Saksalainen tähtitieteilijä Friedrich Wilhelm Bessel havainnoi useiden vuosien ajan kahden kirkkaan tähden – Siriuksen ja Procyonin – oikeaa liikettä taivaalla ja totesi vuonna 1844, että ne molemmat eivät liikkuneet suoria linjoja, vaan tyypillisiä aaltoilevia lentoratoja pitkin. Löytö sai tutkijan ajattelemaan, että jokaisella näistä tähdistä on satelliitti, joka on meille näkymätön, eli se on fyysisesti binääritähtijärjestelmä.

Besselin oletus vahvistettiin pian. Amerikkalainen optikko Alvan Clark löysi Siriuksen satelliitin 31. tammikuuta 1862 testaten äskettäin valmistettua linssiä, jonka halkaisija on 46 cm. Myöhemmin, vuonna 1896, löydettiin Procyonin satelliitti. Jonkin ajan kuluttua, perustuen suoriin teleskooppisiin havaintoihin näiden tähtien ja niiden satelliittien keskinäisestä vallankumouksesta, tähtitieteilijät onnistuivat (yleisen gravitaatiolain avulla) löytämään kunkin valaisimen massat. Päätähdet, joita nyt kutsutaan Sirius A:ksi ja Procyon A:ksi, osoittautuivat 2,3 ja 1,8 kertaa Aurinkoa massiivisemmiksi, ja niiden satelliittien - Sirius B ja Procyon B - massat ovat 0,98 ja 0,65 aurinkomassaa.

Mutta Aurinko, joka on massaltaan lähes yhtä suuri kuin Sirius B, loistaisi etäisyydeltä melkein yhtä kirkkaasti kuin Pohjantähti. Joten miksi Sirius B:tä pidettiin "näkymättömänä satelliitina" 18 vuoden ajan? Ehkä hänen ja Sirius A:n välisen pienen kulmaetäisyyden takia? Ei vain. Kuten myöhemmin kävi ilmi, se ei selvästikään ole paljaalla silmällä saavutettavissa, koska sen valoisuus on 400 kertaa pienempi kuin Auringon kirkkaus. Totta, aivan 1900-luvun alussa. tämä löytö ei vaikuttanut erityisen oudolta, koska vähävaloisia tähtiä tunnettiin melko paljon, eikä tähden massan ja sen kirkkauden välistä yhteyttä ollut vielä selvitetty. Vasta kun Sirius B:n ja Procyon B:n emissiospektrit sekä niiden lämpötilojen mittaukset saatiin, näiden tähtien "poikkeavuus" tuli ilmi.

Mitä tähtien tehollinen lämpötila kertoo meille?

Fysiikassa on sellainen käsite - täysin musta runko. Ei, tämä ei ole synonyymi mustalle reikiä- toisin kuin se, täysin musta vartalo voi loistaa häikäisevästi! Sitä kutsutaan täysin mustaksi, koska määritelmän mukaan se absorboi kaiken siihen tulevan sähkömagneettisen säteilyn. Teoria väittää, että absoluuttisen mustan kappaleen yksikköpinnan kokonaisvalovirta (koko aallonpituusalueella) ei riipu sen rakenteesta tai kemiallisesta koostumuksesta, vaan sen määrää vain lämpötila. Stefan-Boltzmannin lain mukaan sen valoisuus on verrannollinen lämpötilan neljänteen potenssiin. Täysin musta kappale, kuten ihanteellinen kaasu, on vain fyysinen malli, jota ei koskaan tiukasti toteuteta käytännössä. Tähtien valon spektrikoostumus spektrin näkyvällä alueella on kuitenkin melko lähellä "musta kappaletta". Siksi voimme olettaa, että musta kehon malli kokonaisuudessaan kuvaa oikein todellisen tähden säteilyä.

Tehokas lämpötila Tähden lämpötila on täysin mustan kappaleen lämpötila, joka lähettää saman määrän energiaa pinta-alayksikköä kohti. Yleisesti ottaen se ei ole yhtä suuri kuin tähden fotosfäärin lämpötila. Tämä on kuitenkin objektiivinen ominaisuus, jonka avulla voidaan arvioida muita tähden ominaisuuksia: kirkkautta, kokoa jne.

10-luvulla. 1900-luvulla amerikkalainen tähtitieteilijä Walter Adams yritti määrittää Sirius B:n tehollisen lämpötilan. Se oli 8000 K, ja myöhemmin kävi ilmi, että tähtitieteilijä oli erehtynyt ja itse asiassa se on vielä korkeampi (noin 10 000 K). Näin ollen tämän tähden kirkkauden, jos se olisi ollut Auringon kokoinen, olisi pitänyt olla vähintään 10 kertaa suurempi kuin Auringon. Sirius B:n havaittu kirkkaus, kuten tiedämme, on 400 kertaa pienempi kuin auringon kirkkaus, eli se osoittautuu yli 4 tuhatta kertaa odotettua alhaisemmaksi! Ainoa tapa päästä eroon tästä ristiriidasta on ottaa huomioon, että Sirius B:llä on paljon pienempi näkyvä pinta-ala ja siten pienempi halkaisija. Laskelmat osoittivat, että Sirius B on vain 2,5 kertaa Maan kokoinen. Mutta se säilyttää auringon massan - käy ilmi, että sen keskimääräisen tiheyden tulisi olla lähes 100 tuhatta kertaa suurempi kuin Auringon! Monet tähtitieteilijät kieltäytyivät uskomasta tällaisten eksoottisten esineiden olemassaoloon.

Vasta vuonna 1924, pääasiassa englantilaisen astrofyysikon Arthur Eddingtonin ponnistelujen ansiosta, joka kehitti teorian tähden sisäisestä rakenteesta. Tähtitieteellinen yhteisö tunnusti Siriuksen ja Procyonin pienikokoiset satelliitit todellisiksi edustajiksi täysin uudesta tähtien luokasta, joka tunnetaan nykyään valkoisina kääpiöinä. "Valkoinen" - koska tämän tyypin ensimmäiset edustajat olivat kuumia sinivalkoisia valaisimia, "kääpiöitä" - koska niillä on hyvin pienet valovoimat ja koot.

Spektritutkimusten tulokset

Kuten olemme jo havainneet, valkoisten kääpiöiden tiheys on monta tuhatta kertaa suurempi kuin tavallisten tähtien tiheys. Tämä tarkoittaa, että niiden aineen täytyy olla jossain erityisessä, aiemmin tuntemattomassa fysikaalisessa tilassa. Tämän osoittivat myös valkoisten kääpiöiden epätavalliset spektrit.

Ensinnäkin niiden absorptioviivat ovat monta kertaa leveämpiä kuin tavallisten tähtien. Toiseksi, vetyviivoja voi esiintyä valkoisten kääpiöiden spektrissä niin korkeissa lämpötiloissa, joissa niitä ei ole tavallisten tähtien spektrissä, koska kaikki vety on ionisoitunut. Kaikki tämä voitaisiin teoreettisesti selittää valkoisten kääpiöiden ilmakehässä olevan aineen erittäin korkealla paineella.

Näiden eksoottisten tähtien spektrien seuraava piirre on se, että kaikkien kemiallisten alkuaineiden viivat ovat hieman punasiirtyneitä verrattuna vastaaviin viivoihin maanpäällisissä laboratorioissa saaduissa spektreissä. Tämä on niin sanotun painovoiman punasiirtymän vaikutus, joka johtuu siitä, että painovoiman kiihtyvyys valkoisen kääpiön pinnalla on monta kertaa suurempi kuin maan päällä.

Universaalin painovoiman laista todellakin seuraa, että painovoiman kiihtyvyys tähden pinnalla on suoraan verrannollinen sen massaan ja kääntäen verrannollinen säteen neliöön. Valkoisten kääpiöiden massat ovat lähellä tavallisten tähtien massoja, ja niiden säteet ovat monta kertaa pienempiä. Siksi painovoiman kiihtyvyys valkoisten kääpiöiden pinnalla on erittäin suuri: noin 10 5 - 10 6 m/s 2. Muistakaamme, että maan päällä se on 9,8 m/s 2, eli 10 000 - 100 000 kertaa vähemmän.

Tunnistetun kemiallisen koostumuksen mukaan valkoisten kääpiöiden spektrit jaetaan kahteen luokkaan: joissakin on vetyviivoja, toisissa ei ole vetyviivoja, mutta niissä on neutraaleja tai ionisoituja heliumia tai raskaita alkuaineita. Vetykääpiöillä on joskus huomattavasti korkeampi lämpötila (jopa 60 000 K ja korkeampi) kuin heliumkääpiöillä (11 000 - 20 000 K). Tämän perusteella tutkijat tulivat siihen tulokseen, että jälkimmäisen aineessa ei käytännössä ole vetyä.

Lisäksi löydettiin valkoisia kääpiöitä, joiden spektrejä ei voitu tunnistaa tieteen tuntemilla kemiallisilla alkuaineilla ja yhdisteillä. Myöhemmin näillä tähdillä havaittiin magneettikentät, jotka olivat 1000-100000 kertaa voimakkaampia kuin Auringossa olevat. Tällaisilla magneettikentän voimakkuuksilla atomien ja molekyylien spektrit vääristyvät tunnistamattomaksi, mikä tekee niiden tunnistamisen vaikeaksi.

Valkoiset kääpiöt ovat rappeutuneita tähtiä
Valkoisten kääpiöiden sisätiloissa tiheys voi saavuttaa luokkaa 10 10 kg/m 3. Tällaisilla tiheysarvoilla (ja jopa alemmilla, jotka ovat ominaisia ​​valkoisten kääpiöiden ulkokerroksille) kaasun fysikaaliset ominaisuudet muuttuvat merkittävästi ja ihanteellisen kaasun lait eivät enää sovellu siihen. 20-luvun puolivälissä. Italialainen fyysikko Enrico Fermi kehitti teorian, joka kuvaa sellaisten kaasujen ominaisuuksia, joiden tiheydet ovat tyypillisiä valkoisille kääpiöille. Kävi ilmi, että tällaisen kaasun painetta ei määrää sen lämpötila. Se pysyy korkeana, vaikka aine jäähtyy absoluuttiseen nollaan! Kaasua, jolla on nämä ominaisuudet, kutsutaan rappeutunut.

Vuonna 1926 englantilainen fyysikko Ralph Fowler sovelsi menestyksekkäästi degeneroituneen kaasun teoriaa valkoisiin kääpiöihin (ja vasta myöhemmin Fermin teoria löysi lukuisia sovelluksia "maan" fysiikassa). Tämän teorian perusteella tehtiin kaksi tärkeää johtopäätöstä. Ensinnäkin valkoisen kääpiön säde tietylle aineen kemialliselle koostumukselle määräytyy yksiselitteisesti sen massan perusteella. Toiseksi valkoisen kääpiön massa ei voi ylittää tiettyä kriittistä arvoa, jonka arvo on noin 1,4 auringon massaa.

Lisähavainnot ja tutkimukset vahvistivat nämä teoreettiset lähtökohdat ja antoivat meille mahdollisuuden tehdä lopullinen johtopäätös, että valkoisten kääpiöiden sisällä ei käytännössä ole vetyä. Koska degeneroituneen kaasun teoria selitti hyvin valkoisten kääpiöiden havaitut ominaisuudet, niitä alettiin kutsua rappeutuneet tähdet. Seuraava vaihe oli teorian rakentaminen niiden muodostumisesta.

Kuinka valkoiset kääpiöt muodostuvat

Nykyaikaisessa tähtien evoluution teoriassa valkoisia kääpiöitä pidetään keskikokoisten ja pienimassaisten (alle 3-4 aurinkomassaa) tähtien kehityksen viimeisenä vaiheena.

Kun kaikki vety ikääntyvän tähden keskialueilla on palanut, sen ytimen pitäisi kutistua ja lämmetä. Samalla ulommat kerrokset laajenevat suuresti, tähden tehollinen lämpötila laskee ja siitä tulee punainen jättiläinen. Tuloksena oleva harvinainen tähden kuori on hyvin heikosti yhteydessä ytimeen, ja se lopulta hajoaa avaruuteen. Entisen punaisen jättiläisen tilalle jää erittäin kuuma ja kompakti tähti, joka koostuu pääasiassa heliumista - valkoisesta kääpiöstä. Korkeasta lämpötilastaan ​​johtuen se säteilee pääasiassa ultraviolettialueella ja ionisoi laajenevan kuoren kaasua.

Kuumia tähtiä ympäröivät laajenevat kuoret ovat olleet tiedossa jo pitkään. Niitä kutsutaan planetaariset sumut ja avattiin 1700-luvulla. William Herschel. Niiden havaittu määrä on hyvin sopusoinnussa punaisten jättiläisten ja valkoisten kääpiöiden määrän kanssa ja näin ollen sen tosiasian kanssa, että valkoisten kääpiöiden pääasiallinen muodostumismekanismi on tavallisten tähtien evoluutio, jossa niiden kaasuvaippa irtoaa punaisesta jättiläisestä. vaiheessa.

Läheisissä kaksoistähtijärjestelmissä komponentit sijaitsevat niin lähellä toisiaan, että niiden välillä tapahtuu aineen vaihtoa. Punaisen jättiläisen paisunut kuori virtaa jatkuvasti naapuritähteen, kunnes jäljelle on jäänyt vain valkoinen kääpiö. Luultavasti ensimmäiset löydetyt valkoisten kääpiöiden edustajat - Sirius B ja Procyon B - muodostuivat juuri tällä tavalla.

40-luvun lopulla. Neuvostoliiton astrofyysikko Samuil Aronovich Kaplan osoitti, että valkoisten kääpiöiden säteily johtaa niiden jäähtymiseen. Tämä tarkoittaa, että näillä tähdillä ei ole sisäisiä energialähteitä. Kaplan rakensi myös kvantitatiivisen teorian valkoisten kääpiöiden jäähtymisestä ja 50-luvun alussa. Englantilaiset ja ranskalaiset tiedemiehet tulivat samanlaisiin johtopäätöksiin. Totta, pienestä pinta-alasta johtuen nämä tähdet jäähtyvät erittäin hitaasti.

Joten suurin osa valkoisten kääpiöiden havaituista ominaisuuksista voidaan selittää niiden aineen valtavalla tiheydellä ja niiden pinnoilla olevalla erittäin vahvalla gravitaatiokentällä. Tämä tekee valkoisista kääpiöistä ainutlaatuisia esineitä: maanpäällisissä laboratorioissa ei ole vielä mahdollista toistaa olosuhteita, joissa niiden ainetta esiintyy.

Jos katsot tarkkaan yötaivasta, on helppo huomata, että meitä katsovat tähdet eroavat väriltään. Sinertävät, valkoiset, punaiset, ne kiiltävät tasaisesti tai välkkyvät kuin joulukuusenseppele. Teleskoopin avulla värierot tulevat selvemmiksi. Syy, joka johti tällaiseen monimuotoisuuteen, on fotosfäärin lämpötila. Ja vastoin loogista oletusta, kuumimmat tähdet eivät ole punaisia, vaan sinisiä, sinivalkoisia ja valkoisia tähtiä. Mutta ensin asiat ensin.

Spektriluokitus

Tähdet ovat valtavia, kuumia kaasupalloja. Se, miten näemme ne maasta, riippuu monista parametreista. Esimerkiksi tähdet eivät itse asiassa tuikki. Tämä on erittäin helppo varmistaa: muista vain aurinko. Välkyntävaikutus johtuu siitä, että kosmisista kappaleista meille tuleva valo voittaa pölyä ja kaasua täynnä olevan tähtienvälisen väliaineen. Toinen asia on väri. Se on seurausta kuorien (etenkin fotosfäärin) kuumentamisesta tiettyihin lämpötiloihin. Todellinen väri voi poiketa näkyvästä väristä, mutta ero on yleensä pieni.

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

Yksi ajeltu englantilainen pureskeli taateleita kuin porkkanoita

Spektriluokkia 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 porkkanoita." Näihin luokkiin lisätään vielä kaksi luokkaa. Kirjaimet C ja S tarkoittavat kylmiä valaisimia, joiden spektrissä on metallioksideja. Katsotaanpa tarkemmin tähtiluokkia:

• O-luokalle on ominaista korkein pintalämpötila (30 - 60 tuhatta Kelviniä). Tämän tyyppiset tähdet ylittävät Auringon 60 kertaa massaltaan ja 15 kertaa säteeltään. Niiden näkyvä väri on sininen. Valokuudeltaan ne ovat yli miljoona kertaa suurempia kuin meidän tähtemme. Tähän luokkaan kuuluvalle siniselle tähdelle HD93129A on tunnusomaista yksi tunnetuista kosmisista kappaleista korkeimmista valovoimaista. Tämän indikaattorin mukaan se on 5 miljoonaa kertaa Aurinkoa edellä. Sininen tähti sijaitsee 7,5 tuhannen valovuoden etäisyydellä meistä.
• Luokan B lämpötila on 10-30 tuhatta Kelviniä, massa 18 kertaa suurempi kuin Auringon massa. Nämä ovat sinivalkoisia 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, jotka ovat 2,1 ja 3,1 kertaa korkeammat kuin Auringon. 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 kellertävänvalkoinen.
• 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 aurinko, 0,9 ja 0,8 valaisimen vastaavista parametreista. Näiden Maasta näkyvien tähtien väri 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 luokkaan M. 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. Tähtinumerot osoittavat kuulumisen tiettyyn spektrityyppiin ja fotosfäärin kuumenemisasteen verrattuna muihin ryhmän tähtiin. Esimerkiksi Aurinko kuuluu luokkaan G2.

Visuaaliset valkoiset

Siten tähtiluokat B–F voivat näyttää valkoisilta maapallolta. Ja vain A-tyyppiin kuuluvilla esineillä on tämä väri. Näin ollen tähti Saif (tähtikuvio Orion) ja Algol (beta Persei) näyttävät valkoisilta katsojalle, joka ei ole aseistautunut kaukoputkella. Ne kuuluvat spektriluokkaan B. Niiden todellinen väri on sinivalkoinen. Myös Mithrac ja Procyon, Perseuksen ja Canis Minorin kirkkaimmat tähdet näyttävät valkoisilta. Niiden todellinen väri on kuitenkin lähempänä keltaista (luokka F).

Miksi tähdet ovat valkoisia maan päällä olevalle tarkkailijalle? Väri on vääristynyt johtuen valtavasta etäisyydestä, joka erottaa planeettamme tällaisista kohteista, sekä suurista pöly- ja kaasupilvistä, joita usein esiintyy avaruudessa.

Luokka A

Valkoisille tähdille ei ole ominaista niin korkea lämpötila kuin O- ja B-luokkien edustajille. Niiden fotosfääri lämpenee 7,5-10 000 Kelviniin. Spektriluokan A tähdet ovat paljon suurempia kuin aurinko. Niiden kirkkaus on myös suurempi - noin 80 kertaa.

A-tähtien spektrit osoittavat voimakkaita Balmer-sarjan vetyviivoja. Muiden elementtien viivat ovat huomattavasti heikompia, mutta ne korostuvat, kun siirrymme 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 piirteitä, mikä tekee niiden luokittelusta vaikeaa. Esimerkiksi melko harvinaisille tähdille, kuten Lambda Boötes, on ominaista raskasmetallien puute ja erittäin hidas pyöriminen. Erikoisia valaisimia ovat myös valkoiset kääpiöt.

Luokkaan A kuuluvat sellaiset kirkkaat yötaivaan kohteet kuin Sirius, Mencalinan, Alioth, Castor ja muut. Tutustutaanpa heihin paremmin.

Alpha Canis Majoris

Sirius on kirkkain, vaikkakaan ei lähin tähti taivaalla. Etäisyys siihen on 8,6 valovuotta. Maan tarkkailijalle se näyttää niin kirkkaalta, koska sillä on vaikuttava koko, mutta se ei kuitenkaan ole yhtä kaukana kuin monet muut suuret ja kirkkaat esineet. Aurinkoa lähinnä oleva tähti on Sirius, joka on listalla viidennellä sijalla.

Se viittaa kahden komponentin järjestelmään ja on järjestelmä. Sirius A:ta ja Sirius B:tä erottaa 20 tähtitieteellisen yksikön etäisyys, ja ne pyörivät hieman alle 50 vuoden ajan. Järjestelmän ensimmäinen komponentti, pääsekvenssitähti, kuuluu spektriluokkaan A1. Sen massa on kaksi kertaa Auringon massa ja sen säde on 1,7 kertaa suurempi. Tämä voidaan havaita paljaalla silmällä Maasta.

Järjestelmän toinen komponentti on valkoinen kääpiö. Tähti Sirius B on massaltaan melkein sama kuin tähtemme, mikä ei ole tyypillistä sellaisille kohteille. Tyypillisesti valkoisille kääpiöille on ominaista massa 0,6-0,7 aurinkoa. Samaan aikaan Sirius B:n mitat ovat lähellä maan mittasuhteita. Valkoisen kääpiön vaiheen uskotaan alkaneen tälle tähdelle noin 120 miljoonaa vuotta sitten. Kun Sirius B sijaitsi pääsekvenssissä, se oli luultavasti tähti, 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

Kuten Sirius, monet valkoisista tähdistä, joiden nimet on annettu alla, ovat hyvin tunnettuja paitsi tähtitiedestä kiinnostuneiden ihmisten kirkkauden ja usein tieteiskirjallisuuden sivuilla mainitsemisen vuoksi. Altair on yksi näistä valaisimista. Alpha Eagle löytyy esimerkiksi Stephen Kingistä. Tämä tähti näkyy selvästi yötaivaalla kirkkautensa ja suhteellisen läheisen sijaintinsa ansiosta. Auringon ja Altairin välinen etäisyys on 16,8 valovuotta. A-spektriluokan tähdistä vain Sirius on lähempänä meitä.

Altair on 1,8 kertaa Aurinkoa massiivisempi. Sen ominaispiirre on erittäin nopea pyöriminen. Tähti suorittaa yhden kierroksen akselinsa ympäri alle yhdeksässä tunnissa. Pyörimisnopeus päiväntasaajalla 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 kiilto muuttuu ajan myötä. Se kuuluu Scuti delta -tyyppisiin muuttujiin.

Alpha Lyrae

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

Alpha Lyrae tunnetaan hyvin sekä amatööritähtitieteilijöille että tavallisille tarkkailijoille. Se on viidenneksi kirkkain tähtien joukossa ja sisältyy kesäkolmion asterismiin 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. Sen uskotaan syntyneen useiden komeettojen ja meteoriittien törmäysten seurauksena. Pölylevy pyörii tähden ympäri ja kuumenee sen säteilyn vaikutuksesta. Tämän seurauksena Vegan infrapunasäteilyn intensiteetti kasvaa. Ei kauan sitten levystä löydettiin epäsymmetriaa. Todennäköinen selitys on, että tähdellä on ainakin yksi planeetta.

Alfa Kaksoset

Toiseksi kirkkain kohde Kaksosten tähdistössä on Castor. Hän kuuluu edellisten valaisimien tapaan spektriluokkaan A. Castor on yksi yötaivaan kirkkaimmista tähdistä. Vastaavassa luettelossa se sijaitsee sijalla 23.

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

Castor S ei liittynyt välittömästi järjestelmään. Alun perin se nimettiin itsenäiseksi tähdeksi YY Gemini. Tätä taivaan aluetta tutkittaessa tuli tiedoksi, että tämä valaisin on fyysisesti yhteydessä Castor-järjestelmään. Tähti pyörii kaikille komponenteille yhteisen massakeskuksen ympäri useiden kymmenien tuhansien vuosien jaksolla ja on myös spektrinen binääri.

Beta Aurigae

Aurigan taivaallinen kuvio sisältää noin 150 "pistettä", joista monet ovat valkoisia tähtiä. Valaisimien nimet eivät kerro tähtitiedestä kaukana olevalle henkilölle mitään, mutta tämä ei vähennä niiden merkitystä tieteelle. Taivaankuvion kirkkain kohde, joka kuuluu spektriluokkaan A, on Mencalinan tai beta Aurigae. Tähden nimi arabiasta käännettynä tarkoittaa "ohjien omistajan olkapää".

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

Epsilon Ursa Major

Kirkkain ”piste” ehkä tunnetuimmassa pohjoisen taivaan tähdistössä (Ursa Major) on Alioth, joka on myös luokiteltu A-luokkaan. Näennäinen magnitudi - 1,76. Tähti on 33. sijalla kirkkaimpien valaisimien listalla. Alioth sisältyy Big Dipper -asterismiin ja sijaitsee lähempänä kuin muut valaisimet kulhoon.

Aliotin spektrille on ominaista epätavalliset viivat, jotka vaihtelevat 5,1 päivän ajanjaksolla. Oletetaan, että piirteet liittyvät tähden magneettikentän vaikutukseen. Spektrivaihtelut voivat uusimpien tietojen mukaan johtua kosmisen kappaleen läheisyydestä, jonka massa on lähes 15 kertaa Jupiterin massa. Onko näin, on edelleen mysteeri. Tähtitieteilijät yrittävät ymmärtää sitä, kuten muitakin tähtien mysteereitä, joka päivä.

Valkoiset kääpiöt

Tarina valkoisista tähdistä on epätäydellinen mainitsematta sitä valojen evoluution vaihetta, jota kutsutaan "valkoiseksi kääpiöksi". Tällaiset esineet saivat nimensä, koska ensimmäiset löydetyt kuuluivat spektriluokkaan A. Nämä olivat 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. Hitaasti se ottaa pallon muodon, kun taas gravitaatioenergia muuttuu lämmöksi - kohteen lämpötila nousee. Ydinfuusioreaktio alkaa sillä hetkellä, kun se saavuttaa 20 miljoonan Kelvinin arvon. Tätä vaihetta pidetään täysimittaisen tähden elämän alkuna.

Valaisimet viettävät suurimman osan ajastaan ​​pääsarjassa. Vetykiertoreaktioita tapahtuu jatkuvasti niiden syvyyksissä. Tähtien lämpötila voi vaihdella. Kun kaikki vety ytimestä loppuu, alkaa uusi evoluution vaihe. Nyt heliumista tulee polttoaine. Samaan aikaan tähti alkaa laajentua. Sen valoisuus kasvaa ja pintalämpötila päinvastoin laskee. Tähti jättää pääsarjan ja muuttuu punaiseksi jättiläiseksi.

Heliumytimen massa kasvaa vähitellen ja se alkaa puristua 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 saatiin päätökseen. Sitä kutsutaan heliumin valkoiseksi kääpiöksi. Massiivisemmat punaiset jättiläiset (jossain määrin) kehittyvät hiilipohjaisiksi valkoisiksi kääpiöiksi. Niiden ytimet sisältävät heliumia raskaampia alkuaineita.

Ominaisuudet

Valkoiset kääpiöt ovat kappaleita, jotka ovat yleensä massaltaan hyvin lähellä aurinkoa. Lisäksi niiden koko vastaa maan kokoa. Näiden kosmisten kappaleiden kolosaalinen tiheys ja niiden syvyyksissä tapahtuvat prosessit ovat klassisen fysiikan näkökulmasta käsittämättömiä. Kvanttimekaniikka auttoi paljastamaan tähtien salaisuudet.

Valkoisten kääpiöiden aine on elektroniydinplasmaa. Sitä on lähes mahdotonta rakentaa edes laboratoriossa. Siksi monet tällaisten esineiden ominaisuudet jäävät epäselväksi.

Vaikka tutkisit tähtiä koko yön, et pysty havaitsemaan ainakaan yhtä valkoista kääpiötä ilman erikoislaitteita. Niiden kirkkaus on huomattavasti 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 etäisyydellä 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.

Tarkkailijalle valkoinen, punainen tai sininen tähti eroaa ensisijaisesti väriltään. Tähtitieteilijä katsoo syvemmälle. Väri kertoo heti paljon kohteen lämpötilasta, koosta ja massasta. Sininen tai vaaleansininen tähti on jättiläinen kuuma pallo, joka suhteessa kaukana Aurinkoa. 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 se jää havaitsematta.

Tähdet: heidän syntymänsä, elämänsä ja kuolemansa [Kolmas painos, tarkistettu] Shklovsky Joseph Samuilovich

Luku 10 Kuinka valkoiset kääpiöt toimivat?

Luku 10 Kuinka valkoiset kääpiöt toimivat?

Kohdassa 1, kun keskustelimme Hertzsprung-Russell-kaavioon piirrettyjen eri tähtien fysikaalisista ominaisuuksista, huomio kiinnitettiin jo niin kutsuttuihin "valkoisiin kääpiöihin". Tyypillinen tämän tähtiluokan edustaja on kuuluisa Siriuksen satelliitti, niin kutsuttu "Sirius B". Samalla korostettiin, että nämä omituiset tähdet eivät suinkaan ole harvinainen luokka jonkinlaisista patologisista "hirviöistä" galaksissamme. Päinvastoin, se on erittäin suuri joukko tähtiä. Niitä täytyy olla galaksissa ainakin useita miljardeja ja ehkä jopa kymmenen miljardia, eli jopa 10 % kaikista jättiläistähtijärjestelmämme tähdistä. Näin ollen valkoisten kääpiöiden olisi pitänyt muodostua jonkin säännöllisen prosessin seurauksena, joka tapahtui huomattavassa osassa tähtiä. Ja tästä seuraa, että ymmärryksemme tähtien maailmasta on hyvin kaukana täydellisestä, jos emme ymmärrä valkoisten kääpiöiden luonnetta emmekä selvennä kysymystä niiden alkuperästä. Tässä osiossa emme kuitenkaan käsittele valkoisten kääpiöiden muodostumisongelmaan liittyviä kysymyksiä. Tämä tehdään § 13:ssa. Meidän tehtävämme on nyt ymmärtää näiden hämmästyttävien esineiden luonne. Valkoisten kääpiöiden tärkeimmät ominaisuudet ovat:

a. Massa ei ole kovin erilainen kuin Auringon massa sata kertaa pienemmällä säteellä kuin Auringon massa. Valkoisten kääpiöiden koot ovat samaa luokkaa kuin maapallon koko.

b. Tämä tarkoittaa aineen valtavaa keskimääräistä tiheyttä, joka on jopa 10 6 - 10 7 g/cm 3 (eli jopa kymmenen tonnia "puristettu" kuutiosenttimetriin!).

c. Valkoisten kääpiöiden kirkkaus on hyvin alhainen: satoja ja tuhansia kertoja vähemmän kuin Auringon.

Kun yritämme ensin analysoida olosuhteita valkoisten kääpiöiden sisätiloissa, kohtaamme välittömästi erittäin suuren vaikeuden. Kohdassa 6 muodostettiin yhteys tähden massan, säteen ja keskilämpötilan välille (katso kaava (6.2)). Koska jälkimmäisen pitäisi olla kääntäen verrannollinen tähden säteeseen, näyttäisi siltä, ​​​​että valkoisten kääpiöiden keskilämpötilojen tulisi saavuttaa valtavia arvoja, jotka ovat useiden satojen miljoonien kelvinien luokkaa. Tällaisissa hirviömäisissä lämpötiloissa sinne on täytynyt vapautua kohtuuttoman suuri määrä ydinenergiaa. Vaikka oletetaan, että kaikki vety on "palanut", kolmoisheliumreaktion pitäisi olla erittäin tehokas. Ydinreaktioiden aikana vapautuvan energian täytyy "vuotaa" pintaan ja mennä tähtienväliseen avaruuteen säteilynä, jonka olisi pitänyt olla erittäin voimakasta. Samaan aikaan valkoisten kääpiöiden kirkkaus on täysin merkityksetön, useita suuruusluokkia pienempi kuin "tavallisten" saman massaisten tähtien valoisuus. Mikä hätänä?

Yritetään ymmärtää tämä paradoksi.

Ensinnäkin näin voimakas ero odotetun ja havaitun valoisuuden välillä tarkoittaa, että kaava (6.2) § 6 ei yksinkertaisesti sovellu valkoisiin kääpiöihin. Muistakaamme nyt, mitä perusoletuksia tehtiin tätä kaavaa johdettaessa. Ensinnäkin oletettiin, että tähti on tasapainotilassa kahden voiman: painovoiman ja kaasun paineen vaikutuksesta. Ei ole epäilystäkään siitä, että valkoiset kääpiöt ovat hydrostaattisen tasapainon tilassa, jota käsittelimme yksityiskohtaisesti kohdassa 6. Muuten ne lakkaisivat lyhyessä ajassa olemasta: ne hajoaisivat tähtienvälisessä avaruudessa, jos paine ylittää painovoiman, tai ne kutistuisi "pisteeseen", jos painovoimaa ei kompensoida kaasunpaineella. Universaalin gravitaatiolain universaalisuudesta ei ole myöskään epäilystäkään: painovoima vaikuttaa kaikkialla eikä se riipu mistään muista aineen ominaisuuksista kuin sen määrästä. Sitten jää vain yksi mahdollisuus: epäillä kaasun paineen riippuvuutta lämpötilasta, jonka saimme käyttämällä tunnettua Clapeyronin lakia.

Tämä laki pätee ihanteelliseen kaasuun. Pykälässä 6 olimme vakuuttuneita siitä, että tavallisten tähtien sisusta voidaan pitää riittävän tarkasti ihanteellisena kaasuna. Siksi looginen johtopäätös on, että erittäin tiheä aine valkoisten kääpiöiden sisällä on jo ei ole ihanteellinen kaasu.

On totta, että on syytä epäillä, onko tämä aine kaasu? Voisiko se olla nestemäistä vai kiinteää? On helppo nähdä, että näin ei ole. Loppujen lopuksi nesteissä ja kiinteissä aineissa ne on pakattu tiiviisti atomeja, jotka koskettavat elektronikuoria, jotka eivät ole kooltaan niin pieniä: noin 10 -8 cm:n atomiytimet, joihin on keskittynyt lähes koko atomimassa, eivät voi "liikkua" lähemmäksi toisiaan kuin tämä etäisyys. Tästä seuraa välittömästi, että kiinteän tai nestemäisen aineen keskimääräinen tiheys ei voi merkittävästi ylittää

20 g/cm3. Se, että aineen keskimääräinen tiheys valkoisissa kääpiöissä voi olla kymmeniä tuhansia kertoja suurempi, tarkoittaa, että siellä olevat ytimet sijaitsevat toisistaan ​​huomattavasti alle 10 -8 cm:n etäisyydellä. Tästä seuraa, että atomien elektronikuoret ovat, ikään kuin "murskataan" "ja ytimet erotetaan elektroneista. Tässä mielessä voimme puhua valkoisten kääpiöiden sisusta hyvin tiheänä plasmana. Mutta plasma on ensisijaisesti kaasu, eli aineen tila, kun sen muodostavien hiukkasten välinen etäisyys ylittää merkittävästi jälkimmäisen koon. Meidän tapauksessamme ytimien välinen etäisyys ei ole pienempi kuin

10 -10 cm, kun taas ytimien mitat ovat merkityksettömiä - noin 10 -12 cm.

Joten valkoisten kääpiöiden sisus on erittäin tiheä ionisoitu kaasu. Kuitenkin sen valtavan tiheyden vuoksi sen fysikaaliset ominaisuudet eroavat jyrkästi ihanteellisen kaasun ominaisuuksista. Tätä ominaisuuksien välistä eroa ei pidä sekoittaa ominaisuuksiin oikeita kaasuja, joista keskustellaan melko paljon fysiikan kursseilla.

Ionisoidun kaasun erityisominaisuudet ultrakorkeilla tiheyksillä määritetään rappeutuminen. Tämä ilmiö voidaan selittää vain kehyksen sisällä kvanttimekaniikka. "Degeneraation" käsite on vieras klassiselle fysiikalle. Mikä se on? Vastataksemme tähän kysymykseen, meidän on ensin tarkasteltava hieman kvanttimekaniikan lakien kuvaamia elektronien liikkeen ominaisuuksia atomissa. Jokaisen elektronin tila atomijärjestelmässä määritetään määrittelemällä kvanttiluvut. Nämä luvut ovat Pääasia kvanttiluku n, joka määrittää elektronin energian atomissa, kvanttiluvun l, joka antaa elektronin kiertoradan kulmamomentin arvon, kvanttiluvun m, joka antaa tämän hetken projektion arvon fyysisesti valittuun suuntaan (esimerkiksi magneettikentän suuntaan) ja lopuksi kvanttiluvun s, joka antaa arvon omaa vääntömomenttia elektroni (spin). Kvanttimekaniikan perussääntö on Paulin periaate, joka kieltää minkä tahansa kvanttijärjestelmän (esimerkiksi kompleksisen atomin) kahdella elektronilla samat kvanttiluvut. Selitetään tämä periaate käyttämällä yksinkertaista puoliklassista Bohrin atomin mallia. Kolmen kvanttiluvun yhdistelmä (paitsi spin) määrittää elektronin kiertoradan atomissa. Paulin periaate, jota sovelletaan tähän atomimalliin, estää useamman kuin kahden elektronin olevan samalla kvanttiradalla. Jos tällaisella kiertoradalla on kaksi elektronia, niillä pitäisi olla vastakkaisiin suuntiin suunnatut spinit. Tämä tarkoittaa, että vaikka tällaisten elektronien kolme kvanttilukua voivat olla samat, elektronien spinejä kuvaavien kvanttilukujen on oltava erilaisia.

Paulin periaate on erittäin tärkeä koko atomifysiikassa. Erityisesti vain tämän periaatteen perusteella voidaan ymmärtää kaikki Mendelejevin jaksollisen elementtijärjestelmän piirteet. Paulin periaatteella on universaali merkitys ja se soveltuu kaikkiin kvanttijärjestelmiin, jotka koostuvat suuresta määrästä identtisiä hiukkasia. Esimerkki tällaisesta järjestelmästä on erityisesti tavalliset metallit huoneenlämmössä. Kuten tiedetään, metalleissa ulkoiset elektronit eivät liity "omiin" ytimiinsä, vaan ovat ikään kuin "sosialisoituneita". Ne liikkuvat metallin ionihilan monimutkaisessa sähkökentässä. Karkeassa, puoliklassisessa approksimaatiossa voidaan kuvitella, että elektronit liikkuvat joitain, vaikkakin hyvin monimutkaisia, liikeratoja pitkin. Tämä tarkoittaa, että kutakin edellä mainittua elektronirataa pitkin voi liikkua korkeintaan kaksi elektronia, joiden spinien on oltava erilaisia. On korostettava, että kvanttimekaanisten lakien mukaan tällaisten mahdollisten lentoratojen määrä, vaikkakin hyvin suuri, on rajallinen. Näin ollen kaikki geometrisesti mahdolliset kiertoradat eivät toteudu.

Itse asiassa päättelymme on tietysti hyvin yksinkertaistettu. Puhuimme edellä "lentoreiteistä" selvyyden vuoksi. Klassisen liikeradan varrella kuvaavan kuvan sijaan kvanttimekaniikka puhuu vain kunto elektroni, jota kuvaavat useat hyvin erityiset ("kvantti") parametrit. Jokaisessa mahdollisessa tilassa elektronilla on tietty energia. Liikerataa pitkin kulkevan mallimme puitteissa Paulin periaate voidaan muotoilla seuraavasti: korkeintaan kaksi elektronia voi liikkua samaa ”sallittua” liikerataa pitkin samoilla nopeuksilla (eli niillä on sama energia).

Monimutkaisiin, monielektronisiin atomeihin sovellettaessa Paulin periaate mahdollistaa sen, että niiden elektronit eivät "vuotaneet" "syvimmille" kiertoradoille, joiden energia on minimaalinen. Toisin sanoen se tarjoaa avaimen atomin rakenteen ymmärtämiseen. Tilanne on täsmälleen sama metallissa olevien elektronien ja valkoisten kääpiöiden sisäosan aineen tapauksessa. Jos sama määrä elektroneja ja atomiytimiä täyttäisi riittävän suuren tilavuuden, "tilaa riittäisi kaikille". Mutta kuvitelkaamme nyt, että tämä määrä rajoitettu. Silloin vain pieni osa elektroneista miehittäisi kaikki mahdolliset liikeradat, joiden lukumäärä on välttämättä rajoitettu. Loput elektronit joutuisivat liikkumaan mukana sama asia lentoradat, jotka ovat jo "varattuja". Mutta Pauli-periaatteen vuoksi ne liikkuvat näitä lentoratoja pitkin suurilla nopeuksilla ja siksi ovat suurempi energiaa. Tilanne on täsmälleen sama kuin monielektronisessa atomissa, jossa samasta periaatteesta johtuen "ylimääräiset" elektronit velvollinen liikkua kiertoradalla enemmän energiaa.

Metallipalassa tai jossain tilavuudessa valkoisen kääpiön sisällä elektronien määrä on suurempi kuin sallittujen liikeratojen lukumäärä. Tilanne on toinen tavallisessa kaasussa, erityisesti pääsarjan tähtien sisätiloissa. Siellä elektronien määrä on aina Vähemmän sallittujen lentoratojen määrä. Siksi elektronit voivat liikkua eri reittiä pitkin eri nopeuksilla, ikään kuin "häiritsemättä" toisiaan. Paulin periaate ei tässä tapauksessa vaikuta niiden liikkeeseen. Tällaisessa kaasussa muodostuu Maxwellin nopeuksien jakauma ja aineen kaasumaisen olomuodon lait, jotka tunnetaan hyvin koulufysiikasta, täyttyvät, erityisesti Clapeyronin laki. Jos "tavallinen" kaasu puristetaan voimakkaasti, elektronien mahdollisten lentoratojen määrä pienenee ja lopulta tulee tila, jolloin jokaisella liikeradalla on enemmän kuin kaksi elektronia. Paulin periaatteen mukaan näillä elektroneilla on oltava eri nopeudet, jotka ylittävät tietyn kriittisen arvon. Jos nyt jäähdytämme tätä puristettua kaasua voimakkaasti, elektronien nopeudet eivät laske ollenkaan. Muuten Paulin periaate lakkaisi, kuten on helppo ymmärtää. Jopa lähellä absoluuttista nollaa elektronien nopeudet tällaisessa kaasussa pysyisivät korkeina. Kaasua, jolla on tällaisia ​​poikkeuksellisia ominaisuuksia, kutsutaan rappeutunut. Tällaisen kaasun käyttäytyminen selittyy täysin sillä, että sen hiukkaset (tapauksessamme elektronit) vievät kaikki mahdolliset liikeradat ja liikkuvat niitä pitkin "välttämättömästi" erittäin suurilla nopeuksilla. Toisin kuin rappeutuneessa kaasussa, "tavallisen" kaasun hiukkasten nopeudet tulevat hyvin pieniksi sen lämpötilan laskeessa. Tämän mukaisesti myös sen paine laskee. Mikä on rappeutuneen kaasun paineen tilanne? Tätä varten muistetaan mitä kutsumme kaasunpaineeksi. Tämä on impulssi, jonka kaasuhiukkaset siirtävät sekunnissa törmäyksissä tiettyyn "seinään", joka rajoittaa sen tilavuutta. Tästä on selvää, että degeneroituneen kaasun paineen on oltava erittäin korkea, koska sitä muodostavien hiukkasten nopeudet ovat suuria. Jopa hyvin alhaisissa lämpötiloissa rappeutuneen kaasun paineen tulisi pysyä korkeana, koska sen hiukkasten nopeudet, toisin kuin tavallisen kaasun, eivät juuri pienene lämpötilan laskeessa. On odotettavissa, että rappeutuneen kaasun paine riippuu vähän sen lämpötilasta, koska sen muodostavien hiukkasten liikenopeus määräytyy ensisijaisesti Paulin periaatteen mukaan.

Elektronien ohella valkoisten kääpiöiden sisätiloissa tulisi olla "paljaita" ytimiä sekä erittäin ionisoituneita atomeja, jotka ovat säilyttäneet "sisäisen" elektronikuorensa. Osoittautuu, että heille "sallittujen" lentoreittien määrä on aina suurempi kuin hiukkasten lukumäärä. Siksi ne eivät muodosta rappeutunutta, vaan "normaalia" kaasua. Niiden nopeudet määräytyvät valkoisten kääpiöiden aineen lämpötilan mukaan ja ovat aina paljon pienemmät kuin elektronien nopeudet Paulin periaatteen vuoksi. Siksi valkoisten kääpiöiden sisätiloissa paine johtuu vain rappeutuneesta elektronikaasusta. Tästä seuraa, että valkoisten kääpiöiden tasapaino on lähes riippumaton niiden lämpötilasta.

Kuten kvanttimekaaniset laskelmat osoittavat, degeneroituneen elektronikaasun paine ilmakehissä ilmaistuna määritetään kaavalla

(10.1)

missä on vakio K = 3

10 6 ja tiheys

ilmaistaan ​​tavalliseen tapaan grammoina kuutiosenttimetriä kohti. Kaava (10.1) korvaa Clapeyron-yhtälön rappeutuneelle kaasulle ja on sen "tilayhtälö". Tämän yhtälön ominaispiirre on, että lämpötila ei sisälly siihen. Lisäksi toisin kuin Clapeyron-yhtälössä, jossa paine on verrannollinen tiheyden ensimmäiseen potenssiin, tässä paineen riippuvuus tiheydestä on vahvempi. Ei ole vaikea ymmärtää. Painehan on verrannollinen hiukkasten pitoisuuteen ja nopeuteen. Hiukkasten pitoisuus on luonnollisesti verrannollinen tiheyteen ja rappeutuneen kaasun hiukkasten nopeus kasvaa tiheyden kasvaessa, koska samalla Paulin periaatteen mukaan suurilla nopeuksilla liikkuvien ”ylimääräisten” hiukkasten määrä kasvaa. .

Kaavan (10.1) sovellettavuuden ehtona on elektronien lämpönopeuksien pienuus verrattuna "degeneraatiosta" johtuviin nopeuksiin. Erittäin korkeissa lämpötiloissa kaavan (10.1) pitäisi muuttua Clapeyronin kaavaksi (6.2). Jos paine, joka saadaan kaasulle, jonka tiheys on

kaavan (10.1) mukaan, lisää, kuin kaavan (6.2) mukaan, mikä tarkoittaa, että kaasu on degeneroitunut. Tämä antaa meille "rappenemistilan"

(10.2)

Keskimääräinen molekyylipaino. Mihin se vastaa?

valkoisten kääpiöiden sisätiloissa? Ensinnäkin siellä ei pitäisi käytännössä olla vetyä: niin valtavissa tiheyksissä ja melko korkeissa lämpötiloissa se on kauan sitten "palanut" ydinreaktioissa. Pääelementin valkoisten kääpiöiden sisustuksessa tulisi olla helium. Koska sen atomimassa on 4 ja se antaa kaksi elektronia ionisaation aikana (täytyy myös ottaa huomioon, että vain elektronit ovat painetta tuottavia hiukkasia), keskimääräisen molekyylimassan tulisi olla hyvin lähellä 2:ta. Numeerisesti degeneraatioehto (10.2 ) on kirjoitettu näin:

(10.3)

Jos esimerkiksi lämpötila T= 300 K (huoneenlämpötila), sitten

> 2, 5

10-4 g/cm3. Tämä on erittäin alhainen tiheys, josta seuraa välittömästi, että metallien elektronien täytyy olla degeneroituneita (itse asiassa tässä tapauksessa vakiot K Ja

on erilainen merkitys, mutta asian ydin ei muutu). Jos lämpötila T on siis lähellä tähtien sisälämpötilaa, eli noin 10 miljoonaa kelviniä > 1000 g/cm3. Tästä seuraa heti kaksi johtopäätöstä:

a. Tavallisten tähtien sisätiloissa, joissa tiheys, vaikkakin korkea, on varmasti alle 1000 g/cm 3 , kaasu ei ole rappeutunut. Tämä oikeuttaa tavanomaisten kaasuvaltion lakien soveltamisen, jota käytimme laajalti § 6:ssa.

b. Valkoisilla kääpiöillä on keskimääräinen ja vieläkin keskimääräinen tiheys, joka on selvästi suurempi kuin 1000 g/cm 3 . Siksi kaasutilan tavanomaisia ​​lakeja ei voida soveltaa niihin. Valkoisten kääpiöiden ymmärtämiseksi on tarpeen tuntea rappeutuneen kaasun ominaisuudet, jotka kuvataan sen tilayhtälöllä (10.1). Tästä yhtälöstä seuraa ensinnäkin, että valkoisten kääpiöiden rakenne on käytännössä riippumaton niiden lämpötilasta. Koska toisaalta näiden kohteiden valoisuuden määrää niiden lämpötila (esimerkiksi lämpöydinreaktioiden nopeus riippuu lämpötilasta), voidaan päätellä, että valkoisten kääpiöiden rakenne ei riipu valoisuudesta. Periaatteessa valkoinen kääpiö voi esiintyä (eli olla tasapainokonfiguraatiossa) lämpötilassa, joka on lähellä absoluuttista nollaa. Näin ollen tulemme siihen johtopäätökseen, että valkoisilla kääpiöillä, toisin kuin "tavallisilla" tähdillä, ei ole massa-luminositeettisuhdetta.

Näillä epätavallisilla tähdillä on kuitenkin erityinen massa-sädesuhde. Samalla tavalla kuin saman massaisten pallojen, jotka on valmistettu samasta metallista, tulisi olla halkaisijaltaan samat, myös saman massaisten valkoisten kääpiöiden koon tulee olla sama. Tämä väite ei tietenkään pidä paikkaansa muiden tähtien kohdalla: jättiläistähteillä ja pääsarjan tähdillä voi olla samat massat, mutta merkittävästi erilaiset halkaisijat. Tämä ero valkoisten kääpiöiden ja muiden tähtien välillä selittyy sillä, että lämpötilalla ei ole juuri mitään merkitystä niiden hydrostaattisessa tasapainossa, joka määrää rakenteen.

Koska näin on, täytyy olla jokin universaali suhde, joka yhdistää valkoisten kääpiöiden massat ja niiden säteet. Meidän tehtävämme ei ole johtaa tätä tärkeää riippuvuutta, joka on kaikkea muuta kuin alkeellista. Itse riippuvuus (logaritmisella asteikolla) on esitetty kuvassa. 10.1. Tässä kuvassa ympyrät ja neliöt merkitsevät joidenkin valkoisten kääpiöiden paikkoja tunnetuilla massoilla ja säteillä. Tässä kuvassa esitetyllä valkoisten kääpiöiden massan ja säteen riippuvuudella on kaksi mielenkiintoista ominaisuutta. Ensinnäkin tästä seuraa, että mitä suurempi valkoisen kääpiön massa on, sitä pienempi on sen säde. Tässä suhteessa valkoiset kääpiöt käyttäytyvät eri tavalla kuin yhdestä metallikappaleesta tehdyt pallot... Toiseksi valkoisilla kääpiöillä on suurin sallittu massa-arvo[27]. Teoria ennustaa, että valkoisia kääpiöitä, joiden massa ylittäisi 1,43 auringon massaa, ei voi olla luonnossa [28]. Jos valkoisen kääpiön massa lähestyy tätä kriittistä arvoa pienemmistä massoista, sen säde pyrkii olemaan nolla. Käytännössä tämä tarkoittaa, että tietystä massasta alkaen rappeutuneen kaasun paine ei enää pysty tasapainottamaan painovoimaa ja tähti romahtaa katastrofaalisesti.

Tällä tuloksella on poikkeuksellisen suuri merkitys koko tähtien evoluution ongelmalle. Siksi on syytä tarkastella sitä hieman yksityiskohtaisemmin. Kun valkoisen kääpiön massa kasvaa, sen keskitiheys kasvaa yhä enemmän. Elektronikaasun rappeutuminen voimistuu entisestään. Tämä tarkoittaa, että hiukkasten määrä kasvaa yhtä "sallittua" lentorataa kohti. Ne ovat hyvin "ahtaat" ja ne liikkuvat (jotta eivät rikkoisi Paulin periaatetta!) yhä suuremmilla nopeuksilla. Näistä nopeuksista tulee melko lähellä valonnopeutta. Syntyy uusi aineen tila, jota kutsutaan "relativistiseksi degeneraatioksi". Tällaisen kaasun tilayhtälö muuttuu - sitä ei enää kuvata kaavalla (10.1). Relaatio pätee arvon (10.1) sijaan

(10.4)

Nykytilanteen arvioimiseksi oletetaan, kuten 6 §:ssä tehtiin,

HERRA 3. Sitten relativistisen rappeutumisen kanssa P M 4/ 3 /R 4, ja painovoimaa vastustava ja painehäviön suuruinen voima on

Samaan aikaan painovoima on

GM/R 2 M 2 /R 5. Näemme, että molemmat voimat - painovoima ja painehäviö - riippuvat tähden koosta samalla tavalla: miten R-5 ja riippuvat eri massasta. Tästä syystä tähden massalla täytyy olla jokin, täysin selvä arvo, jossa molemmat voimat ovat tasapainossa. Jos massa ylittää tietyn kriittisen arvon, painovoima voittaa aina paine-eron aiheuttaman voiman ja tähti romahtaa katastrofaalisesti.

Oletetaan nyt, että massa on pienempi kuin kriittinen. Silloin paineen aiheuttama voima on suurempi kuin painovoima, joten tähti alkaa laajentua. Laajentumisprosessin aikana relativistinen rappeutuminen korvataan tavallisella "ei-relativistisella" rappeutumisella. Tässä tapauksessa tilayhtälöstä P

5/ 3 siitä seuraa PR M 5/ 3 /R 6, eli painovoimaa vastustavan voiman riippuvuus R tulee olemaan vahvempi. Siksi tietyllä säteellä tähden laajeneminen pysähtyy.

Tämä kvalitatiivinen analyysi havainnollistaa toisaalta valkoisten kääpiöiden massa-säde-suhteen olemassaolon tarpeellisuutta ja sen luonnetta (eli mitä pienempi säde, sitä suurempi massa), ja toisaalta se oikeuttaa rajoittavan massan olemassaolo, joka on seurausta väistämättömästä relativistisesta rappeutumisesta. Kuinka kauan tähdet, joiden massa on yli 1,2 Auringon massaa, voivat kutistua? Tätä viime vuosina erittäin ajankohtaiseksi tullutta kiehtovaa ongelmaa käsitellään kohdassa 24.

Valkoisten kääpiöiden sisälle on ominaista korkea läpinäkyvyys ja lämmönjohtavuus. Tämän aineen hyvä läpinäkyvyys selittyy jälleen Paulin periaatteella. Loppujen lopuksi valon absorptio aineessa liittyy elektronien tilan muutokseen, joka johtuu niiden siirtymisestä kiertoradalta toiselle. Mutta jos ylivoimainen enemmistö rappeutuneen kaasun "kiertoradoista" (tai "lentoradoista") on "varattu", tällaiset siirtymät ovat erittäin vaikeita. Vain harvat, erityisen nopeat elektronit valkoisen kääpiön plasmassa voivat absorboida säteilykvanteja. Degeneroituneen kaasun lämmönjohtavuus on korkea - tavalliset metallit ovat tästä esimerkki. Erittäin korkean läpinäkyvyyden ja lämmönjohtavuuden vuoksi valkoisessa kääpiössä ei voi tapahtua suuria lämpötilan muutoksia. Lähes koko lämpötilaero, jos siirryt valkoisen kääpiön pinnalta sen keskustaan, esiintyy erittäin ohuessa, uloimmassa ainekerroksessa, joka on rappeutumattomassa tilassa. Tässä kerroksessa, jonka paksuus on noin 1 % säteestä, lämpötila nousee useista tuhansista kelvineistä pinnalla noin kymmeneen miljoonaan kelviniin ja pysyy sitten lähes muuttumattomana tähden keskustaan ​​asti.

Valkoiset kääpiöt, vaikka heikostikin, säteilevät silti. Mikä on tämän säteilyn energialähde? Kuten edellä jo korostettiin, valkoisten kääpiöiden syvyyksissä ei käytännössä ole vetyä, tärkeintä ydinpolttoainetta. Melkein kaikki se paloi loppuun valkoisen kääpiön vaihetta edeltäneiden tähtien evoluution vaiheiden aikana. Mutta toisaalta spektroskooppiset havainnot osoittavat selvästi, että vetyä on läsnä valkoisten kääpiöiden uloimmissa kerroksissa. Sillä joko ei ollut aikaa palaa loppuun, tai (todennäköisemmin) se pääsi sinne tähtienvälisestä väliaineesta. On mahdollista, että valkoisten kääpiöiden energialähteenä voivat olla vetyydinreaktiot, jotka tapahtuvat hyvin ohuessa pallomaisessa kerroksessa niiden sisätilojen ja ilmakehän tiheän rappeutuneen aineen rajalla. Lisäksi valkoiset kääpiöt voivat ylläpitää melko korkeita pintalämpötiloja tavallisen lämmönjohtavuuden kautta. Tämä tarkoittaa, että valkoiset kääpiöt, joilla ei ole energialähteitä, jäähtyvät säteilemällä lämpövarastostaan. Ja nämä varat ovat erittäin suuret. Koska elektronien liikkeet valkoisten kääpiöiden aineessa johtuvat rappeutumisilmiöstä, niiden sisätilojen lämpövarasto sisältyy ytimiin ja ionisoituneisiin atomeihin. Olettaen, että valkoisten kääpiöiden aines koostuu pääasiassa heliumista (atomipaino 4), on helppo löytää valkoisen kääpiön sisältämän lämpöenergian määrä:

(10.5)

Missä m H on vetyatomin massa, k- Boltzmannin vakio. Valkoisen kääpiön jäähtymisaika voidaan arvioida jakamalla E T sen valoisuuden suhteen L. Se osoittautuu useiden satojen miljoonien vuosien luokkaa.

Kuvassa Kuva 10.2 esittää valoisuuden empiiristä riippuvuutta pintalämpötilasta useille valkoisille kääpiöille. Suorat viivat ovat vakiosäteiden paikkoja. Jälkimmäiset ilmaistaan ​​Auringon säteen murto-osina. Vaikuttaa siltä, ​​että empiiriset kohdat sopivat hyvin näille linjoille. Tämä tarkoittaa, että havaitut valkoiset kääpiöt ovat eri jäähtymisvaiheissa.

Viime vuosina Zeeman-ilmiön aiheuttamaa voimakasta spektrin absorptioviivojen halkeilua on havaittu kymmenelle valkoiselle kääpiölle. Halkeaman suuruudesta seuraa, että magneettikentän voimakkuus näiden tähtien pinnalla saavuttaa valtavan arvon, joka on luokkaa kymmenen miljoonaa oerstediä (Oe). Niin suuri magneettikentän arvo selittyy ilmeisesti valkoisten kääpiöiden muodostumisolosuhteilla. Jos esimerkiksi oletetaan, että tähti supistuu ilman merkittävää massahäviötä, voimme odottaa, että magneettivuo (ts. tähden pinta-alan ja magneettikentän voimakkuuden tulo) säilyttää arvonsa. Tästä seuraa, että magneettikentän voimakkuus tähden supistuessa kasvaa käänteisesti suhteessa sen säteen neliöön. Näin ollen se voi kasvaa satojatuhansia kertoja. Tämä magneettikentän lisäämismekanismi on erityisen tärkeä neutroni tähdet, joista keskustellaan kohdassa 22[29]. On mielenkiintoista huomata, että useimpien valkoisten kääpiöiden kenttä ei ole vahvempi kuin muutama tuhat oerstediä. Näin ollen "magnetoidut" valkoiset kääpiöt muodostavat erityisen ryhmän tämän tyyppisten "mustien" ja "valkoisten aukkojen" joukossa. Maaliskuussa 1974 Neuvostoliiton tiedeakatemian P. N. Lebedevin valtion tähtitieteellisessä instituutissa ilmestyi mielenkiintoinen ilmoitus. sisäänkäynnillä. Yhteisessä seminaarissa luettiin raportti "Räjähtävätkö valkoiset aukot?" Tieteellinen

Kirjasta Prinssi pilvien maasta kirjoittaja Galfar Christophe

Luku 4 Tristam painoi korvansa seinää vasten ja kuunteli Lazurron askelten häipyvän. Sillä välin Tom tutki alempaa ovea, joka pysäytti heidän putoamisen. ”Onko kaikki hyvin?” - Tristam kysyi kuiskaten palaten ystävälleen "Ei, ei ollenkaan!" Oli parempi tulla ulos ja myöntää kaikki. Ne

Kirjasta Silmä ja aurinko kirjoittaja Vavilov Sergei Ivanovitš

Luku 7 Tänä iltatunnina aukio oli melkein autio. Tristam eteni ratkaisevalla askeleella, mutta sitten hän huusi: "Mitä sinä täällä teet?" Hei! Kylä! Kerron sinulle! Eikö Lazurro nappasi sinua kirjastossa, se oli Jerry, pilvirakentajien johtajan poika?

Kirjasta Interstellar: tiede kulissien takana kirjoittaja Thorne Kip Stephen

Luku 8 Tom jätti Tristamin puutarhan perään, meni huoneeseensa ja alkoi pukea päälleen kuivia vaatteita. Kello soi taas, oli aika mennä pöytään. Yksi asia jäi tielle: Tom ei voinut unohtaa kirjaa salaisesta kirjastosta. Vaikka hän vaihtaisi vaatteita, hän ei irrottanut katsettaan hänestä

Kirjailijan kirjasta

Luku 16 Tuuli puhalsi yhä enemmän. Riisipankkien varret piiskasivat armottomasti Tomia ja Tristamia, kun he pakenivat takaa-ajoitaan. Pelosta hulluina pojat ajattelivat vain saada kiinni rouva Draken. Se oli jo lähellä suoja-aitaa. Lähellä kaupungin rajoja, Tristamin äiti

Kirjailijan kirjasta

Luku 1 Tristam ja Tom lensivät hyvin korkealle, paljon korkeammalle kuin luonnolliset pilvet kohoavat. Yli tunti oli kulunut siitä, kun he jättivät taakseen jäisen verhon, josta tyrannijoukot putosivat Myrtilvillen päälle. Taivas täällä ei ollut sama kuin heidän kaupungin yllä:

Kirjailijan kirjasta

Luku 2 Linnunradan tähdet tuikkivat taivaalla. Lennon alusta lähtien Tom ei ollut lausunut sanaa, mutta Tristam tunsi, että hänen ystävänsä ei ollut enää niin synkkä kuin ennen . "Mistä sinä puhut?" Sinä

Kirjailijan kirjasta

Luku 3 Alkoi valoa. Avaruus ja tähdet katosivat vähitellen. Taivas täyttyi valolla ja menetti läpinäkyvyytensä. Siitä tuli hyvin, hyvin kylmä. Ja hyvin hiljaa: ei näyttänyt olevan merkkejä vaikeuksista. Tom ja Tristam nukkuivat. He eivät nähneet, että ohjauspaneeli oli vilkkunut pitkään aikaan

Kirjailijan kirjasta

Luku 4 "Tulee järkiinsä", sanoi Tristam avasi hänen silmänsä. Hän makasi sängyllä, jonka lähellä oli kolme ihmistä: mies ja kaksi naista. Huoneen katto, jossa hän oli, oli maalattu tummanvihreäksi. Seinät olivat myös vihreitä, mutta niissä ei ollut ikkunoita

Kirjailijan kirjasta

Luku 5 Kun sairaalan ovi avautui ja saattueen päästiin ulos, Tristam sulki tahattomasti silmänsä kirkkaalta valolta. Kaupunkia ympäröivän pilvisen seitsemän vuoren alueen huiput loistivat niin puhtaalla ja häikäisevällä valkoisuudella, että hänen täytyi seurata poliisia silmät kiinni. Niin,

Kirjailijan kirjasta

Luku 6 Vankila, jossa oli sokeat seinät ilman yhtä ikkunaa, sijaitsi syvällä pilven syvyyksissä, jolle Valkoinen pääkaupunki rakennettiin. Pelästynyt Tristam ja Tom istuivat sellissä hiljaa jonkin aikaa heille varatulla sängyllä - itse asiassa se oli

Kirjailijan kirjasta

Luku 7 Kului useita tunteja. Tristam ja Tom makasivat kovilla pankeilla pimeässä, ikkunattomassa sellissä, heilutellen jatkuvasti puolelta toiselle. Heti kun huilun sävelmä lakkasi, vanha mies nukahti heti, mutisi jotain äänettömästi unissaan. Ymmärsin Tristamia

Kirjailijan kirjasta

Luku 8 Piipuista vuotaa paksua savua sekoittuneena viileään ja kosteaan aamun ilmaan. Lumiukkoja oli sijoitettu kaikkiin risteyksiin Valkoisen pääkaupungin keskustassa. He näyttivät vähemmän lainvalvontaviranomaisilta ja enemmän miehitysjoukoilta

Kirjailijan kirjasta

Kirjailijan kirjasta

Tähtikuolema: valkoiset kääpiöt, neutronitähdet ja mustat aukot Aurinko ja maa ovat noin 4,5 miljardia vuotta vanhoja, noin kolmanneksen maailmankaikkeuden iästä. Noin 6,5 miljardin vuoden kuluttua auringon ytimestä loppuu ydinpolttoaine, joka pitää auringon kuumana. Sitten se alkaa

Viesti suhtauduttiin skeptisesti, sillä tumma satelliitti jäi havaitsematta ja sen massan olisi pitänyt olla melko suuri - verrattavissa Siriuksen massaan.

Tiheyden paradoksi

”Olin kylässä ystäväni... Professori E. Pickeringin luona liikematkalla. Hän tarjoutui tyypillisellä ystävällisyydellä hankkimaan spektrit kaikista Hincksin ja minä 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 spektriluokka M (eli erittäin alhainen pintalämpötila). Muistaakseni keskustellessani tästä kysymyksestä kysyin Pickeringiltä muutamista muista himmeistä tähdistä... mainiten erityisesti 40 Eridani B. Hän lähetti tyypillisellä tavallaan välittömästi pyynnön (Harvardin) Observatorion toimistoon, ja pian hän sai vastauksen (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 ristiriita. Ilmeisesti en salannut sitä tosiasiaa, etten ollut vain yllättynyt, vaan kirjaimellisesti hämmästynyt tästä poikkeuksesta, joka vaikutti täysin normaalilta tähtien ominaisuuksilta. Pickering hymyili minulle ja sanoi: "Juuri tällaiset poikkeukset johtavat tietomme laajentumiseen" - ja valkoiset kääpiöt saapuivat tutkittavaan maailmaan.

Russellin yllätys on täysin ymmärrettävää: 40 Eridani B viittaa suhteellisen lähellä oleviin tähtiin, ja havaitusta parallaksista voidaan määrittää melko tarkasti etäisyys siihen ja vastaavasti valoisuus. 40 Eridani B:n kirkkaus osoittautui spektriluokkaansa nähden poikkeuksellisen alhaiseksi - valkoiset kääpiöt muodostivat uuden alueen H-R-kaaviossa. Tämä valoisuuden, massan ja lämpötilan yhdistelmä oli käsittämätön, eikä sitä voitu selittää 1920-luvulla kehitetyssä tähtirakenteen pääsekvenssimallissa.

Valkoisten kääpiöiden suuri tiheys jäi selittämättömäksi klassisen fysiikan ja tähtitieteen puitteissa, ja se selitettiin vasta kvanttimekaniikan puitteissa Fermi-Dirac-tilastojen tulon jälkeen. Vuonna 1926 Fowler artikkelissaan Dense Matter ( "Tiheässä aineessa", Monthly Notices R. Astron. Soc. 87, 114-122) osoitti, että toisin kuin pääsarjan tähdet, joiden tilayhtälö perustuu ihanteelliseen kaasumalliin (tavallinen Eddington-malli), valkoisille kääpiöille aineen tiheys ja paine määräytyvät rappeutuneen elektronikaasun (Fermi-kaasun) ominaisuuksien mukaan. ).

Seuraava vaihe valkoisten kääpiöiden luonteen selittämisessä oli Yakov Frenkelin ja Chandrasekharin työ. Vuonna 1928 Frenkel huomautti, että valkoisten kääpiöiden massalla pitäisi olla yläraja, ja vuonna 1931 Chandrasekhar teoksessaan "Ihanteelisen valkoisen kääpiön maksimimassa" ("The Maximum Mass of an Ideal White Dwarf") "Ihanteellisten valkoisten kääpiöiden enimmäismassa", Astroph. J. 74, 81-82) osoitti, että valkoisten kääpiöiden massoilla on yläraja, eli nämä tähdet, joiden massa ylittää tietyn rajan, ovat epävakaita (Chandrasekhar-raja) ja niiden täytyy romahtaa.

Valkoisten kääpiöiden alkuperä

Fowlerin ratkaisu selitti valkoisten kääpiöiden sisäisen rakenteen, mutta ei selventänyt niiden alkuperämekanismia. Valkoisten kääpiöiden synnyn selittämisessä avainasemassa oli kaksi ajatusta: tähtitieteilijä Ernst Epicin ajatus, että punaiset jättiläiset muodostuvat pääsarjan tähdistä ydinpolttoaineen palamisen seurauksena, ja tähtitieteilijä Vasily Fesenkovin oletus. pian toisen maailmansodan jälkeen, että pääsarjan tähtien pitäisi menettää massaa, ja tällaisella massan menetyksellä pitäisi olla merkittävä vaikutus tähtien kehitykseen. Nämä oletukset vahvistettiin täysin.

Kolminkertainen heliumreaktio ja punaisten jättiläisten isotermiset ytimet

Pääsekvenssin tähtien evoluution aikana vety "palaa" - nukleosynteesi ja heliumin muodostuminen (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 uusi lämpöydinenergian lähde aktivoituu: punaisille jättiläisille ja superjättiläisille tyypillinen heliumin palaminen (kolminkertainen heliumreaktio tai kolmoisalfa-prosessi).

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

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

+ 7,3 MeV.

Huolimatta erittäin alhaisesta 8 Be:n tasapainopitoisuudesta (esim. lämpötilassa ~10 8 K pitoisuussuhde [ 8 Be]/[ 4 He] ~10 −10), nopeus on sellainen. kolminkertainen heliumreaktio osoittautuu riittäväksi uuden hydrostaattisen tasapainon saavuttamiseksi tähden kuumassa ytimessä. Energian vapautumisen riippuvuus lämpötilasta ternäärisessä heliumreaktiossa on erittäin suuri, esimerkiksi lämpötila-alueella ~1-2·10 8 K energian vapautuminen on:

missä on heliumin osittainen pitoisuus ytimessä (käsitellyssä vedyn "palamisen" tapauksessa se on lähellä yksikköä).

On kuitenkin huomattava, että kolmoisheliumreaktiolle on ominaista huomattavasti pienempi energian vapautuminen kuin Bethen syklillä: mitattuna massayksikköä kohti energian vapautuminen heliumin "polton" aikana on yli 10 kertaa pienempi kuin vedyn "polton" aikana. Heliumin palaessa ja ytimen energialähteen loppuessa monimutkaisemmat nukleosynteesireaktiot ovat mahdollisia, mutta ensinnäkin tällaiset reaktiot vaativat yhä korkeampia lämpötiloja, ja toiseksi energian vapautuminen massayksikköä kohden tällaisissa reaktioissa vähenee massamassan myötä. lisääntyy reagoivien ytimien määrä.

Lisätekijä, joka ilmeisesti vaikuttaa punaisten jättiläisten ytimien evoluutioon, on kolmoisheliumreaktion korkean lämpötilaherkkyyden ja raskaampien ytimien fuusioreaktioiden yhdistelmä mekanismin kanssa. neutrino jäähdytys: korkeissa lämpötiloissa ja paineissa elektronit voivat siroittaa fotoneja muodostamalla neutrino-antineutrino-pareja, jotka kuljettavat vapaasti energiaa ytimestä: tähti on heille läpinäkyvä. Tämän 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 ydinlämpötila: isoterminen ydin(Kuva 2).

Kun kyseessä ovat punaiset jättiläiset, joiden massa on suhteellisen pieni (Auringon luokkaa), 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 -aallonpituuteen, eli elektronikaasun degeneroitumisen ehdot täyttyvät. Laskelmat osoittavat, että isotermisten ytimien tiheys vastaa valkoisten kääpiöiden tiheyttä, eli Punaisten jättiläisten ytimet ovat valkoisia kääpiöitä.

Siten valkoisten kääpiöiden massalla on yläraja (Chandrasekhar-raja). On mielenkiintoista, että havaituilla valkoisilla kääpiöillä on samanlainen alaraja: koska tähtien evoluutionopeus on verrannollinen niiden massaan, voimme havaita pienimassaisia ​​valkoisia kääpiöitä vain jäännöksinä niistä tähdistä, jotka onnistuivat kehittymään ajan kuluessa. universumin tähtien muodostumisen alkuvaiheesta nykypäivään.

Spektrien ja spektriluokituksen ominaisuudet

Valkoiset kääpiöt luokitellaan erilliseen spektriluokkaan D (englannista. Kääpiö- kääpiö), tällä hetkellä käytetty luokitus, joka heijastaa valkoisten kääpiöiden spektrien ominaisuuksia, Edward Zionin vuonna 1983 ehdottama; tässä luokituksessa spektriluokka on kirjoitettu seuraavassa muodossa:

D [alaluokka] [spektriominaisuudet] [lämpötilaindeksi],

seuraavat alaluokat on määritelty:

• DA - Balmer-sarjan vedyn viivoja esiintyy spektrissä, heliumin viivoja ei havaita
• DB - spektri sisältää helium He I viivoja, vedyn tai metallien viivoja puuttuu
• DC - jatkuva spektri ilman absorptioviivoja
• DO - spektrissä on voimakkaita helium He II -linjoja, He I- ja H-viivoja voi myös esiintyä
• DZ - vain metalliviivat, ei H- tai He-linjoja
• DQ - hiililinjat, mukaan lukien molekyyli C2

ja spektriominaisuudet:

• P - havaitaan valon polarisaatiota magneettikentässä
• H - polarisaatiota ei havaita magneettikentän läsnä ollessa
• V - ZZ Ceti tyyppisiä tähtiä tai muita muuttuvia valkoisia kääpiöitä
• X - omituiset tai luokittelemattomat spektrit

Valkoisten kääpiöiden evoluutio

Riisi. 8. Protoplanetaarinen sumu NGC 1705. Näkyvissä on sarja pallomaisia ​​kuoria, joita punainen jättiläinen on varistanut, itse tähti on piilotettu pölyhihnalla.

Valkoiset kääpiöt aloittavat evoluutionsa punaisten jättiläisten paljastamattomina rappeutuneina ytiminä, jotka ovat vuodattaneet kuorensa - toisin sanoen nuorten planetaaristen sumujen keskustähdinä. Nuorten planetaaristen sumujen ytimien fotosfäärien lämpötilat ovat erittäin korkeat - esimerkiksi sumun NGC 7293 keskitähden lämpötila vaihtelee välillä 90 000 K (arvioitu absorptioviivoista) 130 000 K (arvioitu röntgenkuvasta). spektri). Tällaisissa lämpötiloissa suurin osa spektristä koostuu kovasta ultraviolettisäteilystä ja pehmeistä röntgensäteistä.

Samaan aikaan havaitut valkoiset kääpiöt jakautuvat spektrien mukaan pääasiassa kahteen suureen ryhmään - "vety" spektriluokkaan DA, joiden spektrissä ei ole heliumviivoja, jotka muodostavat ~80% populaatiosta. valkoisista kääpiöistä ja "helium" spektriluokan DB ilman vetyviivoja spektrissä, jotka muodostavat suurimman osan jäljellä olevista 20% populaatiosta. Syy tähän eroon valkoisten kääpiöiden ilmakehän koostumuksessa jäi epäselväksi pitkään. Vuonna 1984 Ico Iben pohdiskeli skenaarioita valkoisten kääpiöiden "poistumisesta" asymptoottisella jättiläishaaralla sijaitsevista sykkivistä punaisista jättiläisistä eri pulsaatiovaiheissa. Evoluution myöhäisessä vaiheessa punaisissa jättiläisissä, joiden massa on jopa kymmenen aurinkoa, muodostuu heliumytimen "palamisen" seurauksena rappeutunut ydin, joka koostuu pääasiassa hiilestä ja raskaammista alkuaineista, jota ympäröi rappeutumaton. heliumkerroksen lähde, jossa tapahtuu kolminkertainen heliumreaktio. Sen yläpuolella puolestaan ​​on kerrostettu vetylähde, jossa tapahtuu Bethe-syklin lämpöydinreaktioita, jotka muuttavat vetyä heliumiksi, jota ympäröi vetykuori; siten ulkoinen vetykerroksen lähde on heliumin "tuottaja" heliumkerroksen lähteelle. Heliumin palaminen kerroslähteessä on altis lämpöepävakaudelle sen erittäin suuren lämpötilariippuvuuden vuoksi, ja tätä pahentaa vedyn korkeampi muuntumisnopeus heliumiksi verrattuna heliumin palamisnopeuteen; seurauksena on heliumin kerääntyminen, sen puristuminen, kunnes rappeutuminen alkaa, kolminkertaisen heliumin reaktion nopeuden voimakas nousu ja kehitys kerrostettu helium flash.

Äärimmäisen lyhyessä ajassa (~30 vuodessa) heliumin lähteen valoisuus kasvaa niin paljon, että heliumin palaminen siirtyy konvektiiviseen tilaan, kerros laajenee työntäen vetykerroksen lähteen ulos, mikä johtaa sen jäähtymiseen ja vedyn palamisen lakkaamiseen. . Ylimääräisen heliumin palamisen jälkeen soihdun aikana heliumkerroksen kirkkaus heikkenee, punaisen jättiläisen ulommat vetykerrokset supistuvat ja vetykerroksen lähteen uusi syttyminen tapahtuu.

Iben ehdotti, että sykkivä punainen jättiläinen voi irrottaa verhonsa muodostaen planetaarisen sumun sekä heliumileimauksen vaiheessa että lepotilassa aktiivisen kerrostetun vetylähteen kanssa, ja koska verhon erotuspinta riippuu vaiheesta, silloin kun vaippa irtoaa heliumin välähdyksen aikana spektriluokan DB valkoinen "helium" kääpiö paljastuu, ja kun kuoren irtoaa jättiläinen, jolla on aktiivinen kerrostettu vetylähde, "vety" kääpiö DA paljastuu; Heliumpurkauksen 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. Tämän vahvistavat tähdet SDSS 0922+2928 ja SDSS 1102+2054 happea sisältävällä ilmakehällä.

Koska valkoisilla kääpiöillä ei ole omia lämpöydinenergialähteitään, ne säteilevät lämpövaroistaan. Täysin mustan kappaleen säteilyteho (integroitu teho koko spektrillä) pinta-alayksikköä kohti on verrannollinen kehon lämpötilan neljänteen potenssiin:

missä on teho säteilevän pinnan pinta-alayksikköä kohti ja W/(m²·K 4) ​​on Stefan-Boltzmannin vakio.

Kuten jo todettiin, lämpötila ei sisälly degeneroituneen elektronikaasun tilayhtälöön - eli valkoisen kääpiön säde ja emittoiva alue pysyvät muuttumattomina: sen seurauksena ensinnäkin valkoisilla kääpiöillä ei ole massaa - valoisuutta suhde, mutta on olemassa iän ja valoisuuden suhde (riippuen vain lämpötilasta, mutta ei säteilevän pinnan alueesta), ja toiseksi superkuumien nuorten valkoisten kääpiöiden pitäisi jäähtyä melko nopeasti, koska säteilyvirta ja vastaavasti jäähdytysnopeus ovat verrannollisia lämpötilan neljänteen potenssiin.

Tähtitieteellinen ilmiö, johon liittyy valkoisia kääpiöitä

Valkoisten kääpiöiden röntgensäteily

Riisi. 9 Siriuksen pehmeä röntgenkuva. Kirkas komponentti on valkoinen kääpiö Sirius B, himmeä komponentti Sirius A

Nuorten valkoisten kääpiöiden - tähtien isotrooppisten ytimien kuorien irtoamisen jälkeen - pintalämpötila on erittäin korkea - yli 2·10 5 K, mutta laskee melko nopeasti neutriinojäähdytyksen ja pinnan säteilyn vuoksi. 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 valokuvat Siriuksesta (ks. kuva 9) voivat toimia havainnollistamiseen - niissä valkoinen kääpiö Sirius B näyttää kirkkaammalta kuin spektriluokan A1 Sirius A, jonka optinen alue ~10 000 kertaa kirkkaampi kuin Sirius B.

Kuumimpien valkoisten kääpiöiden pintalämpötila on 7·10 4 K, kylmimpien - ~5·10 3 K (ks. esim. Van Maasen tähti).

Valkoisten kääpiöiden säteilyn erikoisuus röntgenalueella on se, että niiden pääasiallinen röntgensäteilyn lähde on fotosfääri, joka erottaa ne jyrkästi "normaaleista" tähdistä: jälkimmäisillä on röntgenkorona. kuumennetaan useisiin miljooniin kelvineihin, ja fotosfäärin lämpötila on liian alhainen röntgensäteilylle.

Lisääntyminen 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 komponentti voi jäädä pääsarjaan tähän mennessä . Kun taas vähemmän massiivinen komponentti poistuu pääsekvenssistä evoluution aikana ja siirtyy punaiselle jättiläishaaralle, kehittyvän tähden koko alkaa kasvaa, kunnes se täyttää Roche-keilansa. Koska binäärijärjestelmän komponenttien Roche-keilat koskettavat Lagrange-pisteessä L1, niin tässä kehitysvaiheessa vähemmän massiivinen komponentti, jonka L1-pisteen kautta kulkee aine virtaa punaisesta jättiläisestä Rochen keilaan. Valkoinen kääpiö alkaa ja sen pinnalle kertyy edelleen runsaasti vetypitoista ainetta (katso kuva 10), mikä johtaa useisiin tähtitieteellisiin ilmiöihin:

• Ei-stationaarinen lisääntyminen valkoisiin kääpiöihin, jos seuralainen 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 säteilyn voimakkaan polarisaation näkyvä alue (napaiset ja keskinapaiset).
• Vetypitoisen aineen kerääntyminen valkoisiin kääpiöihin johtaa sen kerääntymiseen pintaan (joka koostuu pääasiassa heliumista) ja kuumenemiseen heliumin fuusioreaktiolämpötiloihin, mikä termisen epävakauden tapauksessa johtaa räjähdykseen, joka havaitaan novana.
• Riittävän pitkä ja intensiivinen kertyminen massiiviseen valkoiseen kääpiöön johtaa sen massan ylittymiseen Chandrasekhar-rajan ja painovoiman romahtamiseen, joka havaitaan tyypin Ia supernovaräjähdyksenä (katso kuva 11).

Huomautuksia

1. Ya B. Zeldovich, S. I. Blinnikov, N. I. Shakura.. - M.: MSU, 1981.
2. Sinuosités observées dans le mouvement propre de Sirius, kuva. 320, Flammarion C., Les étoiles et les curiosités du ciel, supplément de "l'Astronomie populaire", Marpon et Flammarion, 1882
3. Procyonin ja Siriuksen oikeista liikkeistä (englanniksi). (12/1844). Arkistoitu
4. Flammarion C. (1877). "Siriuksen seuralainen". Tähtitieteellinen rekisteri 15 : 186-189. Haettu 2010-01-05.
5. van Maanen A. Kaksi heikkoa tähteä suurella oikealla liikkeellä. Tyynenmeren tähtitieteellisen seuran julkaisut(12/1917). - Voi. 29, nro 172, s. 258-259. Arkistoitu alkuperäisestä 23. elokuuta 2011.
6. V.V. Ivanov. Valkoiset kääpiöt. Astronetti(17.09.2002). Arkistoitu alkuperäisestä 23. elokuuta 2011. Haettu 6. toukokuuta 2009.
7. Fowler R.H. Tiheästä aineesta (englanniksi). Royal Astronomical Societyn kuukausitiedotteet(12/1926). Arkistoitu alkuperäisestä 23. elokuuta 2011. Haettu 22. heinäkuuta 2009.
8. Chandrasekhar S. Ihanteellisten valkoisten kääpiöiden enimmäismassa. Astrophysical Journal(07/1931). Arkistoitu alkuperäisestä 23. elokuuta 2011. Haettu 22. heinäkuuta 2009.
9. Shklovsky I.S. Planetaaristen sumujen ja niiden ytimien luonteesta // Tähtitieteellinen lehti. - 1956. - T. 33. - Nro 3. - P. 315-329.
10. Ehdotettu uusi valkoisen kääpiön spektriluokitusjärjestelmä, E. M. Sion, J. L. Greenstein, J. D. Landstreet, J. Liebert, H. L. Shipman ja G. A. Wegner, Astrophysical Journal 269 , #1 (1. kesäkuuta 1983), s. 253-257.
11. Leahy, D. A.; C. Y. Zhang, Sun Kwok (1994). "Kahden lämpötilan röntgensäteily planeetta-sumusta NGC 7293." Astrophysical Journal 422 : 205-207. Haettu 2010-07-05.
12. Iben Jr, I. (1984). "Heliumin poltolla toimivien planetaaristen sumun ytimien taajuudesta ja valkoisten kääpiöiden taajuudesta, joiden ilmakehässä on vetyvajaus." Astrophysical Journal 277 : 333-354. ISSN 0004-637X.
13. Sofia Neskuchnaya Kääpiö hengittää happea (venäjäksi). newspaper.ru (13.11.2009 10:35). Arkistoitu alkuperäisestä 23. elokuuta 2011. Haettu 23. toukokuuta 2011.
14. Sirius A ja B: Kaksoistähtijärjestelmä Canis Majorin tähdistössä // Chandra X-Ray Observatoryn valokuva-albumi
15. Ivanov V.V. Valkoiset kääpiöt. Astronomical Institute on nimetty. V. V. Soboleva. Arkistoitu alkuperäisestä 23. elokuuta 2011. Haettu 6. tammikuuta 2010.

Kirjallisuus

• Deborah Jean Warner. Alvan Clark and Sons: Optiikan taiteilijat. - Smithsonian Press, 1968.
• Ya B. Zeldovich, S. I. Blinnikov, N. I. Shakura. Tähtien rakenteen ja kehityksen fyysinen perusta. - M., 1981.
• Shklovsky I.S. Tähdet: heidän syntymänsä, elämänsä ja kuolemansa. - M.: Nauka, 1984.
• Steven D. Kawaler, Igorʹ Dmitrievich Novikov, Ganesan Srinivasan, G. Meynet, Daniel Schaerer. Tähtien jäännökset. - Springer, 1997. - ISBN 3540615202, 9783540615200
• Kippenhan R. (Englanti) Venäjän kieli 100 miljardia aurinkoa: Tähtien synty, elämä ja kuolema = 100 Milliarden Sonnen / Käännös. hänen kanssaan. A. S. Dobroslavsky, B. B. Straumal, toim. I. M. Khalatnikova, A. V. Tutukova. - Maailma. - M., 1990. - 293 s. - 88 000 kappaletta. - ISBN 5-03-001195-1
• Valkoiset kääpiöt // Avaruuden fysiikka: Pieni tietosanakirja. - M.: Neuvostoliiton tietosanakirja, 1986.

Katso myös

Linkit

valkoinen kääpiö
koulutus	Chandrasekharin raja · PG 1159 tähti · Tähtien evoluutio · Hertzsprung-Russell -kaavio · Miridit
Evoluutio

Mistä valkoiset kääpiöt tulevat?

Mitä tapahtuu tähdelle sen elinkaaren lopussa, riippuu tähdellä syntyessään olevasta massasta. Tähdet, joilla oli alun perin enemmän massaa, päätyvät mustiksi aukoksi ja neutronitähdiksi. Pieni- tai keskimassaisista tähdistä (niistä, joiden massa on alle 8 Auringon massaa) tulee valkoisia kääpiöitä. Tyypillinen valkoinen kääpiö on suunnilleen Auringon massa ja on 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 ytimessä olevaa vetyä heliumiksi. Tämä prosessi tapahtuu tällä hetkellä Auringossa. Auringon vedyn heliumin ydinfuusion tuottama energia luo sisäistä painetta. Seuraavien 5 miljardin vuoden aikana Aurinko käyttää ytimessä olevan vetyvarannon loppuun.

Tähtiä voi verrata painekattilaan. Kun suljettua astiaa kuumennetaan, paine sen sisällä kasvaa. Samanlaista tapahtuu Auringossa, tarkasti ottaen aurinkoa ei voida kutsua suljetuksi 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, painovoima alkaa hallita tätä tasapainoa 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 nielaistyy kokonaan. Kun tähti kasvaa, se jäähtyy. Punaisen jättiläisen ytimen lämpötila kuitenkin nousee, kunnes se on tarpeeksi kuuma sytyttääkseen heliumin (syntetisoituu vedystä). Lopulta helium muuttuu hiileksi ja raskaammiksi alkuaineiksi. Vaihe, jossa aurinko on punainen jättiläinen, kestää 1 miljardi vuotta, kun taas vedyn palamisvaihe kestää 10 miljardia vuotta.

Pallomainen klusteri M4. Optinen kuva maassa sijaitsevasta kaukoputkesta (vasemmalla) ja Hubble-teleskooppikuvasta (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 vielä tarpeeksi kuuma aloittaakseen hiilen palamisen. 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 tähdestä tulee entistä isompi! Aurinkomme säteestä tulee suurempi kuin Maan kiertoradan säde!

Tänä aikana Aurinko muuttuu epävakaaksi ja menettää substanssinsa. Tämä jatkuu, kunnes tähti luopuu kokonaan ulkokerroksistaan. 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 olevan samanlaisia ​​kuin Uranus ja Neptunus. On olemassa useita planetaarisia sumuja, jotka voidaan nähdä amatööriteleskoopilla. Noin puolessa niistä näkyy valkoinen kääpiö keskellä melko vaatimattoman kokoisen kaukoputken avulla.

Planetaarinen sumu on merkki keskimassaisesta tähdestä, joka muuttuu punaisesta jättiläisestä valkoiseksi kääpiöksi. 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 hiilipakkareiksi, 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 eteen- ja taaksepäin liikkeitä, ikään kuin näkymätön esine pyörisi sen ympärillä. Vuonna 1863 optikko ja teleskooppisuunnittelija Alvan Clark löysi tämän salaperäisen esineen. Seuralainen tähti tunnistettiin myöhemmin valkoiseksi kääpiöksi. Tällä hetkellä tämä pari tunnetaan 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. Linkki: 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 kohdalla, jos tähdellä on tietynlainen selittämätön liike, voi olla mahdollista havaita, että yksittäinen tähti on itse asiassa monijärjestelmä. Tarkemmin tarkasteltuna on mahdollista määrittää, onko tähtikumppani valkoinen kääpiö. Hubble-avaruusteleskooppi, jossa on 2,4 metrin peili ja parannettu optiikka, havainnoi onnistuneesti valkoisia kääpiöitä käyttämällä laajakulmaista planeettakameraa. Elokuussa 1995 tätä kameraa käytettiin tarkkailemaan yli 75 valkoista kääpiötä M4 pallomaisessa joukossa Skorpionin tähdistössä. Nämä valkoiset kääpiöt olivat niin himmeitä, että kirkkaimmat niistä eivät olleet kirkkaampia kuin 100 watin hehkulamppu Kuun etäisyydellä. M4 sijaitsee 7 000 valovuoden päässä ja on meitä lähin pallomainen tähtijoukko. Sen ikä on noin 14 miljardia vuotta, minkä vuoksi suurin osa tämän joukon tähdistä on elämänsä loppuvaiheessa.