कई वर्षों तक, जर्मन खगोलशास्त्री फ्रेडरिक विल्हेम बेसेल ने आकाश में दो चमकीले सितारों - सीरियस और प्रोसीओन - की उचित गतिविधियों का अवलोकन किया और 1844 में उन्होंने स्थापित किया कि वे दोनों सीधी रेखाओं में नहीं, बल्कि विशिष्ट लहरदार प्रक्षेप पथों के साथ चलते हैं। इस खोज ने वैज्ञानिक को यह सोचने के लिए प्रेरित किया कि इनमें से प्रत्येक तारे का एक उपग्रह है जो हमारे लिए अदृश्य है, अर्थात यह भौतिक रूप से एक द्विआधारी तारा प्रणाली है।

बेसेल की धारणा की जल्द ही पुष्टि हो गई। अमेरिकी ऑप्टिशियन अल्वान क्लार्क ने 31 जनवरी, 1862 को 46 सेमी व्यास वाले एक नव निर्मित लेंस का परीक्षण करते समय सीरियस उपग्रह की खोज की। बाद में 1896 में प्रोसीओन उपग्रह की खोज की गई। कुछ समय बाद, इन तारों और उनके उपग्रहों की पारस्परिक क्रांति के प्रत्यक्ष दूरबीन अवलोकनों के आधार पर, खगोलविदों ने (सार्वभौमिक गुरुत्वाकर्षण के नियम की मदद से) प्रत्येक तारे के द्रव्यमान का पता लगाने में कामयाबी हासिल की। मुख्य तारे, जिन्हें अब सीरियस ए और प्रोसीओन ए कहा जाता है, क्रमशः सूर्य से 2.3 और 1.8 गुना अधिक बड़े हैं, और उनके उपग्रहों - सीरियस बी और प्रोसीओन बी का द्रव्यमान 0.98 और 0.65 सौर द्रव्यमान है।

लेकिन सूर्य, जिसका द्रव्यमान सिरियस बी के लगभग बराबर है, अपनी दूरी से लगभग उत्तरी तारे के समान ही चमकेगा। तो सिरियस बी को 18 वर्षों तक "अदृश्य उपग्रह" क्यों माना गया? शायद उसके और सीरियस ए के बीच छोटी कोणीय दूरी के कारण? न केवल। जैसा कि बाद में पता चला, इसकी कम चमक, सूर्य की चमक से 400 गुना कम होने के कारण यह स्पष्ट रूप से नग्न आंखों के लिए दुर्गम है। सच है, 20वीं सदी की शुरुआत में। यह खोज विशेष रूप से अजीब नहीं लगती, क्योंकि बहुत कम चमक वाले तारे ज्ञात थे, और किसी तारे के द्रव्यमान और उसकी चमक के बीच संबंध अभी तक स्थापित नहीं हुआ था। जब सीरियस बी और प्रोसीओन बी के उत्सर्जन स्पेक्ट्रा प्राप्त किए गए, साथ ही उनके तापमान की माप की गई, तभी इन सितारों की "असामान्यता" स्पष्ट हो गई।

तारों का प्रभावी तापमान हमें क्या बताता है?

भौतिकी में एक ऐसी अवधारणा है - बिल्कुल काला शरीर. नहीं, यह काले का पर्यायवाची नहीं है छेद- इसके विपरीत, एक बिल्कुल काला शरीर चमकदार ढंग से चमक सकता है! इसे बिल्कुल काला कहा जाता है क्योंकि, परिभाषा के अनुसार, यह अपने ऊपर पड़ने वाले सभी विद्युत चुम्बकीय विकिरण को अवशोषित कर लेता है। सिद्धांत बताता है कि एक बिल्कुल काले शरीर की एक इकाई सतह से कुल चमकदार प्रवाह (तरंग दैर्ध्य की पूरी श्रृंखला पर) इसकी संरचना या रासायनिक संरचना पर निर्भर नहीं करता है, बल्कि केवल तापमान से निर्धारित होता है। स्टीफ़न-बोल्ट्ज़मैन नियम के अनुसार, इसकी चमक तापमान की चौथी शक्ति के समानुपाती होती है। एक बिल्कुल काला शरीर, एक आदर्श गैस की तरह, केवल एक भौतिक मॉडल है जिसे व्यवहार में कभी भी सख्ती से लागू नहीं किया जाता है। हालाँकि, स्पेक्ट्रम के दृश्य क्षेत्र में तारे के प्रकाश की वर्णक्रमीय संरचना "ब्लैकबॉडी" के काफी करीब है। इसलिए, हम मान सकते हैं कि ब्लैक बॉडी मॉडल समग्र रूप से एक वास्तविक तारे के विकिरण का सही वर्णन करता है।

प्रभावी तापमानकिसी तारे का तापमान बिल्कुल काले पिंड का तापमान होता है जो प्रति इकाई सतह क्षेत्र में समान मात्रा में ऊर्जा उत्सर्जित करता है। सामान्यतया, यह तारे के प्रकाशमंडल के तापमान के बराबर नहीं है। फिर भी, यह एक वस्तुनिष्ठ विशेषता है जिसका उपयोग तारे की अन्य विशेषताओं का आकलन करने के लिए किया जा सकता है: चमक, आकार, आदि।

10 के दशक में. 20वीं सदी में, अमेरिकी खगोलशास्त्री वाल्टर एडम्स ने सीरियस बी का प्रभावी तापमान निर्धारित करने का प्रयास किया। यह 8000 K था, और बाद में पता चला कि खगोलशास्त्री से गलती हुई थी और वास्तव में यह और भी अधिक (लगभग 10,000 K) है। नतीजतन, इस तारे की चमक, यदि इसका आकार सूर्य के बराबर होता, तो सौर से कम से कम 10 गुना अधिक होनी चाहिए थी। सीरियस बी की देखी गई चमक, जैसा कि हम जानते हैं, सौर चमक से 400 गुना कम है, यानी यह अपेक्षा से 4 हजार गुना कम है! इस विरोधाभास से बाहर निकलने का एकमात्र तरीका यह मानना ​​है कि सीरियस बी का दृश्य सतह क्षेत्र बहुत छोटा है, और इसलिए इसका व्यास भी छोटा है। गणना से पता चला कि सीरियस बी पृथ्वी के आकार का केवल 2.5 गुना है। लेकिन यह सौर द्रव्यमान को बरकरार रखता है - इससे पता चलता है कि इसका औसत घनत्व सूर्य से लगभग 100 हजार गुना अधिक होना चाहिए! कई खगोलशास्त्रियों ने ऐसी विदेशी वस्तुओं के अस्तित्व पर विश्वास करने से इनकार कर दिया।

केवल 1924 में, मुख्य रूप से अंग्रेजी खगोल भौतिकीविद् आर्थर एडिंगटन के प्रयासों के लिए धन्यवाद, जिन्होंने एक तारे की आंतरिक संरचना का एक सिद्धांत विकसित किया। सीरियस और प्रोसीओन के कॉम्पैक्ट उपग्रहों को अंततः खगोलीय समुदाय द्वारा सितारों के एक पूरी तरह से नए वर्ग के वास्तविक प्रतिनिधियों के रूप में मान्यता दी गई, जिन्हें अब सफेद बौने के रूप में जाना जाता है। "सफ़ेद" - क्योंकि इस प्रकार के पहले प्रतिनिधि गर्म नीले-सफ़ेद चमकदार, "बौने" थे - क्योंकि उनके पास बहुत छोटी चमक और आकार हैं।

वर्णक्रमीय अध्ययन के परिणाम

जैसा कि हम पहले ही पता लगा चुके हैं, सफेद बौनों का घनत्व सामान्य तारों की तुलना में कई हजार गुना अधिक होता है। इसका मतलब यह है कि उनका पदार्थ किसी विशेष, पहले से अज्ञात भौतिक अवस्था में होना चाहिए। इसका संकेत सफ़ेद बौनों के असामान्य स्पेक्ट्रा से भी मिला।

सबसे पहले, उनकी अवशोषण रेखाएँ सामान्य तारों की तुलना में कई गुना अधिक चौड़ी होती हैं। दूसरे, हाइड्रोजन रेखाएँ सफेद बौनों के स्पेक्ट्रा में ऐसे उच्च तापमान पर मौजूद हो सकती हैं, जिस पर वे सामान्य तारों के स्पेक्ट्रा में मौजूद नहीं होती हैं, क्योंकि सभी हाइड्रोजन आयनित होते हैं। यह सब सैद्धांतिक रूप से सफेद बौनों के वायुमंडल में पदार्थ के बहुत उच्च दबाव द्वारा समझाया जा सकता है।

इन विदेशी तारों के स्पेक्ट्रा की अगली विशेषता यह है कि सभी रासायनिक तत्वों की रेखाएँ स्थलीय प्रयोगशालाओं में प्राप्त स्पेक्ट्रा में संबंधित रेखाओं की तुलना में थोड़ी लाल-शिफ्ट होती हैं। यह तथाकथित गुरुत्वाकर्षण रेडशिफ्ट का प्रभाव है, इस तथ्य के कारण कि एक सफेद बौने की सतह पर गुरुत्वाकर्षण का त्वरण पृथ्वी की तुलना में कई गुना अधिक है।

दरअसल, सार्वभौमिक गुरुत्वाकर्षण के नियम से यह निष्कर्ष निकलता है कि किसी तारे की सतह पर गुरुत्वाकर्षण का त्वरण उसके द्रव्यमान के सीधे आनुपातिक और त्रिज्या के वर्ग के व्युत्क्रमानुपाती होता है। सफ़ेद बौनों का द्रव्यमान सामान्य तारों के द्रव्यमान के करीब होता है, और उनकी त्रिज्याएँ कई गुना छोटी होती हैं। इसलिए, सफेद बौनों की सतह पर गुरुत्वाकर्षण का त्वरण बहुत अधिक है: लगभग 10 5 - 10 6 मी/से 2। आइए याद रखें कि पृथ्वी पर यह 9.8 मीटर/सेकंड 2 है, यानी 10,000 - 100,000 गुना कम।

पहचानी गई रासायनिक संरचना के अनुसार, सफेद बौनों के स्पेक्ट्रा को दो श्रेणियों में विभाजित किया गया है: कुछ हाइड्रोजन रेखाओं के साथ, अन्य बिना हाइड्रोजन रेखाओं के, लेकिन तटस्थ या आयनित हीलियम या भारी तत्वों की रेखाओं के साथ। "हाइड्रोजन" बौनों का तापमान कभी-कभी "हीलियम" बौनों (11,000 - 20,000 K) की तुलना में काफी अधिक (60,000 K और अधिक) होता है। इसके आधार पर, वैज्ञानिक इस निष्कर्ष पर पहुंचे कि उत्तरार्द्ध का पदार्थ व्यावहारिक रूप से हाइड्रोजन से रहित है।

इसके अलावा, सफेद बौनों की खोज की गई जिनके स्पेक्ट्रा को विज्ञान के लिए ज्ञात रासायनिक तत्वों और यौगिकों से पहचाना नहीं जा सका। बाद में, इन तारों में चुंबकीय क्षेत्र की खोज की गई जो सूर्य की तुलना में 1,000 से 100,000 गुना अधिक मजबूत थे। ऐसी चुंबकीय क्षेत्र शक्तियों पर, परमाणुओं और अणुओं का स्पेक्ट्रा पहचान से परे विकृत हो जाता है, जिससे उन्हें पहचानना मुश्किल हो जाता है।

सफ़ेद बौने तारे विकृत तारे हैं
सफेद बौनों के आंतरिक भाग में, घनत्व 10 10 किग्रा/मीटर 3 के क्रम के मान तक पहुँच सकता है। ऐसे घनत्व मूल्यों पर (और यहां तक ​​​​कि कम मूल्यों पर, सफेद बौनों की बाहरी परतों की विशेषता), गैस के भौतिक गुण महत्वपूर्ण रूप से बदल जाते हैं और एक आदर्श गैस के नियम अब इस पर लागू नहीं होते हैं। 20 के दशक के मध्य में। इतालवी भौतिक विज्ञानी एनरिको फर्मी ने एक सिद्धांत विकसित किया जो सफेद बौनों की विशेषता वाले घनत्व वाले गैसों के गुणों का वर्णन करता है। यह पता चला कि ऐसी गैस का दबाव उसके तापमान से निर्धारित नहीं होता है। यदि पदार्थ पूर्ण शून्य तक ठंडा हो जाए तो भी यह उच्च रहता है! इन गुणों वाली गैस कहलाती है पतित.

1926 में, अंग्रेजी भौतिक विज्ञानी राल्फ फाउलर ने सफेद बौनों पर पतित गैस के सिद्धांत को सफलतापूर्वक लागू किया (और केवल बाद में फर्मी के सिद्धांत को "स्थलीय" भौतिकी में कई अनुप्रयोग मिले)। इस सिद्धांत के आधार पर दो महत्वपूर्ण निष्कर्ष निकाले गये। सबसे पहले, किसी पदार्थ की दी गई रासायनिक संरचना के लिए एक सफेद बौने की त्रिज्या उसके द्रव्यमान द्वारा विशिष्ट रूप से निर्धारित की जाती है। दूसरे, एक सफेद बौने का द्रव्यमान एक निश्चित महत्वपूर्ण मूल्य से अधिक नहीं हो सकता है, जिसका मूल्य लगभग 1.4 सौर द्रव्यमान है।

आगे के अवलोकनों और अध्ययनों ने इन सैद्धांतिक आधारों की पुष्टि की और हमें अंतिम निष्कर्ष निकालने की अनुमति दी कि सफेद बौनों के आंतरिक भाग में व्यावहारिक रूप से कोई हाइड्रोजन नहीं है। चूंकि पतित गैस के सिद्धांत ने सफेद बौनों के देखे गए गुणों को अच्छी तरह से समझाया, इसलिए उन्हें बुलाया जाने लगा पतित तारे. अगला चरण उनके गठन के सिद्धांत का निर्माण था।

सफ़ेद बौने कैसे बनते हैं

तारकीय विकास के आधुनिक सिद्धांत में, सफेद बौनों को मध्यम और निम्न द्रव्यमान (3 - 4 सौर द्रव्यमान से कम) के तारों के विकास में अंतिम चरण माना जाता है।

किसी उम्रदराज़ तारे के केंद्रीय क्षेत्र में मौजूद सभी हाइड्रोजन के ख़त्म हो जाने के बाद, इसके कोर को सिकुड़ना और गर्म होना चाहिए। इसी समय, बाहरी परतों का बहुत विस्तार होता है, तारे का प्रभावी तापमान गिर जाता है और यह एक लाल दानव बन जाता है। तारे का परिणामी दुर्लभ आवरण कोर से बहुत कमजोर रूप से जुड़ा होता है और अंततः अंतरिक्ष में नष्ट हो जाता है। पूर्व लाल विशालकाय के स्थान पर, एक बहुत गर्म और सघन तारा बना हुआ है, जिसमें मुख्य रूप से हीलियम - एक सफेद बौना शामिल है। अपने उच्च तापमान के कारण, यह मुख्य रूप से पराबैंगनी रेंज में उत्सर्जन करता है और विस्तारित शेल की गैस को आयनित करता है।

गर्म तारों के चारों ओर विस्तारित कोशों को लंबे समय से जाना जाता है। उन्हें बुलाया गया है ग्रहीय निहारिकाऔर 18वीं शताब्दी में खोले गए थे। विलियम हर्शेल. उनकी देखी गई संख्या लाल दिग्गजों और सफेद बौनों की संख्या के साथ अच्छी तरह मेल खाती है, और परिणामस्वरूप, इस तथ्य के साथ कि सफेद बौनों के गठन का मुख्य तंत्र लाल विशाल पर उनके गैस लिफाफे की अस्वीकृति के साथ सामान्य सितारों का विकास है। अवस्था।

करीबी बाइनरी स्टार सिस्टम में, घटक एक-दूसरे के इतने करीब स्थित होते हैं कि उनके बीच पदार्थ का आदान-प्रदान होता है। लाल दानव का फूला हुआ खोल लगातार पड़ोसी तारे की ओर तब तक बहता रहता है जब तक कि शेष एक सफेद बौना न रह जाए। संभवतः, सफेद बौनों के पहले खोजे गए प्रतिनिधि - सीरियस बी और प्रोसीओन बी - बिल्कुल इसी तरह से बने थे।

40 के दशक के अंत में। सोवियत खगोलशास्त्री सैमुअल एरोनोविच कपलान ने दिखाया कि सफेद बौनों के विकिरण से वे ठंडे हो जाते हैं। इसका मतलब यह है कि इन तारों के पास कोई आंतरिक ऊर्जा स्रोत नहीं है। कपलान ने 50 के दशक की शुरुआत में सफेद बौनों के शीतलन का एक मात्रात्मक सिद्धांत भी बनाया। अंग्रेजी और फ्रांसीसी वैज्ञानिक समान निष्कर्ष पर पहुंचे। सच है, अपने छोटे सतह क्षेत्र के कारण, ये तारे बहुत धीरे-धीरे ठंडे होते हैं।

तो, सफेद बौनों के अधिकांश देखे गए गुणों को उनके पदार्थ के विशाल घनत्व और उनकी सतहों पर बहुत मजबूत गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र द्वारा समझाया जा सकता है। यह सफेद बौनों को अद्वितीय वस्तुएं बनाता है: उन स्थितियों को पुन: उत्पन्न करना अभी तक संभव नहीं है जिनमें उनका पदार्थ स्थलीय प्रयोगशालाओं में पाया जाता है।

यदि आप रात के आकाश को करीब से देखें, तो यह नोटिस करना आसान है कि हमें देखने वाले सितारों का रंग अलग-अलग है। नीले, सफ़ेद, लाल, वे समान रूप से चमकते हैं या क्रिसमस ट्री की माला की तरह टिमटिमाते हैं। दूरबीन के माध्यम से, रंग अंतर अधिक स्पष्ट हो जाते हैं। ऐसी विविधता उत्पन्न होने का कारण प्रकाशमंडल का तापमान है। और, तार्किक धारणा के विपरीत, सबसे गर्म तारे लाल नहीं, बल्कि नीले, नीले-सफेद और सफेद तारे हैं। लेकिन सबसे पहले चीज़ें.

वर्णक्रमीय वर्गीकरण

तारे विशाल, गर्म गैस के गोले हैं। हम उन्हें पृथ्वी से कैसे देखते हैं यह कई मापदंडों पर निर्भर करता है। उदाहरण के लिए, तारे वास्तव में टिमटिमाते नहीं हैं। इसे सत्यापित करना बहुत आसान है: बस सूर्य को याद रखें। टिमटिमाता प्रभाव इस तथ्य के कारण होता है कि ब्रह्मांडीय पिंडों से हमारी ओर आने वाला प्रकाश धूल और गैस से भरे अंतरतारकीय माध्यम पर विजय प्राप्त करता है। दूसरी चीज़ है रंग. यह कोशों (विशेषकर प्रकाशमंडल) को निश्चित तापमान तक गर्म करने का परिणाम है। वास्तविक रंग स्पष्ट रंग से भिन्न हो सकता है, लेकिन अंतर आमतौर पर छोटा होता है।

आज, सितारों का हार्वर्ड वर्णक्रमीय वर्गीकरण दुनिया भर में उपयोग किया जाता है। यह तापमान आधारित है और स्पेक्ट्रम रेखाओं के प्रकार और सापेक्ष तीव्रता पर आधारित है। प्रत्येक वर्ग एक निश्चित रंग के सितारों से मेल खाता है। यह वर्गीकरण 1890-1924 में हार्वर्ड वेधशाला में विकसित किया गया था।

एक मुंडा अंग्रेज ने खजूर को गाजर की तरह चबाया

सात मुख्य वर्णक्रमीय वर्ग हैं: O—B—A—F—G—K—M. यह क्रम तापमान में क्रमिक कमी (O से M तक) को दर्शाता है। इसे याद रखने के लिए विशेष स्मरणीय सूत्र हैं। रूसी में, उनमें से एक इस तरह लगता है: "एक मुंडा अंग्रेज ने खजूर को गाजर की तरह चबाया।" इन कक्षाओं में दो और कक्षाएं जोड़ी जा रही हैं। अक्षर C और S स्पेक्ट्रम में धातु ऑक्साइड के बैंड के साथ ठंडी चमक को दर्शाते हैं। आइए स्टार कक्षाओं पर करीब से नज़र डालें:

• कक्षा O की विशेषता उच्चतम सतह तापमान (30 से 60 हजार केल्विन तक) है। इस प्रकार के तारे द्रव्यमान में सूर्य से 60 गुना और त्रिज्या में 15 गुना अधिक होते हैं। इनका दृश्यमान रंग नीला है। चमक की दृष्टि से वे हमारे तारे से दस लाख गुना अधिक बड़े हैं। नीला सितारा HD93129A, जो इस वर्ग से संबंधित है, ज्ञात ब्रह्मांडीय पिंडों में सबसे अधिक चमक में से एक है। इस सूचक के अनुसार यह सूर्य से 50 लाख गुना आगे है। नीला तारा हमसे 7.5 हजार प्रकाश वर्ष की दूरी पर स्थित है।
• कक्षा बी का तापमान 10-30 हजार केल्विन है, जो सूर्य के द्रव्यमान से 18 गुना अधिक है। ये नीले-सफ़ेद और सफ़ेद तारे हैं। इनकी त्रिज्या सूर्य से 7 गुना अधिक है।
• कक्षा ए की विशेषता 7.5-10 हजार केल्विन का तापमान है, जिसकी त्रिज्या और द्रव्यमान सूर्य की तुलना में क्रमशः 2.1 और 3.1 गुना अधिक है। ये सफ़ेद तारे हैं.
• कक्षा एफ: तापमान 6000-7500 K. द्रव्यमान सूर्य से 1.7 गुना अधिक, त्रिज्या 1.3 है। पृथ्वी से ऐसे तारे भी सफेद दिखाई देते हैं, इनका असली रंग पीला-सफेद होता है।
• कक्षा जी: तापमान 5-6 हजार केल्विन। सूर्य इसी वर्ग का है। ऐसे तारों का प्रत्यक्ष एवं वास्तविक रंग पीला होता है।
• कक्षा K: तापमान 3500-5000 K. त्रिज्या और द्रव्यमान सौर से कम है, प्रकाशमान के संबंधित मापदंडों से 0.9 और 0.8। पृथ्वी से दिखाई देने वाले इन तारों का रंग पीला-नारंगी है।
• कक्षा एम: तापमान 2-3.5 हजार केल्विन। सूर्य के समान मापदंडों से द्रव्यमान और त्रिज्या 0.3 और 0.4 हैं। हमारे ग्रह की सतह से वे लाल-नारंगी दिखाई देते हैं। बीटा एंड्रोमेडे और अल्फ़ा चेंटरेल्ज़ वर्ग एम से संबंधित हैं। कई लोगों से परिचित एक चमकीला लाल सितारा बेतेल्गेयूज़ (अल्फा ओरियोनिस) है। सर्दियों में इसे आसमान में देखना सबसे अच्छा है। लाल तारा ऊपर और थोड़ा बायीं ओर स्थित है

प्रत्येक वर्ग को 0 से 9 तक उपवर्गों में विभाजित किया गया है, अर्थात सबसे गर्म से सबसे ठंडे तक। तारा संख्याएँ एक विशिष्ट वर्णक्रमीय प्रकार में सदस्यता और समूह के अन्य तारों की तुलना में प्रकाशमंडल के ताप की डिग्री को दर्शाती हैं। उदाहरण के लिए, सूर्य कक्षा G2 का है।

दृश्य श्वेत

इस प्रकार, वर्ग बी से एफ तक के तारे पृथ्वी से सफेद दिखाई दे सकते हैं। और वास्तव में केवल ए-प्रकार से संबंधित वस्तुओं में ही यह रंग होता है। इस प्रकार, तारा सैफ (तारामंडल ओरियन) और अल्गोल (बीटा पर्सी) एक दूरबीन से लैस पर्यवेक्षक को सफेद दिखाई देंगे। वे वर्णक्रमीय वर्ग बी से संबंधित हैं। उनका असली रंग नीला-सफ़ेद है। इसके अलावा मिथ्रैक और प्रोसीओन, आकाशीय पैटर्न पर्सियस और कैनिस माइनर के सबसे चमकीले तारे सफेद दिखाई देते हैं। हालाँकि, उनका असली रंग पीला (ग्रेड एफ) के करीब है।

पृथ्वी पर प्रेक्षक को तारे सफेद क्यों दिखाई देते हैं? हमारे ग्रह को ऐसी वस्तुओं से अलग करने वाली भारी दूरी के साथ-साथ धूल और गैस के विशाल बादलों के कारण रंग विकृत हो गया है जो अक्सर अंतरिक्ष में पाए जाते हैं।

एक कक्षा

सफेद सितारों में कक्षा ओ और बी के प्रतिनिधियों के समान उच्च तापमान की विशेषता नहीं होती है। उनका प्रकाशमंडल 7.5-10 हजार केल्विन तक गर्म होता है। वर्णक्रमीय वर्ग A के तारे सूर्य से बहुत बड़े हैं। उनकी चमक भी अधिक है - लगभग 80 गुना।

ए सितारों का स्पेक्ट्रा बामर श्रृंखला की मजबूत हाइड्रोजन रेखाएं दिखाता है। अन्य तत्वों की रेखाएँ काफ़ी कमज़ोर हैं, लेकिन जैसे-जैसे हम उपवर्ग A0 से A9 की ओर बढ़ते हैं, वे अधिक महत्वपूर्ण हो जाती हैं। वर्णक्रमीय वर्ग ए से संबंधित दिग्गजों और महादानवों की विशेषता मुख्य अनुक्रम सितारों की तुलना में थोड़ी कम स्पष्ट हाइड्रोजन रेखाएं हैं। इन चमकदारों के मामले में, भारी धातुओं की रेखाएं अधिक ध्यान देने योग्य हो जाती हैं।

कई अनोखे तारे वर्णक्रमीय वर्ग ए से संबंधित हैं। यह शब्द उन प्रकाशकों को संदर्भित करता है जिनके स्पेक्ट्रम और भौतिक मापदंडों में ध्यान देने योग्य विशेषताएं हैं, जो उनके वर्गीकरण को कठिन बनाती हैं। उदाहरण के लिए, लैम्ब्डा बूट्स जैसे काफी दुर्लभ सितारों में भारी धातुओं की कमी और बहुत धीमी गति से घूमने की विशेषता होती है। विशिष्ट प्रकाशकों में सफेद बौने भी शामिल हैं।

कक्षा ए में सीरियस, मेनकलिनन, एलिओथ, कैस्टर और अन्य जैसी चमकदार रात्रि आकाश वस्तुएं शामिल हैं। आइए उन्हें बेहतर तरीके से जानें।

अल्फा कैनिस मेजोरिस

सीरियस आकाश का सबसे चमकीला, यद्यपि निकटतम नहीं, तारा है। इसकी दूरी 8.6 प्रकाश वर्ष है। पृथ्वी पर एक पर्यवेक्षक के लिए, यह इतना उज्ज्वल दिखाई देता है क्योंकि इसका आकार प्रभावशाली है और फिर भी यह कई अन्य बड़ी और चमकदार वस्तुओं जितना दूर नहीं है। सूर्य का सबसे निकटतम तारा सीरियस है, जो इस सूची में पांचवें स्थान पर है।

यह दो घटकों की एक प्रणाली को संदर्भित करता है और है। सीरियस ए और सीरियस बी 20 खगोलीय इकाइयों की दूरी से अलग होते हैं और 50 साल से कम की अवधि के साथ घूमते हैं। सिस्टम का पहला घटक, एक मुख्य अनुक्रम तारा, वर्णक्रमीय वर्ग A1 से संबंधित है। इसका द्रव्यमान सूर्य से दोगुना है और इसकी त्रिज्या 1.7 गुना है। इसे पृथ्वी से नंगी आंखों से देखा जा सकता है।

प्रणाली का दूसरा घटक एक सफेद बौना है। तारा सीरियस बी हमारे तारे के द्रव्यमान के लगभग बराबर है, जो ऐसी वस्तुओं के लिए विशिष्ट नहीं है। आमतौर पर, सफेद बौनों की विशेषता 0.6-0.7 सौर द्रव्यमान होती है। वहीं, सीरियस बी के आयाम पृथ्वी के आयामों के करीब हैं। ऐसा माना जाता है कि इस तारे की श्वेत बौना अवस्था लगभग 120 मिलियन वर्ष पहले शुरू हुई थी। जब सीरियस बी मुख्य अनुक्रम पर स्थित था, तो यह संभवतः 5 सौर द्रव्यमान वाला एक तारा था और वर्णक्रमीय वर्ग बी से संबंधित था।

वैज्ञानिकों के अनुसार सीरियस ए लगभग 660 मिलियन वर्षों में विकास के अगले चरण में पहुंच जाएगा। फिर यह एक लाल विशालकाय में बदल जाएगा, और थोड़ी देर बाद - एक सफेद बौने में, अपने साथी की तरह।

अल्फ़ा ईगल

सीरियस की तरह, कई सफेद तारे, जिनके नाम नीचे दिए गए हैं, उनकी चमक और विज्ञान कथा साहित्य के पन्नों में लगातार उल्लेख के कारण न केवल खगोल विज्ञान में रुचि रखने वाले लोगों के लिए जाने जाते हैं। अल्टेयर इन दिग्गजों में से एक है। उदाहरण के लिए, अल्फा ईगल स्टीफन किंग में पाया जाता है। यह तारा अपनी चमक और अपेक्षाकृत निकट स्थान के कारण रात के आकाश में स्पष्ट रूप से दिखाई देता है। सूर्य और अल्टेयर को अलग करने वाली दूरी 16.8 प्रकाश वर्ष है। वर्णक्रमीय वर्ग A के तारों में से केवल सीरियस ही हमारे अधिक निकट है।

अल्टेयर सूर्य से 1.8 गुना अधिक विशाल है। इसकी विशेषता बहुत तेज़ घूर्णन है। तारा अपनी धुरी के चारों ओर एक चक्कर नौ घंटे से भी कम समय में पूरा करता है। भूमध्य रेखा के निकट घूर्णन गति 286 किमी/सेकेंड है। परिणामस्वरूप, "फुर्तीला" अल्टेयर ध्रुवों से चपटा हो जाएगा। इसके अलावा, अण्डाकार आकार के कारण ध्रुव से भूमध्य रेखा तक तारे का तापमान और चमक कम हो जाती है। इस प्रभाव को "गुरुत्वाकर्षण अंधकार" कहा जाता है।

अल्टेयर की एक और विशेषता यह है कि इसकी चमक समय के साथ बदलती रहती है। यह स्कूटी डेल्टा प्रकार के चर से संबंधित है।

अल्फा लाइरा

सूर्य के बाद वेगा सबसे अधिक अध्ययन किया जाने वाला तारा है। अल्फा लाइरा पहला तारा है जिसका स्पेक्ट्रम निर्धारित किया गया है। वह तस्वीर में कैद सूर्य के बाद दूसरी ज्योतिर्मय बन गई। वेगा भी उन पहले सितारों में से एक था जिनसे वैज्ञानिकों ने पारलैक्स विधि का उपयोग करके दूरी मापी थी। एक लंबी अवधि के लिए, अन्य वस्तुओं के परिमाण का निर्धारण करते समय तारे की चमक को 0 के रूप में लिया जाता था।

अल्फा लाइरे शौकिया खगोलविदों और सामान्य पर्यवेक्षकों दोनों के लिए अच्छी तरह से जाना जाता है। यह तारों में पांचवां सबसे चमकीला तारा है और इसे अल्टेयर और डेनेब के साथ समर ट्राइएंगल तारांकन में शामिल किया गया है।

सूर्य से वेगा की दूरी 25.3 प्रकाश वर्ष है। इसकी भूमध्यरेखीय त्रिज्या और द्रव्यमान हमारे तारे के समान मापदंडों से क्रमशः 2.78 और 2.3 गुना अधिक है। तारे का आकार एक पूर्ण गोले से बहुत दूर है। भूमध्य रेखा पर व्यास ध्रुवों की तुलना में काफी बड़ा है। इसका कारण प्रचंड घूर्णन गति है। भूमध्य रेखा पर यह 274 किमी/सेकंड तक पहुँच जाता है (सूर्य के लिए यह पैरामीटर दो किलोमीटर प्रति सेकंड से थोड़ा अधिक है)।

वेगा की एक विशेषता इसके चारों ओर लगी धूल की डिस्क है। ऐसा माना जाता है कि इसका निर्माण धूमकेतुओं और उल्कापिंडों की बड़ी संख्या में हुई टक्करों के परिणामस्वरूप हुआ था। धूल डिस्क तारे के चारों ओर घूमती है और इसके विकिरण से गर्म होती है। परिणामस्वरूप, वेगा के अवरक्त विकिरण की तीव्रता बढ़ जाती है। अभी कुछ समय पहले ही, डिस्क में विषमताओं की खोज की गई थी। एक संभावित व्याख्या यह है कि तारे में कम से कम एक ग्रह है।

अल्फ़ा जेमिनी

मिथुन राशि में दूसरी सबसे चमकीली वस्तु कैस्टर है। वह, पिछले प्रकाशकों की तरह, वर्णक्रमीय वर्ग ए से संबंधित है। कैस्टर रात के आकाश में सबसे चमकीले सितारों में से एक है। संबंधित सूची में यह 23वें स्थान पर स्थित है।

कैस्टर एक बहु प्रणाली है जिसमें छह घटक होते हैं। दो मुख्य तत्व (कैस्टर ए और कैस्टर बी) 350 वर्षों की अवधि के साथ द्रव्यमान के एक सामान्य केंद्र के चारों ओर घूमते हैं। दोनों तारों में से प्रत्येक एक वर्णक्रमीय बाइनरी है। कैस्टर ए और कैस्टर बी घटक कम चमकीले हैं और संभवतः वर्णक्रमीय वर्ग एम से संबंधित हैं।

कैस्टर एस तुरंत सिस्टम से जुड़े नहीं थे। प्रारंभ में इसे एक स्वतंत्र सितारा YY जेमिनी के रूप में नामित किया गया था। आकाश के इस क्षेत्र का अध्ययन करने की प्रक्रिया में, यह ज्ञात हुआ कि यह प्रकाशमान भौतिक रूप से कैस्टर प्रणाली से जुड़ा हुआ है। तारा कई दसियों हज़ार वर्षों की अवधि के साथ सभी घटकों के लिए सामान्य द्रव्यमान के केंद्र के चारों ओर घूमता है और यह एक वर्णक्रमीय बाइनरी भी है।

बीटा ऑरिगे

ऑरिगा के आकाशीय पैटर्न में लगभग 150 "बिंदु" शामिल हैं, जिनमें से कई सफेद तारे हैं। खगोल विज्ञान से दूर किसी व्यक्ति को प्रकाशकों के नाम बहुत कम बताएंगे, लेकिन यह विज्ञान के लिए उनके महत्व को कम नहीं करता है। आकाशीय पैटर्न में सबसे चमकीली वस्तु, वर्णक्रमीय वर्ग ए से संबंधित, मेनकलिनन या बीटा ऑरिगे है। अरबी से अनुवादित स्टार के नाम का अर्थ है "बागडोर के मालिक का कंधा।"

मेनकलिनन एक त्रिगुण प्रणाली है। इसके दो घटक वर्णक्रमीय वर्ग ए के उपदानव हैं। उनमें से प्रत्येक की चमक सूर्य से 48 गुना अधिक है। वे 0.08 खगोलीय इकाइयों की दूरी से अलग होते हैं। तीसरा घटक एक लाल बौना है, जो जोड़ी से 330 AU दूर है। इ।

एप्सिलॉन उर्सा मेजर

उत्तरी आकाश (उरसा मेजर) के शायद सबसे प्रसिद्ध तारामंडल में सबसे चमकीला "बिंदु" अलीओथ है, जिसे कक्षा ए के रूप में भी वर्गीकृत किया गया है। स्पष्ट परिमाण - 1.76। यह तारा सबसे चमकीले प्रकाशमानों की सूची में 33वें स्थान पर है। अलीओथ को बिग डिपर तारांकन में शामिल किया गया है और यह कटोरे के अन्य प्रकाशकों की तुलना में करीब स्थित है।

एलियट के स्पेक्ट्रम की विशेषता असामान्य रेखाएं हैं जो 5.1 दिनों की अवधि के साथ उतार-चढ़ाव करती हैं। यह माना जाता है कि विशेषताएं तारे के चुंबकीय क्षेत्र के प्रभाव से जुड़ी हैं। नवीनतम आंकड़ों के अनुसार, वर्णक्रमीय उतार-चढ़ाव, बृहस्पति के द्रव्यमान से लगभग 15 गुना अधिक द्रव्यमान वाले एक ब्रह्मांडीय पिंड की निकटता के कारण उत्पन्न हो सकता है। यह सच है या नहीं यह अभी भी एक रहस्य है। तारों के अन्य रहस्यों की तरह खगोलशास्त्री इसे भी हर दिन समझने की कोशिश करते हैं।

सफ़ेद बौने

श्वेत तारों के बारे में कहानी प्रकाशमानों के विकास के उस चरण का उल्लेख किए बिना अधूरी होगी, जिसे "सफेद बौना" के रूप में नामित किया गया है। ऐसी वस्तुओं को उनका नाम इस तथ्य के कारण मिला कि सबसे पहले खोजी गई वस्तुएं वर्णक्रमीय वर्ग ए से संबंधित थीं। ये सीरियस बी और 40 एरिदानी बी थे। आज, सफेद बौनों को किसी तारे के जीवन के अंतिम चरण के विकल्पों में से एक कहा जाता है।

आइए हम प्रकाशकों के जीवन चक्र पर अधिक विस्तार से ध्यान दें।

तारकीय विकास

सितारे रातोरात पैदा नहीं होते: उनमें से प्रत्येक कई चरणों से गुजरता है। सबसे पहले, गैस और धूल का बादल अपने प्रभाव से सिकुड़ने लगता है, धीरे-धीरे यह एक गेंद का आकार ले लेता है, जबकि गुरुत्वाकर्षण ऊर्जा गर्मी में बदल जाती है - वस्तु का तापमान बढ़ जाता है। जिस समय यह 20 मिलियन केल्विन के मान तक पहुँच जाता है, परमाणु संलयन प्रतिक्रिया शुरू हो जाती है। इस चरण को एक पूर्ण तारे के जीवन की शुरुआत माना जाता है।

दिग्गज अपना अधिकांश समय मुख्य अनुक्रम पर बिताते हैं। इनकी गहराई में हाइड्रोजन चक्र की प्रतिक्रियाएँ लगातार होती रहती हैं। तारों का तापमान भिन्न हो सकता है। जब कोर में सारा हाइड्रोजन ख़त्म हो जाता है, तो विकास का एक नया चरण शुरू होता है। अब हीलियम ईंधन बन गया है। इसी समय, तारे का विस्तार होना शुरू हो जाता है। इसकी चमक बढ़ जाती है, और इसके विपरीत, सतह का तापमान कम हो जाता है। तारा मुख्य अनुक्रम छोड़ देता है और एक लाल दानव बन जाता है।

हीलियम कोर का द्रव्यमान धीरे-धीरे बढ़ता है, और यह अपने वजन के नीचे दबना शुरू कर देता है। लाल विशाल चरण पिछले चरण की तुलना में बहुत तेजी से समाप्त होता है। आगे विकास किस पथ पर जाएगा यह वस्तु के प्रारंभिक द्रव्यमान पर निर्भर करता है। लाल विशाल अवस्था में कम द्रव्यमान वाले तारे फूलने लगते हैं। इस प्रक्रिया के परिणामस्वरूप, वस्तु अपने आवरण त्याग देती है। तारे का नग्न कोर भी बनता है। ऐसे नाभिक में सभी संलयन अभिक्रियाएँ सम्पन्न हुईं। इसे हीलियम व्हाइट ड्वार्फ कहा जाता है। अधिक विशाल लाल दानव (एक निश्चित सीमा तक) कार्बन-आधारित सफेद बौनों में विकसित होते हैं। इनके कोर में हीलियम से भी भारी तत्व होते हैं।

विशेषताएँ

सफ़ेद बौने वे पिंड हैं जो आमतौर पर द्रव्यमान में सूर्य के बहुत करीब होते हैं। इसके अलावा, उनका आकार पृथ्वी के आकार से मेल खाता है। इन ब्रह्मांडीय पिंडों का विशाल घनत्व और उनकी गहराई में होने वाली प्रक्रियाएँ शास्त्रीय भौतिकी के दृष्टिकोण से समझ से बाहर हैं। क्वांटम यांत्रिकी ने तारों के रहस्यों को उजागर करने में मदद की।

श्वेत बौनों का पदार्थ इलेक्ट्रॉन-परमाणु प्लाज्मा है। यहां तक ​​कि प्रयोगशाला में भी इसका निर्माण करना लगभग असंभव है। इसलिए, ऐसी वस्तुओं की कई विशेषताएं अस्पष्ट रहती हैं।

भले ही आप पूरी रात तारों का अध्ययन करें, आप विशेष उपकरण के बिना कम से कम एक सफेद बौने का पता नहीं लगा पाएंगे। इनकी चमक सूर्य की तुलना में काफी कम है। वैज्ञानिकों के अनुसार, सफेद बौने आकाशगंगा में सभी वस्तुओं का लगभग 3 से 10% हिस्सा बनाते हैं। हालाँकि, आज तक, उनमें से केवल वे ही पाए गए हैं जो पृथ्वी से 200-300 पारसेक की दूरी से अधिक दूर स्थित नहीं हैं।

सफ़ेद बौनों का विकास जारी है। बनने के तुरंत बाद, उनकी सतह का तापमान अधिक होता है, लेकिन वे जल्दी ही ठंडे हो जाते हैं। सिद्धांत के अनुसार, गठन के कुछ दसियों अरब साल बाद, एक सफेद बौना एक काले बौने में बदल जाता है - एक ऐसा पिंड जो दृश्य प्रकाश उत्सर्जित नहीं करता है।

एक पर्यवेक्षक के लिए, एक सफेद, लाल या नीला तारा मुख्य रूप से रंग में भिन्न होता है। खगोलशास्त्री गहराई से देखता है। रंग तुरंत वस्तु के तापमान, आकार और द्रव्यमान के बारे में बहुत कुछ बता देता है। नीला या हल्का नीला तारा एक विशाल गर्म गेंद है, जो सभी मामलों में सूर्य से बहुत आगे है। श्वेत प्रकाशक, जिनके उदाहरण लेख में वर्णित हैं, कुछ छोटे हैं। विभिन्न कैटलॉग में स्टार नंबर भी पेशेवरों को बहुत कुछ बताते हैं, लेकिन सब कुछ नहीं। सुदूर अंतरिक्ष पिंडों के जीवन के बारे में बड़ी मात्रा में जानकारी या तो अभी तक स्पष्ट नहीं की गई है या अज्ञात बनी हुई है।

सितारे: उनका जन्म, जीवन और मृत्यु [तीसरा संस्करण, संशोधित] शक्लोव्स्की जोसेफ सैमुइलोविच

अध्याय 10 सफेद बौने कैसे काम करते हैं?

अध्याय 10 सफेद बौने कैसे काम करते हैं?

§ 1 में, जब हमने हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख पर अंकित विभिन्न सितारों के भौतिक गुणों पर चर्चा की, तो तथाकथित "सफेद बौनों" की ओर ध्यान पहले ही आकर्षित हो चुका था। सितारों के इस वर्ग का एक विशिष्ट प्रतिनिधि सीरियस का प्रसिद्ध उपग्रह, तथाकथित "सीरियस बी" है। साथ ही, इस बात पर जोर दिया गया कि ये अजीब तारे किसी भी तरह से हमारी आकाशगंगा में किसी प्रकार की रोग संबंधी "राक्षसता" की दुर्लभ श्रेणी नहीं हैं। इसके विपरीत, यह तारों का एक बहुत बड़ा समूह है। आकाशगंगा में कम से कम कई अरब तारे होने चाहिए, और शायद दस अरब तक, यानी, हमारे विशाल तारा मंडल के सभी तारों का 10% तक। नतीजतन, तारों के ध्यान देने योग्य अनुपात में होने वाली कुछ नियमित प्रक्रिया के परिणामस्वरूप सफेद बौनों का निर्माण होना चाहिए था। और इससे यह पता चलता है कि सितारों की दुनिया के बारे में हमारी समझ पूरी तरह से बहुत दूर होगी यदि हम सफेद बौनों की प्रकृति को नहीं समझते हैं और उनकी उत्पत्ति के प्रश्न को स्पष्ट नहीं करते हैं। हालाँकि, इस खंड में हम सफेद बौनों के निर्माण की समस्या से संबंधित मुद्दों पर चर्चा नहीं करेंगे; यह 13 में किया जाएगा। फिलहाल हमारा काम इन अद्भुत वस्तुओं की प्रकृति को समझने का प्रयास करना है। सफ़ेद बौनों की मुख्य विशेषताएं हैं:

एक। सूर्य से सौ गुना छोटी त्रिज्या पर द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान से बहुत भिन्न नहीं है। सफ़ेद बौनों का आकार ग्लोब के आकार के समान क्रम का होता है।

बी। इसका तात्पर्य पदार्थ के एक विशाल औसत घनत्व से है, जो 10 6 -10 7 ग्राम/सेमी 3 तक पहुंचता है (यानी, एक घन सेंटीमीटर में दस टन तक "दबाया गया")।

सी। सफ़ेद बौनों की चमक बहुत कम होती है: सूर्य से सैकड़ों और हजारों गुना कम।

जब हम पहली बार सफेद बौनों के अंदरूनी हिस्सों की स्थितियों का विश्लेषण करने का प्रयास करते हैं, तो हमें तुरंत एक बहुत बड़ी कठिनाई का सामना करना पड़ता है। § 6 में, एक तारे के द्रव्यमान, उसकी त्रिज्या और केंद्रीय तापमान के बीच एक संबंध स्थापित किया गया था (सूत्र (6.2) देखें)। चूंकि उत्तरार्द्ध तारे की त्रिज्या के व्युत्क्रमानुपाती होना चाहिए, ऐसा प्रतीत होता है कि सफेद बौनों का केंद्रीय तापमान कई सैकड़ों लाखों केल्विन के क्रम के विशाल मूल्यों तक पहुंचना चाहिए। ऐसे भयानक तापमान पर, वहां अत्यधिक मात्रा में परमाणु ऊर्जा जारी की गई होगी। भले ही हम मान लें कि वहां का सारा हाइड्रोजन "जला" दिया गया है, ट्रिपल हीलियम प्रतिक्रिया बहुत प्रभावी होनी चाहिए। परमाणु प्रतिक्रियाओं के दौरान निकलने वाली ऊर्जा को सतह पर "रिसना" चाहिए और विकिरण के रूप में अंतरतारकीय अंतरिक्ष में जाना चाहिए, जो बेहद शक्तिशाली होना चाहिए था। इस बीच, सफेद बौनों की चमक पूरी तरह से नगण्य है, समान द्रव्यमान के "सामान्य" सितारों की तुलना में परिमाण के कई आदेश कम हैं। क्या बात क्या बात?

आइये इस विरोधाभास को समझने का प्रयास करें।

सबसे पहले, अपेक्षित और देखी गई चमक के बीच इतनी मजबूत विसंगति का मतलब है कि सूत्र (6.2) §6 सफेद बौनों पर लागू नहीं होता है। आइए अब याद करें कि इस सूत्र को प्राप्त करते समय क्या बुनियादी धारणाएँ बनाई गई थीं। सबसे पहले, यह माना गया कि तारा दो बलों के प्रभाव में संतुलन की स्थिति में है: गुरुत्वाकर्षण और गैस का दबाव। इसमें कोई संदेह नहीं है कि सफेद बौने हाइड्रोस्टैटिक संतुलन की स्थिति में हैं, जिसके बारे में हमने § 6 में विस्तार से चर्चा की है। अन्यथा, थोड़े समय में उनका अस्तित्व समाप्त हो जाएगा: यदि दबाव गुरुत्वाकर्षण से अधिक हो जाता है, तो वे अंतरतारकीय अंतरिक्ष में बिखर जाएंगे, या वे यदि गुरुत्वाकर्षण की भरपाई गैस के दबाव से नहीं की गई तो यह "एक बिंदु तक" सिकुड़ जाएगा। सार्वभौमिक गुरुत्वाकर्षण के नियम की सार्वभौमिकता के बारे में भी कोई संदेह नहीं है: गुरुत्वाकर्षण बल हर जगह कार्य करता है और यह पदार्थ की मात्रा के अलावा उसके किसी अन्य गुण पर निर्भर नहीं करता है। तब केवल एक ही संभावना बची है: तापमान पर गैस के दबाव की निर्भरता पर संदेह करना, जिसे हमने प्रसिद्ध क्लैपेरॉन कानून का उपयोग करके प्राप्त किया है।

यह नियम आदर्श गैस के लिए मान्य है। § 6 में हम आश्वस्त थे कि साधारण तारों के आंतरिक भाग के पदार्थ को पर्याप्त सटीकता के साथ एक आदर्श गैस माना जा सकता है। इसलिए, तार्किक निष्कर्ष यह है कि सफेद बौनों के आंतरिक भाग में बहुत घना पदार्थ पहले से ही मौजूद है आदर्श गैस नहीं है.

सच है, यह संदेह करना उचित है कि क्या यह पदार्थ गैस है? क्या यह तरल या ठोस हो सकता है? यह देखना आसान है कि ऐसा नहीं है। आख़िरकार, तरल और ठोस पदार्थों में वे कसकर भरे होते हैं परमाणुओं, जो अपने इलेक्ट्रॉन कोशों से स्पर्श करते हैं, जो आकार में इतने छोटे नहीं होते हैं: लगभग 10 -8 सेमी परमाणु नाभिक, जिसमें परमाणुओं का लगभग पूरा द्रव्यमान केंद्रित होता है, इस दूरी से अधिक एक दूसरे के करीब "स्थानांतरित" नहीं हो सकते हैं। इससे तुरंत पता चलता है कि किसी ठोस या तरल पदार्थ का औसत घनत्व इससे अधिक नहीं हो सकता

20 ग्राम/सेमी 3। तथ्य यह है कि सफेद बौनों में पदार्थ का औसत घनत्व हजारों गुना अधिक हो सकता है, इसका मतलब है कि वहां के नाभिक एक दूसरे से 10 -8 सेमी से काफी कम दूरी पर स्थित हैं, इससे पता चलता है कि परमाणुओं के इलेक्ट्रॉन गोले हैं। मानो यह "कुचल" दिया गया हो और नाभिक इलेक्ट्रॉनों से अलग हो गए हों। इस अर्थ में, हम सफेद बौनों के आंतरिक भाग के पदार्थ के बारे में बहुत घने प्लाज्मा के रूप में बात कर सकते हैं। लेकिन प्लाज्मा मुख्य रूप से एक गैस है, यानी पदार्थ की वह स्थिति जब इसे बनाने वाले कणों के बीच की दूरी बाद वाले के आकार से काफी अधिक हो जाती है। हमारे मामले में, नाभिकों के बीच की दूरी इससे कम नहीं है

10 -10 सेमी, जबकि नाभिक के आयाम नगण्य हैं - लगभग 10 -12 सेमी।

तो, सफ़ेद बौनों के आंतरिक भाग का पदार्थ एक बहुत सघन आयनित गैस है। हालाँकि, इसके अत्यधिक घनत्व के कारण, इसके भौतिक गुण एक आदर्श गैस से काफी भिन्न होते हैं। गुणों के बीच के इस अंतर को गुणों के साथ भ्रमित नहीं किया जाना चाहिए असली गैसेंजिनकी चर्चा फिजिक्स कोर्सेज में काफी होती है।

अति-उच्च घनत्व पर आयनित गैस के विशिष्ट गुण निर्धारित किए जाते हैं अध: पतन. इस घटना को केवल रूपरेखा के भीतर ही समझाया जा सकता है क्वांटम यांत्रिकी. "अपभ्रंश" की अवधारणा शास्त्रीय भौतिकी से भिन्न है। यह क्या है? इस प्रश्न का उत्तर देने के लिए, हमें पहले क्वांटम यांत्रिकी के नियमों द्वारा वर्णित परमाणु में इलेक्ट्रॉनों की गति की विशेषताओं पर थोड़ा ध्यान देना होगा। परमाणु प्रणाली में प्रत्येक इलेक्ट्रॉन की स्थिति क्वांटम संख्याओं को निर्दिष्ट करके निर्धारित की जाती है। ये नंबर हैं मुख्य बातसांख्यिक अंक एन, जो एक परमाणु में एक इलेक्ट्रॉन की ऊर्जा, क्वांटम संख्या निर्धारित करता है एल, इलेक्ट्रॉन की कक्षीय कोणीय गति, क्वांटम संख्या का मान देता है एम, भौतिक रूप से चयनित दिशा (उदाहरण के लिए, चुंबकीय क्षेत्र की दिशा) पर इस क्षण के प्रक्षेपण का मूल्य देते हुए, और अंत में, क्वांटम संख्या एस, मूल्य दे रहा है खुद का टॉर्कइलेक्ट्रॉन (स्पिन)। क्वांटम यांत्रिकी का मूल नियम है पाउली सिद्धांत, जो किसी भी क्वांटम प्रणाली (उदाहरण के लिए, एक जटिल परमाणु) के लिए किन्हीं दो इलेक्ट्रॉनों में सभी समान क्वांटम संख्याएँ होने से रोकता है। आइए हम परमाणु के एक सरल अर्धशास्त्रीय बोह्र मॉडल का उपयोग करके इस सिद्धांत को समझाएं। तीन क्वांटम संख्याओं का संयोजन (स्पिन को छोड़कर) एक परमाणु में एक इलेक्ट्रॉन की कक्षा निर्धारित करता है। पाउली सिद्धांत, जैसा कि परमाणु के इस मॉडल पर लागू होता है, दो से अधिक इलेक्ट्रॉनों को एक ही क्वांटम कक्षा में होने से रोकता है। यदि ऐसी कक्षा में दो इलेक्ट्रॉन हैं, तो उनके विपरीत दिशा में स्पिन होने चाहिए। इसका मतलब यह है कि यद्यपि ऐसे इलेक्ट्रॉनों की तीन क्वांटम संख्याएँ समान हो सकती हैं, इलेक्ट्रॉनों के स्पिन को चिह्नित करने वाली क्वांटम संख्याएँ भिन्न होनी चाहिए।

पाउली सिद्धांत समस्त परमाणु भौतिकी के लिए अत्यंत महत्वपूर्ण है। विशेष रूप से, केवल इस सिद्धांत के आधार पर ही मेंडेलीव के तत्वों की आवधिक प्रणाली की सभी विशेषताओं को समझा जा सकता है। पाउली सिद्धांत का सार्वभौमिक महत्व है और यह सभी क्वांटम प्रणालियों पर लागू होता है जिसमें बड़ी संख्या में समान कण होते हैं। ऐसी प्रणाली का एक उदाहरण, विशेष रूप से, कमरे के तापमान पर साधारण धातुएँ हैं। जैसा कि ज्ञात है, धातुओं में बाहरी इलेक्ट्रॉन उनके "अपने" नाभिक से जुड़े नहीं होते हैं, बल्कि, जैसे कि, "सामाजिककृत" होते हैं। वे धातु के आयनिक जाली के जटिल विद्युत क्षेत्र में चलते हैं। एक मोटे, अर्ध-शास्त्रीय सन्निकटन में, कोई कल्पना कर सकता है कि इलेक्ट्रॉन कुछ, यद्यपि बहुत जटिल, प्रक्षेप पथों के साथ चलते हैं और निश्चित रूप से, ऐसे प्रक्षेप पथों के लिए पाउली सिद्धांत को भी संतुष्ट होना चाहिए। इसका मतलब यह है कि ऊपर उल्लिखित प्रत्येक इलेक्ट्रॉन प्रक्षेप पथ के साथ, दो से अधिक इलेक्ट्रॉन नहीं चल सकते हैं, जो उनके स्पिन में भिन्न होना चाहिए। इस बात पर जोर दिया जाना चाहिए कि, क्वांटम यांत्रिक कानूनों के अनुसार, ऐसे संभावित प्रक्षेप पथों की संख्या, हालांकि बहुत बड़ी है, सीमित है। नतीजतन, सभी ज्यामितीय रूप से संभव कक्षाओं का एहसास नहीं होता है।

वास्तव में, निःसंदेह, हमारा तर्क बहुत सरल है। हमने स्पष्टता के लिए ऊपर "प्रक्षेप पथ" के बारे में बात की। प्रक्षेपवक्र के साथ गति की शास्त्रीय तस्वीर के बजाय, क्वांटम यांत्रिकी ही बात करती है स्थितिइलेक्ट्रॉन, कई बहुत विशिष्ट ("क्वांटम") मापदंडों द्वारा वर्णित है। प्रत्येक संभावित अवस्था में, इलेक्ट्रॉन की कुछ विशिष्ट ऊर्जा होती है। प्रक्षेप पथ के साथ गति के हमारे मॉडल के ढांचे के भीतर, पाउली सिद्धांत को निम्नानुसार तैयार किया जा सकता है: दो से अधिक इलेक्ट्रॉन एक ही गति पर एक ही "अनुमत" प्रक्षेप पथ के साथ नहीं चल सकते हैं (यानी, समान ऊर्जा होती है)।

जब जटिल, बहु-इलेक्ट्रॉन परमाणुओं पर लागू किया जाता है, तो पाउली सिद्धांत यह समझना संभव बनाता है कि उनके इलेक्ट्रॉन "सबसे गहरी" कक्षाओं में "डाले" क्यों नहीं गए, जिनकी ऊर्जा न्यूनतम है। दूसरे शब्दों में, यह परमाणु की संरचना को समझने की कुंजी प्रदान करता है। धातु में इलेक्ट्रॉनों के मामले में और सफेद बौनों के आंतरिक पदार्थ के मामले में स्थिति बिल्कुल वैसी ही है। यदि समान संख्या में इलेक्ट्रॉनों और परमाणु नाभिकों से एक बड़ा पर्याप्त आयतन भर जाए, तो "सभी के लिए पर्याप्त जगह होगी।" लेकिन आइए अब कल्पना करें कि यह वॉल्यूम सीमित. तब इलेक्ट्रॉनों का केवल एक छोटा सा हिस्सा ही अपनी गति के लिए सभी संभावित प्रक्षेप पथों पर कब्जा करेगा, जिनकी संख्या आवश्यक रूप से सीमित है। शेष इलेक्ट्रॉनों को साथ चलना होगा एक ही बातप्रक्षेप पथ जो पहले से ही "कब्जे में" हैं। लेकिन पाउली सिद्धांत के कारण, वे इन प्रक्षेप पथों पर तेज़ गति से आगे बढ़ेंगे और इसलिए, ऐसा हुआ है ग्रेटरऊर्जा। स्थिति बिल्कुल वैसी ही है जैसे कई-इलेक्ट्रॉन परमाणु में, जहां, उसी सिद्धांत के कारण, "अतिरिक्त" इलेक्ट्रॉन कृतज्ञ होनाअधिक ऊर्जा के साथ कक्षाओं में घूमें।

धातु के एक टुकड़े में या एक सफेद बौने के अंदर कुछ मात्रा में, इलेक्ट्रॉनों की संख्या गति के अनुमत प्रक्षेपवक्र की संख्या से अधिक है। साधारण गैस में स्थिति भिन्न होती है, विशेष रूप से मुख्य अनुक्रम तारों के आंतरिक भाग में। वहां इलेक्ट्रॉनों की संख्या सदैव रहती है कमअनुमत प्रक्षेपपथों की संख्या. इसलिए, इलेक्ट्रॉन अलग-अलग प्रक्षेप पथों पर अलग-अलग गति से आगे बढ़ सकते हैं, जैसे कि एक दूसरे के साथ "हस्तक्षेप किए बिना"। इस मामले में पाउली सिद्धांत उनकी गति को प्रभावित नहीं करता है। ऐसी गैस में, वेगों का मैक्सवेलियन वितरण स्थापित होता है और पदार्थ की गैसीय अवस्था के नियम, जो स्कूल भौतिकी से अच्छी तरह से ज्ञात हैं, संतुष्ट होते हैं, विशेष रूप से, क्लैपेरॉन के नियम। यदि एक "साधारण" गैस को दृढ़ता से संपीड़ित किया जाता है, तो इलेक्ट्रॉनों के लिए संभावित प्रक्षेपवक्र की संख्या बहुत छोटी हो जाएगी और अंततः, एक स्थिति आएगी जब प्रत्येक प्रक्षेपवक्र के लिए दो से अधिक इलेक्ट्रॉन होंगे। पाउली सिद्धांत के आधार पर, इन इलेक्ट्रॉनों में एक निश्चित महत्वपूर्ण मान से अधिक अलग-अलग वेग होने चाहिए। यदि हम अब इस संपीड़ित गैस को बहुत ठंडा कर दें, तो इलेक्ट्रॉनों की गति बिल्कुल भी कम नहीं होगी। अन्यथा, जैसा कि समझना आसान है, पाउली सिद्धांत लागू होना बंद हो जाएगा। परम शून्य के निकट भी, ऐसी गैस में इलेक्ट्रॉनों का वेग उच्च रहेगा। ऐसे असाधारण गुणों वाली गैस कहलाती है पतित. ऐसी गैस का व्यवहार पूरी तरह से इस तथ्य से समझाया जाता है कि इसके कण (हमारे मामले में, इलेक्ट्रॉन) सभी संभावित प्रक्षेप पथों पर कब्जा कर लेते हैं और बहुत तेज़ गति से "आवश्यकतानुसार" उनके साथ चलते हैं। एक अपक्षयी गैस के विपरीत, एक "साधारण" गैस में कणों का वेग बहुत छोटा हो जाता है क्योंकि इसका तापमान कम हो जाता है। इसी के अनुरूप इसका दबाव भी कम हो जाता है। विघटित गैस के दबाव की क्या स्थिति है? ऐसा करने के लिए, आइए याद रखें कि हम गैस का दबाव क्या कहते हैं। यह वह आवेग है जो गैस के कण एक निश्चित "दीवार" के साथ टकराव के दौरान एक सेकंड में स्थानांतरित होते हैं जो इसकी मात्रा को सीमित करता है। इससे यह स्पष्ट है कि विघटित गैस का दबाव बहुत अधिक होना चाहिए, क्योंकि इसे बनाने वाले कणों का वेग अधिक होता है। बहुत कम तापमान पर भी, एक पतित गैस का दबाव उच्च रहना चाहिए, क्योंकि सामान्य गैस के विपरीत, इसके कणों का वेग, घटते तापमान के साथ लगभग कम नहीं होता है। यह उम्मीद की जानी चाहिए कि किसी विघटित गैस का दबाव उसके तापमान पर बहुत कम निर्भर करता है, क्योंकि इसे बनाने वाले कणों की गति की गति मुख्य रूप से पाउली सिद्धांत द्वारा निर्धारित की जाती है।

इलेक्ट्रॉनों के साथ, सफेद बौनों के अंदरूनी हिस्सों में "नंगे" नाभिक, साथ ही अत्यधिक आयनित परमाणु भी होने चाहिए जिन्होंने अपने "आंतरिक" इलेक्ट्रॉन गोले को बरकरार रखा है। यह पता चला है कि उनके लिए "अनुमत" प्रक्षेप पथों की संख्या हमेशा कणों की संख्या से अधिक होती है। इसलिए, वे पतित नहीं, बल्कि एक "सामान्य" गैस बनाते हैं। उनकी गति सफेद बौनों के पदार्थ के तापमान से निर्धारित होती है और पाउली सिद्धांत के कारण हमेशा इलेक्ट्रॉनों की गति से बहुत कम होती है। इसलिए, सफेद बौनों के अंदरूनी हिस्सों में, दबाव केवल पतित इलेक्ट्रॉन गैस के कारण होता है। इससे यह निष्कर्ष निकलता है कि सफेद बौनों का संतुलन उनके तापमान से लगभग स्वतंत्र होता है।

जैसा कि क्वांटम यांत्रिक गणना से पता चलता है, वायुमंडल में व्यक्त एक पतित इलेक्ट्रॉन गैस का दबाव सूत्र द्वारा निर्धारित किया जाता है

(10.1)

स्थिरांक कहाँ है क = 3

10 6 और घनत्व

हमेशा की तरह ग्राम प्रति घन सेंटीमीटर में व्यक्त किया जाता है। फॉर्मूला (10.1) एक पतित गैस के लिए क्लैपेरॉन समीकरण को प्रतिस्थापित करता है और इसकी "स्थिति का समीकरण" है। इस समीकरण की एक विशेषता यह है कि इसमें तापमान शामिल नहीं है। इसके अलावा, क्लैपेरॉन समीकरण के विपरीत, जहां दबाव घनत्व की पहली शक्ति के समानुपाती होता है, यहां घनत्व पर दबाव की निर्भरता अधिक मजबूत होती है। इसे समझना कठिन नहीं है. आख़िरकार, दबाव कणों की सांद्रता और उनकी गति के समानुपाती होता है। कणों की सांद्रता स्वाभाविक रूप से घनत्व के समानुपाती होती है, और बढ़ते घनत्व के साथ एक पतित गैस के कणों की गति बढ़ जाती है, क्योंकि उसी समय, पाउली सिद्धांत के अनुसार, उच्च गति पर चलने के लिए मजबूर "अतिरिक्त" कणों की संख्या बढ़ जाती है .

सूत्र (10.1) की प्रयोज्यता की शर्त "अक्षयता" के कारण होने वाले वेगों की तुलना में इलेक्ट्रॉनों के तापीय वेगों की लघुता है। बहुत अधिक तापमान पर, सूत्र (10.1) को क्लैपेरॉन सूत्र (6.2) में बदलना चाहिए। यदि घनत्व वाली गैस के लिए दबाव प्राप्त होता है

सूत्र (10.1) के अनुसार, अधिक, सूत्र (6.2) के अनुसार, जिसका अर्थ है कि गैस पतित है। यह हमें "पतन की स्थिति" प्रदान करता है

(10.2)

औसत आणविक भार. यह किसके बराबर है?

सफ़ेद बौनों के आंतरिक भाग में? सबसे पहले, वहां व्यावहारिक रूप से कोई हाइड्रोजन नहीं होना चाहिए: इतने विशाल घनत्व और काफी उच्च तापमान पर, यह लंबे समय से परमाणु प्रतिक्रियाओं में "जला" रहा है। सफ़ेद बौनों के आंतरिक भाग में मुख्य तत्व हीलियम होना चाहिए। चूँकि इसका परमाणु द्रव्यमान 4 है और यह आयनीकरण पर दो इलेक्ट्रॉन देता है (यह भी ध्यान में रखा जाना चाहिए कि केवल इलेक्ट्रॉन ही दबाव पैदा करने वाले कण हैं), तो औसत आणविक द्रव्यमान 2 के बहुत करीब होना चाहिए। संख्यात्मक रूप से, अध: पतन की स्थिति (10.2) ) इस प्रकार लिखा गया है:

(10.3)

यदि, उदाहरण के लिए, तापमान टी= 300 K (कमरे का तापमान), फिर

> 2, 5

10 -4 ग्राम/सेमी 3। यह बहुत कम घनत्व है, जिससे यह तुरंत पता चलता है कि धातुओं में इलेक्ट्रॉनों का क्षय होना चाहिए (वास्तव में, इस मामले में स्थिरांक कऔर

एक अलग अर्थ है, लेकिन मामले का सार नहीं बदलता है)। यदि तापमान टीतारकीय आंतरिक तापमान के करीब है, यानी लगभग 10 मिलियन केल्विन > 1000 ग्राम/सेमी 3। इससे तुरंत दो निष्कर्ष निकलते हैं:

एक। सामान्य तारों के अंदरूनी हिस्सों में, जहां घनत्व, हालांकि उच्च है, निश्चित रूप से 1000 ग्राम/सेमी 3 से कम है, गैस पतित नहीं होती है। यह गैस अवस्था के सामान्य कानूनों की प्रयोज्यता को उचित ठहराता है, जिसका हमने व्यापक रूप से § 6 में उपयोग किया है।

बी। सफेद बौनों का औसत, और इससे भी अधिक केंद्रीय, घनत्व होता है जो स्पष्ट रूप से 1000 ग्राम/सेमी 3 से अधिक होता है। इसलिए, गैस राज्य के सामान्य कानून उन पर लागू नहीं होते हैं। श्वेत बौनों को समझने के लिए, इसकी अवस्था के समीकरण (10.1) द्वारा वर्णित पतित गैस के गुणों को जानना आवश्यक है। इस समीकरण से, सबसे पहले, यह निष्कर्ष निकलता है कि सफेद बौनों की संरचना व्यावहारिक रूप से उनके तापमान से स्वतंत्र होती है। चूँकि, दूसरी ओर, इन वस्तुओं की चमक उनके तापमान से निर्धारित होती है (उदाहरण के लिए, थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं की दर तापमान पर निर्भर करती है), हम यह निष्कर्ष निकाल सकते हैं कि सफेद बौनों की संरचना चमक पर निर्भर नहीं करती है। सिद्धांत रूप में, एक सफेद बौना परम शून्य के करीब तापमान पर मौजूद हो सकता है (अर्थात एक संतुलन विन्यास में हो सकता है)। इस प्रकार हम इस निष्कर्ष पर पहुंचते हैं कि सफेद बौनों के लिए, "सामान्य" सितारों के विपरीत, कोई द्रव्यमान-चमकदार संबंध नहीं है।

हालाँकि, इन असामान्य तारों के लिए, एक विशिष्ट द्रव्यमान-त्रिज्या संबंध है। जिस प्रकार एक ही धातु से बनी समान द्रव्यमान की गेंदों का व्यास समान होना चाहिए, उसी प्रकार समान द्रव्यमान वाले सफेद बौनों का आकार भी समान होना चाहिए। यह कथन स्पष्ट रूप से अन्य तारों के लिए सत्य नहीं है: विशाल तारे और मुख्य अनुक्रम तारे का द्रव्यमान समान हो सकता है, लेकिन व्यास काफी भिन्न हो सकते हैं। सफ़ेद बौनों और अन्य तारों के बीच इस अंतर को इस तथ्य से समझाया गया है कि तापमान उनके हाइड्रोस्टेटिक संतुलन में लगभग कोई भूमिका नहीं निभाता है, जो संरचना को निर्धारित करता है।

चूँकि ऐसा है, श्वेत बौनों के द्रव्यमान और उनकी त्रिज्याओं को जोड़ने वाला कोई सार्वभौमिक संबंध होना चाहिए। इस महत्वपूर्ण निर्भरता को प्राप्त करना हमारा कार्य नहीं है, जो प्राथमिक से बहुत दूर है। निर्भरता स्वयं (लघुगणकीय पैमाने पर) चित्र में प्रस्तुत की गई है। 10.1. इस चित्र में, वृत्त और वर्ग ज्ञात द्रव्यमान और त्रिज्या वाले कुछ सफेद बौनों की स्थिति को चिह्नित करते हैं। इस चित्र में दिखाए गए सफेद बौनों के लिए द्रव्यमान और त्रिज्या की निर्भरता में दो दिलचस्प विशेषताएं हैं। सबसे पहले, यह इस प्रकार है कि एक सफेद बौने का द्रव्यमान जितना अधिक होगा, उसकी त्रिज्या उतनी ही छोटी होगी। इस संबंध में, सफेद बौने धातु के एक ही ब्लॉक से बनी गेंदों की तुलना में अलग व्यवहार करते हैं... दूसरे, सफेद बौनों का अधिकतम अनुमेय द्रव्यमान मान होता है [27]। सिद्धांत भविष्यवाणी करता है कि सफेद बौने जिनका द्रव्यमान 1.43 सौर द्रव्यमान से अधिक होगा, प्रकृति में मौजूद नहीं हो सकते हैं [28]। यदि एक सफेद बौने का द्रव्यमान निम्न द्रव्यमान से इस महत्वपूर्ण मान तक पहुंचता है, तो इसकी त्रिज्या शून्य हो जाएगी। व्यवहार में, इसका मतलब यह है कि एक निश्चित द्रव्यमान से शुरू होकर, पतित गैस का दबाव अब गुरुत्वाकर्षण बल को संतुलित नहीं कर सकता है और तारा भयावह रूप से ढह जाएगा।

तारकीय विकास की संपूर्ण समस्या के लिए यह परिणाम असाधारण रूप से बहुत महत्वपूर्ण है। इसलिए, इस पर थोड़ा और विस्तार से ध्यान देना उचित है। जैसे-जैसे सफ़ेद बौने का द्रव्यमान बढ़ेगा, इसका केंद्रीय घनत्व और अधिक बढ़ेगा। इलेक्ट्रॉन गैस की अध:पतन उत्तरोत्तर प्रबल होती जाएगी। इसका मतलब यह है कि प्रति "अनुमत" प्रक्षेपवक्र में कणों की संख्या में वृद्धि होगी। वे बहुत "तंग" होंगे और वे (ताकि पाउली सिद्धांत का उल्लंघन न हो!) अधिक से अधिक गति से आगे बढ़ेंगे। ये गति प्रकाश की गति के काफी करीब हो जाएगी। पदार्थ की एक नई अवस्था उत्पन्न होगी, जिसे "सापेक्षतावादी अध:पतन" कहा जाता है। ऐसी गैस की अवस्था का समीकरण बदल जाएगा - इसे अब सूत्र (10.1) द्वारा वर्णित नहीं किया जाएगा। (10.1) के बजाय, संबंध कायम रहेगा

(10.4)

वर्तमान स्थिति का आकलन करने के लिए, आइए मान लें, जैसा कि § 6 में किया गया था,

श्री 3. फिर, सापेक्षतावादी अध:पतन के साथ पी एम 4/ 3 /आर 4, और गुरुत्वाकर्षण का प्रतिकार करने वाला बल और दबाव ड्रॉप के बराबर है

इसी बीच गुरुत्वाकर्षण बल है

जीएम/आर 2 एम 2 /आर 5 . हम देखते हैं कि दोनों बल - गुरुत्वाकर्षण और दबाव ड्रॉप - तारे के आकार पर उसी तरह निर्भर करते हैं: कैसे आर-5, और द्रव्यमान पर अलग-अलग निर्भर करते हैं। नतीजतन, तारे के द्रव्यमान का कुछ, पूरी तरह से निश्चित मूल्य होना चाहिए जिस पर दोनों बल संतुलित होते हैं। यदि द्रव्यमान एक निश्चित महत्वपूर्ण मान से अधिक हो जाता है, तो दबाव अंतर के कारण उत्पन्न बल पर गुरुत्वाकर्षण बल हमेशा प्रबल रहेगा, और तारा भयावह रूप से ढह जाएगा।

आइए अब मान लें कि द्रव्यमान क्रांतिक से कम है। तब दबाव के कारण लगने वाला बल गुरुत्वाकर्षण बल से अधिक होगा, इसलिए तारे का विस्तार होना शुरू हो जाएगा। विस्तार प्रक्रिया के दौरान, सापेक्षतावादी अध:पतन को सामान्य "गैर-सापेक्षवादी" अध:पतन द्वारा प्रतिस्थापित किया जाएगा। इस मामले में, राज्य के समीकरण से पी

5/ 3 यह उसका अनुसरण करता है पी/आर एम 5/ 3 /आर 6, यानी, गुरुत्वाकर्षण का प्रतिकार करने वाले बल की निर्भरता आरमजबूत होगा. अत: एक निश्चित त्रिज्या पर तारे का विस्तार रुक जायेगा।

यह गुणात्मक विश्लेषण, एक ओर, सफेद बौनों और इसकी प्रकृति के लिए द्रव्यमान-त्रिज्या संबंध के अस्तित्व की आवश्यकता को दर्शाता है (अर्थात, त्रिज्या जितनी छोटी होगी, द्रव्यमान उतना अधिक होगा), और दूसरी ओर, यह उचित ठहराता है एक सीमित द्रव्यमान का अस्तित्व, जो अपरिहार्य सापेक्षतावादी अध:पतन का परिणाम है। 1.2 सौर द्रव्यमान से अधिक द्रव्यमान वाले तारे कितने समय तक सिकुड़ सकते हैं? यह आकर्षक समस्या, जो हाल के वर्षों में बहुत सामयिक हो गई है, पर 24 में चर्चा की जाएगी।

सफेद बौनों के आंतरिक भाग के पदार्थ को उच्च पारदर्शिता और तापीय चालकता की विशेषता है। इस पदार्थ की अच्छी पारदर्शिता को फिर से पाउली सिद्धांत द्वारा समझाया गया है। आखिरकार, किसी पदार्थ में प्रकाश का अवशोषण इलेक्ट्रॉनों की स्थिति में बदलाव से जुड़ा होता है, जो उनके एक कक्षा से दूसरी कक्षा में संक्रमण के कारण होता है। लेकिन अगर किसी पतित गैस में "कक्षाओं" (या "प्रक्षेप पथ") के भारी बहुमत पर "कब्जा" कर लिया जाता है, तो ऐसे संक्रमण बहुत मुश्किल होते हैं। सफ़ेद बौने के प्लाज्मा में केवल बहुत कम, विशेष रूप से तेज़ इलेक्ट्रॉन ही विकिरण क्वांटा को अवशोषित कर सकते हैं। अपक्षयी गैस की तापीय चालकता अधिक होती है - साधारण धातुएँ इसका उदाहरण हैं। बहुत अधिक पारदर्शिता और तापीय चालकता के कारण, सफेद बौने के मामले में बड़े तापमान परिवर्तन नहीं हो सकते हैं। लगभग संपूर्ण तापमान अंतर, यदि आप एक सफेद बौने की सतह से उसके केंद्र तक जाते हैं, तो पदार्थ की एक बहुत पतली, बाहरी परत में होता है, जो गैर-विघटित अवस्था में होता है। इस परत में, जिसकी मोटाई त्रिज्या का लगभग 1% है, तापमान सतह पर कई हजार केल्विन से बढ़कर लगभग दस मिलियन केल्विन तक पहुंच जाता है, और फिर तारे के केंद्र तक लगभग अपरिवर्तित रहता है।

सफ़ेद बौने, हालांकि कमज़ोर हैं, फिर भी उत्सर्जन करते हैं। इस विकिरण के लिए ऊर्जा का स्रोत क्या है? जैसा कि पहले ही ऊपर जोर दिया जा चुका है, सफेद बौनों की गहराई में व्यावहारिक रूप से कोई हाइड्रोजन, मुख्य परमाणु ईंधन नहीं है। सफ़ेद बौने चरण से पहले तारे के विकास के चरणों के दौरान इसका लगभग सारा हिस्सा जल गया। लेकिन, दूसरी ओर, स्पेक्ट्रोस्कोपिक अवलोकन स्पष्ट रूप से संकेत देते हैं कि हाइड्रोजन सफेद बौनों की सबसे बाहरी परतों में मौजूद है। इसके पास या तो जलने का समय नहीं था, या (अधिक संभावना है) अंतरतारकीय माध्यम से वहां पहुंचा। यह संभव है कि सफेद बौनों के लिए ऊर्जा का स्रोत उनके आंतरिक और वायुमंडल के घने पतित पदार्थ की सीमा पर एक बहुत पतली गोलाकार परत में होने वाली हाइड्रोजन परमाणु प्रतिक्रियाएं हो सकती हैं। इसके अलावा, सफेद बौने सामान्य तापीय संचालन के माध्यम से काफी उच्च सतह तापमान बनाए रख सकते हैं। इसका मतलब यह है कि सफेद बौने, जिनके पास कोई ऊर्जा स्रोत नहीं है, अपने ताप भंडार से विकिरण करके ठंडे हो जाते हैं। और ये भंडार बहुत बड़े हैं। चूँकि श्वेत बौनों के पदार्थ में इलेक्ट्रॉनों की गति अध:पतन की घटना के कारण होती है, उनके आंतरिक भाग में ऊष्मा आरक्षित नाभिक और आयनित परमाणुओं में निहित होती है। यह मानते हुए कि सफेद बौने की सामग्री में मुख्य रूप से हीलियम (परमाणु भार 4) होता है, सफेद बौने में निहित तापीय ऊर्जा की मात्रा का पता लगाना आसान है:

(10.5)

कहाँ एम H हाइड्रोजन परमाणु का द्रव्यमान है, क- बोल्ट्जमान स्थिरांक. सफ़ेद बौने के ठंडा होने के समय का अनुमान विभाजित करके लगाया जा सकता है इ टीइसकी चमक पर एल. यह कई सौ मिलियन वर्षों के क्रम पर निकलता है।

चित्र में. चित्र 10.2 कई सफेद बौनों के लिए सतह के तापमान पर चमक की अनुभवजन्य निर्भरता को दर्शाता है। सीधी रेखाएँ स्थिर त्रिज्या की लोकी होती हैं। उत्तरार्द्ध को सौर त्रिज्या के अंशों में व्यक्त किया जाता है। ऐसा प्रतीत होता है कि अनुभवजन्य बिंदु इन पंक्तियों के साथ अच्छी तरह फिट बैठते हैं। इसका मतलब यह है कि देखे गए सफेद बौने शीतलन के विभिन्न चरणों में हैं।

हाल के वर्षों में, एक दर्जन सफेद बौनों के लिए ज़ीमन प्रभाव के कारण वर्णक्रमीय अवशोषण रेखाओं का एक मजबूत विभाजन खोजा गया है। विभाजन के परिमाण से यह पता चलता है कि इन तारों की सतह पर चुंबकीय क्षेत्र की ताकत दस मिलियन ओर्स्टेड (Oe) के क्रम के एक विशाल मूल्य तक पहुँचती है। चुंबकीय क्षेत्र का इतना बड़ा मूल्य स्पष्ट रूप से सफेद बौनों के निर्माण की स्थितियों द्वारा समझाया गया है। उदाहरण के लिए, यदि हम मानते हैं कि तारा द्रव्यमान के महत्वपूर्ण नुकसान के बिना सिकुड़ता है, तो हम उम्मीद कर सकते हैं कि चुंबकीय प्रवाह (यानी, तारे के सतह क्षेत्र और चुंबकीय क्षेत्र की ताकत का उत्पाद) अपना मूल्य बनाए रखता है। इससे यह निष्कर्ष निकलता है कि तारे के सिकुड़ने पर चुंबकीय क्षेत्र की ताकत उसकी त्रिज्या के वर्ग के विपरीत अनुपात में बढ़ जाएगी। नतीजतन, यह सैकड़ों-हजारों गुना बढ़ सकता है। चुंबकीय क्षेत्र को बढ़ाने के लिए यह तंत्र विशेष रूप से महत्वपूर्ण है न्यूट्रॉनसितारे, जिनकी चर्चा § 22[29] में की जाएगी। यह ध्यान रखना दिलचस्प है कि अधिकांश सफेद बौनों के पास कुछ हजार ओर्स्टेड से अधिक मजबूत क्षेत्र नहीं होता है। इस प्रकार, "चुंबकीय" सफेद बौने ब्रह्मांड के "ब्लैक" और "व्हाइट होल" के बीच एक विशेष समूह बनाते हैं, मार्च 1974 में, यूएसएसआर एकेडमी ऑफ साइंसेज के पी.एन. लेबेडेव स्टेट एस्ट्रोनॉमिकल इंस्टीट्यूट में, एक दिलचस्प घोषणा सामने आई। प्रवेश पर। संयुक्त सेमिनार में, "क्या व्हाइट होल्स एक्सप्लोड?" नामक एक रिपोर्ट पढ़ी जानी थी। वैज्ञानिक

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तारकीय मृत्यु: सफेद बौने, न्यूट्रॉन तारे और ब्लैक होल सूर्य और पृथ्वी लगभग 4.5 अरब वर्ष पुराने हैं, जो ब्रह्मांड की आयु का लगभग एक तिहाई है। लगभग 6.5 अरब वर्षों के बाद, सौर कोर में वह परमाणु ईंधन ख़त्म हो जाएगा जो सूर्य को गर्म रखता है। फिर इसकी शुरुआत होगी

संदेश को संदेह के साथ स्वीकार किया गया, क्योंकि अंधेरा उपग्रह अप्राप्य रहा, और इसका द्रव्यमान काफी बड़ा होना चाहिए था - सीरियस के द्रव्यमान के बराबर।

घनत्व विरोधाभास

“मैं अपने मित्र प्रोफेसर ई. पिकरिंग से एक व्यावसायिक दौरे पर मिलने गया था। अपनी विशिष्ट दयालुता के साथ, उन्होंने उन सभी सितारों के स्पेक्ट्रा प्राप्त करने की पेशकश की जिन्हें हिन्क्स और मैंने देखा था ... उनके लंबन को निर्धारित करने की दृष्टि से। प्रतीत होता है कि नियमित कार्य का यह टुकड़ा बहुत उपयोगी साबित हुआ - इससे यह खोज हुई कि बहुत छोटे निरपेक्ष परिमाण (यानी कम चमक) के सभी सितारों में वर्णक्रमीय वर्ग एम (यानी, बहुत कम सतह का तापमान) होता है। जैसा कि मुझे याद है, इस प्रश्न पर चर्चा करते समय, मैंने पिकरिंग से कुछ अन्य धूमिल सितारों के बारे में पूछा..., विशेष रूप से 40 एरिदानी बी का उल्लेख करते हुए। अपने विशिष्ट तरीके से, उन्होंने तुरंत (हार्वर्ड) वेधशाला कार्यालय को एक अनुरोध भेजा, और जल्द ही उत्तर दिया गया (मुझे लगता है श्रीमती फ्लेमिंग से) कि इस तारे का स्पेक्ट्रम ए था (अर्थात, उच्च सतह का तापमान)। यहां तक ​​कि उन पैलियोज़ोइक काल में भी मैं इन चीजों के बारे में इतना जानता था कि मुझे तुरंत एहसास हुआ कि सतह की चमक और घनत्व के "संभावित" मूल्यों के बीच एक अत्यधिक विसंगति थी। जाहिरा तौर पर, मैंने इस तथ्य को नहीं छिपाया कि मैं न केवल आश्चर्यचकित था, बल्कि सितारों की विशेषताओं के लिए एक पूरी तरह से सामान्य नियम प्रतीत होने वाले इस अपवाद से सचमुच चकित था। पिकरिंग ने मुझे देखकर मुस्कुराया और कहा: "यह वास्तव में ऐसे अपवाद हैं जो हमारे ज्ञान के विस्तार का कारण बनते हैं" - और सफेद बौने अध्ययन के तहत दुनिया में प्रवेश कर गए।

रसेल का आश्चर्य काफी समझ में आता है: 40 एरिडानी बी अपेक्षाकृत करीबी सितारों को संदर्भित करता है, और देखे गए लंबन से कोई भी इसकी दूरी और तदनुसार, चमक को सटीक रूप से निर्धारित कर सकता है। 40 एरिदानी बी की चमक उसके वर्णक्रमीय वर्ग के लिए असामान्य रूप से कम निकली - सफेद बौनों ने एचआर आरेख पर एक नया क्षेत्र बनाया। चमक, द्रव्यमान और तापमान का यह संयोजन समझ से परे था और इसे 1920 के दशक में विकसित तारकीय संरचना के मानक मुख्य अनुक्रम मॉडल के भीतर समझाया नहीं जा सका।

सफेद बौनों का उच्च घनत्व शास्त्रीय भौतिकी और खगोल विज्ञान के ढांचे के भीतर अस्पष्टीकृत रहा और इसे केवल फर्मी-डिराक सांख्यिकी के आगमन के बाद क्वांटम यांत्रिकी के ढांचे के भीतर समझाया गया था। 1926 में, फाउलर ने अपने लेख "डेंस मैटर" में ( "घने पदार्थ पर," मासिक नोटिस आर. एस्ट्रोन। समाज. 87, 114-122) ने दिखाया कि, मुख्य अनुक्रम सितारों के विपरीत, जिसके लिए राज्य का समीकरण आदर्श गैस मॉडल (मानक एडिंगटन मॉडल) पर आधारित है, सफेद बौनों के लिए पदार्थ का घनत्व और दबाव पतित इलेक्ट्रॉन गैस (फर्मी गैस) के गुणों द्वारा निर्धारित किया जाता है। ).

सफ़ेद बौनों की प्रकृति को समझाने में अगला चरण याकोव फ्रेनकेल और चन्द्रशेखर का काम था। 1928 में, फ्रेनकेल ने बताया कि सफेद बौनों के द्रव्यमान की एक ऊपरी सीमा होनी चाहिए, और 1931 में चन्द्रशेखर ने अपने काम "द मैक्सिमम मास ऑफ एन आइडियल व्हाइट ड्वार्फ" में ( "आदर्श सफेद बौनों का अधिकतम द्रव्यमान", एस्ट्रोफ। जे. 74, 81-82) ने दिखाया कि सफेद बौनों के द्रव्यमान की एक ऊपरी सीमा होती है, यानी एक निश्चित सीमा से अधिक द्रव्यमान वाले ये तारे अस्थिर (चंद्रशेखर सीमा) होते हैं और इनका पतन होना ही चाहिए।

सफ़ेद बौनों की उत्पत्ति

फाउलर के समाधान ने सफेद बौनों की आंतरिक संरचना को समझाया, लेकिन उनकी उत्पत्ति के तंत्र को स्पष्ट नहीं किया। सफेद बौनों की उत्पत्ति को समझाने में दो विचारों ने महत्वपूर्ण भूमिका निभाई: खगोलशास्त्री अर्न्स्ट एपिक का विचार कि परमाणु ईंधन के जलने के परिणामस्वरूप मुख्य अनुक्रम सितारों से लाल दिग्गजों का निर्माण होता है, और खगोलशास्त्री वासिली फेसेनकोव की धारणा, द्वितीय विश्व युद्ध के तुरंत बाद, मुख्य अनुक्रम सितारों का द्रव्यमान कम हो जाना चाहिए, और इस तरह के बड़े पैमाने पर नुकसान का सितारों के विकास पर महत्वपूर्ण प्रभाव पड़ना चाहिए। इन धारणाओं की पूर्णतः पुष्टि हुई।

ट्रिपल हीलियम प्रतिक्रिया और लाल दिग्गजों के आइसोथर्मल नाभिक

मुख्य अनुक्रम सितारों के विकास के दौरान, हाइड्रोजन "जल जाता है" - हीलियम के निर्माण के साथ न्यूक्लियोसिंथेसिस (बेथ चक्र देखें)। इस तरह के बर्नआउट से तारे के केंद्रीय भागों में ऊर्जा का निकलना बंद हो जाता है, संपीड़न होता है और, तदनुसार, इसके मूल में तापमान और घनत्व में वृद्धि होती है। तारकीय कोर में तापमान और घनत्व में वृद्धि से ऐसी स्थितियाँ उत्पन्न होती हैं जिनमें थर्मोन्यूक्लियर ऊर्जा का एक नया स्रोत सक्रिय होता है: हीलियम बर्नअप (ट्रिपल हीलियम प्रतिक्रिया या ट्रिपल अल्फा प्रक्रिया), लाल दिग्गजों और सुपरजायंट्स की विशेषता।

10 8 K के क्रम के तापमान पर, हीलियम नाभिक की गतिज ऊर्जा कूलम्ब बाधा को पार करने के लिए पर्याप्त हो जाती है: दो हीलियम नाभिक (4He, अल्फा कण) एक अस्थिर बेरिलियम आइसोटोप बनाने के लिए विलीन हो सकते हैं:

अधिकांश 8 Be फिर से दो अल्फा कणों में विघटित हो जाता है, लेकिन जब 8 Be एक उच्च-ऊर्जा अल्फा कण से टकराता है, तो एक स्थिर कार्बन 12 C नाभिक बन सकता है:

+ 7.3 मेव.

8 बीई की बहुत कम संतुलन सांद्रता के बावजूद (उदाहरण के लिए, ~10 8 के तापमान पर एकाग्रता अनुपात [8 बीई]/[4 हे] ~10 −10), दर ऐसी है ट्रिपल हीलियम प्रतिक्रियायह तारे के गर्म कोर में एक नया हाइड्रोस्टेटिक संतुलन प्राप्त करने के लिए पर्याप्त साबित होता है। टर्नरी हीलियम प्रतिक्रिया में तापमान पर ऊर्जा रिलीज की निर्भरता बहुत अधिक है, उदाहरण के लिए, तापमान सीमा ~1-2·10 8 K के लिए ऊर्जा रिलीज है:

कोर में हीलियम की आंशिक सांद्रता कहाँ है (हाइड्रोजन "बर्नआउट" के विचारित मामले में यह एकता के करीब है)।

हालाँकि, यह ध्यान दिया जाना चाहिए कि ट्रिपल हीलियम प्रतिक्रिया को बेथ चक्र की तुलना में काफी कम ऊर्जा रिलीज की विशेषता है: प्रति इकाई द्रव्यमान के संदर्भ में हीलियम के "जलने" के दौरान निकलने वाली ऊर्जा हाइड्रोजन के "जलने" की तुलना में 10 गुना कम है. जैसे ही हीलियम जलता है और कोर में ऊर्जा स्रोत समाप्त हो जाता है, अधिक जटिल न्यूक्लियोसिंथेसिस प्रतिक्रियाएं संभव होती हैं, हालांकि, सबसे पहले, ऐसी प्रतिक्रियाओं के लिए तेजी से उच्च तापमान की आवश्यकता होती है, और दूसरी बात, ऐसी प्रतिक्रियाओं में प्रति इकाई द्रव्यमान ऊर्जा रिलीज द्रव्यमान द्रव्यमान के रूप में कम हो जाती है प्रतिक्रिया करने वाले नाभिकों की संख्या बढ़ जाती है।

स्पष्ट रूप से लाल विशाल नाभिक के विकास को प्रभावित करने वाला एक अतिरिक्त कारक ट्रिपल हीलियम प्रतिक्रिया की उच्च तापमान संवेदनशीलता और तंत्र के साथ भारी नाभिक की संलयन प्रतिक्रियाओं का संयोजन है। न्यूट्रिनो शीतलन: उच्च तापमान और दबाव पर, फोटॉन को इलेक्ट्रॉनों द्वारा न्यूट्रिनो-एंटीन्यूट्रिनो जोड़े के गठन के साथ बिखेरा जा सकता है, जो स्वतंत्र रूप से कोर से ऊर्जा ले जाते हैं: तारा उनके लिए पारदर्शी होता है। इसकी गति बड़ाशास्त्रीय के विपरीत, न्यूट्रिनो शीतलन सतहीफोटॉन शीतलन किसी तारे के आंतरिक भाग से उसके प्रकाशमंडल तक ऊर्जा हस्तांतरण की प्रक्रियाओं तक सीमित नहीं है। न्यूक्लियोसिंथेसिस प्रतिक्रिया के परिणामस्वरूप, तारकीय कोर में एक नया संतुलन पहुंच जाता है, जो समान कोर तापमान की विशेषता है: इज़ोटेर्मल कोर(अंक 2)।

अपेक्षाकृत छोटे द्रव्यमान (सूर्य के क्रम पर) वाले लाल दिग्गजों के मामले में, इज़ोटेर्मल कोर मुख्य रूप से हीलियम से बने होते हैं, अधिक विशाल सितारों के मामले में - कार्बन और भारी तत्वों से। हालाँकि, किसी भी मामले में, ऐसे इज़ोटेर्मल कोर का घनत्व इतना अधिक होता है कि कोर बनाने वाले प्लाज्मा के इलेक्ट्रॉनों के बीच की दूरी उनके डी ब्रोगली तरंग दैर्ध्य के अनुरूप हो जाती है, अर्थात, इलेक्ट्रॉन गैस के अध: पतन की स्थितियाँ संतुष्ट हो जाती हैं। गणना से पता चलता है कि इज़ोटेर्मल नाभिक का घनत्व सफेद बौनों के घनत्व से मेल खाता है, अर्थात लाल दानवों के कोर सफेद बौने हैं.

इस प्रकार, सफेद बौनों के द्रव्यमान की एक ऊपरी सीमा (चंद्रशेखर सीमा) है। यह दिलचस्प है कि देखे गए सफेद बौनों के लिए एक समान निचली सीमा होती है: चूंकि तारों के विकास की दर उनके द्रव्यमान के समानुपाती होती है, हम कम द्रव्यमान वाले सफेद बौनों को केवल उन सितारों के अवशेष के रूप में देख सकते हैं जो समय के दौरान विकसित होने में कामयाब रहे। ब्रह्माण्ड में तारा निर्माण की प्रारंभिक अवधि से लेकर आज तक।

स्पेक्ट्रा और वर्णक्रमीय वर्गीकरण की विशेषताएं

सफेद बौनों को एक अलग वर्णक्रमीय वर्ग डी (अंग्रेजी से) में वर्गीकृत किया गया है। बौना आदमी- बौना), वर्तमान में उपयोग किया जाने वाला एक वर्गीकरण जो 1983 में एडवर्ड सियोन द्वारा प्रस्तावित सफेद बौनों के स्पेक्ट्रा की विशेषताओं को दर्शाता है; इस वर्गीकरण में वर्णक्रमीय वर्ग को निम्नलिखित प्रारूप में लिखा गया है:

डी [उपवर्ग] [स्पेक्ट्रम विशेषताएं] [तापमान सूचकांक],

निम्नलिखित उपवर्ग परिभाषित हैं:

• डीए - हाइड्रोजन की बामर श्रृंखला की रेखाएँ स्पेक्ट्रम में मौजूद हैं, हीलियम की रेखाएँ नहीं देखी गई हैं
• DB - स्पेक्ट्रम में हीलियम रेखाएँ He I होती हैं, हाइड्रोजन या धातु की रेखाएँ अनुपस्थित होती हैं
• डीसी - अवशोषण रेखाओं के बिना निरंतर स्पेक्ट्रम
• डीओ - मजबूत हीलियम He II लाइनें स्पेक्ट्रम में मौजूद हैं; He I और H लाइनें भी मौजूद हो सकती हैं
• डीजेड - केवल धातु रेखाएं, कोई H या He रेखाएं नहीं
• डीक्यू - आणविक सी 2 सहित कार्बन लाइनें

और वर्णक्रमीय विशेषताएं:

• पी - चुंबकीय क्षेत्र में प्रकाश का ध्रुवीकरण देखा जाता है
• एच - चुंबकीय क्षेत्र की उपस्थिति में ध्रुवीकरण नहीं देखा जाता है
• वी - जेडजेड सेटी प्रकार के तारे या अन्य परिवर्तनशील सफेद बौने
• एक्स - विशिष्ट या अवर्गीकृत स्पेक्ट्रा

सफ़ेद बौनों का विकास

चावल। 8. प्रोटोप्लेनेटरी नेबुला एनजीसी 1705। गोलाकार कोशों की एक श्रृंखला दिखाई देती है, जो लाल विशालकाय द्वारा बहाई जाती है, तारा स्वयं एक धूल की बेल्ट से छिपा हुआ है।

सफेद बौने लाल दिग्गजों के उजागर पतित कोर के रूप में अपना विकास शुरू करते हैं जिन्होंने अपना खोल छोड़ दिया है - यानी, युवा ग्रह नीहारिकाओं के केंद्रीय सितारों के रूप में। युवा ग्रह नीहारिकाओं के कोर के प्रकाशमंडल का तापमान बहुत अधिक होता है - उदाहरण के लिए, निहारिका NGC 7293 के केंद्रीय तारे का तापमान 90,000 K (अवशोषण रेखाओं से अनुमानित) से 130,000 K (एक्स-रे से अनुमानित) तक होता है स्पेक्ट्रम). ऐसे तापमान पर, अधिकांश स्पेक्ट्रम में कठोर पराबैंगनी और नरम एक्स-रे होते हैं।

साथ ही, देखे गए सफेद बौने, उनके स्पेक्ट्रा के अनुसार, मुख्य रूप से दो बड़े समूहों में विभाजित होते हैं - "हाइड्रोजन" वर्णक्रमीय वर्ग डीए, जिसके स्पेक्ट्रा में कोई हीलियम रेखाएं नहीं होती हैं, जो ~80% आबादी बनाती हैं सफेद बौने, और स्पेक्ट्रा में हाइड्रोजन लाइनों के बिना "हीलियम" वर्णक्रमीय वर्ग डीबी, शेष 20% आबादी का अधिकांश हिस्सा बनाते हैं। सफ़ेद बौनों के वायुमंडल की संरचना में इस अंतर का कारण लंबे समय तक अस्पष्ट रहा। 1984 में, इको इबेन ने विभिन्न स्पंदन चरणों में स्पर्शोन्मुख विशाल शाखा पर स्थित स्पंदित लाल दिग्गजों से सफेद बौनों के "बाहर निकलने" के परिदृश्यों पर विचार किया। दस सौर तक द्रव्यमान वाले लाल दिग्गजों में विकास के अंतिम चरण में, हीलियम कोर के "जलने" के परिणामस्वरूप, एक पतित कोर का निर्माण होता है, जिसमें मुख्य रूप से कार्बन और भारी तत्व होते हैं, जो एक गैर-पतित से घिरा होता है। हीलियम परत स्रोत, जिसमें ट्रिपल हीलियम प्रतिक्रिया होती है। बदले में, इसके ऊपर एक स्तरित हाइड्रोजन स्रोत होता है, जिसमें बेथे चक्र की थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं होती हैं, जो हाइड्रोजन को हीलियम में परिवर्तित करती हैं, जो हाइड्रोजन शेल से घिरा होता है; इस प्रकार, बाहरी हाइड्रोजन परत स्रोत हीलियम परत स्रोत के लिए हीलियम "निर्माता" है। एक परत स्रोत में हीलियम का दहन इसकी अत्यधिक उच्च तापमान निर्भरता के कारण थर्मल अस्थिरता के अधीन है, और यह हीलियम बर्नअप की दर की तुलना में हाइड्रोजन के हीलियम में रूपांतरण की उच्च दर से बढ़ जाता है; इसका परिणाम है हीलियम का संचय, अध: पतन शुरू होने तक इसका संपीड़न, ट्रिपल हीलियम प्रतिक्रिया और विकास की दर में तेज वृद्धि स्तरित हीलियम फ़्लैश.

अत्यंत कम समय (~30 वर्ष) में, हीलियम स्रोत की चमक इतनी बढ़ जाती है कि हीलियम दहन संवहन मोड में चला जाता है, परत फैलती है, हाइड्रोजन परत स्रोत को बाहर धकेल देती है, जिससे यह ठंडा हो जाता है और हाइड्रोजन दहन बंद हो जाता है . भड़कने के दौरान अतिरिक्त हीलियम के जलने के बाद, हीलियम परत की चमक कम हो जाती है, लाल विशाल की बाहरी हाइड्रोजन परतें सिकुड़ जाती हैं, और हाइड्रोजन परत स्रोत का एक नया प्रज्वलन होता है।

इबेन ने सुझाव दिया कि एक स्पंदित लाल विशालकाय अपने आवरण को त्याग सकता है, एक ग्रह नीहारिका का निर्माण कर सकता है, दोनों हीलियम फ्लैश के चरण में और एक सक्रिय स्तरित हाइड्रोजन स्रोत के साथ शांत चरण में, और चूंकि आवरण पृथक्करण सतह चरण पर निर्भर करती है, तो जब हीलियम फ्लैश के दौरान लिफाफा गिराया जाता है, वर्णक्रमीय वर्ग डीबी का एक "हीलियम" सफेद बौना उजागर होता है, और जब एक सक्रिय स्तरित हाइड्रोजन स्रोत के साथ एक विशाल द्वारा खोल गिराया जाता है, तो एक "हाइड्रोजन" बौना डीए उजागर होता है; हीलियम विस्फोट की अवधि स्पंदन चक्र की अवधि का लगभग 20% है, जो हाइड्रोजन और हीलियम बौने डीए:डीबी ~ 80:20 के अनुपात की व्याख्या करती है।

बड़े तारे (सूर्य से 7-10 गुना भारी) किसी बिंदु पर हाइड्रोजन, हीलियम और कार्बन को "जलाते" हैं और ऑक्सीजन युक्त कोर के साथ सफेद बौनों में बदल जाते हैं। ऑक्सीजन युक्त वातावरण वाले सितारे SDSS 0922+2928 और SDSS 1102+2054 इसकी पुष्टि करते हैं।

चूँकि सफ़ेद बौनों के पास अपने स्वयं के थर्मोन्यूक्लियर ऊर्जा स्रोत नहीं होते हैं, वे अपने ताप भंडार से विकिरण करते हैं। एक बिल्कुल काले शरीर की विकिरण शक्ति (संपूर्ण स्पेक्ट्रम पर एकीकृत शक्ति) प्रति इकाई सतह क्षेत्र शरीर के तापमान की चौथी शक्ति के समानुपाती होती है:

विकिरणित सतह के प्रति इकाई क्षेत्र में शक्ति कहाँ है, और W/(m²·K 4) ​​स्टीफन-बोल्ट्ज़मैन स्थिरांक है।

जैसा कि पहले ही उल्लेख किया गया है, तापमान एक पतित इलेक्ट्रॉन गैस की स्थिति के समीकरण में शामिल नहीं है - अर्थात, सफेद बौने की त्रिज्या और उत्सर्जित क्षेत्र अपरिवर्तित रहता है: परिणामस्वरूप, सबसे पहले, सफेद बौनों के लिए कोई द्रव्यमान नहीं है - चमक संबंध, लेकिन एक आयु-चमक संबंध है (केवल तापमान पर निर्भर करता है, लेकिन उत्सर्जक सतह के क्षेत्र पर नहीं), और, दूसरी बात, विकिरण प्रवाह के बाद से सुपरहॉट युवा सफेद बौनों को बहुत जल्दी ठंडा होना चाहिए और, तदनुसार, शीतलन दर तापमान की चौथी शक्ति के समानुपाती होती है।

सफेद बौनों से जुड़ी खगोलीय घटनाएं

सफ़ेद बौनों से एक्स-रे उत्सर्जन

चावल। 9 सीरियस की नरम एक्स-रे छवि। चमकीला घटक सफेद बौना सीरियस बी है, मंद घटक सीरियस ए है

युवा सफेद बौनों की सतह का तापमान - तारों के आइसोट्रोपिक कोर उनके आवरणों के गिरने के बाद - बहुत अधिक है - 2·10 5 K से अधिक, लेकिन न्यूट्रिनो शीतलन और सतह से विकिरण के कारण बहुत तेजी से गिरता है। ऐसे बहुत युवा सफेद बौने एक्स-रे रेंज में देखे जाते हैं (उदाहरण के लिए, ROSAT उपग्रह द्वारा सफेद बौने HZ 43 का अवलोकन)। एक्स-रे रेंज में, सफेद बौने की चमक मुख्य अनुक्रम सितारों की चमक से अधिक है: चंद्रा एक्स-रे दूरबीन द्वारा ली गई सीरियस की तस्वीरें (चित्र 9 देखें) एक उदाहरण के रूप में काम कर सकती हैं - उनमें सफेद बौना सीरियस बी वर्णक्रमीय वर्ग A1 के सीरियस ए की तुलना में अधिक चमकीला दिखता है, जिसकी ऑप्टिकल रेंज सीरियस बी की तुलना में ~10,000 गुना अधिक चमकीली है।

सबसे गर्म सफेद बौनों की सतह का तापमान 7·10 4 K है, सबसे ठंडे - ~5·10 3 K (उदाहरण के लिए, वैन मानेन का तारा देखें)।

एक्स-रे रेंज में सफेद बौनों के विकिरण की एक ख़ासियत यह तथ्य है कि उनके लिए एक्स-रे विकिरण का मुख्य स्रोत प्रकाशमंडल है, जो उन्हें "सामान्य" सितारों से अलग करता है: बाद वाले में एक एक्स-रे कोरोना होता है। कई मिलियन केल्विन तक गरम किया जाता है, और प्रकाशमंडल का तापमान एक्स-रे उत्सर्जन के लिए बहुत कम होता है।

बाइनरी सिस्टम में सफेद बौनों पर अभिवृद्धि

बाइनरी सिस्टम में विभिन्न द्रव्यमान के तारों के विकास के दौरान, घटकों के विकास की दर समान नहीं होती है, जबकि एक अधिक विशाल घटक एक सफेद बौने में विकसित हो सकता है, जबकि एक कम विशाल घटक इस समय तक मुख्य अनुक्रम पर बना रह सकता है। . बदले में, जब एक कम विशाल घटक अपने विकास और लाल विशाल शाखा में संक्रमण के दौरान मुख्य अनुक्रम छोड़ देता है, तो विकसित तारे का आकार तब तक बढ़ना शुरू हो जाता है जब तक कि वह अपने रोश लोब को भर नहीं लेता। चूँकि बाइनरी सिस्टम के घटकों के रोश लोब लैग्रेंज बिंदु L1 पर स्पर्श करते हैं, तो कम विशाल घटक के विकास के इस चरण में, L1 बिंदु के माध्यम से, लाल विशाल से रोश लोब तक पदार्थ का प्रवाह होता है सफेद बौने की सतह पर हाइड्रोजन-समृद्ध पदार्थ का जमाव शुरू हो जाता है (चित्र 10 देखें), जिससे कई खगोलीय घटनाएं घटित होती हैं:

• यदि साथी एक विशाल लाल बौना है, तो सफेद बौनों पर गैर-स्थिर अभिवृद्धि, बौने नोवा (यू जेम (यूजी) प्रकार के तारे) और नोवा-जैसे विनाशकारी परिवर्तनशील सितारों के उद्भव की ओर ले जाती है।
• सफ़ेद बौनों पर अभिवृद्धि, जिसमें एक मजबूत चुंबकीय क्षेत्र होता है, सफ़ेद बौने के चुंबकीय ध्रुवों के क्षेत्र की ओर निर्देशित होता है, और बौने के चुंबकीय क्षेत्र के सर्कंपोलर क्षेत्रों में एकत्रित प्लाज्मा से विकिरण का साइक्लोट्रॉन तंत्र विकिरण के मजबूत ध्रुवीकरण का कारण बनता है। दृश्य क्षेत्र (ध्रुवीय और मध्यवर्ती ध्रुव)।
• सफेद बौनों पर हाइड्रोजन-समृद्ध पदार्थ के एकत्रीकरण से सतह पर इसका संचय होता है (मुख्य रूप से हीलियम से युक्त) और हीलियम संलयन प्रतिक्रिया तापमान तक गर्म होता है, जो थर्मल अस्थिरता की स्थिति में, नोवा के रूप में देखे जाने वाले विस्फोट की ओर जाता है।
• एक विशाल सफेद बौने पर पर्याप्त रूप से लंबे और तीव्र अभिवृद्धि के कारण इसका द्रव्यमान चन्द्रशेखर सीमा से अधिक हो जाता है और गुरुत्वाकर्षण पतन हो जाता है, जिसे एक प्रकार Ia सुपरनोवा विस्फोट के रूप में देखा जाता है (चित्र 11 देखें)।

टिप्पणियाँ

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4. फ्लेमरियन सी. (1877)। "सीरियस का साथी"। खगोलीय रजिस्टर 15 :186-189. 2010-01-05 को पुनःप्राप्त.
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साहित्य

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• शक्लोव्स्की आई. एस.सितारे: उनका जन्म, जीवन और मृत्यु। - एम.: नौका, 1984।
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• श्वेत बौने // अंतरिक्ष का भौतिकी: लघु विश्वकोश। - एम.: सोवियत इनसाइक्लोपीडिया, 1986।

यह सभी देखें

लिंक

व्हाइट द्वार्फ
शिक्षा	चन्द्रशेखर सीमा · पीजी 1159 सितारा · तारकीय विकास · हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख · मिरिड्स
विकास

सफ़ेद बौने कहाँ से आते हैं?

किसी तारे के जीवन के अंत में क्या होता है यह इस बात पर निर्भर करता है कि तारे का जन्म के समय कितना द्रव्यमान था। जिन तारों का आरंभ में द्रव्यमान बहुत अधिक था, वे ब्लैक होल और न्यूट्रॉन तारे के रूप में अपना जीवन समाप्त कर लेते हैं। कम या मध्यम द्रव्यमान वाले तारे (8 सौर द्रव्यमान से कम द्रव्यमान वाले) सफेद बौने बन जाएंगे। एक सामान्य सफ़ेद बौना लगभग सूर्य के द्रव्यमान का होता है और पृथ्वी से थोड़ा बड़ा होता है। सफ़ेद बौना पदार्थ के सबसे घने रूपों में से एक है, जो घनत्व में केवल न्यूट्रॉन सितारों और ब्लैक होल से आगे है।

मध्यवर्ती-द्रव्यमान तारे, हमारे सूर्य की तरह, अपने कोर में हाइड्रोजन को हीलियम में परिवर्तित करके जीवित रहते हैं। यह प्रक्रिया इस समय सूर्य पर हो रही है। हाइड्रोजन से हीलियम के परमाणु संलयन के माध्यम से सूर्य द्वारा उत्पन्न ऊर्जा आंतरिक दबाव बनाती है। अगले 5 अरब वर्षों में, सूर्य अपने मूल में हाइड्रोजन की आपूर्ति का उपयोग करेगा।

एक तारे की तुलना प्रेशर कुकर से की जा सकती है। जब किसी सीलबंद कंटेनर को गर्म किया जाता है तो उसके अंदर दबाव बढ़ जाता है। ऐसा ही कुछ सूर्य में भी होता है; निश्चित रूप से, सख्ती से कहें तो सूर्य को एक सीलबंद कंटेनर नहीं कहा जा सकता। गुरुत्वाकर्षण तारे के पदार्थ पर कार्य करता है, उसे संपीड़ित करने का प्रयास करता है, और कोर में गर्म गैस द्वारा बनाया गया दबाव तारे का विस्तार करने का प्रयास करता है। दबाव और गुरुत्वाकर्षण के बीच संतुलन बहुत नाजुक होता है।
जब सूर्य में हाइड्रोजन ख़त्म हो जाएगी तो गुरुत्वाकर्षण इस संतुलन पर हावी होने लगेगा और तारा सिकुड़ने लगेगा। हालाँकि, संपीड़न के दौरान, ताप उत्पन्न होता है और तारे की बाहरी परतों में शेष हाइड्रोजन का कुछ भाग जलने लगता है। हाइड्रोजन का यह जलता हुआ आवरण तारे की बाहरी परतों का विस्तार करता है। जब ऐसा होगा तो हमारा सूर्य एक लाल दानव बन जाएगा, यह इतना बड़ा हो जाएगा कि बुध पूरी तरह से इसकी चपेट में आ जाएगा। जैसे-जैसे तारा आकार में बढ़ता है, वह ठंडा होता जाता है। हालाँकि, लाल विशालकाय कोर का तापमान तब तक बढ़ जाता है जब तक कि यह हीलियम (हाइड्रोजन से संश्लेषित) को प्रज्वलित करने के लिए पर्याप्त गर्म न हो जाए। अंततः, हीलियम कार्बन और भारी तत्वों में बदल जाएगा। जिस अवस्था में सूर्य एक लाल दानव है, उसमें 1 अरब वर्ष लगेंगे, जबकि हाइड्रोजन जलने की अवस्था में 10 अरब वर्ष लगेंगे।

गोलाकार क्लस्टर M4. ज़मीन-आधारित टेलीस्कोप से एक ऑप्टिकल छवि (बाएं) और हबल टेलीस्कोप छवि (दाएं)। सफेद बौनों को वृत्तों से चिह्नित किया जाता है। संदर्भ: हार्वे रिचर (ब्रिटिश कोलंबिया विश्वविद्यालय, वैंकूवर, कनाडा), एम. बोल्टे (कैलिफोर्निया विश्वविद्यालय, सांता क्रूज़) और नासा/ईएसए

हम पहले से ही जानते हैं कि हमारे सूर्य जैसे मध्यम द्रव्यमान वाले तारे लाल दानव बन जाएंगे। लेकिन आगे क्या होता है? हमारा लाल विशालकाय हीलियम से कार्बन का उत्पादन करेगा। जब हीलियम ख़त्म हो जाएगा, तब कोर कार्बन दहन शुरू करने के लिए पर्याप्त गर्म नहीं होगा। अब क्या?

चूंकि सूर्य कार्बन जलाने के लिए पर्याप्त गर्म नहीं होगा, इसलिए गुरुत्वाकर्षण फिर से हावी हो जाएगा। जब तारा सिकुड़ता है, तो ऊर्जा निकलती है, जिससे तारे के आवरण का और विस्तार होगा। अब पहले से भी बड़ा हो जाएगा तारा! हमारे सूर्य की त्रिज्या पृथ्वी की कक्षा की त्रिज्या से अधिक हो जायेगी!

इस अवधि के दौरान, सूर्य अस्थिर हो जाएगा और अपना सार खो देगा। यह तब तक जारी रहेगा जब तक तारा अपनी बाहरी परतों को पूरी तरह से त्याग नहीं देता। तारे का कोर बरकरार रहेगा और एक सफेद बौना बन जाएगा। सफ़ेद बौना गैस के एक विस्तारित आवरण से घिरा होगा जिसे ग्रहीय नीहारिका कहा जाता है। निहारिकाओं को ग्रहीय कहा जाता है क्योंकि प्रारंभिक पर्यवेक्षकों ने सोचा था कि वे यूरेनस और नेपच्यून ग्रहों के समान थे। ऐसे कई ग्रह नीहारिकाएं हैं जिन्हें शौकिया दूरबीन से देखा जा सकता है। उनमें से लगभग आधे में, काफी मामूली आकार की दूरबीन का उपयोग करके, केंद्र में एक सफेद बौना देखा जा सकता है।

ग्रहीय नीहारिका एक मध्यम द्रव्यमान वाले तारे के लाल दानव से सफेद बौने में परिवर्तित होने का संकेत है। हमारे सूर्य के द्रव्यमान की तुलना करने वाले तारे लगभग 75,000 वर्षों में सफेद बौनों में बदल जाएंगे, और धीरे-धीरे अपना आवरण गिरा देंगे। अंततः, हमारे सूर्य की तरह, वे धीरे-धीरे ठंडे हो जाएंगे और कार्बन की काली गांठों में बदल जाएंगे, इस प्रक्रिया में लगभग 10 अरब वर्ष लगेंगे।

सफ़ेद बौनों का अवलोकन

सफ़ेद बौनों का निरीक्षण करने के कई तरीके हैं। खोजा जाने वाला पहला सफेद बौना कैनिस मेजर तारामंडल के चमकीले तारे सीरियस का एक साथी तारा है। 1844 में, खगोलशास्त्री फ्रेडरिक बेसेल ने सीरियस में हल्की आगे और पीछे की गतिविधियों को देखा, जैसे कि कोई अदृश्य वस्तु इसके चारों ओर घूम रही हो। 1863 में ऑप्टिशियन और टेलीस्कोप डिजाइनर अल्वान क्लार्क ने इस रहस्यमयी वस्तु की खोज की थी। साथी तारे की पहचान बाद में एक सफेद बौने के रूप में की गई। वर्तमान में, इस जोड़ी को सीरियस ए और सीरियस बी के नाम से जाना जाता है, जहां बी एक सफेद बौना है। इस प्रणाली की परिक्रमण अवधि 50 वर्ष है।

तीर बड़े सीरियस ए के बगल में सफेद बौने, सीरियस बी की ओर इशारा करता है। लिंक: मैकडॉनल्ड्स वेधशाला, नासा/एसएओ/सीएक्ससी)

क्योंकि सफेद बौने बहुत छोटे होते हैं और इसलिए उनका पता लगाना मुश्किल होता है, बाइनरी सिस्टम उनका पता लगाने का एक तरीका है। सीरियस की तरह, यदि किसी तारे में एक निश्चित प्रकार की अस्पष्ट गति है, तो यह पता लगाना संभव हो सकता है कि एकल तारा वास्तव में एक बहु प्रणाली है। बारीकी से जांच करने पर, यह निर्धारित करना संभव है कि साथी तारा एक सफेद बौना है या नहीं। हबल स्पेस टेलीस्कोप ने अपने 2.4-मीटर दर्पण और बेहतर प्रकाशिकी के साथ, अपने वाइड-फील्ड प्लैनेटरी कैमरे का उपयोग करके सफेद बौनों का सफलतापूर्वक अवलोकन किया। अगस्त 1995 में, इस कैमरे का उपयोग स्कॉर्पियस तारामंडल में एम4 गोलाकार क्लस्टर में 75 से अधिक सफेद बौनों का निरीक्षण करने के लिए किया गया था। ये सफ़ेद बौने इतने फीके थे कि उनमें से सबसे चमकीला चंद्रमा की दूरी पर 100 वॉट के प्रकाश बल्ब से अधिक चमकीला नहीं था। एम4 7,000 प्रकाश वर्ष दूर स्थित है और हमारे सबसे निकटतम गोलाकार क्लस्टर है। इसकी आयु लगभग 14 अरब वर्ष है, यही कारण है कि इस समूह के अधिकांश तारे अपने जीवन के अंतिम चरण में हैं।