En hvit dverg er en stjerne som er ganske vanlig i rommet vårt. Forskere kaller det resultatet utvikling av stjerner, det siste utviklingsstadiet. Totalt er det to scenarier for modifisering av stjernelegemet, i ett tilfelle er det siste stadiet nøytronstjerne, i det andre er det et sort hull. Dverger er det siste evolusjonstrinnet. Det er planetsystemer rundt dem. Forskere var i stand til å fastslå dette ved å studere metallanrikede prøver.
Bakgrunn
Hvite dverger er stjerner som vakte oppmerksomhet fra astronomer i 1919. For første gang ble noe slikt oppdaget himmellegeme til vitenskapsmannen fra Nederland Maanen. For sin tid gjorde spesialisten en ganske atypisk og uventet oppdagelse. Dvergen han så så ut som en stjerne, men hadde en uvanlig liten størrelse. Spekteret var imidlertid som om det var et massivt og stort himmellegeme.
Årsakene til dette merkelig fenomen har tiltrukket seg forskere i ganske lang tid, så det har blitt gjort mye arbeid for å studere strukturen til hvite dverger. Et gjennombrudd skjedde da antakelsen om en overflod av forskjellige metalliske strukturer i atmosfæren til et himmellegeme ble uttrykt og bevist.
Det er nødvendig å klargjøre at metaller i astrofysikk er alle slags grunnstoffer hvis molekyler er tyngre enn hydrogen og helium, og deres kjemiske sammensetning er mer avansert enn disse to forbindelsene. Helium og hydrogen, som forskere har slått fast, er mer utbredt i universet vårt enn noen andre stoffer. På bakgrunn av dette ble det besluttet å betegne alt annet som metaller.
Temautvikling
Selv om hvite dverger, svært forskjellige i størrelse fra solen, først ble lagt merke til på tjuetallet, var det bare et halvt århundre senere at folk oppdaget at tilstedeværelsen av metalliske strukturer i stjerneatmosfæren ikke er et typisk fenomen. Som det viste seg, når de inkluderes i atmosfæren, i tillegg til de to vanligste stoffene, blir tyngre stoffer fortrengt inn i dypere lag. Tunge stoffer, en gang blant molekylene helium og hydrogen, må til slutt bevege seg inn i stjernens kjerne.
Det ble oppdaget flere årsaker til denne prosessen. Radiusen til en hvit dverg er liten, slike stjernekropper er veldig kompakte - det er ikke for ingenting at de fikk navnet sitt. I gjennomsnitt er radius sammenlignbar med jordens, mens vekten er lik vekten til stjernen som lyser opp planetsystemet vårt. Dette størrelse-til-vekt-forholdet forårsaker eksepsjonelt storn. Følgelig skjer utfellingen av tungmetaller i hydrogen- og heliumatmosfæren i løpet av bare noen få jorddager etter at molekylet kommer inn i den generelle gassmassen.
Funksjoner og varighet
Noen ganger er egenskapene til hvite dverger slik at prosessen med å sette seg molekyler tunge stoffer kan ta lang tid. De mest gunstige alternativene, sett fra en observatør fra Jorden, er prosesser som tar millioner, titalls millioner år. Og likevel er slike tidsintervaller ekstremt små sammenlignet med varigheten av eksistensen av selve stjernelegemet.
Utviklingen av en hvit dverg er slik at de fleste observert av mennesker i nåværende øyeblikk formasjoner går allerede flere hundre millioner jordår tilbake. Hvis vi sammenligner dette med den tregeste prosessen med absorpsjon av metaller i kjernen, er forskjellen mer enn betydelig. Følgelig lar deteksjonen av metall i atmosfæren til en viss observert stjerne oss trygt konkludere med at kroppen i utgangspunktet ikke hadde en slik atmosfærisk sammensetning, ellers ville alle metallinneslutninger ha forsvunnet for lenge siden.
Teori og praksis
Observasjonene beskrevet ovenfor, samt informasjon samlet over mange tiår om hvite dverger, nøytronstjerner og sorte hull, antydet at atmosfæren mottar metalliske inneslutninger fra eksterne kilder. Forskere bestemte først at dette var mediet mellom stjernene. Et himmellegeme beveger seg gjennom slik materie, samler mediet på overflaten, og beriker dermed atmosfæren med tunge elementer. Men ytterligere observasjoner viste at en slik teori er uholdbar. Som eksperter avklarte, hvis atmosfæren endret seg på denne måten, ville dvergen hovedsakelig motta hydrogen fra utsiden, siden miljøet mellom stjernene hovedsakelig dannes av hydrogen- og heliummolekyler. Bare en liten prosentandel av miljøet består av tunge forbindelser.
Hvis teorien dannet fra primærobservasjoner av hvite dverger, nøytronstjerner og sorte hull var rettferdiggjort, ville dverger bestå av hydrogen som det letteste grunnstoffet. Dette ville ikke tillate eksistensen av til og med helium himmellegemer, fordi helium er tyngre, noe som betyr at hydrogenakkresjon vil fullstendig skjule det for øyet til en ekstern observatør. Basert på tilstedeværelsen av heliumdverger, har forskere kommet til den konklusjon at det interstellare mediet ikke kan tjene som den eneste eller til og med hovedkilden til metaller i atmosfæren til stjernelegemer.
Hvordan forklare?
Forskere som studerte sorte hull og hvite dverger på 70-tallet av forrige århundre antydet at metalliske inneslutninger kunne forklares med kometers fall på overflaten av et himmellegeme. Riktignok ble slike ideer en gang ansett som for eksotiske og fikk ikke støtte. Dette skyldtes i stor grad det faktum at folk ennå ikke visste om tilstedeværelsen av andre planetsystemer - bare vårt "hjemme" solsystem var kjent.
Et betydelig skritt fremover i studiet av sorte hull og hvite dverger ble gjort på slutten av det neste, åttende tiåret av forrige århundre. Forskere har til disposisjon spesielt kraftige infrarøde instrumenter for å observere verdensdypet, som gjorde det mulig å oppdage infrarød stråling rundt en av de hvite dvergene kjent for astronomer. Dette ble oppdaget nettopp rundt en dverg hvis atmosfære inneholdt metalliske inneslutninger.
Den infrarøde strålingen, som gjorde det mulig for forskere å estimere temperaturen til den hvite dvergen, fortalte også forskerne at stjernekroppen er omgitt av noe materiale som kan absorbere stjernestråling. Dette stoffet varmes opp til et bestemt temperaturnivå, mindre enn det som er iboende i stjernen. Dette gjør at den absorberte energien kan omdirigeres gradvis. Strålingen skjer i det infrarøde området.
Vitenskapen går fremover
Spektrene til den hvite dvergen har blitt gjenstand for studier av ledende hjerner i astronomenes verden. Som det viste seg, fra dem kan du få ganske mye informasjon om funksjonene til himmellegemer. Spesielt interessant var observasjoner av stjernelegemer med overflødig infrarød stråling. Foreløpig har det vært mulig å identifisere rundt tre dusin systemer av denne typen. De fleste av dem ble studert ved hjelp av det kraftige Spitzer-teleskopet.
Forskere, som observerer himmellegemer, har funnet ut at tettheten til hvite dverger er betydelig mindre enn denne parameteren som er karakteristisk for kjemper. Det ble også avslørt at overflødig infrarød stråling forklares av tilstedeværelsen av disker dannet av et spesifikt stoff som er i stand til å absorbere energistråling. Det er denne som da sender ut energi, men i et annet bølgelengdeområde.
Skivene er ekstremt nære og påvirker massen til de hvite dvergene til en viss grad (som ikke kan overskride Chandrasekhar-grensen). Den ytre radiusen kalles ruskskiven. Det ble antydet at det ble dannet under ødeleggelsen av en kropp. I gjennomsnitt er radius sammenlignbar i størrelse med solen.
Hvis du tar hensyn til planetsystemet vårt, blir det klart at relativt nær "hjemmet" kan vi observere et lignende eksempel - dette er ringene rundt Saturn, hvis størrelse også kan sammenlignes med radiusen til stjernen vår. Over tid har forskere slått fast at denne funksjonen ikke er den eneste som dverger og Saturn har til felles. For eksempel har både planeten og stjernene svært tynne skiver som ikke er gjennomsiktige når de utsettes for lys.
Konklusjoner og teoriutvikling
Fordi ringene til hvite dverger er sammenlignbare med de rundt Saturn, har det blitt mulig å formulere nye teorier for å forklare tilstedeværelsen av metaller i atmosfæren til disse stjernene. Astronomer vet at ringene rundt Saturn er dannet av tidevannsavbrudd av noen kropper som tilfeldigvis er nærme nok planeten til å bli påvirket av gravitasjonsfeltet. I en slik situasjon kan den ytre kroppen ikke opprettholde sin egen tyngdekraft, noe som fører til brudd på integriteten.
For rundt femten år siden ble den introdusert ny teori, som forklarte dannelsen av ringer av hvite dverger på lignende måte. Det ble antatt at dvergen opprinnelig var en stjerne i sentrum av et planetsystem. Himmellegemet utvikler seg over tid, noe som tar milliarder av år, svulmer opp, mister skallet, og dette forårsaker dannelsen av en dverg, som gradvis avkjøles. Forresten, fargen på hvite dverger forklares nøyaktig av temperaturen deres. For noen er det anslått til 200 000 K.
Et system av planeter kan overleve under en slik evolusjon, noe som fører til en utvidelse av den ytre delen av systemet samtidig med en reduksjon i stjernens masse. Som et resultat dannes et stort asteroidesystem og mange andre elementer overlever utviklingen.
Hva er neste?
Fremdriften til systemet kan føre til ustabilitet. Dette fører til bombardement av steiner inn i rommet rundt planeten, og asteroider blir delvis kastet ut av systemet. Noen av dem beveger seg imidlertid inn i baner, før eller siden ender de innenfor dvergens solradius. Det er ingen kollisjon, men tidevannskrefter fører til forstyrrelse av kroppens integritet. En klynge av slike asteroider antar en form som ligner på ringene rundt Saturn. Dette skaper en skive av rusk rundt stjernen. Tettheten til den hvite dvergen (ca. 10^7 g/cm3) og dens avfallsskive er betydelig forskjellig.
Den beskrevne teorien har blitt en ganske fullstendig og logisk forklaring av serien astronomiske fenomener. Gjennom den kan man forstå hvorfor skivene er kompakte, fordi en stjerne ikke kan være omgitt av en skive hele tiden den eksisterer, hvis radius er sammenlignbar med den solcelle, ellers ville slike skiver ha vært inne i kroppen til å begynne med .
Ved å forklare dannelsen av skivene og deres størrelse kan man forstå hvor den særegne tilførselen av metaller kommer fra. Den kan ende opp på stjerneoverflaten og forurense dvergen med metallmolekyler. Den beskrevne teorien, uten å motsi de identifiserte indikatorene for den gjennomsnittlige tettheten til hvite dverger (ca. 10^7 g/cm3), beviser hvorfor metaller observeres i atmosfæren til stjerner, hvorfor måling av den kjemiske sammensetningen er mulig tilgjengelig for folk med midler og av hvilken grunn er fordelingen av elementer lik den som er karakteristisk for planeten vår og andre studerte objekter.
Teorier: er det noen fordel?
Den beskrevne ideen mottatt utbredt som grunnlag for å forklare hvorfor skjellene til stjerner er forurenset med metaller og hvorfor det dukket opp ruskskiver. I tillegg følger det av den at det er en planetsystemet. Det er liten overraskelse i denne konklusjonen, siden menneskeheten har slått fast at de fleste stjerner har egne systemer planeter. Dette er karakteristisk både fordi de ligner på Solen, og fordi de er mye større i størrelse - og det er fra dem det dannes hvite dverger.
Emner er ikke uttømt
Selv om vi anser teorien beskrevet ovenfor for å være generelt akseptert og bevist, er noen spørsmål for astronomer fortsatt åpne den dag i dag. Av spesiell interesse er spesifisiteten til overføringen av materie mellom skivene og overflaten av himmellegemet. Noen har spekulert i at dette skyldes strålingseksponering. Teorier som krever å beskrive overføring av materie på denne måten er basert på Poynting-Robertson-effekten. Dette er et fenomen under påvirkning av hvilke partikler sakte beveger seg i bane rundt en ung stjerne, gradvis spiraler mot midten og forsvinner inn i himmellegemet. Antagelig bør denne effekten manifestere seg i ruskskiver som omgir stjerner, det vil si at molekyler som finnes i skivene før eller siden havner i eksepsjonell nærhet til dvergen. Faste stoffer er utsatt for fordampning, dannes det gass - slikt i form av skiver er registrert rundt flere observerte dverger. Før eller siden når gassen overflaten til dvergen og transporterer metaller hit.
De avslørte fakta er vurdert av astronomer som betydelig bidrag inn i vitenskapen fordi de foreslår hvordan planeter dannes. Dette er viktig fordi forskningssider som tiltrekker seg spesialister ofte er utilgjengelige. For eksempel kan planeter som kretser rundt stjerner større enn Solen sjelden studeres – det er for vanskelig på det tekniske nivået som er tilgjengelig for vår sivilisasjon. I stedet kunne folk studere planetsystemer etter at stjerner ble til dverger. Hvis det er mulig å utvikle seg i denne retningen, vil det absolutt være mulig å identifisere nye data om tilstedeværelsen av planetsystemer og deres særegne egenskaper.
Hvite dverger, i hvis atmosfære metaller er identifisert, gir en ide om den kjemiske sammensetningen av kometer og andre kosmiske kropper. Faktisk har forskere rett og slett ingen annen måte å vurdere sammensetningen på. For eksempel, når man studerer gigantiske planeter, kan man bare få en ide om det ytre laget, men det er ingen pålitelig informasjon om det indre innholdet. Dette gjelder også for vårt «hjemme»-system, siden den kjemiske sammensetningen kun kan studeres fra himmellegemet som falt til jordoverflaten eller den der forskningsapparatet ble landet.
Hvordan går alt?
Før eller siden vil planetsystemet vårt også bli "hjemmet" til en hvit dverg. Som forskere sier, har stjernekjernen et begrenset volum av materie for å få energi, og før eller senere er termonukleære reaksjoner uttømt. Gassen avtar i volum, tettheten øker til et tonn per kubikkcentimeter, mens i de ytre lagene skjer reaksjonen fortsatt. Stjernen utvider seg og blir en rød gigant, hvis radius er sammenlignbar med hundrevis av stjerner lik Solen. Når det ytre skallet slutter å "brenne", forsvinner stoffet i rommet i løpet av 100 000 år, som er ledsaget av dannelsen av en tåke.
Stjernens kjerne, frigjort fra skallet, senker temperaturen, noe som fører til dannelsen av en hvit dverg. Faktisk er en slik stjerne en gass med høy tetthet. I vitenskapen kalles dverger ofte for degenererte himmellegemer. Hvis stjernen vår skulle krympe og dens radius ville være bare noen få tusen kilometer, men vekten ville være fullstendig bevart, ville det også vært en hvit dverg her.
Funksjoner og tekniske punkter
Den aktuelle typen kosmisk kropp er i stand til å gløde, men denne prosessen forklares av andre mekanismer enn termonukleære reaksjoner. Gløden kalles residual, det forklares med en nedgang i temperaturen. Dvergen er dannet av et stoff hvis ioner noen ganger er kaldere enn 15 000 K. Grunnstoffene er preget av oscillerende bevegelser. Gradvis blir himmellegemet krystallinsk, gløden svekkes, og dvergen utvikler seg til brun.
Forskere har identifisert en massegrense for et slikt himmellegeme - opptil 1,4 ganger solens vekt, men ikke mer enn denne grensen. Hvis massen overskrider denne grensen, kan ikke stjernen eksistere. Dette forklares av trykket til stoffet i en komprimert tilstand - det er mindre gravitasjonsattraksjon, komprimere stoffet. En veldig sterk kompresjon oppstår, noe som fører til utseendet av nøytroner, stoffet er nøytronisert.
Kompresjonsprosessen kan føre til degenerasjon. I dette tilfellet dannes en nøytronstjerne. Det andre alternativet er fortsatt kompresjon, som før eller siden fører til en eksplosjon.
Generelle parametere og funksjoner
Den bolometriske lysstyrken til kategorien himmellegemer som vurderes i forhold til karakteristikken til solen er omtrent ti tusen ganger mindre. Dvergens radius er hundre ganger mindre enn solens, mens vekten er sammenlignbar med den til hovedstjernen i planetsystemet vårt. For å bestemme massegrensen for dvergen ble Chandrasekhar-grensen beregnet. Når den overskrides, utvikler dvergen seg til en annen form for himmellegeme. Fotosfæren til en stjerne består i gjennomsnitt av tett stoff, anslått til 105-109 g/cm3. Sammenlignet med hovedsekvensen er denne omtrent en million ganger tettere.
Noen astronomer mener at bare 3 % av alle stjerner i galaksen er hvite dverger, og noen er overbevist om at hver tiende tilhører denne klassen. Estimater varierer så mye om årsaken til vanskeligheten med å observere himmellegemer - de er fjernt fra planeten vår og lyser for svakt.
Historier og navn
Oppført i 1785 doble stjerner et lik dukket opp, som Herschel observerte. Stjernen ble kalt 40 Eridani B. Den regnes for å være den første sett av mennesker fra kategorien hvite dverger. I 1910 la Russell merke til at dette himmellegemet var preget av ekstrem lavt nivå glød, selv om fargetemperaturen er ganske høy. Over tid ble det bestemt at himmellegemer av denne klassen skulle deles inn i en egen kategori.
I 1844 bestemte Bessel, som undersøkte informasjonen som ble hentet fra sporing av Procyon B og Sirius B, at begge flyttet fra en rett linje fra tid til annen, noe som betyr at det var nære satellitter der. Denne antakelsen vitenskapelig fellesskap virket usannsynlig, siden ingen satellitt kunne sees, mens avvikene bare kunne forklares av et himmellegeme hvis masse er eksepsjonelt stor (lik Sirius, Procyon).
I 1962 jobbet Clark med de fleste stort teleskop av de som eksisterer i det øyeblikket, avslørte et veldig svakt himmellegeme nær Sirius. Det var han som ble kalt Sirius B, den samme satellitten som Bessel hadde foreslått lenge før. I 1896 viste studier at Procyon også har en satellitt – den fikk navnet Procyon B. Følgelig ble Bessels ideer fullstendig bekreftet.
Hvis du ser nøye på nattehimmelen, er det lett å legge merke til at stjernene som ser på oss varierer i farge. Blåaktige, hvite, røde, de skinner jevnt eller flimrer som en juletrekrans. Gjennom et teleskop blir fargeforskjellene tydeligere. Årsaken som førte til et slikt mangfold ligger i temperaturen i fotosfæren. Og, i motsetning til logisk antagelse, er de varmeste stjernene ikke røde, men blå, blå-hvite og hvite stjerner. Men først ting først.
Spektral klassifisering
Stjerner er enorme, varme baller av gass. Hvordan vi ser dem fra jorden avhenger av mange parametere. For eksempel blinker ikke stjerner faktisk. Det er veldig enkelt å bekrefte dette: bare husk solen. Den flimrende effekten oppstår fordi lys som kommer fra kosmiske kropper til oss overvinner det interstellare mediet, fullt av støv og gass. En annen ting er farge. Det er en konsekvens av oppvarming av skjellene (spesielt fotosfæren) til visse temperaturer. Den faktiske fargen kan avvike fra den tilsynelatende fargen, men forskjellen er vanligvis liten.
I dag brukes Harvard-spektralklassifiseringen av stjerner over hele verden. Den er temperaturbasert og er basert på typen og relativ intensitet spektrum linjer. Hver klasse tilsvarer stjerner av en bestemt farge. Klassifiseringen ble utviklet ved Harvard Observatory i 1890-1924.
En barbert engelskmann tygget dadler som gulrøtter
Det er syv hovedspektralklasser: O—B—A—F—G—K—M. Denne sekvensen gjenspeiler en gradvis nedgang i temperaturen (fra O til M). For å huske det, er det spesielle mnemoniske formler. På russisk høres en av dem slik ut: "En barbert engelskmann tygget dadler som gulrøtter." Ytterligere to klasser legges til disse klassene. Bokstavene C og S betegner kalde armaturer med bånd av metalloksider i spekteret. La oss se nærmere på stjerneklassene:
- Klasse O er preget av den høyeste overflatetemperaturen (fra 30 til 60 tusen Kelvin). Stjerner av denne typen overskrider solen med 60 ganger i masse og 15 ganger i radius. Deres synlige farge er blå. Når det gjelder lysstyrke, er de mer enn en million ganger større enn stjernen vår. Blå stjerne HD93129A, som tilhører denne klassen, er preget av en av de høyeste lysstyrkene blant kjente kosmiske legemer. I følge denne indikatoren er den 5 millioner ganger foran solen. Den blå stjernen ligger i en avstand på 7,5 tusen lysår fra oss.
- Klasse B har en temperatur på 10-30 tusen Kelvin, en masse 18 ganger større enn solens. Disse er blå-hvite og hvite stjerner. Radiusen deres er 7 ganger større enn solens.
- Klasse A er preget av en temperatur på 7,5-10 tusen Kelvin, en radius og masse som er henholdsvis 2,1 og 3,1 ganger høyere enn solens. Dette er hvite stjerner.
- Klasse F: temperatur 6000-7500 K. Massen er 1,7 ganger større enn solen, radius er 1,3. Fra jorden ser slike stjerner også hvite ut, de ekte farge- gulhvit.
- Klasse G: temperatur 5-6 tusen Kelvin. Solen tilhører denne klassen. Den synlige og sanne fargen til slike stjerner er gul.
- Klasse K: temperatur 3500-5000 K. Radius og masse er mindre enn solenergi, 0,9 og 0,8 fra de tilsvarende parameterne til armaturet. Fargen på disse stjernene som er synlige fra jorden er guloransje.
- Klasse M: temperatur 2-3,5 tusen Kelvin. Masse og radius er 0,3 og 0,4 fra lignende parametere til solen. Fra overflaten av planeten vår ser de ut som rød-oransje. Beta Andromedae og Alpha Cantarelles tilhører klasse M. En lys rød stjerne kjent for mange er Betelgeuse (alpha Orionis). Det er best å lete etter det på himmelen om vinteren. Den røde stjernen er plassert over og litt til venstre
Hver klasse er delt inn i underklasser fra 0 til 9, det vil si fra den varmeste til den kaldeste. Stjernetall indikerer medlemskap i en bestemt spektraltype og graden av oppvarming av fotosfæren sammenlignet med andre stjerner i gruppen. For eksempel tilhører solen klasse G2.
Visuelle hvite
Dermed kan stjerneklassene B til F virke hvite fra jorden. Og bare objekter som tilhører A-typen har faktisk denne fargen. Dermed vil stjernen Saif (stjernebildet Orion) og Algol (beta Persei) virke hvite for en observatør som ikke er bevæpnet med et teleskop. De tilhører spektralklasse B. Deres sanne farge er blå-hvit. Også Mithrac og Procyon, de lyseste stjernene i de himmelske mønstrene Perseus og Canis Minor, virker hvite. Imidlertid er deres sanne farge nærmere gul (grad F).
Hvorfor er stjerner hvite for en observatør på jorden? Fargen er forvrengt på grunn av den enorme avstanden som skiller planeten vår fra slike objekter, samt de voluminøse skyene av støv og gass som ofte finnes i verdensrommet.
Klasse A
Hvite stjerner er ikke preget av en så høy temperatur som representanter for klasse O og B. Fotosfæren deres varmer opp til 7,5-10 tusen Kelvin. Stjerner spektral klasse Og mye større enn solen. Lysstyrken deres er også større - omtrent 80 ganger.
Spektrene til A-stjerner viser sterke hydrogenlinjer i Balmer-serien. Linjene til andre elementer er merkbart svakere, men de blir mer betydningsfulle når vi går fra underklasse A0 til A9. Kjemper og superkjemper som tilhører spektralklasse A er preget av litt mindre uttalte linjer hydrogen enn for stjerner hovedsekvens. Når det gjelder disse armaturene, blir linjene av tungmetaller mer merkbare.
Mange særegne stjerner tilhører spektralklasse A. Dette begrepet refererer til armaturer som har merkbare egenskaper i spekteret og fysiske parametere, noe som gjør klassifiseringen deres vanskelig. For eksempel er ganske sjeldne stjerner som Lambda Boötes preget av mangel på tungmetaller og svært langsom rotasjon. Spesielle armaturer inkluderer også hvite dverger.
Klasse A inkluderer slike lyse nattehimmelobjekter som Sirius, Mencalinan, Alioth, Castor og andre. La oss bli bedre kjent med dem.
Alpha Canis Majoris
Sirius er den lyseste, men ikke den nærmeste, stjernen på himmelen. Avstanden til den er 8,6 lysår. For en observatør på jorden ser det så lyst ut fordi det har en imponerende størrelse og likevel ikke er så langt unna som mange andre store og lyse objekter. Nærmeste stjerne til solen - Sirius er på femteplass på denne listen.
Det refererer til og er et system av to komponenter. Sirius A og Sirius B er atskilt med en avstand på 20 astronomiske enheter og roterer med en periode på i underkant av 50 år. Den første komponenten i systemet, en hovedsekvensstjerne, tilhører spektralklasse A1. Massen er dobbelt så stor som solen, og radiusen er 1,7 ganger. Dette er det som kan observeres med det blotte øye fra jorden.
Den andre komponenten i systemet er en hvit dverg. Stjernen Sirius B er nesten lik i massen vår stjerne, noe som ikke er typisk for slike objekter. Vanligvis er hvite dverger preget av en masse på 0,6-0,7 solenergi. Samtidig er dimensjonene til Sirius B nær de på jorden. Det antas at den hvite dvergstadiet begynte for denne stjernen for omtrent 120 millioner år siden. Da Sirius B var lokalisert på hovedsekvensen, var det sannsynligvis en stjerne med en masse på 5 solmasser og tilhørte spektralklasse B.
Sirius A, ifølge forskere, vil bytte til neste trinn evolusjon etter omtrent 660 millioner år. Da vil den bli til en rød gigant, og litt senere - til en hvit dverg, som sin følgesvenn.
Alpha Eagle
I likhet med Sirius er mange av de hvite stjernene, hvis navn er gitt nedenfor, godt kjent ikke bare for folk som er interessert i astronomi på grunn av deres lysstyrke og hyppige omtale på sidene av science fiction-litteratur. Altair er en av disse armaturene. Alpha Eagle finnes for eksempel i Stephen King. Denne stjernen er godt synlig på nattehimmelen på grunn av sin lysstyrke og relativt nære beliggenhet. Avstanden mellom sola og altair er 16,8 lysår. Av stjernene i spektralklasse A er det bare Sirius som er nærmere oss.
Altair er 1,8 ganger mer massiv enn solen. Dens karakteristiske trekk er veldig rask rotasjon. Stjernen fullfører én omdreining rundt sin akse på mindre enn ni timer. Rotasjonshastigheten nær ekvator er 286 km/s. Som et resultat vil den "kvikke" Altairen bli flatet fra stolpene. I tillegg, på grunn av den elliptiske formen, synker temperaturen og lysstyrken til stjernen fra polene til ekvator. Denne effekten kalles "gravitasjonsmørking".
Et annet trekk ved Altair er at glansen endres over tid. Det refererer til type variabler Delta Scutum.
Alpha Lyrae
Vega er den mest studerte stjernen etter solen. Alpha Lyrae er den første stjernen som har sitt spektrum bestemt. Hun ble den andre lyskilden etter solen, fanget på bildet. Vega var også en av de første stjernene som forskerne målte avstanden til ved hjelp av Parlax-metoden. Lang periode lysstyrken til armaturet ble tatt som 0 ved bestemmelse størrelser andre gjenstander.
Alpha Lyrae er godt kjent for både amatørastronomer og vanlige observatører. Den er den femte lyseste blant stjernene og er inkludert i sommertriangel-asterismen sammen med Altair og Deneb.
Avstanden fra solen til Vega er 25,3 lysår. Dens ekvatoriale radius og masse er henholdsvis 2,78 og 2,3 ganger større enn de tilsvarende parametrene til stjernen vår. Stjernens form er langt fra en perfekt sfære. Diameteren ved ekvator er merkbart større enn ved polene. Grunn - enorm fart rotasjon. Ved ekvator når den 274 km/s (for solen er denne parameteren litt mer enn to kilometer per sekund).
En av egenskapene til Vega er støvskiven som omgir den. Det antas at det oppsto som et resultat stort antall kollisjoner av kometer og meteoritter. Støvskiven roterer rundt stjernen og varmes opp av dens stråling. Som et resultat øker intensiteten infrarød stråling Vega. For ikke lenge siden ble det oppdaget asymmetrier i disken. En sannsynlig forklaring er at stjernen har minst én planet.
Alfa Gemini
Det nest lyseste objektet i stjernebildet Gemini er Castor. Han, som de tidligere armaturene, tilhører spektralklasse A. Castor er en av de klareste stjernene på nattehimmelen. I den tilsvarende listen ligger den på 23. plass.
Castor er et multippelsystem som består av seks komponenter. De to hovedelementene (Castor A og Castor B) roterer rundt generelt senter masser med en periode på 350 år. Hver av de to stjernene er en spektral binær. Castor A- og Castor B-komponentene er mindre lyse og tilhører antagelig spektralklassen M.
Castor S ble ikke umiddelbart assosiert med systemet. Opprinnelig ble den utpekt som en uavhengig stjerne YY Gemini. I prosessen med å studere dette området av himmelen, ble det kjent at denne armaturen er fysisk forbundet med Castor-systemet. Stjernen roterer rundt et massesenter felles for alle komponenter med en periode på flere titusenvis av år og er også en spektral binær.
Beta Aurigae
Det himmelske mønsteret til Auriga inkluderer omtrent 150 "prikker", mange av dem hvite stjerner. Navnene på armaturene vil fortelle lite til en person langt fra astronomi, men dette trekker ikke ned deres betydning for vitenskapen. De fleste lyst objekt himmelsk mønster, som tilhører spektralklasse A, er Mencalinan eller beta Aurigae. Navnet på stjernen oversatt fra arabisk betyr "skulderen til eieren av tøylene."
Mencalinan er et trippelsystem. Dens to komponenter er undergiganter av spektralklasse A. Lysstyrken til hver av dem overstiger sola med 48 ganger. De er atskilt med en avstand på 0,08 astronomiske enheter. Den tredje komponenten er en rød dverg, 330 AU unna paret. e.
Epsilon Ursa Major
Det lyseste "punktet" i kanskje det meste kjent konstellasjon nordlig himmel ( Big Dipper) er Aliot, også klassifisert som klasse A. Tilsynelatende verdi- 1,76. Stjernen inntar 33. plass på listen over de lyseste armaturene. Alioth er inkludert i Big Dipper-asterismen og er plassert nærmere bollen enn andre armaturer.
Aliots spektrum er preget av uvanlige linjer som svinger med en periode på 5,1 dager. Det antas at funksjonene er knyttet til eksponering magnetisk felt stjerner. Spektralsvingninger, ifølge de siste dataene, kan oppstå på grunn av nærheten til en kosmisk kropp med en masse på nesten 15 ganger massen til Jupiter. Om det er slik er fortsatt et mysterium. Astronomer prøver å forstå det, som andre mysterier av stjernene, hver dag.
Hvite dverger
Historien om hvite stjerner vil være ufullstendig uten å nevne det stadiet av utviklingen av armaturer, som er utpekt som en "hvit dverg". Slike objekter fikk navnet sitt på grunn av det faktum at de første som ble oppdaget tilhørte spektralklasse A. Disse var Sirius B og 40 Eridani B. I dag kalles hvite dverger et av alternativene for den siste fasen av en stjernes liv.
La oss se nærmere på livssyklus lyskilde
Stjerneutvikling
Stjerner blir ikke født over natten: hver av dem går gjennom flere stadier. For det første begynner skyen av gass og støv å krympe under påvirkning av sin egen. Sakte får den form av en ball, mens gravitasjonsenergien blir til varme - temperaturen på objektet øker. I det øyeblikket den når en verdi på 20 millioner Kelvin, begynner reaksjonen kjernefysisk fusjon. Dette stadiet regnes som begynnelsen på livet til en fullverdig stjerne.
Armaturene bruker mesteparten av tiden sin på hovedsekvensen. Hydrogensyklusreaksjoner finner stadig sted i deres dyp. Temperaturen på stjernene kan variere. Når alt hydrogenet i kjernen går tom, begynner et nytt utviklingsstadium. Nå blir helium drivstoffet. Samtidig begynner stjernen å utvide seg. Lysstyrken øker, og overflatetemperaturen synker tvert imot. Stjernen forlater hovedsekvensen og blir en rød kjempe.
Massen til heliumkjernen øker gradvis, og den begynner å komprimeres under sin egen vekt. Den røde kjempeetappen slutter mye raskere enn den forrige. Veien å følge videre utvikling, avhenger av den opprinnelige massen til objektet. Lavmassestjerner på den røde kjempescenen begynner å blåse seg opp. Som et resultat av denne prosessen kaster objektet skjellene. Den nakne kjernen til stjernen er også dannet. I en slik kjerne ble alle fusjonsreaksjoner fullført. Den kalles en heliumhvit dverg. Mer massive røde kjemper (til en viss grad) utvikler seg til karbonbaserte hvite dverger. Kjernene deres inneholder elementer som er tyngre enn helium.
Kjennetegn
Hvite dverger er kropper som vanligvis er veldig nær solens masse. Dessuten tilsvarer størrelsen deres til jordens. Den kolossale tettheten til disse kosmiske kroppene og prosessene som skjer i deres dyp er uforklarlige fra synspunktet klassisk fysikk. Kvantemekanikk bidro til å avsløre stjernenes hemmeligheter.
Saken for hvite dverger er et elektron-kjerneplasma. Det er nesten umulig å konstruere det selv i et laboratorium. Derfor forblir mange egenskaper ved slike gjenstander uklare.
Selv om du studerer stjernene hele natten, vil du ikke kunne oppdage minst én hvit dverg uten spesialutstyr. Lysstyrken deres er betydelig mindre enn solens. I følge forskere utgjør hvite dverger omtrent 3 til 10 % av alle objekter i galaksen. Til dags dato er det imidlertid bare funnet de av dem som ikke befinner seg lenger enn i en avstand på 200-300 parsecs fra jorden.
Hvite dverger fortsetter å utvikle seg. Umiddelbart etter dannelse har de høy overflatetemperatur, men avkjøles raskt. Flere titalls milliarder år etter dannelsen, ifølge teorien, blir en hvit dverg til en svart dverg - ikke-emitterende synlig lys kropp.
Hvit, rød eller blå stjerne for observatøren skiller de seg først og fremst i farge. Astronomen ser dypere. Fargen forteller umiddelbart mye om objektets temperatur, størrelse og masse. En blå eller lyseblå stjerne er en gigantisk varm ball, på alle måter langt foran solen. Hvite armaturer, eksempler på disse er beskrevet i artikkelen, er noe mindre. Stjernetall i ulike kataloger forteller også fagfolk mye, men ikke alt. Stor mengde informasjon om livet til fjerne romobjekter er enten ennå ikke forklart eller forblir uoppdaget.
2 Opprinnelsen til hvite dverger
- 2.1 Trippel heliumreaksjon og isotermiske kjerner av røde kjemper 2.2 Tap av masse fra røde kjemper og deres utskillelse av skjell
- 3.1 Masse-radius forhold og Chandrasekhar grense 3.2 Funksjoner ved spektrene
- 5.1 Røntgenstråling hvite dverger 5.2 Akkresjon på hvite dverger i binære systemer
Notater
Litteratur
Introduksjon
Hvite dverger- stjerner med lav lysstyrke med masse som kan sammenlignes med solens masse og høye effektive temperaturer. Navn hvite dverger assosiert med fargen på de første oppdagede representantene for denne klassen - Sirius B Og 40 Eridani B. På Hertzsprung-Russell-diagrammet er de plassert 10-12 m under hovedsekvensvisningen av samme spektralklasse.
Radiene til hvite dverger er omtrent 100 ganger mindre enn solenergien, og deres lysstyrke er ~ ganger lavere enn solenergien. Materietettheten til hvite dverger er g/cm3, millioner av ganger mer tetthet stoffer i hovedsekvensstjerner. Når det gjelder antall, utgjør hvite dverger 3-10 % av galaksens syn. Imidlertid er bare en liten del av dem kjent, fordi på grunn av deres lave lysstyrke, ble det bare oppdaget de hvis avstand ikke overstiger 200-300 pc.
I følge moderne konsepter er hvite dverger sluttproduktet av utviklingen av normale stjerner med masser fra solmasser til 8-10 solmasser. De dannes etter utmattelse av kilder til termonukleær energi i stjernens tarm og utstøting av skallet.
1. Oppdagelseshistorie
1.1. Hvit dvergfunn
mørk satellitt, og rotasjonsperioden for begge visjonene rundt et felles massesenter bør være omtrent 50 år. Meldingen ble møtt med skepsis, siden den mørke satellitten forble usynlig, og dens masse skulle være ganske stor - sammenlignbar med massen på. Sirius.
Jeg besøkte vennen min... Professor E. Pickering på forretningsbesøk. Med sin karakteristiske vennlighet tilbød han å ta spektrene til alle stjernene, som Hincks og jeg observerte med det formål å ... bestemme dem parallakser. Dette stykket, som virket tregt, viste seg å være veldig fruktbart - det førte til oppdagelsen at alle stjerner er veldig små absolutt verdi(dvs. lav lysstyrke) har spektralklasse M (dvs. svært lav overflatetemperatur). Jeg husker at mens jeg diskuterte dette problemet, spurte jeg Pickering om noen andre svake stjerner, og husket tallet 40 Eridani B. På sin karakteristiske måte sendte han umiddelbart en forespørsel til kontoret til (Harvard) Observatory, og ble snart svart (tror jeg av fru Fleming) at spekteret til denne stjernen var A (dvs. høy overflatetemperatur). Selv i de "paleozoiske" tidene visste jeg nok om disse tingene til å umiddelbart innse at det var et betydelig avvik her mellom det vi da ville kalle de "mulige" verdiene for overflatelysstyrke og tetthet. Jeg la kanskje ikke skjul på det faktum at jeg ikke bare ble overrasket, men bare overrasket over dette unntaket fra regelen, som virket ganske normalt for egenskapene til stjerner. Pickering smilte til meg og sa: "det er nettopp slike unntak som fører til utvidelse av vår kunnskap" - og hvite dverger kom inn i studieverdenen "
Russells overraskelse er ganske forståelig: 40 Eridani B refererer til relativt nære stjerner, og ved å bruke parallakse kan man ganske nøyaktig bestemme avstanden til den og følgelig lysstyrken. Lysstyrken til 40 Eridani B viste seg å være unormalt lav for sin spektralklasse - hvite dverger ble dannet nytt område på Hertzsprung-Russell-diagrammet. Denne kombinasjonen av lysstyrke, masse og temperatur var uforståelig og kunne ikke forklares innenfor standardmodellen for strukturen til hovedsekvensstjerner, utviklet på 1920-tallet.
Den høye tettheten av hvite dverger forble uforklarlig fra klassisk fysikks synspunkt, men ble forklart i kvantemekanikk etter at Fermi-Dirac-statistikken dukket opp. 1926 Fowler i artikkelen "Thick Matter" ( "Tett materie", månedlige meldinger R. Astron. Soc. 87, 114-122 ) Beviste at, i motsetning til hovedsekvensstjerner, for hvilke tilstandsligningene er basert på den ideelle gassmodellen (standard Eddington-modell), for hvite dverger bestemmes materiens tetthet og trykk av egenskapene til den degenererte elektrongassen (Fermi-gass) ).
Det neste trinnet i å forklare naturen til hvite dverger var arbeidet til Chandrasekhar. 1928 indikerte Frenkel at for hvite dverger burde det være øvre grense messe, og 1930 av Chandrasekhar i hans verk "The Maximum Mass of an Ideal White Dwarf" ( " Den maksimale massen av ideelle hvite dverger",Astroph. J. 74, 81-82 ) Beviste at hvite dverger med masser over 1,4 solar er ustabile (Chandrasekhar-grensen) og har potensial til å kollapse.
2. Opprinnelsen til hvite dverger
Fowlers løsning forklarte den indre strukturen til hvite dverger, men forklarte ikke mekanismen for deres opprinnelse. To ideer spilte en nøkkelrolle i å forklare opprinnelsen til hvite dverger:
- E. Epics mening om at røde kjemper dannes fra hovedsekvensstjerner som et resultat av utbrenthet kjernebrensel forslaget som ble fremsatt kort tid etter andre verdenskrig om at hovedsekvensstjerner skulle miste masse, og at et slikt massetap skulle påvirke utviklingen av stjerner betydelig.
Disse antakelsene ble fullstendig bekreftet.
2.1. Trippel heliumreaksjon og isotermiske kjerner av røde kjemper
Under utviklingen av hovedsekvensstjerner "brenner hydrogen ut" - nukleosyntese med dannelse av helium (se Bethe-syklusen). Slik utbrenthet fører til opphør av energifrigjøring i de sentrale delene av stjernen, kompresjon og følgelig til en økning i tetthet og temperatur i kjernen. En økning i tetthet og temperatur i stjernekjernen fører til forhold der en ny kilde til termonukleær energi aktiveres: heliumutbrenning ( trippel heliumreaksjon eller trippel alfa-prosess), karakteristisk for røde kjemper og supergiganter.
Ved temperaturer rundt 10 8 K blir den kinetiske energien til heliumkjerner tilstrekkelig til å overvinne Coulomb-barrieren: to heliumkjerner (alfapartikler) kan smelte sammen og dannes ustabil isotop beryllium Be 8:
He 4 + He 4 = Vær 8
Det meste av Be 8 forfaller fortsatt til to alfapartikler, men hvis kort tid eksistens, vil Be 8-kjernen kombineres med en høyenergi alfa-partikkel, en stabil karbonkjerne C 12 kan dannes:
Vær 8 + He 4 = C 12 + 7,3 m eV.
Til tross for den ganske lave likevektskonsentrasjonen til Be 8 (for eksempel ved en temperatur på ~ 10 8 K konsentrasjonsforholdet / ~, er hastigheten slik trippel heliumreaksjon viser seg å være tilstrekkelig til å oppnå en ny hydrostatisk likevekt i stjernens varme kjerne. Avhengigheten av energifrigjøring av temperaturen i den ternære heliumreaksjonen er ekstremt sterk, for eksempel for temperaturområdet ~ 1-2? 10 8 K energifrigjøring http://*****/images/ukbase_2__1234.jpg" alt="\ Varepsilon _ (3 \ alpha) = 10 ^ 8 \ rho ^ 2 Y ^ 3 * \ venstre ( ((T \over (10^8)))\høyre)^(30)" width="210 height=46" height="46">!}
hvor utbrenningen av hydrogen er nær enhet).
Det er imidlertid verdt å merke seg at trippelheliumreaksjonen er preget av en betydelig lavere energifrigjøring enn Bethe-syklusen per masseenhet: Energifrigjøringen under "brenning" av helium er mer enn 10 ganger lavere enn under "brenning" av hydrogen. Ettersom helium brenner ut og denne energikilden i kjernen er oppbrukt, blir det mulig komplekse reaksjoner nukleosyntese, men for det første krever slike reaksjoner stadig høyere temperaturer, og for det andre avtar energifrigjøringen per masseenhet av slike reaksjoner med økende masseantall av kjerner som kommer inn i reaksjonen.
http://*****/images/ukbase_2__519.jpg" alt="\" width="84" height="20 src=">, Det vil si at betingelsene for degenerering av elektrongassen er oppfylt. Beregninger viser at tettheten isotermiske kjerner tilsvarer tettheten til hvite dverger, dvs. Kjernene til røde kjemper er hvite dverger.
normale" hvite dverger med høyt innhold karbon.
På fotografiet av den kuleformede stjernehopen NGC 6397 (fig. 5) er hvite dverger av begge typer identifisert: og heliumhvite dverger, som oppsto under utviklingen av mindre massive stjerner, og karbonhvite dverger er et resultat av utviklingen av stjerner med høyere masse.
2.2. Tap av masse av røde giganter og utskillelse av skallet deres
Kjernereaksjoner i røde kjemper skjer ikke bare i kjernen: ettersom hydrogen brenner ut i kjernen, sprer heliumnukleosyntesen seg til de fortsatt hydrogenrike områdene av stjernen, og danner et sfærisk lag på grensen mellom de hydrogenfattige og hydrogenrike. regioner. En lignende situasjon oppstår med trippelheliumreaksjonen: ettersom helium brenner ut i kjernen, konsentreres det også i et sfærisk lag på grensen mellom heliumfattige og heliumrike regioner. Lysstyrken til stjerner med slike "to-lags" områder av nukleosyntese øker betydelig, og når flere tusen lysstyrker til solen, mens stjernen "svulmer", øker diameteren til størrelsen på jordens bane. Heliumnukleosyntesesonen stiger til overflaten av stjernen: massebrøken inne i denne sonen er ~70 % av stjernens masse. "Inflasjon" er ledsaget av en ganske intens lekkasje av materie fra overflaten til stjernen, slike objekter observeres som protoplanetære tåker (se fig. 6).
Shklov" href="/text/category/shklov/" rel="bookmark">Shklovsky foreslo en mekanisme for utdanning planetariske tåker ved å kaste skjellene til røde kjemper, avsløre de isotermiske degenererte kjernene til slike stjerner som fører til dannelsen av hvite dverger. Nøyaktige mekanismer Massetap og påfølgende kast av konvolutten for slike stjerner er fortsatt ukjent, men følgende faktorer kan foreslås som kan føre til tap av konvolutten:
- I utvidede stjerneskjell kan det utvikles ustabilitet, som fører til sterke oscillerende prosesser, ledsaget av endringer termisk regime stjerner. I fig. 6 klart synlige tetthetsbølger av utstøtt stjernestoff, som kan være konsekvensene av slike svingninger. På grunn av ionisering av hydrogen i områder under fotosfæren kan det utvikles sterk konvektiv ustabilitet. Har en lignende natur solaktivitet, når det gjelder røde kjemper, er kraften til konveksjonsstrømmer betydelig større enn solenergien. På grunn av den for høye lysstyrken blir lystrykket fra stjernens strålingsfluks på dens ytre lag betydelig, ifølge beregninger, kan det føre til tap av skallet innen flere tusen år.
overflødig masse" av røde kjemper.
Scenariet for utviklingen av røde kjemper foreslått av Shklovsky er generelt akseptert og støttes av en rekke observasjonsdata.
3. Fysikk og egenskaper til hvite dverger
Som allerede nevnt er massene av hvite dverger nær solenergien, men størrelsen deres er bare en hundredel (eller enda mindre) av solenergien, det vil si at materietettheten i hvite dverger er ekstremt høy og utgjør g. / cm 3. Ved en slik tetthet elektronskjell atomer blir ødelagt og stoffet blir elektron-kjerneplasma, og dens elektroniske komponent er en degenerert elektrongass. Trykket P til en slik gass følger forholdet:
hvor http://*****/images/ukbase_2__17665.jpg" width="180" height="283 src=">
Ris. 8. Masse-radius forhold for hvite dverger. Vertikal asymptote tilsvarer Chandrasekhar-grensen.
Ovennevnte tilstandsligning er gyldig for en kald elektrongass, men temperaturen på til og med noen få millioner grader er liten sammenlignet med den karakteristiske Fermi-energien til elektroner (). Samtidig, når materietettheten øker gjennom Pauli-eksklusjonen (to elektroner kan ikke ha samme kvantetilstand, det vil si samme energi og spinn), øker energien og hastigheten til elektronene så mye at effekten av relativitetsteorien begynner å virke - den degenererte elektrongassen blir relativistisk. Avhengigheten av trykket til en relativistisk degenerert elektrongass på tetthet er allerede annerledes:
For en slik tilstandsligning oppstår det interessant situasjon. Gjennomsnittlig tetthet hvit dverg http://*****/images/ukbase_2__270.jpg" width="21" height="14 src=">- Masse, og - Radius til den hvite dvergen. Deretter trykket http://* *** */images/ukbase_2__716.jpg" alt="(P \ over R) \ sim ((M ^ (4/3)) \ over (R ^ 5))" width="89 height=46" height="46">!}
Gravitasjonskrefter som motarbeider press:
det er, selv om trykkfallet og gravitasjonskrefter avhenger like mye av radius, men de avhenger forskjellig av massen - som ~ og ~ skive"> DA - det er linjer og ingen linjer med helium i spekteret. Denne typen er ~ 75% av hvite dverger, de finnes i hele temperaturområdet DB - linjen av ionisert helium er sterke, det er ingen hydrogenlinjer, temperaturer over K, ingen absorpsjonslinjer med intensitet mindre enn 90% av det kontinuerlige spekteret ; DG - det er linjer av kalsium, jern, ingen linjer med hydrogen - linjer av ionisert helium er sterke, det er linjer med nøytral helium og (eller) hydrogen. Disse er varme hvite dverger.
5. Astronomiske fenomener som involverer hvite dverger
5.1. Røntgenstråling fra hvite dverger
Overflatetemperaturen til unge hvite dverger - de isotropiske kjernene til stjernene etter at skjellene deres har mistet - er veldig høy - mer enn 2? 10 5 K faller den imidlertid ganske raskt på grunn av nøytrinoavkjøling og stråling fra overflaten. Slike veldig unge hvite dverger observeres i røntgenområdet (for eksempel observasjoner av den hvite dvergen HZ 43 av ROSAT-satellitten).
Overflatetemperaturen til varme hvite dverger er 7? 10 4 K, kaldt - ~ 5 ? 10 3 K.
En særegenhet ved strålingen fra hvite dverger i røntgenområdet er at hovedkilden til røntgenstråling i dem er fotosfæren, som i stor grad skiller dem fra "normale" stjerner: i sistnevnte sendes røntgenstråler ut av koronaen, oppvarmet til flere millioner kelvin, og temperaturen i fotosfæren er for lav til dannelse av røntgenstråling (se fig. 9 for dem).
I fravær av akkresjon har hvite dverger en reserve av termisk energi fra ioner i kjernene, så deres lysstyrke avhenger av alder. Kvantitativ teori kjølende hvite dverger bygget på slutten av 1940-tallet.
5.2. Akkresjon på hvite dverger i binære systemer
disc"> Ikke-stasjonær akkresjon på hvite dverger når følgesvennen er en massiv rød dverg, fører til dannelse av dvergnovaer (stjerner av typen U Gem (UG)) eller novalignende variable stjerner. Akkresjon på hvite dverger, som har et sterkt magnetisk felt, er rettet mot området av de magnetiske polene til den hvite dvergen, og syklotronmekanismen for stråling av det akkreterende plasmaet i de sirkumpolare områdene forårsaker sterk polarisering av strålingen i synlig område spektrum (polarer og mellompolarer). Akkresjon av hydrogenrikt materiale på hvite dverger fører til akkumulering på overflaten (bestående hovedsakelig av helium) og oppvarming tiler, som i tilfelle termisk ustabilitet fører til en eksplosjon, som observeres som en nova utbrudd. Ganske langvarig og intens akkresjon på en massiv hvit dverg fører til at massen overskrider Chandrasekhar-grensen og gravitasjonskollaps, som observeres som en type Ia supernovaeksplosjon (se fig. 10).
Se også
- Akkresjon Ideell gass Degenerert gass Stjerne Nukleosyntese Planetarisk tåke Supernova Sirius
Notater
1. ^ a b c Hvite dverger - www. franko. /publish/astro/bukvy/b. pdf // Astronomisk encyklopedisk ordbok- www. franko. /publish/astro/Under generell utgave Og. - Lvov: LNU-GAO NANU, 2003. - S. 54-55. - ISBN -X, UDC
Litteratur
- Deborah Jean Warner. Alvan Clark and Sons: Artists in Optics, Smithsonian Press, 1968 Shklovsky, I. S. Om naturen til planetariske tåker og deres kjerner // Astronomical Journal. - Bind 33, nr. 3, 1956. - Ss. 315-329. , . Fysisk grunnleggende struktur og utvikling av stjerner, M., 1981 - natur. *****/db/msg. html? mid = 1159166 & uri = indeks. html Stjerner: deres fødsel, liv og død, M.: Nauka, 1984 - shklovsky-ocr. *****/online/shklovsky. htm Kippenhan 100 milliarder soler. Fødsel, liv og døden i stjernene,
M.: Mir, 1990 - . ru/astro/index. html Roms fysikk. Lite leksikon, M.: Soviet Encyclopedia, 1986 - www. *****/db/FK86/
Beregninger viser at under en supernovaeksplosjon med M ~ 25M, en tett nøytronkjernen(nøytronstjerne) med en masse på ~1,6M. I stjerner med restmasse M > 1,4M som ikke har nådd supernovastadiet, klarer heller ikke trykket til den degenererte elektrongassen å balansere gravitasjonskreftene og stjernen komprimeres til en tilstand av kjernefysisk tetthet. Mekanismen for denne gravitasjonskollapsen er den samme som under en supernovaeksplosjon. Trykket og temperaturen inne i stjernen når slike verdier der elektroner og protoner ser ut til å bli "presset" inn i hverandre og som et resultat av reaksjonen
etter utslipp av nøytrinoer dannes det nøytroner som opptar et mye mindre fasevolum enn elektroner. En såkalt nøytronstjerne vises, hvis tetthet når 10 14 - 10 15 g/cm 3 . Den karakteristiske størrelsen på en nøytronstjerne er 10 - 15 km. På en måte er en nøytronstjerne en gigantisk atomkjerne. Lengre gravitasjonskompresjon forhindrer at trykket av kjernefysisk materie oppstår på grunn av samspillet mellom nøytroner. Dette er også degenerasjonstrykket, som tidligere i tilfellet med en hvit dverg, men det er degenerasjonstrykket til en mye tettere nøytrongass. Dette trykket er i stand til å holde masser opp til 3,2M.
Nøytrinoer produsert i kollapsøyeblikket avkjøler nøytronstjernen ganske raskt. I følge teoretiske estimater synker temperaturen fra 10 11 til 10 9 K i en tid på ~ 100 s. Videre avtar kjølehastigheten litt. Det er imidlertid ganske høyt på en astronomisk skala. En temperaturnedgang fra 10 9 til 10 8 K skjer på 100 år og til 10 6 K på en million år. Å oppdage nøytronstjerner ved hjelp av optiske metoder er ganske vanskelig på grunn av deres lille størrelse og lave temperatur.
I 1967 i Cambridge University Huish og Bell oppdaget kosmiske kilder til periodisk elektromagnetisk stråling - pulsarer. Pulsrepetisjonsperiodene til de fleste pulsarer ligger i området fra 3,3·10 -2 til 4,3 s. I følge moderne konsepter er pulsarer roterende nøytronstjerner med en masse på 1 - 3M og en diameter på 10 - 20 km. Bare kompakte objekter med egenskapene til nøytronstjerner kan opprettholde sin form uten å kollapse ved slike rotasjonshastigheter. Bevaring av vinkelmomentum og magnetfelt under dannelsen av en nøytronstjerne fører til fødselen av raskt roterende pulsarer med et sterkt magnetfelt B ~ 10 12 G.
Det antas at en nøytronstjerne har et magnetfelt hvis akse ikke sammenfaller med stjernens rotasjonsakse. I dette tilfellet glir stjernens stråling (radiobølger og synlig lys) over jorden som strålene fra et fyrtårn. Når strålen krysser jorden, registreres en puls. Strålingen av en nøytronstjerne i seg selv oppstår på grunn av det faktum at ladede partikler fra overflaten av stjernen beveger seg utover langs magnetiske feltlinjer, og sender ut elektromagnetiske bølger. Denne mekanismen for pulsarradioutslipp, først foreslått av Gold, er vist i fig. 39.
Hvis en strålestråle treffer en observatør på jorden, oppdager radioteleskopet korte pulser av radiostråling med en periode lik rotasjonsperioden til nøytronstjernen. Formen på pulsen kan være svært kompleks, som bestemmes av geometrien til magnetosfæren til nøytronstjernen og er karakteristisk for hver pulsar. Rotasjonsperiodene til pulsarer er strengt konstante og nøyaktigheten av å måle disse periodene når opp til 14-sifrede tall.
For tiden har pulsarer som er en del av binære systemer blitt oppdaget. Hvis pulsaren går i bane rundt den andre komponenten, bør variasjoner i pulsarperioden observeres på grunn av Doppler-effekten. Når pulsaren nærmer seg observatøren, avtar den registrerte perioden for radiopulsene på grunn av Doppler-effekten, og når pulsaren beveger seg bort fra oss, øker perioden. Basert på dette fenomenet ble det oppdaget pulsarer som er en del av dobbeltstjerner. For den første oppdagede pulsaren PSR 1913 + 16, som er en del av et binært system, var omløpsperioden 7 timer 45 minutter. Egen periode Rotasjonstiden til pulsaren PSR 1913 + 16 er 59 ms.
Pulsarens stråling skal føre til en nedgang i nøytronstjernens rotasjonshastighet. Denne effekten ble også funnet. En nøytronstjerne som er en del av et binært system kan også være en kilde til intens røntgenstråling.
Strukturen til en nøytronstjerne med en masse på 1,4M og en radius på 16 km er vist i fig. 40.
I er et tynt ytre lag av tettpakkede atomer. I region II og III er kjernene arrangert i form av et kroppssentrert kubisk gitter. Region IV består hovedsakelig av nøytroner. I region V kan materie bestå av pioner og hyperoner, og danner den hadroniske kjernen til en nøytronstjerne. Visse detaljer om strukturen til en nøytronstjerne blir for tiden avklart.
Dannelsen av nøytronstjerner er ikke alltid en konsekvens av en supernovaeksplosjon. En annen mulig mekanisme for dannelsen av nøytronstjerner under utviklingen av hvite dverger i nær binær stjernesystemer. Strømmen av materie fra følgestjernen til den hvite dvergen øker gradvis massen til den hvite dvergen, og når den når en kritisk masse (Chandrasekhar-grensen), blir den hvite dvergen til en nøytronstjerne. I tilfellet når strømmen av materie fortsetter etter dannelsen av en nøytronstjerne, kan massen øke betydelig, og som et resultat av gravitasjonskollaps kan den bli til et svart hull. Dette tilsvarer den såkalte "stille" kollapsen.
Kompakte binære stjerner kan også dukke opp som kilder til røntgenstråling. Det oppstår også på grunn av akkresjon av materie som faller fra en "normal" stjerne til en mer kompakt. Når materie samler seg på en nøytronstjerne med B > 10 10 G, faller materien inn i området til de magnetiske polene. Røntgenstråling moduleres av dens rotasjon rundt sin akse. Slike kilder kalles røntgenpulsarer.
Det er røntgenkilder (kalt eksplosiver), der utbrudd av stråling oppstår med jevne mellomrom med intervaller på flere timer til en dag. Karakteristisk tid burst stigning - 1 sek. Burst-varigheten er fra 3 til 10 sekunder. Intensiteten i øyeblikket av utbruddet kan være 2 - 3 størrelsesordener høyere enn lysstyrken i en stille tilstand. Foreløpig er flere hundre slike kilder kjent. Det antas at strålingsutbruddene oppstår som et resultat av termonukleære eksplosjoner av materie akkumulert på overflaten av en nøytronstjerne som et resultat av akkresjon.
Det er velkjent at ved små avstander mellom nukleoner (<
0.3·10 -13 см) kjernefysiske styrker attraksjoner erstattes av frastøtende krefter, dvs. motstanden til kjernefysisk materie på korte avstander mot tyngdekraften øker. Hvis tettheten av materie i sentrum av en nøytronstjerne overstiger kjernetettheten ρ gift og når 10 15 g/cm 3, er det i midten av stjernen, sammen med nukleoner og elektroner, mesoner, hyperoner og andre mer massive partikler. også dannet. Studier av oppførselen til materie ved tettheter som overstiger kjernefysisk tetthet er for tiden inne innledende fase og det er mange uløste problemer. Beregninger viser at ved materietettheter ρ > ρ gift er prosesser som utseendet av pionkondensat, overgangen av nøytronisert materiale til en fast krystallinsk tilstand og dannelsen av hyperon og kvark-gluon plasma mulig. Dannelsen av superfluid og superledende tilstander av nøytronmateriale er mulig.
Ifølge moderne ideer om oppførselen til materie ved tettheter 10 2 - 10 3 ganger høyere enn kjernefysiske (nemlig om slike tettheter vi snakker om, når den indre strukturen til en nøytronstjerne diskuteres), dannes inne i stjernen atomkjerner nær stabilitetsgrensen. En dypere forståelse kan oppnås ved å studere materiens tilstand avhengig av tettheten, temperaturen, stabiliteten til kjernefysisk materie ved eksotiske forhold mellom antall protoner og antall nøytroner i kjernen n p / n n , under hensyntagen til svake prosesser som involverer nøytrinoer . For tiden er praktisk talt den eneste muligheten for å studere stoff ved tettheter høyere enn kjernefysiske, kjernefysiske reaksjoner mellom tunge ioner. Imidlertid gir eksperimentelle data om kollisjoner av tunge ioner fortsatt utilstrekkelig informasjon, siden de oppnåelige verdiene på n p / n n for både målkjernen og den innfallende akselererte kjernen er små (~ 1 - 0,7).
Nøyaktige målinger perioder med radiopulsarer viste at rotasjonshastigheten til nøytronstjernen gradvis avtar. Dette på grunn av overgangen kinetisk energi rotasjon av stjernen til energien til pulsarstråling og nøytrinoutslipp. Små brå endringer i periodene med radiopulsarer forklares av akkumulering av spenning i overflatelaget til nøytronstjernen, ledsaget av "sprekker" og "brudd", noe som fører til en endring i stjernens rotasjonshastighet. De observerte tidskarakteristikkene til radiopulsarer inneholder informasjon om egenskapene til "skorpen" til nøytronstjernen, de fysiske forholdene inne i den og superfluiditeten til nøytronstoff. I i det siste Et betydelig antall radiopulsarer med perioder mindre enn 10 ms ble oppdaget. Dette krever klargjøring av ideer om prosessene som skjer i nøytronstjerner.
En annen utfordring er forskning nøytrino prosesser i nøytronstjerner. Nøytrinoutslipp er en av mekanismene som gjør at en nøytronstjerne mister energi innen 10 5 - 10 6 år etter dannelsen.
Hvor kommer hvite dverger fra?
Hva som skjer med en stjerne på slutten av livet avhenger av massen stjernen hadde ved fødselen. Stjernene som opprinnelig hadde stor masse, avslutter livet som sorte hull og nøytronstjerner. Små stjerner eller gjennomsnittlig vekt(med masser mindre enn 8 solmasser) vil bli hvite dverger. En typisk hvit dverg er omtrent samme masse som solen og er litt større enn jorden. En hvit dverg er en av de tetteste formene for materie, kun overgått i tetthet av nøytronstjerner og sorte hull.
Stjerner med middels masse, som vår sol, lever av å omdanne hydrogen i kjernene til helium. Denne prosessen skjer på solen for øyeblikket. Energien som genereres av solen gjennom kjernefysisk fusjon av helium fra hydrogen skaper indre trykk. I løpet av de neste 5 milliarder årene vil solen bruke opp tilførselen av hydrogen i kjernen.
En stjerne kan sammenlignes med en trykkoker. Når en forseglet beholder varmes opp, øker trykket inne i den. En lignende ting skjer i Solen, strengt tatt kan Solen selvfølgelig ikke kalles en forseglet beholder. Tyngdekraften virker på stjernens materie og prøver å komprimere den, og trykket som skapes av den varme gassen i kjernen prøver å utvide stjernen. Balansen mellom trykk og tyngdekraft er veldig delikat.
Når solen går tom for hydrogen, vil tyngdekraften begynne å dominere denne balansen og stjernen vil begynne å krympe. Under kompresjon skjer imidlertid oppvarming og deler av hydrogenet som er igjen i de ytre lagene av stjernen begynner å brenne. Dette brennende skallet av hydrogen utvider de ytre lagene av stjernen. Når dette skjer, vil vår sol bli en rød kjempe, den vil bli så stor at Merkur vil bli fullstendig oppslukt. Når en stjerne vokser i størrelse, avkjøles den. Imidlertid øker temperaturen i den røde kjempens kjerne til den er varm nok til å antenne helium (syntetisert fra hydrogen). Til slutt vil heliumet bli til karbon og tyngre grunnstoffer. Stadiet der solen er en rød kjempe vil ta 1 milliard år, mens hydrogenforbrenningsstadiet tar 10 milliarder.
Kulehop M4. Optisk bilde fra et bakkebasert teleskop (til venstre) og et bilde fra Hubble-teleskopet (til høyre). Hvite dverger er merket med sirkler. Referanse: Harvey Richer (University of British Columbia, Vancouver, Canada), M. Bolte (University of California, Santa Cruz) og NASA/ESA
Vi vet allerede at mellomstore stjerner som vår sol vil bli røde kjemper. Men hva skjer videre? Vår røde gigant skal produsere karbon fra helium. Når heliumet går tom, vil kjernen ennå ikke være varm nok til å starte karbonforbrenning. Hva nå?
Siden solen ikke vil være varm nok til at karbon kan brenne, vil tyngdekraften ta over igjen. Når stjernen trekker seg sammen, frigjøres energi, noe som vil føre til ytterligere utvidelse av stjernens skall. Nå skal stjernen bli enda større enn før! Radiusen til solen vår vil bli større enn radiusen til jordens bane!
I løpet av denne perioden vil solen bli ustabil og miste stoffet. Dette vil fortsette inntil stjernen fullstendig kaster sine ytre lag. Stjernens kjerne vil forbli intakt og bli en hvit dverg. Den hvite dvergen vil være omgitt av et ekspanderende skall av gass kalt en planetarisk tåke. Tåker kalles planetariske tåker fordi tidlige observatører trodde de lignet på planetene Uranus og Neptun. Det er flere planetariske tåker som kan sees i amatørteleskop. I omtrent halvparten av dem kan en hvit dverg sees i midten, ved hjelp av et teleskop av ganske beskjeden størrelse.
En planetarisk tåke er et tegn på overgangen til en mellommassestjerne fra det røde kjempestadiet til det hvite dvergstadiet. Stjerner som er sammenlignbare i masse med vår sol, vil bli til hvite dverger om omtrent 75 000 år, og gradvis avgi skjell. Til slutt vil de, i likhet med vår sol, gradvis avkjøles og bli til svarte karbonklumper, en prosess som vil ta rundt 10 milliarder år.
Observasjoner av hvite dverger
Det er flere måter å observere hvite dverger på. Den første hvite dvergen som ble oppdaget er en ledsagerstjerne til Sirius, den klare stjernen i stjernebildet stor hund. I 1844 la astronomen Friedrich Bessel merke til svake translasjons- og bevegelser bakover, som om en usynlig gjenstand roterte rundt ham. I 1863 oppdaget optiker og teleskopdesigner Alvan Clark dette mystiske objektet. Ledsagerstjernen ble senere identifisert som en hvit dverg. Foreløpig er dette paret kjent som Sirius A og Sirius B, der B er en hvit dverg. Omløpstiden til dette systemet er 50 år.
Pilen peker på den hvite dvergen, Sirius B, ved siden av den større Sirius A. Link: McDonald Observatory,NASA/SAO/CXC)
Fordi hvite dverger er veldig små og derfor vanskelige å oppdage, er binære systemer en måte å oppdage dem på. Som i tilfellet med Sirius, hvis stjernen har en uforklarlig bevegelse bestemt type, kan det oppdages at enkeltstjernen faktisk er et multippelsystem. Med flere detaljert studie det er mulig å fastslå om følgestjernen er en hvit dverg. Hubble-romteleskopet, med et 2,4-meters speil og forbedret optikk, observerte hvite dverger med suksess ved å bruke sitt Wide-Field Planetary Camera. I august 1995 ble dette kameraet brukt til å observere mer enn 75 hvite dverger kulehop M4 i stjernebildet Skorpionen. Disse hvite dvergene var så svake at de lyseste av dem ikke var lysere enn en 100-watts lyspære i avstanden til Månen. M4 ligger 7000 lysår unna og er den nærmeste kulehopen til oss. Dens alder er omtrent 14 milliarder år, og det er grunnen til at de fleste stjernene i denne klyngen er i sluttfasen av livet.