 مرات) في مرحلة ما "تحرق" الهيدروجين والهيليوم والكربون وتتحول إلى أقزام بيضاء ذات قلب غني بالأكسجين. ويؤكد ذلك النجمان SDSS 0922+2928 وSDSS 1102+2054 اللذان يتمتعان بغلاف جوي يحتوي على الأكسجين.

وبما أن الأقزام البيضاء ليس لديها مصادر طاقة نووية حرارية خاصة بها، فإنها تشع من احتياطياتها الحرارية. إن القوة الإشعاعية لجسم أسود تمامًا (القدرة المتكاملة على الطيف بأكمله) لكل وحدة مساحة سطحية تتناسب مع القوة الرابعة لدرجة حرارة الجسم:

حيث هي القدرة لكل وحدة مساحة من السطح المشع، وW/(m²·K 4) ​​​​هو ثابت ستيفان-بولتزمان.

كما ذكرنا سابقًا، لا يتم تضمين درجة الحرارة في معادلة حالة غاز الإلكترون المنحل - أي أن نصف قطر القزم الأبيض ومنطقة الانبعاث تظل دون تغيير: ونتيجة لذلك، أولاً، بالنسبة للأقزام البيضاء لا توجد كتلة - لمعان العلاقة، ولكن هناك علاقة بين العمر واللمعان (يعتمد فقط على درجة الحرارة، ولكن ليس على مساحة السطح الباعث)، وثانيًا، يجب أن تبرد الأقزام البيضاء الصغيرة فائقة الحرارة بسرعة كبيرة، نظرًا لأن تدفق الإشعاع، وبالتالي، يتناسب معدل التبريد مع القوة الرابعة لدرجة الحرارة.

الظواهر الفلكية التي تنطوي على الأقزام البيضاء

انبعاث الأشعة السينية من الأقزام البيضاء

أرز. 9 صورة بالأشعة السينية الناعمة لسيريوس. العنصر الساطع هو القزم الأبيض سيريوس ب، والعنصر الخافت هو سيريوس أ

درجة حرارة سطح الأقزام البيضاء الشابة - النوى المتناحية للنجوم بعد تساقط أصدافها - مرتفعة جدًا - أكثر من 2 · 10 5 كلفن، ولكنها تنخفض بسرعة كبيرة بسبب تبريد النيوترينو والإشعاع من السطح. يتم ملاحظة مثل هذه الأقزام البيضاء الصغيرة جدًا في نطاق الأشعة السينية (على سبيل المثال، ملاحظات القزم الأبيض HZ 43 بواسطة القمر الصناعي ROSAT). في نطاق الأشعة السينية، يتجاوز لمعان الأقزام البيضاء لمعان نجوم التسلسل الرئيسي: يمكن استخدام صور سيريوس الملتقطة كتوضيح تلسكوب الأشعة السينية"شاندرا" (انظر الشكل 9) - يبدو القزم الأبيض سيريوس بي أكثر سطوعًا من سيريوس أ من الفئة الطيفية A1، والتي تكون في النطاق البصري أكثر سطوعًا بحوالي 10000 مرة من سيريوس بي.

تبلغ درجة حرارة سطح الأقزام البيضاء الأكثر سخونة 7·10 4 كلفن، وأبردها - ~5·10 3 كلفن (انظر على سبيل المثال، نجم فان مانين).

من خصوصيات إشعاع الأقزام البيضاء في نطاق الأشعة السينية هو حقيقة أن المصدر الرئيسي لإشعاع الأشعة السينية بالنسبة لهم هو الغلاف الضوئي، وهو ما يميزهم بشكل حاد عن النجوم "العادية": فالأخيرة لها هالة من الأشعة السينية يتم تسخينه إلى عدة ملايين من درجات الكلفن، وتكون درجة حرارة الغلاف الضوئي منخفضة جدًا بحيث لا تسمح بانبعاث الأشعة السينية.

التراكم على الأقزام البيضاء في الأنظمة الثنائية

أثناء تطور النجوم ذات الكتل المختلفة في الأنظمة الثنائية، لا تكون معدلات تطور المكونات هي نفسها، في حين يمكن أن يتطور مكون أكثر ضخامة إلى قزم أبيض، في حين يمكن أن يبقى عنصر أقل كتلة على التسلسل الرئيسي بحلول هذا الوقت . بدوره، عندما يغادر مكون أقل كتلة التسلسل الرئيسي أثناء تطوره وانتقاله إلى فرع العملاق الأحمر، يبدأ حجم النجم المتطور في النمو حتى يملأ فص روش الخاص به. وبما أن فصوص روش من مكونات النظام الثنائي تتلامس عند نقطة لاغرانج L1، ففي هذه المرحلة من تطور المكون الأقل كتلة منه، من خلال نقطة L1، تتدفق المادة من العملاق الأحمر إلى فص روش يبدأ القزم الأبيض بتراكم المزيد من المواد الغنية بالهيدروجين على سطحه (انظر الشكل 10)، مما يؤدي إلى عدد من الظواهر الفلكية:

• يؤدي التراكم غير الثابت على الأقزام البيضاء إذا كان المرافق قزمًا أحمر ضخمًا إلى ظهور مستعرات قزمة (نجوم من نوع U Gem (UG)) ونجوم متغيرة كارثية تشبه المستعرات.
• يتم توجيه التراكم على الأقزام البيضاء، التي لديها مجال مغناطيسي قوي، إلى المنطقة أقطاب مغناطيسيةالقزم الأبيض، وآلية السيكلوترون للإشعاع من البلازما المتراكمة في المناطق القطبية للمجال المغناطيسي للقزم تسبب استقطابًا قويًا للإشعاع في المنطقة المرئية (القطبية والقطبية المتوسطة).
• يؤدي تراكم المواد الغنية بالهيدروجين على الأقزام البيضاء إلى تراكمها على السطح (يتكون في الغالب من الهيليوم) وتسخينها إلى درجات حرارة تفاعل اندماج الهيليوم، الأمر الذي يؤدي، في حالة عدم الاستقرار الحراري، إلى انفجار يُلاحظ على أنه نوفا.
• يؤدي التراكم الطويل والمكثف بدرجة كافية على قزم أبيض ضخم إلى تجاوز كتلته حد شاندراسيخار وانهيار الجاذبية، والذي يُلاحظ على أنه انفجار مستعر أعظم من النوع Ia (انظر الشكل 11).

ملحوظات

1. Ya. B. Zeldovich، S. I. Blinnikov، N. I. Shakura.. - م: جامعة ولاية ميشيغان، 1981.
2. الجيوب الملحوظة في الحركة الخاصة بسيريوس، الشكل. 320، Flammarion C.، Les étoiles et les curiosités du ciel، ملحق من “l’Astronomie populaire”، Marpon et Flammarion، 1882
3. حول الحركات الصحيحة لـ Procyon و Sirius (الإنجليزية). (12/1844). مؤرشف
4. فلاماريون سي. (1877). "رفيق سيريوس". السجل الفلكي 15 : 186-189. تم الاسترجاع 2010/01/05.
5. فان مانين أ.نجمان خافتان مع حركة مناسبة كبيرة. منشورات الجمعية الفلكية في منطقة المحيط الهادئ(12/ 1917). - المجلد. 29، لا. 172، ص. 258-259. مؤرشفة من الأصلي في 23 آب (أغسطس) 2011.
6. في. إيفانوف.الأقزام البيضاء. أسترونت(17.09.2002). مؤرشفة من الأصلي في 23 أغسطس 2011. تم الاسترجاع 6 مايو، 2009.
7. فاولر آر إتش.على المادة الكثيفة (الإنجليزية). الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية(12/1926). مؤرشفة من الأصلي في 23 آب (أغسطس) 2011. تم الاسترجاع 22 يوليو، 2009.
8. شاندراسيخار س.الكتلة القصوى للأقزام البيضاء المثالية. مجلة الفيزياء الفلكية(07/1931). مؤرشفة من الأصلي في 23 آب (أغسطس) 2011. تم الاسترجاع 22 يوليو، 2009.
9. شكلوفسكي آي إس.عن طبيعة السدم الكوكبية ولبها // المجلة الفلكية. - 1956. - ت 33. - رقم 3. - ص 315-329.
10. نظام تصنيف طيفي جديد للأقزام البيضاء، إي إم سيون، جي إل جرينستاين، جي دي لاندستريت، جي ليبرت، إتش إل شيبمان، وجي إيه فيجنر، مجلة الفيزياء الفلكية 269 ، رقم 1 (1 يونيو، 1983)، ص. 253-257.
11. ليهي، D. A.؛ سي واي تشانغ، صن كووك (1994). "انبعاث أشعة سينية ذات درجتين حرارة من السديم الكوكبي NGC 7293." مجلة الفيزياء الفلكية 422 : 205-207. تم الاسترجاع 2010-07-05.
12. إبن جونيور، آي. (1984). "على تردد نوى السديم الكوكبي التي تتغذى على احتراق الهيليوم وعلى تردد الأقزام البيضاء ذات الأجواء التي تعاني من نقص الهيدروجين." مجلة الفيزياء الفلكية 277 : 333-354. ISSN 0004-637X.
13. صوفيا نيسكوشناياقزم يتنفس الأكسجين (بالروسية). جريدة.ru (13.11.09 10:35). مؤرشفة من الأصلي في 23 آب (أغسطس) 2011. تم الاسترجاع 23 مايو، 2011.
14. سيريوس أ وب: نظام نجمي مزدوج في كوكبة الكلب الأكبر // ألبوم صور مرصد شاندرا للأشعة السينية
15. إيفانوف ف.الأقزام البيضاء. المعهد الفلكي الذي يحمل اسمه. V. V. سوبوليفا. مؤرشفة من الأصلي في 23 آب (أغسطس) 2011. تم الاسترجاع 6 يناير، 2010.

الأدب

• ديبورا جين وارنر.ألفان كلارك وأولاده: فنانون في البصريات. - مطبعة سميثسونيان، 1968.
• Ya. B. Zeldovich، S. I. Blinnikov، N. I. Shakura.الأساس المادي لبنية وتطور النجوم. - م.، 1981.
• شكلوفسكي آي إس.النجوم: ولادتهم وحياتهم وموتهم. - م: ناوكا، 1984.
• ستيفن د. كوالير، إيجور دميترييفيتش نوفيكوف، غانيسان سرينيفاسان، ج. مينيت، دانييل شيرر.بقايا النجوم. - سبرينغر، 1997. - ISBN 3540615202، 9783540615200
• كيبنهان ر. (إنجليزي)الروسية 100 مليار شمس: ولادة النجوم وحياتها وموتها = 100 مليار سونين / ترجمة. معه. A. S. Dobroslavsky، B. B. Straumal، أد. I. M. Khalatnikova، A. V. Tutukova. - عالم . - م، 1990. - 293 ص. - 88000 نسخة.

42c75d152f

أضف السعر الخاص بك إلى قاعدة البيانات

تعليق

أنواع النجوم في الكون المرئي هناك الكثير في الكوننجوم مختلفة

1. . الكبيرة والصغيرة، الساخنة والباردة، المشحونة وغير المشحونة. في هذه المقالة سنقوم بتسمية الأنواع الرئيسية للنجوم، وسنقدم أيضًا وصفًا تفصيليًا للأقزام الصفراء والبيضاء.قزم أصفر
2. . القزم الأصفر هو نوع من نجوم التسلسل الرئيسي الصغيرة بكتلة تتراوح من 0.8 إلى 1.2 كتلة شمسية ودرجة حرارة سطحية تتراوح بين 5000-6000 كلفن. انظر أدناه للحصول على مزيد من المعلومات حول هذا النوع من النجوم.العملاق الأحمر . العملاق الأحمر هو عملاق كبير أو محمر أواللون البرتقالي . من الممكن تكوين مثل هذه النجوم في مرحلة تكوين النجوم وفي مراحل لاحقة من وجودها. يتحول أكبر العمالقة إلى عمالقة حمراء فائقة. النجم المسمى منكب الجوزاء من كوكبة أوريون هو الأكثرمثال ساطع
3. العملاق الأحمر. قزم أبيض
4. . القزم الأبيض هو ما يبقى من نجم عادي كتلته أقل من 1.4 كتلة شمسية بعد مروره بمرحلة العملاق الأحمر. انظر أدناه لمزيد من المعلومات حول هذا النوع من النجوم.. الأقزام الحمراء هي أكثر الأجسام النجمية شيوعًا في الكون. تتراوح تقديرات عددها من 70 إلى 90% من عدد جميع النجوم في المجرة. إنهم مختلفون تمامًا عن النجوم الآخرين.
5. قزم بني. قزم بني - أجسام دون نجمية (تتراوح كتلتها من حوالي 0.01 إلى 0.08 كتلة شمسية، أو على التوالي، من 12.57 إلى 80.35 كتلة كوكب المشتري وقطر يساوي تقريبًا قطر كوكب المشتري)، في أعماقها، على عكس التسلسل الرئيسي النجوم، لا يوجد تفاعل اندماج نووي حراري مع تحويل الهيدروجين إلى الهيليوم.
6. الأقزام الفرعية. الأقزام تحت البنية، أو الأقزام تحت البنية، هي تشكيلات باردة تقع تحت حد كتلة القزم البني. كتلتها أقل من حوالي مائة من كتلة الشمس، أو بالتالي 12.57 ضعف كتلة كوكب المشتري، ولم يتم تحديد الحد الأدنى. تعتبر عمومًا كواكب، على الرغم من أن الاستنتاج النهائي يدور حول ما يعتبر كوكبًا وما هو قزم شبه بني المجتمع العلميلم يصل بعد.
7. قزم أسود. الأقزام السوداء هي أقزام بيضاء بردت، ونتيجة لذلك، لا تنبعث في النطاق المرئي. يمثل المرحلة الأخيرة من تطور الأقزام البيضاء. كتل الأقزام السوداء، مثل كتل الأقزام البيضاء، محدودة بما يزيد عن 1.4 كتلة شمسية.
8. نجمة مزدوجة . النجم الثنائي عبارة عن نجمين مرتبطين بالجاذبية ويدوران حول مركز مشترك للكتلة.
9. نجم جديد. النجوم التي يزداد لمعانها فجأة 10000 مرة. المستعر هو نظام ثنائي يتكون من قزم أبيض ونجم مصاحب يقع في التسلسل الرئيسي. في مثل هذه الأنظمة، يتدفق الغاز من النجم تدريجيًا إلى القزم الأبيض وينفجر بشكل دوري هناك، مسببًا انفجارًا من اللمعان.
10. المستعر الأعظم . المستعر الأعظم هو نجم ينتهي تطوره بعملية انفجارية كارثية. يمكن أن يكون التوهج في هذه الحالة أكبر بعدة مرات مما هو عليه في الحالة نوفا. لذا انفجار قويهو نتيجة للعمليات التي تحدث في النجم في المرحلة الأخيرة من التطور.
11. نجم نيوتروني. النجوم النيوترونية (NS) هي تشكيلات نجمية تبلغ كتلتها حوالي 1.5 شمسًا وأحجامها أصغر بشكل ملحوظ من الأقزام البيضاء، حيث يبلغ قطرها حوالي 10-20 كم. وهي تتكون بشكل رئيسي من جسيمات دون ذرية محايدة - النيوترونات، المضغوطة بإحكام بواسطة قوى الجاذبية. في مجرتنا، وفقا للعلماء، قد يكون هناك ما بين 100 مليون إلى مليار نجم نيوتروني، أي في مكان ما حوالي واحد لكل ألف نجم عادي.
12. النجوم النابضة. النجوم النابضة - المصادر الكونية الإشعاع الكهرومغناطيسي، قادمة إلى الأرض على شكل رشقات نارية دورية (نبضات). وفقًا للنموذج الفيزيائي الفلكي السائد، فإن النجوم النابضة هي نجوم نيوترونية تدور ذات مجال مغناطيسي يميل إلى محور الدوران. وعندما تقع الأرض في المخروط الذي يشكله هذا الإشعاع، فمن الممكن اكتشاف نبضة من الإشعاع تتكرر على فترات تساوي فترة دوران النجم. تدور بعض النجوم النيوترونية بمعدل يصل إلى 600 مرة في الثانية.
13. القيفاويات. القيفاويات - فئة من النبض النجوم المتغيرةمع علاقة دقيقة إلى حد ما بين فترة اللمعان، سُميت على اسم النجم دلتا سيفي. ومن أشهر القيفاويين نجم الشمال. إن القائمة المحددة للأنواع (الأنواع) الرئيسية من النجوم مع خصائصها الموجزة، بالطبع، لا تستنفد المجموعة الكاملة المحتملة من النجوم في الكون.

قزم أصفر

كونها في مراحل مختلفة من تطورها التطوري، تنقسم النجوم إلى نجوم عادية، ونجوم قزمة، ونجوم عملاقة. النجوم العادية هي نجوم التسلسل الرئيسي. وتشمل هذه، على سبيل المثال، شمسنا. في بعض الأحيان تسمى هذه النجوم العادية الأقزام الصفراء.

مميزة

سنتحدث اليوم بإيجاز عن الأقزام الصفراء، والتي تسمى أيضًا بالنجوم الصفراء. الأقزام الصفراء عادة ما تكون نجومًا متوسطة الكتلة واللمعان ودرجة حرارة السطح. إنها نجوم التسلسل الرئيسي، وتقع تقريبًا في المنتصف على مخطط هيرتزسبرونج-راسل وتتبع أقزامًا حمراء أكثر برودة وأقل كتلة.

وفقًا لتصنيف مورغان-كينان الطيفي، تتوافق الأقزام الصفراء بشكل أساسي مع فئة اللمعان G، ولكن في الاختلافات الانتقالية تتوافق أحيانًا مع الفئة K (الأقزام البرتقالية) أو الفئة F في حالة الأقزام الصفراء البيضاء.

تتراوح كتلة الأقزام الصفراء غالبًا من 0.8 إلى 1.2 كتلة شمسية. علاوة على ذلك، تتراوح درجة حرارة سطحها في معظمها من 5 إلى 6 آلاف درجة كلفن.

ألمع وأشهر ممثل للأقزام الصفراء هو شمسنا.

بالإضافة إلى الشمس، من بين الأقزام الصفراء الأقرب إلى الأرض تجدر الإشارة إلى:

1. مكونان في النظام الثلاثي Alpha Centauri، من بينهم Alpha Centauri A مشابه في طيف اللمعان للشمس، وAlpha Centauri B هو قزم برتقالي نموذجي من الفئة K، وتبلغ المسافة إلى كلا المكونين ما يزيد قليلاً عن 4 سنوات ضوئية.
2. القزم البرتقالي هو نجم ران، المعروف أيضًا باسم إبسيلون إيريداني، بدرجة لمعان K. وقدر علماء الفلك المسافة إلى ران بحوالي 10 سنوات ونصف ضوئية.
3. النجم المزدوج 61 Cygni، يقع على بعد ما يزيد قليلا عن 11 سنة ضوئية من الأرض. كلا المكونين من 61 Cygni هما أقزام برتقالية نموذجية من فئة اللمعان K.
4. النجم الشبيه بالشمس Tau Ceti، الذي يبعد حوالي 12 سنة ضوئية عن الأرض، لديه طيف لمعان G ونظام كوكبي مثير للاهتمام يتكون من 5 كواكب خارجية على الأقل.

تعليم

إن تطور الأقزام الصفراء مثير للاهتمام للغاية. يبلغ عمر القزم الأصفر حوالي 10 مليارات سنة.

مثل معظم النجوم، تحدث تفاعلات نووية حرارية مكثفة في أعماقها، حيث يحترق الهيدروجين بشكل أساسي ويتحول إلى الهيليوم. بعد بدء التفاعلات التي تتضمن الهيليوم في قلب النجم، تتحرك تفاعلات الهيدروجين بشكل متزايد نحو السطح. تصبح هذه نقطة البداية في تحول القزم الأصفر إلى عملاق أحمر. قد تكون نتيجة هذا التحول العملاق الأحمر الديبران.

مع مرور الوقت، سوف يبرد سطح النجم تدريجياً، وتبدأ الطبقات الخارجية في التوسع. وفي المراحل الأخيرة من التطور، يتخلص العملاق الأحمر من قشرته التي تشكل سديمًا كوكبيًا، وسيتحول جوهره إلى قزم أبيض، والذي سيتقلص ويبرد أكثر.

مستقبل مماثل ينتظر شمسنا، التي هي الآن في المرحلة المتوسطة من تطورها. في حوالي 4 مليارات سنة، سيبدأ التحول إلى عملاق أحمر، حيث يمكن للفوتوسفير، عند التوسع، أن يمتص ليس فقط الأرض والمريخ، ولكن حتى كوكب المشتري.

يبلغ عمر القزم الأصفر في المتوسط ​​10 مليارات سنة. بعد حرق مخزون الهيدروجين بالكامل، يزداد حجم النجم عدة مرات ويتحول إلى عملاق أحمر. معظم السدم الكوكبية، وينهار قلبها ليتحول إلى قزم أبيض صغير كثيف.

الأقزام البيضاء

الأقزام البيضاء هي النجوم التي لها كتلة كبيرة(حسب الترتيب الشمسي) ونصف القطر الصغير (نصف قطر الأرض)، وهو أقل من حد شاندراسيخار للكتلة المختارة، وهما نتاج تطور العمالقة الحمر. توقفت عملية إنتاج الطاقة النووية الحرارية فيها مما يؤدي إلى خصائص خاصةهؤلاء النجوم. وفق تقديرات مختلفة، في مجرتنا يتراوح عددهم من 3 إلى 10٪ من إجمالي عدد النجوم.

تاريخ الاكتشاف

في عام 1844، اكتشف عالم الفلك والرياضيات الألماني فريدريش بيسل، أثناء مراقبته لسيريوس، انحرافًا طفيفًا للنجم عن الحركة المستقيمة، وافترض أن سيريوس كان لديه نجم مرافق ضخم غير مرئي.

تم تأكيد افتراضه بالفعل في عام 1862، عندما اكتشف عالم الفلك وباني التلسكوب الأمريكي ألفان جراهام كلارك، أثناء ضبطه لأكبر منكسر في ذلك الوقت، نجمًا خافتًا بالقرب من سيريوس، والذي أطلق عليه فيما بعد اسم سيريوس بي.

يتمتع القزم الأبيض سيريوس بي بلمعان منخفض، ويؤثر مجال الجاذبية على رفيقه اللامع بشكل ملحوظ، مما يشير إلى أن هذا النجم له نصف قطر صغير للغاية وكتلة كبيرة. هكذا تم اكتشاف نوع من الأجسام يسمى الأقزام البيضاء لأول مرة. والجسم الثاني المماثل هو نجم معانين الموجود في كوكبة الحوت.

كيف تتشكل الأقزام البيضاء؟

بعد أن يحترق كل الهيدروجين الموجود في النجم المتقدم في السن، ينقبض قلبه ويسخن، مما يساهم في توسيع طبقاته الخارجية. تنخفض درجة حرارة النجم الفعلية ويصبح عملاقًا أحمر. القشرة الهشة للنجم، المرتبطة بشكل ضعيف للغاية بالنواة، تتبدد في الفضاء مع مرور الوقت، وتتدفق إلى الكواكب المجاورة، ويبقى في مكان العملاق الأحمر نجم مضغوط للغاية، يسمى القزم الأبيض.

لفترة طويلة، ظل لغزا لماذا الأقزام البيضاء، التي تزيد درجة حرارتها عن درجة حرارة الشمس، صغيرة مقارنة بحجم الشمس، حتى اتضح أن كثافة المادة بداخلها عالية للغاية (في حدود 10 5 - 10 9 جم/سم 3). لا توجد علاقة قياسية بين الكتلة واللمعان بالنسبة للأقزام البيضاء، وهو ما يميزها عن النجوم الأخرى. يتم "تعبئة" كمية هائلة من المادة في حجم صغير للغاية، ولهذا السبب تكون كثافة القزم الأبيض أكبر بحوالي 100 مرة من كثافة الماء.

تظل درجة حرارة الأقزام البيضاء ثابتة تقريبًا، على الرغم من غيابها التفاعلات النووية الحرارية. ما الذي يفسر هذا؟ بسبب الضغط القوي، تبدأ الأغلفة الإلكترونية للذرات في اختراق بعضها البعض. ويستمر هذا حتى تصبح المسافة بين النوى ضئيلة، وتساوي نصف قطر أصغر غلاف إلكتروني.

ونتيجة التأين تبدأ الإلكترونات بالتحرك بحرية نسبة إلى النوى، وتصبح المادة الموجودة داخل القزم الأبيض الخصائص الفيزيائية، وهي من سمات المعادن. في مثل هذه المادة، تنتقل الطاقة إلى سطح النجم عن طريق الإلكترونات، التي تزداد سرعتها كلما انقبضت: فبعضها يتحرك بسرعة تقابل درجة حرارة مليون درجة. يمكن أن تختلف درجة الحرارة على السطح وداخل القزم الأبيض بشكل حاد، مما لا يؤدي إلى تغيير في قطر النجم. هنا يمكننا إجراء مقارنة مع قذيفة مدفعية - عندما تبرد، لا ينخفض ​​\u200b\u200bحجمها.

يتلاشى القزم الأبيض ببطء شديد: على مدى مئات الملايين من السنين، تنخفض شدة الإشعاع بنسبة 1٪ فقط. لكن في النهاية سيختفي ويتحول إلى قزم أسود، وهو ما قد يستغرق تريليونات السنين. يمكن تسمية الأقزام البيضاء بالأشياء الفريدة للكون. لم ينجح أحد حتى الآن في إعادة إنتاج الظروف التي توجد فيها في المختبرات الأرضية.

انبعاث الأشعة السينية من الأقزام البيضاء

درجة حرارة سطح الأقزام البيضاء الصغيرة، النوى المتناحية للنجوم بعد قذف أصدافها، مرتفعة جدًا - أكثر من 2·10 5 كلفن، ولكنها تنخفض بسرعة كبيرة بسبب الإشعاع من السطح. يتم ملاحظة مثل هذه الأقزام البيضاء الصغيرة جدًا في نطاق الأشعة السينية (على سبيل المثال، ملاحظات القزم الأبيض HZ 43 بواسطة القمر الصناعي ROSAT). في نطاق الأشعة السينية، يتجاوز لمعان الأقزام البيضاء لمعان نجوم التسلسل الرئيسي: يمكن أن تكون صور سيريوس الملتقطة بواسطة تلسكوب شاندرا للأشعة السينية بمثابة توضيح - حيث يبدو القزم الأبيض سيريوس بي أكثر سطوعًا من سيريوس أ. الفئة الطيفية A1، وهي أكثر سطوعًا بحوالي 10000 مرة في النطاق البصري أكثر سطوعًا من Sirius B.

درجة حرارة سطح الأقزام البيضاء الأكثر سخونة هي 7104K، وأبردها أقل من 4103K.

من خصوصيات إشعاع الأقزام البيضاء في نطاق الأشعة السينية هو حقيقة أن المصدر الرئيسي لإشعاع الأشعة السينية بالنسبة لهم هو الغلاف الضوئي، وهو ما يميزهم بشكل حاد عن النجوم "العادية": فالأخيرة لها هالة من الأشعة السينية يتم تسخينه إلى عدة ملايين من درجات الكلفن، وتكون درجة حرارة الغلاف الضوئي منخفضة جدًا بحيث لا تسمح بانبعاث الأشعة السينية.

في غياب التراكم، يكون مصدر لمعان الأقزام البيضاء هو الطاقة الحرارية المخزنة للأيونات في داخلها، لذا فإن لمعانها يعتمد على العمر. تم تطوير نظرية كمية لتبريد الأقزام البيضاء في أواخر الأربعينيات من قبل البروفيسور صامويل كابلان.

الأقزام البيضاء- نجوم متطورة بكتلة لا تتجاوز حد شاندراسيخار، محرومة من مصادر الطاقة النووية الحرارية الخاصة بها. هذه نجوم مدمجة كتلتها مماثلة لكتلة الشمس، ولكن نصف قطرها ~100، وبالتالي سطوعها أقل بحوالي 10000 مرة من الشمس. تبلغ كثافة الأقزام البيضاء حوالي 106 جم/سم3، وهي أعلى بحوالي مليون مرة من كثافة نجوم التسلسل الرئيسي العادية. من حيث الأرقام، تشكل الأقزام البيضاء، وفقًا لتقديرات مختلفة، ما بين 3 إلى 10٪ من النجوم في مجرتنا.
يوضح الشكل الأحجام المقارنة للشمس (يمين) والنظام الثنائي IK Pegasus المكون B - قزم أبيض تبلغ درجة حرارة سطحه 35500 كلفن (وسط) والمكون A - نجم من النوع الطيفي A8 (يسار).

افتتاحفي عام 1844، اكتشف مدير مرصد كونيجسبيرج، فريدريك بيسل، أن سيريوس، ألمع نجمالسماء الشمالية، بشكل دوري، على الرغم من أنها ضعيفة للغاية، تنحرف عن المسار المستقيم للحركة على طول المجال السماوي. توصل بيسل إلى استنتاج مفاده أن سيريوس يجب أن يكون لديه قمر صناعي "مظلم" غير مرئي، ويجب أن تكون فترة دوران كلا النجمين حول مركز مشترك للكتلة حوالي 50 عامًا. قوبلت الرسالة بالتشكيك، حيث ظل القمر الصناعي المظلم غير قابل للرصد، وكان من المفترض أن تكون كتلته كبيرة جدًا - قابلة للمقارنة بكتلة سيريوس.
في يناير 1862 م. اكتشف كلارك، الذي قام بتعديل منكسر مقاس 18 بوصة، وهو أكبر تلسكوب في العالم في ذلك الوقت (تلسكوب ديربورن)، والذي قدمته شركة عائلة كلارك إلى مرصد شيكاغو، نجمًا خافتًا في المنطقة المجاورة مباشرة لسيريوس. كان هذا هو القمر الصناعي المظلم لسيريوس، سيريوس بي، كما تنبأ به بيسل. تبلغ درجة حرارة سطح سيريوس ب 25000 كلفن، والتي، مع الأخذ في الاعتبار لمعانه المنخفض بشكل غير عادي، تشير إلى نصف قطر صغير جدًا، وبالتالي، كثافة عالية للغاية - 10 6 جم / سم 3 (كثافة سيريوس ~ 0.25 جم / سم 3، كثافة الشمس ~ 1.4 جم/سم3).
في عام 1917، اكتشف أدريان فان مانين القزم الأبيض التالي - نجم فان مانين في كوكبة الحوت.

مفارقة الكثافة في بداية القرن العشرين، اكتشف هيرتزسبرونج وراسل نمطًا يتعلق بالطبقة الطيفية (درجة الحرارة) ولمعان النجوم - مخطط هيرتزسبرونج-راسل (مخطط H-R). يبدو أن التنوع الكامل للنجوم يتناسب مع فرعين من مخطط H-R - التسلسل الرئيسي وفرع العملاق الأحمر. في سياق العمل على تجميع الإحصائيات حول توزيع النجوم حسب الطبقة الطيفية واللمعان، لجأ راسل إلى البروفيسور إي بيكرينغ في عام 1910. مزيد من الأحداثيصف راسل الأمر بهذه الطريقة:

"كنت أزور صديقي... البروفيسور إي. بيكرينغ في زيارة عمل. وبلطفه المميز، عرض الحصول على أطياف جميع النجوم التي رصدناها أنا وهينكس... بهدف تحديد اختلاف اختلافاتها. تبين أن هذا العمل الذي يبدو روتينيًا كان مثمرًا للغاية، فقد أدى إلى اكتشاف أن جميع النجوم ذات القدر المطلق الصغير جدًا (أي لمعان منخفض) لها فئة طيفية M (أي درجة حرارة سطحية منخفضة جدًا). على ما أذكر، أثناء مناقشة هذا السؤال، سألت بيكرينغ عن بعض النجوم الخافتة الأخرى...، وأذكر على وجه الخصوص 40 إيريداني ب. وفي سلوكه المميز، أرسل على الفور طلبًا إلى مكتب مرصد (هارفارد)، وأ وسرعان ما تم تلقي الرد (أعتقد من السيدة فليمنج) بأن طيف هذا النجم هو A (أي ارتفاع درجة حرارة السطح). حتى في تلك العصور القديمة، كنت أعرف ما يكفي عن هذه الأشياء لأدرك على الفور أن هناك تناقضًا شديدًا هنا بين ما نسميه بعد ذلك القيم "المحتملة" لسطوع السطح وكثافته. على ما يبدو، لم أخفي حقيقة أنني لم أتفاجأ فحسب، بل اندهشت حرفيًا من هذا الاستثناء لما بدا وكأنه قاعدة طبيعية تمامًا لخصائص النجوم. ابتسم لي بيكرينغ وقال: "إن هذه الاستثناءات بالتحديد هي التي تؤدي إلى توسيع معرفتنا" - ودخلت الأقزام البيضاء العالم قيد الدراسة.

مفاجأة راسل مفهومة تمامًا: يشير 40 Eridani B إلى نجوم قريبة نسبيًا، ومن المنظر المرصود يمكن تحديد المسافة إليه بدقة، وبالتالي السطوع. تبين أن لمعان 40 Eridani B منخفض بشكل غير طبيعي بالنسبة لفئته الطيفية - شكلت الأقزام البيضاء منطقة جديدة على مخطط HR. كان هذا المزيج من اللمعان والكتلة ودرجة الحرارة غير مفهوم ولا يمكن تفسيره ضمن نموذج التسلسل الرئيسي القياسي للبنية النجمية الذي تم تطويره في عشرينيات القرن العشرين.
لا يمكن تفسير الكثافة العالية للأقزام البيضاء إلا داخل الإطار ميكانيكا الكمبعد ظهور إحصائيات فيرمي ديراك. في عام 1926، أظهر فاولر، في مقالته "المادة الكثيفة"، ("المادة الكثيفة"، الإشعارات الشهرية لـ R. Astron. Soc. 87، 114-122) أنه، على عكس نجوم التسلسل الرئيسي، التي تعتمد معادلة الحالة فيها على نموذج الغاز المثالي(نموذج إدنجتون القياسي)، بالنسبة للأقزام البيضاء، يتم تحديد كثافة المادة وضغطها من خلال خصائص غاز الإلكترون المنحل (غاز فيرمي).
كانت المرحلة التالية في شرح طبيعة الأقزام البيضاء هي عمل يا. فرينكل وشاندراسيخار. في عام 1928، أشار فرينكل إلى أنه بالنسبة للأقزام البيضاء يجب أن يكون هناك حد أعلى للكتلة، وفي عام 1930، أظهر شاندراسيخار في عمله "الحد الأقصى لكتلة الأقزام البيضاء المثالية"، أستروف ج. 74، 81-82) أن الأقزام البيضاء أعلى من 1.4 كتلة شمسية غير مستقرة (حد شاندراسيخار) ويجب أن تنهار.

أصل الأقزام البيضاء
وقد أوضح حل فاولر البنية الداخلية للأقزام البيضاء، لكنه لم يوضح آلية أصلها. في شرح نشأة الأقزام البيضاء، لعبت فكرتان دورًا رئيسيًا: فكرة E. Epic بأن العمالقة الحمراء تتشكل من نجوم التسلسل الرئيسي نتيجة لاحتراق الوقود النووي، وافتراض V.G. فيسينكوف، بعد وقت قصير من الحرب العالمية الثانية، أن نجوم التسلسل الرئيسي يجب أن تفقد كتلتها، ويجب أن يكون لفقدان الكتلة هذا تأثير كبير على تطور النجوم. وقد تم تأكيد هذه الافتراضات تماما.
أثناء تطور نجوم التسلسل الرئيسي، "يحترق" الهيدروجين ليشكل الهيليوم (دورة بيث). يؤدي هذا الاحتراق إلى وقف إطلاق الطاقة في الأجزاء المركزية للنجم، والضغط، وبالتالي زيادة درجة الحرارة والكثافة في قلب النجم، مما يؤدي إلى ظروف يتم فيها تنشيط مصدر جديد للطاقة النووية الحرارية: احتراق الهيليوم. عند درجات حرارة تصل إلى 10 8 ك ( تفاعل الهيليوم الثلاثيأو عملية ألفا الثلاثية)، وهي سمة من سمات العمالقة الحمراء والعملاقة الفائقة:
He 4 + He 4 = Be 8 - تندمج نواتا الهيليوم (جسيمات ألفا) ويتشكل نظير البريليوم غير المستقر؛
Be 8 + He 4 = C 12 + 7.3 MeV - يضمحل معظم Be 8 مرة أخرى إلى جسيمين ألفا، ولكن عندما يصطدم Be 8 بجسيم ألفا عالي الطاقة، يمكن تشكيل نواة كربون C 12 مستقرة.
ومع ذلك، تجدر الإشارة إلى أن تفاعل الهيليوم الثلاثي يتميز بإطلاق طاقة أقل بكثير من دورة بيث: من حيث وحدة الكتلة إن إطلاق الطاقة أثناء "حرق" الهيليوم أقل بعشر مرات من إطلاقه أثناء "حرق" الهيدروجين. مع احتراق الهيليوم واستنفاد مصدر الطاقة في القلب، من الممكن حدوث تفاعلات تخليق نووي أكثر تعقيدًا، ومع ذلك، أولاً، تتطلب مثل هذه التفاعلات درجات حرارة أعلى بشكل متزايد، وثانيًا، يتناقص إطلاق الطاقة لكل وحدة كتلة في مثل هذه التفاعلات مع زيادة أعداد الكتلة النوى المتفاعلة.
هناك عامل إضافي يؤثر على ما يبدو على تطور نوى العملاق الأحمر وهو الجمع بين حساسية درجة الحرارة العالية لتفاعل الهيليوم الثلاثي وتفاعلات الاندماج للنوى الأثقل مع الآلية تبريد النيوترينو: عند درجات الحرارة والضغوط المرتفعة، يمكن أن تنتشر الفوتونات بواسطة الإلكترونات لتشكيل أزواج النيوترينو ومضادات النيوترينو، والتي تحمل الطاقة بحرية من القلب: النجم شفاف بالنسبة لهم. سرعة هذا الحجميتبريد النيوترينو، على عكس الكلاسيكية سطحيلا يقتصر تبريد الفوتون على عمليات نقل الطاقة من داخل النجم إلى غلافه الضوئي. نتيجة لتفاعل التخليق النووي، يتم تحقيق توازن جديد في قلب النجم، يتميز بنفس درجة الحرارة الأساسية: جوهر متساوي الحرارة.
في حالة العمالقة الحمراء ذات الكتلة الصغيرة نسبيًا (حسب ترتيب الشمس)، تتكون النوى متساوية الحرارة بشكل أساسي من الهيليوم، وفي حالة النجوم الأكثر ضخامة - من الكربون والعناصر الأثقل. ومع ذلك، على أية حال، فإن كثافة هذا النواة المتساوية الحرارة عالية جدًا بحيث تصبح المسافات بين إلكترونات البلازما التي تشكل النواة متناسبة مع طول موجة دي برولي. λ = ح / مضد أي أن شروط انحطاط غاز الإلكترون مستوفاة. تظهر الحسابات أن كثافة النوى متساوية الحرارة تتوافق مع كثافة الأقزام البيضاء، أي. نوى العمالقة الحمراء هي الأقزام البيضاء.

خسارة جماعية من العمالقة الحمر
لا تحدث التفاعلات النووية في النجوم العملاقة الحمراء في القلب فحسب: فعندما يحترق الهيدروجين في القلب، ينتشر التخليق النووي للهيليوم إلى المناطق التي لا تزال غنية بالهيدروجين في النجم، مما يشكل طبقة كروية على حدود المناطق الفقيرة بالهيدروجين والغنية بالهيدروجين. المناطق. ينشأ موقف مماثل مع تفاعل الهيليوم الثلاثي: عندما يحترق الهيليوم في القلب، فإنه يتركز أيضًا في طبقة كروية عند الحدود بين المناطق الفقيرة بالهيليوم والمناطق الغنية بالهيليوم. يزداد لمعان النجوم التي تحتوي على مناطق "ذات طبقتين" من التخليق النووي بشكل كبير، حيث يصل إلى حوالي عدة آلاف من لمعان الشمس، بينما "ينتفخ" النجم، مما يزيد قطره إلى الحجم مدار الأرض. ترتفع منطقة التخليق النووي للهيليوم إلى سطح النجم: يبلغ جزء الكتلة داخل هذه المنطقة حوالي 70% من كتلة النجم. "النفخ" يكون مصحوبًا بتدفق مكثف إلى حد ما للمادة من سطح النجم، ويُلاحظ أن مثل هذه الأجسام هي سديم كوكبي أولي، على سبيل المثال Nebula HD44179 ()؛ رسم).
من الواضح أن هذه النجوم غير مستقرة، وفي عام 1956 إ.س. اقترح شكلوفسكي آلية لتكوين السدم الكوكبية من خلال تساقط أصداف العمالقة الحمر، بينما يؤدي تعرض النوى المتحللة متساوية الحرارة لمثل هذه النجوم إلى ولادة الأقزام البيضاء (هذا السيناريو لنهاية تطور العمالقة الحمر) مقبولة عمومًا ومدعومة بالعديد من بيانات الرصد). الآليات الدقيقة لفقدان الكتلة وزيادة تساقط الغلاف لمثل هذه النجوم ليست واضحة تمامًا بعد، ولكن يمكن افتراض العوامل التالية التي يمكن أن تساهم في فقدان الغلاف:

• يمكن أن تتطور حالات عدم الاستقرار في الأغلفة النجمية الممتدة، مما يؤدي إلى عمليات تذبذبية قوية، مصحوبة بتغيرات النظام الحراريالنجوم. على رسمإن موجات كثافة المادة التي يقذفها النجم واضحة للعيان، وهو ما قد يكون نتيجة لمثل هذه التقلبات.
• بسبب تأين الهيدروجين في المناطق الواقعة أسفل الغلاف الضوئي، يمكن أن يتطور عدم استقرار الحمل الحراري القوي. لها طبيعة مماثلة النشاط الشمسيفي حالة العمالقة الحمراء، يجب أن تتجاوز قوة تدفقات الحمل الحراري بشكل كبير الطاقة الشمسية.
• نظرًا للسطوع العالي للغاية، يصبح الضغط الخفيف لتدفق إشعاع النجم على طبقاته الخارجية كبيرًا، مما قد يؤدي وفقًا للحسابات إلى فقدان القشرة خلال عدة آلاف من السنين.

بطريقة أو بأخرى، تنتهي فترة طويلة إلى حد ما من التدفق الهادئ نسبيًا للمادة من سطح العمالقة الحمراء بإخراج قشرتها وانكشاف جوهرها. ويلاحظ أن مثل هذه القشرة المقذوفة هي سديم كوكبي. تبلغ سرعات تمدد السدم الكوكبية الأولية عشرات الكيلومترات في الثانية، أي قريبة من قيمة السرعات المكافئة على سطح العمالقة الحمراء، وهو ما يعد بمثابة تأكيد إضافي على تكوينها من خلال إطلاق "الكتلة الزائدة" من العمالقة الحمراء.

ملامح الأطياف
يختلف أطياف الأقزام البيضاء كثيرًا عن أطياف نجوم التسلسل الرئيسي والعمالقة. السمة الرئيسية لها هي وجود عدد صغير من خطوط الامتصاص شديدة الاتساع، وبعض الأقزام البيضاء (الفئة الطيفية DC) لا تحتوي على خطوط امتصاص ملحوظة على الإطلاق. يُفسر العدد القليل من خطوط الامتصاص في أطياف النجوم من هذه الفئة بالاتساع القوي جدًا للخطوط: فقط أقوى خطوط الامتصاص، أثناء اتساعها، لديها عمق كافٍ لتبقى ملحوظة، والخطوط الضعيفة، بسبب ضحلتها العمق، دمج عمليا مع الطيف المستمر.
يتم تفسير ميزات أطياف الأقزام البيضاء بعدة عوامل. أولا، لأن كثافة عاليةتسارع القزم الأبيض السقوط الحرعلى سطحها ~10 8 سم/ث² (أو ~1000 كم/ث²)، مما يؤدي بدوره إلى نطاقات صغيرة من صورها الضوئية، وكثافات وضغوط هائلة فيها، وتوسيع خطوط الامتصاص. نتيجة أخرى قوية مجال الجاذبيةيوجد على السطح انزياح جاذبية أحمر للخطوط في أطيافها، أي ما يعادل سرعات تصل إلى عدة عشرات من الكيلومترات في الثانية. ثانيًا، تظهر بعض الأقزام البيضاء ذات المجالات المغناطيسية القوية استقطابًا وانقسامًا إشعاعيًا قويًا الخطوط الطيفيةبسبب تأثير زيمان.

انبعاث الأشعة السينية من الأقزام البيضاء
درجة حرارة سطح الأقزام البيضاء الشابة - النوى المتناحية للنجوم بعد تساقط أصدافها - مرتفعة جدًا - أكثر من 2 · 10 5 كلفن، ولكنها تنخفض بسرعة كبيرة بسبب تبريد النيوترينو والإشعاع من السطح. وقد لوحظت مثل هذه الأقزام البيضاء الصغيرة جدًا في الأشعة السينية. تبلغ درجة حرارة سطح الأقزام البيضاء الأكثر سخونة 7·10 4 كلفن، وأبردها - ~5·10³ كلفن.
من خصوصيات إشعاع الأقزام البيضاء في نطاق الأشعة السينية هو حقيقة أن المصدر الرئيسي لإشعاع الأشعة السينية بالنسبة لهم هو الغلاف الضوئي، وهو ما يميزهم بشكل حاد عن النجوم "العادية": فالأخيرة لها هالة من الأشعة السينية يتم تسخينه إلى عدة ملايين من درجات الكلفن، وتكون درجة حرارة الغلاف الضوئي منخفضة جدًا بحيث لا تسمح بانبعاث الأشعة السينية.
في غياب التراكم، يكون مصدر لمعان الأقزام البيضاء هو الطاقة الحرارية المخزنة للأيونات في داخلها، لذا فإن لمعانها يعتمد على العمر. تم إنشاء نظرية كمية لتبريد الأقزام البيضاء في أواخر الأربعينيات من القرن الماضي بواسطة S.A. كابلان.

التراكم على الأقزام البيضاء في الأنظمة الثنائية

• يؤدي التراكم غير المستقر على الأقزام البيضاء عندما يكون المرافق قزمًا أحمر ضخمًا إلى تكوين مستعرات قزمة (نجوم من نوع U Gem (UG)) ونجوم متغيرة كارثية تشبه المستعرات.
• يتم توجيه التراكم على الأقزام البيضاء ذات المجال المغناطيسي القوي نحو الأقطاب المغناطيسية للقزم الأبيض، وتؤدي آلية السيكلوترون للإشعاع من البلازما المتراكمة في المناطق المحيطة بالقطبية إلى استقطاب قوي للإشعاع في المنطقة المرئية (القطبية) والقطبية المتوسطة).
• يؤدي تراكم المادة الغنية بالهيدروجين على الأقزام البيضاء إلى تراكمها على السطح (يتكون في الغالب من الهيليوم) وتسخينها إلى درجات حرارة تفاعل اندماج الهيليوم، الأمر الذي يؤدي، في حالة عدم الاستقرار الحراري، إلى انفجار يُلاحظ على شكل نوفا.