Dari mana katai putih berasal?

Apa yang akan menjadi bintang di akhir jalur hidupnya tergantung pada massa yang dimiliki bintang saat lahir. Bintang yang awalnya memiliki massa besar berakhir sebagai lubang hitam dan bintang neutron. Bintang bermassa rendah atau sedang (dengan massa kurang dari 8 massa matahari) akan menjadi katai putih. Sebuah katai putih khas adalah tentang massa Matahari dan sedikit lebih besar dari Bumi. Katai putih adalah salah satu bentuk materi terpadat, kepadatannya hanya dilampaui oleh bintang neutron dan lubang hitam.

Bintang bermassa menengah, seperti Matahari kita, hidup dengan mengubah hidrogen di intinya menjadi helium. Proses ini sedang berlangsung di Matahari saat ini. Energi yang dihasilkan oleh Matahari melalui fusi helium dari hidrogen menciptakan tekanan internal. Dalam 5 miliar tahun ke depan, Matahari akan menghabiskan pasokan hidrogen pada intinya.

Sebuah bintang dapat dibandingkan dengan pressure cooker. Ketika wadah tertutup dipanaskan, tekanan meningkat. Hal serupa juga terjadi pada Matahari, tentu saja, secara tegas Matahari tidak bisa disebut sebagai wadah kedap udara. Gravitasi bekerja pada materi bintang, mencoba memampatkannya, dan tekanan yang diciptakan oleh gas panas di inti mencoba untuk mengembangkan bintang. Keseimbangan antara tekanan dan gravitasi sangat halus.
Ketika Matahari kehabisan hidrogen, keseimbangan ini akan mulai mendominasi gravitasi dan bintang akan mulai menyusut. Namun, selama kompresi, pemanasan terjadi dan bagian dari hidrogen yang tersisa di lapisan luar bintang mulai terbakar. Cangkang hidrogen yang terbakar ini memperluas lapisan luar bintang. Ketika ini terjadi, Matahari kita akan menjadi raksasa merah, menjadi sangat besar sehingga Merkurius akan tertelan seluruhnya. Saat bintang tumbuh dalam ukuran, ia mendingin. Namun, suhu inti raksasa merah meningkat hingga cukup tinggi untuk menyalakan helium (disintesis dari hidrogen). Akhirnya, helium akan berubah menjadi karbon dan unsur-unsur yang lebih berat. Tahap di mana Matahari adalah raksasa merah akan memakan waktu 1 miliar tahun, sedangkan tahap pembakaran hidrogen membutuhkan waktu 10 miliar.

Gugus bola M4. Gambar optik berbasis darat (kiri) dan gambar Hubble (kanan). Katai putih ditandai dengan lingkaran. Referensi: Harvey Richer (University of British Columbia, Vancouver, Kanada), M. Bolte (University of California, Santa Cruz) dan NASA/ESA

Kita sudah tahu bahwa bintang bermassa sedang seperti Matahari kita akan menjadi raksasa merah. Tapi apa yang terjadi selanjutnya? Raksasa merah kita akan menghasilkan karbon dari helium. Ketika helium habis, inti tidak akan cukup panas untuk mulai membakar karbon. Sekarang apa?

Karena Matahari tidak akan cukup panas untuk membakar karbon, gravitasi akan mengambil alih lagi. Ketika bintang berkontraksi, energi akan dilepaskan, yang akan menyebabkan perluasan lebih lanjut dari kulit bintang. Sekarang bintangnya akan lebih besar dari sebelumnya! Jari-jari Matahari kita akan menjadi lebih besar dari jari-jari orbit Bumi!

Selama periode ini, Matahari akan menjadi tidak stabil dan akan kehilangan substansinya. Ini akan berlanjut sampai bintang benar-benar melepaskan lapisan luarnya. Inti bintang akan tetap utuh dan menjadi katai putih. Katai putih akan dikelilingi oleh cangkang gas yang mengembang yang disebut nebula planet. Nebula disebut planetary karena pengamat awal mengira mereka tampak seperti planet Uranus dan Neptunus. Ada beberapa nebula planet yang dapat dilihat dengan teleskop amatir. Sekitar setengah dari mereka, katai putih dapat dilihat di tengah, menggunakan teleskop yang cukup sederhana.

Nebula planet adalah tanda transisi bintang bermassa rata-rata dari tahap raksasa merah ke tahap katai putih. Bintang-bintang yang massanya sebanding dengan Matahari kita akan berubah menjadi katai putih dalam waktu sekitar 75.000 tahun, secara bertahap melepaskan cangkangnya. Akhirnya, seperti Matahari kita, mereka secara bertahap akan mendingin dan berubah menjadi gumpalan karbon hitam, sebuah proses yang akan memakan waktu sekitar 10 miliar tahun.

Pengamatan katai putih

Ada beberapa cara untuk mengamati katai putih. Katai putih pertama yang ditemukan adalah bintang pendamping Sirius, bintang terang di konstelasi Canis Major. Pada tahun 1844, astronom Friedrich Bessel memperhatikan gerakan maju dan mundur yang lemah di Sirius, seolah-olah benda tak terlihat berputar di sekelilingnya. Pada tahun 1863, ahli kacamata dan perancang teleskop Elvan Clark menemukan objek misterius ini. Bintang pendamping kemudian diidentifikasi sebagai katai putih. Pasangan ini sekarang dikenal sebagai Sirius A dan Sirius B, di mana B adalah katai putih. Periode orbit sistem ini adalah 50 tahun.

Panah menunjuk ke katai putih, Sirius B, di sebelah Sirius A yang lebih besar. Ref:McDonald Observatory,NASA/SAO/CXC)

Karena katai putih sangat kecil dan karenanya sulit dideteksi, sistem biner adalah salah satu cara untuk mendeteksinya. Seperti dalam kasus Sirius, jika sebuah bintang memiliki semacam gerakan yang tidak dapat dijelaskan, orang mungkin menemukan bahwa satu bintang sebenarnya adalah sistem ganda. Setelah pemeriksaan lebih dekat, dapat ditentukan apakah bintang pendamping adalah katai putih. Teleskop Luar Angkasa Hubble, dengan cermin 2,4 meter dan optik yang ditingkatkan, telah berhasil mengamati katai putih menggunakan Kamera Planet Sudut Lebar. Pada Agustus 1995, lebih dari 75 katai putih diamati dengan kamera ini di gugus bola M4 di konstelasi Scorpio. Katai putih ini sangat redup sehingga yang paling terang bersinar tidak lebih terang dari bola lampu 100 W pada jarak dari bulan. M4 berjarak 7.000 tahun cahaya dan merupakan gugus bola terdekat dengan kita. Usianya sekitar 14 miliar tahun, itulah sebabnya sebagian besar bintang di gugus ini berada pada tahap akhir kehidupan mereka.

Katai putih adalah bintang yang berevolusi dengan massa yang tidak melebihi batas Chandrasekhar (massa maksimum di mana sebuah bintang dapat eksis sebagai katai putih), tanpa sumber energi termonuklirnya sendiri. Katai putih adalah bintang kompak dengan massa yang sebanding dengan atau lebih besar dari massa Matahari, tetapi dengan jari-jari 100 kali lebih kecil dan, karenanya, luminositas bolometrik ~ 10.000 kali lebih kecil dari matahari. Kerapatan rata-rata materi dalam katai putih dalam fotosfernya adalah 105-109 g/cm 3 , yang hampir satu juta kali lebih tinggi daripada kerapatan bintang deret utama. Berdasarkan prevalensi, katai putih membentuk, menurut berbagai perkiraan, 3-10% dari populasi bintang Galaksi kita. Ketidakpastian perkiraan ini disebabkan oleh sulitnya mengamati katai putih yang jauh karena luminositasnya yang rendah.
Katai putih mewakili tahap akhir dalam evolusi bintang kecil dengan massa yang sebanding dengan Matahari. Ketika semua hidrogen terbakar di pusat bintang, misalnya, seperti Matahari kita, intinya berkontraksi dengan kepadatan tinggi, sementara lapisan luar mengembang sangat besar, dan, disertai dengan peredupan luminositas secara umum, bintang berubah menjadi. Raksasa merah yang berdenyut itu kemudian melepaskan selubungnya saat lapisan luar bintang terikat secara longgar ke inti pusat yang panas dan sangat padat. Selanjutnya, cangkang ini menjadi nebula planet yang berkembang. Seperti yang Anda lihat, raksasa merah dan katai putih sangat dekat hubungannya. Kompresi inti terjadi pada ukuran yang sangat kecil, tetapi, bagaimanapun, tidak melebihi batas Chandrasekhar, yaitu batas atas massa bintang di mana ia dapat eksis sebagai katai putih.

Katai putih pertama yang ditemukan adalah bintang 40 Eridani B dalam sistem rangkap 40 Eridani, yang dimasukkan dalam katalog bintang ganda sejak tahun 1785 oleh William Herschel. Pada tahun 1910, Henry Norris Russell menarik perhatian pada luminositas rendah anomali 40 Eridani B pada suhu warnanya yang tinggi, yang kemudian berfungsi untuk memisahkan bintang-bintang tersebut menjadi kelas katai putih yang terpisah.

Katai putih kedua yang ditemukan adalah Sirius B - bintang paling terang di langit bumi. Pada tahun 1844, astronom dan matematikawan Jerman Friedrich Bessel, ketika mengamati Sirius, menemukan sedikit penyimpangan bintang dari gerakan bujursangkar, dan membuat asumsi bahwa Sirius memiliki bintang satelit masif yang tidak terlihat. Asumsinya telah dikonfirmasi pada tahun 1862, ketika astronom dan perancang teleskop Amerika Alvan Graham Clark, ketika menyesuaikan refraktor terbesar pada waktu itu, menemukan sebuah bintang redup di dekat Sirius, yang kemudian dijuluki Sirius B.

Katai putih Sirius B memiliki luminositas rendah, dan medan gravitasi mempengaruhi pendamping terangnya dengan cukup jelas, yang menunjukkan bahwa bintang ini memiliki radius yang sangat kecil dengan massa yang signifikan. Jadi, untuk pertama kalinya, jenis objek yang disebut katai putih ditemukan.

Katai putih ketiga yang ditemukan adalah Procyon B. Pada tahun 1844, direktur Observatorium Königsberg, Friedrich Bessel, menganalisis data pengamatan, menemukan bahwa Procyon secara berkala, meskipun sangat lemah, menyimpang dari lintasan gerak bujursangkar di bola langit. Bessel menyimpulkan bahwa Procyon harus memiliki satelit yang dekat. Satelit samar tetap tidak dapat diamati, dan massanya harus cukup besar - sebanding dengan massa Sirius dan Procyon, masing-masing. Pada tahun 1896, astronom Amerika D. M. Scheberle menemukan Procyon B, dengan demikian mengkonfirmasi prediksi Bessel.

Asal katai putih

Dua gagasan memainkan peran kunci dalam menjelaskan asal usul katai putih: gagasan astronom Ernst Epik bahwa raksasa merah terbentuk dari bintang deret utama sebagai akibat dari pembakaran bahan bakar nuklir, dan asumsi astronom Vasily Fesenkov, dibuat segera setelah Perang Dunia II, bintang deret utama itu harus kehilangan massa , dan kehilangan massa ini harus memiliki pengaruh yang signifikan terhadap . Asumsi ini sepenuhnya dikonfirmasi.

Katai putih terdiri dari karbon dan oksigen, dengan sedikit tambahan hidrogen dan helium, tetapi bintang masif yang sangat berkembang mungkin memiliki inti yang terdiri dari oksigen, neon, atau magnesium. Selama evolusi bintang deret utama, hidrogen "terbakar habis" - nukleosintesis dengan pembentukan helium. Kelelahan seperti itu mengarah pada penghentian pelepasan energi di bagian tengah bintang, kompresi dan, karenanya, pada peningkatan suhu dan kepadatan di intinya. Peningkatan suhu dan kepadatan di inti bintang mengarah ke kondisi di mana sumber energi termonuklir baru diaktifkan: pembakaran helium (reaksi tiga helium atau proses tiga alfa), yang merupakan karakteristik raksasa merah dan raksasa super.

Katai putih memiliki kepadatan yang sangat tinggi (106 g/cm3). Katai putih berada dalam keadaan kesetimbangan gravitasi dan tekanannya ditentukan oleh tekanan gas elektron yang terdegenerasi. Suhu permukaan katai putih tinggi - dari 100.000 K hingga 200.000 K. Massa katai putih mendekati massa Matahari. Untuk katai putih, ada hubungan massa-radius, dan semakin besar massa, semakin kecil jari-jarinya. Jari-jari sebagian besar katai putih sebanding dengan jari-jari Bumi.

Siklus hidup katai putih, setelah itu, tetap stabil sampai sangat dingin, ketika bintang kehilangan luminositasnya dan menjadi tidak terlihat, memasuki tahap yang disebut "", - hasil akhir evolusi, meskipun istilah ini semakin jarang digunakan dalam literatur modern.

Putih kurcaci - salah satu topik paling menarik dalam sejarah astronomi: untuk pertama kalinya, benda langit ditemukan dengan sifat yang sangat jauh dari yang kita hadapi di bumi. Dan, kemungkinan besar, pemecahan teka-teki katai putih meletakkan dasar untuk penelitian tentang sifat misterius materi yang tersembunyi di suatu tempat di berbagai bagian alam semesta.

Ada banyak katai putih di alam semesta. Pada suatu waktu mereka dianggap langka, tetapi penelitian yang cermat terhadap pelat fotografi yang diperoleh di Observatorium Gunung Palomar (AS) menunjukkan bahwa jumlahnya melebihi 1500. Dimungkinkan untuk memperkirakan kepadatan spasial katai putih: ternyata harus ada sekitar 100 bintang seperti itu. Sejarah penemuan katai putih dimulai pada awal abad ke-19, ketika Friedrich Wilhelm Bessel, menelusuri pergerakan bintang paling terang Sirius, menemukan bahwa jalurnya bukan garis lurus, tetapi memiliki karakter seperti gelombang. Gerak yang tepat dari bintang itu tidak dalam garis lurus; tampaknya bergeser dari sisi ke sisi, nyaris tidak terlihat. Pada tahun 1844, sekitar sepuluh tahun setelah pengamatan pertama Sirius, Bessel menyimpulkan bahwa di sebelah Sirius adalah bintang kedua, yang, karena tidak terlihat, memiliki efek gravitasi pada Sirius; itu terungkap oleh fluktuasi gerakan Sirius. Yang lebih menarik adalah fakta bahwa jika komponen gelap benar-benar ada, maka periode revolusi kedua bintang relatif terhadap pusat gravitasi umum mereka adalah sekitar 50 tahun.

Maju cepat ke tahun 1862. dan dari Jerman ke Cambridge, Massachusetts (AS). Alvan Clark, pembuat teleskop terbesar di Amerika Serikat, ditugaskan oleh Universitas Negeri Mississippi untuk membangun teleskop dengan lensa objektif 18,5 inci (46 cm) yang akan menjadi teleskop terbesar di dunia. Setelah Clark selesai memproses lensa teleskop, perlu untuk memeriksa apakah akurasi yang diperlukan dalam bentuk permukaannya dipastikan. Untuk tujuan ini, lensa dipasang dalam tabung bergerak dan diarahkan ke Sirius - bintang paling terang, yang merupakan objek terbaik untuk memeriksa lensa dan mendeteksi cacatnya. Memperbaiki posisi tabung teleskop, Alvan Clark melihat "hantu" samar yang muncul di tepi timur bidang pandang teleskop dalam pantulan Sirius. Kemudian, saat cakrawala bergerak, Sirius sendiri muncul. Gambarnya terdistorsi - sepertinya "hantu" itu adalah cacat pada lensa, yang harus dikoreksi sebelum memasang lensa. Namun, bintang redup yang muncul di bidang pandang teleskop ini ternyata merupakan komponen dari Sirius yang diprediksi oleh Bessel. Sebagai kesimpulan, harus ditambahkan bahwa karena pecahnya Perang Dunia Pertama, teleskop Clark tidak pernah dikirim ke Mississippi - teleskop itu dipasang di Observatorium Dearbon, dekat Chicago, dan lensa tersebut digunakan hingga hari ini, tetapi pada instalasi yang berbeda.

Dengan demikian, Sirius telah menjadi subjek minat umum dan banyak penelitian, karena karakteristik fisik sistem biner telah menarik perhatian para astronom. Dengan mempertimbangkan ciri-ciri pergerakan Sirius, jaraknya dari Bumi, dan amplitudo deviasi dari gerakan bujursangkar, para astronom berhasil menentukan karakteristik kedua bintang dari sistem yang disebut Sirius A dan Sirius B. Massa total keduanya bintang ternyata 3,4 kali lebih besar dari massa Matahari. Ditemukan bahwa jarak antara bintang-bintang hampir 20 kali jarak antara Matahari dan Bumi, yaitu kira-kira sama dengan jarak antara Matahari dan Uranus; massa Sirius A yang diperoleh berdasarkan pengukuran parameter orbit ternyata 2,5 kali lebih besar dari massa Matahari, dan massa Sirius B adalah 95% dari massa Matahari. Setelah luminositas kedua bintang ditentukan, ditemukan bahwa Sirius A hampir 10.000 kali lebih terang daripada Sirius B. Dari magnitudo mutlak Sirius A, kita tahu bahwa itu sekitar 35,5 kali lebih terang dari Matahari. Oleh karena itu, luminositas Matahari 300 kali lebih besar daripada luminositas Sirius B. Luminositas bintang mana pun bergantung pada suhu permukaan bintang dan ukurannya, yaitu diameternya. Kedekatan komponen kedua dengan Sirius A yang lebih terang membuatnya sangat sulit untuk menentukan spektrumnya, yang diperlukan untuk mengatur suhu bintang. Pada tahun 1915 menggunakan semua sarana teknis yang tersedia untuk observatorium terbesar saat itu, Mount Wilson (AS), foto-foto spektrum Sirius yang berhasil diperoleh.

Hal ini menyebabkan penemuan yang tidak terduga: suhu satelit adalah 8000 K, sedangkan Matahari memiliki suhu 5700 K. Dengan demikian, satelit ternyata lebih panas dari Matahari, yang berarti luminositas satu unit permukaannya juga lebih besar. Memang, perhitungan sederhana menunjukkan bahwa setiap sentimeter bintang ini memancarkan energi empat kali lebih banyak daripada satu sentimeter persegi permukaan Matahari. Oleh karena itu, permukaan satelit harus 300*10 4 kali lebih kecil dari permukaan Matahari, dan Sirius B harus memiliki diameter sekitar 40.000 km. Namun, massa bintang ini adalah 95% dari massa Matahari. Ini berarti bahwa sejumlah besar materi harus dikemas ke dalam volume yang sangat kecil, dengan kata lain, bintang harus padat. Sebagai hasil dari operasi aritmatika sederhana, kami menemukan bahwa kerapatan satelit hampir 100.000 kali lebih tinggi daripada kerapatan air. Satu sentimeter kubik zat ini di Bumi akan memiliki berat 100 kg, dan 0,5 liter zat semacam itu akan memiliki berat sekitar 50 ton.

Ini adalah kisah penemuan katai putih pertama. Dan sekarang kita bertanya pada diri kita sendiri: bagaimana suatu zat dapat dimampatkan sehingga satu sentimeter kubik beratnya 100 kg? Ketika, sebagai akibat dari tekanan tinggi, materi dikompresi hingga kepadatan tinggi, seperti pada katai putih, jenis tekanan lain ikut bermain, yang disebut "tekanan merosot". Itu muncul dengan kompresi materi terkuat di perut bintang. Ini adalah kompresi, bukan suhu tinggi, yang menyebabkan tekanan merosot.

Karena kompresi yang kuat, atom-atomnya sangat padat sehingga kulit elektron mulai menembus satu sama lain. Kontraksi gravitasi katai putih berlangsung selama periode waktu yang lama, dan kulit elektron terus menembus satu sama lain sampai jarak antara inti menjadi orde jari-jari kulit elektron terkecil. Kulit elektron bagian dalam adalah penghalang yang tidak dapat ditembus yang mencegah kompresi lebih lanjut. Pada kompresi maksimum, elektron tidak lagi terikat pada inti individu, tetapi bergerak bebas relatif terhadapnya. Proses pemisahan elektron dari inti terjadi sebagai akibat dari tekanan ionisasi. Ketika ionisasi menjadi lengkap, awan elektron bergerak relatif terhadap kisi inti yang lebih berat, sehingga materi katai putih memperoleh sifat fisik tertentu yang khas dari logam. Dalam zat seperti itu, energi ditransfer ke permukaan oleh elektron, seperti halnya panas didistribusikan di sepanjang batang besi yang dipanaskan dari salah satu ujungnya.

Tapi elektronik gas menunjukkan sifat yang tidak biasa. Saat elektron dikompresi, kecepatannya semakin meningkat, karena, seperti yang kita ketahui, menurut prinsip fisika dasar, dua elektron yang terletak di elemen volume fase yang sama tidak dapat memiliki energi yang sama. Oleh karena itu, agar tidak menempati elemen volume yang sama, mereka harus bergerak dengan kecepatan yang luar biasa. Volume terkecil yang diijinkan tergantung pada kisaran kecepatan elektron. Namun, rata-rata, semakin rendah kecepatan elektron, semakin besar volume minimum yang dapat mereka tempati. Dengan kata lain, elektron tercepat menempati volume terkecil.

Meskipun elektron individu dibawa pada kecepatan yang sesuai dengan suhu internal orde jutaan derajat, suhu ansambel lengkap elektron secara keseluruhan tetap rendah. Telah ditetapkan bahwa atom-atom gas dari katai putih biasa membentuk kisi-kisi inti-inti berat yang padat yang melaluinya gas elektron yang merosot bergerak. Lebih dekat ke permukaan bintang, degenerasi melemah, dan di permukaan atom tidak sepenuhnya terionisasi, sehingga bagian dari materi berada dalam keadaan gas biasa. Mengetahui karakteristik fisik katai putih, kita dapat membuat model visualnya. Mari kita mulai dengan putih kurcaci memiliki suasana. Analisis spektrum katai mengarah pada kesimpulan bahwa ketebalan atmosfer mereka hanya beberapa ratus meter. Di atmosfer ini, para astronom mendeteksi berbagai unsur kimia yang sudah dikenal. diketahui putih kurcaci dua jenis - dingin dan panas. Atmosfer katai putih yang lebih panas mengandung beberapa hidrogen, meskipun mungkin tidak melebihi 0,05%. Namun demikian, hidrogen, helium, kalsium, besi, karbon, dan bahkan titanium oksida terdeteksi dari garis-garis dalam spektrum bintang-bintang ini. Atmosfer katai putih dingin hampir seluruhnya terdiri dari helium; hidrogen mungkin memiliki kurang dari satu atom dalam sejuta. Suhu permukaan katai putih bervariasi dari 5.000 K untuk bintang "dingin" hingga 50.000 K untuk bintang "panas". Di bawah atmosfer bintang katai putih terletak wilayah materi non-degenerasi yang mengandung sejumlah kecil elektron bebas. Ketebalan lapisan ini adalah 160 km, yang kira-kira 1% dari jari-jari bintang. Lapisan ini dapat berubah dari waktu ke waktu, tetapi diameter katai putih tetap konstan dan sama dengan sekitar 40.000 km.

Biasanya, putih kurcaci jangan berkurang ukurannya setelah mencapai kondisi ini. Mereka berperilaku seperti bola meriam yang dipanaskan hingga suhu tinggi; inti dapat mengubah suhu dengan memancarkan energi, tetapi dimensinya tetap tidak berubah. Apa yang menentukan diameter akhir katai putih? Ternyata massanya. Semakin besar massa katai putih, semakin kecil radiusnya; radius minimum yang mungkin adalah 10.000 km. Secara teoritis, jika massa katai putih melebihi massa Matahari sebanyak 1,2 kali, radiusnya bisa sangat kecil. Ini adalah tekanan gas elektron yang merosot yang mencegah bintang dari kompresi lebih lanjut, dan meskipun suhu dapat bervariasi dari jutaan derajat di inti bintang hingga nol di permukaan, diameternya tidak berubah. Seiring waktu, bintang itu menjadi benda gelap dengan diameter yang sama seperti saat memasuki tahap katai putih. Di bawah lapisan atas bintang, gas yang mengalami degenerasi praktis isotermal, yaitu, suhunya hampir konstan hingga ke pusat bintang; itu beberapa juta derajat - angka paling realistis adalah 6 juta K.

Sekarang kita memiliki beberapa ide tentang struktur katai putih, muncul pertanyaan: Kenapa bercahaya? Satu hal yang jelas: reaksi termonuklir dikecualikan. Tidak ada hidrogen di dalam katai putih untuk mendukung mekanisme pembangkit energi ini. Satu-satunya jenis energi yang dimiliki katai putih adalah energi panas. Inti atom berada dalam gerakan acak, karena tersebar oleh gas elektron yang terdegenerasi. Seiring waktu, pergerakan inti melambat, yang setara dengan proses pendinginan. Gas elektron, yang tidak seperti gas yang dikenal di Bumi, sangat konduktif termal, dan elektron menghantarkan energi panas ke permukaan, di mana ia terpancar melalui atmosfer ke luar angkasa.

Para astronom membandingkan proses pendinginan katai putih panas dengan batang besi yang dikeluarkan dari api. Pada awalnya, katai putih mendingin dengan cepat, tetapi saat suhu di dalamnya turun, pendinginannya melambat. Menurut perkiraan, selama ratusan juta tahun pertama, luminositas katai putih turun 1% dari luminositas Matahari.

Akhirnya katai putih harus menghilang dan menjadi katai hitam., tetapi ini bisa memakan waktu triliunan tahun, dan menurut banyak ilmuwan, tampaknya sangat diragukan bahwa usia alam semesta sudah cukup tua untuk munculnya katai hitam di dalamnya. Astronom lain percaya bahwa bahkan pada fase awal, ketika katai putih masih cukup panas, tingkat pendinginannya rendah. Dan ketika suhu permukaannya turun ke nilai orde suhu Matahari, laju pendinginan meningkat dan kepunahan terjadi dengan sangat cepat. Ketika bagian dalam katai putih cukup dingin, ia akan mengeras. Dengan satu atau lain cara, jika kita berasumsi bahwa usia Semesta melebihi 10 miliar tahun, seharusnya ada lebih banyak katai merah di dalamnya daripada katai putih. Mengetahui hal ini, para astronom mencari katai merah.

Sejauh ini mereka tidak berhasil. Massa katai putih belum ditentukan dengan cukup akurat. Mereka dapat diinstal dengan andal untuk komponen sistem biner, seperti dalam kasus Sirius. Tapi hanya beberapa putih kurcaci adalah bagian dari bintang biner. Dalam tiga kasus yang paling banyak dipelajari, massa katai putih, diukur dengan akurasi lebih dari 10%, ternyata lebih kecil dari massa Matahari dan berjumlah sekitar setengahnya. Secara teoritis, massa pembatas untuk bintang yang tidak berotasi sepenuhnya harus 1,2 kali massa Matahari. Namun, jika bintang-bintang berotasi, dan kemungkinan besar memang demikian, maka massa yang beberapa kali lebih besar dari matahari sangat mungkin terjadi.

Gaya gravitasi di permukaan katai putih sekitar 60-70 kali lebih besar daripada di Matahari. Jika seseorang memiliki berat 75 kg di Bumi, maka di Matahari ia akan memiliki berat 2 ton, dan di permukaan katai putih beratnya akan menjadi 120-140 ton. Mempertimbangkan fakta bahwa jari-jari katai putih sedikit berbeda dan massanya hampir sama, kita dapat menyimpulkan bahwa gaya gravitasi pada permukaan katai putih kira-kira sama. Ada banyak katai putih di alam semesta. Pada suatu waktu mereka dianggap langka, tetapi penelitian yang cermat dari pelat fotografi yang diperoleh di Observatorium Gunung Palomar menunjukkan bahwa jumlahnya melebihi 1500. Para astronom percaya bahwa frekuensi katai putih telah konstan, setidaknya selama 5 miliar tahun terakhir. Mungkin, putih kurcaci merupakan kelas objek paling banyak di langit.

Dimungkinkan untuk memperkirakan kepadatan spasial katai putih: ternyata dalam bola dengan radius 30 tahun cahaya seharusnya ada sekitar 100 bintang seperti itu. Timbul pertanyaan: apakah semua bintang menjadi katai putih di akhir jalur evolusinya? Jika tidak, berapa bagian bintang yang masuk ke tahap katai putih? Langkah paling penting dalam memecahkan masalah diambil ketika para astronom memplot posisi bintang-bintang pusat nebula planet pada diagram temperatur-luminositas. Untuk memahami sifat-sifat bintang yang terletak di pusat nebula planet, pertimbangkan benda-benda langit ini. Dalam foto, nebula planet tampak seperti massa gas elipsoidal yang memanjang dengan bintang redup tapi panas di tengahnya. Pada kenyataannya, massa ini adalah cangkang kompleks yang bergolak dan konsentris yang mengembang dengan kecepatan 15-50 km/s. Meskipun formasi ini terlihat seperti cincin, sebenarnya mereka adalah cangkang dan kecepatan pergerakan turbulen gas di dalamnya mencapai sekitar 120 km / s. Ternyata diameter beberapa nebula planet, yang memungkinkan untuk mengukur jarak, berada di urutan 1 tahun cahaya, atau sekitar 10 triliun kilometer.

Memuai pada kecepatan yang ditunjukkan di atas, gas dalam cangkang menjadi sangat langka dan tidak dapat dieksitasi, dan karena itu tidak dapat dilihat setelah 100.000 tahun. Banyak nebula planet yang kita amati hari ini lahir dalam 50.000 tahun terakhir, dan usia tipikal mereka mendekati 20.000 tahun. Bintang-bintang pusat dari nebula tersebut adalah objek terpanas yang dikenal di alam. Suhu permukaan mereka bervariasi dari 50.000 hingga 1 juta derajat Celcius. K. Karena suhu yang sangat tinggi, sebagian besar radiasi bintang berasal dari daerah ultraviolet jauh dari spektrum elektromagnetik.

Ini radiasi ultraviolet diserap, diubah dan dipancarkan kembali oleh gas cangkang di wilayah spektrum yang terlihat, yang memungkinkan kita untuk mengamati cangkang. Ini berarti bahwa cangkang jauh lebih terang daripada bintang pusat - yang sebenarnya adalah sumber energi - karena sejumlah besar radiasi bintang jatuh pada bagian spektrum yang tidak terlihat. Dari analisis karakteristik bintang-bintang pusat nebula planet, dapat disimpulkan bahwa nilai tipikal massanya berada pada kisaran 0,6-1 massa matahari. Dan untuk sintesis unsur-unsur berat di dalam perut sebuah bintang, dibutuhkan massa yang besar. Jumlah hidrogen di bintang-bintang ini dapat diabaikan. Namun, selubung gas kaya akan hidrogen dan helium.

Beberapa astronom percaya bahwa 50-95% dari semua katai putih tidak berasal dari nebula planet. Jadi, sementara beberapa katai putih sepenuhnya terkait dengan nebula planet, setidaknya setengah atau lebih dari mereka diturunkan dari bintang deret utama normal yang tidak melalui tahap nebula planet. Gambaran lengkap pembentukan katai putih kabur dan tidak pasti. Begitu banyak detail yang hilang sehingga, paling banter, deskripsi proses evolusi hanya dapat dibangun dengan inferensi logis. Namun demikian, kesimpulan umumnya adalah ini: banyak bintang kehilangan sebagian materinya dalam perjalanan ke finalnya, mirip dengan tahap katai putih, dan kemudian bersembunyi di "pemakaman" langit dalam bentuk katai hitam yang tidak terlihat. Jika massa sebuah bintang kira-kira dua kali massa Matahari, maka bintang-bintang tersebut kehilangan stabilitasnya pada tahap terakhir evolusinya. Bintang-bintang seperti itu dapat meledak sebagai supernova, dan kemudian menyusut menjadi seukuran bola dengan radius beberapa kilometer, mis. berubah menjadi bintang neutron.

Penemuan katai putih

Katai putih pertama yang ditemukan adalah bintang 40 Eridani B dalam sistem rangkap tiga 40 Eridani, yang dimasukkan dalam katalog bintang ganda oleh William Herschel pada tahun 1785. Pada tahun 1910, Henry Norris Russell menarik perhatian pada luminositas rendah anomali 40 Eridani B pada suhu warnanya yang tinggi, yang kemudian berfungsi untuk memisahkan bintang-bintang tersebut menjadi kelas katai putih yang terpisah.

Sirius B dan Procyon B adalah katai putih kedua dan ketiga yang ditemukan. Pada tahun 1844, direktur Observatorium Königsberg, Friedrich Bessel, menganalisis data pengamatan yang telah dilakukan sejak 1755, menemukan bahwa Sirius, bintang paling terang di langit bumi, dan Procyon secara berkala, meskipun sangat lemah, menyimpang dari lintasan bujursangkar gerak di bola langit. Bessel sampai pada kesimpulan bahwa masing-masing dari mereka harus memiliki teman dekat. Pesan itu disambut dengan skeptis, karena satelit yang redup tetap tidak dapat diamati, dan massanya pasti cukup besar - sebanding dengan massa Sirius dan Procyon, masing-masing.

Paradoks Kepadatan

“Saya bersama teman saya ... Profesor E. Pickering dalam kunjungan bisnis. Dengan kebaikan yang khas, dia menawarkan untuk mengambil spektrum semua bintang yang telah saya dan Hincks amati ... untuk menentukan paralaks mereka. Bagian dari pekerjaan yang tampaknya rutin ini ternyata cukup bermanfaat - ini mengarah pada penemuan bahwa semua bintang dengan magnitudo absolut yang sangat kecil (yaitu, luminositas rendah) memiliki tipe spektral M (yaitu, suhu permukaan yang sangat rendah). Seingat saya, saat mendiskusikan pertanyaan ini, saya bertanya kepada Pickering tentang beberapa bintang redup lainnya..., menyebutkan, khususnya, 40 Eridanus B . Dengan sikapnya yang khas, ia segera mengirimkan pertanyaan ke kantor Observatorium (Harvard), dan jawaban segera diterima (dari Mrs. Fleming, saya kira) bahwa spektrum bintang ini adalah A (yaitu, suhu permukaan yang tinggi) . Bahkan di masa Paleozoikum itu, saya cukup tahu tentang hal-hal ini untuk segera menyadari bahwa ada perbedaan ekstrem antara apa yang kemudian kita sebut nilai "kemungkinan" untuk kecerahan dan kepadatan permukaan. Saya tampaknya tidak menyembunyikan fakta bahwa saya tidak hanya terkejut, tetapi benar-benar terpesona oleh pengecualian ini terhadap apa yang tampaknya merupakan aturan yang sepenuhnya normal untuk karakteristik bintang. Pickering tersenyum kepada saya dan berkata: "Pengecualian itulah yang mengarah pada perluasan pengetahuan kita" - dan katai putih memasuki dunia yang diteliti ”

Kejutan Russell cukup dapat dimengerti: 40 Eridani B termasuk dalam bintang yang relatif dekat, dan paralaks yang diamati dapat digunakan untuk secara akurat menentukan jaraknya dan, karenanya, luminositasnya. Luminositas 40 Eridani B ternyata sangat rendah untuk tipe spektralnya - katai putih membentuk wilayah baru pada diagram H-R. Kombinasi luminositas, massa, dan suhu ini tidak dapat dipahami dan tidak dapat dijelaskan dalam kerangka model standar struktur bintang deret utama yang dikembangkan pada tahun 1920-an.

Kepadatan tinggi katai putih tetap tidak dapat dijelaskan dalam kerangka fisika dan astronomi klasik dan menemukan penjelasan hanya dalam kerangka mekanika kuantum setelah munculnya statistik Fermi-Dirac. Pada tahun 1926, Fowler dalam artikelnya "Pada materi padat" ( "Pada materi padat", Pemberitahuan Bulanan R. Astron. pergaulan 87, 114-122) menunjukkan bahwa, berbeda dengan bintang deret utama, yang persamaan keadaannya didasarkan pada model gas ideal (model standar Eddington), untuk katai putih, kerapatan dan tekanan materi ditentukan oleh sifat-sifat gas elektron yang terdegenerasi. (gas Fermi).

Langkah selanjutnya dalam menjelaskan sifat katai putih adalah karya Yakov Frenkel, E. Stoner ?! dan Chandrasekara. Pada tahun 1928, Frenkel menunjukkan bahwa untuk katai putih harus ada batas massa atas, yaitu bintang-bintang dengan massa di atas batas tertentu tidak stabil dan harus runtuh. Kesimpulan yang sama dicapai secara independen pada tahun 1930 oleh E. Stoner, yang memberikan perkiraan yang benar tentang massa pembatas. Lebih tepatnya, itu dihitung pada tahun 1931 oleh Chandrasekhar dalam karyanya "Massa maksimum katai putih ideal" ( "Massa maksimum katai putih ideal", Astroph. J.74, 81-82) (limit Chandrasekhar) dan terlepas darinya pada tahun 1932 L. D. Landau .

Asal katai putih

Solusi Fowler menjelaskan struktur internal katai putih, tetapi tidak menjelaskan mekanisme asalnya. Dua gagasan memainkan peran kunci dalam menjelaskan asal usul katai putih: gagasan astronom Ernst Epik bahwa raksasa merah terbentuk dari bintang deret utama sebagai akibat dari pembakaran bahan bakar nuklir, dan asumsi astronom Vasily Fesenkov, dibuat segera setelah Perang Dunia Kedua, bintang-bintang deret utama itu harus kehilangan massa , dan kehilangan massa seperti itu seharusnya memiliki pengaruh yang signifikan terhadap evolusi bintang. Asumsi ini sepenuhnya dikonfirmasi.

Reaksi tiga helium dan inti isotermal raksasa merah

Selama evolusi bintang deret utama, hidrogen "terbakar habis" - nukleosintesis dengan pembentukan helium (lihat siklus Bethe). Kelelahan seperti itu mengarah pada penghentian pelepasan energi di bagian tengah bintang, kompresi dan, karenanya, pada peningkatan suhu dan kepadatan di intinya. Peningkatan suhu dan kepadatan di inti bintang mengarah ke kondisi di mana sumber energi termonuklir baru diaktifkan: pembakaran helium (reaksi tiga helium atau proses tiga alfa), yang merupakan karakteristik raksasa merah dan raksasa super.

Pada suhu orde 10 8 K, energi kinetik inti helium menjadi cukup tinggi untuk mengatasi hambatan Coulomb : dua inti helium ( 4 He , partikel alfa) dapat bergabung membentuk isotop berilium yang tidak stabil 8 Be:

2 4 Dia + 2 4 Dia → 4 8 Jadilah . (\displaystyle ()_(2)^(4)(\textrm (Dia))+()_(2)^(4)(\textrm (Dia))\rightarrow ()_(4)^(8) (\textrm (Jadilah)).)

Sebagian besar dari 8 Be kembali meluruh menjadi dua partikel alfa, tetapi ketika 8 Be bertabrakan dengan partikel alfa berenergi tinggi, inti karbon 12 C yang stabil dapat terbentuk:

4 8 Be + 2 4 He → 6 12 C (\displaystyle ()_(4)^(8)(\textrm (Be))+()_(2)^(4)(\textrm (He))\ panah kanan ()_(6)^(12)(\textrm (C))) + 7.3 MeV.

Meskipun konsentrasi kesetimbangan 8 Be sangat rendah (misalnya, pada suhu ~108 K, rasio konsentrasi [ 8 Be]/[ 4 He] ~ 10 10), laju reaksi triple helium ternyata cukup untuk mencapai keseimbangan hidrostatik baru di inti panas bintang. Ketergantungan suhu dari pelepasan energi dalam reaksi triple helium sangat tinggi, jadi untuk kisaran suhu T (\gaya tampilan T)~1-2⋅10 8 K pelepasan energi 3 (\displaystyle \varepsilon _(3\alpha )):

3 = 10 8 2 Y 3 (T 10 8) 30 , (\displaystyle \varepsilon _(3\alpha )=10^(8)\rho ^(2)Y^(3)\cdot \left ((T \over (10^(8)))\kanan)^(30),)

di mana Y (\gaya tampilan Y)- konsentrasi parsial helium di inti (dalam kasus yang dianggap "kehabisan" hidrogen, mendekati kesatuan).

Namun, perlu dicatat bahwa reaksi triple helium dicirikan oleh pelepasan energi yang jauh lebih rendah daripada siklus Bethe: dalam hal satuan massa pelepasan energi selama "pembakaran" helium lebih dari 10 kali lebih rendah daripada selama "pembakaran" hidrogen. Saat helium terbakar dan sumber energi dalam nukleus habis, reaksi nukleosintesis yang lebih kompleks juga mungkin terjadi, namun, pertama, reaksi semacam itu membutuhkan suhu yang semakin tinggi, dan, kedua, pelepasan energi per satuan massa dalam reaksi tersebut menurun seiring dengan penurunan massa. jumlah inti yang terlibat dalam reaksi.

Faktor tambahan yang tampaknya mempengaruhi evolusi inti raksasa merah adalah kombinasi sensitivitas suhu tinggi dari reaksi triple helium dan reaksi fusi inti yang lebih berat dengan mekanisme pendinginan neutrino: pada suhu dan tekanan tinggi, hamburan foton oleh elektron dimungkinkan dengan pembentukan pasangan neutrino-antineutrino, yang dengan bebas membawa energi dari nukleus: bintang itu transparan bagi mereka. Kecepatan seperti itu volumetrik pendinginan neutrino, berbeda dengan klasik dangkal pendinginan foton tidak dibatasi oleh proses transfer energi dari bagian dalam bintang ke fotosfernya. Sebagai hasil dari reaksi nukleosintesis di inti bintang, keseimbangan baru tercapai, ditandai dengan suhu inti yang sama: inti isotermal(Gbr. 2).

Dalam kasus raksasa merah dengan massa yang relatif kecil (urutan matahari), inti isotermal terutama terdiri dari helium, dalam kasus bintang yang lebih masif, karbon dan elemen yang lebih berat. Namun, bagaimanapun juga, kerapatan inti isotermal seperti itu sangat tinggi sehingga jarak antara elektron plasma yang membentuk inti menjadi sepadan dengan panjang gelombang De Broglie. = h / mv (\displaystyle \lambda =h/mv), yaitu, kondisi untuk degenerasi gas elektron terpenuhi. Perhitungan menunjukkan bahwa kepadatan inti isotermal sesuai dengan kepadatan katai putih, yaitu. Inti dari raksasa merah adalah katai putih..

Jadi, ada batas massa atas untuk katai putih. Menariknya, ada batas bawah serupa untuk katai putih yang diamati: karena laju evolusi bintang sebanding dengan massanya, kita dapat mengamati katai putih bermassa rendah sebagai sisa-sisa hanya bintang-bintang yang berhasil berevolusi selama waktu dari awal. periode pembentukan bintang alam semesta hingga saat ini.

Fitur Spektra dan Klasifikasi Spektral

Katai putih dialokasikan ke kelas spektral D yang terpisah (dari katai Inggris - katai), klasifikasi yang saat ini digunakan yang mencerminkan fitur spektrum katai putih, diusulkan pada tahun 1983 oleh Edward Sion; dalam klasifikasi ini, tipe spektral ditulis dalam format berikut:

D [subkelas] [fitur spektrum] [indeks suhu],

subclass berikut didefinisikan:

• DA - garis seri hidrogen Balmer hadir dalam spektrum, garis helium tidak diamati;
• DB - garis helium He I hadir dalam spektrum, garis hidrogen atau logam tidak ada;
• DC - spektrum kontinu tanpa garis absorpsi;
• DO - garis helium He II kuat hadir dalam spektrum, garis He I dan H mungkin juga ada;
• DZ - hanya garis logam, tidak ada garis H atau He;
• DQ - garis karbon, termasuk molekul C 2 ;

dan fitur spektral:

• P - polarisasi cahaya yang diamati dalam medan magnet;
• H - polarisasi di hadapan medan magnet tidak diamati;
• V - bintang dari jenis ZZ Keta atau katai putih variabel lainnya;
• X - Spektrum yang aneh atau tidak terklasifikasi.

Evolusi katai putih

Katai putih memulai evolusinya sebagai inti degenerasi yang terbuka dari raksasa merah yang telah melepaskan cangkangnya - yaitu, sebagai bintang pusat dari nebula planet muda. Suhu fotosfer inti nebula planet muda sangat tinggi - misalnya, suhu bintang pusat nebula NGC 7293 berkisar dari 90.000 K (diperkirakan dari garis penyerapan) hingga 130.000 K (diperkirakan dari sinar-X). spektrum). Pada suhu seperti itu, sebagian besar spektrumnya adalah sinar ultraviolet keras dan sinar-x lunak.

Pada saat yang sama, katai putih yang diamati dalam spektrumnya terutama dibagi menjadi dua kelompok besar - tipe spektral "hidrogen" DA, dalam spektrumnya tidak ada garis helium, yang membentuk ~ 80% dari populasi katai putih , dan spektral "helium" tipe DB tanpa garis hidrogen dalam spektrum yang membentuk sebagian besar dari 20% sisa populasi. Alasan perbedaan komposisi atmosfer katai putih ini tetap tidak jelas untuk waktu yang lama. Pada tahun 1984, Iko Iben mempertimbangkan skenario untuk "keluar" katai putih dari raksasa merah berdenyut yang terletak di cabang asimtotik raksasa, pada berbagai fase denyut. Pada tahap akhir evolusi, raksasa merah dengan massa hingga sepuluh massa matahari, sebagai akibat dari "pembakaran" inti helium, membentuk inti yang merosot, terutama terdiri dari karbon dan unsur-unsur yang lebih berat, dikelilingi oleh inti yang tidak merosot. sumber lembaran helium, di mana reaksi helium rangkap tiga terjadi. Pada gilirannya, sumber hidrogen berlapis terletak di atasnya, di mana reaksi termonuklir dari siklus konversi hidrogen menjadi helium, dikelilingi oleh cangkang hidrogen, berlangsung; dengan demikian, sumber lapisan hidrogen eksternal adalah "produsen" helium untuk sumber lapisan helium. Pembakaran helium dalam sumber berlapis tunduk pada ketidakstabilan termal karena ketergantungan suhu yang sangat tinggi, dan ini diperburuk oleh tingkat konversi hidrogen-ke-helium yang lebih tinggi dibandingkan dengan tingkat pembakaran helium; hasilnya adalah akumulasi helium, kompresinya ke awal degenerasi, peningkatan tajam dalam laju reaksi triple helium dan pengembangan flash helium berlapis.

Dalam waktu yang sangat singkat (~30 tahun), luminositas sumber helium meningkat sedemikian rupa sehingga pembakaran helium masuk ke rezim konvektif, lapisan mengembang, mendorong sumber lapisan hidrogen keluar, yang mengarah pada pendinginan dan penghentian hidrogen. pembakaran. Setelah helium berlebih terbakar selama ledakan, luminositas lapisan helium berkurang, lapisan hidrogen luar raksasa merah menyusut, dan sumber lapisan hidrogen dinyalakan lagi.

Iben menyarankan bahwa raksasa merah yang berdenyut dapat melepaskan cangkangnya, membentuk nebula planet, baik dalam fase helium flash dan dalam fase diam dengan sumber hidrogen berlapis aktif, dan, karena permukaan pemisahan cangkang bergantung pada fase, ketika cangkang ditumpahkan selama kilatan helium, katai putih "helium" dari tipe spektral DB terpapar, dan ketika selubung dikeluarkan oleh raksasa dengan sumber hidrogen lembaran aktif, DA katai "hidrogen" terpapar; durasi kilatan helium adalah sekitar 20% dari durasi siklus denyut, yang menjelaskan rasio kerdil hidrogen dan helium DA:DB ~ 80:20.

Bintang besar (7-10 kali lebih berat dari Matahari) di beberapa titik "membakar" hidrogen, helium dan karbon dan berubah menjadi katai putih dengan inti yang kaya oksigen. Bintang-bintang SDSS 0922+2928 dan SDSS 1102+2054 dengan atmosfer yang mengandung oksigen mengkonfirmasi hal ini.

Karena katai putih kehilangan sumber energi termonuklirnya sendiri, mereka memancar dengan mengorbankan cadangan panasnya. Daya radiasi benda hitam mutlak (daya terpadu di seluruh spektrum), per satuan luas permukaan, sebanding dengan pangkat empat suhu tubuh:

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

di mana j (\gaya tampilan j) adalah daya per satuan luas permukaan yang memancar, dan (\displaystyle \sigma )- konstanta Stefan - Boltzmann .

Seperti yang telah dicatat, suhu tidak termasuk dalam persamaan keadaan gas elektron terdegenerasi - yaitu, jari-jari katai putih dan area pancaran tetap tidak berubah: akibatnya, pertama, untuk katai putih tidak ada massa- ketergantungan luminositas, tetapi ada ketergantungan usia-luminositas hanya pada suhu, tetapi tidak pada area permukaan yang memancar), dan, kedua, katai putih muda yang sangat panas harus mendingin cukup cepat, karena fluks radiasi dan, karenanya, laju pendinginan, sebanding dengan pangkat empat suhu.

Dalam batasnya, setelah puluhan miliar tahun mendingin, setiap katai putih akan berubah menjadi apa yang disebut katai Hitam (tidak memancarkan cahaya tampak). Meskipun sejauh ini tidak ada objek seperti itu yang diamati di Alam Semesta (menurut beberapa [ apa?] perhitungan, minimal 10 15 tahun diperlukan untuk katai putih untuk mendinginkan suhu 5 K), karena waktu yang berlalu sejak pembentukan bintang pertama di alam semesta adalah (menurut konsep modern) sekitar 13 miliar tahun , tetapi beberapa katai putih telah mendingin hingga suhu di bawah 4000 kelvin (misalnya, katai putih WD 0346+246 dan SDSS J110217, 48+411315,4 dengan suhu 3700-3800 K dan tipe spektral M0 pada jarak sekitar 100 tahun cahaya dari Matahari), yang, bersama dengan ukurannya yang kecil, membuat deteksi mereka menjadi tugas yang sangat sulit.

Fenomena astronomi yang melibatkan katai putih

Emisi sinar-X dari katai putih

Suhu permukaan katai putih muda, inti bintang isotropik setelah pengusiran cangkang, sangat tinggi - lebih dari 2⋅10 5 K , namun turun lebih cepat karena radiasi dari permukaan. Katai putih yang sangat muda tersebut diamati dalam rentang sinar-X (misalnya, pengamatan katai putih HZ 43 oleh satelit ROSAT). Dalam rentang sinar-X, luminositas katai putih melebihi luminositas bintang deret utama: gambar Sirius yang diambil oleh teleskop sinar-X Chandra (lihat Gambar 10) dapat menjadi ilustrasi - pada mereka, katai putih Sirius B terlihat lebih terang dari Sirius A kelas spektral A1, yang dalam jangkauan optik ~10.000 kali lebih terang dari Sirius B.

Suhu permukaan katai putih terpanas adalah 7⋅10 4 K , terdingin kurang dari 4⋅10 3 K (lihat, misalnya, Star van Maanen dan WD 0346+246 dengan SDSS J110217, 48+411315,4 tipe spektral M0) .

Fitur radiasi katai putih dalam kisaran sinar-X adalah kenyataan bahwa sumber utama radiasi sinar-X bagi mereka adalah fotosfer, yang membedakan mereka dengan tajam dari bintang "normal": pada yang terakhir, mahkota memancarkan X -sinar, dipanaskan hingga beberapa juta kelvin, dan suhu fotosfer terlalu rendah untuk emisi sinar-x.

Akresi ke katai putih dalam sistem biner

Selama evolusi bintang dengan massa yang berbeda dalam sistem biner, laju evolusi komponen tidak sama, sedangkan komponen yang lebih masif dapat berevolusi menjadi katai putih, sedangkan yang kurang masif dapat tetap berada di deret utama saat ini. . Pada gilirannya, ketika komponen yang kurang masif meninggalkan deret utama selama evolusi dan bergerak ke cabang raksasa merah, ukuran bintang yang berevolusi mulai tumbuh hingga memenuhi lobus Roche-nya. Karena lobus Roche dari komponen sistem biner bersentuhan pada titik Lagrange L 1 , pada tahap evolusi komponen yang kurang masif ini, melalui titik L 1, aliran materi dari raksasa merah ke lobus Roche dari katai putih dimulai dan pertambahan lebih lanjut dari materi kaya hidrogen ke permukaannya (lihat Gambar 11), yang mengarah ke sejumlah fenomena astronomi:

• Akresi non-stasioner ke katai putih, jika pendampingnya adalah katai merah masif, mengarah pada munculnya nova kerdil (bintang U Gem (UG)) dan bintang variabel bencana serupa nova .
• Akresi ke katai putih, yang memiliki medan magnet yang kuat, diarahkan ke daerah kutub magnet katai putih, dan mekanisme radiasi siklotron dari plasma akresi di daerah kutub dekat medan magnet katai menyebabkan kuat polarisasi radiasi di wilayah yang terlihat (kutub dan kutub menengah).
• Akresi ke katai putih materi kaya hidrogen menyebabkan akumulasinya di permukaan (terutama terdiri dari helium) dan pemanasan hingga suhu reaksi fusi helium, yang, dalam kasus ketidakstabilan termal, menyebabkan ledakan yang diamati sebagai kilatan.

Jika Anda melihat lebih dekat ke langit malam, mudah untuk melihat bahwa bintang-bintang yang melihat kita memiliki warna yang berbeda. Kebiruan, putih, merah, mereka bersinar merata atau berkedip seperti karangan bunga pohon Natal. Dalam teleskop, perbedaan warna menjadi lebih jelas. Alasan keragaman ini terletak pada suhu fotosfer. Dan, bertentangan dengan asumsi logis, yang terpanas bukanlah bintang merah, tetapi biru, putih-biru, dan putih. Tapi hal pertama yang pertama.

Klasifikasi spektral

Bintang adalah bola gas panas yang sangat besar. Cara kita melihatnya dari Bumi bergantung pada banyak parameter. Misalnya, bintang tidak benar-benar berkelap-kelip. Sangat mudah untuk diyakinkan akan hal ini: cukup dengan mengingat Matahari. Efek kedipan terjadi karena fakta bahwa cahaya yang datang dari benda-benda kosmik kepada kita melampaui medium antarbintang, yang penuh debu dan gas. Hal lain adalah warna. Ini adalah konsekuensi dari pemanasan cangkang (terutama fotosfer) ke suhu tertentu. Warna sebenarnya mungkin berbeda dari yang terlihat, tetapi perbedaannya biasanya kecil.

Saat ini, klasifikasi spektral bintang Harvard digunakan di seluruh dunia. Ini adalah suhu satu dan didasarkan pada bentuk dan intensitas relatif dari garis spektrum. Setiap kelas sesuai dengan bintang-bintang dengan warna tertentu. Klasifikasi ini dikembangkan di Harvard Observatory pada tahun 1890-1924.

Satu Orang Inggris yang Dicukur Mengunyah Kurma Seperti Wortel

Ada tujuh kelas spektral utama: O-B-A-F-G-K-M. Urutan ini mencerminkan penurunan suhu secara bertahap (dari O ke M). Untuk mengingatnya, ada formula mnemonic khusus. Dalam bahasa Rusia, salah satunya terdengar seperti ini: "Satu Orang Inggris yang Dicukur Mengunyah Kurma Seperti Wortel." Dua lagi ditambahkan ke kelas-kelas ini. Huruf C dan S menunjukkan tokoh-tokoh dingin dengan pita oksida logam dalam spektrum. Pertimbangkan kelas bintang secara lebih rinci:

• Kelas O ditandai dengan suhu permukaan tertinggi (dari 30 hingga 60 ribu Kelvin). Bintang-bintang jenis ini melebihi Matahari dalam massa sebesar 60, dan dalam radius 15 kali lipat. Warna mereka yang terlihat adalah biru. Dalam hal luminositas, mereka berada di depan bintang kita lebih dari satu juta kali. Bintang biru HD93129A, yang termasuk dalam kelas ini, dicirikan oleh salah satu luminositas tertinggi di antara benda-benda kosmik yang diketahui. Menurut indikator ini, ia berada di depan Matahari sebanyak 5 juta kali. Bintang biru itu terletak pada jarak 7,5 ribu tahun cahaya dari kita.
• Kelas B memiliki suhu 10-30 ribu Kelvin, massa 18 kali lebih besar dari parameter Matahari yang sama. Ini adalah bintang putih-biru dan putih. Jari-jari mereka 7 kali lebih besar dari Matahari.
• Kelas A ditandai dengan suhu 7,5-10 ribu Kelvin, radius dan massa masing-masing melebihi 2,1 dan 3,1 kali, parameter serupa Matahari. Ini adalah bintang putih.
• Kelas F : suhu 6000-7500 K. Massanya 1,7 kali lebih besar dari matahari, jari-jarinya 1,3. Dari Bumi, bintang-bintang seperti itu juga terlihat putih, warna aslinya adalah putih kekuningan.
• Kelas G: suhu 5-6 ribu Kelvin. Matahari termasuk dalam kelas ini. Warna yang terlihat dan sebenarnya dari bintang-bintang tersebut adalah kuning.
• Kelas K: suhu 3500-5000 K. Jari-jari dan massa lebih kecil dari matahari, mereka adalah 0,9 dan 0,8 dari parameter bintang yang sesuai. Warna bintang-bintang ini dilihat dari Bumi adalah oranye kekuningan.
• Kelas M : suhu 2-3,5 ribu Kelvin. Massa dan jari-jarinya adalah 0,3 dan 0,4 dari parameter Matahari yang serupa. Dari permukaan planet kita, mereka terlihat merah-oranye. Beta Andromedae dan Alpha Chanterelles termasuk dalam kelas M. Bintang merah terang yang akrab bagi banyak orang adalah Betelgeuse (Alpha Orionis). Yang terbaik adalah mencarinya di langit di musim dingin. Bintang merah terletak di atas dan sedikit ke kiri

Setiap kelas dibagi menjadi subkelas dari 0 hingga 9, yaitu dari yang terpanas hingga terdingin. Jumlah bintang menunjukkan milik jenis spektral tertentu dan tingkat pemanasan fotosfer dibandingkan dengan tokoh-tokoh lain dalam kelompok. Misalnya, Matahari termasuk dalam kelas G2.

visual putih

Dengan demikian, bintang kelas B hingga F dapat terlihat putih dari Bumi. Dan hanya benda-benda milik tipe-A yang benar-benar memiliki warna ini. Jadi, bintang Saif (rasi bintang Orion) dan Algol (beta Perseus) bagi pengamat yang tidak berbekal teleskop akan tampak putih. Mereka termasuk kelas spektral B. Warna aslinya adalah biru-putih. Juga tampak putih adalah Mythrax dan Procyon, bintang paling terang dalam gambar surgawi Perseus dan Canis Minor. Namun, warna aslinya lebih dekat ke kuning (kelas F).

Mengapa bintang berwarna putih bagi pengamat duniawi? Warnanya terdistorsi karena jarak yang sangat jauh yang memisahkan planet kita dari objek serupa, serta awan debu dan gas yang sangat banyak, yang sering ditemukan di luar angkasa.

Kelas A

Bintang putih dicirikan oleh suhu yang tidak terlalu tinggi sebagai perwakilan dari kelas O dan B. Fotosfer mereka memanas hingga 7,5-10 ribu Kelvin. Bintang kelas spektral A jauh lebih besar dari Matahari. Luminositas mereka juga lebih besar - sekitar 80 kali lipat.

Dalam spektrum bintang A, garis hidrogen deret Balmer sangat jelas. Garis elemen lain terlihat lebih lemah, tetapi menjadi lebih signifikan saat Anda berpindah dari subkelas A0 ke A9. Raksasa dan super raksasa yang termasuk dalam kelas spektral A dicirikan oleh garis hidrogen yang sedikit kurang menonjol dibandingkan bintang deret utama. Dalam kasus tokoh-tokoh ini, garis-garis logam berat menjadi lebih terlihat.

Banyak bintang aneh termasuk dalam kelas spektral A. Istilah ini mengacu pada tokoh-tokoh yang memiliki fitur nyata dalam spektrum dan parameter fisik, yang membuatnya sulit untuk mengklasifikasikannya. Misalnya, bintang yang agak langka dari jenis lambda Bootes dicirikan oleh kurangnya logam berat dan rotasi yang sangat lambat. Tokoh-tokoh aneh juga termasuk katai putih.

Kelas A mencakup benda-benda terang di langit malam seperti Sirius, Menkalinan, Aliot, Castor, dan lainnya. Mari kita mengenal mereka lebih baik.

Alpha Canis Major

Sirius adalah bintang paling terang, meskipun bukan yang paling dekat, di langit. Jaraknya adalah 8,6 tahun cahaya. Bagi seorang pengamat duniawi, ia tampak begitu terang karena memiliki ukuran yang mengesankan namun tidak sejauh benda-benda besar dan terang lainnya. Bintang terdekat dengan Matahari adalah Sirius dalam daftar ini berada di urutan kelima.

Ini mengacu pada dan merupakan sistem dari dua komponen. Sirius A dan Sirius B dipisahkan oleh 20 unit astronomi dan berotasi dengan periode hanya di bawah 50 tahun. Komponen pertama dari sistem, bintang deret utama, termasuk dalam tipe spektral A1. Massanya dua kali massa matahari, dan jari-jarinya 1,7 kali. Itu dapat diamati dengan mata telanjang dari Bumi.

Komponen kedua dari sistem adalah katai putih. Bintang Sirius B hampir sama dengan massa termasyhur kita, yang tidak khas untuk objek semacam itu. Biasanya, katai putih dicirikan oleh massa 0,6-0,7 massa matahari. Pada saat yang sama, dimensi Sirius B dekat dengan bumi. Diasumsikan bahwa tahap katai putih dimulai untuk bintang ini sekitar 120 juta tahun yang lalu. Ketika Sirius B terletak di deret utama, itu mungkin adalah bintang termasyhur dengan massa 5 massa matahari dan termasuk dalam kelas spektral B.

Sirius A, menurut para ilmuwan, akan pindah ke tahap evolusi berikutnya dalam waktu sekitar 660 juta tahun. Kemudian ia akan berubah menjadi raksasa merah, dan sedikit kemudian - menjadi katai putih, seperti pendampingnya.

elang alfa

Seperti Sirius, banyak bintang putih, yang namanya tercantum di bawah ini, dikenal tidak hanya oleh orang-orang yang menyukai astronomi karena kecerahannya dan sering disebutkan di halaman-halaman literatur fiksi ilmiah. Altair adalah salah satu tokoh tersebut. Alpha Eagle ditemukan, misalnya, di Steven King. Di langit malam, bintang ini terlihat jelas karena kecerahannya dan jaraknya yang relatif dekat. Jarak yang memisahkan Matahari dan Altair adalah 16,8 tahun cahaya. Dari bintang-bintang kelas spektral A, hanya Sirius yang lebih dekat dengan kita.

Altair 1,8 kali lebih besar dari Matahari. Ciri khasnya adalah putaran yang sangat cepat. Bintang itu membuat satu putaran di sekitar porosnya dalam waktu kurang dari sembilan jam. Kecepatan rotasi di dekat khatulistiwa adalah 286 km/s. Akibatnya, Altair yang "gesit" akan diratakan dari kutub. Selain itu, karena bentuknya yang elips, suhu dan kecerahan bintang menurun dari kutub ke ekuator. Efek ini disebut "penggelapan gravitasi".

Fitur lain dari Altair adalah kecemerlangannya berubah seiring waktu. Itu milik variabel tipe Delta Shield.

Alpha Lyrae

Vega adalah bintang yang paling banyak dipelajari setelah Matahari. Alpha Lyrae adalah bintang pertama yang spektrumnya ditentukan. Dia juga menjadi termasyhur kedua setelah Matahari, ditangkap dalam foto. Vega juga termasuk di antara bintang-bintang pertama yang diukur jaraknya oleh para ilmuwan menggunakan metode parlax. Untuk waktu yang lama, kecerahan bintang diambil sebagai 0 saat menentukan besaran benda lain.

Alfa Lyra dikenal baik oleh astronom amatir dan pengamat sederhana. Ini adalah yang paling terang kelima di antara bintang-bintang, dan termasuk dalam asterisme Segitiga Musim Panas bersama dengan Altair dan Deneb.

Jarak Matahari ke Vega adalah 25,3 tahun cahaya. Jari-jari dan massa ekuatornya masing-masing 2,78 dan 2,3 kali lebih besar dari parameter serupa bintang kita. Bentuk bintang jauh dari bola sempurna. Diameter di ekuator terlihat lebih besar daripada di kutub. Alasannya adalah kecepatan rotasi yang sangat besar. Di khatulistiwa, mencapai 274 km / s (untuk Matahari, parameter ini sedikit lebih dari dua kilometer per detik).

Salah satu fitur Vega adalah piringan debu yang mengelilinginya. Agaknya, itu muncul sebagai akibat dari sejumlah besar tabrakan komet dan meteorit. Piringan debu berputar mengelilingi bintang dan dipanaskan oleh radiasinya. Akibatnya, intensitas radiasi inframerah Vega meningkat. Belum lama ini, asimetri ditemukan di disk. Kemungkinan penjelasan mereka adalah bahwa bintang tersebut memiliki setidaknya satu planet.

Alpha Gemini

Objek paling terang kedua di konstelasi Gemini adalah Castor. Dia, seperti tokoh-tokoh sebelumnya, termasuk dalam kelas spektral A. Castor adalah salah satu bintang paling terang di langit malam. Dalam daftar yang sesuai, dia berada di tempat ke-23.

Castor adalah sistem ganda yang terdiri dari enam komponen. Dua elemen utama (Castor A dan Castor B) berputar di sekitar pusat massa bersama dengan periode 350 tahun. Masing-masing dari dua bintang adalah biner spektral. Komponen Castor A dan Castor B kurang terang dan diduga termasuk dalam tipe spektral M.

Castor C tidak langsung terhubung ke sistem. Awalnya, ia ditetapkan sebagai bintang independen YY Gemini. Dalam proses penelitian wilayah langit ini, diketahui bahwa termasyhur ini secara fisik terhubung dengan sistem Castor. Bintang berputar di sekitar pusat massa yang umum untuk semua komponen dengan periode beberapa puluh ribu tahun dan juga merupakan biner spektral.

Beta Aurigae

Gambar langit Kusir mencakup sekitar 150 "titik", banyak di antaranya adalah bintang putih. Nama-nama tokoh tidak akan banyak bicara kepada orang yang jauh dari astronomi, tetapi ini tidak mengurangi signifikansinya bagi sains. Objek paling terang dalam pola langit, termasuk kelas spektral A, adalah Mencalinan atau Beta Aurigae. Nama bintang dalam bahasa Arab berarti "bahu pemilik kendali".

Mencalinan adalah sistem terner. Kedua komponennya adalah sub-raksasa kelas spektral A. Kecerahan masing-masing melebihi parameter serupa Matahari sebanyak 48 kali. Mereka dipisahkan oleh jarak 0,08 unit astronomi. Komponen ketiga adalah katai merah pada jarak 330 AU dari pasangan tersebut. e.

Epsilon Ursa Major

"Titik" paling terang di konstelasi paling terkenal di langit utara (Ursa Major) adalah Aliot, yang juga termasuk dalam kelas A. Magnitudo semu adalah 1,76. Dalam daftar tokoh-tokoh paling terang, bintang itu menempati posisi ke-33. Alioth memasuki asterisme Biduk dan terletak lebih dekat ke mangkuk daripada tokoh-tokoh lainnya.

Spektrum Aliot dicirikan oleh garis-garis tidak biasa yang berfluktuasi dengan periode 5,1 hari. Diasumsikan bahwa fitur tersebut terkait dengan pengaruh medan magnet bintang. Fluktuasi spektrum, menurut data terbaru, dapat terjadi karena kedekatan benda kosmik dengan massa hampir 15 massa Jupiter. Apakah ini benar masih merupakan misteri. Dia, seperti rahasia bintang lainnya, para astronom mencoba memahaminya setiap hari.

katai putih

Kisah tentang bintang putih tidak akan lengkap jika kita tidak menyebutkan tahap dalam evolusi bintang, yang ditetapkan sebagai "katai putih". Objek semacam itu mendapatkan namanya karena fakta bahwa yang pertama ditemukan termasuk dalam kelas spektral A. Itu adalah Sirius B dan 40 Eridani B. Saat ini, katai putih disebut sebagai salah satu opsi untuk tahap akhir kehidupan bintang.

Mari kita membahas lebih detail tentang siklus hidup para tokoh.

Evolusi bintang

Bintang tidak lahir dalam satu malam: salah satu dari mereka melewati beberapa tahap. Pertama, awan gas dan debu mulai menyusut di bawah pengaruhnya sendiri, perlahan-lahan menjadi bola, sementara energi gravitasi berubah menjadi panas - suhu benda naik. Pada saat mencapai nilai 20 juta Kelvin, reaksi fusi nuklir dimulai. Tahap ini dianggap sebagai awal dari kehidupan bintang penuh.

Matahari menghabiskan sebagian besar waktunya di deret utama. Reaksi siklus hidrogen terus-menerus terjadi di kedalamannya. Suhu bintang dapat bervariasi. Ketika semua hidrogen dalam nukleus berakhir, tahap evolusi baru dimulai. Sekarang helium adalah bahan bakarnya. Pada saat yang sama, bintang mulai mengembang. Luminositasnya meningkat, sedangkan suhu permukaan, sebaliknya, menurun. Bintang tersebut meninggalkan deret utama dan menjadi raksasa merah.

Massa inti helium secara bertahap meningkat, dan mulai menyusut karena beratnya sendiri. Panggung raksasa merah berakhir jauh lebih cepat dari yang sebelumnya. Jalur yang akan ditempuh evolusi lebih lanjut bergantung pada massa awal objek. Bintang bermassa rendah di panggung raksasa merah mulai membengkak. Sebagai hasil dari proses ini, objek melepaskan cangkangnya. Inti telanjang bintang juga terbentuk. Dalam inti seperti itu, semua reaksi fusi selesai. Ini disebut katai putih helium. Raksasa merah yang lebih masif (sampai batas tertentu) berevolusi menjadi katai putih karbon. Mereka memiliki elemen yang lebih berat daripada helium di intinya.

Karakteristik

Katai putih adalah benda yang massanya biasanya sangat dekat dengan Matahari. Pada saat yang sama, ukurannya sesuai dengan bumi. Kepadatan kolosal benda-benda kosmik ini dan proses yang terjadi di kedalamannya tidak dapat dijelaskan dari sudut pandang fisika klasik. Rahasia bintang membantu mengungkap mekanika kuantum.

Substansi katai putih adalah plasma elektron-nuklir. Hampir tidak mungkin untuk mendesainnya bahkan di laboratorium. Oleh karena itu, banyak karakteristik objek semacam itu tetap tidak dapat dipahami.

Bahkan jika Anda mempelajari bintang sepanjang malam, Anda tidak akan dapat mendeteksi setidaknya satu katai putih tanpa peralatan khusus. Luminositas mereka jauh lebih kecil daripada matahari. Menurut para ilmuwan, katai putih membentuk sekitar 3 hingga 10% dari semua objek di Galaksi. Namun, hingga saat ini, hanya yang ditemukan yang terletak tidak lebih dari 200-300 parsec dari Bumi.

Katai putih terus berevolusi. Segera setelah pembentukan, mereka memiliki suhu permukaan yang tinggi, tetapi dingin dengan cepat. Beberapa puluh miliar tahun setelah pembentukan, menurut teori, katai putih berubah menjadi katai hitam - benda yang tidak memancarkan cahaya tampak.

Sebuah bintang putih, merah atau biru untuk pengamat berbeda terutama dalam warna. Astronom melihat lebih dalam. Warna baginya segera memberitahu banyak tentang suhu, ukuran dan massa benda. Bintang biru atau biru terang adalah bola panas raksasa, jauh di depan Matahari dalam segala hal. Tokoh-tokoh putih, contohnya yang dijelaskan dalam artikel, agak lebih kecil. Nomor bintang di berbagai katalog juga banyak memberi tahu para profesional, tetapi tidak semuanya. Sejumlah besar informasi tentang kehidupan benda-benda angkasa yang jauh belum dijelaskan, atau bahkan masih belum ditemukan.