Woher kommt das Leuchten der Weißen Zwerge? Dreifache Heliumreaktion und isotherme Kerne von Roten Riesen

Woher kommen Weiße Zwerge?

Was aus einem Stern am Ende seines Lebensweges wird, hängt von der Masse ab, die der Stern bei seiner Geburt hatte. Sterne, die ursprünglich eine große Masse hatten, enden als Schwarze Löcher und Neutronensterne. Sterne mit geringer oder mittlerer Masse (mit Massen von weniger als 8 Sonnenmassen) werden zu Weißen Zwergen. Ein typischer Weißer Zwerg hat etwa die Masse der Sonne und ist etwas größer als die Erde. Ein Weißer Zwerg ist eine der dichtesten Formen von Materie und wird an Dichte nur von Neutronensternen und Schwarzen Löchern übertroffen.

Sterne mittlerer Masse, wie unsere Sonne, leben davon, dass sie den Wasserstoff in ihren Kernen in Helium umwandeln. Dieser Prozess findet derzeit auf der Sonne statt. Die von der Sonne durch die Fusion von Helium aus Wasserstoff erzeugte Energie erzeugt einen Innendruck. In den nächsten 5 Milliarden Jahren wird die Sonne ihren Wasserstoffvorrat in ihrem Kern aufbrauchen.

Ein Stern kann mit einem Schnellkochtopf verglichen werden. Wenn ein verschlossener Behälter erhitzt wird, steigt der Druck an. Ähnliches passiert in der Sonne, natürlich kann die Sonne streng genommen nicht als hermetischer Behälter bezeichnet werden. Die Schwerkraft wirkt auf die Materie des Sterns und versucht, sie zu komprimieren, und der durch das heiße Gas im Kern erzeugte Druck versucht, den Stern auszudehnen. Das Gleichgewicht zwischen Druck und Schwerkraft ist sehr empfindlich.
Wenn der Sonne der Wasserstoff ausgeht, dominiert dieses Gleichgewicht die Schwerkraft und der Stern beginnt zu schrumpfen. Während der Kompression tritt jedoch eine Erwärmung auf und ein Teil des in den äußeren Schichten des Sterns verbleibenden Wasserstoffs beginnt zu brennen. Diese brennende Hülle aus Wasserstoff dehnt die äußeren Schichten des Sterns aus. Wenn dies geschieht, wird unsere Sonne zu einem roten Riesen, sie wird so groß, dass Merkur vollständig verschluckt wird. Wenn ein Stern größer wird, kühlt er ab. Die Temperatur des Kerns des Roten Riesen steigt jedoch an, bis sie hoch genug ist, um Helium (aus Wasserstoff synthetisiert) zu entzünden. Schließlich verwandelt sich Helium in Kohlenstoff und schwerere Elemente. Das Stadium, in dem die Sonne ein roter Riese ist, wird 1 Milliarde Jahre dauern, während das Stadium der Verbrennung von Wasserstoff 10 Milliarden Jahre dauert.

Kugelsternhaufen M4. Bodengestütztes optisches Bild (links) und Hubble-Bild (rechts). Weiße Zwerge sind mit Kreisen markiert. Referenz: Harvey Richer (University of British Columbia, Vancouver, Kanada), M. Bolte (University of California, Santa Cruz) und NASA/ESA

Wir wissen bereits, dass Sterne mittlerer Masse wie unsere Sonne zu Roten Riesen werden. Aber was passiert als nächstes? Unser roter Riese wird Kohlenstoff aus Helium produzieren. Wenn das Helium ausgeht, ist der Kern nicht heiß genug, um mit der Verbrennung von Kohlenstoff zu beginnen. Was jetzt?

Da die Sonne nicht heiß genug sein wird, um Kohlenstoff zu verbrennen, wird die Schwerkraft wieder übernehmen. Wenn sich der Stern zusammenzieht, wird Energie freigesetzt, die zu einer weiteren Ausdehnung der Sternhülle führt. Jetzt wird der Stern noch größer als zuvor! Der Radius unserer Sonne wird größer als der Radius der Erdumlaufbahn!

Während dieser Zeit wird die Sonne instabil und verliert ihre Substanz. Dies wird fortgesetzt, bis der Stern seine äußeren Schichten vollständig abwirft. Der Kern des Sterns bleibt intakt und wird zu einem Weißen Zwerg. Der Weiße Zwerg wird von einer expandierenden Gashülle umgeben sein, die als planetarischer Nebel bezeichnet wird. Die Nebel werden planetarisch genannt, weil frühe Beobachter dachten, sie sähen aus wie die Planeten Uranus und Neptun. Es gibt mehrere planetarische Nebel, die mit einem Amateurteleskop gesehen werden können. Bei etwa der Hälfte von ihnen ist mit einem recht bescheidenen Teleskop in der Mitte ein Weißer Zwerg zu sehen.

Der Planetarische Nebel ist ein Zeichen für den Übergang eines Sterns mit mittlerer Masse vom Stadium eines Roten Riesen zum Stadium eines Weißen Zwergs. Sterne mit vergleichbarer Masse wie unsere Sonne werden sich in etwa 75.000 Jahren in Weiße Zwerge verwandeln und allmählich ihre Hülle abwerfen. Schließlich werden sie, wie unsere Sonne, allmählich abkühlen und sich in schwarze Kohlenstoffklumpen verwandeln, ein Prozess, der etwa 10 Milliarden Jahre dauern wird.

Beobachtungen von Weißen Zwergen

Es gibt mehrere Möglichkeiten, Weiße Zwerge zu beobachten. Der erste entdeckte Weiße Zwerg ist ein Begleitstern von Sirius, einem hellen Stern im Sternbild Großer Hund. 1844 bemerkte der Astronom Friedrich Bessel bei Sirius schwache Vorwärts- und Rückwärtsbewegungen, als würde sich ein unsichtbares Objekt um ihn drehen. 1863 entdeckte der Optiker und Teleskopdesigner Elvan Clark dieses mysteriöse Objekt. Der Begleitstern wurde später als Weißer Zwerg identifiziert. Dieses Paar ist jetzt als Sirius A und Sirius B bekannt, wobei B ein Weißer Zwerg ist. Die Umlaufzeit dieses Systems beträgt 50 Jahre.

Der Pfeil zeigt auf einen Weißen Zwerg, Sirius B, neben dem größeren Sirius A. (Ref: McDonald Observatory, NASA/SAO/CXC)

Da Weiße Zwerge sehr klein und daher schwer zu erkennen sind, sind Binärsysteme eine Möglichkeit, sie zu erkennen. Wie im Fall von Sirius, wenn ein Stern eine unerklärliche Bewegung hat, kann man feststellen, dass ein einzelner Stern tatsächlich ein multiples System ist. Bei näherer Betrachtung lässt sich feststellen, ob der Begleitstern ein Weißer Zwerg ist. Das Hubble-Weltraumteleskop mit seinem 2,4-Meter-Spiegel und verbesserter Optik hat mit der Weitwinkel-Planetenkamera erfolgreich Weiße Zwerge beobachtet. Im August 1995 wurden mit dieser Kamera mehr als 75 Weiße Zwerge im Kugelsternhaufen M4 im Sternbild Skorpion beobachtet. Diese Weißen Zwerge waren so schwach, dass der hellste von ihnen in einiger Entfernung vom Mond nicht heller leuchtete als eine 100-W-Glühbirne. M4 ist 7.000 Lichtjahre entfernt und der uns am nächsten liegende Kugelsternhaufen. Sein Alter beträgt etwa 14 Milliarden Jahre, weshalb sich die meisten Sterne in diesem Haufen in der Endphase ihres Lebens befinden.

Weiße Zwerge sind entwickelte Sterne mit einer Masse, die die Chandrasekhar-Grenze nicht überschreitet (die maximale Masse, bei der ein Stern als weißer Zwerg existieren kann), ohne eigene Quellen thermonuklearer Energie. Weiße Zwerge sind kompakte Sterne mit Massen, die mit der Masse der Sonne vergleichbar oder größer sind, aber mit 100-mal kleineren Radien und dementsprechend ~10.000-mal geringeren bolometrischen Leuchtkräften als die der Sonne. Die durchschnittliche Materiedichte in Weißen Zwergen innerhalb ihrer Photosphäre beträgt 105-109 g/cm 3 , was fast eine Million Mal höher ist als die Dichte von Hauptreihensternen. Durch die Prävalenz machen Weiße Zwerge nach verschiedenen Schätzungen 3-10% der Sternpopulation unserer Galaxie aus. Die Unsicherheit der Schätzung ist auf die Schwierigkeit zurückzuführen, entfernte Weiße Zwerge aufgrund ihrer geringen Leuchtkraft zu beobachten.
Weiße Zwerge stellen das Endstadium in der Entwicklung eines kleinen Sterns dar, dessen Masse mit der der Sonne vergleichbar ist. Wenn zum Beispiel der gesamte Wasserstoff im Zentrum eines Sterns wie unserer Sonne ausbrennt, zieht sich sein Kern auf hohe Dichten zusammen, während sich die äußeren Schichten stark ausdehnen, und der Stern wird, begleitet von einer allgemeinen Verringerung der Leuchtkraft, zu. Der pulsierende Rote Riese wirft dann seine Hülle ab, da die äußeren Schichten des Sterns lose an den heißen und sehr dichten zentralen Kern gebunden sind. Anschließend wird diese Hülle zu einem expandierenden planetarischen Nebel. Wie Sie sehen können, sind Rote Riesen und Weiße Zwerge sehr eng miteinander verwandt. Die Kompression des Kerns erfolgt auf extrem kleine Größen, überschreitet jedoch nicht die Chandrasekhar-Grenze, dh die obere Grenze der Masse eines Sterns, bei der er als Weißer Zwerg existieren kann.

Der erste entdeckte Weiße Zwerg war der Stern 40 Eridani B im Tripelsystem 40 Eridani, der bereits 1785 von William Herschel in den Katalog der Doppelsterne aufgenommen wurde. Im Jahr 1910 machte Henry Norris Russell auf die ungewöhnlich geringe Leuchtkraft von 40 Eridani B bei seiner hohen Farbtemperatur aufmerksam, die später dazu diente, solche Sterne in eine separate Klasse von Weißen Zwergen einzuteilen.

Der zweite entdeckte Weiße Zwerg war Sirius B – der hellste Stern am Himmel der Erde. 1844 entdeckte der deutsche Astronom und Mathematiker Friedrich Bessel bei der Beobachtung von Sirius eine leichte Abweichung des Sterns von der geradlinigen Bewegung und nahm an, dass Sirius einen unsichtbaren massiven Satellitenstern hatte. Seine Vermutung bestätigte sich bereits 1862, als der amerikanische Astronom und Teleskopkonstrukteur Alvan Graham Clark beim Justieren des damals größten Refraktors einen schwachen Stern in der Nähe von Sirius entdeckte, der später Sirius B getauft wurde.

Der Weiße Zwerg Sirius B hat eine geringe Leuchtkraft, und das Gravitationsfeld beeinflusst seinen hellen Begleiter ziemlich deutlich, was darauf hindeutet, dass dieser Stern einen extrem kleinen Radius mit einer beträchtlichen Masse hat. So wurde zum ersten Mal ein Objekttyp namens Weiße Zwerge entdeckt.

Der dritte entdeckte Weiße Zwerg war Procyon B. 1844 stellte der Direktor der Sternwarte Königsberg, Friedrich Bessel, bei der Analyse von Beobachtungsdaten fest, dass Procyon periodisch, wenn auch sehr schwach, von einer geradlinigen Bewegungsbahn in der Himmelskugel abweicht. Bessel kam zu dem Schluss, dass Procyon einen nahen Satelliten haben muss. Der schwache Satellit blieb unbeobachtbar, und seine Masse musste ziemlich groß sein – vergleichbar mit der Masse von Sirius bzw. Procyon. 1896 entdeckte der amerikanische Astronom D. M. Scheberle Procyon B und bestätigte damit Bessels Vorhersage.

Herkunft der Weißen Zwerge

Zwei Ideen spielten eine Schlüsselrolle bei der Erklärung der Entstehung von Weißen Zwergen: die Idee des Astronomen Ernst Epik, dass Rote Riesen durch das Ausbrennen von Kernbrennstoff aus Hauptreihensternen entstehen, und die kurz zuvor gemachte Annahme des Astronomen Vasily Fesenkov nach dem Zweiten Weltkrieg sollten Hauptreihensterne an Masse verlieren, und dieser Massenverlust sollte einen signifikanten Einfluss auf haben. Diese Annahmen haben sich voll bestätigt.

Weiße Zwerge bestehen aus Kohlenstoff und Sauerstoff mit geringen Zusätzen von Wasserstoff und Helium, aber massive, hochentwickelte Sterne können einen Kern haben, der aus Sauerstoff, Neon oder Magnesium besteht. Während der Entwicklung von Hauptreihensternen wird Wasserstoff „ausgebrannt“ - Nukleosynthese unter Bildung von Helium. Ein solches Ausbrennen führt zur Einstellung der Energiefreisetzung in den zentralen Teilen des Sterns, zur Kompression und dementsprechend zu einer Erhöhung der Temperatur und Dichte in seinem Kern. Eine Erhöhung der Temperatur und Dichte im Sternkern führt zu Bedingungen, unter denen eine neue Quelle thermonuklearer Energie aktiviert wird: der Heliumabbrand (Triple-Helium-Reaktion oder Triple-Alpha-Prozess), der für Rote Riesen und Überriesen charakteristisch ist.

Weiße Zwerge haben eine extrem hohe Dichte (106 g/cm3). Der Weiße Zwerg befindet sich im Gravitationsgleichgewicht und sein Druck wird durch den Druck des entarteten Elektronengases bestimmt. Die Oberflächentemperaturen eines Weißen Zwergs sind hoch – von 100.000 K bis 200.000 K. Die Massen von Weißen Zwergen sind denen der Sonne nahe. Für Weiße Zwerge gibt es eine Masse-Radius-Beziehung, und je größer die Masse, desto kleiner der Radius. Die Radien der meisten Weißen Zwerge sind vergleichbar mit dem Radius der Erde.

Der Lebenszyklus eines Weißen Zwergs bleibt danach bis zu seiner Abkühlung stabil, wenn der Stern seine Leuchtkraft verliert und unsichtbar wird und in das Stadium des sogenannten "" eintritt - das Endergebnis der Evolution, obwohl dieser Begriff ist wird in der modernen Literatur immer seltener verwendet.

Weiß Zwerge - eines der faszinierendsten Themen der Astronomiegeschichte: Erstmals wurden Himmelskörper entdeckt, deren Eigenschaften sehr weit von denen entfernt sind, mit denen wir uns unter irdischen Bedingungen beschäftigen. Und aller Wahrscheinlichkeit nach legte die Lösung des Rätsels der Weißen Zwerge den Grundstein für die Erforschung der mysteriösen Natur der Materie, die irgendwo in verschiedenen Teilen des Universums verborgen ist.

Es gibt viele Weiße Zwerge im Universum. Früher galten sie als selten, aber eine sorgfältige Untersuchung von Fotoplatten, die am Mount Palomar Observatory (USA) erhalten wurden, zeigte, dass ihre Zahl 1500 übersteigt. Es war möglich, die räumliche Dichte von Weißen Zwergen abzuschätzen: Es stellt sich heraus, dass es sie geben sollte etwa 100 solcher Sterne. Die Entdeckungsgeschichte der Weißen Zwerge geht auf den Beginn des 19. Jahrhunderts zurück, als Friedrich Wilhelm Bessel bei der Verfolgung der Bewegung des hellsten Sterns Sirius feststellte, dass seine Bahn keine gerade Linie ist, sondern wellenförmigen Charakter hat. Die Eigenbewegung des Sterns verlief nicht geradlinig; es schien sich kaum wahrnehmbar von einer Seite zur anderen zu verschieben. Bis 1844, etwa zehn Jahre nach den ersten Beobachtungen von Sirius, kam Bessel zu dem Schluss neben Sirius ist der zweite Stern, das, da es unsichtbar ist, eine Gravitationswirkung auf Sirius hat; es wird durch die Schwankungen in der Bewegung des Sirius offenbart. Noch interessanter war die Tatsache, dass, wenn die Dunkelkomponente wirklich existiert, die Umlaufzeit beider Sterne relativ zu ihrem gemeinsamen Schwerpunkt etwa 50 Jahre beträgt.

Schneller Vorlauf bis 1862. und von Deutschland nach Cambridge, Massachusetts (USA). Alvan Clark, der größte Teleskopbauer der Vereinigten Staaten, wurde von der Mississippi State University beauftragt, ein Teleskop mit einem 18,5-Zoll-Objektiv (46 cm) zu bauen, das das größte Teleskop der Welt werden sollte. Nachdem Clark die Teleskoplinse fertig bearbeitet hatte, galt es zu prüfen, ob die notwendige Formgenauigkeit der Oberfläche gewährleistet ist. Dazu wurde die Linse in einen beweglichen Tubus eingebaut und auf Sirius gerichtet – den hellsten Stern, der das beste Objekt ist, um Linsen zu prüfen und deren Defekte zu erkennen. Alvan Clark fixierte die Position des Teleskoptubus und sah einen schwachen „Geist“, der am östlichen Rand des Sichtfelds des Teleskops in der Reflexion von Sirius erschien. Dann, als sich das Firmament bewegte, kam Sirius selbst in Sicht. Sein Bild war verzerrt - es schien, dass der "Geist" ein Defekt im Objektiv war, der korrigiert werden sollte, bevor das Objektiv in Betrieb genommen wurde. Dieser schwache Stern, der im Sichtfeld des Teleskops erschien, stellte sich jedoch als die von Bessel vorhergesagte Komponente von Sirius heraus. Abschließend sei noch hinzugefügt, dass das Clark-Teleskop aufgrund des Ausbruchs des Ersten Weltkriegs nie nach Mississippi geschickt wurde – es wurde am Dearbon Observatory in der Nähe von Chicago installiert, und das Objektiv wird bis heute verwendet, jedoch an einem andere Installation.

Auf diese Weise, Sirius ist Gegenstand allgemeinen Interesses und vieler Forschungen geworden, weil die physikalischen Eigenschaften des Doppelsternsystems Astronomen fasziniert haben. Unter Berücksichtigung der Merkmale der Bewegung von Sirius, seiner Entfernung von der Erde und der Amplitude der Abweichungen von der geradlinigen Bewegung gelang es den Astronomen, die Eigenschaften beider Sterne des Systems, genannt Sirius A und Sirius B, zu bestimmen. Die Gesamtmasse von beiden Sterne erwiesen sich als 3,4-mal größer als die Masse der Sonne. Es wurde festgestellt, dass der Abstand zwischen den Sternen fast das 20-fache des Abstands zwischen Sonne und Erde beträgt, dh ungefähr gleich dem Abstand zwischen Sonne und Uranus; Die Masse von Sirius A, die auf der Grundlage der Messung der Parameter der Umlaufbahn erhalten wurde, war 2,5-mal größer als die Masse der Sonne, und die Masse von Sirius B betrug 95% der Masse der Sonne. Nachdem die Leuchtkraft beider Sterne bestimmt wurde, wurde festgestellt, dass Sirius A fast 10.000 Mal heller ist als Sirius B. Aus der absoluten Helligkeit von Sirius A wissen wir, dass er etwa 35,5 Mal heller ist als die Sonne. Daraus folgt, dass die Leuchtkraft der Sonne 300-mal größer ist als die Leuchtkraft von Sirius B. Die Leuchtkraft eines Sterns hängt von der Temperatur der Oberfläche des Sterns und seiner Größe, dh dem Durchmesser, ab. Die Nähe der zweiten Komponente zum helleren Sirius A macht es extrem schwierig, sein Spektrum zu bestimmen, was notwendig ist, um die Temperatur des Sterns einzustellen. 1915 Mit allen technischen Mitteln, die dem damals größten Observatorium Mount Wilson (USA) zur Verfügung standen, wurden erfolgreiche Aufnahmen des Spektrums von Sirius erhalten.

Dies führte zu einer unerwarteten Entdeckung: Die Satellitentemperatur betrug 8000 K, während die Sonne eine Temperatur von 5700 K hat. Der Satellit erwies sich also tatsächlich als heißer als die Sonne, was bedeutete, dass die Leuchtkraft einer Einheit seiner Oberfläche auch größer war. Tatsächlich zeigt eine einfache Rechnung, dass jeder Zentimeter dieses Sterns viermal mehr Energie ausstrahlt als ein Quadratzentimeter der Sonnenoberfläche. Daraus folgt, dass die Oberfläche des Satelliten 300*10 4 mal kleiner sein muss als die Oberfläche der Sonne und Sirius B einen Durchmesser von etwa 40.000 km haben muss. Die Masse dieses Sterns beträgt jedoch 95% der Sonnenmasse. Das bedeutet, dass sehr viel Materie in ein extrem kleines Volumen gepackt werden muss, der Stern also dicht sein muss. Als Ergebnis einfacher Rechenoperationen stellen wir fest, dass die Dichte des Satelliten fast 100.000-mal höher ist als die Dichte von Wasser. Ein Kubikzentimeter dieser Substanz auf der Erde würde 100 kg wiegen, und 0,5 Liter einer solchen Substanz würden etwa 50 Tonnen wiegen.

Dies ist die Geschichte der Entdeckung des ersten Weißen Zwergs. Und nun stellen wir uns die Frage: Wie lässt sich ein Stoff so zusammendrücken, dass ein Kubikzentimeter davon 100 kg wiegt? Wenn Materie durch hohen Druck auf hohe Dichten komprimiert wird, wie bei Weißen Zwergen, kommt eine andere Art von Druck ins Spiel, der sogenannte „entartete Druck“. Es erscheint mit der stärksten Verdichtung der Materie in den Eingeweiden des Sterns. Es ist Kompression, nicht hohe Temperaturen, die den degenerierten Druck verursacht.

Durch die starke Kompression sind die Atome so dicht gepackt, dass Elektronenhüllen beginnen sich gegenseitig zu durchdringen. Die Gravitationskontraktion eines Weißen Zwergs findet über einen langen Zeitraum statt, und die Elektronenhüllen durchdringen einander weiter, bis der Abstand zwischen den Kernen in der Größenordnung des Radius der kleinsten Elektronenhülle liegt. Die inneren Elektronenhüllen sind eine undurchdringliche Barriere, die eine weitere Kompression verhindert. Bei maximaler Kompression sind die Elektronen nicht mehr an einzelne Kerne gebunden, sondern bewegen sich frei relativ zu diesen. Der Prozess der Trennung von Elektronen von Kernen erfolgt durch Druckionisation. Wenn die Ionisierung abgeschlossen ist, bewegt sich die Elektronenwolke relativ zum Gitter der schwereren Kerne, so dass die Materie des Weißen Zwergs bestimmte physikalische Eigenschaften annimmt, die für Metalle charakteristisch sind. In einer solchen Substanz wird Energie durch Elektronen auf die Oberfläche übertragen, so wie Wärme entlang eines an einem Ende erhitzten Eisenstabs verteilt wird.

Aber elektronisch Gas weist ungewöhnliche Eigenschaften auf. Beim Komprimieren der Elektronen nimmt ihre Geschwindigkeit immer mehr zu, denn bekanntlich können nach dem physikalischen Grundprinzip zwei Elektronen, die sich im gleichen Element des Phasenvolumens befinden, nicht die gleiche Energie haben. Um also nicht dasselbe Volumenelement zu belegen, müssen sie sich mit enormer Geschwindigkeit bewegen. Das kleinste zulässige Volumen hängt vom Bereich der Elektronengeschwindigkeiten ab. Je niedriger die Geschwindigkeit der Elektronen ist, desto größer ist jedoch im Durchschnitt das Mindestvolumen, das sie einnehmen können. Mit anderen Worten, die schnellsten Elektronen nehmen das kleinste Volumen ein.

Obwohl einzelne Elektronen mit Geschwindigkeiten umher sausen, die einer Innentemperatur in der Größenordnung von Millionen Grad entsprechen, bleibt die Temperatur des gesamten Elektronenensembles insgesamt niedrig. Es wurde festgestellt, dass die Gasatome eines gewöhnlichen Weißen Zwergs ein Gitter aus dicht gepackten schweren Kernen bilden, durch das sich ein entartetes Elektronengas bewegt. Näher an der Oberfläche des Sterns schwächt sich die Entartung ab, und an der Oberfläche sind die Atome nicht vollständig ionisiert, sodass sich ein Teil der Materie im üblichen gasförmigen Zustand befindet. Wenn wir die physikalischen Eigenschaften von Weißen Zwergen kennen, können wir ein visuelles Modell von ihnen erstellen. Beginnen wir mit Weiß Zwerge Atmosphäre haben. Die Analyse der Spektren von Zwergen führt zu dem Schluss, dass ihre Atmosphäre nur wenige hundert Meter dick ist. In dieser Atmosphäre entdecken Astronomen verschiedene bekannte chemische Elemente. bekannt Weiß Zwerge zwei Arten - kalt und heiß. Die Atmosphäre heißer Weißer Zwerge enthält etwas Wasserstoff, obwohl er wahrscheinlich 0,05 % nicht überschreitet. Dennoch wurden Wasserstoff, Helium, Calcium, Eisen, Kohlenstoff und sogar Titanoxid anhand der Linien in den Spektren dieser Sterne nachgewiesen. Die Atmosphäre kalter weißer Zwerge besteht fast ausschließlich aus Helium; Wasserstoff kann weniger als ein Atom in einer Million haben. Die Oberflächentemperaturen von Weißen Zwergen variieren von 5000 K für "kalte" Sterne bis 50.000 K für "heiße". Unter der Atmosphäre eines Weißen Zwergs liegt eine Region aus nicht entarteter Materie, die eine kleine Anzahl freier Elektronen enthält. Die Dicke dieser Schicht beträgt 160 km, was ungefähr 1% des Radius des Sterns entspricht. Diese Schicht kann sich im Laufe der Zeit ändern, aber der Durchmesser des Weißen Zwergs bleibt konstant und beträgt etwa 40.000 km.

Allgemein, Weiß Zwerge nehmen nach Erreichen dieses Zustands nicht an Größe ab. Sie verhalten sich wie eine Kanonenkugel, die auf eine hohe Temperatur erhitzt wird; Der Kern kann die Temperatur durch Strahlungsenergie ändern, aber seine Abmessungen bleiben unverändert. Was bestimmt den endgültigen Durchmesser eines Weißen Zwergs? Es stellt sich seine Masse heraus. Je größer die Masse eines Weißen Zwergs ist, desto kleiner ist sein Radius; der minimal mögliche Radius beträgt 10.000 km. Wenn die Masse eines Weißen Zwergs die Masse der Sonne um das 1,2-fache übersteigt, kann sein Radius theoretisch unendlich klein werden. Es ist der Druck des entarteten Elektronengases, der den Stern an weiterer Kompression hindert, und obwohl die Temperatur von Millionen Grad im Kern des Sterns bis zu Null an der Oberfläche schwanken kann, ändert sich sein Durchmesser nicht. Mit der Zeit wird der Stern zu einem dunklen Körper mit dem gleichen Durchmesser, den er hatte, als er in das Stadium des Weißen Zwergs eintrat. Unter der obersten Schicht eines Sterns ist das entartete Gas praktisch isotherm, das heißt, die Temperatur ist bis ins Zentrum des Sterns nahezu konstant; es sind mehrere Millionen Grad - die realistischste Zahl sind 6 Millionen K.

Nun, da wir einige Vorstellungen über die Struktur eines Weißen Zwergs haben, stellt sich die Frage: Warum leuchtet es? Eines ist klar: thermonukleare Reaktionen sind ausgeschlossen. Im Inneren des Weißen Zwergs gibt es keinen Wasserstoff, der diesen Energieerzeugungsmechanismus unterstützt. Die einzige Art von Energie, die ein Weißer Zwerg hat, ist thermische Energie. Die Atomkerne sind in zufälliger Bewegung, da sie durch das entartete Elektronengas gestreut werden. Mit der Zeit verlangsamt sich die Bewegung der Kerne, was einem Abkühlungsprozess gleichkommt. Das Elektronengas, das anders als alle bekannten Gase auf der Erde ist, ist außergewöhnlich wärmeleitfähig, und die Elektronen leiten Wärmeenergie an die Oberfläche, wo sie durch die Atmosphäre in den Weltraum abgestrahlt wird.

Astronomen vergleichen den Abkühlungsprozess eines heißen Weißen Zwergs mit dem einer Eisenstange, die aus einem Feuer geholt wird. Zunächst kühlt der Weiße Zwerg schnell ab, aber wenn die Temperatur im Inneren sinkt, verlangsamt sich die Abkühlung. Schätzungen zufolge nimmt die Leuchtkraft eines Weißen Zwergs in den ersten hundert Millionen Jahren um 1 % der Leuchtkraft der Sonne ab.

Irgendwann muss der Weiße Zwerg verschwinden und ein Schwarzer Zwerg werden., aber das könnte Billionen von Jahren dauern, und nach Ansicht vieler Wissenschaftler scheint es sehr zweifelhaft, dass das Alter des Universums alt genug war, um schwarze Zwerge darin zu sehen. Andere Astronomen glauben, dass selbst in der Anfangsphase, wenn der Weiße Zwerg noch recht heiß ist, die Abkühlungsrate gering ist. Und wenn die Temperatur seiner Oberfläche auf einen Wert in der Größenordnung der Sonnentemperatur fällt, nimmt die Abkühlungsrate zu und das Aussterben erfolgt sehr schnell. Wenn das Innere eines Weißen Zwergs ausreichend abkühlt, verfestigt es sich. Auf die eine oder andere Weise, wenn wir davon ausgehen, dass das Alter des Universums 10 Milliarden Jahre überschreitet, sollte es viel mehr rote Zwerge darin geben als weiße. In diesem Wissen suchen Astronomen nach Roten Zwergen.

Bisher waren sie erfolglos. Die Massen von Weißen Zwergen wurden nicht genau genug bestimmt. Sie können zuverlässig für die Komponenten von Binärsystemen installiert werden, wie im Fall von Sirius. Aber nur wenige Weiß Zwerge sind Teil von Doppelsternen. In den drei am besten untersuchten Fällen war die Masse der Weißen Zwerge, gemessen mit einer Genauigkeit von über 10 %, geringer als die Masse der Sonne und betrug etwa die Hälfte davon. Theoretisch sollte die Grenzmasse für einen vollständig entarteten, nicht rotierenden Stern das 1,2-fache der Sonnenmasse betragen. Wenn sich die Sterne jedoch drehen, was aller Wahrscheinlichkeit nach der Fall ist, dann sind Massen möglich, die um ein Vielfaches größer sind als die der Sonne.

Die Schwerkraft auf der Oberfläche von Weißen Zwergen ist etwa 60-70 mal größer als auf der Sonne. Wenn ein Mensch auf der Erde 75 kg wiegt, würde er auf der Sonne 2 Tonnen wiegen, und auf der Oberfläche eines Weißen Zwergs würde er 120-140 Tonnen wiegen. Unter Berücksichtigung der Tatsache, dass sich die Radien von Weißen Zwergen wenig unterscheiden und ihre Massen fast gleich sind, können wir schließen, dass die Schwerkraft auf der Oberfläche jedes Weißen Zwergs ungefähr gleich ist. Es gibt viele Weiße Zwerge im Universum. Früher galten sie als selten, aber eine sorgfältige Untersuchung von Fotoplatten, die am Mount Palomar Observatory erhalten wurden, zeigte, dass ihre Zahl 1500 übersteigt. Astronomen glauben, dass die Häufigkeit von Weißen Zwergen zumindest in den letzten 5 Milliarden Jahren konstant war. Vielleicht, Weiß Zwerge bilden die zahlreichste Klasse von Objekten am Himmel.

Es war möglich, die räumliche Dichte von Weißen Zwergen abzuschätzen: Es stellt sich heraus, dass es in einer Kugel mit einem Radius von 30 Lichtjahren etwa 100 solcher Sterne geben sollte. Es stellt sich die Frage: Werden alle Sterne am Ende ihres Evolutionsweges zu Weißen Zwergen? Wenn nicht, welcher Anteil der Sterne geht in das Stadium der Weißen Zwerge über? Der wichtigste Schritt zur Lösung des Problems wurde getan, als Astronomen die Position der Zentralsterne planetarischer Nebel in einem Temperatur-Leuchtkraft-Diagramm aufzeichneten. Betrachten Sie diese Himmelskörper, um die Eigenschaften von Sternen zu verstehen, die sich im Zentrum planetarischer Nebel befinden. Auf Fotografien sieht der planetarische Nebel wie eine ausgedehnte ellipsoidische Masse aus Gasen mit einem schwachen, aber heißen Stern in der Mitte aus. In Wirklichkeit ist diese Masse eine komplexe turbulente, konzentrische Hülle, die sich mit Geschwindigkeiten von 15-50 km/s ausdehnt. Obwohl diese Formationen wie Ringe aussehen, sind sie tatsächlich Granaten und die Geschwindigkeit der turbulenten Gasbewegung in ihnen erreicht etwa 120 km / s. Es stellte sich heraus, dass die Durchmesser mehrerer planetarischer Nebel, zu denen die Entfernung gemessen werden konnte, in der Größenordnung von 1 Lichtjahr oder etwa 10 Billionen Kilometern liegen.

Bei der Expansion mit den oben angegebenen Geschwindigkeiten wird das Gas in den Hüllen sehr verdünnt und kann nicht angeregt werden und ist daher nach 100.000 Jahren nicht mehr zu sehen. Viele planetarische Nebel, die wir heute beobachten, wurden in den letzten 50.000 Jahren geboren, und ihr typisches Alter liegt bei fast 20.000 Jahren. Die Zentralsterne solcher Nebel sind die heißesten Objekte, die in der Natur bekannt sind. Ihre Oberflächentemperatur variiert zwischen 50.000 und 1 Million Grad Celsius. K. Aufgrund ungewöhnlich hoher Temperaturen stammt der Großteil der Strahlung des Sterns aus dem fernen Ultraviolettbereich des elektromagnetischen Spektrums.

Das UV-Strahlung wird absorbiert, wird durch das Hüllengas in den sichtbaren Bereich des Spektrums umgewandelt und wieder emittiert, wodurch wir die Hülle beobachten können. Das bedeutet, dass die Hüllen viel heller sind als die Zentralsterne – die eigentlich die Energiequelle sind – da ein großer Teil der Strahlung des Sterns auf den unsichtbaren Teil des Spektrums fällt. Aus der Analyse der Eigenschaften der Zentralsterne planetarischer Nebel folgt, dass der typische Wert ihrer Masse im Bereich von 0,6-1 Sonnenmasse liegt. Und für die Synthese schwerer Elemente im Darm eines Sterns werden große Massen benötigt. Die Menge an Wasserstoff in diesen Sternen ist vernachlässigbar. Gashüllen sind jedoch reich an Wasserstoff und Helium.

Einige Astronomen glauben das 50-95 % aller Weißen Zwerge stammen nicht aus planetarischen Nebeln. Während also einige Weiße Zwerge vollständig mit planetarischen Nebeln assoziiert sind, stammen mindestens die Hälfte oder mehr von ihnen von normalen Hauptreihensternen ab, die das Stadium der planetarischen Nebel nicht durchlaufen. Das vollständige Bild der Entstehung weißer Zwerge ist verschwommen und ungewiss. Es fehlen so viele Details, dass eine Beschreibung des Evolutionsprozesses bestenfalls nur durch logische Schlussfolgerungen erstellt werden kann. Dennoch lautet die allgemeine Schlussfolgerung: Viele Sterne verlieren auf dem Weg in ihr Endstadium, ähnlich dem Stadium eines Weißen Zwergs, einen Teil ihrer Materie und verstecken sich dann in Form von schwarzen, unsichtbaren Zwergen auf den himmlischen „Friedhöfen“. Wenn die Masse eines Sterns ungefähr doppelt so groß ist wie die Masse der Sonne, dann verlieren solche Sterne in den letzten Stadien ihrer Entwicklung ihre Stabilität. Solche Sterne können als Supernovae explodieren und dann auf die Größe von Kugeln mit einem Radius von mehreren Kilometern schrumpfen, d.h. verwandeln sich in Neutronensterne.

Entdeckung der Weißen Zwerge

Der erste entdeckte Weiße Zwerg war der Stern 40 Eridani B im Dreiersystem 40 Eridani, der bereits 1785 von William Herschel in den Katalog der Doppelsterne aufgenommen wurde. Im Jahr 1910 machte Henry Norris Russell auf die ungewöhnlich geringe Leuchtkraft von 40 Eridani B bei seiner hohen Farbtemperatur aufmerksam, die später dazu diente, solche Sterne in eine separate Klasse von Weißen Zwergen einzuteilen.

Sirius B und Procyon B waren die zweiten und dritten entdeckten Weißen Zwerge. 1844 stellte der Direktor der Sternwarte Königsberg, Friedrich Bessel, bei der Analyse der seit 1755 durchgeführten Beobachtungsdaten fest, dass Sirius, der hellste Stern am Himmel der Erde, und Procyon periodisch, wenn auch sehr schwach, von einer geradlinigen Flugbahn von abweichen Bewegung in der Himmelskugel. Bessel kam zu dem Schluss, dass jeder von ihnen einen engen Begleiter haben muss. Die Nachricht wurde mit Skepsis aufgenommen, da der schwache Begleiter unbeobachtbar blieb und seine Masse ziemlich groß gewesen sein muss – vergleichbar mit der Masse von Sirius bzw. Procyon.

Dichteparadoxon

„Ich war mit meinem Freund … Professor E. Pickering auf Geschäftsreise. Mit charakteristischer Freundlichkeit bot er an, die Spektren aller Sterne aufzunehmen, die Hincks und ich beobachtet hatten ... um ihre Parallaxen zu bestimmen. Diese scheinbar routinemäßige Arbeit erwies sich als recht fruchtbar – sie führte zu der Entdeckung, dass alle Sterne mit sehr kleiner absoluter Helligkeit (d. h. geringer Leuchtkraft) einen Spektraltyp M (d. h. sehr niedrige Oberflächentemperatur) haben. Wie ich mich erinnere, fragte ich Pickering bei der Diskussion dieser Frage nach einigen anderen schwachen Sternen ... und erwähnte insbesondere 40 Eridanus B . Auf seine charakteristische Weise schickte er sofort eine Anfrage an das Büro des (Harvard-)Observatoriums, und bald erhielt man eine Antwort (von Mrs. Fleming, glaube ich), dass das Spektrum dieses Sterns A sei (d. h. hohe Oberflächentemperatur). . Schon in jenen paläozoischen Zeiten wusste ich genug über diese Dinge, um sofort zu erkennen, dass es eine extreme Diskrepanz zwischen dem gab, was wir damals als "mögliche" Werte für Oberflächenhelligkeit und -dichte bezeichnen würden. Ich verhehlte offenbar nicht, dass ich von dieser Ausnahme von einer scheinbar völlig normalen Regel für die Eigenschaften von Sternen nicht nur überrascht, sondern buchstäblich hingerissen war. Pickering lächelte mich an und sagte: „Gerade solche Ausnahmen führen zur Erweiterung unseres Wissens“ – und weiße Zwerge betraten die Welt der Erforschten“

Russells Überraschung ist durchaus verständlich: 40 Eridani B gehört zu relativ nahen Sternen, und anhand der beobachteten Parallaxe lässt sich die Entfernung zu ihm und damit die Leuchtkraft genau bestimmen. Die Leuchtkraft von 40 Eridani B erwies sich als ungewöhnlich niedrig für seinen Spektraltyp – Weiße Zwerge bildeten eine neue Region im G-R-Diagramm. Diese Kombination aus Leuchtkraft, Masse und Temperatur war unverständlich und konnte im Rahmen des in den 1920er Jahren entwickelten Standardmodells zum Aufbau von Hauptreihensternen nicht erklärt werden.

Die hohe Dichte der Weißen Zwerge blieb im Rahmen der klassischen Physik und Astronomie unerklärlich und fand nach dem Aufkommen der Fermi-Dirac-Statistik erst im Rahmen der Quantenmechanik eine Erklärung. 1926 schrieb Fowler in seinem Artikel „On dense matter“ ( "Über dichte Materie", Monatliche Mitteilungen R. Astron. Soz. 87, 114-122) zeigte, dass im Gegensatz zu Hauptreihensternen, bei denen die Zustandsgleichung auf dem idealen Gasmodell (Standard-Eddington-Modell) basiert, bei Weißen Zwergen die Dichte und der Druck der Materie durch die Eigenschaften des entarteten Elektronengases bestimmt werden (Fermigas) .

Der nächste Schritt zur Erklärung der Natur weißer Zwerge war die Arbeit von Yakov Frenkel, E. Stoner ?! und Chandrasekara. Frenkel wies 1928 darauf hin, dass es für Weiße Zwerge eine obere Massengrenze geben muss, das heißt, diese Sterne mit einer Masse oberhalb einer bestimmten Grenze sind instabil und müssen kollabieren. Dieselbe Schlussfolgerung wurde 1930 unabhängig von E. Stoner gezogen, der eine korrekte Schätzung der Grenzmasse lieferte. Genauer gesagt wurde sie 1931 von Chandrasekhar in seiner Arbeit „The maximum mass of an ideal white dwarf“ berechnet ( "Die maximale Masse idealer weißer Zwerge", Astroph. J. 74, 81-82) (limit Chandrasekhar) und unabhängig davon 1932 L. D. Landau .

Herkunft der Weißen Zwerge

Fowlers Lösung erklärte die innere Struktur von Weißen Zwergen, klärte jedoch nicht den Mechanismus ihrer Entstehung. Zwei Ideen spielten eine Schlüsselrolle bei der Erklärung der Entstehung von Weißen Zwergen: die Idee des Astronomen Ernst Epik, dass rote Riesen aus Hauptreihensternen durch das Ausbrennen von Kernbrennstoff entstehen, und die kurz zuvor gemachte Annahme des Astronomen Vasily Fesenkov Nach dem Zweiten Weltkrieg sollten Hauptreihensterne an Masse verlieren, und ein solcher Massenverlust sollte einen erheblichen Einfluss auf die Entwicklung von Sternen haben. Diese Annahmen haben sich voll bestätigt.

Dreifache Heliumreaktion und isotherme Kerne von Roten Riesen

Während der Entwicklung von Hauptreihensternen wird Wasserstoff "ausgebrannt" - Nukleosynthese unter Bildung von Helium (siehe Bethe-Zyklus). Ein solches Ausbrennen führt zur Einstellung der Energiefreisetzung in den zentralen Teilen des Sterns, zur Kompression und dementsprechend zu einer Erhöhung der Temperatur und Dichte in seinem Kern. Eine Erhöhung der Temperatur und Dichte im Sternkern führt zu Bedingungen, unter denen eine neue Quelle thermonuklearer Energie aktiviert wird: der Heliumabbrand (Triple-Helium-Reaktion oder Triple-Alpha-Prozess), der für Rote Riesen und Überriesen charakteristisch ist.

Bei Temperaturen in der Größenordnung von 10 8 K wird die kinetische Energie von Heliumkernen hoch genug, um die Coulomb -Barriere zu überwinden: Zwei Heliumkerne ( 4 He , Alpha-Teilchen) können verschmelzen, um das instabile Berylliumisotop 8 Be zu bilden:

2 4 He + 2 4 He → 4 8 Sei . (\displaystyle ()_(2)^(4)(\textrm (He))+()_(2)^(4)(\textrm (He))\rightarrow ()_(4)^(8) (\textrm (Be)).)

Der größte Teil des 8 Be zerfällt wieder in zwei Alpha-Teilchen, aber wenn 8 Be mit einem hochenergetischen Alpha-Teilchen kollidiert, kann ein stabiler Kohlenstoffkern 12 C gebildet werden:

4 8 Be + 2 4 He → 6 12 C (\displaystyle ()_(4)^(8)(\textrm (Be))+()_(2)^(4)(\textrm (He))\ Pfeil nach rechts ()_(6)^(12)(\textrm (C))) + 7,3 MeV.

Trotz der sehr niedrigen Gleichgewichtskonzentration von 8 Be (zB bei einer Temperatur von ~10 8 K beträgt das Konzentrationsverhältnis [ 8 Be]/[ 4 He] ~ 10 −10 ) ist die Rate Dreifache Heliumreaktion erweist sich als ausreichend, um im heißen Kern des Sterns ein neues hydrostatisches Gleichgewicht zu erreichen. Die Temperaturabhängigkeit der Energiefreisetzung bei der dreifachen Heliumreaktion ist extrem hoch, also für den Temperaturbereich T (\displaystyle T)~1-2⋅10 8 K Energiefreisetzung ε 3 α (\displaystyle \varepsilon_(3\alpha)):

ε 3 α = 10 8 ρ 2 Y 3 ⋅ (T 10 8) 30 , (\displaystyle \varepsilon _(3\alpha )=10^(8)\rho ^(2)Y^(3)\cdot \left ((T \over (10^(8)))\right)^(30),)

wo Y (\displaystyle Y)- Teilkonzentration von Helium im Kern (im betrachteten Fall des "Ausbrennens" von Wasserstoff liegt sie nahe bei Eins).

Allerdings ist zu beachten, dass die dreifache Heliumreaktion durch eine viel geringere Energiefreisetzung gekennzeichnet ist als der Bethe-Zyklus: bezogen auf eine Einheitsmasse Die Energiefreisetzung beim „Verbrennen“ von Helium ist mehr als 10-mal geringer als beim „Verbrennen“ von Wasserstoff. Da Helium ausbrennt und die Energiequelle im Kern erschöpft ist, sind auch komplexere Nukleosynthesereaktionen möglich, allerdings erfordern solche Reaktionen erstens immer höhere Temperaturen und zweitens nimmt die Energiefreisetzung pro Masseneinheit bei solchen Reaktionen mit der Masse ab die Anzahl der an der Reaktion beteiligten Kerne.

Ein zusätzlicher Faktor, der offenbar die Entwicklung von Kernen des Roten Riesen beeinflusst, ist die Kombination der hohen Temperaturempfindlichkeit der dreifachen Heliumreaktion und der Fusionsreaktionen schwererer Kerne mit dem Mechanismus Neutrino-Kühlung: Bei hohen Temperaturen und Drücken ist die Streuung von Photonen durch Elektronen möglich, wobei Neutrino-Antineutrino-Paare gebildet werden, die Energie frei vom Kern abführen: Der Stern ist für sie transparent. Die Geschwindigkeit einer solchen volumetrisch Neutrino-Kühlung, im Gegensatz zur klassischen oberflächlich Die Photonenkühlung wird nicht durch die Prozesse der Energieübertragung aus dem Inneren eines Sterns in seine Photosphäre begrenzt. Als Ergebnis der Nukleosynthesereaktion im Kern des Sterns stellt sich ein neues Gleichgewicht ein, gekennzeichnet durch die gleiche Temperatur des Kerns: isothermischer Kern(Abb. 2).

Bei Roten Riesen mit relativ geringer Masse (in der Größenordnung der Sonne) bestehen die isothermischen Kerne hauptsächlich aus Helium, bei massereicheren Sternen aus Kohlenstoff und schwereren Elementen. In jedem Fall ist die Dichte eines solchen isothermen Kerns jedoch so hoch, dass die Abstände zwischen den Elektronen des den Kern bildenden Plasmas ihrer De-Broglie-Wellenlänge entsprechen λ = h / mv (\displaystyle \lambda =h/mv), das heißt, die Bedingungen für die Entartung des Elektronengases sind erfüllt. Berechnungen zeigen, dass die Dichte isothermischer Kerne der Dichte von Weißen Zwergen entspricht, d.h. Die Kerne der Roten Riesen sind Weiße Zwerge..

Somit gibt es eine obere Massengrenze für Weiße Zwerge. Interessanterweise gibt es eine ähnliche untere Grenze für beobachtete Weiße Zwerge: Da die Entwicklungsgeschwindigkeit von Sternen proportional zu ihrer Masse ist, können wir massearme Weiße Zwerge nur als Überbleibsel jener Sterne beobachten, die es geschafft haben, sich in der Zeit von der Entstehung an zu entwickeln Zeit der Sternentstehung des Universums bis heute.

Merkmale von Spektren und Spektralklassifizierung

Weiße Zwerge werden einer separaten Spektralklasse D (vom englischen Zwerg - Zwerg) zugeordnet. Derzeit wird eine Klassifizierung verwendet, die die Merkmale der Spektren weißer Zwerge widerspiegelt, die 1983 von Edward Sion vorgeschlagen wurden. In dieser Klassifizierung wird die Spektralklasse im folgenden Format geschrieben:

D [Unterklasse] [Spektrummerkmale] [Temperaturindex],

Die folgenden Unterklassen sind definiert:

  • DA - Linien der Balmer-Reihe von Wasserstoff sind im Spektrum vorhanden, Heliumlinien werden nicht beobachtet;
  • DB - Helium He I-Linien sind im Spektrum vorhanden, Wasserstoff- oder Metalllinien fehlen;
  • DC - kontinuierliches Spektrum ohne Absorptionslinien;
  • DO - starke Helium-He II-Linien sind im Spektrum vorhanden, He I- und H-Linien können ebenfalls vorhanden sein;
  • DZ - nur Metallleitungen, keine H- oder He-Leitungen;
  • DQ – Kohlenstofflinien, einschließlich molekularem C 2 ;

und spektrale Merkmale:

  • P - beobachtete Polarisation von Licht in einem Magnetfeld;
  • H-Polarisation in Gegenwart eines Magnetfelds wird nicht beobachtet;
  • V - Sterne vom Typ ZZ Keta oder andere veränderliche Weiße Zwerge;
  • X - Eigenartige oder nicht klassifizierte Spektren.

Die Evolution der Weißen Zwerge

Weiße Zwerge beginnen ihre Entwicklung als freigelegte entartete Kerne roter Riesen, die ihre Hülle abgeworfen haben – das heißt, als Zentralsterne junger planetarischer Nebel. Die Temperaturen der Photosphären der Kerne junger planetarischer Nebel sind extrem hoch – zum Beispiel reicht die Temperatur des Zentralsterns des Nebels NGC 7293 von 90.000 K (geschätzt aus Absorptionslinien) bis 130.000 K (geschätzt aus einer Röntgenaufnahme). Spektrum). Bei solchen Temperaturen besteht der größte Teil des Spektrums aus hartem Ultraviolett und weichen Röntgenstrahlen.

Gleichzeitig sind die beobachteten Weißen Zwerge in ihren Spektren hauptsächlich in zwei große Gruppen unterteilt - "Wasserstoff" -Spektraltyp DA, in dessen Spektren es keine Heliumlinien gibt, die ~ 80% der Population der Weißen Zwerge ausmachen , und "Helium" Spektraltyp DB ohne Wasserstofflinien in Spektren, die den größten Teil der verbleibenden 20% der Bevölkerung ausmachen. Der Grund für diese unterschiedliche Zusammensetzung der Atmosphären von Weißen Zwergen blieb lange unklar. 1984 erwog Iko Iben Szenarien für den „Austritt“ von Weißen Zwergen aus pulsierenden Roten Riesen, die sich auf dem asymptotischen „Riesen“-Zweig befinden, in verschiedenen Phasen der Pulsation. Rote Riesen mit Massen bis zu zehn Sonnenmassen bilden im Spätstadium der Evolution durch das „Ausbrennen“ des Heliumkerns einen entarteten Kern, der hauptsächlich aus Kohlenstoff und schwereren Elementen besteht, umgeben von einem nicht entarteten Kern Heliumblechquelle, in der eine dreifache Heliumreaktion stattfindet. Darüber wiederum befindet sich eine geschichtete Wasserstoffquelle, in der thermonukleare Reaktionen des Bethe-Zyklus der Wasserstoffumwandlung in Helium, umgeben von einer Wasserstoffhülle, ablaufen; somit ist die externe Wasserstoffschichtquelle der "Erzeuger" von Helium für die Heliumschichtquelle. Die Verbrennung von Helium in einer geschichteten Quelle unterliegt aufgrund seiner extrem hohen Temperaturabhängigkeit einer thermischen Instabilität, und dies wird durch die höhere Wasserstoff-zu-Helium-Umwandlungsrate im Vergleich zur Helium-Abbrennrate verschlimmert; Das Ergebnis ist die Ansammlung von Helium, seine Kompression bis zum Beginn der Degeneration, ein starker Anstieg der Geschwindigkeit der dreifachen Heliumreaktion und der Entwicklung geschichteter Heliumblitz.

In extrem kurzer Zeit (~30 Jahre) nimmt die Leuchtkraft der Heliumquelle so stark zu, dass die Heliumverbrennung in den konvektiven Bereich übergeht, die Schicht sich ausdehnt und die Wasserstoffschichtquelle nach außen drückt, was zu ihrer Abkühlung und dem Aufhören von Wasserstoff führt Verbrennung. Nachdem das überschüssige Helium während des Ausbruchs ausgebrannt ist, nimmt die Leuchtkraft der Heliumschicht ab, die äußeren Wasserstoffschichten des Roten Riesen schrumpfen und die Wasserstoffschichtquelle wird erneut gezündet.

Iben schlug vor, dass ein pulsierender roter Riese seine Hülle abwerfen und einen planetarischen Nebel bilden könnte, sowohl in der Heliumblitzphase als auch in der Ruhephase mit einer aktiven geschichteten Wasserstoffquelle, und da die Hüllentrennfläche von der Phase abhängt, wenn die Hülle wird während eines Heliumblitzes vergossen, wird ein „Helium“-Weißer Zwerg vom Spektraltyp DB freigelegt, und wenn die Hülle von einem Riesen mit einer aktiven Wasserstoffquelle ausgestoßen wird, wird ein „Wasserstoff“-Zwerg DA freigelegt; die Dauer des Heliumblitzes beträgt etwa 20% der Dauer des Pulsationszyklus, was das Verhältnis von Wasserstoff- und Heliumzwergen DA:DB ~ 80:20 erklärt.

Große Sterne (7-10 Mal schwerer als die Sonne) „verbrennen“ irgendwann Wasserstoff, Helium und Kohlenstoff und verwandeln sich in Weiße Zwerge mit einem sauerstoffreichen Kern. Die Sterne SDSS 0922+2928 und SDSS 1102+2054 mit sauerstoffhaltiger Atmosphäre bestätigen dies.

Da Weißen Zwergen ihre eigenen thermonuklearen Energiequellen entzogen werden, strahlen sie auf Kosten ihrer Wärmereserven. Die Strahlungsleistung eines absolut schwarzen Körpers (integrierte Leistung über das gesamte Spektrum) pro Flächeneinheit ist proportional zur vierten Potenz der Körpertemperatur:

j = σ T 4 , (\displaystyle j=\sigma T^(4),)

wo j (\ displaystyle j) ist die Leistung pro Flächeneinheit der strahlenden Oberfläche und σ (\displaystyle\sigma)- konstant Stefan - Boltzmann .

Wie bereits erwähnt, geht die Temperatur nicht in die Zustandsgleichung eines entarteten Elektronengases ein, d. h. der Radius eines Weißen Zwergs und die strahlende Fläche bleiben unverändert: folglich gibt es für Weiße Zwerge erstens keine Masse- Leuchtkraftabhängigkeit, aber eine Alters-Leuchtkraft-Abhängigkeit gibt es nur von der Temperatur, nicht aber von der Fläche der strahlenden Oberfläche), und zweitens müssen superheiße junge Weiße Zwerge ziemlich schnell abkühlen, da der Strahlungsfluss und dementsprechend die Abkühlrate, ist proportional zur vierten Potenz der Temperatur.

Letztendlich muss sich jeder Weiße Zwerg nach zig Milliarden Jahren Abkühlung in einen sogenannten Schwarzen Zwerg verwandeln (der kein sichtbares Licht aussendet). Obwohl bisher keine derartigen Objekte im Universum beobachtet wurden (nach einigen [ was?]-Berechnungen benötigt ein Weißer Zwerg mindestens 10 15 Jahre, um auf eine Temperatur von 5 K abzukühlen), da seit der Entstehung der ersten Sterne im Universum (nach modernen Vorstellungen) etwa 13 Milliarden Jahre verstrichen sind , aber einige Weiße Zwerge sind bereits auf Temperaturen unter 4000 Kelvin abgekühlt (zum Beispiel Weiße Zwerge WD 0346+246 und SDSS J110217, 48+411315.4 mit Temperaturen von 3700-3800 K und Spektraltyp M0 in einer Entfernung von etwa 100 Lichtjahren von die Sonne), was zusammen mit ihrer geringen Größe ihre Erkennung sehr schwierig macht.

Astronomische Phänomene mit Weißen Zwergen

Röntgenstrahlung von Weißen Zwergen

Die Oberflächentemperatur von jungen Weißen Zwergen, isotropen Sternkernen nach dem Schalenauswurf, ist sehr hoch - mehr als 2⋅10 5 K , fällt jedoch aufgrund der Strahlung von der Oberfläche ziemlich schnell ab. Solche sehr jungen Weißen Zwerge werden im Röntgenbereich beobachtet (z. B. Beobachtungen des Weißen Zwergs HZ 43 durch den Satelliten ROSAT). Im Röntgenbereich übertrifft die Leuchtkraft von Weißen Zwergen die Leuchtkraft von Hauptreihensternen: Als Illustration können Bilder von Sirius dienen, die mit dem Chandra-Röntgenteleskop (siehe Abb. 10) aufgenommen wurden - auf ihnen der Weiße Zwerg Sirius B sieht heller aus als Sirius A der Spektralklasse A1, die im optischen Bereich ~ 10.000-mal heller ist als Sirius B.

Die Oberflächentemperatur der heißesten Weißen Zwerge beträgt 7⋅10 4 K , die kältesten weniger als 4⋅10 3 K (siehe z. B. Star van Maanen und WD 0346+246 mit SDSS J110217, 48+411315.4 Spektraltyp M0) .

Ein Merkmal der Strahlung von Weißen Zwergen im Röntgenbereich ist die Tatsache, dass die Hauptquelle der Röntgenstrahlung für sie die Photosphäre ist, die sie scharf von "normalen" Sternen unterscheidet: Bei letzteren emittiert die Krone X -Strahlen, auf mehrere Millionen Kelvin aufgeheizt, und die Temperatur der Photosphäre ist zu niedrig für die Emission von Röntgenstrahlen.

Akkretion auf Weiße Zwerge in Doppelsternsystemen

Während der Entwicklung von Sternen unterschiedlicher Masse in Doppelsystemen sind die Entwicklungsraten der Komponenten nicht gleich, während sich die massereichere Komponente zu einem Weißen Zwerg entwickeln kann, während die weniger massereiche zu diesem Zeitpunkt auf der Hauptreihe verbleiben kann . Wenn wiederum die weniger massereiche Komponente während der Evolution die Hauptreihe verlässt und sich zum Ast des Roten Riesen bewegt, beginnt die Größe des sich entwickelnden Sterns zu wachsen, bis er seinen Roche-Lappen ausfüllt. Da die Roche-Keulen der Komponenten des Doppelsternsystems am Lagrange-Punkt L 1 in Kontakt stehen, wird in diesem Stadium der Entwicklung der weniger massiven Komponente durch den Punkt L 1 der Materiefluss vom Roten Riesen zu Beginn des Roche-Lappens des Weißen Zwergs und weitere Akkretion von wasserstoffreicher Materie auf seiner Oberfläche (siehe Abb. 11), was zu einer Reihe von astronomischen Phänomenen führt:

  • Nichtstationäre Akkretion auf Weiße Zwerge, wenn der Begleiter ein massereicher Roter Zwerg ist, führt zur Entstehung von Zwergnovae (Sterne vom Typ U Gem (UG)) und novaähnlichen katastrophalen veränderlichen Sternen .
  • Akkretion auf Weiße Zwerge, die ein starkes Magnetfeld haben, ist auf die Region der Magnetpole des Weißen Zwergs gerichtet, und der Zyklotron-Strahlungsmechanismus des akkretierenden Plasmas in den polnahen Regionen des Magnetfelds des Zwergs verursacht ein starkes Polarisation der Strahlung im sichtbaren Bereich (Polare und Zwischenpolare).
  • Die Akkretion von wasserstoffreicher Materie auf Weißen Zwergen führt zu ihrer Ansammlung an der Oberfläche (hauptsächlich aus Helium bestehend) und zu einer Erwärmung auf die Temperaturen der Helium-Fusionsreaktion, was im Falle einer thermischen Instabilität zu einer als Blitz beobachteten Explosion führt

Wenn Sie den Nachthimmel genau betrachten, können Sie leicht feststellen, dass die Sterne, die uns betrachten, unterschiedliche Farben haben. Bläulich, weiß, rot leuchten sie gleichmäßig oder flackern wie eine Weihnachtsbaumgirlande. In einem Teleskop werden Farbunterschiede deutlicher. Der Grund für diese Vielfalt liegt in der Temperatur der Photosphäre. Und entgegen einer logischen Annahme sind die heißesten nicht rote, sondern blaue, weiß-blaue und weiße Sterne. Aber der Reihe nach.

Spektrale Klassifizierung

Sterne sind riesige heiße Gasbälle. Wie wir sie von der Erde aus sehen, hängt von vielen Parametern ab. Zum Beispiel funkeln Sterne nicht wirklich. Es ist sehr leicht, sich davon zu überzeugen: Es genügt, sich an die Sonne zu erinnern. Der Flimmereffekt entsteht dadurch, dass das Licht, das von kosmischen Körpern zu uns kommt, das interstellare Medium voller Staub und Gas überwindet. Eine andere Sache ist die Farbe. Sie ist eine Folge der Erwärmung der Schalen (insbesondere der Photosphäre) auf bestimmte Temperaturen. Die wahre Farbe kann von der sichtbaren abweichen, aber der Unterschied ist normalerweise gering.

Heute wird die Harvard-Spektralklassifikation von Sternen auf der ganzen Welt verwendet. Es ist eine Temperaturmessung und basiert auf der Form und relativen Intensität der Spektrallinien. Jede Klasse entspricht den Sternen einer bestimmten Farbe. Die Klassifikation wurde 1890-1924 am Harvard Observatory entwickelt.

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Es gibt sieben Hauptspektralklassen: O-B-A-F-G-K-M. Diese Sequenz spiegelt eine allmähliche Abnahme der Temperatur wider (von O nach M). Um sich daran zu erinnern, gibt es spezielle mnemotechnische Formeln. Auf Russisch klingt einer davon so: "One Shaved Englishman Chewed Dates Like Carrots." Zwei weitere werden zu diesen Klassen hinzugefügt. Die Buchstaben C und S bezeichnen kalte Leuchten mit Metalloxidbanden im Spektrum. Betrachten Sie die Sternklassen genauer:

  • Klasse O zeichnet sich durch die höchste Oberflächentemperatur aus (von 30 bis 60.000 Kelvin). Sterne dieses Typs übertreffen die Masse der Sonne um das 60-fache und den Radius um das 15-fache. Ihre sichtbare Farbe ist blau. In Sachen Leuchtkraft sind sie unserem Stern mehr als eine Million Mal voraus. Der zu dieser Klasse gehörende blaue Stern HD93129A zeichnet sich durch eine der höchsten Leuchtkraft unter den bekannten kosmischen Körpern aus. Laut diesem Indikator ist es der Sonne 5 Millionen Mal voraus. Der blaue Stern befindet sich in einer Entfernung von 7,5 Tausend Lichtjahren von uns.
  • Klasse B hat eine Temperatur von 10-30.000 Kelvin, eine Masse, die 18-mal größer ist als der gleiche Parameter der Sonne. Dies sind weiß-blaue und weiße Sterne. Ihr Radius ist 7-mal größer als der der Sonne.
  • Klasse A ist durch eine Temperatur von 7,5 bis 10.000 Kelvin, einen Radius und eine Masse gekennzeichnet, die das 2,1- bzw. 3,1-fache der ähnlichen Parameter der Sonne überschreiten. Das sind weiße Sterne.
  • Klasse F: Temperatur 6000-7500 K. Die Masse ist 1,7-mal größer als die Sonne, der Radius beträgt 1,3. Von der Erde aus sehen solche Sterne auch weiß aus, ihre wahre Farbe ist gelblich-weiß.
  • Klasse G: Temperatur 5-6 Tausend Kelvin. Die Sonne gehört zu dieser Klasse. Die sichtbare und wahre Farbe solcher Sterne ist gelb.
  • Klasse K: Temperatur 3500-5000 K. Der Radius und die Masse sind kleiner als die Sonne, sie betragen 0,9 und 0,8 der entsprechenden Parameter des Sterns. Die Farbe dieser Sterne von der Erde aus gesehen ist gelblich-orange.
  • Klasse M: Temperatur 2-3,5 Tausend Kelvin. Die Masse und der Radius sind 0,3 und 0,4 der ähnlichen Parameter der Sonne. Von der Oberfläche unseres Planeten sehen sie rot-orange aus. Beta-Andromedae und Alpha-Pfifferlinge gehören zur M-Klasse. Der leuchtend rote Stern, der vielen bekannt ist, ist Beteigeuze (Alpha Orionis). Am besten sucht man ihn im Winter am Himmel. Der rote Stern befindet sich oben und leicht links

Jede Klasse ist in Unterklassen von 0 bis 9 unterteilt, dh von der heißesten bis zur kältesten. Die Anzahl der Sterne zeigt die Zugehörigkeit zu einem bestimmten Spektraltyp und den Grad der Erwärmung der Photosphäre im Vergleich zu anderen Leuchten in der Gruppe. Zum Beispiel gehört die Sonne zur Klasse G2.

visuelles Weiß

Daher können die Sternklassen B bis F von der Erde aus weiß aussehen. Und nur Gegenstände, die zum A-Typ gehören, haben tatsächlich diese Färbung. So erscheinen die Sterne Saif (das Sternbild Orion) und Algol (Beta Perseus) einem Beobachter, der nicht mit einem Teleskop bewaffnet ist, weiß. Sie gehören zur Spektralklasse B. Ihre wahre Farbe ist blau-weiß. Ebenfalls weiß erscheinen Mythrax und Procyon, die hellsten Sterne in den Himmelszeichnungen von Perseus und Canis Minor. Ihre wahre Farbe ist jedoch eher gelb (Klasse F).

Warum sind Sterne für einen irdischen Beobachter weiß? Die Farbe wird aufgrund der großen Entfernung verzerrt, die unseren Planeten von ähnlichen Objekten trennt, sowie von voluminösen Staub- und Gaswolken, die oft im Weltraum zu finden sind.

Klasse a

Weiße Sterne zeichnen sich durch eine nicht so hohe Temperatur aus wie Vertreter der Klassen O und B. Ihre Photosphäre erwärmt sich auf 7,5 bis 10.000 Kelvin. Sterne der Spektralklasse A sind viel größer als die Sonne. Ihre Leuchtkraft ist auch größer - etwa 80-mal.

In den Spektren von A-Sternen sind Wasserstofflinien der Balmer-Reihe stark ausgeprägt. Die Linien anderer Elemente sind merklich schwächer, aber sie werden signifikanter, wenn Sie von der Unterklasse A0 zu A9 wechseln. Riesen und Überriesen der Spektralklasse A zeichnen sich durch etwas weniger ausgeprägte Wasserstofflinien aus als Hauptreihensterne. Bei diesen Leuchten machen sich die Schwermetalllinien deutlicher bemerkbar.

Viele eigenartige Sterne gehören zur Spektralklasse A. Dieser Begriff bezieht sich auf Leuchten, die auffällige Merkmale im Spektrum und in physikalischen Parametern aufweisen, was ihre Klassifizierung erschwert. So zeichnen sich zum Beispiel eher seltene Sterne vom Lambda-Typ Bootes durch einen Mangel an Schwermetallen und eine sehr langsame Rotation aus. Zu den besonderen Leuchten gehören auch Weiße Zwerge.

Klasse A umfasst so helle Objekte am Nachthimmel wie Sirius, Menkalinan, Aliot, Castor und andere. Lernen wir sie besser kennen.

Alpha Canis Major

Sirius ist der hellste, wenn auch nicht der nächste Stern am Himmel. Seine Entfernung beträgt 8,6 Lichtjahre. Für einen irdischen Beobachter erscheint es so hell, weil es eine beeindruckende Größe hat und doch nicht so weit entfernt ist wie viele andere große und helle Objekte. Der sonnennächste Stern ist Sirius in dieser Liste auf dem fünften Platz.

Es bezieht sich auf und ist ein System aus zwei Komponenten. Sirius A und Sirius B sind durch 20 astronomische Einheiten getrennt und rotieren mit einem Zeitraum von knapp 50 Jahren. Die erste Komponente des Systems, ein Hauptreihenstern, gehört zum Spektraltyp A1. Seine Masse ist doppelt so groß wie die der Sonne und sein Radius beträgt das 1,7-fache. Es kann mit bloßem Auge von der Erde aus beobachtet werden.

Die zweite Komponente des Systems ist ein Weißer Zwerg. Der Stern Sirius B hat fast die gleiche Masse wie unsere Leuchte, was für solche Objekte nicht typisch ist. Typischerweise sind Weiße Zwerge durch eine Masse von 0,6-0,7 Sonnenmassen gekennzeichnet. Gleichzeitig kommen die Dimensionen von Sirius B denen der Erde nahe. Es wird angenommen, dass für diesen Stern vor etwa 120 Millionen Jahren das Stadium der Weißen Zwerge begann. Als sich Sirius B auf der Hauptreihe befand, war es wahrscheinlich ein Koryphäe mit einer Masse von 5 Sonnenmassen und gehörte zur Spektralklasse B.

Laut Wissenschaftlern wird Sirius A in etwa 660 Millionen Jahren in die nächste Evolutionsstufe übergehen. Dann verwandelt es sich in einen roten Riesen und wenig später in einen weißen Zwerg, wie sein Begleiter.

Alpha-Adler

Wie Sirius sind viele weiße Sterne, deren Namen unten angegeben sind, aufgrund ihrer Helligkeit und häufigen Erwähnung auf den Seiten der Science-Fiction-Literatur nicht nur astronomiebegeisterten Menschen bekannt. Altair ist eine dieser Koryphäen. Alpha Eagle findet sich zum Beispiel in Steven King. Am Nachthimmel ist dieser Stern aufgrund seiner Helligkeit und relativ geringen Nähe gut sichtbar. Die Entfernung zwischen Sonne und Altair beträgt 16,8 Lichtjahre. Von den Sternen der Spektralklasse A ist uns nur Sirius näher.

Altair ist 1,8-mal so massereich wie die Sonne. Sein charakteristisches Merkmal ist eine sehr schnelle Rotation. Der Stern dreht sich in weniger als neun Stunden einmal um seine Achse. Die Rotationsgeschwindigkeit in Äquatornähe beträgt 286 km/s. Dadurch wird der „flinke“ Altair von den Stangen plattgedrückt. Außerdem nehmen aufgrund der elliptischen Form die Temperatur und Helligkeit des Sterns von den Polen zum Äquator ab. Dieser Effekt wird als „Schwerkraftverdunklung“ bezeichnet.

Ein weiteres Merkmal von Altair ist, dass sich seine Brillanz im Laufe der Zeit ändert. Es gehört zu den Variablen vom Typ Delta Shield.

Alpha Lyrae

Vega ist nach der Sonne der am besten untersuchte Stern. Alpha Lyrae ist der erste Stern, dessen Spektrum bestimmt wurde. Sie wurde auch die zweite Koryphäe nach der Sonne, die auf dem Foto festgehalten wurde. Wega gehörte auch zu den ersten Sternen, zu denen Wissenschaftler die Entfernung mit der Parlax-Methode maßen. Lange Zeit wurde die Helligkeit des Sterns bei der Bestimmung der Helligkeit anderer Objekte mit 0 angenommen.

Lyras Alpha ist sowohl dem Amateurastronomen als auch dem einfachen Beobachter gut bekannt. Er ist der fünfthellste unter den Sternen und gehört zusammen mit Altair und Deneb zum Asterismus des Sommerdreiecks.

Die Entfernung von der Sonne zur Wega beträgt 25,3 Lichtjahre. Sein äquatorialer Radius und seine Masse sind 2,78- bzw. 2,3-mal größer als die ähnlichen Parameter unseres Sterns. Die Form eines Sterns ist weit davon entfernt, eine perfekte Kugel zu sein. Der Durchmesser am Äquator ist deutlich größer als an den Polen. Der Grund ist die enorme Rotationsgeschwindigkeit. Am Äquator erreicht es 274 km / s (für die Sonne beträgt dieser Parameter etwas mehr als zwei Kilometer pro Sekunde).

Eines der Merkmale von Vega ist die Staubscheibe, die es umgibt. Vermutlich entstand es durch eine Vielzahl von Kollisionen von Kometen und Meteoriten. Die Staubscheibe dreht sich um den Stern und wird durch seine Strahlung erhitzt. Dadurch erhöht sich die Intensität der Infrarotstrahlung von Vega. Vor nicht allzu langer Zeit wurden Asymmetrien in der Scheibe entdeckt. Ihre wahrscheinliche Erklärung ist, dass der Stern mindestens einen Planeten hat.

Alpha-Zwillinge

Das zweithellste Objekt im Sternbild Zwillinge ist Castor. Er gehört wie die bisherigen Koryphäen zur Spektralklasse A. Castor ist einer der hellsten Sterne am Nachthimmel. In der entsprechenden Liste steht er auf Platz 23.

Castor ist ein Mehrfachsystem, das aus sechs Komponenten besteht. Die beiden Hauptelemente (Castor A und Castor B) kreisen um einen gemeinsamen Schwerpunkt mit einer Periode von 350 Jahren. Jeder der beiden Sterne ist ein spektrales Binärsystem. Die Komponenten Castor A und Castor B sind weniger hell und gehören vermutlich zur Spektralklasse M.

Castor C wurde nicht sofort mit dem System verbunden. Ursprünglich wurde es als unabhängiger Stern YY Gemini bezeichnet. Bei der Erforschung dieser Himmelsregion wurde bekannt, dass diese Leuchte physikalisch mit dem Castor-System verbunden war. Der Stern dreht sich um einen allen Komponenten gemeinsamen Massenschwerpunkt mit einer Periode von mehreren zehntausend Jahren und ist auch ein spektraler Doppelstern.

Beta Aurigae

Die Himmelszeichnung des Wagenlenkers umfasst etwa 150 "Punkte", viele davon sind weiße Sterne. Die Namen der Koryphäen werden einer Person, die weit von der Astronomie entfernt ist, wenig sagen, aber das ändert nichts an ihrer Bedeutung für die Wissenschaft. Das hellste Objekt im Himmelsmuster, das zur Spektralklasse A gehört, ist Mencalinan oder Beta Aurigae. Der Name des Sterns bedeutet auf Arabisch "Schulter des Besitzers der Zügel".

Mencalinan ist ein ternäres System. Seine beiden Komponenten sind Unterriesen der Spektralklasse A. Die Helligkeit jeder von ihnen übersteigt den ähnlichen Parameter der Sonne um das 48-fache. Sie sind durch einen Abstand von 0,08 astronomischen Einheiten voneinander getrennt. Die dritte Komponente ist ein Roter Zwerg in einer Entfernung von 330 AE von dem Paar. e.

Epsilon Ursa Major

Der hellste „Punkt“ im vielleicht berühmtesten Sternbild des Nordhimmels (Ursa Major) ist Aliot, ebenfalls zur Klasse A gehörend. Die scheinbare Helligkeit beträgt 1,76. In der Liste der hellsten Koryphäen belegt der Stern den 33. Platz. Alioth tritt in den Asterismus des Großen Wagens ein und befindet sich näher an der Schale als andere Koryphäen.

Das Aliot-Spektrum ist durch ungewöhnliche Linien gekennzeichnet, die mit einer Periode von 5,1 Tagen schwanken. Es wird angenommen, dass die Merkmale mit dem Einfluss des Magnetfelds des Sterns zusammenhängen. Schwankungen im Spektrum können nach neuesten Daten durch die Nähe eines kosmischen Körpers mit einer Masse von fast 15 Jupitermassen auftreten. Ob dem so ist, ist noch ein Rätsel. Sie, wie andere Geheimnisse der Sterne, versuchen Astronomen jeden Tag zu verstehen.

Weiße Zwerge

Die Geschichte über weiße Sterne wäre unvollständig, wenn wir nicht jenes Stadium in der Entwicklung der Sterne erwähnen, das als "weißer Zwerg" bezeichnet wird. Solche Objekte erhielten ihren Namen aufgrund der Tatsache, dass die ersten von ihnen entdeckten zur Spektralklasse A gehörten. Es waren Sirius B und 40 Eridani B. Heute werden Weiße Zwerge als eine der Optionen für das letzte Lebensstadium eines Sterns bezeichnet.

Lassen Sie uns näher auf den Lebenszyklus der Leuchten eingehen.

Sternenentwicklung

Sterne werden nicht in einer Nacht geboren: Jeder von ihnen durchläuft mehrere Stadien. Zunächst beginnt eine Wolke aus Gas und Staub unter ihrem eigenen Einfluss zu schrumpfen und nimmt langsam die Form einer Kugel an, während die Energie der Schwerkraft in Wärme umgewandelt wird - die Temperatur des Objekts steigt. In dem Moment, in dem es einen Wert von 20 Millionen Kelvin erreicht, beginnt die Reaktion der Kernfusion. Diese Phase gilt als Beginn des Lebens eines vollwertigen Stars.

Sonnen verbringen die meiste Zeit mit der Hauptsequenz. Wasserstoffkreislaufreaktionen finden in ihren Tiefen ständig statt. Die Temperatur der Sterne kann variieren. Wenn der gesamte Wasserstoff im Kern aufhört, beginnt eine neue Evolutionsstufe. Jetzt ist Helium der Brennstoff. Gleichzeitig beginnt der Stern sich auszudehnen. Seine Leuchtkraft nimmt zu, während die Oberflächentemperatur dagegen abnimmt. Der Stern verlässt die Hauptreihe und wird zum Roten Riesen.

Die Masse des Heliumkerns nimmt allmählich zu und beginnt unter seinem eigenen Gewicht zu schrumpfen. Die Rote-Riesen-Etappe endet viel schneller als die vorherige. Der Weg, den die weitere Evolution nehmen wird, hängt von der Anfangsmasse des Objekts ab. Massearme Sterne auf der Stufe des Roten Riesen beginnen anzuschwellen. Als Ergebnis dieses Prozesses wirft das Objekt seine Hüllen ab. Der nackte Kern des Sterns wird ebenfalls gebildet. In einem solchen Kern laufen alle Fusionsreaktionen ab. Er wird Heliumweißer Zwerg genannt. Massivere Rote Riesen (bis zu einer bestimmten Grenze) entwickeln sich zu Kohlenstoffweißen Zwergen. Sie haben schwerere Elemente als Helium in ihren Kernen.

Eigenschaften

Weiße Zwerge sind Körper, deren Masse normalerweise der Sonne sehr nahe kommt. Gleichzeitig entspricht ihre Größe der Erde. Die kolossale Dichte dieser kosmischen Körper und die in ihrer Tiefe ablaufenden Prozesse sind aus Sicht der klassischen Physik unerklärlich. Die Geheimnisse der Sterne halfen, die Quantenmechanik aufzudecken.

Die Substanz der Weißen Zwerge ist ein Elektron-Kern-Plasma. Es ist fast unmöglich, es selbst in einem Labor zu entwerfen. Daher bleiben viele Eigenschaften solcher Objekte unverständlich.

Selbst wenn Sie die ganze Nacht die Sterne beobachten, werden Sie ohne spezielle Ausrüstung nicht mindestens einen Weißen Zwerg entdecken können. Ihre Leuchtkraft ist viel geringer als die der Sonne. Wissenschaftlern zufolge machen Weiße Zwerge etwa 3 bis 10 % aller Objekte in der Galaxis aus. Bisher wurden jedoch nur diejenigen von ihnen gefunden, die sich nicht weiter als 200-300 Parsec von der Erde entfernt befinden.

Weiße Zwerge entwickeln sich weiter. Unmittelbar nach der Bildung haben sie eine hohe Oberflächentemperatur, kühlen aber schnell ab. Der Theorie zufolge verwandelt sich ein Weißer Zwerg einige zehn Milliarden Jahre nach seiner Entstehung in einen Schwarzen Zwerg – einen Körper, der kein sichtbares Licht aussendet.

Ein weißer, roter oder blauer Stern unterscheidet sich für den Betrachter vor allem durch die Farbe. Der Astronom schaut tiefer. Farbe sagt für ihn sofort viel über die Temperatur, Größe und Masse des Objekts aus. Ein blauer oder hellblauer Stern ist ein riesiger heißer Ball, der der Sonne in jeder Hinsicht weit voraus ist. Etwas kleiner sind weiße Leuchten, von denen Beispiele im Artikel beschrieben sind. Auch Sternzahlen in diversen Katalogen sagen Profis viel, aber nicht alles. Eine große Menge an Informationen über das Leben entfernter Weltraumobjekte wurde entweder noch nicht erklärt oder noch nicht einmal entdeckt.

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