Mistä valkoiset kääpiöt tulevat?

Se, mitä tähdestä tulee sen elämänpolun lopussa, riippuu tähdellä syntyessään olevasta massasta. Tähdet, joilla oli alun perin suuri massa, päätyvät mustiksi aukoksi ja neutronitähdiksi. Tähdistä, joiden massa on pieni tai keskikokoinen (joiden massa on alle 8 auringon massaa), tulee valkoisia kääpiöitä. Tyypillinen valkoinen kääpiö on noin Auringon massa ja hieman suurempi kuin Maa. Valkoinen kääpiö on yksi tiheimmistä aineen muodoista, jonka tiheydellä ylittävät vain neutronitähdet ja mustat aukot.

Keskimassaiset tähdet, kuten aurinkomme, elävät muuntamalla ytimensä vedyn heliumiksi. Tämä prosessi tapahtuu Auringossa tällä hetkellä. Auringon vedyn heliumin fuusiossa tuottama energia luo sisäistä painetta. Seuraavien 5 miljardin vuoden aikana Aurinko käyttää vetyvarastonsa loppuun ytimellään.

Tähtiä voi verrata painekattilaan. Kun suljettua astiaa kuumennetaan, paine kasvaa. Samanlaista tapahtuu Auringossa, tiukasti ottaen aurinkoa ei voida kutsua hermeettiseksi säiliöksi. Painovoima vaikuttaa tähden aineeseen yrittäen puristaa sitä, ja ytimessä olevan kuuman kaasun luoma paine yrittää laajentaa tähteä. Paineen ja painovoiman välinen tasapaino on erittäin herkkä.
Kun Auringosta loppuu vety, tämä tasapaino alkaa hallita painovoimaa ja tähti alkaa kutistua. Puristuksen aikana tapahtuu kuitenkin kuumenemista ja osa tähden ulkokerroksiin jäävästä vedystä alkaa palaa. Tämä palava vedyn kuori laajentaa tähden ulkokerroksia. Kun tämä tapahtuu, Auringosta tulee punainen jättiläinen, se tulee niin suureksi, että Merkurius nielee kokonaan. Kun tähti kasvaa, se jäähtyy. Punaisen jättiläisen ytimen lämpötila kuitenkin nousee, kunnes se on tarpeeksi korkea sytyttääkseen heliumin (syntetisoituu vedystä). Lopulta helium muuttuu hiileksi ja raskaammiksi alkuaineiksi. Vaihe, jossa aurinko on punainen jättiläinen, kestää 1 miljardi vuotta, kun taas vedyn polttovaihe kestää 10 miljardia.

Pallomainen klusteri M4. Maan päällä oleva optinen kuva (vasemmalla) ja Hubble-kuva (oikealla). Valkoiset kääpiöt on merkitty ympyröillä. Viite: Harvey Richer (British Columbian yliopisto, Vancouver, Kanada), M. Bolte (Kalifornian yliopisto, Santa Cruz) ja NASA/ESA

Tiedämme jo, että keskimassaisista tähdistä, kuten aurinkomme, tulee punaisia ​​jättiläisiä. Mutta mitä tapahtuu seuraavaksi? Punainen jättiläisemme tuottaa hiiltä heliumista. Kun helium loppuu, ydin ei ole tarpeeksi kuuma alkaakseen polttaa hiiltä. Mitä nyt?

Koska Aurinko ei ole tarpeeksi kuuma hiilen palamiseen, painovoima ottaa jälleen vallan. Kun tähti supistuu, energiaa vapautuu, mikä johtaa tähden kuoren laajenemiseen edelleen. Nyt tähti on vielä suurempi kuin ennen! Aurinkomme säteestä tulee suurempi kuin Maan kiertoradan säde!

Tänä aikana Aurinko muuttuu epävakaaksi ja menettää substanssinsa. Tämä jatkuu, kunnes tähti on täysin luopunut uloimmista kerroksistaan. Tähden ydin pysyy ehjänä ja siitä tulee valkoinen kääpiö. Valkoista kääpiötä ympäröi laajeneva kaasukuori, jota kutsutaan planetaariseksi sumuksi. Sumuja kutsutaan planetaariseksi, koska varhaiset tarkkailijat luulivat niiden näyttävän Uranuksen ja Neptunuksen planeetoilta. On olemassa useita planetaarisia sumuja, jotka voidaan nähdä amatööriteleskoopilla. Noin puolessa niistä näkyy valkoinen kääpiö keskellä melko vaatimattomalla kaukoputkella.

Planetaarinen sumu on merkki keskimääräisen massatähden siirtymisestä punaisen jättiläisen vaiheesta valkoisen kääpiön vaiheeseen. Aurinkoamme massaltaan verrattavat tähdet muuttuvat valkoisiksi kääpiöiksi noin 75 000 vuodessa, ja ne vähitellen irrottavat kuoritaan. Lopulta, kuten aurinkomme, ne jäähtyvät vähitellen ja muuttuvat mustiksi hiilimöykkyiksi, prosessi, joka kestää noin 10 miljardia vuotta.

Valkoisten kääpiöiden havaintoja

On olemassa useita tapoja tarkkailla valkoisia kääpiöitä. Ensimmäinen löydetty valkoinen kääpiö on Siriuksen seuralainen, Canis Majorin tähdistössä oleva kirkas tähti. Vuonna 1844 tähtitieteilijä Friedrich Bessel huomasi Siriuksessa heikkoja eteenpäin- ja taaksepäinliikkeitä, ikään kuin näkymätön esine pyörisi hänen ympärillään. Vuonna 1863 optikko ja teleskooppisuunnittelija Elvan Clark löysi tämän salaperäisen esineen. Seuralainen tähti tunnistettiin myöhemmin valkoiseksi kääpiöksi. Tämä pari tunnetaan nykyään nimellä Sirius A ja Sirius B, missä B on valkoinen kääpiö. Tämän järjestelmän kiertoaika on 50 vuotta.

Nuoli osoittaa valkoista kääpiötä, Sirius B:tä, suuremman Sirius A:n vieressä. Viite: McDonald Observatory, NASA/SAO/CXC)

Koska valkoiset kääpiöt ovat hyvin pieniä ja siksi niitä on vaikea havaita, binäärijärjestelmät ovat yksi tapa havaita ne. Kuten Siriuksen tapauksessa, jos tähdellä on jonkinlainen selittämätön liike, voidaan havaita, että yksi tähti on itse asiassa monijärjestelmä. Tarkemmin tarkasteltuna voidaan päätellä, onko tähtikumppani valkoinen kääpiö. Hubble-avaruusteleskooppi, jossa on 2,4-metrinen peili ja parannettu optiikka, on onnistuneesti havainnut valkoisia kääpiöitä laajakulmaisen planeettakameran avulla. Elokuussa 1995 tällä kameralla havaittiin yli 75 valkoista kääpiötä pallomaisessa M4-joukossa Skorpionin tähdistössä. Nämä valkoiset kääpiöt olivat niin himmeitä, että kirkkain niistä ei loistanut kirkkaammin kuin 100 W:n hehkulamppu kaukana kuusta. M4 sijaitsee 7000 valovuoden etäisyydellä meistä ja on meitä lähin pallomainen tähtijoukko. Sen ikä on noin 14 miljardia vuotta, minkä vuoksi suurin osa tämän joukon tähdistä on elämänsä loppuvaiheessa.

Valkoiset kääpiöt ovat kehittyneitä tähtiä, joiden massa ei ylitä Chandrasekhar-rajaa (maksimimassa, jolla tähti voi esiintyä valkoisena kääpiönä), ja joilla ei ole omia lämpöydinenergian lähteitä. Valkoiset kääpiöt ovat kompakteja tähtiä, joiden massat ovat verrattavissa tai suuremmat kuin Auringon massa, mutta joiden säteet ovat 100 kertaa pienemmät ja vastaavasti bolometriset luminositeetit ovat ~10 000 kertaa pienemmät kuin Auringon. Keskimääräinen aineen tiheys valkoisissa kääpiöissä niiden fotosfäärissä on 105-109 g/cm 3 , mikä on lähes miljoona kertaa suurempi kuin pääsarjan tähtien tiheys. Valkoiset kääpiöt muodostavat esiintyvyyden mukaan eri arvioiden mukaan 3-10 % galaksimme tähtipopulaatiosta. Arvion epävarmuus johtuu kaukaisten valkoisten kääpiöiden havainnoinnin vaikeudesta niiden alhaisen valoisuuden vuoksi.
Valkoiset kääpiöt edustavat Auringon massaa vastaavan pienen tähden evoluution viimeistä vaihetta. Kun kaikki vety palaa loppuun esimerkiksi tähden keskustassa, kuten Auringossamme, sen ydin supistuu suuriksi tiheyksiksi, kun taas ulkokerrokset laajenevat suuresti ja tähti muuttuu yleisen valoisuuden himmenemisen myötä. Sitten sykkivä punainen jättiläinen luopuu verhosta, kun tähden ulkokerrokset ovat löyhästi sidottu kuumaan ja erittäin tiheään keskusytimeen. Myöhemmin tästä kuoresta tulee laajeneva planetaarinen sumu. Kuten näet, punaiset jättiläiset ja valkoiset kääpiöt ovat hyvin läheisiä sukulaisia. Ytimen puristuminen tapahtuu erittäin pieniin kokoihin, mutta se ei kuitenkaan ylitä Chandrasekhar-rajaa, eli tähden massan ylärajaa, jossa se voi esiintyä valkoisena kääpiönä.

Ensimmäinen löydetty valkoinen kääpiö oli tähti 40 Eridani B kolmoisjärjestelmässä 40 Eridani, jonka William Herschel sisällytti kaksoistähtien luetteloon jo vuonna 1785. Henry Norris Russell kiinnitti vuonna 1910 huomion 40 Eridani B:n poikkeuksellisen alhaiseen kirkkauteen sen korkeassa värilämpötilassa, mikä myöhemmin erotti tällaiset tähdet omaan valkoisten kääpiöiden luokkaan.

Toinen löydetty valkoinen kääpiö oli Sirius B - maan taivaan kirkkain tähti. Vuonna 1844 saksalainen tähtitieteilijä ja matemaatikko Friedrich Bessel havaitsi Siriusta tarkkaillessaan tähden pienen poikkeaman suoraviivaisesta liikkeestä ja teki oletuksen, että Siriuksella oli näkymätön massiivinen satelliittitähti. Hänen oletuksensa vahvistettiin jo vuonna 1862, kun amerikkalainen tähtitieteilijä ja teleskooppisuunnittelija Alvan Graham Clark löysi tuolloin suurinta refraktoria säätäessään Siriuksen läheltä himmeän tähden, jota myöhemmin kutsuttiin Sirius B:ksi.

Valkoisella kääpiöllä Sirius B on alhainen kirkkaus, ja gravitaatiokenttä vaikuttaa sen kirkkaaseen kumppaniin melko selvästi, mikä osoittaa, että tällä tähdellä on erittäin pieni säde ja merkittävä massa. Näin ollen ensimmäistä kertaa löydettiin esinetyyppi, jota kutsutaan valkoisiksi kääpiöiksi.

Kolmas löydetty valkoinen kääpiö oli Procyon B. Vuonna 1844 Königsbergin observatorion johtaja Friedrich Bessel havaintotietoja analysoidessaan havaitsi, että Procyon poikkeaa ajoittain, vaikkakin hyvin heikosti, suoraviivaisesta liikeradalta taivaanpallolla. Bessel päätteli, että Procyonilla on oltava läheinen satelliitti. Haalea satelliitti pysyi havaitsemattomana, ja sen massan piti olla melko suuri - vastaavasti Siriuksen ja Procyonin massaan. Vuonna 1896 amerikkalainen tähtitieteilijä D. M. Scheberle löysi Procyon B:n, mikä vahvisti Besselin ennusteen.

Valkoisten kääpiöiden alkuperä

Kaksi ajatusta oli avainasemassa valkoisten kääpiöiden syntyä selitettäessä: tähtitieteilijä Ernst Epikin ajatus, että punaiset jättiläiset muodostuvat pääsekvenssin tähdistä ydinpolttoaineen palamisen seurauksena, ja tähtitieteilijä Vasily Fesenkovin oletus, joka teki pian. toisen maailmansodan jälkeen, että pääsarjan tähtien pitäisi menettää massaa, ja tällä massahäviöllä pitäisi olla merkittävä vaikutus . Nämä oletukset vahvistettiin täysin.

Valkoiset kääpiöt koostuvat hiilestä ja hapesta, joihin on lisätty pieniä vetyä ja heliumia, mutta massiivisten, pitkälle kehittyneiden tähtien ydin voi koostua hapesta, neonista tai magnesiumista. Pääsekvenssin tähtien evoluution aikana vety "poltetaan" - nukleosynteesi, jossa muodostuu heliumia. Tällainen loppuun palaminen johtaa energian vapautumisen lakkaamiseen tähden keskiosissa, puristumiseen ja vastaavasti lämpötilan ja tiheyden nousuun sen ytimessä. Tähtien ytimen lämpötilan ja tiheyden nousu johtaa olosuhteisiin, joissa aktivoituu uusi lämpöydinenergian lähde: heliumin palaminen (kolminkertainen heliumin reaktio tai kolmoisalfa-prosessi), joka on ominaista punaisille jättiläisille ja superjättiläisille.

Valkoisilla kääpiöillä on erittäin suuri tiheys (106 g/cm3). Valkoinen kääpiö on gravitaatiotasapainotilassa ja sen paineen määrää rappeutuneen elektronikaasun paine. Valkoisen kääpiön pintalämpötilat ovat korkeat - 100 000 K - 200 000 K. Valkoisten kääpiöiden massat ovat lähellä Auringon massaa. Valkoisilla kääpiöillä on massa-sädesuhde, ja mitä suurempi massa, sitä pienempi säde. Useimpien valkoisten kääpiöiden säteet ovat verrattavissa Maan säteeseen.

Valkoisen kääpiön elinkaari pysyy sen jälkeen vakaana sen jäähtymiseen asti, jolloin tähti menettää kirkkautensa ja muuttuu näkymättömäksi, siirtyen ns. "" -vaiheeseen - evoluution lopputulokseen, vaikka tämä termi on käytetään yhä harvemmin nykykirjallisuudessa.

Valkoinen kääpiöt - yksi kiehtovimmista aiheista tähtitieteen historiassa: ensimmäistä kertaa löydettiin taivaankappaleita, joiden ominaisuudet ovat hyvin kaukana niistä, joita käsittelemme maan päällä. Ja mitä todennäköisimmin valkoisten kääpiöiden arvoituksen ratkaiseminen loi perustan aineen salaperäisen luonteen tutkimukselle, joka on piilotettu jonnekin universumin eri osiin.

Universumissa on monia valkoisia kääpiöitä. Aikoinaan niitä pidettiin harvinaisina, mutta Mount Palomarin observatoriossa (USA) saatujen valokuvalevyjen huolellinen tutkimus osoitti, että niiden lukumäärä ylittää 1500. Valkoisten kääpiöiden tilatiheys oli mahdollista arvioida: kävi ilmi, että niitä pitäisi olla noin 100 tällaista tähteä. Valkoisten kääpiöiden löytämisen historia juontaa juurensa 1800-luvun alkuun, jolloin Friedrich Wilhelm Bessel, jäljitessään kirkkaimman tähden Siriuksen liikettä, havaitsi, että sen polku ei ole suoraviivainen, vaan sillä on aaltomainen luonne. Tähden oikea liike ei ollut suoraviivaista; se näytti liikkuvan puolelta toiselle, tuskin havaittavasti. Vuoteen 1844 mennessä, noin kymmenen vuotta Siriuksen ensimmäisten havaintojen jälkeen, Bessel totesi tämän Siriuksen vieressä on toinen tähti, joka on näkymätön ja sillä on gravitaatiovaikutus Siriukseen; se paljastuu Siriuksen liikkeen vaihteluista. Vielä mielenkiintoisempaa oli se tosiasia, että jos tumma komponentti todella on olemassa, niin molempien tähtien kiertoaika suhteessa niiden yhteiseen painopisteeseen on noin 50 vuotta.

Pikakelaus eteenpäin vuoteen 1862. ja Saksasta Cambridgeen, Massachusettsiin (USA). Alvan Clark, Yhdysvaltain suurin teleskooppirakentaja, sai Mississippi State Universityn toimeksiannon rakentaa kaukoputken, jossa on 18,5 tuuman (46 cm) objektiivi, josta oli tarkoitus tulla maailman suurin teleskooppi. Clarkin valmistuttua teleskoopin linssin käsittelyyn oli tarpeen tarkistaa, varmistuiko sen pinnan muodon tarvittava tarkkuus. Tätä tarkoitusta varten linssi asennettiin liikkuvaan putkeen ja suunnattiin Siriukselle - kirkkaimpaan tähteen, joka on paras kohde linssien tarkistamiseen ja niiden vikojen havaitsemiseen. Kiinnittäessään teleskooppiputken paikkaa Alvan Clark näki heikon "haamun", joka ilmestyi kaukoputken näkökentän itäreunaan Siriuksen heijastuksessa. Sitten, kun taivaanvahvuus liikkui, Sirius itse tuli näkyviin. Hänen kuvansa oli vääristynyt - vaikutti siltä, ​​että "haamu" oli linssin vika, joka tulisi korjata ennen objektiivin käyttöönottoa. Tämä kaukoputken näkökenttään ilmestynyt himmeä tähti osoittautui kuitenkin Besselin ennustamaksi Siriuksen komponentiksi. Lopuksi on lisättävä, että ensimmäisen maailmansodan puhkeamisen vuoksi Clark-teleskooppia ei koskaan lähetetty Mississippiin - se asennettiin Dearbonin observatorioon lähellä Chicagoa, ja linssiä käytetään tähän päivään asti, mutta erilainen asennus.

Tällä tavalla, Siriuksesta on tullut yleisen mielenkiinnon kohteena ja paljon tutkimusta, koska binäärijärjestelmän fyysiset ominaisuudet ovat kiinnostaneet tähtitieteilijöitä. Ottaen huomioon Siriuksen liikkeen piirteet, sen etäisyyden Maasta ja poikkeamien amplitudin suoraviivaisesta liikkeestä, tähtitieteilijät onnistuivat määrittämään järjestelmän molempien tähtien, Sirius A:n ja Sirius B:n ominaisuudet. Molempien kokonaismassa tähdet osoittautuivat 3,4 kertaa suuremmiksi kuin Auringon massa. Havaittiin, että tähtien välinen etäisyys on lähes 20 kertaa Auringon ja Maan välinen etäisyys, eli suunnilleen yhtä suuri kuin Auringon ja Uranuksen välinen etäisyys; kiertoradan parametrien mittaamisen perusteella saatu Sirius A:n massa osoittautui 2,5 kertaa Auringon massaa suuremmiksi ja Sirius B:n massa oli 95 % Auringon massasta. Molempien tähtien kirkkauden määrittämisen jälkeen havaittiin, että Sirius A on lähes 10 000 kertaa kirkkaampi kuin Sirius B. Sirius A:n absoluuttisesta magnitudista tiedämme, että se on noin 35,5 kertaa kirkkaampi kuin Aurinko. Tästä seuraa, että Auringon kirkkaus on 300 kertaa suurempi kuin Sirius B:n kirkkaus. Minkä tahansa tähden kirkkaus riippuu tähden pintalämpötilasta ja koosta, eli halkaisijasta. Toisen komponentin läheisyys kirkkaampaan Sirius A:han tekee äärimmäisen vaikeaksi määrittää sen spektrin, mikä on tarpeen tähden lämpötilan asettamiseksi. Vuonna 1915 käyttämällä kaikkia tuon ajan suurimman observatorion, Mount Wilsonin (USA) käytettävissä olevia teknisiä keinoja, saatiin onnistuneita valokuvia Siriuksen spektristä.

Tämä johti odottamattomaan havaintoon: satelliitin lämpötila oli 8000 K, kun taas Auringon lämpötila on 5700 K. Siten satelliitti osoittautui itse asiassa Aurinkoa kuumemmaksi, mikä tarkoitti, että sen pintayksikön valoisuus oli myös suurempi. Yksinkertainen laskelma osoittaa, että jokainen tämän tähden senttimetri säteilee neljä kertaa enemmän energiaa kuin neliösenttimetri Auringon pinnasta. Tästä seuraa, että satelliitin pinnan on oltava 300*10 4 kertaa pienempi kuin Auringon pinta ja Sirius B:n halkaisijan on oltava noin 40 000 km. Tämän tähden massa on kuitenkin 95% Auringon massasta. Tämä tarkoittaa, että valtava määrä ainetta on pakattava erittäin pieneen tilavuuteen, toisin sanoen tähden on oltava tiheä. Yksinkertaisten aritmeettisten operaatioiden tuloksena huomaamme, että satelliitin tiheys on lähes 100 000 kertaa suurempi kuin veden tiheys. Kuutiosenttimetri tätä ainetta maan päällä painaisi 100 kg ja 0,5 litraa tällaista ainetta noin 50 tonnia.

Tämä on tarina ensimmäisen valkoisen kääpiön löytämisestä. Ja nyt kysymme itseltämme kysymyksen: kuinka ainetta voidaan puristaa niin, että yksi kuutiosenttimetri painaa 100 kg? Kun korkean paineen seurauksena aine puristuu suuriin tiheyksiin, kuten valkoisissa kääpiöissä, toisenlainen paine tulee peliin, niin kutsuttu "degeneroitunut paine". Se esiintyy voimakkaimman aineen puristuneena tähden suolistossa. Puristus, ei korkeat lämpötilat, aiheuttaa degeneroituneen paineen.

Voimakkaasta puristamisesta johtuen atomit ovat niin tiiviisti pakatut, että elektronikuoret alkavat tunkeutua toisiinsa. Valkoisen kääpiön painovoiman supistuminen tapahtuu pitkän ajan kuluessa, ja elektronikuoret jatkavat toistensa tunkeutumista, kunnes ytimien välinen etäisyys tulee pienimmän elektronikuoren säteen suuruusluokkaa. Sisäiset elektronikuoret ovat läpäisemätön este, joka estää puristumisen. Maksimipuristuksessa elektronit eivät enää ole sidottu yksittäisiin ytimiin, vaan liikkuvat vapaasti niiden suhteen. Elektronien erotus ytimistä tapahtuu paineionisaation seurauksena. Kun ionisaatio on täydellinen, elektronipilvi liikkuu suhteessa raskaampien ytimien hilaan, jolloin valkoisen kääpiön aineella on tiettyjä metalleille ominaisia ​​fysikaalisia ominaisuuksia. Tällaisessa aineessa energia siirtyy pintaan elektronien avulla, aivan kuten lämpö jakautuu toisesta päästä lämmitettyä rautasauvaa pitkin.

Mutta sähköisesti kaasulla on epätavallisia ominaisuuksia. Kun elektronit puristuvat kokoon, niiden nopeus kasvaa yhä enemmän, koska kuten tiedämme, fysikaalisen perusperiaatteen mukaan kahdella samassa faasitilavuuden elementissä sijaitsevalla elektronilla ei voi olla samaa energiaa. Siksi, jotta ne eivät miehittäisi samaa tilavuuselementtiä, niiden on liikuttava valtavilla nopeuksilla. Pienin sallittu tilavuus riippuu elektronin nopeusalueesta. Kuitenkin keskimäärin mitä pienempi elektronien nopeus on, sitä suurempi on niiden minimitilavuus. Toisin sanoen nopeimmat elektronit vievät pienimmän tilavuuden.

Vaikka yksittäiset elektronit kulkevat nopeuksilla, jotka vastaavat miljoonien asteiden luokkaa olevaa sisälämpötilaa, koko elektronijoukon lämpötila pysyy alhaisena. On todettu, että tavallisen valkoisen kääpiön kaasuatomit muodostavat tiheästi pakautuneiden raskaiden ytimien hilan, jonka läpi rappeutunut elektronikaasu liikkuu. Lähempänä tähden pintaa rappeutuminen heikkenee, ja pinnalla atomit eivät ole täysin ionisoituneita, joten osa aineesta on tavallisessa kaasumaisessa tilassa. Kun tiedämme valkoisten kääpiöiden fyysiset ominaisuudet, voimme rakentaa niistä visuaalisen mallin. Aloitetaan siitä valkoinen kääpiöt on tunnelmaa. Kääpiöiden spektrien analyysi johtaa siihen johtopäätökseen, että niiden ilmakehän paksuus on vain muutama sata metriä. Tässä ilmakehässä tähtitieteilijät havaitsevat erilaisia ​​tuttuja kemiallisia alkuaineita. tiedossa valkoinen kääpiöt kaksi tyyppiä - kylmä ja kuuma. Kuumempien valkoisten kääpiöiden ilmakehässä on jonkin verran vetyä, vaikka se ei todennäköisesti ylitä 0,05 %. Vetyä, heliumia, kalsiumia, rautaa, hiiltä ja jopa titaanioksidia havaittiin kuitenkin näiden tähtien spektrien viivoista. Kylmien valkoisten kääpiöiden ilmakehät koostuvat lähes kokonaan heliumista; vedyssä voi olla vähemmän kuin yksi atomi miljoonasta. Valkoisten kääpiöiden pintalämpötilat vaihtelevat "kylmien" tähtien 5000 K:sta "kuumien" tähtien 50 000 K:iin. Valkoisen kääpiön ilmakehän alla sijaitsee ei-degeneroituneen aineen alue, joka sisältää pienen määrän vapaita elektroneja. Tämän kerroksen paksuus on 160 km, mikä on noin 1 % tähden säteestä. Tämä kerros voi muuttua ajan myötä, mutta valkoisen kääpiön halkaisija pysyy vakiona ja on noin 40 000 km.

Yleensä, valkoinen kääpiötälä pienennä kokoa tämän tilan saavuttamisen jälkeen. Ne käyttäytyvät kuin korkeaan lämpötilaan kuumennettu kanuunankuula; ydin voi muuttaa lämpötilaa säteilemällä energiaa, mutta sen mitat pysyvät ennallaan. Mikä määrittää valkoisen kääpiön lopullisen halkaisijan? Sen massa selviää. Mitä suurempi valkoisen kääpiön massa on, sitä pienempi sen säde; pienin mahdollinen säde on 10 000 km. Teoriassa, jos valkoisen kääpiön massa ylittää Auringon massan 1,2 kertaa, sen säde voi olla loputtoman pieni. Juuri rappeutuneen elektronikaasun paine estää tähteä puristumasta eteenpäin, ja vaikka lämpötila voi vaihdella miljoonista asteista tähden ytimessä pinnan nollaan, sen halkaisija ei muutu. Ajan myötä tähdestä tulee tumma kappale, jonka halkaisija on sama kuin sillä oli, kun se astui valkoisen kääpiön vaiheeseen. Tähden yläkerroksen alla rappeutunut kaasu on käytännössä isotermistä, eli lämpötila on lähes vakio aivan tähden keskustaan ​​asti; se on useita miljoonia asteita - realistisin luku on 6 miljoonaa K.

Nyt kun meillä on ajatuksia valkoisen kääpiön rakenteesta, herää kysymys: Miksi se hehkuu? Yksi asia on selvä: lämpöydinreaktiot suljetaan pois. Valkoisen kääpiön sisällä ei ole vetyä tukemaan tätä energiantuotantomekanismia. Ainoa valkoisen kääpiön energiatyyppi on lämpöenergia. Atomien ytimet ovat satunnaisessa liikkeessä, koska degeneroitunut elektronikaasu hajottaa niitä. Ajan myötä ytimien liike hidastuu, mikä vastaa jäähtymisprosessia. Toisin kuin mikään maan päällä tunnetuista kaasuista, elektronikaasu on poikkeuksellisen lämpöä johtava, ja elektronit johtavat lämpöenergiaa pintaan, jossa se säteilee ilmakehän läpi avaruuteen.

Tähtitieteilijät vertaavat kuuman valkoisen kääpiön jäähtymisprosessia tulesta otettuun rautasauvaan. Aluksi valkoinen kääpiö jäähtyy nopeasti, mutta kun lämpötila sen sisällä laskee, jäähtyminen hidastuu. Arvioiden mukaan ensimmäisten satojen miljoonien vuosien aikana valkoisen kääpiön kirkkaus putoaa 1 % Auringon kirkkaudesta.

Lopulta valkoisen kääpiön täytyy kadota ja siitä tulee musta kääpiö., mutta tämä voi kestää biljoonia vuosia, ja monien tutkijoiden mukaan vaikuttaa erittäin kyseenalaiselta, oliko maailmankaikkeuden ikä riittävän vanha mustien kääpiöiden ilmaantumiseen siihen. Muut tähtitieteilijät uskovat, että jopa alkuvaiheessa, kun valkoinen kääpiö on vielä melko kuuma, jäähtymisnopeus on alhainen. Ja kun sen pinnan lämpötila laskee Auringon lämpötilan luokkaan, jäähtymisnopeus kasvaa ja sukupuutto tapahtuu hyvin nopeasti. Kun valkoisen kääpiön sisäpuoli jäähtyy tarpeeksi, se jähmettyy. Tavalla tai toisella, jos oletetaan, että maailmankaikkeuden ikä ylittää 10 miljardia vuotta, siinä pitäisi olla paljon enemmän punaisia ​​kääpiöitä kuin valkoisia. Tietäen tämän tähtitieteilijät etsivät punaisia ​​kääpiöitä.

Toistaiseksi ne ovat epäonnistuneet. Valkoisten kääpiöiden massoja ei ole määritetty riittävän tarkasti. Ne voidaan asentaa luotettavasti binäärijärjestelmien komponentteihin, kuten Siriuksen tapauksessa. Mutta vain muutama valkoinen kääpiöt ovat osa binääritähtiä. Kolmessa parhaiten tutkitussa tapauksessa valkoisten kääpiöiden massat yli 10 %:n tarkkuudella mitattuna osoittautuivat Auringon massaa pienemmiksi ja olivat noin puolet siitä. Teoreettisesti täysin rappeutuneen, pyörimättömän tähden rajoittavan massan tulisi olla 1,2 kertaa Auringon massa. Jos tähdet kuitenkin pyörivät, ja mitä todennäköisimmin pyörivät, niin aurinkoa monta kertaa suuremmat massat ovat täysin mahdollisia.

Painovoima valkoisten kääpiöiden pinnalla on noin 60-70 kertaa suurempi kuin Auringossa. Jos ihminen painaa maan päällä 75 kg, niin Auringossa hän painaa 2 tonnia ja valkoisen kääpiön pinnalla hänen painonsa olisi 120-140 tonnia. Kun otetaan huomioon se tosiasia, että valkoisten kääpiöiden säteet eroavat vähän ja niiden massat ovat lähes samat, voidaan päätellä, että minkä tahansa valkoisen kääpiön pinnalla oleva painovoima on suunnilleen sama. Universumissa on monia valkoisia kääpiöitä. Aikoinaan niitä pidettiin harvinaisina, mutta Mount Palomarin observatoriossa saatujen valokuvalevyjen huolellinen tutkimus osoitti, että niiden lukumäärä ylitti 1500. Tähtitieteilijät uskovat, että valkoisten kääpiöiden esiintymistiheys on ollut vakio ainakin viimeisen 5 miljardin vuoden ajan. Voi olla, valkoinen kääpiöt muodostavat lukuisimman esineluokan taivaalla.

Valkoisten kääpiöiden tilatiheys oli mahdollista arvioida: käy ilmi, että pallolla, jonka säde on 30 valovuotta, pitäisi olla noin 100 tällaista tähteä. Herää kysymys: muuttuvatko kaikki tähdet valkoisiksi kääpiöiksi evoluutiopolkunsa lopussa? Jos ei, mikä osa tähdistä menee valkoisen kääpiön vaiheeseen? Tärkein askel ongelman ratkaisemisessa otettiin, kun tähtitieteilijät piirsivät planetaaristen sumujen keskustähtien sijainnin lämpötila-valoisuuskaavioon. Ymmärtääksesi planetaaristen sumujen keskellä sijaitsevien tähtien ominaisuuksia, harkitse näitä taivaankappaleita. Valokuvissa planetaarinen sumu näyttää laajennetulta ellipsoidiselta kaasumassalta, jonka keskellä on heikko mutta kuuma tähti. Todellisuudessa tämä massa on monimutkainen turbulentti, samankeskinen kuori, joka laajenee 15-50 km/s nopeuksilla. Vaikka nämä muodostelmat näyttävät renkailta, ne ovat itse asiassa kuoria ja kaasun turbulenttisen liikkeen nopeus niissä saavuttaa noin 120 km / s. Kävi ilmi, että useiden planetaaristen sumujen halkaisijat, joihin oli mahdollista mitata etäisyys, ovat luokkaa 1 valovuosi eli noin 10 biljoonaa kilometriä.

Laajentuessaan yllä mainituilla nopeuksilla kuorissa oleva kaasu tulee hyvin harvinaiseksi, eikä sitä voida virittää, joten sitä ei voida nähdä 100 000 vuoden kuluttua. Monet planeetan sumut, joita havaitsemme nykyään, ovat syntyneet viimeisten 50 000 vuoden aikana, ja niiden tyypillinen ikä on lähes 20 000 vuotta. Tällaisten sumujen keskeiset tähdet ovat kuumimpia luonnossa tunnettuja esineitä. Niiden pintalämpötila vaihtelee 50 000:sta 1 miljoonaan celsiusasteeseen. K. Epätavallisen korkeista lämpötiloista johtuen suurin osa tähden säteilystä tulee sähkömagneettisen spektrin kaukaa ultraviolettialueelta.

se ultraviolettisäteily absorboituu, muunnetaan ja säteilevät uudelleen kuorikaasulla spektrin näkyvällä alueella, mikä mahdollistaa kuoren tarkkailun. Tämä tarkoittaa, että kuoret ovat paljon kirkkaampia kuin keskeiset tähdet - jotka ovat itse asiassa energian lähde - koska valtava määrä tähden säteilyä putoaa spektrin näkymättömälle osalle. Planetaaristen sumujen keskustähtien ominaisuuksien analyysistä seuraa, että niiden massan tyypillinen arvo on välillä 0,6-1 aurinkomassaa. Ja raskaiden alkuaineiden synteesiä varten tähden suolistossa tarvitaan suuria massoja. Vedyn määrä näissä tähdissä on mitätön. Kaasuvaipat sisältävät kuitenkin runsaasti vetyä ja heliumia.

Jotkut tähtitieteilijät uskovat siihen 50-95% kaikista valkoisista kääpiöistä ei ole peräisin planetaarisista sumuista. Näin ollen vaikka jotkut valkoiset kääpiöt liittyvät kokonaan planetaarisiin sumuihin, vähintään puolet niistä polveutuu normaaleista pääsarjan tähdistä, jotka eivät kulje planetaarisen sumuvaiheen läpi. Koko kuva valkoisen kääpiön muodostumisesta on sumea ja epävarma. Puuttuu niin paljon yksityiskohtia, että parhaimmillaankin evoluutioprosessin kuvaus voidaan rakentaa vain loogisten päätelmien avulla. Siitä huolimatta yleinen johtopäätös on tämä: monet tähdet menettävät osan aineestaan ​​matkalla loppuvaiheeseensa, joka on samanlainen kuin valkoisen kääpiön vaihe, ja sitten piiloutuvat taivaallisille "hautausmaille" mustina, näkymättöminä kääpiöinä. Jos tähden massa on noin kaksi kertaa Auringon massa, niin tällaiset tähdet menettävät vakautensa evoluution viimeisissä vaiheissa. Tällaiset tähdet voivat räjähtää supernoveina ja sitten kutistua useiden kilometrien säteillä olevien pallojen kokoisiksi, ts. muuttuvat neutronitähdiksi.

Valkoisten kääpiöiden löytö

Ensimmäinen löydetty valkoinen kääpiö oli tähti 40 Eridani B kolmoisjärjestelmässä 40 Eridani, jonka William Herschel sisällytti kaksoistähtien luetteloon jo vuonna 1785. Henry Norris Russell kiinnitti vuonna 1910 huomion 40 Eridani B:n poikkeuksellisen alhaiseen kirkkauteen sen korkeassa värilämpötilassa, mikä myöhemmin erotti tällaiset tähdet omaan valkoisten kääpiöiden luokkaan.

Sirius B ja Procyon B olivat toinen ja kolmas löydetty valkoinen kääpiö. Vuonna 1844 Königsbergin observatorion johtaja Friedrich Bessel analysoi vuodesta 1755 lähtien tehtyjä havaintotietoja, ja havaitsi, että Sirius, maan taivaan kirkkain tähti, ja Procyon poikkeavat ajoittain, vaikkakin hyvin heikosti, suoraviivaiselta lentoradalta. liikettä taivaallisella pallolla. Bessel tuli siihen tulokseen, että jokaisella heistä täytyy olla läheinen kumppani. Viesti suhtauduttiin skeptisesti, sillä heikko seuralainen jäi huomaamatta ja sen massan on täytynyt olla melko suuri - verrattavissa Siriuksen ja Procyonin massaan.

Tiheyden paradoksi

”Olin ystäväni... Professori E. Pickeringin kanssa liikematkalla. Hän tarjoutui tyypillisellä ystävällisyydellä ottamaan spektrit kaikista Hincksin ja minun havainnoimistamme tähdistä ... niiden parallaksien määrittämiseksi. Tämä näennäisen rutiinityö osoittautui erittäin hedelmälliseksi - se johti havaintoon, että kaikilla tähdillä, joilla on hyvin pieni absoluuttinen suuruus (eli pieni valoisuus) on spektrityyppi M (eli erittäin alhainen pintalämpötila). Muistaakseni keskustellessani tästä kysymyksestä kysyin Pickeringiltä muutamista muista himmeistä tähdistä... mainiten erityisesti 40 Eridanus B . Hän lähetti heti tyypillisellä tavallaan tiedustelun (Harvardin) observatorion toimistoon, ja pian saatiin vastaus (luulen, että rouva Flemingiltä), että tämän tähden spektri oli A (eli korkea pintalämpötila) . Jopa noina paleotsoisina aikoina tiesin näistä asioista tarpeeksi ymmärtääkseni heti, että pinnan kirkkauden ja tiheyden "mahdollisten" arvojen välillä oli äärimmäinen ero. En ilmeisesti salannut sitä tosiasiaa, etten ollut vain yllättynyt, vaan kirjaimellisesti järkyttynyt tästä poikkeuksesta, joka vaikutti täysin normaalilta tähtien ominaisuuksilta. Pickering hymyili minulle ja sanoi: "Juuri tällaiset poikkeukset johtavat tietomme laajentumiseen" - ja valkoiset kääpiöt tulivat tutkittujen maailmaan.

Russellin yllätys on täysin ymmärrettävää: 40 Eridani B kuuluu suhteellisen läheisille tähdille, ja havaitun parallaksin avulla voidaan määrittää tarkasti etäisyys siihen ja vastaavasti valoisuus. 40 Eridani B:n kirkkaus osoittautui spektrityypille epätavallisen alhaiseksi - valkoiset kääpiöt muodostivat uuden alueen G-R-kaaviossa. Tämä valoisuuden, massan ja lämpötilan yhdistelmä oli käsittämätön, eikä sitä voitu selittää 1920-luvulla kehitetyn pääsarjan tähtien rakennemallin puitteissa.

Valkoisten kääpiöiden suuri tiheys pysyi selittämättömänä klassisen fysiikan ja tähtitieteen puitteissa ja löysi selityksen vasta kvanttimekaniikan puitteissa Fermi-Dirac-tilastojen ilmestymisen jälkeen. Vuonna 1926 Fowler artikkelissaan "Tiheästä aineesta" ( "Tiheässä aineessa", Monthly Notices R. Astron. soc. 87, 114-122) osoitti, että toisin kuin pääsarjan tähdet, joiden tilayhtälö perustuu ideaalikaasumalliin (Eddingtonin standardimalli), valkoisille kääpiöille aineen tiheys ja paine määräytyvät rappeutuneen elektronikaasun ominaisuuksien mukaan. (Fermi kaasu).

Seuraava askel valkoisten kääpiöiden luonteen selittämisessä oli Yakov Frenkelin, E. Stonerin työ. ?! ja Chandrasekara. Vuonna 1928 Frenkel huomautti, että valkoisilla kääpiöillä on oltava ylämassaraja, eli nämä tähdet, joiden massa on tietyn rajan yläpuolella, ovat epävakaita ja niiden täytyy romahtaa. Saman johtopäätöksen teki itsenäisesti vuonna 1930 E. Stoner, joka antoi oikean arvion rajoittavasta massasta. Tarkemmin sanottuna Chandrasekhar laski sen vuonna 1931 teoksessaan "Ihanteelisen valkoisen kääpiön maksimimassa" ( "Ihanteellisten valkoisten kääpiöiden enimmäismassa", Astroph. J. 74, 81-82) (raja Chandrasekhar) ja siitä riippumatta vuonna 1932 L. D. Landau .

Valkoisten kääpiöiden alkuperä

Fowlerin ratkaisu selitti valkoisten kääpiöiden sisäisen rakenteen, mutta ei selventänyt niiden alkuperämekanismia. Kaksi ajatusta oli avainasemassa valkoisten kääpiöiden syntyä selitettäessä: tähtitieteilijä Ernst Epikin ajatus, että punaiset jättiläiset muodostuvat pääsekvenssin tähdistä ydinpolttoaineen palamisen seurauksena, ja tähtitieteilijä Vasily Fesenkovin oletus, joka teki pian. toisen maailmansodan jälkeen pääsarjan tähtien pitäisi menettää massaa, ja tällaisella massahäviöllä pitäisi olla merkittävä vaikutus tähtien kehitykseen. Nämä oletukset vahvistettiin täysin.

Kolminkertainen heliumreaktio ja punaisten jättiläisten isotermiset ytimet

Pääsarjan tähtien evoluution aikana vety "poltetaan" - nukleosynteesi heliumin muodostumisen kanssa (katso Bethen sykli). Tällainen loppuun palaminen johtaa energian vapautumisen lakkaamiseen tähden keskiosissa, puristumiseen ja vastaavasti lämpötilan ja tiheyden nousuun sen ytimessä. Tähtien ytimen lämpötilan ja tiheyden nousu johtaa olosuhteisiin, joissa aktivoituu uusi lämpöydinenergian lähde: heliumin palaminen (kolminkertainen heliumin reaktio tai kolmoisalfa-prosessi), joka on ominaista punaisille jättiläisille ja superjättiläisille.

Lämpötiloissa, jotka ovat luokkaa 10 8 K, heliumytimien kineettinen energia tulee riittävän korkeaksi Coulombin esteen ylittämiseksi: kaksi heliumydintä ( 4 He , alfahiukkasia) voivat yhdistyä muodostaen epästabiilin beryllium-isotoopin 8 Be:

2 4 Hän + 2 4 Hän → 4 8 Ole . (\displaystyle ()_(2)^(4)(\textrm (Hän))+()_(2)^(4)(\textrm (Hän))\rightarrow ()_(4)^(8) (\textrm (Be)).)

Suurin osa 8 Be:stä hajoaa jälleen kahdeksi alfahiukkaseksi, mutta kun 8 Be törmää korkeaenergiseen alfahiukkaseen, voi muodostua stabiili hiiliydin 12 C:

4 8 Be + 2 4 Hän → 6 12 C (\displaystyle ()_(4)^(8)(\textrm (Be))+()_(2)^(4)(\textrm (Hän))\ oikea nuoli ()_(6)^(12)(\textrm (C))) + 7,3 MeV.

Huolimatta erittäin alhaisesta 8 Be:n tasapainopitoisuudesta (esim. lämpötilassa ~10 8 K pitoisuussuhde [ 8 Be]/[4 He] ~ 10 −10), nopeus kolminkertainen heliumreaktio osoittautuu riittäväksi uuden hydrostaattisen tasapainon saavuttamiseksi tähden kuumassa ytimessä. Kolmoisheliumreaktion energian vapautumisen lämpötilariippuvuus on erittäin suuri, joten lämpötila-alueella T (\näyttötyyli T)~1-2⋅10 8 K energian vapautuminen 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 \ylä (10^(8)))\oikea)^(30),)

missä K (\displaystyle Y)- heliumin osittainen pitoisuus ytimessä (tarkastetussa vedyn "palamisen" tapauksessa se on lähellä yksikköä).

On kuitenkin huomattava, että kolmoisheliumreaktiolle on ominaista paljon pienempi energian vapautuminen kuin Bethen syklillä: yksikkömassana mitattuna. energian vapautuminen heliumin "polton" aikana on yli 10 kertaa pienempi kuin vedyn "polton" aikana. Heliumin palaessa ja ytimessä olevan energianlähteen loppuessa myös monimutkaisemmat nukleosynteesireaktiot ovat mahdollisia, mutta ensinnäkin tällaiset reaktiot vaativat yhä korkeampia lämpötiloja, ja toiseksi energian vapautuminen massayksikköä kohden tällaisissa reaktioissa vähenee massan myötä. reaktioon osallistuvien ytimien lukumäärä.

Lisätekijä, joka ilmeisesti vaikuttaa punaisten jättiläisten ytimien kehitykseen, on kolmoisheliumreaktion korkean lämpötilaherkkyyden ja raskaampien ytimien fuusioreaktioiden yhdistelmä mekanismin kanssa. neutrino jäähdytys: korkeissa lämpötiloissa ja paineissa fotonien sironta elektronien toimesta on mahdollista muodostamalla neutrino-antineutrino-pareja, jotka kuljettavat vapaasti energiaa ytimestä: tähti on heille läpinäkyvä. Sellaisten nopeus tilavuus neutriinojäähdytys, toisin kuin klassinen pinnallinen fotonien jäähdytystä eivät rajoita energiansiirtoprosessit tähden sisältä sen fotosfääriin. Nukleosynteesireaktion seurauksena tähden ytimessä saavutetaan uusi tasapaino, jolle on tunnusomaista sama ytimen lämpötila: isoterminen ydin(Kuva 2).

Kun kyseessä ovat punaiset jättiläiset, joiden massa on suhteellisen pieni (auringon suuruusluokkaa), isotermiset ytimet koostuvat pääasiassa heliumista, massiivimpien tähtien tapauksessa hiilestä ja raskaammista alkuaineista. Kuitenkin joka tapauksessa tällaisen isotermisen ytimen tiheys on niin suuri, että ytimen muodostavan plasman elektronien väliset etäisyydet tulevat suhteellisesti niiden De Broglie -aallonpituuden kanssa λ = h / mv (\displaystyle \lambda =h/mv), eli elektronikaasun degeneroitumisen ehdot täyttyvät. Laskelmat osoittavat, että isotermisten ytimien tiheys vastaa valkoisten kääpiöiden tiheyttä, ts. Punaisten jättiläisten ytimet ovat valkoisia kääpiöitä..

Siten valkoisille kääpiöille on olemassa ylämassaraja. Mielenkiintoista on, että havaituilla valkoisilla kääpiöillä on samanlainen alaraja: koska tähtien evoluutionopeus on verrannollinen niiden massaan, voimme havaita pienimassaisia ​​valkoisia kääpiöitä vain niiden tähtien jäännöksinä, jotka onnistuivat kehittymään alkuvaiheen aikana. Universumin tähtien muodostumisen ajanjakso nykypäivään.

Spektrien ja spektriluokituksen ominaisuudet

Valkoiset kääpiöt erotetaan erilliseen spektriluokkaan D (englanninkielisestä kääpiöstä - kääpiö), tällä hetkellä käytetään luokitusta, joka heijastaa Edward Sionin vuonna 1983 ehdottamia valkoisten kääpiöiden spektrien ominaisuuksia; tässä luokituksessa spektriluokka kirjoitetaan seuraavassa muodossa:

D [alaluokka] [spektriominaisuudet] [lämpötilaindeksi],

seuraavat alaluokat on määritelty:

• DA - Balmer-sarjan vetyviivat ovat läsnä spektrissä, heliumin viivoja ei havaita;
• DB - helium He I -viivoja esiintyy spektrissä, vety- tai metalliviivat puuttuvat;
• DC - jatkuva spektri ilman absorptioviivoja;
• DO - spektrissä on voimakkaita helium He II -linjoja, He I- ja H-viivoja voi myös olla läsnä;
• DZ - vain metalliviivat, ei H- tai He-linjoja;
• DQ - hiilen linjat, mukaan lukien molekyyli-C2;

ja spektriominaisuudet:

• P - havaittu valon polarisaatio magneettikentässä;
• H - polarisaatiota magneettikentän läsnä ollessa ei havaita;
• V - tyypin ZZ Keta tähdet tai muut muuttuvat valkoiset kääpiöt;
• X - Erikoiset tai luokittelemattomat spektrit.

Valkoisten kääpiöiden evoluutio

Valkoiset kääpiöt aloittavat evoluutionsa punaisten jättiläisten paljastamattomina rappeutuneina ytiminä, jotka ovat heittäneet pois kuorensa - toisin sanoen nuorten planetaaristen sumujen keskustähdinä. Nuorten planetaaristen sumujen ytimien fotosfäärien lämpötilat ovat erittäin korkeat - esimerkiksi NGC 7293-sumun keskitähden lämpötila vaihtelee välillä 90 000 K (arvioitu absorptioviivoista) 130 000 K (arvioitu röntgenkuvasta). spektri). Tällaisissa lämpötiloissa suurin osa spektristä on kovaa ultraviolettisäteilyä ja pehmeitä röntgensäteitä.

Samanaikaisesti havaitut valkoiset kääpiöt jakautuvat spektrien mukaan pääasiassa kahteen suureen ryhmään - "vety" spektrityyppiin DA, joiden spektrissä ei ole heliumviivoja, jotka muodostavat ~ 80% populaatiosta. valkoiset kääpiöt ja "helium" spektrityyppinen DB ilman vetyviivoja spektrissä, jotka muodostavat suurimman osan jäljellä olevista 20% väestöstä. Syy tähän eroon valkoisten kääpiöiden ilmakehän koostumuksessa jäi epäselväksi pitkään. Vuonna 1984 Iko Iben pohti skenaarioita valkoisten kääpiöiden "poistumisesta" symptoottisella jättiläishaaralla sijaitsevista sykkivistä punaisista jättiläisistä pulsaation eri vaiheissa. Evoluution myöhäisessä vaiheessa punaiset jättiläiset, joiden massa on jopa kymmenen aurinkomassaa, muodostavat heliumytimen "palamisen" seurauksena rappeutuneen ytimen, joka koostuu pääasiassa hiilestä ja raskaammista alkuaineista, jota ympäröi rappeutumaton. heliumlevylähde, jossa tapahtuu kolminkertainen heliumreaktio. Sen yläpuolella puolestaan ​​sijaitsee kerroksellinen vetylähde, jossa tapahtuu vetykuoren ympäröimän Bethe-syklin lämpöydinreaktioita, joissa vedy muuttuu heliumiksi; siten ulkoinen vetykerroksen lähde on heliumin "tuottaja" heliumkerroksen lähteelle. Heliumin palaminen kerroslähteessä on alttiina termiselle epästabiiliudelle sen äärimmäisen suuren lämpötilariippuvuuden vuoksi, ja tätä pahentaa suurempi vedyn muuntumisnopeus heliumiksi verrattuna heliumin palamisnopeuteen; tuloksena on heliumin kerääntyminen, sen puristuminen rappeutumisen alkuun, kolmoisheliumreaktion jyrkkä nousu ja kehitys kerrostettu helium flash.

Äärimmäisen lyhyessä ajassa (~30 vuodessa) heliumin lähteen valoisuus kasvaa niin paljon, että heliumin palaminen menee konvektiiviseen tilaan, kerros laajenee työntäen vetykerroksen lähteen ulospäin, mikä johtaa sen jäähtymiseen ja vedyn lakkaamiseen. palaminen. Ylimääräisen heliumin palamisen jälkeen soihdun aikana heliumkerroksen valoisuus heikkenee, punaisen jättiläisen ulommat vetykerrokset kutistuvat ja vetykerroksen lähde syttyy uudelleen.

Iben ehdotti, että sykkivä punainen jättiläinen voisi irrottaa kuorensa muodostaen planetaarisen sumun sekä heliumin leimahdusvaiheessa että lepotilassa aktiivisen kerrostetun vetylähteen kanssa, ja koska kuoren erotuspinta on faasiriippuvainen, kun kuori on irtoaa heliumin välähdyksen aikana "helium" valkoinen kääpiö, jonka spektrityyppi on DB, ja kun jättiläinen, jolla on aktiivinen levyvetylähde, työntyy ulos verhosta, "vety" kääpiö DA paljastuu; heliumin välähdyksen kesto on noin 20 % pulsaatiosyklin kestosta, mikä selittää vedyn ja heliumin kääpiöiden suhteen DA:DB ~ 80:20.

Suuret tähdet (7-10 kertaa raskaampia kuin Aurinko) jossain vaiheessa "polttavat" vetyä, heliumia ja hiiltä ja muuttuvat valkoisiksi kääpiöiksi, joissa on happirikas ydin. Happipitoisella ilmakehällä varustetut tähdet SDSS 0922+2928 ja SDSS 1102+2054 vahvistavat tämän.

Koska valkoiset kääpiöt ovat vailla omia lämpöydinenergialähteitään, ne säteilevät lämpövarantojensa kustannuksella. Täysin mustan kappaleen säteilyteho (integroitu teho koko spektrillä) pinta-alayksikköä kohti on verrannollinen kehon lämpötilan neljänteen potenssiin:

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

missä j (\displaystyle j) on teho säteilevän pinnan pinta-alayksikköä kohti, ja σ (\displaystyle \sigma )- vakio Stefan - Boltzmann .

Kuten jo todettiin, lämpötila ei sisälly degeneroituneen elektronikaasun tilayhtälöön - eli valkoisen kääpiön säde ja säteilevä alue pysyvät muuttumattomina: sen seurauksena ensinnäkin valkoisilla kääpiöillä ei ole massaluminositeettia. riippuvuus, mutta ikä-valoisuusriippuvuus on vain lämpötilasta, mutta ei säteilevän pinnan alueesta), ja toiseksi superkuumien nuorten valkoisten kääpiöiden täytyy jäähtyä melko nopeasti, koska säteilyvirta ja vastaavasti jäähdytys nopeus, on verrannollinen lämpötilan neljänteen potenssiin.

Viime kädessä, kymmenien miljardeja vuosia kestäneen jäähtymisen jälkeen, jokaisen valkoisen kääpiön on muututtava niin sanotuksi mustaksi kääpiöksi (joka ei lähetä näkyvää valoa). Vaikka universumissa ei ole toistaiseksi havaittu tällaisia ​​esineitä (joidenkin [ mitä?] laskelmien mukaan valkoisen kääpiön jäähtymiseen 5 K:n lämpötilaan tarvitaan vähintään 10 15 vuotta), koska aika universumin ensimmäisten tähtien muodostumisesta on (nykyaikaisten käsitteiden mukaan) noin 13 miljardia vuotta. , mutta jotkut valkoiset kääpiöt ovat jo jäähtyneet alle 4000 kelvinin lämpötiloihin (esimerkiksi valkoiset kääpiöt WD 0346+246 ja SDSS J110217, 48+411315.4 lämpötiloilla 3700-3800 K ja spektrityyppi M0 valovuoden etäisyydellä noin M0 Aurinko), mikä pienen koonsa ohella tekee niiden havaitsemisesta erittäin vaikean tehtävän.

Tähtitieteellinen ilmiö, johon liittyy valkoisia kääpiöitä

Valkoisten kääpiöiden röntgensäteily

Nuorten valkoisten kääpiöiden, isotrooppisten tähtiytimien pintalämpötila kuoren irtoamisen jälkeen on erittäin korkea - yli 2⋅10 5 K, mutta se laskee melko nopeasti pinnan säteilyn vaikutuksesta. Tällaisia ​​hyvin nuoria valkoisia kääpiöitä havaitaan röntgenalueella (esimerkiksi ROSAT-satelliitin havainnot valkoisesta kääpiöstä HZ 43). Röntgenalueella valkoisten kääpiöiden kirkkaus ylittää pääsarjan tähtien kirkkauden: Chandra-röntgenteleskoopilla otetut kuvat Siriuksesta (katso kuva 10) voivat toimia havainnollistuksena - niissä valkoinen kääpiö Sirius B näyttää kirkkaammalta kuin spektriluokan A1 Sirius A, joka optisella alueella ~10 000 kertaa kirkkaampi kuin Sirius B.

Kuumimpien valkoisten kääpiöiden pintalämpötila on 7⋅10 4 K, kylmimpien alle 4 10 3 K (katso esim. Star van Maanen ja WD 0346+246 SDSS J110217, 48+411315.4 spektraalityypin M4. ).

Valkoisten kääpiöiden säteilyn piirre röntgenalueella on se, että niiden pääasiallinen röntgensäteilyn lähde on fotosfääri, joka erottaa ne jyrkästi "normaaleista" tähdistä: jälkimmäisissä kruunu lähettää X -säteet, jotka kuumennetaan useisiin miljooniin kelvineihin, ja fotosfäärin lämpötila on liian alhainen röntgensäteiden lähettämiseen.

Kertyminen valkoisiin kääpiöihin binäärijärjestelmissä

Eri massaisten tähtien evoluution aikana binäärisysteemeissä komponenttien evoluutionopeudet eivät ole samat, kun taas massiivisemmasta komponentista voi kehittyä valkoinen kääpiö, kun taas vähemmän massiivinen voi jäädä pääsarjaan tähän mennessä . Kun vähemmän massiivinen komponentti poistuu pääsekvenssistä evoluution aikana ja siirtyy punaiselle jättiläishaaralle, kehittyvän tähden koko alkaa kasvaa, kunnes se täyttää Roche-keilan. Koska binäärijärjestelmän komponenttien Rochen keilat ovat kosketuksissa Lagrange-pisteessä L 1 , tässä kehitysvaiheessa vähemmän massiivinen komponentti, jonka pisteen L 1 kautta kulkee aineen virtaa punaisesta jättiläisestä valkoisen kääpiön Rochen lohko alkaa ja sen pinnalle kertyy edelleen runsaasti vetypitoista ainetta (katso kuva 11), mikä johtaa useisiin tähtitieteellisiin ilmiöihin:

• Ei-stationaarinen lisääntyminen valkoisiin kääpiöihin siinä tapauksessa, että seuralaisena on massiivinen punainen kääpiö, johtaa kääpiönovien (U Gem (UG) -tyypin tähdet) ja novan kaltaisten katastrofaalisten muuttuvien tähtien syntymiseen.
• Valkoisiin kääpiöihin, joilla on voimakas magneettikenttä, kerääntyminen suuntautuu valkoisen kääpiön magneettinapojen alueelle, ja kääpiön magneettikentän sirkumpolaarisilla alueilla kertyvän plasman säteilyn syklotronimekanismi aiheuttaa voimakkaan polarisaation. säteily näkyvällä alueella (polaarit ja keskinapaiset).
• Vetyrikkaan aineen kerääntyminen valkoisiin kääpiöihin johtaa sen kerääntymiseen pintaan (joka koostuu pääasiassa heliumista) ja kuumenemiseen heliumin fuusioreaktion lämpötiloihin, mikä termisen epävakauden tapauksessa johtaa räjähdykseen, joka havaitaan välähdyksenä.

Jos katsot tarkkaan yötaivasta, on helppo huomata, että meitä katsovat tähdet eroavat väriltään. Sinertävät, valkoiset, punaiset, ne kiiltävät tasaisesti tai välkkyvät kuin joulukuusenseppele. Teleskoopissa värierot tulevat selvemmiksi. Syy tähän monimuotoisuuteen on fotosfäärin lämpötilassa. Ja vastoin loogista oletusta, kuumimmat eivät ole punaiset, vaan siniset, valko-siniset ja valkoiset tähdet. Mutta ensin asiat ensin.

Spektriluokitus

Tähdet ovat valtavia kuumia kaasupalloja. Tapa, jolla näemme ne maasta, riippuu monista parametreista. Esimerkiksi tähdet eivät itse asiassa tuikki. Tästä on erittäin helppo vakuuttua: riittää, että muistaa Auringon. Välkyntävaikutus johtuu siitä, että kosmisista kappaleista meille tuleva valo voittaa tähtienvälisen väliaineen, joka on täynnä pölyä ja kaasua. Toinen asia on väri. Se on seurausta kuorien (erityisesti fotosfäärin) kuumenemisesta tiettyihin lämpötiloihin. Todellinen väri voi poiketa näkyvästä, mutta ero on yleensä pieni.

Nykyään Harvardin tähtien spektriluokitusta käytetään kaikkialla maailmassa. Se on lämpötila-arvo ja perustuu spektriviivojen muotoon ja suhteelliseen intensiteettiin. Jokainen luokka vastaa tietyn värisiä tähtiä. Luokitus kehitettiin Harvardin observatoriossa vuosina 1890-1924.

Yksi ajeltu englantilainen pureskelee taateleita kuin porkkanoita

Spektriluokkaa on seitsemän: O-B-A-F-G-K-M. Tämä sekvenssi heijastaa lämpötilan asteittaista laskua (O:sta M:iin). Sen muistamiseksi on olemassa erityisiä muistokaavoja. Venäjäksi yksi niistä kuulostaa tältä: "Yksi ajeltu englantilainen pureskeli taateleita kuin porkkanaa." Näihin luokkiin lisätään vielä kaksi. Kirjaimet C ja S tarkoittavat kylmiä valaisimia, joiden spektrissä on metallioksidivyöhykkeitä. Harkitse tähtiluokkia yksityiskohtaisemmin:

• O-luokalle on ominaista korkein pintalämpötila (30 - 60 tuhatta Kelviniä). Tämän tyyppiset tähdet ylittävät Auringon massaltaan 60-kertaisesti ja säteeltään 15-kertaisesti. Niiden näkyvä väri on sininen. Valokuudeltaan ne ovat tähteämme edellä yli miljoona kertaa. Tähän luokkaan kuuluvalle siniselle tähdelle HD93129A on tunnusomaista yksi tunnetuista kosmisten kappaleiden korkeimmista valoisuusindekseistä. Tämän indikaattorin mukaan se on Aurinkoa edellä 5 miljoonaa kertaa. Sininen tähti sijaitsee 7,5 tuhannen valovuoden etäisyydellä meistä.
• Luokan B lämpötila on 10-30 tuhatta Kelviniä, massa 18 kertaa suurempi kuin sama auringon parametri. Nämä ovat valko-sinisiä ja valkoisia tähtiä. Niiden säde on 7 kertaa suurempi kuin Auringon säde.
• Luokka A on ominaista lämpötila 7,5-10 tuhat Kelviniä, säde ja massa ylittävät 2,1 ja 3,1 kertaa vastaavasti Auringon vastaavat parametrit. Nämä ovat valkoisia tähtiä.
• Luokka F: lämpötila 6000-7500 K. Massa on 1,7 kertaa suurempi kuin aurinko, säde on 1,3. Maasta katsottuna tällaiset tähdet näyttävät myös valkoisilta, niiden todellinen väri on kellertävän valkoinen.
• Luokka G: lämpötila 5-6 tuhat Kelviniä. Aurinko kuuluu tähän luokkaan. Tällaisten tähtien näkyvä ja todellinen väri on keltainen.
• Luokka K: lämpötila 3500-5000 K. Säde ja massa ovat pienempiä kuin Auringon, ne ovat 0,9 ja 0,8 tähden vastaavista parametreista. Näiden tähtien väri maasta katsottuna on kellertävän oranssi.
• Luokka M: lämpötila 2-3,5 tuhatta Kelviniä. Massa ja säde ovat 0,3 ja 0,4 Auringon vastaavista parametreista. Planeettamme pinnalta ne näyttävät punaoransseilta. Beta Andromedae ja Alpha Chanterelles kuuluvat M-luokkaan. Monille tuttu kirkkaan punainen tähti on Betelgeuse (Alpha Orionis). On parasta etsiä sitä taivaalta talvella. Punainen tähti sijaitsee yläpuolella ja hieman vasemmalla

Jokainen luokka on jaettu alaluokkiin 0-9, eli kuumimmasta kylmimpään. Tähtien luvut osoittavat kuulumisen tiettyyn spektrityyppiin ja fotosfäärin kuumenemisasteen verrattuna muihin ryhmän valaisimiin. Esimerkiksi Aurinko kuuluu luokkaan G2.

visuaaliset valkoiset

Siten tähtiluokat B–F voivat näyttää valkoisilta maapallolta katsottuna. Ja vain A-tyyppiin kuuluvilla esineillä on tämä väritys. Joten tähti Saif (tähdistö Orion) ja Algol (beta Perseus) näyttävät tarkkailijalle, joka ei ole aseistettu kaukoputkella, valkoisilta. Ne kuuluvat spektriluokkaan B. Niiden todellinen väri on sinivalkoinen. Valkoisina esiintyvät myös Mythrax ja Procyon, Perseuksen ja Canis Minorin taivaanpiirrosten kirkkaimmat tähdet. Niiden todellinen väri on kuitenkin lähempänä keltaista (luokka F).

Miksi tähdet ovat valkoisia maallisen tarkkailijan silmissä? Väri on vääristynyt johtuen valtavasta etäisyydestä, joka erottaa planeettamme samankaltaisista esineistä, sekä suurista pöly- ja kaasupilvistä, joita usein löytyy avaruudesta.

Luokka A

Valkoisille tähdille on ominaista ei niin korkea lämpötila kuin O- ja B-luokkien edustajille. Niiden fotosfääri lämpenee 7,5-10 tuhatta Kelviniä. Spektriluokan A tähdet ovat paljon suurempia kuin aurinko. Niiden kirkkaus on myös suurempi - noin 80 kertaa.

A-tähtien spektrissä Balmer-sarjan vetyviivat näkyvät voimakkaasti. Muiden elementtien linjat ovat huomattavasti heikompia, mutta ne korostuvat, kun siirryt alaluokasta A0 kohtaan A9. Spektriluokkaan A kuuluville jättiläisille ja superjättiläisille on tunnusomaista hieman vähemmän näkyvät vetyviivat kuin pääsarjan tähdille. Näiden valaisimien tapauksessa raskasmetallien viivat näkyvät paremmin.

Monet erikoiset tähdet kuuluvat spektriluokkaan A. Tämä termi viittaa valaisimiin, joiden spektrissä ja fysikaalisissa parametreissa on havaittavia ominaisuuksia, mikä vaikeuttaa niiden luokittelua. Esimerkiksi melko harvinaisille Bootes lambda -tyypin tähdille on ominaista raskasmetallien puute ja erittäin hidas pyöriminen. Erikoisia valaisimia ovat myös valkoiset kääpiöt.

Luokkaan A kuuluvat yötaivaan kirkkaat kohteet, kuten Sirius, Menkalinan, Aliot, Castor ja muut. Tutustutaanpa heihin paremmin.

Alpha Canis Major

Sirius on kirkkain, vaikkakaan ei lähin tähti taivaalla. Sen etäisyys on 8,6 valovuotta. Maanpäällisen tarkkailijan silmissä se näyttää niin kirkkaalta, koska sillä on vaikuttava koko, mutta se ei kuitenkaan ole yhtä kaukana kuin monet muut suuret ja kirkkaat esineet. Aurinkoa lähin tähti on Sirius tässä luettelossa on viidentenä.

Se viittaa kahden komponentin järjestelmään ja on järjestelmä. Sirius A:ta ja Sirius B:tä erottaa 20 tähtitieteellistä yksikköä, ja ne pyörivät hieman alle 50 vuoden ajan. Järjestelmän ensimmäinen komponentti, pääsarjan tähti, kuuluu spektrityyppiin A1. Sen massa on kaksi kertaa auringon massa ja sen säde on 1,7 kertaa suurempi. Se voidaan havaita paljaalla silmällä Maasta.

Järjestelmän toinen komponentti on valkoinen kääpiö. Tähti Sirius B on massaltaan lähes yhtä suuri kuin valomme, mikä ei ole tyypillistä sellaisille kohteille. Tyypillisesti valkoisille kääpiöille on ominaista massa 0,6-0,7 auringon massaa. Samaan aikaan Sirius B:n mitat ovat lähellä maan mittasuhteita. Tämän tähden valkoisen kääpiön vaiheen oletetaan alkaneen noin 120 miljoonaa vuotta sitten. Kun Sirius B sijaitsi pääsekvenssissä, se oli luultavasti valaisin, jonka massa oli 5 auringon massaa ja joka kuului spektriluokkaan B.

Sirius A siirtyy tutkijoiden mukaan evoluution seuraavaan vaiheeseen noin 660 miljoonan vuoden kuluttua. Sitten se muuttuu punaiseksi jättiläiseksi ja vähän myöhemmin valkoiseksi kääpiöksi, kuten sen kumppani.

Alfa Eagle

Siriuksen tavoin monet valkoiset tähdet, joiden nimet on annettu alla, ovat hyvin tunnettuja paitsi tähtitiedettä rakastaville ihmisille niiden kirkkauden ja toistuvan mainitsemisen vuoksi tieteiskirjallisuuden sivuilla. Altair on yksi niistä valaisimista. Alpha Eagle löytyy esimerkiksi Steven Kingistä. Yötaivaalla tämä tähti näkyy selvästi kirkkautensa ja suhteellisen läheisyytensä ansiosta. Auringon ja Altairin välinen etäisyys on 16,8 valovuotta. A-spektriluokan tähdistä vain Sirius on lähempänä meitä.

Altair on 1,8 kertaa niin massiivinen kuin aurinko. Sen ominaispiirre on erittäin nopea pyörimisnopeus. Tähti tekee yhden kierroksen akselinsa ympäri alle yhdeksässä tunnissa. Pyörimisnopeus päiväntasaajan lähellä on 286 km/s. Tämän seurauksena "ketteri" Altair litistyy pylväistä. Lisäksi elliptisen muodon vuoksi tähden lämpötila ja kirkkaus laskee navoista päiväntasaajalle. Tätä vaikutusta kutsutaan "gravitaation tummumiseksi".

Toinen Altairin ominaisuus on, että sen loisto muuttuu ajan myötä. Se kuuluu Delta Shield -tyyppisiin muuttujiin.

Alpha Lyrae

Vega on tutkituin tähti Auringon jälkeen. Alpha Lyrae on ensimmäinen tähti, jonka spektri on määritetty. Hänestä tuli myös toinen valaisin valokuvaan jääneen auringon jälkeen. Vega oli myös ensimmäisten tähtien joukossa, joihin tutkijat mittasivat etäisyyden parlax-menetelmällä. Pitkän ajan tähden kirkkaus otettiin 0:ksi määritettäessä muiden kohteiden magnitudeja.

Lyran alfa on hyvin tuttu sekä amatööritähtitieteilijälle että yksinkertaiselle tarkkailijalle. Se on viidenneksi kirkkain tähtien joukossa, ja se sisältyy kesäkolmioon Altairin ja Denebin ohella.

Etäisyys Auringosta Vegaan on 25,3 valovuotta. Sen päiväntasaajan säde ja massa ovat 2,78 ja 2,3 kertaa suuremmat kuin tähtemme vastaavat parametrit. Tähden muoto on kaukana täydellisestä pallosta. Päiväntasaajan halkaisija on huomattavasti suurempi kuin napojen halkaisija. Syynä on valtava pyörimisnopeus. Päiväntasaajalla se saavuttaa 274 km / s (Auringon osalta tämä parametri on hieman yli kaksi kilometriä sekunnissa).

Yksi Vegan ominaisuuksista on sitä ympäröivä pölylevy. Oletettavasti se syntyi komeettojen ja meteoriittien suuren törmäyksen seurauksena. Pölylevy pyörii tähden ympärillä ja kuumenee sen säteilyn vaikutuksesta. Tämän seurauksena Vegan infrapunasäteilyn intensiteetti kasvaa. Ei niin kauan sitten, epäsymmetriaa löydettiin levystä. Heidän todennäköinen selitys on, että tähdellä on ainakin yksi planeetta.

Alfa Kaksoset

Toiseksi kirkkain kohde Kaksosten tähdistössä on Castor. Hän, kuten aiemmat valaisimet, kuuluu spektriluokkaan A. Castor on yksi yötaivaan kirkkaimmista tähdistä. Vastaavassa listassa hän on sijalla 23.

Castor on monitoimijärjestelmä, joka koostuu kuudesta osasta. Kaksi pääelementtiä (Castor A ja Castor B) pyörivät yhteisen massakeskuksen ympärillä 350 vuoden ajanjaksolla. Kumpikin kahdesta tähdestä on spektrinen binääri. Castor A- ja Castor B -komponentit ovat vähemmän kirkkaita ja kuuluvat oletettavasti M-spektriluokkaan.

Castor C:tä ei liitetty välittömästi järjestelmään. Aluksi se nimettiin itsenäiseksi tähdeksi YY Gemini. Tätä taivaan aluetta tutkittaessa tuli tiedoksi, että tämä valaisin oli fyysisesti yhteydessä Castor-järjestelmään. Tähti pyörii kaikille komponenteille yhteisen massakeskuksen ympärillä useiden kymmenien tuhansien vuosien jaksolla ja on myös spektrinen binääri.

Beta Aurigae

Charioteerin taivaallinen piirros sisältää noin 150 "pistettä", joista monet ovat valkoisia tähtiä. Valaisimien nimet sanovat vähän tähtitiedettä kaukana olevalle henkilölle, mutta tämä ei vähennä niiden merkitystä tieteelle. Taivaankuvion kirkkain kohde, joka kuuluu spektriluokkaan A, on Mencalinan tai Beta Aurigae. Tähden nimi arabiaksi tarkoittaa "ohjien omistajan olkapää".

Mencalinan on kolmiosainen järjestelmä. Sen kaksi komponenttia ovat spektriluokan A alajättiläisiä. Kummankin kirkkaus ylittää Auringon vastaavan parametrin 48 kertaa. Niitä erottaa 0,08 tähtitieteellisen yksikön etäisyys. Kolmas komponentti on punainen kääpiö 330 AU:n etäisyydellä parista. e.

Epsilon Ursa Major

Kirkkain "piste" ehkä tunnetuimmassa pohjoisen taivaan tähdistössä (Ursa Major) on Aliot, joka on myös luokiteltu A-luokkaan. Näennäinen magnitudi on 1,76. Kirkkaimpien valaisimien luettelossa tähti on sijalla 33. Alioth astuu Big Dipperin asterismiin ja sijaitsee lähempänä kulhoa kuin muut valaisimet.

Aliot-spektrille on ominaista epätavalliset viivat, jotka vaihtelevat 5,1 päivän ajanjaksolla. Oletetaan, että ominaisuudet liittyvät tähden magneettikentän vaikutukseen. Spektrin heilahtelut voivat uusimpien tietojen mukaan johtua kosmisen kappaleen läheisestä sijainnista, jonka massa on lähes 15 Jupiterin massaa. Onko näin, on edelleen mysteeri. Häntä, kuten muitakin tähtien salaisuuksia, tähtitieteilijät yrittävät ymmärtää joka päivä.

valkoiset kääpiöt

Tarina valkoisista tähdistä on epätäydellinen, jos emme mainitse sitä vaihetta tähtien kehityksessä, jota kutsutaan "valkoiseksi kääpiöksi". Tällaiset esineet saivat nimensä siitä, että niistä löydetyt ensimmäiset kuuluivat spektriluokkaan A. Se oli Sirius B ja 40 Eridani B. Nykyään valkoisia kääpiöitä kutsutaan yhdeksi vaihtoehdoista tähden elämän viimeiseen vaiheeseen.

Tarkastellaanpa tarkemmin valaisimien elinkaarta.

Tähtien evoluutio

Tähdet eivät synny yhdessä yössä: jokainen niistä käy läpi useita vaiheita. Ensinnäkin kaasu- ja pölypilvi alkaa kutistua oman vaikutuksensa alaisena, pikkuhiljaa pallon muotoon, samalla kun painovoima muuttuu lämmöksi - kohteen lämpötila nousee. Ydinfuusion reaktio alkaa sillä hetkellä, kun se saavuttaa 20 miljoonan Kelvinin arvon. Tätä vaihetta pidetään täysimittaisen tähden elämän alkuna.

Auringot viettävät suurimman osan ajastaan ​​pääsarjassa. Vetykiertoreaktioita tapahtuu jatkuvasti niiden syvyyksissä. Tähtien lämpötila voi vaihdella. Kun kaikki vety ytimessä loppuu, alkaa uusi evoluution vaihe. Nyt polttoaineena on helium. Samaan aikaan tähti alkaa laajentua. Sen valoisuus kasvaa, kun taas pintalämpötila päinvastoin laskee. Tähti jättää pääsarjan ja muuttuu punaiseksi jättiläiseksi.

Heliumytimen massa kasvaa vähitellen, ja se alkaa kutistua oman painonsa alla. Punainen jättiläinen vaihe päättyy paljon nopeammin kuin edellinen. Jatkokehityksen polku riippuu kohteen alkumassasta. Pienimassaiset tähdet punaisen jättiläisen vaiheessa alkavat turvota. Tämän prosessin seurauksena esine luopuu kuorensa. Myös tähden paljas ydin muodostuu. Tällaisessa ytimessä kaikki fuusioreaktiot ovat valmiit. Sitä kutsutaan heliumin valkoiseksi kääpiöksi. Massiivisemmat punaiset jättiläiset (tiettyyn rajaan asti) kehittyvät hiilivalkoisiksi kääpiöiksi. Niiden ytimissä on raskaampia alkuaineita kuin heliumia.

Ominaisuudet

Valkoiset kääpiöt ovat kappaleita, jotka ovat yleensä massaltaan hyvin lähellä aurinkoa. Samaan aikaan niiden koko vastaa maata. Näiden kosmisten kappaleiden kolosaalinen tiheys ja niiden syvyyksissä tapahtuvat prosessit ovat klassisen fysiikan näkökulmasta käsittämättömiä. Tähtien salaisuudet auttoivat paljastamaan kvanttimekaniikan.

Valkoisten kääpiöiden aine on elektroniydinplasma. Sitä on lähes mahdotonta suunnitella edes laboratoriossa. Siksi monet tällaisten esineiden ominaisuudet jäävät käsittämättömiksi.

Vaikka tutkit tähtiä koko yön, et pysty havaitsemaan ainakaan yhtä valkoista kääpiötä ilman erikoislaitteita. Niiden kirkkaus on paljon pienempi kuin auringon. Tutkijoiden mukaan valkoisia kääpiöitä on noin 3-10 % galaksin kaikista esineistä. Kuitenkin tähän mennessä niistä on löydetty vain ne, jotka sijaitsevat enintään 200-300 parsekin päässä Maasta.

Valkoiset kääpiöt jatkavat kehitystään. Heti muodostumisen jälkeen niillä on korkea pintalämpötila, mutta ne jäähtyvät nopeasti. Muutamia kymmeniä miljardeja vuosia muodostumisen jälkeen teorian mukaan valkoinen kääpiö muuttuu mustaksi kääpiöksi - ruumiiksi, joka ei lähetä näkyvää valoa.

Valkoinen, punainen tai sininen tähti eroaa havainnoijalle ensisijaisesti väriltään. Tähtitieteilijä katsoo syvemmälle. Väri hänelle kertoo heti paljon kohteen lämpötilasta, koosta ja massasta. Sininen tai kirkkaan sininen tähti on jättiläinen kuuma pallo, joka on kaukana Aurinkoa kaikissa suhteissa. Valkoiset valaisimet, joista esimerkkejä on kuvattu artikkelissa, ovat hieman pienempiä. Tähtinumerot eri luetteloissa kertovat myös ammattilaisille paljon, mutta eivät kaikkea. Suuri määrä tietoa kaukaisten avaruusobjektien elämästä ei ole vielä selitetty tai sitä ei ole edes löydetty.