Zwerggalaxien sind klein, aber beeindruckend. Zwerggalaxien von "bekannten" Sternen

Relativ helle und massive Leuchten sind mit bloßem Auge recht einfach zu erkennen, aber in der Galaxie gibt es noch viel mehr Zwergsterne, die nur in sichtbar sind leistungsstarke Teleskope, auch wenn es in der Nähe liegt Sonnensystem. Unter ihnen gibt es sowohl bescheidene Hundertjährige - rote Zwerge als auch braune Zwerge, die keinen vollwertigen Sternstatus erreicht haben, und weiße Zwerge im Ruhestand, die sich allmählich in schwarze verwandeln.

Das Schicksal eines Sterns hängt ganz von der Größe bzw. Masse ab. Um sich die Masse eines Sterns besser vorstellen zu können, können wir folgendes Beispiel geben. Wenn Sie 333.000 auf eine Skala setzen Globen, und auf der anderen Seite - die Sonne, dann werden sie sich gegenseitig ausgleichen. In der Welt der Sterne ist unsere Sonne durchschnittlich. Es ist 100-mal weniger Masse als die meisten große Sterne und dem leichtesten 20-mal überlegen. Es scheint, dass die Reichweite gering ist: ungefähr wie von einem Wal (15 Tonnen) bis zu einer Katze (4 Kilogramm). Aber die Sterne sind keine Säugetiere, ihre physikalische Eigenschaften sind viel stärker von der Masse abhängig. Vergleichen Sie zumindest die Temperatur: Für einen Wal und eine Katze ist sie fast gleich, aber für Sterne unterscheidet sie sich dutzende Male: von 2000 Kelvin für Zwerge bis 50.000 für massive Sterne. Noch stärker - die Stärke ihrer Strahlung unterscheidet sich milliardenfach. Deshalb nehmen wir entfernte Riesensterne am Himmel leicht wahr und Zwerge sehen wir nicht einmal in der Nähe der Sonne.

Doch nach sorgfältigen Berechnungen stellte sich heraus, dass die Verbreitung von Riesen und Zwergen in der Galaxie stark der Situation bei Walen und Katzen auf der Erde ähnelt. In der Biosphäre gilt: Je kleiner der Organismus, desto mehr Individuen in der Natur. Es stellt sich heraus, dass dies auch für Sterne gilt, aber diese Analogie zu erklären ist nicht so einfach. Im Wildtiergesetz Nahrungskette Die Großen fressen die Kleinen. Wenn es im Wald mehr Füchse als Hasen gäbe, was würden diese Füchse fressen? Die Sterne fressen sich jedoch im Allgemeinen nicht gegenseitig auf. Warum dann riesige Sterne weniger als Zwerge? Astronomen kennen bereits die halbe Antwort auf diese Frage. Tatsache ist, dass die Lebensdauer eines massereichen Sterns Tausende von Rad kürzer ist als die eines Zwergsterns. Behalten eigenen Körper Durch den Gravitationskollaps müssen sich schwere Sterne aufheizen hohe Temperatur Hunderte von Millionen Grad im Zentrum. Therm Kernreaktionen gehen sehr intensiv auf sie ein, was zu einer kolossalen Strahlungsleistung und einer schnellen Verbrennung des "Brennstoffs" führt. Ein massereicher Stern verbraucht seine gesamte Energie in wenigen Millionen Jahren, und sparsame Zwerge, die langsam schwelen, dehnen ihr thermonukleares Alter auf mehrere zehn oder mehr Milliarden Jahre aus. Wenn also ein Zwerg geboren wird, lebt er noch, denn das Alter der Galaxie beträgt nur etwa 13 Milliarden Jahre, aber die massereichen Sterne, die vor mehr als 10 Millionen Jahren geboren wurden, sind längst gestorben.

Dies ist jedoch nur die halbe Antwort auf die Frage, warum Riesen im Weltraum so selten sind. Und die andere Hälfte ist, dass massereiche Sterne viel seltener geboren werden als Zwergsterne. Für hundert neugeborene Sterne wie unsere Sonne erscheint nur ein Stern mit einer zehnmal größeren Masse als die der Sonne. Der Grund hierfür Umweltmuster Astrophysiker haben es noch nicht herausgefunden.

Bis vor kurzem klaffte die Klassifizierung astronomischer Objekte großes Loch: am kleinsten berühmte Sterne waren 10-mal leichter als die Sonne und der massereichste Planet - Jupiter - 1000-mal. Gibt es außer Sternen oder Planeten Zwischenobjekte in der Natur mit einer Masse zwischen 1/1000 und 1/10 einer Sonnenmasse? Wie soll das aussehen? fehlendes Glied"? Kann es erkannt werden? Diese Fragen beschäftigen Astronomen seit langem, aber die Antwort nahm erst Mitte der 1990er Jahre Gestalt an, als Programme zur Suche nach Planeten außerhalb des Sonnensystems erste Früchte trugen. Riesige Planeten wurden in Umlaufbahnen um mehrere sonnenähnliche Sterne entdeckt, und es stellte sich heraus, dass sie es alle waren massiver als Jupiter. Die Massenlücke zwischen Sternen und Planeten begann zu schrumpfen. Aber ist eine Bindung möglich, und wo ist die Grenze zwischen einem Stern und einem Planeten zu ziehen?

Bis vor kurzem schien es ganz einfach zu sein: Der Stern leuchtet mit seinem eigenen Licht und der Planet mit reflektiertem Licht. Daher fallen diese Objekte in die Kategorie der Planeten, in deren Tiefen während der gesamten Zeit ihres Bestehens keine Reaktionen auftreten. Kernfusion. Wenn ihre Kraft zu einem bestimmten Zeitpunkt der Evolution mit der Leuchtkraft vergleichbar war (dh thermonukleare Reaktionen dienten als Hauptenergiequelle), dann verdient ein solches Objekt die Bezeichnung Stern. Es stellte sich jedoch heraus, dass es möglicherweise Zwischenobjekte gibt, in denen thermonukleare Reaktionen ablaufen, die jedoch niemals als Hauptenergiequelle dienen. Sie wurden 1996 entdeckt, aber lange vorher wurden sie Braune Zwerge genannt. Die Eröffnung dieser seltsame Objekte vorausgegangen war eine dreißigjährige Suche, die mit einer bemerkenswerten theoretischen Vorhersage begann.

1963 berechnete ein junger amerikanischer Astrophysiker indischer Herkunft, Shiv Kumar, Modelle der am wenigsten massereichen Sterne und fand heraus, dass es sich um die Masse handelt kosmischer Körper 7,5% der Sonne übersteigt, dann erreicht die Temperatur in ihrem Kern mehrere Millionen Grad und R thermonukleare Reaktionen der Umwandlung von Wasserstoff in Helium beginnen darin. Bei einer kleineren Masse stoppt die Kompression, bevor die Temperatur im Zentrum den Wert erreicht, der für das Fortschreiten der Helium-Fusionsreaktion erforderlich ist. Seitdem wird dieser Wert der kritischen Masse als "Wasserstoff-Zündgrenze" oder Kumar-Grenze bezeichnet. Je näher ein Stern an dieser Grenze ist, desto langsamer laufen seine Kernreaktionen ab. Zum Beispiel bei einer Masse von 8 % Sonnenstern wird etwa 6 Billionen Jahre lang "schwelen" - 400 mal mehr als das gegenwärtige Alter des Universums! Also, egal in welcher Ära solche Stars geboren werden, sie stecken alle noch in den Kinderschuhen.

Im Leben weniger massiver Objekte gibt es jedoch eine kurze Episode, in der sie einem normalen Stern ähneln. Es geht umüber Körper mit Massen von 1% bis 7% der Sonnenmasse, dh von 13 bis 75 Jupitermassen. Während der Entstehungszeit schrumpfen sie unter dem Einfluss der Schwerkraft, erwärmen sich und beginnen infrarot und sogar ein wenig rot zu leuchten - sichtbares Licht. Die Temperatur ihrer Oberfläche kann bis zu 2500 Kelvin ansteigen und in der Tiefe 1 Million Kelvin überschreiten. Dies reicht aus, um die Reaktion der thermonuklearen Fusion von Helium zu starten, jedoch nicht von gewöhnlichem Wasserstoff, sondern von einem sehr seltenen schweren Isotop - Deuterium und nicht von gewöhnlichem Helium, sondern vom leichten Isotop von Helium-3. Da es in kosmischer Materie sehr wenig Deuterium gibt, brennt alles schnell aus, ohne dass eine nennenswerte Energiefreisetzung erfolgt. Es ist, als würde man ein Blatt Papier in ein abkühlendes Feuer werfen: Es brennt sofort, gibt aber keine Wärme ab. Ein "totgeborener" Stern kann sich nicht stärker erwärmen - seine Kompression hört unter dem Einfluss des Innendrucks des entarteten Gases auf. Ohne Wärmequellen kühlt es in Zukunft nur noch ab, wie ein gewöhnlicher Planet. Daher können diese ausgefallenen Sterne nur während ihrer kurzen Jugend bemerkt werden, während sie warm sind. Sie sind nicht dazu bestimmt, das stationäre Regime der thermonuklearen Verbrennung zu erreichen.

Entdeckung "totgeborener" Sterne

Physiker sind sich sicher, dass erlaubt ist, was die Erhaltungssätze nicht verbieten. Astronomen fügen dem hinzu; Die Natur ist reicher als unsere Vorstellungskraft. Wenn Shiv Kumar Braune Zwerge erfinden könnte, dann scheint es, dass die Natur nicht schwer sein würde, sie zu erschaffen. Drei Jahrzehnte lang wurde erfolglos nach diesen schwachen Leuchten gesucht. Immer mehr Forscher wurden in die Arbeit einbezogen. Sogar der Theoretiker Kumar klammerte sich an das Teleskop in der Hoffnung, die von ihm entdeckten Objekte auf dem Papier zu finden. Seine Idee war einfach: Das Aufspüren eines einzelnen Braunen Zwergs ist sehr schwierig, weil man nicht nur seine Strahlung fixieren muss, sondern auch beweisen muss, dass es sich nicht um einen fernen Riesenstern mit einer (nach Sternenstandards) kalten Atmosphäre oder sogar um eine Galaxie handelt durch Staub am Rande des Universums. Das Schwierigste in der Astronomie ist die Bestimmung der Entfernung zu einem Objekt. Daher ist es notwendig, in der Nähe normaler Sterne nach Zwergen zu suchen, deren Entfernungen bereits bekannt sind. Aber heller Stern wird das Teleskop blenden und es Ihnen nicht erlauben, den schwachen Zwerg zu sehen. Daher musst du sie neben anderen Zwergen suchen! Zum Beispiel mit Rot – Sternen extrem kleiner Masse oder Weiß – Abkühlungsresten normaler Sterne. In den 1980er Jahren verlief die Suche von Kumar und anderen Astronomen ergebnislos. Obwohl mehr als einmal über die Entdeckung von Braunen Zwergen berichtet wurde, zeigte eine detaillierte Untersuchung jedes Mal, dass es sich um kleine Sterne handelt. Die Idee der Suche war jedoch richtig, und ein Jahrzehnt später funktionierte sie.

In den 1990er Jahren bekamen Astronomen neue empfindliche Strahlungsdetektoren - CCD-Arrays und große Teleskope bis zu 10 Meter Durchmesser mit adaptiver Optik, die die durch die Atmosphäre verursachten Verzerrungen kompensiert und es Ihnen ermöglicht, Bilder von der Erdoberfläche fast so klar wie aus dem Weltraum zu erhalten. Das trug sofort Früchte: Es wurden extrem lichtschwache Rote Zwerge entdeckt, die buchstäblich an braune grenzten.

Und der erste Braune Zwerg wurde 1995 von Gruppen von Astronomen unter der Leitung von Rafael Rebolo vom Institut für Astrophysik entdeckt Kanarische Inseln. Mit einem Teleskop auf der Insel La Palma fanden sie ein Objekt im Sternhaufen der Plejaden, das sie Teide Pleiades 1 nannten und den Namen vom Vulkan Pico de Teide auf der Insel Teneriffa entlehnten. Zwar blieben einige Zweifel an der Natur dieses Objekts, und während spanische Astronomen bewiesen, dass es sich tatsächlich um einen Braunen Zwerg handelte, gaben ihre amerikanischen Kollegen ihre Entdeckung im selben Jahr bekannt. Eine Gruppe unter der Leitung von Tadashi Nakajima aus Kalifornien Technologisches Institut mit Hilfe von Teleskopen des Palomar-Observatoriums, in 19 Lichtjahren Entfernung von der Erde im Sternbild Hase, neben dem sehr kleinen und kalten Stern Gliese 229, dessen noch kleinerer und kälterer Satellit Gliese 229B. Die Temperatur seiner Oberfläche beträgt nur 1000 K und die Strahlungsleistung ist 160.000 Mal niedriger als die der Sonne.

Die nicht-stellare Natur von Gliese 229B wurde schließlich 1997 durch den sogenannten Lithium-Test bestätigt. In normalen Sternen brennt eine kleine Menge Lithium, die aus der Epoche der Geburt des Universums erhalten geblieben ist, schnell ein thermonukleare Reaktionen. Allerdings sind Braune Zwerge dafür nicht heiß genug. Als Lithium in der Atmosphäre von Gliese 229B entdeckt wurde, wurde dieses Objekt zum ersten „sicheren“ Braunen Zwerg. In der Größe fällt es fast mit Jupiter zusammen und seine Masse wird auf 3-6% der Sonnenmasse geschätzt. Er umkreist seinen massereicheren Begleiter Gliese 229A auf einer Umlaufbahn mit einem Radius von etwa 40 astronomische Einheiten(wie Pluto um die Sonne).

Schnell wurde klar, dass nicht die größten Teleskope für die Suche nach „failed stars“ geeignet sind. Die ersten einzelnen Braunen Zwerge wurden bei systematischen Durchmusterungen des Himmels mit einem gewöhnlichen Teleskop entdeckt. So wurde beispielsweise das Objekt Kelu-1 im Sternbild Hydra im Rahmen einer Langzeitsuche nach Zwergsternen in Sonnennähe entdeckt, die bereits 1987 an der Europäischen Südsternwarte in Chile begann. Mit einem 1-Meter-Schmidt-Teleskop fotografiert die Astronomin Maria Teresa Ruiz von der Universität von Chile seit vielen Jahren regelmäßig Teile des Himmels und vergleicht dann die in Abständen von Jahren aufgenommenen Bilder. Unter Hunderttausenden von schwachen Sternen sucht sie nach denen, die relativ zu anderen merklich verschoben sind - dies unverkennbares Zeichen Leuchten in der Nähe. Auf diese Weise hat Maria Ruiz bereits Dutzende Weißer Zwerge entdeckt, 1997 schließlich einen Braunen. Sein Typ wurde durch das Spektrum bestimmt, in dem sich die Linien von Lithium und Methan herausstellten. Maria Ruiz nannte es Kelu-1: in der Sprache der einst dort lebenden Mapuche Hauptteil Chile, "kelu" bedeutet rot. Er befindet sich in einer Entfernung von etwa 30 Lichtjahren von der Sonne und ist keinem Stern zugeordnet.

All diese Erkenntnisse, die zwischen 1995 und 1997 gemacht wurden, wurden zu Prototypen einer neuen Klasse von astronomischen Objekten, die ihren Platz zwischen Sternen und Planeten einnahmen. Wie in der Astronomie üblich, folgten den ersten Entdeckungen sofort neue. BEI letzten Jahren Viele Zwerge wurden während routinemäßiger 2MASS- und DENIS-Infrarot-Himmelsdurchmusterungen entdeckt.

Sternenstaub

Bald nach der Entdeckung zwangen Braune Zwerge die Astronomen, Anpassungen an den vor Jahrzehnten etablierten vorzunehmen spektrale Klassifizierung Sterne. Optisches Spektrum die Sterne sind ihr Gesicht, oder vielmehr ihr Pass. Lage und Intensität der Linien im Spektrum geben vor allem Aufschluss über die Oberflächentemperatur, aber auch über weitere Parameter, insbesondere chemische Zusammensetzung, Gasdichte in der Atmosphäre und Feldstärke. Magnetfeld usw. Vor ungefähr 100 Jahren entwickelten Astronomen eine Klassifizierung von Sternspektren, wobei jede Klasse mit dem Buchstaben bezeichnet wurde Lateinisches Alphabet. Ihre Reihenfolge wurde wiederholt überarbeitet, Buchstaben neu angeordnet, entfernt und hinzugefügt, bis ein allgemein akzeptiertes Schema entstand, das den Astronomen viele Jahrzehnte lang tadellos diente. BEI traditionelle Form die Reihenfolge der Spektralklassen sieht so aus: O-B-A-F-G-K-M. Die Oberflächentemperatur von Sternen der Klasse O bis Klasse M nimmt von 100.000 auf 2.000 K ab. Englische Astronomiestudenten haben sogar eine Merkregel entwickelt, um sich die Reihenfolge der Buchstaben „Oh! Sei ein feines Mädchen, küss mich!" Und um die Jahrhundertwende musste diese klassische Reihe gleich um zwei Buchstaben erweitert werden. Es stellte sich heraus, dass die Bildung der Spektren extrem kalter Sterne und Substerne sehr stark ist wichtige Rolle Staub spielen.

Auf der Oberfläche der meisten Sterne können aufgrund der hohen Temperatur keine Moleküle existieren. In den kältesten Sternen der M-Klasse (mit Temperaturen unter 3000 K) sind jedoch starke Absorptionsbanden von Titan- und Vanadiumoxiden (TiO, VO) in den Spektren sichtbar. Natürlich wurde erwartet, dass sogar kühlere Braune Zwerge diese haben würden Molekulare Linien wird noch stärker. Noch im selben Jahr 1997 wurde ein brauner Begleiter GD 165B in der Nähe des Weißen Zwergs GD 165 mit einer Oberflächentemperatur von 1900 K und einer Leuchtkraft von 0,01 % der Sonne entdeckt. Es erstaunte die Forscher durch die Tatsache, dass es im Gegensatz zu anderen kalten Sternen keine TiO- und VO-Absorptionsbanden hat, für die es den Spitznamen " seltsamer Stern". Die Spektren anderer Brauner Zwerge mit Temperaturen unter 2000 K erwiesen sich als gleich: Berechnungen zeigten, dass TiO- und VO-Moleküle in ihrer Atmosphäre zu festen Partikeln – Staubpartikeln – kondensieren und sich nicht mehr im Spektrum manifestieren, wie es für Gas charakteristisch ist Moleküle.

Um diesem Merkmal Rechnung zu tragen, schlug Davy Kirkpatrick vom California Institute of Technology vor, die traditionelle Spektralklassifizierung im nächsten Jahr um die L-Klasse für massearme Infrarotsterne mit einer Oberflächentemperatur von 1500-2000 K zu erweitern. Die meisten L-Klassen Objekte sollten Braune Zwerge sein, obwohl sehr alte massearme Sterne auch unter 2000 K abkühlen können.

Astronomen haben die Untersuchung von L-Zwergen fortgesetzt und noch exotischere Objekte entdeckt. Ihre Spektren zeigen starke Absorptionsbanden von Wasser, Methan und molekularer Wasserstoff, weshalb sie „Methan-Zwerge“ genannt werden. Als Prototyp dieser Klasse gilt der erste entdeckte Braune Zwerg Gliese 229B. Im Jahr 2000 identifizierten James Liebert und Kollegen von der University of Arizona unabhängige Gruppe T-Zwerge mit einer Temperatur von 1500-1000 K und sogar etwas niedriger.

Braune Zwerge präsentieren Astronomen viele komplexe und sehr komplexe interessante Fragen. Je kälter die Atmosphäre eines Sterns ist, desto schwieriger ist es sowohl für Beobachter als auch für Theoretiker, sie zu untersuchen. Das Vorhandensein von Staub macht diese Aufgabe noch schwieriger: Kondensation Feinstaubändert nicht nur die Zusammensetzung kostenlos chemische Elemente in der Atmosphäre, sondern beeinflusst auch die Wärmeübertragung und die Form des Spektrums. Insbesondere, theoretische Modelle in Anbetracht des vorhergesagten Staubs Treibhauseffekt in der oberen Atmosphäre, was durch Beobachtungen bestätigt wird. Darüber hinaus zeigen Berechnungen, dass Staubpartikel nach der Kondensation zu sinken beginnen. Vielleicht an verschiedene Level In der Atmosphäre bilden sich dichte Staubwolken. Die Meteorologie von Braunen Zwergen kann so vielfältig sein wie die von Riesenplaneten. Aber wenn die Atmosphären von Jupiter und Saturn aus der Nähe untersucht werden können, dann werden Methanzyklone entschlüsselt und Sandstürme Braune Zwerge werden nur in ihren Spektren gefunden.

Geheimnisse der "Halbblüter"

Fragen zur Herkunft und Häufigkeit von Braunen Zwergen sind noch offen. Die ersten Zählungen ihrer Zahl in jungen Jahren Sternhaufen Plejaden zeigen das im Vergleich zu normalen Sternen Gesamtgewicht Braune Zwerge sind anscheinend nicht so groß, dass sie die gesamte verborgene Masse der Galaxie auf ihnen "abschreiben". Aber diese Schlussfolgerung muss noch verifiziert werden. Die allgemein akzeptierte Theorie der Entstehung von Sternen beantwortet nicht die Frage, wie Braune Zwerge entstehen. Objekte mit solch geringer Masse könnten sich wie Riesenplaneten in zirkumstellaren Scheiben bilden. Es wurden jedoch etliche einzelne Braune Zwerge entdeckt, und es ist schwer anzunehmen, dass sie alle kurz nach der Geburt an ihre massigeren Begleiter verloren gingen. Außerdem wurde kürzlich ein Planet im Orbit um einen der Braunen Zwerge entdeckt, was bedeutet, dass er keinen starken Einflüssen ausgesetzt war Gravitationseinfluss Nachbarn, sonst hätte der Zwerg sie verloren.

Unbedingt spezieller Weg Die Geburt von Braunen Zwergen wurde kürzlich in der Untersuchung von zwei nahen Doppelsternsystemen – LL Andromeda und EF Eridani – skizziert. Sie haben einen massiveren Begleiter, weißer Zwerg, zieht mit seiner Schwerkraft Materie von einem weniger massiven Begleiter, dem sogenannten Star-to-Burrow. Berechnungen zeigen, dass sich in diesen Systemen zunächst Spendersatelliten befanden gewöhnliche Sterne, aber über mehrere Milliarden Jahre fiel ihre Masse unter den Grenzwert und thermonukleare Reaktionen in ihnen erstarben. Jetzt vorbei äußere Zeichen sie sind typische Braune Zwerge.

Die Temperatur des Spendersterns im LL-Andromeda-System beträgt etwa 1300 K und im EF-Eridani-System etwa 1650 K. Sie sind nur wenige zehnmal größer als Jupiter in der Masse, und Methanlinien sind in ihren Spektren sichtbar . Wie viel Interne Struktur und chemische Zusammensetzungähnlich wie bei "echten" Braunen Zwergen ist noch unbekannt. So kann ein normaler massearmer Stern, der einen beträchtlichen Teil seiner Materie verloren hat, zu einem Braunen Zwerg werden. Die Astronomen hatten recht, als sie sagten, die Natur sei erfinderischer als unsere Vorstellungskraft. Braune Zwerge, diese "keine Sterne und keine Planeten", haben bereits begonnen zu überraschen. Wie sich kürzlich herausstellte, sind einige von ihnen trotz ihrer kalten Natur Quellen von Radio- und sogar Röntgenstrahlung (!). Also in Zukunft das neuer Typ Weltraumobjekte verspricht uns viele interessante Entdeckungen.

Degenerierte Sterne

Normalerweise setzt sich während der Entstehung eines Sterns seine Gravitationskontraktion fort, bis die Dichte und Temperatur im Zentrum die Werte erreichen, die zum Starten thermonuklearer Reaktionen erforderlich sind, und dann aufgrund der Freisetzung Kernenergie Gasdruck gleicht sich selbst aus Erdanziehungskraft. In massereichen Sternen ist die Temperatur höher und die Reaktionen beginnen bei einer relativ geringen Materiedichte, aber als weniger Masse, desto höher ist die "Zünddichte". Beispielsweise wird das Plasma im Zentrum der Sonne auf 150 Gramm pro Kubikzentimeter komprimiert.

Bei einer noch hundertfach höheren Dichte beginnt die Materie jedoch, dem Druck unabhängig von der Temperaturerhöhung zu widerstehen, und als Folge davon hört die Kompression des Sterns auf, bevor die Energieausbeute bei thermonuklearen Reaktionen signifikant wird. Der Grund für das Stoppen der Kompression ist ein quantenmechanischer Effekt, den Physiker den entarteten Druck nennen. e Gas. Tatsache ist, dass Elektronen zu den Teilchen gehören, die dem sogenannten „Pauli-Prinzip“ gehorchen, das der Physiker Wolfgang Pauli 1925 aufgestellt hat. Dieses Prinzip besagt, dass identische Teilchen, wie zum Beispiel Elektronen, nicht gleichzeitig im selben Zustand sein können. Deshalb bewegen sich die Elektronen im Atom auf unterschiedlichen Bahnen. In den Tiefen eines Sterns gibt es keine Atome: Bei hoher Dichte werden sie zerkleinert und es entsteht ein einziges „elektronisches Meer“. Für ihn klingt das Pauli-Prinzip so: Elektronen in der Nähe können nicht die gleiche Geschwindigkeit haben.

Wenn ein Elektron ruht, muss sich das andere bewegen, das dritte noch schneller usw. Dieser Zustand des Elektronengases wird von Physikern als Entartung bezeichnet. Selbst wenn ein kleiner Stern seinen gesamten Fusionsbrennstoff verbrannt und seine Energiequelle verloren hat, kann seine Kontraktion durch den Druck des entarteten Elektronengases gestoppt werden. Egal wie stark das Material gekühlt wird, Hohe Dichte Die Bewegung der Elektronen stoppt nicht, was bedeutet, dass der Druck der Substanz unabhängig von der Temperatur der Kompression widersteht: Je größer die Dichte, desto höher der Druck.

Die Kontraktion eines sterbenden Sterns mit einer Masse gleich der Sonne hört auf, wenn er auf etwa die Größe der Erde abnimmt, dh auf das Hundertfache, und die Dichte seiner Materie millionenfach höher wird als die Dichte von Wasser. So entstehen Weiße Zwerge. Ein Stern mit geringerer Masse hört bei einer geringeren Dichte auf zu kollabieren, weil seine Gravitationskraft nicht so stark ist. Ein sehr kleiner, schwächelnder Stern kann entartet werden und aufhören, sich zusammenzuziehen, noch bevor die Temperatur in seinem Inneren die Schwelle der „thermonuklearen Zündung“ erreicht. Ein solcher Körper wird niemals ein richtiger Star werden.

Jeder Stern ist ein riesiger Gasball, der aus Helium und Wasserstoff sowie Spuren anderer chemischer Elemente besteht. Sterne existieren große Menge und sie unterscheiden sich alle in ihrer Größe und Temperatur, und einige von ihnen bestehen aus zwei oder mehr Sternen, die durch die Schwerkraft miteinander verbunden sind. Von der Erde aus sind einige Sterne mit bloßem Auge sichtbar, während andere nur durch ein Teleskop gesehen werden können. Doch selbst mit Spezialausrüstung lässt sich nicht jeder Stern so betrachten, wie man es sich wünscht, und selbst mit leistungsstarken Teleskopen sehen manche Sterne aus wie leuchtende Punkte.

Somit kann eine einfache Person mit einer ziemlich guten Sehschärfe von einem Himmel aus bei klarem Wetter in den Nachthimmel sehen. Hemisphäre etwa 3000 Sterne, aber tatsächlich gibt es viel mehr davon in der Galaxie. Alle Sterne werden nach Größe, Farbe und Temperatur klassifiziert. So gibt es Zwerge, Riesen und Überriesen.

Zwergsterne sind von den folgenden Arten:

  • Gelber Zwerg. Dieser Typ ist ein kleiner Stern Hauptsequenz Spektralklasse G. Ihre Masse reicht von 0,8 bis 1,2 Sonnenmassen.
  • orangefarbener Zwerg. Dieser Typ umfasst kleine Sterne der Hauptreihe der Spektralklasse K. Ihre Masse beträgt 0,5 - 0,8 Sonnenmassen. Im Gegensatz zu gelbe zwerge, orangefarbene Zwerge haben eine längere Lebensdauer.
  • roter Zwerg. Dieser Typ vereint kleine und relativ kalte Hauptreihensterne des Spektraltyps M. Ihre Unterschiede zu anderen Sternen sind recht ausgeprägt. Sie haben einen Durchmesser und eine Masse, die nicht mehr als 1/3 der Sonne betragen.
  • Blauer Zwerg. Diese Art von Stern ist hypothetisch. Blaue Zwerge entwickeln sich aus Roten Zwergen, bevor der gesamte Wasserstoff ausgebrannt ist, wonach sie sich vermutlich zu Weißen Zwergen entwickeln.
  • weißer Zwerg. Dies ist die Art von bereits entwickelten Sternen. Sie haben eine Masse, die nicht mehr ist als die Masse von Chandrasekhar. Weiße Zwerge sind benachteiligt eigene Quelle thermonukleare Energie. Sie gehören zur DA-Spektralklasse.
  • schwarzer zwerg. Dieser Typ ist ein gekühlter Weißer Zwerg, der dementsprechend keine Energie abstrahlt, d.h. nicht leuchten oder sehr, sehr schwach emittieren. Sie stellen das Endstadium in der Evolution der Weißen Zwerge ohne Akkretion dar. Die Masse der Schwarzen Zwerge sowie der Weißen überschreitet nicht die Masse von Chandrasekhar.
  • Brauner Zwerg. Diese Sterne sind substellare Objekte, die eine Masse von 12,57 bis 80,35 Jupitermassen haben, was wiederum 0,012 - 0,0767 Sonnenmassen entspricht. Braune Zwerge unterscheiden sich von Hauptreihensternen dadurch, dass sie nicht die Fusionsreaktion enthalten, die bewirkt, dass andere Sterne Wasserstoff in Helium umwandeln.
  • subbraune Zwerge oder braune Unterzwerge. Sie sind absolut kalte Formationen, deren Masse unter der Grenze von Braunen Zwergen liegt. BEI mehr Sie gelten als Planeten.

Es kann also festgestellt werden, dass die Sterne, die zu Weißen Zwergen gehören, jene Sterne sind, die anfänglich klein sind und sich in ihrem letzten Entwicklungsstadium befinden. Die Geschichte der Entdeckung von Weißen Zwergen reicht bis in das relativ junge Jahr 1844 zurück. Damals entdeckte der deutsche Astronom und Mathematiker Friedrich Bessel bei der Beobachtung von Sirius eine leichte Abweichung des Sterns von geradlinige Bewegung. Als Ergebnis davon schlug Friedrich vor, dass Sirius einen unsichtbaren massiven Begleitstern hatte. Diese Vermutung wurde 1862 von dem amerikanischen Astronomen und Teleskopkonstrukteur Alvan Graham Clark bei der Justierung des damals größten Refraktors bestätigt. In der Nähe von Sirius wurde ein schwacher Stern entdeckt, der später Sirius B genannt wurde. Dieser Stern zeichnet sich durch geringe Leuchtkraft aus, und sein Gravitationsfeld beeinflusst seinen hellen Partner deutlich. Dies wiederum ist eine Bestätigung dafür, dass dieser Stern einen sehr kleinen Radius mit einer beträchtlichen Masse hat.

Welche sterne sind zwerge

Zwerge sind entwickelte Sterne, deren Masse die Chandrasekhar-Grenze nicht überschreitet. Die Bildung eines Weißen Zwergs erfolgt durch das Ausbrennen des gesamten Wasserstoffs. Wenn der Wasserstoff ausbrennt, wird der Kern des Sterns komprimiert hohe Dichten, gleichzeitig dehnen sich die äußeren Schichten stark aus und gehen mit einem allgemeinen Nachlassen der Leuchtkraft einher. So verwandelt sich der Stern zunächst in einen Roten Riesen, der seine Hülle abstreift. Der Auswurf der Hülle erfolgt aufgrund der Tatsache, dass die äußeren Schichten des Sterns extrem haben schwache Verbindung mit einem zentralen heißen und sehr dichten Kern. Anschließend dehnt sich diese Schale aus Planetennebel. Es lohnt sich, darauf zu achten, dass rote Riesen und weiße Zwerge eine sehr enge Beziehung haben.

Alle Weißen Zwerge werden in zwei Spektralgruppen eingeteilt. Die erste Gruppe umfasst Zwerge mit "Wasserstoff" spektraler Typ DA, was nicht Spektrallinien Helium. Dieser Typ ist am häufigsten. Die zweite Art von Weißen Zwergen ist DB. Er ist seltener und wird "Heliumweißer Zwerg" genannt. Im Spektrum der Sterne dieser Art es wurden keine Wasserstoffleitungen gefunden.

Laut dem amerikanischen Astronomen Iko Iben angegebenen Typen Weiße Zwerge entstehen auf ganz unterschiedliche Weise. Dies liegt daran, dass die Heliumverbrennung in Roten Riesen instabil ist und sich periodisch ein Heliumfolienblitz entwickelt. Iko Iben schlug auch einen Mechanismus vor, durch den die Schale eingeworfen wird unterschiedliche Phasen Entwicklung eines Heliumblitzes - auf seinem Höhepunkt und zwischen den Blitzen. Dementsprechend wird seine Bildung durch den Schalenauswurfmechanismus beeinflusst.

Das Bild zeigt eine Zwerggalaxie im Sternbild Bildhauer (Sculptor Dwarf Galaxy). Das Bild wurde mit dem Wide Field Imager am 2,2-Meter-MPG/ESO-Teleskop der Europäischen Südsternwarte auf La Silla aufgenommen. Diese Galaxie ist einer der Nachbarn unserer Milchstraße. Aber obwohl diese beiden Galaxien so nahe beieinander liegen, haben sie absolut andere Geschichte Herkunft und Entwicklung, können wir sagen, dass ihre Charaktere völlig unterschiedlich sind. Die Zwerggalaxie in Sculptor ist viel kleiner und älter als die Milchstraße, was sie zu einem sehr wertvollen Objekt für die Untersuchung der Prozesse macht, die zur Geburt neuer Sterne und anderer Galaxien im frühen Universum geführt haben. Aufgrund der Tatsache, dass es sehr wenig Licht aussendet, ist seine Untersuchung jedoch sehr schwierig.

Die Zwerggalaxie im Sternbild Bildhauer gehört zu einer Unterklasse der sphäroidischen Zwerggalaxien und ist eine von vierzehn Begleitgalaxien, die die Milchstraße umkreisen. Sie alle liegen dicht beieinander in der Halo-Region unserer Galaxie, einer kugelförmigen Region, die weit über die Grenzen der Spiralarme hinausreicht. Wie der Name schon sagt, befindet sich diese Zwerggalaxie im Sternbild Bildhauer und ist 280.000 Lichtjahre von der Erde entfernt. Trotz seiner Nähe wurde es erst 1937 mit dem Aufkommen neuer leistungsstarker Instrumente entdeckt, da die Sterne, aus denen es besteht, sehr schwach sind und über den ganzen Himmel verstreut zu sein scheinen. Verwechseln Sie diese Galaxie auch nicht mit NGC 253, die sich im selben Sternbild Sculptor befindet, aber viel heller aussieht und eine Balkenspirale ist.

Zwerggalaxie im Sternbild Bildhauer. Quelle: ESO

Fotoinformationen

Fotoinformationen

Trotz der Schwierigkeit ihrer Entdeckung gehörte diese Zwerggalaxie zu den ersten schwachen Zwergobjekten, die in der Region um die Milchstraße entdeckt wurden. Sie merkwürdige Form lässt Astronomen vom Moment der Entdeckung an nachdenken heute. Aber in unserer Zeit haben sich Astronomen an kugelförmige Galaxien gewöhnt und erkannt, dass solche Objekte es uns ermöglichen, weit in die Vergangenheit des Universums zu blicken.

Das glaubt man die Milchstrasse, aber wie alle große Galaxien, entstanden durch die Verschmelzung mit kleineren Objekten in den frühen Jahren des Universums. Und wenn einige dieser kleinen Galaxien heute noch existieren, dann müssen sie viele extrem alte Sterne enthalten. Deshalb erfüllt die Zwerggalaxie im Sternbild Bildhauer alle Anforderungen, die für die ursprünglichen Galaxien gelten. Nur diese alten Sterne sind auf diesem Bild zu sehen.

Astronomen haben gelernt, das Alter von Sternen in der Galaxie anhand der charakteristischen Signaturen zu bestimmen, die in ihren Sternen vorhanden sind. Lichtstrom. Diese Strahlung enthält nur sehr wenige Hinweise auf das Vorhandensein schwerer chemischer Elemente in diesen Objekten. Der Punkt ist, dass solche Chemische Komponenten neigen dazu, sich in Galaxien anzusammeln, wenn sich die Sternengenerationen ändern. Daher weisen niedrige Konzentrationen schwerer Moleküle darauf hin Durchschnittsalter Sterne in dieser kugelförmigen Galaxie ist ziemlich hoch.

Eine Himmelsregion um eine Zwerggalaxie im Sternbild Bildhauer.

Zwerggalaxien mögen sehr klein sein, aber sie haben eine phänomenale Kraft, die neue Sterne hervorbringen kann. Neue Beobachtungen mit Weltraumteleskop Hubble zeigte, dass der Prozess der Sternentstehung in Zwerggalaxien abläuft große Rolle in frühes Universum als heute allgemein angenommen wird.

Während Galaxien im ganzen Universum immer noch neue Sterne bilden, entstanden die meisten von ihnen zwischen zwei und sechs Milliarden Jahren später Urknall. Dies studieren frühe Ära die Geschichte des Universums ist Kernpunkt wenn wir verstehen wollen, wie die ersten Sterne entstanden sind und wie die ersten Galaxien gewachsen sind und sich entwickelt haben.

Dieses Bild zeigt einen Ausschnitt des Himmels, der mit Zwerggalaxien markiert ist, in denen Ausbrüche von Sternentstehung beobachtet werden. Das Bild wurde im Rahmen des Programms GOODS (Great Observatories Origins Deep Survey) aufgenommen und zeigt nur ein Einzelbild der gesamten Vermessung. Quelle: NASA, ESA, das GOODS Team und M. Giavalisco (STScI/University of Massachusetts)

Eine neue Studie von Hubble und seinem Instrument Wide Field Camera 3 (WFC3) hat Astronomen einen Schritt weitergebracht, um diese Ära durch Untersuchung zu verstehen Verschiedene Arten Zwerggalaxien des frühen Universums und insbesondere nur solche mit offensichtlichen Prozessen aktiver Sternentstehung aus ihnen auszuwählen. Solche Galaxien werden üblicherweise als Starburst-Galaxien bezeichnet. In solchen Objekten entstehen viel schneller neue Sterne. üblichen Wert in anderen Galaxien. Frühere Studien konzentrierten sich hauptsächlich auf die Analyse von Galaxien mit mittlerer und hoher Masse und berücksichtigten nicht die große Anzahl von Zwerggalaxien, die während dieser aktiven Epoche existierten. Aber die Schuld liegt hier nicht so sehr bei Wissenschaftlern, die Zwerggalaxien nicht erforschen wollten. Dies liegt höchstwahrscheinlich an der Unfähigkeit, diese kleinen Objekte zu sehen, da sie sehr weit von uns entfernt sind. Bis vor kurzem konnten Astronomen kleine Galaxien in geringerer Entfernung oder große Galaxien in größerer Entfernung beobachten.

Jetzt konnten Astronomen jedoch mithilfe von Grisms in Zwerggalaxien mit geringer Masse im fernen Universum blicken und den Beitrag ihrer Ausbrüche zur Sternentstehung berücksichtigen, indem sie die Informationen an die mögliche Anzahl kleiner Galaxien annäherten, die damals existierten. Ein Grism ist ein objektives Prisma, eine Kombination aus Prisma und Gitter, das Licht durchlässt, ohne sein Spektrum zu verschieben. Der Buchstabe "G" im Titel stammt vom Gitter (Gitter).

„Wir sind immer davon ausgegangen, dass Starburst-Zwerggalaxien einen signifikanten Einfluss auf die Geburt neuer Sterne in einem jungen Universum haben würden, aber dies ist das erste Mal, dass wir den Effekt messen konnten, den sie tatsächlich haben. Und anscheinend spielten sie eine bedeutende Rolle, wenn nicht Schlüsselrolle“, - Hakim Atek von der Schweizerischen Polytechnischen Universität.

„Diese Galaxien bilden so schnell Sterne, dass sie ihre gesamte Sternmasse in nur 150 Millionen Jahren verdoppeln könnten. Zum Vergleich: Sternmassen gewöhnlicher Galaxien verdoppeln sich im Durchschnitt über 1-3 Milliarden Jahre“, fügt Co-Autor Jean-Paul Kneib hinzu.

Eine Aufnahme von Galaxien im Grism-Modus am Beispiel der Wide Field Camera 3, die auf dem Hubble installiert ist und in diesem Spektroskopie-Modus arbeitet. Ausgedehnte Regenbogenlinien sind nichts anderes als in der Linse eingefangene Galaxien, aber im Grism-Modus werden sie als Regenbogenspektrum dargestellt. Dadurch können Wissenschaftler die chemische Zusammensetzung von Weltraumobjekten beurteilen.

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