Selama beberapa tahun, astronom Jerman Friedrich Wilhelm Bessel mengamati pergerakan dua bintang terang di langit - Sirius dan Procyon - dan pada tahun 1844 ia menemukan bahwa keduanya tidak bergerak dalam garis lurus, tetapi sepanjang karakteristik lintasan bergelombang. Penemuan ini mendorong ilmuwan untuk berpikir bahwa masing-masing bintang ini memiliki satelit yang tidak terlihat oleh kita, yaitu sistem bintang biner secara fisik.

Asumsi Bessel segera terkonfirmasi. Ahli kacamata Amerika Alvan Clark menemukan satelit Sirius pada tanggal 31 Januari 1862, saat menguji lensa yang baru diproduksi dengan diameter 46 cm. Kemudian, pada tahun 1896, satelit Procyon ditemukan. Setelah beberapa waktu, berdasarkan pengamatan teleskopik langsung terhadap revolusi timbal balik bintang-bintang ini dan satelitnya, para astronom berhasil (menggunakan hukum gravitasi universal) untuk menemukan massa masing-masing tokoh tersebut. Bintang-bintang utama, yang sekarang disebut Sirius A dan Procyon A, ternyata masing-masing berukuran 2,3 dan 1,8 kali lebih besar dari Matahari, dan massa satelitnya - Sirius B dan Procyon B - adalah 0,98 dan 0,65 massa matahari.

Namun Matahari, yang massanya hampir sama dengan Sirius B, akan bersinar dari jaraknya hampir sama terangnya dengan Bintang Utara. Jadi mengapa Sirius B dianggap sebagai “satelit tak terlihat” selama 18 tahun? Mungkin karena jarak sudut yang kecil antara dia dan Sirius A? Tidak hanya. Ternyata kemudian, ia jelas tidak dapat diakses dengan mata telanjang karena luminositasnya yang rendah, 400 kali lebih rendah dari luminositas Matahari. Benar, pada awal abad ke-20. Penemuan ini tampaknya tidak terlalu aneh, karena cukup banyak bintang dengan luminositas rendah yang diketahui, dan hubungan antara massa bintang dan luminositasnya belum diketahui. Hanya ketika spektrum emisi Sirius B dan Procyon B diperoleh, serta pengukuran suhunya, “kelainan” bintang-bintang ini menjadi jelas.

Apa yang ditunjukkan oleh suhu efektif bintang kepada kita?

Dalam fisika ada konsep seperti itu - tubuh yang benar-benar hitam. Tidak, ini bukan sinonim untuk hitam lubang- tidak seperti itu, tubuh yang benar-benar hitam bisa bersinar menyilaukan! Disebut benar-benar hitam karena, menurut definisi, ia menyerap semua radiasi elektromagnetik yang mengenainya. Teori tersebut menyatakan bahwa fluks cahaya total (pada seluruh rentang panjang gelombang) dari suatu satuan permukaan benda yang benar-benar hitam tidak bergantung pada struktur atau komposisi kimianya, tetapi hanya ditentukan oleh suhu. Menurut hukum Stefan-Boltzmann, luminositasnya sebanding dengan pangkat empat suhu. Benda yang benar-benar hitam, seperti gas ideal, hanyalah model fisik yang tidak pernah diterapkan secara ketat dalam praktik. Namun, komposisi spektral cahaya bintang di wilayah spektrum tampak cukup dekat dengan “benda hitam”. Oleh karena itu, kita dapat berasumsi bahwa model benda hitam secara keseluruhan menggambarkan radiasi bintang sebenarnya dengan tepat.

Suhu efektif Suhu suatu bintang adalah suhu suatu benda yang benar-benar hitam yang memancarkan jumlah energi yang sama per satuan luas permukaan. Secara umum, suhu ini tidak sama dengan suhu fotosfer bintang. Namun demikian, ini adalah karakteristik obyektif yang dapat digunakan untuk menilai karakteristik bintang lainnya: luminositas, ukuran, dll.

Di tahun 10an. Pada abad ke-20, astronom Amerika Walter Adams mencoba menentukan suhu efektif Sirius B. Suhunya adalah 8000 K, dan kemudian ternyata astronom tersebut salah dan bahkan lebih tinggi lagi (sekitar 10.000 K). Oleh karena itu, luminositas bintang ini, jika seukuran Matahari, seharusnya setidaknya 10 kali lebih tinggi daripada bintang Matahari. Luminositas Sirius B yang diamati, seperti yang kita ketahui, 400 kali lebih kecil dari luminositas matahari, yaitu lebih dari 4 ribu kali lebih rendah dari yang diperkirakan! Satu-satunya jalan keluar dari kontradiksi ini adalah dengan mempertimbangkan bahwa Sirius B memiliki luas permukaan tampak yang jauh lebih kecil, sehingga diameternya lebih kecil. Perhitungan menunjukkan bahwa Sirius B hanya berukuran 2,5 kali Bumi. Tapi ia tetap mempertahankan massa matahari - ternyata kepadatan rata-ratanya hampir 100 ribu kali lebih besar dari Matahari! Banyak astronom yang menolak mempercayai keberadaan benda eksotik tersebut.

Baru pada tahun 1924, terutama berkat upaya astrofisikawan Inggris Arthur Eddington, yang mengembangkan teori tentang struktur internal bintang. Satelit kompak Sirius dan Procyon akhirnya diakui oleh komunitas astronomi sebagai perwakilan nyata dari kelas bintang baru, yang sekarang dikenal sebagai katai putih. "Putih" - karena perwakilan pertama dari jenis ini adalah tokoh-tokoh biru-putih yang panas, "kurcaci" - karena mereka memiliki luminositas dan ukuran yang sangat kecil.

Hasil studi spektral

Seperti yang telah kita ketahui, kepadatan katai putih ribuan kali lebih tinggi dibandingkan kepadatan bintang biasa. Ini berarti bahwa substansinya harus berada dalam keadaan fisik khusus yang sebelumnya tidak diketahui. Hal ini juga ditunjukkan oleh spektrum katai putih yang tidak biasa.

Pertama, garis serapannya berkali-kali lebih lebar dibandingkan garis serapan bintang normal. Kedua, garis hidrogen dapat terdapat dalam spektrum katai putih pada suhu tinggi yang tidak terdapat dalam spektrum bintang biasa, karena semua hidrogen terionisasi. Semua ini secara teoritis dapat dijelaskan oleh tingginya tekanan materi di atmosfer katai putih.

Ciri berikutnya dari spektrum bintang-bintang eksotik ini adalah bahwa garis-garis semua unsur kimia sedikit mengalami pergeseran merah dibandingkan dengan garis-garis terkait dalam spektrum yang diperoleh di laboratorium terestrial. Ini adalah efek dari apa yang disebut pergeseran merah gravitasi, karena percepatan gravitasi di permukaan katai putih jauh lebih besar daripada di Bumi.

Memang, dari hukum gravitasi universal dapat disimpulkan bahwa percepatan gravitasi pada permukaan sebuah bintang berbanding lurus dengan massanya dan berbanding terbalik dengan kuadrat jari-jarinya. Massa katai putih mendekati massa bintang normal, dan jari-jarinya jauh lebih kecil. Oleh karena itu, percepatan gravitasi di permukaan katai putih sangat tinggi: sekitar 10 5 - 10 6 m/s 2. Ingatlah bahwa di Bumi kecepatannya 9,8 m/s 2, yaitu 10.000 - 100.000 kali lebih kecil.

Berdasarkan komposisi kimia yang teridentifikasi, spektrum katai putih dibagi menjadi dua kategori: beberapa dengan garis hidrogen, yang lain tanpa garis hidrogen, tetapi dengan garis helium netral atau terionisasi atau unsur berat. Katai “hidrogen” terkadang memiliki suhu yang jauh lebih tinggi (hingga 60.000 K dan lebih tinggi) dibandingkan katai “helium” (11.000 - 20.000 K). Berdasarkan hal ini, para ilmuwan sampai pada kesimpulan bahwa substansi yang terakhir ini praktis tidak mengandung hidrogen.

Selain itu, ditemukan katai putih yang spektrumnya tidak dapat diidentifikasi dengan unsur dan senyawa kimia yang diketahui sains. Belakangan, bintang-bintang ini diketahui memiliki medan magnet 1.000 hingga 100.000 kali lebih kuat dibandingkan yang ada di Matahari. Pada kekuatan medan magnet seperti itu, spektrum atom dan molekul terdistorsi hingga tidak dapat dikenali lagi, sehingga sulit untuk diidentifikasi.

Katai putih adalah bintang yang mengalami degenerasi
Di bagian dalam katai putih, kepadatannya bisa mencapai nilai sekitar 10 10 kg/m 3. Pada nilai kepadatan seperti itu (dan bahkan pada nilai kepadatan yang lebih rendah, karakteristik lapisan terluar katai putih), sifat fisik gas berubah secara signifikan dan hukum gas ideal tidak lagi berlaku padanya. Pada pertengahan usia 20-an. Fisikawan Italia Enrico Fermi mengembangkan teori yang menggambarkan sifat-sifat gas dengan karakteristik kepadatan katai putih. Ternyata tekanan gas tersebut tidak ditentukan oleh suhunya. Tetap tinggi meskipun zat tersebut mendingin hingga nol mutlak! Gas yang mempunyai sifat-sifat tersebut disebut merosot.

Pada tahun 1926, fisikawan Inggris Ralph Fowler berhasil menerapkan teori gas yang mengalami degenerasi pada katai putih (dan baru kemudian teori Fermi banyak diterapkan dalam fisika “terestrial”). Berdasarkan teori ini, dua kesimpulan penting diambil. Pertama, jari-jari katai putih untuk komposisi kimia tertentu suatu zat ditentukan secara unik oleh massanya. Kedua, massa katai putih tidak boleh melebihi nilai kritis tertentu, yang nilainya kira-kira 1,4 massa matahari.

Pengamatan dan penelitian lebih lanjut mengkonfirmasi premis teoretis ini dan memungkinkan kami menarik kesimpulan akhir bahwa praktis tidak ada hidrogen di bagian dalam katai putih. Karena teori gas yang mengalami degenerasi menjelaskan dengan baik sifat-sifat katai putih yang diamati, mereka mulai disebut demikian bintang yang merosot. Tahap selanjutnya adalah konstruksi teori pembentukannya.

Bagaimana katai putih terbentuk

Dalam teori evolusi bintang modern, katai putih dianggap sebagai tahap akhir dalam evolusi bintang bermassa sedang dan rendah (kurang dari 3 - 4 massa matahari).

Setelah semua hidrogen di bagian tengah bintang yang menua habis terbakar, intinya akan menyusut dan memanas. Pada saat yang sama, lapisan luarnya mengembang pesat, suhu efektif bintang turun, dan ia menjadi raksasa merah. Cangkang bintang yang dijernihkan sangat lemah terhubung ke inti; akhirnya menghilang di ruang angkasa. Di tempat bekas raksasa merah, masih ada bintang yang sangat panas dan kompak, yang sebagian besar terdiri dari helium - katai putih. Karena suhunya yang tinggi, ia memancarkan radiasi terutama dalam kisaran ultraviolet dan mengionisasi gas dari cangkang yang mengembang.

Cangkang yang mengembang di sekitar bintang panas telah diketahui sejak lama. Mereka dipanggil nebula planet dan dibuka pada abad ke-18. William Herschel. Jumlah mereka yang diamati sangat sesuai dengan jumlah raksasa merah dan katai putih, dan oleh karena itu, dengan fakta bahwa mekanisme utama pembentukan katai putih adalah evolusi bintang biasa dengan pelepasan selubung gas dari raksasa merah. panggung.

Dalam sistem bintang biner dekat, komponen-komponennya terletak sangat berdekatan sehingga terjadi pertukaran materi di antara keduanya. Cangkang raksasa merah yang membengkak terus-menerus mengalir ke bintang tetangganya hingga yang tersisa hanyalah katai putih. Mungkin, perwakilan katai putih pertama yang ditemukan - Sirius B dan Procyon B - terbentuk dengan cara yang persis sama.

Di akhir tahun 40an. Astrofisikawan Soviet Samuil Aronovich Kaplan menunjukkan bahwa radiasi katai putih menyebabkan pendinginannya. Artinya bintang-bintang tersebut tidak memiliki sumber energi internal. Kaplan juga membangun teori kuantitatif tentang pendinginan katai putih pada awal tahun 50an. Ilmuwan Inggris dan Perancis sampai pada kesimpulan serupa. Benar, karena luas permukaannya yang kecil, bintang-bintang ini mendingin dengan sangat lambat.

Jadi, sebagian besar sifat katai putih yang diamati dapat dijelaskan oleh kepadatan materinya yang sangat besar dan medan gravitasi yang sangat kuat di permukaannya. Hal ini menjadikan katai putih sebagai objek yang unik: kondisi di mana materi mereka ditemukan masih belum dapat direproduksi di laboratorium terestrial.

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

Klasifikasi spektral

Bintang adalah bola gas yang sangat besar dan panas. Cara kita melihatnya dari Bumi bergantung pada banyak parameter. Misalnya, bintang sebenarnya tidak berkelap-kelip. Sangat mudah untuk memverifikasi ini: ingat saja Matahari. Efek kerlipan ini terjadi karena cahaya yang datang dari benda-benda kosmik menuju kita melampaui medium antarbintang yang penuh dengan debu dan gas. Hal lainnya adalah warna. Hal ini merupakan konsekuensi dari pemanasan cangkang (terutama fotosfer) hingga suhu tertentu. Warna sebenarnya mungkin berbeda dari warna yang terlihat, namun perbedaannya biasanya kecil.

Saat ini, klasifikasi spektral bintang Harvard digunakan di seluruh dunia. Ini didasarkan pada suhu dan didasarkan pada jenis dan intensitas relatif garis spektrum. Setiap kelas berhubungan dengan bintang dengan warna tertentu. Klasifikasi ini dikembangkan di Observatorium Harvard pada tahun 1890-1924.

Seorang 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 rumus mnemonik khusus. Dalam bahasa Rusia, salah satunya terdengar seperti ini: “Orang Inggris yang Dicukur Mengunyah Kurma Seperti Wortel.” Dua kelas lagi sedang ditambahkan ke kelas-kelas ini. Huruf C dan S menunjukkan tokoh-tokoh dingin dengan pita oksida logam dalam spektrumnya. Mari kita lihat lebih dekat kelas bintang:

• Kelas O dicirikan oleh suhu permukaan tertinggi (30 hingga 60 ribu Kelvin). Bintang jenis ini melebihi Matahari sebanyak 60 kali massanya dan 15 kali radiusnya. Warna yang terlihat adalah biru. Dalam hal luminositas, mereka satu juta kali lebih besar dari bintang kita. Bintang biru HD93129A, yang termasuk dalam kelas ini, memiliki ciri salah satu luminositas tertinggi di antara benda-benda kosmik yang diketahui. Menurut indikator ini, ia 5 juta kali lebih cepat dari Matahari. Bintang biru itu terletak 7,5 ribu tahun cahaya dari kita.
• Kelas B memiliki suhu 10-30 ribu Kelvin, massanya 18 kali lebih besar dari Matahari. Ini adalah bintang biru-putih dan putih. Jari-jarinya 7 kali lebih besar dari Matahari.
• Kelas A dicirikan oleh suhu 7,5-10 ribu Kelvin, radius dan massa masing-masing 2,1 dan 3,1 kali lebih tinggi dibandingkan Matahari. Ini adalah bintang putih.
• Kelas F: suhu 6000-7500 K. Massa 1,7 kali lebih besar dari matahari, radius 1,3. Dari Bumi, bintang-bintang tersebut juga tampak berwarna putih; warna aslinya adalah putih kekuningan.
• Kelas G : suhu 5-6 ribu Kelvin. Matahari termasuk dalam kelas ini. Warna nyata dan nyata dari bintang-bintang tersebut adalah kuning.
• Kelas K: suhu 3500-5000 K. Jari-jari dan massa lebih kecil dari matahari, 0,9 dan 0,8 dari parameter termasyhur yang sesuai. Warna bintang-bintang yang terlihat dari Bumi adalah oranye kekuningan.
• Kelas M : suhu 2-3,5 ribu Kelvin. Massa dan radiusnya adalah 0,3 dan 0,4 dari parameter serupa Matahari. Dari permukaan planet kita, warnanya tampak merah-oranye. Beta Andromedae dan Alpha Chanterelles termasuk dalam kelas M. Bintang merah terang yang familiar bagi banyak orang adalah Betelgeuse (alpha Orionis). Yang terbaik adalah mencarinya di langit pada 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 yang terdingin. Nomor bintang menunjukkan keanggotaan dalam tipe spektral tertentu dan tingkat pemanasan fotosfer dibandingkan bintang lain dalam kelompok. Misalnya Matahari termasuk dalam kelas G2.

putih visual

Dengan demikian, bintang kelas B hingga F mungkin tampak berwarna putih jika dilihat dari Bumi. Dan hanya benda bertipe A yang benar-benar memiliki warna ini. Dengan demikian, bintang Saif (rasi bintang Orion) dan Algol (beta Persei) akan tampak berwarna putih bagi pengamat yang tidak bersenjatakan teleskop. Mereka termasuk dalam kelas spektral B. Warna aslinya adalah biru-putih. Juga Mithrac dan Procyon, bintang paling terang dalam pola langit Perseus dan Canis Minor, tampak putih. Namun warna aslinya lebih mendekati kuning (grade F).

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

Kelas A

Bintang putih tidak dicirikan oleh suhu setinggi perwakilan kelas O dan B. Fotosfernya memanas hingga 7,5-10 ribu Kelvin. Bintang kelas spektral A jauh lebih besar daripada Matahari. Luminositasnya juga lebih besar - sekitar 80 kali lipat.

Spektrum bintang A menunjukkan garis hidrogen kuat dari deret Balmer. Garis elemen lainnya terlihat lebih lemah, namun menjadi lebih signifikan saat kita berpindah dari subkelas A0 ke A9. Raksasa dan super raksasa yang termasuk dalam kelas spektral A dicirikan oleh garis hidrogen yang sedikit lebih sedikit dibandingkan bintang deret utama. Dalam kasus tokoh-tokoh ini, garis-garis logam berat menjadi lebih terlihat.

Banyak bintang aneh yang termasuk dalam kelas spektral A. Istilah ini mengacu pada tokoh-tokoh yang memiliki ciri-ciri mencolok dalam spektrum dan parameter fisiknya, sehingga membuat klasifikasinya menjadi sulit. Misalnya, bintang yang cukup langka seperti Lambda Boötes dicirikan oleh kurangnya logam berat dan rotasi yang sangat lambat. Tokoh-tokoh terkenal juga termasuk katai putih.

Kelas A mencakup objek langit malam yang terang seperti Sirius, Mencalinan, Alioth, Castor dan lain-lain. Mari kita mengenal mereka lebih baik.

Alfa Canis Majoris

Sirius adalah bintang paling terang, meski bukan yang terdekat, di langit. Jaraknya adalah 8,6 tahun cahaya. Bagi pengamat di Bumi, ia tampak begitu terang karena ukurannya yang mengesankan namun jaraknya tidak sejauh objek besar dan terang lainnya. Bintang terdekat dengan Matahari adalah Sirius yang menempati urutan kelima dalam daftar ini.

Ini mengacu pada dan merupakan sistem dua komponen. Sirius A dan Sirius B dipisahkan oleh jarak 20 unit astronomi dan berputar dengan jangka waktu kurang dari 50 tahun. Komponen pertama sistem, bintang deret utama, termasuk dalam kelas spektral A1. Massanya dua kali lipat Matahari, dan jari-jarinya 1,7 kali. Inilah yang bisa diamati dengan mata telanjang dari Bumi.

Komponen kedua dari sistem ini adalah katai putih. Bintang Sirius B massanya hampir sama dengan bintang kita, hal ini tidak khas untuk objek semacam itu. Biasanya katai putih mempunyai massa 0,6-0,7 massa matahari. Pada saat yang sama, dimensi Sirius B mendekati ukuran Bumi. Dipercaya bahwa tahap katai putih dimulai pada bintang ini sekitar 120 juta tahun yang lalu. Ketika Sirius B terletak di deret utama, kemungkinan besar ia adalah bintang dengan massa 5 massa matahari dan termasuk dalam kelas spektral B.

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

Elang Alfa

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

Altair 1,8 kali lebih besar dari Matahari. Ciri khasnya adalah putarannya yang sangat cepat. Bintang menyelesaikan satu revolusi pada porosnya dalam waktu kurang dari sembilan jam. Kecepatan rotasi di dekat ekuator adalah 286 km/s. Alhasil, Altair yang “lincah” itu akan rata dari kutubnya. Selain itu, karena bentuknya yang elips, suhu dan kecerahan bintang menurun dari kutub hingga ekuator. Efek ini disebut "penggelapan gravitasi".

Keistimewaan lain dari Altair adalah kilauannya berubah seiring waktu. Itu milik variabel tipe Scuti delta.

Alfa Lyrae

Vega adalah bintang yang paling banyak dipelajari setelah Matahari. Alpha Lyrae adalah bintang pertama yang spektrumnya ditentukan. Dia menjadi orang termasyhur kedua setelah Matahari, yang tertangkap dalam foto. Vega juga merupakan salah satu bintang pertama yang para ilmuwan mengukur jaraknya menggunakan metode Parlax. Untuk jangka waktu yang lama, kecerahan bintang dianggap 0 saat menentukan besaran benda lain.

Alpha Lyrae dikenal baik oleh para astronom amatir maupun pengamat biasa. Ini adalah bintang 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 memang jauh dari bola sempurna. Diameter di ekuator jauh lebih besar dibandingkan di kutub. Penyebabnya adalah kecepatan putarannya yang sangat besar. Di khatulistiwa kecepatannya mencapai 274 km/s (untuk Matahari parameter ini sedikit lebih dari dua kilometer per detik).

Salah satu keistimewaan Vega adalah cakram debu yang mengelilinginya. Hal ini diyakini tercipta sebagai akibat dari sejumlah besar tabrakan komet dan meteorit. Piringan debu berputar mengelilingi bintang dan dipanaskan oleh radiasinya. Akibatnya, intensitas radiasi infra merah Vega meningkat. Belum lama ini, asimetri ditemukan pada disk. Penjelasan yang mungkin adalah bahwa bintang tersebut memiliki setidaknya satu planet.

Alfa Gemini

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

Jarak adalah sistem ganda yang terdiri dari enam komponen. Dua unsur utama (Kastor A dan Kastor B) berputar mengelilingi pusat massa yang sama dengan jangka waktu 350 tahun. Masing-masing dari dua bintang adalah biner spektral. Komponen Castor A dan Castor B kurang terang dan diduga termasuk dalam kelas spektral M.

Castor S tidak langsung dikaitkan dengan sistem. Awalnya ditunjuk sebagai bintang independen YY Gemini. Dalam proses mempelajari wilayah langit ini, diketahui bahwa tokoh termasyhur ini secara fisik terhubung dengan sistem Castor. Bintang berputar mengelilingi pusat massa yang sama untuk semua komponennya dengan periode beberapa puluh ribu tahun dan juga merupakan biner spektral.

Beta Aurigae

Pola langit Auriga mencakup sekitar 150 “titik”, banyak di antaranya adalah bintang putih. Nama-nama tokoh-tokoh tersebut tidak akan memberi tahu banyak orang yang jauh dari astronomi, tetapi hal ini tidak mengurangi pentingnya nama-nama tersebut bagi sains. Benda paling terang dalam pola langit yang termasuk dalam kelas spektral A adalah Mencalinan atau beta Aurigae. Nama bintang yang diterjemahkan dari bahasa Arab berarti “bahu pemilik kendali”.

Mencalinan merupakan sistem rangkap tiga. Kedua komponennya adalah subraksasa kelas spektral A. Kecerahan masing-masingnya melebihi Matahari sebanyak 48 kali lipat. Mereka dipisahkan oleh jarak 0,08 unit astronomi. Komponen ketiga adalah katai merah, berjarak 330 AU dari pasangan tersebut. e.

Epsilon Ursa Mayor

“Titik” paling terang di konstelasi paling terkenal di langit utara (Ursa Major) adalah Alioth, juga diklasifikasikan sebagai kelas A. Magnitudo semu - 1,76. Bintang ini menempati urutan ke-33 dalam daftar tokoh paling terang. Alioth termasuk dalam asterisme Biduk dan terletak lebih dekat ke mangkuk dibandingkan tokoh-tokoh lainnya.

Spektrum Aliot dicirikan oleh garis-garis tidak biasa yang berfluktuasi dengan jangka waktu 5,1 hari. Diasumsikan bahwa ciri-ciri tersebut berhubungan dengan pengaruh medan magnet bintang. Fluktuasi spektral, menurut data terakhir, mungkin timbul karena kedekatannya dengan benda kosmik yang massanya hampir 15 kali massa Jupiter. Benar atau tidaknya hal ini masih menjadi misteri. Para astronom mencoba memahaminya, seperti misteri bintang lainnya, setiap hari.

katai putih

Kisah tentang bintang putih tidak akan lengkap tanpa menyebutkan tahap evolusi bintang-bintang yang disebut sebagai “katai putih”. Objek semacam itu mendapatkan namanya karena fakta bahwa objek pertama yang ditemukan termasuk dalam kelas spektral A. Ini adalah Sirius B dan 40 Eridani B. Saat ini, katai putih disebut sebagai salah satu opsi untuk tahap akhir kehidupan sebuah bintang.

Mari kita membahas lebih detail tentang siklus hidup tokoh-tokoh tersebut.

Evolusi bintang

Bintang tidak lahir dalam semalam: masing-masing bintang melewati beberapa tahap. Pertama, awan gas dan debu mulai menyusut karena pengaruhnya sendiri. Perlahan-lahan ia berbentuk bola, sementara energi gravitasi berubah menjadi panas - suhu benda meningkat. Saat mencapai nilai 20 juta Kelvin, reaksi fusi nuklir dimulai. Tahap ini dianggap sebagai awal kehidupan seorang bintang seutuhnya.

Para tokoh terkemuka menghabiskan sebagian besar waktunya di deret utama. Reaksi siklus hidrogen terus berlangsung di kedalamannya. Suhu bintang dapat bervariasi. Ketika semua hidrogen di inti habis, tahap evolusi baru dimulai. Sekarang helium menjadi bahan bakarnya. Pada saat yang sama, bintang mulai mengembang. Luminositasnya meningkat, dan 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. Tahap raksasa merah berakhir jauh lebih cepat dari tahap sebelumnya. Jalur evolusi selanjutnya bergantung pada massa awal benda tersebut. Bintang bermassa rendah di tahap raksasa merah mulai mengembang. Akibat proses ini, benda tersebut melepaskan cangkangnya. Inti bintang yang telanjang 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 berbasis karbon. Inti mereka mengandung unsur yang lebih berat dari helium.

Karakteristik

Katai putih adalah benda yang massanya biasanya sangat dekat dengan Matahari. Apalagi ukurannya sama dengan ukuran bumi. Kepadatan yang sangat besar dari benda-benda kosmik ini dan proses yang terjadi di kedalamannya tidak dapat dijelaskan dari sudut pandang fisika klasik. Mekanika kuantum membantu mengungkap rahasia bintang.

Materi katai putih adalah plasma elektron-nuklir. Hampir mustahil untuk membuatnya bahkan di laboratorium. Oleh karena itu, banyak karakteristik objek tersebut yang masih belum jelas.

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

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

Bagi pengamat, bintang putih, merah, atau biru terutama berbeda warnanya. Astronom melihat lebih dalam. Warna langsung memberi tahu banyak hal tentang suhu, ukuran, dan massa suatu benda. Bintang biru atau biru muda adalah bola panas raksasa, jauh di depan Matahari dalam segala hal. Tokoh-tokoh putih, contohnya dijelaskan dalam artikel, berukuran agak lebih kecil. Nomor bintang di berbagai katalog juga memberi tahu banyak hal kepada para profesional, tetapi tidak semuanya. Sejumlah besar informasi tentang kehidupan benda-benda luar angkasa yang jauh belum dapat dijelaskan atau belum terdeteksi.

Bintang: kelahiran, kehidupan dan kematian mereka [Edisi ketiga, direvisi] Shklovsky Joseph Samuilovich

Bab 10 Bagaimana cara kerja katai putih?

Bab 10 Bagaimana cara kerja katai putih?

Dalam § 1, ketika kita membahas sifat fisik berbagai bintang yang diplot pada diagram Hertzsprung-Russell, perhatian telah tertuju pada apa yang disebut “katai putih”. Perwakilan khas dari kelas bintang ini adalah satelit Sirius yang terkenal, yang disebut “Sirius B”. Pada saat yang sama, ditekankan bahwa bintang-bintang aneh ini sama sekali bukan kategori langka dari semacam “monstrositas” patologis di Galaksi kita. Sebaliknya, ini adalah sekelompok bintang yang sangat besar. Setidaknya harus ada beberapa miliar bintang di Galaksi, dan mungkin sebanyak sepuluh miliar, yaitu hingga 10% dari seluruh bintang di sistem bintang raksasa kita. Oleh karena itu, katai putih seharusnya terbentuk sebagai hasil dari proses teratur yang terjadi pada sejumlah bintang. Oleh karena itu, pemahaman kita tentang dunia bintang akan jauh dari sempurna jika kita tidak memahami sifat katai putih dan tidak memperjelas pertanyaan tentang asal usulnya. Namun pada bagian ini kita tidak akan membahas permasalahan yang berkaitan dengan masalah pembentukan katai putih; hal ini akan dibahas pada § 13. Tugas kita saat ini adalah mencoba memahami sifat dari benda-benda menakjubkan tersebut. Ciri-ciri utama katai putih adalah:

A. Massanya tidak jauh berbeda dengan massa Matahari pada radius seratus kali lebih kecil dari Matahari. Ukuran katai putih memiliki urutan yang sama dengan ukuran bola bumi.

B. Hal ini menyiratkan kepadatan rata-rata zat yang sangat besar, mencapai 10 6 -10 7 g/cm 3 (yaitu, hingga sepuluh ton “ditekan” ke dalam sentimeter kubik!).

C. Luminositas katai putih sangat rendah: ratusan dan ribuan kali lebih kecil dari Matahari.

Saat kami pertama kali mencoba menganalisis kondisi interior katai putih, kami langsung menemui kesulitan yang sangat besar. Dalam § 6, hubungan dibuat antara massa bintang, jari-jarinya, dan suhu pusatnya (lihat rumus (6.2)). Karena yang terakhir harus berbanding terbalik dengan jari-jari bintang, suhu pusat katai putih, tampaknya, harus mencapai nilai yang sangat besar hingga ratusan juta kelvin. Pada suhu yang sangat mengerikan, sejumlah besar energi nuklir pasti telah dilepaskan di sana. Sekalipun kita berasumsi bahwa semua hidrogen di sana telah “terbakar habis”, reaksi rangkap tiga helium seharusnya sangat efektif. Energi yang dilepaskan selama reaksi nuklir harus “bocor” ke permukaan dan masuk ke ruang antarbintang dalam bentuk radiasi, yang seharusnya sangat kuat. Sementara itu, luminositas katai putih sama sekali dapat diabaikan, beberapa kali lipat lebih kecil dibandingkan bintang “biasa” dengan massa yang sama. Apa masalahnya?

Mari kita coba memahami paradoks ini.

Pertama-tama, perbedaan yang sangat besar antara luminositas yang diharapkan dan yang diamati berarti bahwa rumus (6.2) § 6 tidak dapat diterapkan pada katai putih. Sekarang mari kita ingat asumsi dasar apa yang dibuat saat menurunkan rumus ini. Pertama-tama, diasumsikan bahwa bintang berada dalam keadaan setimbang di bawah pengaruh dua gaya: gravitasi dan tekanan gas. Tidak ada keraguan bahwa katai putih berada dalam keadaan keseimbangan hidrostatik, yang telah kita bahas secara rinci di § 6. Jika tidak, mereka akan segera lenyap: mereka akan tersebar di ruang antarbintang jika tekanannya melebihi gravitasi, atau mereka akan tersebar di ruang antarbintang jika tekanannya melebihi gravitasi. akan menyusut “sampai titik tertentu” jika gravitasi tidak dikompensasi oleh tekanan gas. Tidak ada keraguan juga tentang universalitas hukum gravitasi universal: gaya gravitasi bekerja di mana-mana dan tidak bergantung pada sifat-sifat materi lainnya kecuali kuantitasnya. Maka hanya ada satu kemungkinan yang tersisa: meragukan ketergantungan tekanan gas pada suhu, yang kita peroleh dengan menggunakan hukum Clapeyron yang terkenal.

Hukum ini berlaku untuk gas ideal. Dalam § 6 kami yakin bahwa substansi bagian dalam bintang biasa dapat dianggap dengan cukup akurat sebagai gas ideal. Oleh karena itu, kesimpulan logisnya adalah bahwa materi yang sangat padat sudah ada di bagian dalam katai putih bukan merupakan gas ideal.

Benar, masuk akal untuk meragukan apakah zat ini berbentuk gas? Mungkinkah benda itu cair atau padat? Sangat mudah untuk melihat bahwa hal ini tidak terjadi. Memang, dalam cairan dan padatan, keduanya padat atom, yang bersentuhan dengan kulit elektronnya, yang ukurannya tidak terlalu kecil: sekitar 10 -8 cm Inti atom, tempat hampir seluruh massa atom terkonsentrasi, tidak dapat “bergerak” lebih dekat satu sama lain dari jarak ini. Oleh karena itu, massa jenis rata-rata suatu zat padat atau cair tidak boleh melebihi secara signifikan

20 gram/cm 3 . Fakta bahwa kepadatan rata-rata materi pada katai putih bisa puluhan ribu kali lebih besar berarti bahwa inti-inti di sana terletak satu sama lain pada jarak yang jauh lebih kecil dari 10 -8 cm. Oleh karena itu, kulit elektron atom-atom tersebut adalah, seolah-olah, “hancur” "dan inti dipisahkan dari elektron. Dalam pengertian ini, kita dapat membicarakan substansi bagian dalam katai putih sebagai plasma yang sangat padat. Namun plasma pada dasarnya adalah gas, yaitu suatu keadaan materi ketika jarak antara partikel-partikel yang membentuknya secara signifikan melebihi ukuran partikel tersebut. Dalam kasus kami, jarak antar inti tidak kurang dari

10 -10 cm, sedangkan dimensi inti dapat diabaikan - sekitar 10 -12 cm.

Jadi, substansi bagian dalam katai putih adalah gas terionisasi yang sangat padat. Namun, karena kepadatannya yang sangat besar, sifat fisiknya sangat berbeda dengan gas ideal. Perbedaan antara properti tidak sama dengan properti gas nyata, yang cukup banyak dibahas dalam mata kuliah fisika.

Sifat spesifik gas terionisasi pada kepadatan sangat tinggi telah ditentukan degenerasi. Fenomena ini hanya dapat dijelaskan dalam kerangka tersebut mekanika kuantum. Konsep “degenerasi” asing bagi fisika klasik. Apa itu? Untuk menjawab pertanyaan ini, pertama-tama kita harus memikirkan sedikit tentang ciri-ciri pergerakan elektron dalam sebuah atom, yang dijelaskan oleh hukum mekanika kuantum. Keadaan setiap elektron dalam sistem atom ditentukan dengan menentukan bilangan kuantum. Angka-angka ini adalah Hal utama bilangan kuantum N, yang menentukan energi elektron dalam atom, bilangan kuantum aku, memberikan nilai momentum sudut orbital elektron, bilangan kuantum M, memberikan nilai proyeksi momen ini ke arah yang dipilih secara fisik (misalnya, arah medan magnet), dan, terakhir, bilangan kuantum S, memberi nilai torsi sendiri elektron (berputar). Hukum dasar mekanika kuantum adalah Prinsip Pauli, yang melarang sistem kuantum apa pun (misalnya, atom kompleks) dua elektron mana pun untuk memiliki bilangan kuantum yang sama. Mari kita jelaskan prinsip ini dengan menggunakan model atom Bohr semiklasik sederhana. Kombinasi tiga bilangan kuantum (kecuali spin) menentukan orbit elektron dalam suatu atom. Prinsip Pauli, sebagaimana diterapkan pada model atom ini, melarang lebih dari dua elektron berada pada orbit kuantum yang sama. Jika ada dua elektron dalam orbit seperti itu, maka keduanya harus memiliki orientasi spin yang berlawanan. Ini berarti bahwa meskipun ketiga bilangan kuantum elektron tersebut mungkin sama, bilangan kuantum yang mencirikan spin elektron harus berbeda.

Prinsip Pauli sangat penting untuk semua fisika atom. Secara khusus, hanya berdasarkan prinsip ini seseorang dapat memahami semua ciri sistem periodik unsur Mendeleev. Prinsip Pauli memiliki makna universal dan berlaku untuk semua sistem kuantum yang terdiri dari sejumlah besar partikel identik. Contoh dari sistem tersebut, khususnya, adalah logam biasa pada suhu kamar. Sebagaimana diketahui, dalam logam, elektron terluarnya tidak terikat dengan inti “sendiri”, namun seolah-olah “tersosialisasi”. Mereka bergerak dalam medan listrik kompleks dari kisi ionik logam. Dalam perkiraan kasar dan semi-klasik, kita dapat membayangkan bahwa elektron bergerak sepanjang beberapa lintasan, meskipun sangat kompleks, dan tentu saja, untuk lintasan seperti itu, prinsip Pauli juga harus dipenuhi. Artinya, sepanjang setiap lintasan elektron yang disebutkan di atas, tidak lebih dari dua elektron yang dapat bergerak, yang putarannya harus berbeda. Harus ditekankan bahwa, menurut hukum mekanika kuantum, jumlah lintasan yang mungkin terjadi, meskipun sangat besar, adalah terbatas. Akibatnya, tidak semua kemungkinan orbit geometris dapat terwujud.

Faktanya, tentu saja, alasan kami sangat disederhanakan. Kami berbicara di atas tentang "lintasan" untuk kejelasan. Alih-alih gambaran klasik tentang gerak sepanjang suatu lintasan, mekanika kuantum hanya berbicara tentangnya kondisi elektron, dijelaskan oleh beberapa parameter (“kuantum”) yang sangat spesifik. Di setiap kemungkinan keadaan, elektron memiliki energi tertentu. Dalam kerangka model gerak sepanjang lintasan, prinsip Pauli dapat dirumuskan sebagai berikut: tidak lebih dari dua elektron dapat bergerak sepanjang lintasan yang “diizinkan” dengan kecepatan yang sama (yaitu, memiliki energi yang sama).

Ketika diterapkan pada atom kompleks dengan banyak elektron, prinsip Pauli memungkinkan untuk memahami mengapa elektronnya tidak “menuangkan” ke orbit “terdalam”, yang energinya minimal. Dengan kata lain, ini memberikan kunci untuk memahami struktur atom. Situasinya persis sama dalam kasus elektron dalam logam, dan dalam kasus materi di bagian dalam katai putih. Jika jumlah elektron dan inti atom yang sama mengisi volume yang cukup besar, maka “akan tersedia cukup ruang untuk semua orang”. Tapi sekarang mari kita bayangkan volume ini terbatas. Maka hanya sebagian kecil elektron yang akan menempati semua kemungkinan lintasan pergerakannya, yang jumlahnya tentu terbatas. Elektron yang tersisa harus bergerak hal yang sama lintasan yang sudah “dihuni”. Namun berdasarkan prinsip Pauli, mereka akan bergerak sepanjang lintasan ini dengan kecepatan tinggi dan karenanya berhasil lebih besar energi. Situasinya persis sama dengan atom dengan banyak elektron, di mana, karena prinsip yang sama, “kelebihan” elektron terpaksa bergerak dalam orbit dengan lebih banyak energi.

Dalam sepotong logam atau dalam volume tertentu di dalam katai putih, jumlah elektron lebih besar daripada jumlah lintasan gerak yang diperbolehkan. Situasinya berbeda dengan gas biasa, khususnya di bagian dalam bintang deret utama. Di sana jumlah elektron selalu lebih sedikit jumlah lintasan yang diperbolehkan. Oleh karena itu, elektron dapat bergerak sepanjang lintasan yang berbeda dengan kecepatan yang berbeda, seolah-olah “tanpa mengganggu” satu sama lain. Asas Pauli dalam hal ini tidak mempengaruhi gerak mereka. Dalam gas seperti itu, distribusi kecepatan Maxwellian ditetapkan dan hukum wujud gas, yang terkenal dari fisika sekolah, terpenuhi, khususnya hukum Clapeyron. Jika gas “biasa” dikompresi dengan kuat, maka jumlah kemungkinan lintasan elektron akan menjadi jauh lebih kecil dan, akhirnya, akan terjadi keadaan ketika terdapat lebih dari dua elektron untuk setiap lintasan. Berdasarkan prinsip Pauli, elektron-elektron ini harus memiliki kecepatan berbeda yang melebihi nilai kritis tertentu. Jika sekarang kita mendinginkan gas terkompresi ini secara signifikan, kecepatan elektron tidak akan berkurang sama sekali. Jika tidak, seperti yang mudah dipahami, prinsip Pauli tidak akan berlaku lagi. Bahkan mendekati nol mutlak, kecepatan elektron dalam gas tersebut akan tetap tinggi. Gas yang mempunyai sifat luar biasa disebut merosot. Perilaku gas semacam itu sepenuhnya dijelaskan oleh fakta bahwa partikel-partikelnya (dalam kasus kita, elektron) menempati semua lintasan yang mungkin dan bergerak sepanjang lintasan tersebut “sesuai kebutuhan” dengan kecepatan yang sangat tinggi. Berbeda dengan gas yang mengalami degenerasi, kecepatan partikel dalam gas “biasa” menjadi sangat kecil seiring dengan menurunnya suhu. Sejalan dengan itu, tekanannya juga menurun. Bagaimana situasi dengan tekanan gas yang mengalami degenerasi? Untuk melakukan ini, mari kita ingat apa yang kita sebut tekanan gas. Ini adalah impuls yang ditransfer partikel gas dalam waktu satu detik ketika bertabrakan dengan “dinding” tertentu yang membatasi volumenya. Dari sini jelas bahwa tekanan gas yang mengalami degenerasi pasti sangat tinggi, karena kecepatan partikel pembentuknya tinggi. Bahkan pada suhu yang sangat rendah, tekanan gas yang mengalami degenerasi harus tetap tinggi, karena kecepatan partikelnya, tidak seperti gas biasa, hampir tidak berkurang seiring dengan penurunan suhu. Diharapkan bahwa tekanan gas yang mengalami degenerasi sedikit bergantung pada suhunya, karena kecepatan pergerakan partikel yang membentuknya ditentukan terutama oleh prinsip Pauli.

Selain elektron, di bagian dalam katai putih juga terdapat inti “telanjang”, serta atom yang sangat terionisasi yang masih mempertahankan kulit elektron “bagian dalam”. Ternyata bagi mereka jumlah lintasan yang “diizinkan” selalu lebih besar daripada jumlah partikel. Oleh karena itu, mereka tidak membentuk gas yang mengalami degenerasi, melainkan gas “normal”. Kecepatannya ditentukan oleh suhu materi katai putih dan selalu jauh lebih kecil daripada kecepatan elektron karena prinsip Pauli. Oleh karena itu, di bagian dalam katai putih, tekanan hanya disebabkan oleh gas elektron yang mengalami degenerasi. Oleh karena itu, kesetimbangan katai putih hampir tidak bergantung pada suhunya.

Seperti yang ditunjukkan oleh perhitungan mekanika kuantum, tekanan gas elektron yang mengalami degenerasi, yang dinyatakan dalam atmosfer, ditentukan oleh rumus

(10.1)

dimana konstanta K = 3

10 6 dan kepadatan

dinyatakan, seperti biasa, dalam gram per sentimeter kubik. Rumus (10.1) menggantikan persamaan Clapeyron untuk gas yang mengalami degenerasi dan merupakan “persamaan keadaan”. Ciri khas persamaan ini adalah suhu tidak termasuk di dalamnya. Selain itu, berbeda dengan persamaan Clapeyron, di mana tekanan sebanding dengan pangkat satu massa jenis, di sini ketergantungan tekanan pada massa jenis lebih kuat. Tidak sulit untuk memahaminya. Bagaimanapun, tekanan sebanding dengan konsentrasi partikel dan kecepatannya. Konsentrasi partikel secara alami sebanding dengan kepadatan, dan kecepatan partikel gas yang mengalami degenerasi meningkat seiring dengan peningkatan kepadatan, karena pada saat yang sama, menurut prinsip Pauli, jumlah partikel “berlebihan” yang dipaksa untuk bergerak dengan kecepatan tinggi meningkat. .

Syarat penerapan rumus (10.1) adalah kecilnya kecepatan termal elektron dibandingkan dengan kecepatan akibat “degenerasi”. Pada suhu yang sangat tinggi, rumus (10.1) akan berubah menjadi rumus Clapeyron (6.2). Jika tekanan diperoleh untuk suatu gas dengan massa jenis

menurut rumus (10.1), lagi, dibandingkan menurut rumus (6.2), yang berarti gas tersebut mengalami degenerasi. Hal ini memberi kita “kondisi degenerasi”

(10.2)

Berat molekul rata-rata. Sama dengan apa?

di bagian dalam katai putih? Pertama-tama, seharusnya tidak ada hidrogen di sana: dengan kepadatan yang sangat besar dan suhu yang cukup tinggi, hidrogen telah lama “terbakar” dalam reaksi nuklir. Elemen utama di bagian dalam katai putih adalah helium. Karena massa atomnya adalah 4 dan ia melepaskan dua elektron pada saat ionisasi (harus juga diperhitungkan bahwa hanya elektron saja yang merupakan partikel yang menghasilkan tekanan), maka massa molekul rata-rata harus mendekati 2. Secara numerik, kondisi degenerasi (10.2 ) ditulis seperti ini:

(10.3)

Jika misalnya suhu T= 300 K (suhu ruangan), maka

> 2, 5

10 -4 gram/cm 3 . Ini adalah kepadatan yang sangat rendah, sehingga elektron dalam logam harus mengalami degenerasi (sebenarnya, dalam hal ini konstanta K Dan

mempunyai arti yang berbeda, tetapi hakikatnya tidak berubah). Jika suhu T mendekati suhu bagian dalam bintang, yaitu sekitar 10 juta kelvin > 1000 gram/cm 3 . Dua kesimpulan segera menyusul dari ini:

A. Di bagian dalam bintang biasa, yang kepadatannya, meskipun tinggi, pasti di bawah 1000 g/cm 3 , gasnya tidak mengalami degenerasi. Hal ini membenarkan penerapan hukum umum keadaan gas, yang banyak kami gunakan di § 6.

B. Katai putih mempunyai kepadatan rata-rata, dan terlebih lagi di pusat, yang jelas lebih besar dari 1000 g/cm 3 . Oleh karena itu, hukum yang biasa berlaku di negara gas tidak berlaku bagi mereka. Untuk memahami katai putih, perlu diketahui sifat-sifat gas yang mengalami degenerasi, yang dijelaskan oleh persamaan keadaannya (10.1). Dari persamaan ini, pertama-tama, struktur katai putih praktis tidak bergantung pada suhunya. Karena, sebaliknya, luminositas benda-benda ini ditentukan oleh suhunya (misalnya, laju reaksi termonuklir bergantung pada suhu), kita dapat menyimpulkan bahwa struktur katai putih tidak bergantung pada luminositas. Pada prinsipnya, katai putih dapat eksis (yaitu berada dalam konfigurasi kesetimbangan) pada suhu mendekati nol mutlak. Oleh karena itu, kami sampai pada kesimpulan bahwa untuk katai putih, tidak seperti bintang “biasa”, tidak ada hubungan “massa-luminositas”.

Namun, untuk bintang-bintang yang tidak biasa ini, terdapat hubungan massa-radius yang spesifik. Sama seperti bola bermassa sama yang terbuat dari logam yang sama harus memiliki diameter yang sama, ukuran katai putih dengan massa yang sama juga harus sama. Pernyataan ini jelas tidak berlaku untuk bintang lain: bintang raksasa dan bintang deret utama dapat memiliki massa yang sama, tetapi diameternya berbeda secara signifikan. Perbedaan antara katai putih dan bintang lain dijelaskan oleh fakta bahwa suhu hampir tidak berperan dalam keseimbangan hidrostatiknya, yang menentukan strukturnya.

Oleh karena itu, pasti ada hubungan universal yang menghubungkan massa katai putih dan jari-jarinya. Bukan tugas kita untuk menurunkan ketergantungan penting ini, yang jauh dari kata dasar. Ketergantungan itu sendiri (pada skala logaritmik) disajikan pada Gambar. 10.1. Pada gambar ini, lingkaran dan kotak menandai posisi beberapa katai putih yang massa dan jari-jarinya diketahui. Ketergantungan massa dan radius katai putih yang ditunjukkan pada gambar ini memiliki dua ciri menarik. Pertama, semakin besar massa katai putih, semakin kecil radiusnya. Dalam hal ini, katai putih berperilaku berbeda dari bola yang terbuat dari satu balok logam... Kedua, katai putih memiliki nilai massa maksimum yang diizinkan[ 27 ]. Teori tersebut memperkirakan bahwa katai putih yang massanya melebihi 1,43 massa matahari tidak dapat ada di alam [28]. Jika massa katai putih mendekati nilai kritis ini dari massa yang lebih rendah, radiusnya akan cenderung nol. Dalam praktiknya, ini berarti bahwa mulai dari massa tertentu, tekanan gas yang mengalami degenerasi tidak dapat lagi menyeimbangkan gaya gravitasi dan bintang akan runtuh secara dahsyat.

Hasil ini sangatlah penting bagi seluruh masalah evolusi bintang. Oleh karena itu, ada baiknya membahasnya lebih detail. Ketika massa katai putih bertambah, kepadatan pusatnya akan semakin meningkat. Degenerasi gas elektron akan semakin kuat. Artinya, akan ada peningkatan jumlah partikel per lintasan yang “diizinkan”. Mereka akan sangat “sempit” dan mereka akan (agar tidak melanggar prinsip Pauli!) bergerak dengan kecepatan yang semakin tinggi. Kecepatan ini akan mendekati kecepatan cahaya. Keadaan materi baru akan muncul, yang disebut “degenerasi relativistik”. Persamaan keadaan gas tersebut akan berubah - tidak lagi dijelaskan oleh rumus (10.1). Alih-alih (10.1), relasinya akan berlaku

(10.4)

Untuk menilai situasi saat ini, mari kita asumsikan, seperti yang dilakukan pada § 6,

TN 3. Kemudian, dengan degenerasi relativistik P M 4/ 3 /R 4, dan gaya yang melawan gravitasi dan sama dengan penurunan tekanan adalah

Sedangkan gaya gravitasi adalah

GM/R 2 M 2 /R 5. Kita melihat bahwa kedua gaya - gravitasi dan penurunan tekanan - bergantung pada ukuran bintang dengan cara yang sama: bagaimana caranya R-5, dan bergantung secara berbeda pada massa. Oleh karena itu, harus ada nilai massa bintang yang benar-benar pasti di mana kedua gaya tersebut seimbang. Jika massa melebihi nilai kritis tertentu, maka gaya gravitasi akan selalu mengalahkan gaya yang disebabkan oleh perbedaan tekanan, dan bintang akan runtuh secara dahsyat.

Sekarang mari kita asumsikan bahwa massanya kurang dari kritis. Maka gaya akibat tekanan akan lebih besar daripada gaya gravitasi, oleh karena itu bintang akan mulai mengembang. Selama proses ekspansi, degenerasi relativistik akan digantikan oleh degenerasi “non-relativistik” biasa. Dalam hal ini, dari persamaan keadaan P

5/ 3 maka berikut ini P/R M 5/ 3 /R 6, yaitu ketergantungan gaya yang melawan gravitasi R akan lebih kuat. Oleh karena itu, pada radius tertentu, pemuaian bintang akan terhenti.

Analisis kualitatif ini menggambarkan, di satu sisi, perlunya adanya hubungan massa-radius katai putih dan sifat-sifatnya (semakin kecil radiusnya, semakin besar massanya), dan, di sisi lain, hal ini membenarkan adanya massa yang membatasi, yang merupakan konsekuensi dari degenerasi relativistik yang tak terelakkan. Berapa lama bintang dengan massa lebih besar dari 1,2 massa matahari dapat menyusut? Masalah menarik ini, yang menjadi topik hangat dalam beberapa tahun terakhir, akan dibahas di § 24.

Substansi bagian dalam katai putih dicirikan oleh transparansi dan konduktivitas termal yang tinggi. Transparansi yang baik dari substansi ini sekali lagi dijelaskan oleh prinsip Pauli. Bagaimanapun, penyerapan cahaya dalam suatu zat dikaitkan dengan perubahan keadaan elektron, yang disebabkan oleh transisinya dari satu orbit ke orbit lainnya. Namun jika sebagian besar “orbit” (atau “lintasan”) dalam gas yang mengalami degenerasi “terisi”, maka transisi tersebut akan sangat sulit. Hanya sangat sedikit, terutama elektron cepat dalam plasma katai putih yang mampu menyerap kuanta radiasi. Konduktivitas termal gas yang mengalami degenerasi tinggi - logam biasa adalah contohnya. Karena transparansi dan konduktivitas termal yang sangat tinggi, perubahan suhu yang besar tidak dapat terjadi pada materi katai putih. Hampir seluruh perbedaan suhu, jika kita berpindah dari permukaan katai putih ke pusatnya, terjadi pada lapisan materi terluar yang sangat tipis, yang berada dalam keadaan tidak mengalami degenerasi. Pada lapisan ini, yang ketebalannya sekitar 1% jari-jari, suhu meningkat dari beberapa ribu kelvin di permukaan menjadi sekitar sepuluh juta kelvin, dan kemudian hampir tidak berubah hingga ke pusat bintang.

Katai putih, meski lemah, tetap mengeluarkan emisi. Apa sumber energi radiasi ini? Seperti yang telah ditekankan di atas, praktis tidak ada hidrogen, bahan bakar nuklir utama, di kedalaman katai putih. Hampir semuanya terbakar selama tahap evolusi bintang sebelum tahap katai putih. Namun, di sisi lain, pengamatan spektroskopi dengan jelas menunjukkan bahwa hidrogen terdapat di lapisan terluar katai putih. Entah ia tidak punya waktu untuk terbakar, atau (lebih mungkin) sampai di sana dari medium antarbintang. Ada kemungkinan bahwa sumber energi katai putih adalah reaksi nuklir hidrogen yang terjadi pada lapisan bola yang sangat tipis pada batas materi padat yang mengalami degenerasi di interior dan atmosfernya. Selain itu, katai putih dapat mempertahankan suhu permukaan yang cukup tinggi melalui konduksi termal biasa. Artinya, katai putih, yang tidak memiliki sumber energi, mendingin dengan memancarkan cadangan panasnya. Dan cadangan ini sangat besar. Karena pergerakan elektron dalam materi katai putih disebabkan oleh fenomena degenerasi, cadangan panas di bagian dalamnya terkandung dalam inti dan atom yang terionisasi. Dengan asumsi bahwa materi katai putih sebagian besar terdiri dari helium (berat atom 4), mudah untuk mengetahui jumlah energi panas yang terkandung dalam katai putih:

(10.5)

Di mana M H adalah massa atom hidrogen, k- Konstanta Boltzmann. Waktu pendinginan katai putih dapat diperkirakan dengan membaginya E T pada luminositasnya L. Ternyata usianya sekitar beberapa ratus juta tahun.

Pada Gambar. Gambar 10.2 menunjukkan ketergantungan empiris luminositas pada suhu permukaan sejumlah katai putih. Garis lurus merupakan lokus dengan jari-jari konstan. Yang terakhir ini dinyatakan dalam pecahan jari-jari matahari. Tampaknya poin-poin empirisnya cocok dengan garis-garis ini. Ini berarti katai putih yang diamati berada pada tahap pendinginan yang berbeda.

Dalam beberapa tahun terakhir, pemisahan kuat garis serapan spektral akibat efek Zeeman telah ditemukan pada selusin katai putih. Dari besarnya pembelahan tersebut, kekuatan medan magnet pada permukaan bintang-bintang tersebut mencapai nilai yang sangat besar yaitu sekitar sepuluh juta oersteds (Oe). Besarnya medan magnet tersebut rupanya dijelaskan oleh kondisi pembentukan katai putih. Misalnya, jika kita berasumsi bahwa sebuah bintang berkontraksi tanpa kehilangan massa yang signifikan, kita dapat memperkirakan bahwa fluks magnet (yaitu hasil kali luas permukaan bintang dan kekuatan medan magnet) akan mempertahankan nilainya. Oleh karena itu, kekuatan medan magnet saat bintang berkontraksi akan meningkat berbanding terbalik dengan kuadrat jari-jarinya. Alhasil, bisa tumbuh ratusan ribu kali lipat. Mekanisme peningkatan medan magnet ini sangat penting neutron bintang, yang akan dibahas dalam § 22[29]. Menarik untuk dicatat bahwa sebagian besar katai putih tidak memiliki medan yang lebih kuat dari beberapa ribu oersted. Dengan demikian, katai putih yang “termagnetisasi” membentuk kelompok khusus di antara bintang-bintang jenis ini. “Lubang Hitam” dan “lubang putih” di alam semesta Pada bulan Maret 1974, di Institut Astronomi Negara P. N. Lebedev dari Akademi Ilmu Pengetahuan Uni Soviet, sebuah pengumuman menarik muncul. di pintu masuk. Pada seminar bersama tersebut, sebuah laporan berjudul “Apakah Lubang Putih Meledak?” Ilmiah

Dari buku Pangeran dari Negeri Awan pengarang Galfar Christophe

Bab 4 Menempelkan telinganya ke dinding, Tristam mendengarkan suara langkah kaki Lazurro yang semakin menjauh. Sementara itu, Tom sedang memeriksa pintu bawah yang menghentikan kejatuhan mereka. - Tristam bertanya dengan berbisik, kembali ke temannya. "Tidak, tidak sama sekali!" Lebih baik keluar dan mengakui segalanya. Mereka

Dari buku Mata dan Matahari pengarang Vavilov Sergey Ivanovich

Bab 7 Sore ini alun-alun hampir sepi. Tristam bergerak maju dengan langkah tegas, tapi kemudian dia dipanggil. Hai! Desa! Aku beritahu padamu! Bukankah Lazurro menangkapmu di perpustakaan? Itu adalah Jerry, putra kepala pembuat awan

Dari buku Interstellar: ilmu di balik layar pengarang Thorne Kip Stephen

Bab 8 Meninggalkan Tristam di ujung taman, Tom pergi ke kamarnya dan mulai mengenakan pakaian kering. Bel berbunyi lagi, waktunya berangkat ke meja. Satu hal yang menghalangi: Tom tidak bisa melupakan buku dari perpustakaan rahasia. Bahkan saat berganti pakaian, dia tidak mengalihkan pandangan darinya

Dari buku penulis

Bab 16 Angin bertiup semakin kencang. Tangkai malai padi tanpa ampun mencambuk Tom dan Tristam saat mereka melarikan diri dari pengejarnya. Gila karena ketakutan, anak-anak itu hanya berpikir untuk bertemu dengan Ny. Drake. Letaknya sudah dekat dengan pagar pelindung. Dekat batas kota, ibu Tristam

Dari buku penulis

Bab 1 Tristam dan Tom terbang sangat tinggi, jauh lebih tinggi dari naiknya awan alami. Lebih dari satu jam telah berlalu sejak mereka meninggalkan tabir es tempat pasukan tiran menyerang Myrtilville. Langit di sini tidak sama dengan di atas kota mereka:

Dari buku penulis

Bab 2 Bintang-bintang Bima Sakti berkelap-kelip di langit. Sejak awal penerbangan, Tom tidak mengucapkan sepatah kata pun, namun Tristam merasa temannya tidak lagi muram seperti dulu. “Di malam hari, Matahari menyinari belahan bumi yang lain,” tiba-tiba Tom berbalik . “Apa yang kamu bicarakan?” “Tentang langit.” Anda

Dari buku penulis

Bab 3 Hari mulai terang. Ruang dan bintang berangsur-angsur menghilang. Langit dipenuhi cahaya dan kehilangan transparansinya. Cuaca menjadi sangat, sangat dingin. Dan sangat pelan: sepertinya tidak ada tanda-tanda masalah. Tom dan Tristam tertidur. Mereka tidak melihat bahwa panel kontrol telah berkedip lama

Dari buku penulis

Bab 4 “Sadar,” kata sebuah suara wanita yang membuka matanya. Dia sedang berbaring di tempat tidur, di dekatnya ada tiga orang: seorang pria dan dua wanita. Langit-langit ruangan tempatnya berada dicat hijau tua. Dindingnya juga berwarna hijau, tapi warnanya lebih terang

Dari buku penulis

Bab 5 Ketika pintu rumah sakit terbuka dan membiarkan konvoi keluar, Tristam tanpa sadar menutup matanya dari cahaya terang. Puncak dari kawasan tujuh gunung berawan yang mengelilingi kota berkilau dengan warna putih yang begitu murni dan mempesona sehingga dia harus mengikuti polisi dengan mata tertutup. Jadi,

Dari buku penulis

Bab 6 Penjara, dengan dinding buta tanpa satu jendela pun, terletak jauh di kedalaman awan tempat Ibukota Putih dibangun. Begitu berada di dalam sel, Tristam yang ketakutan dan Tom duduk diam selama beberapa waktu di tempat tidur yang disediakan untuk mereka - sebenarnya, itu adalah

Dari buku penulis

Bab 7 Beberapa jam berlalu. Tristam dan Tom berbaring di ranjang keras di sel gelap tanpa jendela, terus-menerus bolak-balik dari sisi ke sisi. Segera setelah nada seruling berhenti, lelaki tua itu segera tertidur, menggumamkan sesuatu yang tidak terdengar dalam tidurnya, Tom mulai menggigil lagi; Saya mengerti Tristam

Dari buku penulis

Bab 8 Asap tebal keluar dari cerobong asap bercampur dengan udara fajar yang sejuk dan lembap. Manusia salju ditempatkan di semua persimpangan di pusat Ibukota Putih. Mereka tidak terlihat seperti petugas penegak hukum dan lebih mirip pasukan pendudukan

Dari buku penulis

Dari buku penulis

Kematian bintang: katai putih, bintang neutron, dan lubang hitam Matahari dan Bumi berusia sekitar 4,5 miliar tahun, sekitar sepertiga usia Alam Semesta. Setelah sekitar 6,5 miliar tahun berikutnya, inti matahari akan kehabisan bahan bakar nuklir yang membuat matahari tetap panas. Kemudian itu akan dimulai

Pesan tersebut ditanggapi dengan skeptis, karena satelit gelap tetap tidak dapat diamati, dan massanya seharusnya cukup besar - sebanding dengan massa Sirius.

Paradoks kepadatan

“Saya sedang mengunjungi teman saya... Profesor E. Pickering dalam kunjungan bisnis. Dengan kebaikan khasnya, dia menawarkan untuk memperoleh spektrum semua bintang yang saya dan Hincks amati... dengan maksud untuk menentukan paralaksnya. Pekerjaan yang tampaknya rutin ini ternyata sangat membuahkan hasil - hal ini mengarah pada penemuan bahwa semua bintang dengan magnitudo absolut yang sangat kecil (yaitu, luminositas rendah) memiliki kelas spektral M (yaitu, suhu permukaan yang sangat rendah). Seingat saya, saat membahas pertanyaan ini, saya bertanya kepada Pickering tentang beberapa bintang redup lainnya..., khususnya menyebutkan 40 Eridani B. Dengan sikapnya yang khas, dia segera mengirimkan permintaan ke kantor Observatorium (Harvard), dan segera dijawab (saya kira dari Nyonya Fleming) bahwa spektrum bintang ini adalah A (yaitu suhu permukaan yang tinggi). Bahkan di masa Paleozoikum, saya cukup tahu tentang hal-hal ini untuk segera menyadari bahwa ada perbedaan ekstrim antara apa yang kemudian kita sebut sebagai nilai “kemungkinan” kecerahan dan kepadatan permukaan. Rupanya, saya tidak menyembunyikan fakta bahwa saya tidak hanya terkejut, tetapi juga benar-benar kagum dengan pengecualian terhadap apa yang tampaknya merupakan aturan normal untuk mengkarakterisasi bintang. Pickering tersenyum kepada saya dan berkata: "Justru pengecualian inilah yang mengarah pada perluasan pengetahuan kita" - dan katai putih memasuki dunia yang diteliti.”

Kejutan Russell cukup dapat dimengerti: 40 Eridani B mengacu pada bintang yang relatif dekat, dan dari paralaks yang diamati, seseorang dapat secara akurat menentukan jarak ke bintang tersebut dan, dengan demikian, luminositasnya. Luminositas 40 Eridani B ternyata sangat rendah untuk kelas spektralnya - katai putih membentuk wilayah baru pada diagram H-R. Kombinasi luminositas, massa, dan suhu ini tidak dapat dipahami dan tidak dapat dijelaskan dalam model deret utama standar struktur bintang yang dikembangkan pada tahun 1920-an.

Kepadatan katai putih yang tinggi masih belum dapat dijelaskan dalam kerangka fisika klasik dan astronomi dan hanya dijelaskan dalam kerangka mekanika kuantum setelah munculnya statistik Fermi-Dirac. Pada tahun 1926, Fowler, dalam artikelnya “Dense Matter” ( “Tentang materi padat,” Pemberitahuan Bulanan R. Astron. sosial. 87, 114-122) menunjukkan bahwa, tidak seperti bintang deret utama, yang persamaan keadaannya didasarkan pada model gas ideal (model Eddington standar), untuk katai putih, kepadatan dan tekanan materi ditentukan oleh sifat-sifat gas elektron yang mengalami degenerasi (gas Fermi ).

Tahap selanjutnya dalam menjelaskan sifat katai putih adalah karya Yakov Frenkel dan Chandrasekhar. Pada tahun 1928, Frenkel menunjukkan bahwa harus ada batas atas massa katai putih, dan pada tahun 1931 Chandrasekhar dalam karyanya "The Maximum Mass of an Ideal White Dwarf" ( “Massa maksimum katai putih ideal”, Astroph. J.74, 81-82) menunjukkan adanya batas atas massa katai putih, yaitu bintang dengan massa di atas batas tertentu tidak stabil (batas Chandrasekhar) dan harus runtuh.

Asal usul katai putih

Solusi Fowler menjelaskan struktur internal katai putih, tetapi tidak menjelaskan mekanisme asal usulnya. Dua gagasan memainkan peran penting dalam menjelaskan asal usul katai putih: gagasan astronom Ernst Epic bahwa raksasa merah terbentuk dari bintang deret utama sebagai akibat dari pembakaran bahan bakar nuklir, dan asumsi yang dibuat oleh astronom Vasily Fesenkov tak lama setelah Perang Dunia II, bintang-bintang deret utama akan kehilangan massanya, dan kehilangan massa tersebut akan berdampak signifikan terhadap evolusi bintang. Asumsi ini sepenuhnya terkonfirmasi.

Reaksi rangkap tiga helium dan inti isotermal raksasa merah

Selama evolusi bintang deret utama, hidrogen “terbakar” - nukleosintesis dengan pembentukan helium (lihat siklus Bethe). Kelelahan seperti itu menyebabkan terhentinya pelepasan energi di bagian tengah bintang, kompresi dan, karenanya, peningkatan suhu dan kepadatan di intinya. Peningkatan suhu dan kepadatan inti bintang menyebabkan kondisi di mana sumber energi termonuklir baru diaktifkan: pembakaran helium (reaksi triple helium atau proses triple alpha), karakteristik raksasa merah dan supergiant.

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

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

+ 7,3 MeV.

Meskipun konsentrasi kesetimbangan 8 Be sangat rendah (misalnya, pada suhu ~10 8 K rasio konsentrasi [ 8 Be]/[ 4 He] ~10 −10), lajunya adalah sebagai berikut reaksi rangkap tiga helium ternyata cukup untuk mencapai keseimbangan hidrostatik baru di inti panas bintang. Ketergantungan pelepasan energi pada suhu dalam reaksi helium terner sangatlah tinggi, misalnya, untuk kisaran suhu ~1-2·10 8 K pelepasan energinya adalah:

di mana adalah konsentrasi parsial helium di inti (dalam kasus “kelelahan” hidrogen, konsentrasinya mendekati satu).

Namun perlu dicatat bahwa reaksi rangkap tiga helium dicirikan oleh pelepasan energi yang jauh lebih rendah dibandingkan siklus Bethe: dalam hal per satuan massa pelepasan energi selama “pembakaran” helium 10 kali lebih rendah dibandingkan selama “pembakaran” hidrogen. Ketika helium terbakar dan sumber energi di inti habis, reaksi nukleosintesis yang lebih kompleks dapat terjadi, namun, pertama, reaksi tersebut memerlukan suhu yang semakin tinggi, dan kedua, pelepasan energi per satuan massa dalam reaksi tersebut menurun seiring dengan bertambahnya massa massa. bertambah jumlah inti yang bereaksi.

Faktor tambahan yang tampaknya mempengaruhi evolusi inti raksasa merah adalah kombinasi sensitivitas suhu tinggi dari reaksi rangkap tiga helium dan reaksi fusi inti yang lebih berat dengan mekanismenya. pendinginan neutrino: pada suhu dan tekanan tinggi, foton dapat dihamburkan oleh elektron dengan pembentukan pasangan neutrino-antineutrino, yang dengan bebas membawa energi dari inti: bintang transparan terhadapnya. Kecepatan ini volumetrik pendinginan neutrino, berbeda dengan klasik dangkal Pendinginan foton tidak dibatasi oleh proses perpindahan energi dari bagian dalam bintang ke fotosfernya. Sebagai hasil dari reaksi nukleosintesis, keseimbangan baru tercapai di inti bintang, yang ditandai dengan suhu inti yang sama: inti isotermal(Gbr. 2).

Dalam kasus raksasa merah dengan massa yang relatif kecil (urutan Matahari), inti isotermal sebagian besar terdiri dari helium, dalam kasus bintang yang lebih masif - dari karbon dan unsur-unsur yang lebih berat. Namun, bagaimanapun juga, kepadatan inti isotermal tersebut sangat tinggi sehingga jarak antara elektron plasma yang membentuk inti menjadi sepadan dengan panjang gelombang De Broglie, yaitu kondisi degenerasi gas elektron terpenuhi. Perhitungan menunjukkan bahwa kepadatan inti isotermal sesuai dengan kepadatan katai putih Inti dari raksasa merah adalah katai putih.

Dengan demikian, terdapat batas atas massa katai putih (batas Chandrasekhar). Menariknya, untuk katai putih yang diamati terdapat batas bawah yang serupa: karena laju evolusi bintang sebanding dengan massanya, kita dapat mengamati katai putih bermassa rendah hanya sebagai sisa-sisa bintang yang berhasil berevolusi selama ini. periode awal pembentukan bintang di Alam Semesta hingga saat ini.

Fitur spektrum dan klasifikasi spektral

Katai putih diklasifikasikan ke dalam kelas spektral D yang terpisah (dari bahasa Inggris. Kerdil- katai), klasifikasi yang saat ini digunakan yang mencerminkan ciri-ciri spektrum katai putih, diusulkan pada tahun 1983 oleh Edward Zion; dalam klasifikasi ini kelas spektral ditulis dalam format berikut:

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

subkelas berikut didefinisikan:

• DA - garis deret hidrogen Balmer terdapat dalam spektrum, garis helium tidak teramati
• DB - spektrum mengandung garis helium He I, garis hidrogen atau logam tidak ada
• DC - spektrum kontinu tanpa garis serapan
• DO - garis helium He II yang kuat terdapat dalam spektrum, garis He I dan H mungkin juga ada
• DZ - garis logam saja, tidak ada garis H atau He
• DQ - garis karbon, termasuk molekul C 2

dan fitur spektral:

• P - polarisasi cahaya dalam medan magnet diamati
• H - polarisasi tidak diamati dengan adanya medan magnet
• Bintang tipe V - ZZ Ceti atau katai putih variabel lainnya
• X - spektrum aneh atau tidak dapat diklasifikasikan

Evolusi katai putih

Beras. 8. Nebula protoplanet NGC 1705. Serangkaian cangkang bulat terlihat, dilepaskan oleh raksasa merah, bintang itu sendiri tersembunyi oleh sabuk debu.

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

Pada saat yang sama, katai putih yang diamati, menurut spektrumnya, terutama dibagi menjadi dua kelompok besar - kelas spektral “hidrogen” DA, dalam spektrum yang tidak terdapat garis helium, yang membentuk ~80% populasi. katai putih, dan kelas spektral “helium” DB tanpa garis hidrogen dalam spektrumnya, yang merupakan sebagian besar dari 20% populasi yang tersisa. Alasan perbedaan komposisi atmosfer katai putih ini masih belum jelas sejak lama. Pada tahun 1984, Ico Iben mempertimbangkan skenario "keluarnya" katai putih dari raksasa merah berdenyut yang terletak di cabang raksasa asimtotik, pada fase denyut yang berbeda. Pada tahap akhir evolusi raksasa merah dengan massa hingga sepuluh massa matahari, sebagai akibat dari “terbakarnya” inti helium, terbentuklah inti yang mengalami degenerasi, yang sebagian besar terdiri dari karbon dan unsur-unsur yang lebih berat, dikelilingi oleh inti yang tidak mengalami degenerasi. sumber lapisan helium, tempat terjadinya reaksi rangkap tiga helium. Pada gilirannya, di atasnya terdapat sumber hidrogen berlapis, di mana reaksi termonuklir dari siklus Bethe terjadi, mengubah hidrogen menjadi helium, dikelilingi oleh cangkang hidrogen; dengan demikian, sumber lapisan hidrogen eksternal adalah “produsen” helium untuk sumber lapisan helium. Pembakaran helium di sumber lapisan dapat mengalami ketidakstabilan termal karena ketergantungannya pada suhu yang sangat tinggi, dan hal ini diperburuk oleh laju konversi hidrogen menjadi helium yang lebih tinggi dibandingkan dengan laju pembakaran helium; akibatnya adalah akumulasi helium, kompresinya hingga degenerasi dimulai, peningkatan tajam dalam laju reaksi rangkap tiga helium dan perkembangannya kilatan helium berlapis.

Dalam waktu yang sangat singkat (~30 tahun), luminositas sumber helium meningkat sedemikian rupa sehingga pembakaran helium masuk ke mode konvektif, lapisan tersebut mengembang, mendorong keluar sumber lapisan hidrogen, yang menyebabkan pendinginannya dan terhentinya pembakaran hidrogen. . Setelah kelebihan helium terbakar selama suar, luminositas lapisan helium berkurang, lapisan hidrogen terluar dari raksasa merah berkontraksi, dan sumber lapisan hidrogen menyala baru.

Iben mengemukakan bahwa raksasa merah yang berdenyut dapat melepaskan selubungnya, membentuk nebula planet, baik dalam fase kilatan helium maupun dalam fase diam dengan sumber hidrogen berlapis aktif, dan karena permukaan pemisahan selubung bergantung pada fase, maka ketika selubung tersebut dilepaskan selama kilatan helium, katai putih “helium” dari kelas spektral DB akan terekspos, dan ketika cangkang tersebut dilepaskan oleh raksasa dengan sumber hidrogen berlapis aktif, katai “hidrogen” DA akan terekspos; Durasi ledakan helium adalah sekitar 20% dari durasi siklus denyut, yang menjelaskan rasio katai hidrogen dan helium DA:DB ~ 80:20.

Bintang-bintang besar (7-10 kali lebih berat dari Matahari) pada suatu saat “membakar” hidrogen, helium, dan karbon dan berubah menjadi katai putih dengan inti kaya oksigen. Bintang SDSS 0922+2928 dan SDSS 1102+2054 dengan atmosfer yang mengandung oksigen menegaskan hal ini.

Karena katai putih tidak memiliki sumber energi termonuklir sendiri, katai putih memancarkan radiasi dari cadangan panasnya. Kekuatan radiasi suatu benda yang benar-benar hitam (daya terpadu pada seluruh spektrum) per satuan luas permukaan sebanding dengan pangkat empat suhu benda:

dimana adalah daya per satuan luas permukaan yang memancar, dan W/(m²·K 4) ​​​​adalah konstanta Stefan-Boltzmann.

Seperti yang telah disebutkan, suhu tidak masuk ke dalam persamaan keadaan gas elektron yang mengalami degenerasi - yaitu, jari-jari katai putih dan daerah emisinya tetap tidak berubah: akibatnya, pertama, untuk katai putih tidak ada massa - luminositas hubungan, tetapi ada hubungan usia - luminositas (hanya bergantung pada suhu, tetapi tidak pada luas permukaan yang memancar), dan, kedua, katai putih muda superpanas akan mendingin cukup cepat, karena fluks radiasi dan, karenanya, laju pendinginan sebanding dengan pangkat empat suhu.

Fenomena astronomi yang melibatkan katai putih

Emisi sinar-X dari katai putih

Beras. 9 Gambar sinar-X lembut Sirius. Komponen terangnya adalah katai putih Sirius B, komponen redupnya adalah Sirius A

Suhu permukaan katai putih muda - inti isotropik bintang setelah pelepasan cangkangnya - sangat tinggi - lebih dari 2·10 5 K, tetapi turun cukup cepat karena pendinginan neutrino dan radiasi dari permukaan. Katai putih yang sangat muda 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: foto Sirius yang diambil oleh teleskop sinar-X Chandra (lihat Gambar 9) dapat menjadi ilustrasi - di dalamnya ada katai putih Sirius B terlihat lebih terang dibandingkan Sirius A pada kelas spektral A1, yang jangkauan optiknya ~10.000 kali lebih terang dibandingkan Sirius B.

Suhu permukaan katai putih terpanas adalah 7·10 4 K, terdingin - ~5·10 3 K (lihat, misalnya, Bintang Van Maanen).

Keunikan radiasi katai putih dalam rentang sinar-X adalah kenyataan bahwa sumber utama radiasi sinar-X bagi mereka adalah fotosfer, yang secara tajam membedakannya dari bintang-bintang “normal”: bintang-bintang tersebut memiliki korona sinar-X. memanas hingga beberapa juta kelvin, dan suhu fotosfer terlalu rendah untuk emisi sinar-X.

Akresi ke katai putih dalam sistem biner

Selama evolusi bintang-bintang dengan massa berbeda dalam sistem biner, laju evolusi komponen-komponennya tidak sama, komponen yang lebih masif dapat berevolusi menjadi katai putih, sedangkan komponen yang kurang masif dapat tetap berada di deret utama saat ini. . Pada gilirannya, ketika komponen yang kurang masif meninggalkan deret utama selama evolusinya dan bertransisi ke cabang raksasa merah, ukuran bintang yang berevolusi mulai bertambah hingga memenuhi lobus Roche-nya. Karena lobus Roche dari komponen-komponen sistem biner bersentuhan pada titik Lagrange L1, maka pada tahap evolusi komponen yang kurang masif ini, melalui titik L1, terjadi aliran materi dari raksasa merah ke lobus Roche. katai putih dimulai dan pertambahan lebih lanjut materi kaya hidrogen ke permukaannya (lihat Gambar 10), yang mengarah pada sejumlah fenomena astronomi:

• Akresi non-stasioner pada katai putih jika pendampingnya adalah katai merah masif, menyebabkan munculnya nova katai (bintang tipe U Gem (UG)) dan bintang variabel bencana mirip nova.
• Akresi pada katai putih, yang memiliki medan magnet kuat, diarahkan ke wilayah kutub magnet katai putih, dan mekanisme radiasi siklotron dari plasma akresi di wilayah sirkumpolar medan magnet katai menyebabkan polarisasi radiasi yang kuat di wilayah terlihat (kutub dan kutub perantara).
• Akresi materi kaya hidrogen ke katai putih menyebabkan akumulasinya di permukaan (sebagian besar terdiri dari helium) dan pemanasan hingga suhu reaksi fusi helium, yang jika terjadi ketidakstabilan termal, menyebabkan ledakan yang diamati sebagai nova.
• Akresi yang cukup panjang dan intens pada katai putih masif menyebabkan massanya melebihi batas Chandrasekhar dan keruntuhan gravitasi, yang diamati sebagai ledakan supernova tipe Ia (lihat Gambar 11).

Catatan

1. Ya.B.Zeldovich, S.I.Blinnikov, N.I.Shakura.. - M.: Universitas Negeri Moskow, 1981.
2. Sinuosit yang diamati pada gerakan Sirius, Gambar. 320, Flammarion C., Les étoiles et les curiosités du ciel, tambahan dari “l’Astronomie populaire”, Marpon et Flammarion, 1882
3. Tentang gerakan yang tepat dari Procyon dan Sirius (Bahasa Inggris). (12/1844). Diarsipkan
4. Flammarion C. (1877). "Sahabat Sirius". Daftar astronomi 15 : 186-189. Diakses tanggal 05-01-2010.
5. van Maanen A. Dua Bintang Redup dengan Gerak Diri Besar. Publikasi Masyarakat Astronomi Pasifik(12/1917). - Jil. 29, Tidak. 172, hal. 258-259. Diarsipkan dari versi asli tanggal 23 Agustus 2011.
6. V.V.Ivanov. katai putih. astronot(17.09.2002). Diarsipkan dari versi asli tanggal 23 Agustus 2011. Diakses tanggal 6 Mei 2009.
7. Fowler R.H. Tentang materi padat (Bahasa Inggris). Pemberitahuan Bulanan Royal Astronomical Society(12/1926). Diarsipkan dari versi asli tanggal 23 Agustus 2011. Diakses tanggal 22 Juli 2009.
8. Chandrasekhar S. Massa Maksimum Katai Putih Ideal. Jurnal Astrofisika(07/1931). Diarsipkan dari versi asli tanggal 23 Agustus 2011. Diakses tanggal 22 Juli 2009.
9. Shklovsky I.S. Tentang sifat nebula planet dan intinya // Jurnal Astronomi. - 1956. - T. 33. - No. 3. - Hlm. 315-329.
10. Sistem klasifikasi spektral katai putih baru yang diusulkan, E. M. Sion, J. L. Greenstein, J. D. Landstreet, J. Liebert, H. L. Shipman, dan G. A. Wegner, Jurnal Astrofisika 269 , #1 (1 Juni 1983), hal. 253-257.
11. Leahy, DA; CY Zhang, Sun Kwok (1994). "Emisi sinar-X dua suhu dari nebula planet NGC 7293." Jurnal Astrofisika 422 : 205-207. Diakses tanggal 05-07-2010.
12. Iben Jr, I. (1984). “Tentang frekuensi inti nebula planet yang ditenagai oleh pembakaran helium dan frekuensi katai putih dengan atmosfer yang kekurangan hidrogen.” Jurnal Astrofisika 277 : 333-354. ISSN 0004-637X.
13. Sofia Neskuchnaya Seorang kurcaci menghirup oksigen (Rusia). koran.ru (13.11.09 10:35). Diarsipkan dari versi asli tanggal 23 Agustus 2011. Diakses tanggal 23 Mei 2011.
14. Sirius A dan B: Sistem Bintang Ganda di Konstelasi Canis Major // Album Foto Observatorium Sinar-X Chandra
15. Ivanov V.V. katai putih. Institut Astronomi dinamai menurut namanya. V.V. Diarsipkan dari versi asli tanggal 23 Agustus 2011. Diakses tanggal 6 Januari 2010.

literatur

• Deborah Jean Warner. Alvan Clark and Sons: Artis di bidang Optik. - Pers Smithsonian, 1968.
• Ya.B.Zeldovich, S.I.Blinnikov, N.I.Shakura. Dasar fisik dari struktur dan evolusi bintang. - M., 1981.
• Shklovsky I.S. Bintang: kelahiran, kehidupan dan kematian mereka. - M.: Nauka, 1984.
• Steven D. Kawaler, Igorʹ Dmitrievich Novikov, Ganesan Srinivasan, G. Meynet, Daniel Schaerer. Sisa-sisa bintang. - Springer, 1997. - ISBN 3540615202, 9783540615200
• Kippenhan R.Sejarah pertemuanKippenhan R. (Bahasa inggris) Rusia 100 Miliar Matahari: Kelahiran, Kehidupan dan Kematian Bintang = 100 Miliarden Sonnen / Transl. dengan dia. A. S. Dobroslavsky, B. B. Straumal, ed. I. M. Khalatnikova, A. V. Tutukova. - Dunia . - M., 1990. - 293 hal. - 88.000 eksemplar. - ISBN 5-03-001195-1
• Katai putih // Fisika luar angkasa: Ensiklopedia kecil. - M.: Ensiklopedia Soviet, 1986.

Lihat juga

Tautan

Katai putih
Pendidikan	Batas Chandrasekhar · Bintang PG 1159 · Evolusi bintang · Diagram Hertzsprung-Russell · Mirids
Evolusi

Dari mana asal katai putih?

Apa yang terjadi pada sebuah bintang di akhir masa hidupnya bergantung pada massa yang dimiliki bintang tersebut saat lahir. Bintang yang awalnya bermassa lebih besar akan berubah menjadi lubang hitam dan bintang neutron. Bintang bermassa rendah atau sedang (yang massanya kurang dari 8 massa matahari) akan menjadi katai putih. Katai putih pada umumnya kira-kira bermassa 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 terjadi di Matahari saat ini. Energi yang dihasilkan Matahari melalui fusi nuklir helium dari hidrogen menciptakan tekanan internal. Selama 5 miliar tahun ke depan, Matahari akan menghabiskan pasokan hidrogen di intinya.

Bintang dapat diumpamakan dengan panci bertekanan tinggi. Ketika wadah tertutup dipanaskan, tekanan di dalamnya meningkat. Hal serupa terjadi di Matahari; tentu saja, sebenarnya Matahari tidak bisa disebut wadah tertutup. Gravitasi bekerja pada materi bintang, mencoba memampatkannya, dan tekanan yang diciptakan oleh gas panas di inti mencoba memperluas bintang. Keseimbangan antara tekanan dan gravitasi sangatlah rumit.
Ketika Matahari kehabisan hidrogen, gravitasi akan mulai mendominasi keseimbangan ini dan bintang akan mulai menyusut. Namun, selama kompresi, terjadi pemanasan dan sebagian hidrogen yang tersisa di lapisan luar bintang mulai terbakar. Cangkang hidrogen yang terbakar ini memperluas lapisan terluar bintang. Jika ini terjadi, Matahari kita akan menjadi raksasa merah, menjadi sangat besar sehingga Merkurius akan ditelan seluruhnya. Saat bintang bertambah besar, ia mendingin. Namun, suhu inti raksasa merah meningkat hingga cukup panas untuk menyalakan helium (yang disintesis dari hidrogen). Nantinya, helium akan berubah menjadi karbon dan unsur yang lebih berat. Tahap dimana Matahari menjadi raksasa merah akan memakan waktu 1 miliar tahun, sedangkan tahap pembakaran hidrogen membutuhkan waktu 10 miliar tahun.

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

Kita sudah mengetahui 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 belum cukup panas untuk memulai pembakaran karbon. Sekarang apa?

Karena Matahari tidak cukup panas untuk membakar karbon, gravitasi akan mengambil alih kembali. Ketika bintang berkontraksi, energi dilepaskan, yang akan menyebabkan perluasan lebih lanjut pada cangkang bintang. Sekarang bintangnya akan menjadi 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 kehilangan substansinya. Hal ini akan terus berlanjut sampai bintang tersebut benar-benar melepaskan lapisan luarnya. Inti bintang akan tetap utuh dan menjadi katai putih. Katai putih akan dikelilingi oleh cangkang gas yang disebut nebula planet. Nebula disebut nebula planet karena pengamat awal mengira nebula tersebut mirip dengan planet Uranus dan Neptunus. Ada beberapa nebula planet yang bisa dilihat dengan teleskop amatir. Sekitar setengahnya, katai putih dapat dilihat di tengahnya menggunakan teleskop berukuran cukup sederhana.

Nebula planet adalah tanda transisi bintang bermassa sedang dari raksasa merah menjadi katai putih. Bintang-bintang yang massanya sebanding dengan Matahari kita akan berubah menjadi katai putih dalam waktu sekitar 75.000 tahun, dan secara bertahap melepaskan cangkangnya. Pada akhirnya, seperti Matahari kita, mereka secara bertahap akan mendingin dan berubah menjadi gumpalan karbon hitam, sebuah proses yang 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 samar maju dan mundur di Sirius, seolah-olah ada benda tak kasat mata yang berputar mengelilinginya. Pada tahun 1863, ahli kacamata dan perancang teleskop Alvan Clark menemukan objek misterius ini. Bintang pendampingnya kemudian diidentifikasi sebagai katai putih. Saat ini, pasangan ini dikenal sebagai Sirius A dan Sirius B, dimana 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. Tautan: Observatorium McDonald, NASA/SAO/CXC)

Karena katai putih berukuran sangat kecil sehingga sulit dideteksi, sistem biner adalah salah satu cara untuk mendeteksinya. Seperti halnya Sirius, jika sebuah bintang mempunyai jenis gerakan tertentu yang tidak dapat dijelaskan, maka dapat diketahui bahwa bintang tunggal tersebut sebenarnya adalah sistem ganda. Setelah diperiksa lebih dekat, seseorang dapat menentukan apakah bintang pendampingnya adalah katai putih. Teleskop Luar Angkasa Hubble, dengan cermin 2,4 meter dan optik yang ditingkatkan, berhasil mengamati katai putih menggunakan Wide-Field Planetary Camera. Pada bulan Agustus 1995, kamera ini digunakan untuk mengamati lebih dari 75 katai putih di gugus bola M4 di konstelasi Scorpius. Katai putih ini sangat redup sehingga yang paling terang di antara mereka tidak lebih terang dari bola lampu 100 watt pada jarak dari Bulan. M4 terletak 7.000 tahun cahaya dan merupakan gugus bola terdekat dengan kita. Usianya kira-kira 14 miliar tahun, itulah sebabnya sebagian besar bintang di gugus ini berada pada tahap akhir kehidupannya.