საიდან მოდის თეთრი ჯუჯები?

რა გახდება ვარსკვლავი მისი სიცოცხლის ბოლოს, დამოკიდებულია მასაზე, რომელიც ვარსკვლავს ჰქონდა დაბადებისას. ვარსკვლავები, რომლებსაც თავდაპირველად დიდი მასა ჰქონდათ, მთავრდება შავ ხვრელებად და ნეიტრონულ ვარსკვლავებად. დაბალი ან საშუალო მასის ვარსკვლავები (8 მზის მასაზე ნაკლები მასით) გახდებიან თეთრი ჯუჯები. ტიპიური თეთრი ჯუჯა დაახლოებით მზის მასაა და დედამიწაზე ოდნავ აღემატება. თეთრი ჯუჯა მატერიის ერთ-ერთი ყველაზე მკვრივი ფორმაა, რომელსაც სიმკვრივით მხოლოდ ნეიტრონული ვარსკვლავები და შავი ხვრელები აღემატება.

საშუალო მასის ვარსკვლავები, ისევე როგორც ჩვენი მზე, ცხოვრობენ თავიანთი ბირთვების წყალბადის ჰელიუმად გარდაქმნით. ეს პროცესი ამჟამად მზეზე მიმდინარეობს. მზის მიერ წყალბადის ჰელიუმის შერწყმის შედეგად წარმოქმნილი ენერგია შიდა წნევას ქმნის. მომდევნო 5 მილიარდ წელიწადში მზე გამოიყენებს წყალბადის მარაგს მის ბირთვში.

ვარსკვლავი შეიძლება შევადაროთ წნევის გაზქურას. როდესაც დალუქული კონტეინერი თბება, წნევა იზრდება. მსგავსი რამ ხდება მზეზეც, რა თქმა უნდა, მკაცრად რომ ვთქვათ, მზეს ჰერმეტული კონტეინერი არ შეიძლება ეწოდოს. გრავიტაცია მოქმედებს ვარსკვლავის მატერიაზე და ცდილობს მის შეკუმშვას, ხოლო ბირთვში არსებული ცხელი აირის მიერ შექმნილი წნევა ცდილობს ვარსკვლავის გაფართოებას. ბალანსი წნევასა და გრავიტაციას შორის ძალიან დელიკატურია.
როდესაც მზეს წყალბადი ამოიწურება, ეს ბალანსი დაიწყებს გრავიტაციაზე დომინირებას და ვარსკვლავი დაიწყებს შეკუმშვას. თუმცა შეკუმშვის დროს ხდება გათბობა და ვარსკვლავის გარე შრეებში დარჩენილი წყალბადის ნაწილი იწყებს წვას. წყალბადის ეს დამწვარი გარსი აფართოებს ვარსკვლავის გარე ფენებს. როდესაც ეს მოხდება, ჩვენი მზე გახდება წითელი გიგანტი, ის იმდენად დიდი გახდება, რომ მერკური მთლიანად გადაყლაპავს. როდესაც ვარსკვლავი იზრდება ზომაში, ის კლებულობს. თუმცა, წითელი გიგანტის ბირთვის ტემპერატურა იზრდება მანამ, სანამ ის საკმარისად მაღალი იქნება ჰელიუმის (წყალბადისგან სინთეზირებული) აალებისთვის. საბოლოოდ, ჰელიუმი გადაიქცევა ნახშირბადად და უფრო მძიმე ელემენტებად. სტადიას, რომელშიც მზე წითელი გიგანტია, 1 მილიარდი წელი დასჭირდება, წყალბადის წვის სტადიას კი 10 მილიარდი.

გლობულური მტევანი M4. მიწისზე დაფუძნებული ოპტიკური სურათი (მარცხნივ) და ჰაბლის სურათი (მარჯვნივ). თეთრი ჯუჯები მონიშნულია წრეებით. მითითება: ჰარვი რიჩერი (ბრიტანული კოლუმბიის უნივერსიტეტი, ვანკუვერი, კანადა), M. Bolte (კალიფორნიის უნივერსიტეტი, სანტა კრუზი) და NASA/ESA

ჩვენ უკვე ვიცით, რომ ჩვენი მზის მსგავსი საშუალო მასის ვარსკვლავები წითელი გიგანტები გახდებიან. მაგრამ რა მოხდება შემდეგ? ჩვენი წითელი გიგანტი ჰელიუმისგან ნახშირბადს გამოიმუშავებს. როდესაც ჰელიუმი ამოიწურება, ბირთვი არ იქნება საკმარისად ცხელი, რომ დაიწყოს ნახშირბადის წვა. Ახლა რა?

იმის გამო, რომ მზე არ იქნება საკმარისად ცხელი ნახშირბადის დასაწვავად, გრავიტაცია კვლავ აითვისებს. როდესაც ვარსკვლავი იკუმშება, ენერგია გამოიყოფა, რაც გამოიწვევს ვარსკვლავის გარსის შემდგომ გაფართოებას. ახლა ვარსკვლავი კიდევ უფრო დიდი იქნება, ვიდრე ადრე! ჩვენი მზის რადიუსი უფრო დიდი გახდება, ვიდრე დედამიწის ორბიტის რადიუსი!

ამ პერიოდში მზე არასტაბილური გახდება და დაკარგავს თავის ნივთიერებას. ეს გაგრძელდება მანამ, სანამ ვარსკვლავი მთლიანად არ დატოვებს თავის გარე ფენებს. ვარსკვლავის ბირთვი ხელუხლებელი დარჩება და გახდება თეთრი ჯუჯა. თეთრ ჯუჯას გარშემორტყმული იქნება გაზის გაფართოებული გარსი, რომელსაც პლანეტარული ნისლეული ეწოდება. ნისლეულებს პლანეტურს უწოდებენ, რადგან ადრეული დამკვირვებლები ფიქრობდნენ, რომ ისინი ჰგავდნენ პლანეტებს ურანს და ნეპტუნს. არსებობს რამდენიმე პლანეტარული ნისლეული, რომელთა დანახვა შესაძლებელია სამოყვარულო ტელესკოპით. მათგან დაახლოებით ნახევარში თეთრი ჯუჯა ჩანს ცენტრში, საკმაოდ მოკრძალებული ტელესკოპის გამოყენებით.

პლანეტარული ნისლეული არის საშუალო მასის ვარსკვლავის წითელი გიგანტის სტადიიდან თეთრი ჯუჯის სტადიაზე გადასვლის ნიშანი. ჩვენი მზის მასით შედარებული ვარსკვლავები დაახლოებით 75000 წელიწადში თეთრ ჯუჯებად გადაიქცევიან და თანდათანობით გარს ჩამოიფანტებიან. საბოლოოდ, ჩვენი მზის მსგავსად, ისინი თანდათან გაცივდებიან და ნახშირბადის შავ გროვად გადაიქცევიან, პროცესი, რომელსაც დაახლოებით 10 მილიარდი წელი დასჭირდება.

თეთრი ჯუჯების დაკვირვება

თეთრ ჯუჯებზე დაკვირვების რამდენიმე გზა არსებობს. პირველი აღმოჩენილი თეთრი ჯუჯა არის სირიუსის კომპანიონი ვარსკვლავი, კაშკაშა ვარსკვლავი თანავარსკვლავედის Canis Major-ში. 1844 წელს ასტრონომმა ფრიდრიხ ბესელმა სირიუსში შეამჩნია სუსტი წინ და უკან მოძრაობა, თითქოს მის ირგვლივ უხილავი ობიექტი ტრიალებს. 1863 წელს ოპტიკოსმა და ტელესკოპის დიზაინერმა ელვან კლარკმა აღმოაჩინა ეს იდუმალი ობიექტი. კომპანიონი ვარსკვლავი მოგვიანებით გაირკვა, როგორც თეთრი ჯუჯა. ეს წყვილი ახლა ცნობილია როგორც Sirius A და Sirius B, სადაც B არის თეთრი ჯუჯა. ამ სისტემის ორბიტალური პერიოდი 50 წელია.

ისარი მიუთითებს თეთრ ჯუჯაზე, Sirius B-ზე, უფრო დიდი Sirius A-ს გვერდით. Ref: McDonald Observatory,NASA/SAO/CXC)

იმის გამო, რომ თეთრი ჯუჯები ძალიან მცირეა და, შესაბამისად, ძნელი ამოსაცნობია, ორობითი სისტემები მათი აღმოჩენის ერთ-ერთი გზაა. როგორც სირიუსის შემთხვევაში, თუ ვარსკვლავს აქვს რაღაც აუხსნელი მოძრაობა, შეიძლება აღმოჩნდეს, რომ ერთი ვარსკვლავი სინამდვილეში მრავალჯერადი სისტემაა. უფრო მჭიდრო შემოწმების შემდეგ შეიძლება დადგინდეს, არის თუ არა კომპანიონი ვარსკვლავი თეთრი ჯუჯა. ჰაბლის კოსმოსურმა ტელესკოპმა, თავისი 2,4 მეტრიანი სარკით და გაუმჯობესებული ოპტიკით, წარმატებით დააკვირდა თეთრ ჯუჯებს ფართო კუთხის პლანეტარული კამერის გამოყენებით. 1995 წლის აგვისტოში ამ კამერით 75-ზე მეტი თეთრი ჯუჯა დაფიქსირდა გლობულურ გროვაში M4 თანავარსკვლავედის მორიელში. ეს თეთრი ჯუჯები იმდენად სუსტი იყვნენ, რომ მათგან ყველაზე კაშკაშა ანათებდა არაუმეტეს 100 ვტ ნათურას მთვარედან დაშორებით. M4 ჩვენგან 7000 სინათლის წლითაა დაშორებული და ჩვენთან უახლოესი გლობულური გროვაა. მისი ასაკი დაახლოებით 14 მილიარდი წელია, რის გამოც ამ გროვის ვარსკვლავების უმეტესობა სიცოცხლის ბოლო სტადიაშია.

თეთრი ჯუჯები განვითარებული ვარსკვლავებია, რომელთა მასა არ აღემატება ჩანდრასეხარის ზღვარს (მაქსიმალური მასა, რომლითაც ვარსკვლავი შეიძლება არსებობდეს როგორც თეთრი ჯუჯა), მოკლებული თერმობირთვული ენერგიის საკუთარ წყაროებს. თეთრი ჯუჯები არის კომპაქტური ვარსკვლავები, რომელთა მასები შედარებულია ან აღემატება მზის მასას, მაგრამ რადიუსით 100-ჯერ ნაკლები და, შესაბამისად, ბოლომეტრიული სიკაშკაშე ~ 10000-ჯერ უფრო მცირე, ვიდრე მზის. მატერიის საშუალო სიმკვრივე თეთრ ჯუჯებში მათ ფოტოსფეროებში არის 105-109 გ/სმ 3, რაც თითქმის მილიონჯერ აღემატება მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავების სიმკვრივეს. გავრცელების მიხედვით, თეთრი ჯუჯები შეადგენენ, სხვადასხვა შეფასებით, ჩვენი გალაქტიკის ვარსკვლავური მოსახლეობის 3-10%-ს. შეფასების გაურკვევლობა გამოწვეულია შორეულ თეთრ ჯუჯებზე დაკვირვების სირთულით მათი დაბალი სიკაშკაშის გამო.
თეთრი ჯუჯები წარმოადგენს მზის მასის მსგავსი პატარა ვარსკვლავის ევოლუციის ბოლო ეტაპს. როდესაც მთელი წყალბადი ვარსკვლავის ცენტრში, მაგალითად, ჩვენი მზის მსგავსად, იწვის, მისი ბირთვი იკუმშება მაღალ სიმკვრივემდე, ხოლო გარე ფენები დიდად ფართოვდება და, რომელსაც თან ახლავს სიკაშკაშის ზოგადი დაქვეითება, ვარსკვლავი იქცევა. პულსირებული წითელი გიგანტი შემდეგ აშორებს თავის კონვერტს, რადგან ვარსკვლავის გარე ფენები თავისუფლად არის მიბმული ცხელ და ძალიან მკვრივ ცენტრალურ ბირთვთან. შემდგომში, ეს ჭურვი ხდება გაფართოებული პლანეტარული ნისლეული. როგორც ხედავთ, წითელი გიგანტები და თეთრი ჯუჯები ძალიან მჭიდრო კავშირშია. ბირთვის შეკუმშვა ხდება უკიდურესად მცირე ზომებში, მაგრამ, მიუხედავად ამისა, არ აღემატება ჩანდრასეხარის ზღვარს, ანუ ვარსკვლავის მასის ზედა ზღვარს, რომლის დროსაც ის შეიძლება არსებობდეს როგორც თეთრი ჯუჯა.

პირველი აღმოჩენილი თეთრი ჯუჯა იყო ვარსკვლავი 40 Eridani B სამმაგი სისტემა 40 Eridani, რომელიც ჯერ კიდევ 1785 წელს უილიამ ჰერშელმა შეიტანეს ორმაგი ვარსკვლავების კატალოგში. 1910 წელს ჰენრი ნორის რასელმა ყურადღება გაამახვილა 40 ერიდანი B-ის ანომალიურად დაბალ სიკაშკაშეზე მისი მაღალი ფერის ტემპერატურაზე, რამაც მოგვიანებით ასეთი ვარსკვლავების გამოყოფა თეთრი ჯუჯების ცალკეულ კლასად გამოიყენა.

მეორე აღმოჩენილი თეთრი ჯუჯა იყო სირიუს B - ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავი დედამიწის ცაზე. 1844 წელს გერმანელმა ასტრონომმა და მათემატიკოსმა ფრიდრიხ ბესელმა სირიუსზე დაკვირვებისას აღმოაჩინა ვარსკვლავის უმნიშვნელო გადახრა სწორხაზოვანი მოძრაობიდან და გამოთქვა ვარაუდი, რომ სირიუსს ჰქონდა უხილავი მასიური თანამგზავრის ვარსკვლავი. მისი ვარაუდი დადასტურდა უკვე 1862 წელს, როდესაც ამერიკელმა ასტრონომმა და ტელესკოპის დიზაინერმა ალვან გრეჰემ კლარკმა, იმ დროს უდიდესი რეფრაქტორის რეგულირებისას, აღმოაჩინა ბუნდოვანი ვარსკვლავი სირიუსის მახლობლად, რომელსაც მოგვიანებით სირიუს B უწოდეს.

თეთრ ჯუჯას Sirius B-ს აქვს დაბალი სიკაშკაშე და გრავიტაციული ველი საკმაოდ შესამჩნევად მოქმედებს მის ნათელ კომპანიონზე, რაც იმაზე მეტყველებს, რომ ამ ვარსკვლავს აქვს უკიდურესად მცირე რადიუსი მნიშვნელოვანი მასით. ამგვარად, პირველად აღმოაჩინეს ობიექტის ტიპი, რომელსაც თეთრი ჯუჯები ჰქვია.

მესამე აღმოჩენილი თეთრი ჯუჯა იყო პროციონ ბ. 1844 წელს, კონიგსბერგის ობსერვატორიის დირექტორმა, ფრიდრიხ ბესელმა, დაკვირვების მონაცემების გაანალიზებით, აღმოაჩინა, რომ პროციონი პერიოდულად, თუმცა ძალიან სუსტად, გადაიხრება ციურ სფეროში მოძრაობის სწორხაზოვანი ტრაექტორიიდან. ბესელმა დაასკვნა, რომ პროციონს უნდა ჰქონდეს მჭიდრო თანამგზავრი. მკრთალი თანამგზავრი შეუმჩნეველი რჩებოდა და მისი მასა საკმაოდ დიდი უნდა ყოფილიყო - სირიუსის და პროციონის მასასთან შედარებით. 1896 წელს ამერიკელმა ასტრონომმა D.M. Scheberle-მა აღმოაჩინა Procyon B, რითაც დაადასტურა ბესელის წინასწარმეტყველება.

თეთრი ჯუჯების წარმოშობა

თეთრი ჯუჯების გენეზის ახსნაში გადამწყვეტი როლი ითამაშა ორმა იდეამ: ასტრონომ ერნსტ ეპიკის იდეა, რომ წითელი გიგანტები წარმოიქმნება ძირითადი მიმდევრობის ვარსკვლავებისგან ბირთვული საწვავის დაწვის შედეგად, და ასტრონომ ვასილი ფესენკოვის ვარაუდი, რომელიც ცოტა ხნის წინ გააკეთა. მეორე მსოფლიო ომის შემდეგ მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავებმა უნდა დაკარგონ მასა და ამ მასის დაკარგვამ მნიშვნელოვანი გავლენა უნდა მოახდინოს . ეს ვარაუდები სრულად დადასტურდა.

თეთრი ჯუჯები შედგება ნახშირბადისა და ჟანგბადისგან, წყალბადისა და ჰელიუმის მცირე დანამატებით, მაგრამ მასიურ, მაღალგანვითარებულ ვარსკვლავებს შეიძლება ჰქონდეთ ბირთვი, რომელიც შედგება ჟანგბადისგან, ნეონის ან მაგნიუმისგან. მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავების ევოლუციის დროს წყალბადი "იწვება" - ნუკლეოსინთეზი ჰელიუმის წარმოქმნით. ასეთი დამწვრობა იწვევს ვარსკვლავის ცენტრალურ ნაწილებში ენერგიის გამოყოფის შეწყვეტას, შეკუმშვას და, შესაბამისად, მის ბირთვში ტემპერატურისა და სიმკვრივის მატებას. ვარსკვლავის ბირთვში ტემპერატურისა და სიმკვრივის მატება იწვევს პირობებს, რომლებშიც გააქტიურებულია თერმობირთვული ენერგიის ახალი წყარო: ჰელიუმის წვა (სამმაგი ჰელიუმის რეაქცია ან სამმაგი ალფა პროცესი), რაც დამახასიათებელია წითელი გიგანტებისა და სუპერგიგანტებისთვის.

თეთრ ჯუჯებს აქვთ უკიდურესად მაღალი სიმკვრივე (106 გ/სმ3). თეთრი ჯუჯა გრავიტაციული წონასწორობის მდგომარეობაშია და მისი წნევა განისაზღვრება დეგენერირებული ელექტრონის გაზის წნევით. თეთრი ჯუჯის ზედაპირის ტემპერატურა მაღალია - 100,000 K-დან 200,000 K-მდე. თეთრი ჯუჯების მასები ახლოსაა მზის მასებთან. თეთრი ჯუჯებისთვის არსებობს მასა-რადიუსის კავშირი და რაც უფრო დიდია მასა მით უფრო მცირეა რადიუსი. თეთრი ჯუჯების უმეტესობის რადიუსი შედარებულია დედამიწის რადიუსთან.

თეთრი ჯუჯის სასიცოცხლო ციკლი, ამის შემდეგ, სტაბილური რჩება მის გაციებამდე, როდესაც ვარსკვლავი კარგავს სიკაშკაშეს და ხდება უხილავი, შედის ე.წ. "", - ევოლუციის საბოლოო შედეგის ეტაპზე, თუმცა ეს ტერმინი არის თანამედროვე ლიტერატურაში სულ უფრო ნაკლებად გამოიყენება.

თეთრი ჯუჯები - ასტრონომიის ისტორიაში ერთ-ერთი ყველაზე მომხიბვლელი თემა: პირველად აღმოაჩინეს ციური სხეულები ისეთი თვისებებით, რომლებიც ძალიან შორსაა იმისგან, რომლებთანაც ჩვენ საქმე გვაქვს დედამიწაზე. და, დიდი ალბათობით, თეთრი ჯუჯების გამოცანის ამოხსნამ საფუძველი ჩაუყარა სამყაროს სადღაც სხვადასხვა კუთხეში დამალული მატერიის იდუმალი ბუნების კვლევას.

სამყაროში ბევრი თეთრი ჯუჯაა. ერთ დროს ისინი იშვიათად ითვლებოდნენ, მაგრამ პალომარის მთის ობსერვატორიაში (აშშ) მიღებული ფოტოგრაფიული ფირფიტების ფრთხილად შესწავლამ აჩვენა, რომ მათი რიცხვი აღემატება 1500-ს. შესაძლებელი იყო თეთრი ჯუჯების სივრცითი სიმკვრივის შეფასება: გამოდის, რომ უნდა არსებობდეს. დაახლოებით 100 ასეთი ვარსკვლავი. თეთრი ჯუჯების აღმოჩენის ისტორია თარიღდება მე-19 საუკუნის დასაწყისით, როდესაც ფრიდრიხ ვილჰელმ ბესელმა, რომელიც თვალყურს ადევნებს ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავის სირიუსის მოძრაობას, აღმოაჩინა, რომ მისი გზა არ არის სწორი ხაზი, მაგრამ აქვს ტალღის მსგავსი ხასიათი. ვარსკვლავის სწორი მოძრაობა არ იყო სწორ ხაზზე; თითქოს გვერდიდან გვერდზე გადაინაცვლა, ძლივს შესამჩნევად. 1844 წლისთვის, სირიუსის პირველი დაკვირვებებიდან დაახლოებით ათი წლის შემდეგ, ბესელმა დაასკვნა, რომ სირიუსის გვერდით მეორე ვარსკვლავია, რომელიც უხილავია, აქვს სირიუსზე გრავიტაციული ეფექტი; ეს ვლინდება სირიუსის მოძრაობის რყევებით. კიდევ უფრო საინტერესო იყო ის ფაქტი, რომ თუ ბნელი კომპონენტი ნამდვილად არსებობს, მაშინ ორივე ვარსკვლავის რევოლუციის პერიოდი საერთო სიმძიმის ცენტრთან შედარებით დაახლოებით 50 წელია.

იჩქარეთ 1862 წლამდე. და გერმანიიდან კემბრიჯში, მასაჩუსეტსი (აშშ). ალვან კლარკი, აშშ-ში ტელესკოპების უმსხვილესი მშენებელი, მისისიპის სახელმწიფო უნივერსიტეტმა დაავალა 18,5 დიუმიანი (46 სმ) ობიექტური ლინზებით ტელესკოპის აშენება, რომელიც უნდა ყოფილიყო მსოფლიოში ყველაზე დიდი ტელესკოპი. მას შემდეგ, რაც კლარკმა დაასრულა ტელესკოპის ლინზის დამუშავება, საჭირო გახდა იმის შემოწმება, უზრუნველყოფილი იყო თუ არა მისი ზედაპირის ფორმის აუცილებელი სიზუსტე. ამ მიზნით ლინზა მოძრავ მილში დაამონტაჟეს და მიმართეს სირიუსს - ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავს, რომელიც საუკეთესო ობიექტია ლინზების შესამოწმებლად და მათი დეფექტების გამოსავლენად. ტელესკოპის მილის პოზიციის დაფიქსირებისას, ალვან კლარკმა დაინახა სუსტი "მოჩვენება", რომელიც გამოჩნდა ტელესკოპის ხედვის ველის აღმოსავლეთ კიდეზე სირიუსის ანარეკლში. შემდეგ, როდესაც სამყარო გადავიდა, თავად სირიუსი გამოჩნდა. მისი გამოსახულება დამახინჯდა – ჩანდა, რომ „მოჩვენება“ ლინზას ნაკლი იყო, რომელიც ლინზის ექსპლუატაციაში ჩართვამდე უნდა გამოსწორდეს. თუმცა, ეს მკრთალი ვარსკვლავი, რომელიც ტელესკოპის ხედვის ველში გამოჩნდა, ბესელის მიერ ნაწინასწარმეტყველები სირიუსის კომპონენტი აღმოჩნდა. დასასრულს, უნდა დავამატოთ, რომ პირველი მსოფლიო ომის დაწყების გამო, კლარკის ტელესკოპი არასოდეს გაგზავნილა მისისიპში - ის დამონტაჟდა დირბონის ობსერვატორიაში, ჩიკაგოს მახლობლად, და ობიექტივი გამოიყენება დღემდე, მაგრამ განსხვავებული ინსტალაცია.

Ამგვარად, სირიუსი გახდა საერთო ინტერესისა და მრავალი კვლევის საგანი, რადგან ბინარული სისტემის ფიზიკურმა მახასიათებლებმა ასტრონომები დააინტერესა. სირიუსის მოძრაობის თავისებურებების, დედამიწიდან მისი დაშორებისა და მართკუთხა მოძრაობიდან გადახრების ამპლიტუდის გათვალისწინებით, ასტრონომებმა მოახერხეს სისტემის ორივე ვარსკვლავის მახასიათებლების დადგენა, სახელწოდებით Sirius A და Sirius B. ორივეს საერთო მასა. ვარსკვლავები მზის მასაზე 3,4-ჯერ მეტი აღმოჩნდა. დადგინდა, რომ ვარსკვლავებს შორის მანძილი თითქმის 20-ჯერ აღემატება მზესა და დედამიწას შორის მანძილს, ანუ დაახლოებით უდრის მზესა და ურანს შორის მანძილს; ორბიტის პარამეტრების გაზომვის საფუძველზე მიღებული Sirius A-ს მასა მზის მასაზე 2,5-ჯერ მეტი აღმოჩნდა, ხოლო Sirius B-ის მასა იყო მზის მასის 95%. ორივე ვარსკვლავის სიკაშკაშის დადგენის შემდეგ, დადგინდა, რომ სირიუსი A სირიუს B-ზე თითქმის 10000-ჯერ კაშკაშაა. სირიუს A-ს აბსოლუტური სიდიდიდან ვიცით, რომ ის მზეზე დაახლოებით 35,5-ჯერ კაშკაშაა. აქედან გამომდინარეობს, რომ მზის სიკაშკაშე 300-ჯერ მეტია Sirius B-ის სიკაშკაშეზე. ნებისმიერი ვარსკვლავის სიკაშკაშე დამოკიდებულია ვარსკვლავის ზედაპირის ტემპერატურაზე და მის ზომაზე, ანუ დიამეტრზე. მეორე კომპონენტის სიახლოვე უფრო კაშკაშა სირიუს A-სთან უკიდურესად ართულებს მისი სპექტრის განსაზღვრას, რაც აუცილებელია ვარსკვლავის ტემპერატურის დასაყენებლად. 1915 წელს იმ დროის უდიდესი ობსერვატორიის, მთა ვილსონის (აშშ) არსებული ყველა ტექნიკური საშუალების გამოყენებით, მიიღეს სირიუსის სპექტრის წარმატებული ფოტოები.

ამან გამოიწვია მოულოდნელი აღმოჩენა: თანამგზავრის ტემპერატურა იყო 8000 კ, მაშინ როცა მზეს აქვს 5700 კ ტემპერატურა. ამრიგად, თანამგზავრი ფაქტობრივად მზეზე ცხელი აღმოჩნდა, რაც იმას ნიშნავდა, რომ მისი ზედაპირის ერთეულის სიკაშკაშეც უფრო დიდი იყო. მართლაც, მარტივი გამოთვლა აჩვენებს, რომ ამ ვარსკვლავის ყოველი სანტიმეტრი ოთხჯერ მეტ ენერგიას ასხივებს, ვიდრე მზის ზედაპირის კვადრატული სანტიმეტრი. აქედან გამომდინარეობს, რომ თანამგზავრის ზედაპირი მზის ზედაპირზე 300*10 4-ჯერ მცირე უნდა იყოს, ხოლო Sirius B-ს დიამეტრი უნდა ჰქონდეს დაახლოებით 40000 კმ. თუმცა, ამ ვარსკვლავის მასა არის მზის მასის 95%. ეს ნიშნავს, რომ მატერიის უზარმაზარი რაოდენობა უნდა იყოს შეფუთული უკიდურესად მცირე მოცულობაში, სხვა სიტყვებით რომ ვთქვათ, ვარსკვლავი უნდა იყოს მკვრივი. მარტივი არითმეტიკული ოპერაციების შედეგად ვხვდებით, რომ თანამგზავრის სიმკვრივე თითქმის 100000-ჯერ აღემატება წყლის სიმკვრივეს. ამ ნივთიერების კუბური სანტიმეტრი დედამიწაზე იწონის 100 კგ-ს, ხოლო 0,5 ლიტრი ასეთი ნივთიერების წონა დაახლოებით 50 ტონას.

ეს არის პირველი თეთრი ჯუჯის აღმოჩენის ისტორია. ახლა კი საკუთარ თავს ვუსვამთ კითხვას: როგორ შეიძლება ნივთიერების შეკუმშვა ისე, რომ მისი ერთი კუბური სანტიმეტრი იწონის 100 კგ-ს? როდესაც მაღალი წნევის შედეგად მატერია შეკუმშულია მაღალ სიმკვრივემდე, როგორც თეთრ ჯუჯებში, მოქმედებს სხვა ტიპის წნევა, ე.წ. „დეგენერაციული წნევა“. ის ჩნდება მატერიის ყველაზე ძლიერი შეკუმშვით ვარსკვლავის ნაწლავებში. ეს არის შეკუმშვა და არა მაღალი ტემპერატურა, რაც იწვევს დეგენერაციულ წნევას.

ძლიერი შეკუმშვის გამო ატომები იმდენად მჭიდროდ არის შეფუთული, რომ ელექტრონული ჭურვები იწყებენ ერთმანეთში შეღწევას. თეთრი ჯუჯის გრავიტაციული შეკუმშვა ხდება დიდი ხნის განმავლობაში და ელექტრონული გარსები აგრძელებენ ერთმანეთში შეღწევას მანამ, სანამ ბირთვებს შორის მანძილი არ გახდება უმცირესი ელექტრონული გარსის რადიუსის რიგი. შიდა ელექტრონული გარსები არის შეუღწევადი ბარიერი, რომელიც ხელს უშლის შემდგომ შეკუმშვას. მაქსიმალური შეკუმშვისას ელექტრონები აღარ არიან მიბმული ცალკეულ ბირთვებთან, მაგრამ თავისუფლად მოძრაობენ მათთან შედარებით. ბირთვებიდან ელექტრონების გამოყოფის პროცესი ხდება წნევის იონიზაციის შედეგად. როდესაც იონიზაცია სრულდება, ელექტრონული ღრუბელი მოძრაობს უფრო მძიმე ბირთვების გისოსებთან შედარებით, ისე, რომ თეთრი ჯუჯის მატერია იძენს ლითონებისთვის დამახასიათებელ გარკვეულ ფიზიკურ თვისებებს. ასეთ ნივთიერებაში ენერგია ზედაპირზე გადადის ელექტრონებით, ისევე როგორც სითბო ნაწილდება ერთი ბოლოდან გაცხელებული რკინის ღეროზე.

მაგრამ ელექტრონული გაზი უჩვეულო თვისებებს ავლენს. ელექტრონების შეკუმშვისას მათი სიჩქარე უფრო და უფრო იზრდება, რადგან, როგორც ვიცით, ფუნდამენტური ფიზიკური პრინციპის მიხედვით, ფაზის მოცულობის ერთსა და იმავე ელემენტში მდებარე ორ ელექტრონს არ შეიძლება ჰქონდეს იგივე ენერგია. ამიტომ, იმისათვის, რომ არ დაიკავონ იგივე მოცულობის ელემენტი, ისინი უნდა იმოძრაონ უზარმაზარი სიჩქარით. ყველაზე მცირე დასაშვები მოცულობა დამოკიდებულია ელექტრონის სიჩქარის დიაპაზონზე. თუმცა, საშუალოდ, რაც უფრო დაბალია ელექტრონების სიჩქარე, მით მეტია მინიმალური მოცულობა, რაც მათ შეუძლიათ დაიკავონ. სხვა სიტყვებით რომ ვთქვათ, უსწრაფესი ელექტრონები უმცირეს მოცულობას იკავებენ.

მიუხედავად იმისა, რომ ცალკეული ელექტრონები ჩქარობენ ირგვლივ მილიონობით გრადუსიანი შიდა ტემპერატურის შესაბამისი სიჩქარით, მთლიანობაში ელექტრონების სრული ანსამბლის ტემპერატურა დაბალი რჩება. დადგენილია, რომ ჩვეულებრივი თეთრი ჯუჯის გაზის ატომები ქმნიან მჭიდროდ შეფუთული მძიმე ბირთვების გისოსს, რომლის მეშვეობითაც გადაგვარებული ელექტრონული გაზი მოძრაობს. ვარსკვლავის ზედაპირთან უფრო ახლოს, დეგენერაცია სუსტდება და ზედაპირზე ატომები ბოლომდე არ იონიზირებულია, ამიტომ მატერიის ნაწილი ჩვეულებრივ აირისებრ მდგომარეობაშია. თეთრი ჯუჯების ფიზიკური მახასიათებლების ცოდნა, ჩვენ შეგვიძლია ავაშენოთ მათი ვიზუალური მოდელი. დავიწყოთ ამით თეთრი ჯუჯებიაქვს ატმოსფერო. ჯუჯების სპექტრის ანალიზს მივყავართ დასკვნამდე, რომ მათი ატმოსფეროს სისქე მხოლოდ რამდენიმე ასეული მეტრია. ამ ატმოსფეროში ასტრონომები აღმოაჩენენ სხვადასხვა ნაცნობ ქიმიურ ელემენტებს. ცნობილია თეთრი ჯუჯებიორი სახის - ცივი და ცხელი. უფრო ცხელი თეთრი ჯუჯების ატმოსფერო შეიცავს წყალბადს, თუმცა ის ალბათ არ აღემატება 0,05%-ს. მიუხედავად ამისა, წყალბადი, ჰელიუმი, კალციუმი, რკინა, ნახშირბადი და ტიტანის ოქსიდიც კი აღმოჩენილი იქნა ამ ვარსკვლავების სპექტრის ხაზებიდან. ცივი თეთრი ჯუჯების ატმოსფერო თითქმის მთლიანად ჰელიუმისგან შედგება; წყალბადს შეიძლება ჰქონდეს ერთ ატომზე ნაკლები მილიონში. თეთრი ჯუჯების ზედაპირის ტემპერატურა მერყეობს 5000 K-დან „ცივი“ ვარსკვლავებისთვის 50000 K-მდე „ცხელებისთვის“. თეთრი ჯუჯის ატმოსფეროს ქვეშ დევს არადეგენერირებული მატერიის რეგიონი, რომელიც შეიცავს მცირე რაოდენობით თავისუფალ ელექტრონებს. ამ ფენის სისქე 160 კმ-ია, რაც ვარსკვლავის რადიუსის დაახლოებით 1%-ია. ეს ფენა შეიძლება დროთა განმავლობაში შეიცვალოს, მაგრამ თეთრი ჯუჯის დიამეტრი მუდმივი რჩება და დაახლოებით 40000 კმ-ს უდრის.

ჩვეულებრივ, თეთრი ჯუჯებიარ შემცირდეს ზომა ამ მდგომარეობის მიღწევის შემდეგ. ისინი იქცევიან, როგორც მაღალ ტემპერატურაზე გახურებული თოფის ბურთი; ბირთვს შეუძლია შეცვალოს ტემპერატურა ენერგიის გამოსხივებით, მაგრამ მისი ზომები უცვლელი რჩება. რა განსაზღვრავს თეთრი ჯუჯის საბოლოო დიამეტრს? გამოდის მისი მასა. რაც უფრო დიდია თეთრი ჯუჯის მასა, მით უფრო მცირეა მისი რადიუსი; მინიმალური შესაძლო რადიუსი არის 10000 კმ. თეორიულად, თუ თეთრი ჯუჯის მასა 1,2-ჯერ აღემატება მზის მასას, მისი რადიუსი შეიძლება განუსაზღვრელი იყოს მცირე. ეს არის დეგენერირებული ელექტრონული გაზის წნევა, რომელიც ხელს უშლის ვარსკვლავს შემდგომი შეკუმშვისგან და მიუხედავად იმისა, რომ ტემპერატურა ვარსკვლავის ბირთვში შეიძლება იცვლებოდეს მილიონობით გრადუსიდან ზედაპირზე ნულამდე, მისი დიამეტრი არ იცვლება. დროთა განმავლობაში ვარსკვლავი იქცევა ბნელ სხეულად, იგივე დიამეტრით, რაც ჰქონდა თეთრ ჯუჯის სტადიაში შესვლისას. ვარსკვლავის ზედა ფენის ქვეშ დეგენერირებული აირი პრაქტიკულად იზოთერმულია, ანუ ტემპერატურა ვარსკვლავის ცენტრამდე თითქმის მუდმივია; ეს არის რამდენიმე მილიონი გრადუსი - ყველაზე რეალური მაჩვენებელია 6 მილიონი კ.

ახლა, როდესაც ჩვენ გვაქვს რამდენიმე იდეა თეთრი ჯუჯის სტრუქტურის შესახებ, ჩნდება კითხვა: რატომ ანათებს? ერთი რამ ცხადია: თერმობირთვული რეაქციები გამორიცხულია. არ არის წყალბადი თეთრი ჯუჯის შიგნით, რომელიც მხარს უჭერს ენერგიის წარმოქმნის ამ მექანიზმს. ენერგიის ერთადერთი ტიპი, რომელიც თეთრ ჯუჯას აქვს, არის თერმული ენერგია. ატომების ბირთვები შემთხვევით მოძრაობაშია, რადგან ისინი გაფანტულია დეგენერირებული ელექტრონული გაზით. დროთა განმავლობაში ბირთვების მოძრაობა ნელდება, რაც გაციების პროცესის ტოლფასია. ელექტრონული გაზი, რომელიც არ განსხვავდება დედამიწაზე არსებული ნებისმიერი გაზისგან, განსაკუთრებულად თერმოგამტარია და ელექტრონები ატარებენ თერმულ ენერგიას ზედაპირზე, სადაც ის ატმოსფეროს მეშვეობით ასხივებს გარე სივრცეში.

ასტრონომები ცხელი თეთრი ჯუჯის გაგრილების პროცესს ადარებენ ცეცხლიდან ამოღებულ რკინის ღეროს. თავდაპირველად თეთრი ჯუჯა სწრაფად კლებულობს, მაგრამ როცა მასში ტემპერატურა ეცემა, გაგრილება ნელდება. შეფასებით, პირველი ასეულობით მილიონი წლის განმავლობაში, თეთრი ჯუჯის სიკაშკაშე მცირდება მზის სიკაშკაშის 1%-ით.

საბოლოოდ თეთრი ჯუჯა უნდა გაქრეს და გახდეს შავი ჯუჯა., მაგრამ ამას შეიძლება ტრილიონობით წელი დასჭირდეს და მრავალი მეცნიერის აზრით, ძალიან საეჭვოა, რომ სამყაროს ასაკი საკმარისად ძველი იყო მასში შავი ჯუჯების გამოსაჩენად. სხვა ასტრონომები თვლიან, რომ საწყის ფაზაშიც კი, როდესაც თეთრი ჯუჯა ჯერ კიდევ საკმაოდ ცხელია, გაგრილების სიჩქარე დაბალია. და როდესაც მისი ზედაპირის ტემპერატურა ეცემა მზის ტემპერატურის რიგის მნიშვნელობამდე, გაციების სიჩქარე იზრდება და გადაშენება ძალიან სწრაფად ხდება. როდესაც თეთრი ჯუჯის ინტერიერი საკმარისად გაცივდება, ის გამაგრდება. ასეა თუ ისე, თუ დავუშვებთ, რომ სამყაროს ასაკი 10 მილიარდ წელს აღემატება, მასში გაცილებით მეტი წითელი ჯუჯა უნდა იყოს, ვიდრე თეთრი. ამის შესახებ ასტრონომები ეძებენ წითელ ჯუჯებს.

ჯერჯერობით ისინი წარუმატებელი აღმოჩნდა. თეთრი ჯუჯების მასები საკმარისად ზუსტად არ არის განსაზღვრული. მათი საიმედოდ დაყენება შესაძლებელია ორობითი სისტემების კომპონენტებზე, როგორც Sirius-ის შემთხვევაში. მაგრამ მხოლოდ რამდენიმე თეთრი ჯუჯებიორობითი ვარსკვლავების ნაწილია. სამ ყველაზე კარგად შესწავლილ შემთხვევაში, თეთრი ჯუჯების მასა, რომელიც გაზომილია 10%-ზე მეტი სიზუსტით, აღმოჩნდა მზის მასაზე ნაკლები და შეადგენდა მის დაახლოებით ნახევარს. თეორიულად, სრულიად გადაგვარებული არამბრუნავი ვარსკვლავის შემზღუდველი მასა მზის მასაზე 1,2-ჯერ უნდა იყოს. თუმცა, თუ ვარსკვლავები ბრუნავენ და, დიდი ალბათობით, ბრუნავენ, მაშინ მზეზე რამდენჯერმე დიდი მასები სავსებით შესაძლებელია.

მიზიდულობის ძალა თეთრი ჯუჯების ზედაპირზე დაახლოებით 60-70-ჯერ მეტია ვიდრე მზეზე. თუ ადამიანი დედამიწაზე 75 კგ-ს იწონის, მაშინ მზეზე ის 2 ტონას იწონის, ხოლო თეთრი ჯუჯის ზედაპირზე მისი წონა იქნება 120-140 ტონა. იმის გათვალისწინებით, რომ თეთრი ჯუჯების რადიუსი ოდნავ განსხვავდება და მათი მასები თითქმის ერთნაირია, შეგვიძლია დავასკვნათ, რომ ნებისმიერი თეთრი ჯუჯის ზედაპირზე მიზიდულობის ძალა დაახლოებით იგივეა. სამყაროში ბევრი თეთრი ჯუჯაა. ერთ დროს ისინი იშვიათად ითვლებოდნენ, მაგრამ პალომარის მთის ობსერვატორიაში მიღებული ფოტოგრაფიული ფირფიტების ფრთხილად შესწავლამ აჩვენა, რომ მათი რიცხვი 1500-ს აჭარბებს. ასტრონომები თვლიან, რომ თეთრი ჯუჯების სიხშირე მუდმივი იყო, სულ მცირე, ბოლო 5 მილიარდი წლის განმავლობაში. Შესაძლოა, თეთრი ჯუჯებიწარმოადგენს ცაში ობიექტების ყველაზე მრავალრიცხოვან კლასს.

შესაძლებელი გახდა თეთრი ჯუჯების სივრცითი სიმკვრივის შეფასება: გამოდის, რომ 30 სინათლის წლის რადიუსის მქონე სფეროში დაახლოებით 100 ასეთი ვარსკვლავი უნდა იყოს. ჩნდება კითხვა: ხდება თუ არა ყველა ვარსკვლავი თეთრი ჯუჯა მათი ევოლუციური გზის ბოლოს? თუ არა, ვარსკვლავების რომელი ნაწილი გადადის თეთრ ჯუჯის სტადიაში? პრობლემის გადასაჭრელად ყველაზე მნიშვნელოვანი ნაბიჯი გადაიდგა, როდესაც ასტრონომებმა პლანეტარული ნისლეულების ცენტრალური ვარსკვლავების პოზიცია ტემპერატურა-სინათლის დიაგრამაზე გამოსახეს. პლანეტარული ნისლეულების ცენტრში მდებარე ვარსკვლავების თვისებების გასაგებად, განვიხილოთ ეს ციური სხეულები. ფოტოებზე პლანეტარული ნისლეული ჰგავს გაზების გაფართოებულ ელიფსოიდურ მასას, ცენტრში სუსტი, მაგრამ ცხელი ვარსკვლავით. სინამდვილეში, ეს მასა არის რთული ტურბულენტური, კონცენტრული გარსი, რომელიც ფართოვდება 15-50 კმ/წმ სიჩქარით. მიუხედავად იმისა, რომ ეს წარმონაქმნები რგოლებს ჰგავს, სინამდვილეში ისინი ჭურვებია და მათში გაზის ტურბულენტური მოძრაობის სიჩქარე დაახლოებით 120 კმ/წმ-ს აღწევს. აღმოჩნდა, რომ რამდენიმე პლანეტარული ნისლეულის დიამეტრი, რომლებთანაც შესაძლებელი გახდა მანძილის გაზომვა, არის 1 სინათლის წლის, ანუ დაახლოებით 10 ტრილიონი კილომეტრის ტოლი.

ზემოაღნიშნული სიჩქარით გაფართოებით, ჭურვებში გაზი ძალიან იშვიათია და არ შეიძლება აღგზნდეს და, შესაბამისად, 100 000 წლის შემდეგ არ ჩანს. ბევრი პლანეტარული ნისლეული, რომელსაც დღეს ვაკვირდებით, დაიბადა ბოლო 50 000 წლის განმავლობაში და მათი ტიპიური ასაკი 20 000 წელიწადს უახლოვდება. ასეთი ნისლეულების ცენტრალური ვარსკვლავები ბუნებაში ცნობილი ყველაზე ცხელი ობიექტებია. მათი ზედაპირის ტემპერატურა 50000-დან 1 მილიონ გრადუს ცელსიუსამდე მერყეობს. K. უჩვეულოდ მაღალი ტემპერატურის გამო, ვარსკვლავის გამოსხივების უმეტესი ნაწილი მოდის ელექტრომაგნიტური სპექტრის შორეული ულტრაიისფერი რეგიონიდან.

ის შეიწოვება ულტრაიისფერი გამოსხივება, გარდაიქმნება და ხელახლა გამოიყოფა გარსის გაზის მიერ სპექტრის ხილულ რეგიონში, რაც საშუალებას გვაძლევს დავაკვირდეთ გარსს. ეს ნიშნავს, რომ ჭურვები ბევრად უფრო კაშკაშაა, ვიდრე ცენტრალური ვარსკვლავები - რომლებიც რეალურად ენერგიის წყაროა - ვინაიდან ვარსკვლავის გამოსხივების უზარმაზარი რაოდენობა მოდის სპექტრის უხილავ ნაწილზე. პლანეტარული ნისლეულების ცენტრალური ვარსკვლავების მახასიათებლების ანალიზიდან გამომდინარეობს, რომ მათი მასის ტიპიური მნიშვნელობა მზის მასის 0,6-1 დიაპაზონშია. ხოლო ვარსკვლავის ნაწლავებში მძიმე ელემენტების სინთეზისთვის საჭიროა დიდი მასები. წყალბადის რაოდენობა ამ ვარსკვლავებში უმნიშვნელოა. თუმცა, გაზის კონვერტები მდიდარია წყალბადით და ჰელიუმით.

ზოგიერთი ასტრონომი ამას თვლის ყველა თეთრი ჯუჯების 50-95% არ წარმოიშვა პლანეტარული ნისლეულებიდან. ამრიგად, მაშინ, როცა ზოგიერთი თეთრი ჯუჯა მთლიანად ასოცირდება პლანეტურ ნისლეულებთან, მათი ნახევარი ან მეტი მაინც წარმოიშვა ნორმალური ძირითადი მიმდევრობის ვარსკვლავებისგან, რომლებიც არ გადიან პლანეტარული ნისლეულების სტადიას. თეთრი ჯუჯის წარმოქმნის სრული სურათი ბუნდოვანი და გაურკვეველია. იმდენად ბევრი დეტალი აკლია, რომ საუკეთესო შემთხვევაში, ევოლუციური პროცესის აღწერა მხოლოდ ლოგიკური დასკვნის საშუალებით შეიძლება. მიუხედავად ამისა, ზოგადი დასკვნა ასეთია: ბევრი ვარსკვლავი კარგავს მატერიის ნაწილს საბოლოო ეტაპისკენ მიმავალ გზაზე, თეთრი ჯუჯის სტადიის მსგავსი, და შემდეგ იმალება ციურ „სასაფლაოებში“ შავი, უხილავი ჯუჯების სახით. თუ ვარსკვლავის მასა დაახლოებით ორჯერ აღემატება მზის მასას, მაშინ ასეთი ვარსკვლავები კარგავენ სტაბილურობას მათი ევოლუციის ბოლო ეტაპებზე. ასეთ ვარსკვლავებს შეუძლიათ აფეთქდნენ, როგორც სუპერნოვა, შემდეგ კი შემცირდნენ რამდენიმე კილომეტრის რადიუსის მქონე ბურთულების ზომამდე, ე.ი. გადაიქცევა ნეიტრონულ ვარსკვლავებად.

თეთრი ჯუჯების აღმოჩენა

პირველი აღმოჩენილი თეთრი ჯუჯა იყო ვარსკვლავი 40 Eridani B სამმაგი სისტემა 40 Eridani, რომელიც შეტანილი იყო ორმაგი ვარსკვლავების კატალოგში უილიამ ჰერშელის მიერ ჯერ კიდევ 1785 წელს. 1910 წელს ჰენრი ნორის რასელმა ყურადღება გაამახვილა 40 Eridani B-ის ანომალიურად დაბალ სიკაშკაშეზე მისი მაღალი ფერის ტემპერატურაზე, რაც შემდგომში ემსახურებოდა ასეთი ვარსკვლავების გამოყოფას თეთრ ჯუჯების ცალკეულ კლასში.

Sirius B და Procyon B იყო მეორე და მესამე აღმოჩენილი თეთრი ჯუჯები. 1844 წელს, კონიგსბერგის ობსერვატორიის დირექტორმა, ფრიდრიხ-ბესელმა, 1755 წლიდან ჩატარებული დაკვირვების მონაცემების გაანალიზებით, აღმოაჩინა, რომ სირიუსი, დედამიწის ცაზე ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავი და პროციონი პერიოდულად, თუმცა ძალიან სუსტად, გადახრის სწორხაზოვან ტრაექტორიას. მოძრაობა ციურ სფეროში. ბესელი მივიდა იმ დასკვნამდე, რომ თითოეულ მათგანს უნდა ჰყავდეს ახლო თანამგზავრი. შეტყობინებას სკეპტიციზმით შეხვდნენ, რადგან სუსტი კომპანიონი შეუმჩნეველი რჩებოდა და მისი მასა საკმაოდ დიდი უნდა ყოფილიყო - შესაბამისად, სირიუსისა და პროციონის მასასთან შედარებით.

სიმკვრივის პარადოქსი

„ჩემს მეგობართან ერთად ვიყავი... პროფესორი ე. პიკერინგი საქმიანი ვიზიტით. დამახასიათებელი სიკეთით მან შესთავაზა აეღო ყველა იმ ვარსკვლავის სპექტრი, რომელიც მე და ჰინქსი დავაკვირდით... მათი პარალაქსების დასადგენად. ერთი შეხედვით რუტინული სამუშაოს ეს ნაწილი საკმაოდ ნაყოფიერი აღმოჩნდა - მან გამოიწვია აღმოჩენა, რომ ძალიან მცირე აბსოლუტური სიდიდის ყველა ვარსკვლავს (ანუ დაბალი სიკაშკაშე) აქვს სპექტრული ტიპი M (ანუ ზედაპირის ძალიან დაბალი ტემპერატურა). როგორც მახსოვს, ამ კითხვის განხილვისას პიკერინგს ვკითხე რამდენიმე სხვა მკრთალი ვარსკვლავის შესახებ..., კერძოდ, ვახსენე 40 Eridanus B. მისთვის დამახასიათებელი წესით, მან მაშინვე გაგზავნა შეკითხვა (ჰარვარდის) ობსერვატორიის ოფისში და მალევე მიიღო პასუხი (ქალბატონი ფლემინგისგან, ვფიქრობ), რომ ამ ვარსკვლავის სპექტრი იყო A (ანუ ზედაპირის მაღალი ტემპერატურა). . იმ პალეოზოურ ხანაშიც კი, მე საკმარისად ვიცოდი ამ საგნების შესახებ, რომ მაშინვე მივმხვდარიყავი, რომ არსებობდა უკიდურესი შეუსაბამობა ზედაპირის სიკაშკაშისა და სიმკვრივის "შესაძლებელ" მნიშვნელობებს შორის. როგორც ჩანს, არ დავმალე ის ფაქტი, რომ მე არა უბრალოდ გამიკვირდა, არამედ ფაქტიურად გამაოგნა ამ გამონაკლისით, რაც, როგორც ჩანს, სრულიად ნორმალური წესი იყო ვარსკვლავების მახასიათებლებისთვის. პიკერინგმა გამიღიმა და მითხრა: ”სწორედ ასეთი გამონაკლისები იწვევს ჩვენი ცოდნის გაფართოებას” - და თეთრი ჯუჯები შევიდნენ გამოკვლევის სამყაროში.

რასელის გაოცება სავსებით გასაგებია: 40 ერიდანი B მიეკუთვნება შედარებით ახლო ვარსკვლავებს და დაკვირვებული პარალაქსით შეიძლება ზუსტად განვსაზღვროთ მასთან მანძილი და, შესაბამისად, სიკაშკაშე. 40 Eridani B-ის სიკაშკაშე ანომალიურად დაბალი აღმოჩნდა მისი სპექტრული ტიპისთვის - თეთრმა ჯუჯებმა შექმნეს ახალი რეგიონი G-R დიაგრამაზე. სიკაშკაშის, მასისა და ტემპერატურის ეს კომბინაცია გაუგებარი იყო და ვერ აიხსნებოდა 1920-იან წლებში შემუშავებული მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავების სტრუქტურის სტანდარტული მოდელის ფარგლებში.

თეთრი ჯუჯების მაღალი სიმკვრივე აუხსნელი დარჩა კლასიკური ფიზიკისა და ასტრონომიის ფარგლებში და ახსნა მხოლოდ კვანტური მექანიკის ფარგლებში იპოვა ფერმი-დირაკის სტატისტიკის გამოჩენის შემდეგ. 1926 წელს ფაულერი თავის სტატიაში "მკვრივი მატერიის შესახებ" ( "მკვრივი მატერიის შესახებ", ყოველთვიური ცნობები რ. ასტრონი. სოც. 87, 114-122) აჩვენა, რომ განსხვავებით მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავებისგან, რომელთა მდგომარეობის განტოლება ემყარება იდეალურ აირის მოდელს (სტანდარტული ედინგტონის მოდელი), თეთრი ჯუჯებისთვის მატერიის სიმკვრივე და წნევა განისაზღვრება დეგენერირებული ელექტრონული გაზის თვისებებით. (ფერმი გაზი) .

თეთრი ჯუჯების ბუნების ახსნის შემდეგი ნაბიჯი იყო იაკოვ ფრენკელის, ე.სტონერის ნამუშევარი. ?! და ჩანდრასეკარა. 1928 წელს ფრენკელმა აღნიშნა, რომ თეთრი ჯუჯებისთვის უნდა არსებობდეს მასის ზედა ზღვარი, ანუ ეს ვარსკვლავები, რომელთა მასა გარკვეულ ზღვარზე მეტია, არამდგრადია და უნდა დაიშალოს. იგივე დასკვნა დამოუკიდებლად მივიდა 1930 წელს ე.სტონერმა, რომელმაც შეზღუდვის მასის სწორი შეფასება მისცა. უფრო ზუსტად, ის გამოითვალა 1931 წელს ჩანდრასეკარმა თავის ნაშრომში "იდეალური თეთრი ჯუჯის მაქსიმალური მასა" ( "იდეალური თეთრი ჯუჯების მაქსიმალური მასა", ასტროფი. J. 74, 81-82) (ლიმიტი ჩანდრასეხარ) და მისგან დამოუკიდებლად 1932 წელს L. D. Landau .

თეთრი ჯუჯების წარმოშობა

ფაულერის ხსნარმა ახსნა თეთრი ჯუჯების შინაგანი სტრუქტურა, მაგრამ არ განმარტა მათი წარმოშობის მექანიზმი. ორმა იდეამ გადამწყვეტი როლი ითამაშა თეთრი ჯუჯების გენეზის ახსნაში: ასტრონომ ერნსტ-ეპიკის იდეა, რომ წითელი გიგანტები წარმოიქმნება ძირითადი რიგის ვარსკვლავებისგან ბირთვული საწვავის დაწვის შედეგად, და ასტრონომის ვასილი ფესენკოვის ვარაუდი, რომელიც ცოტა ხნის წინ გააკეთა. მეორე მსოფლიო ომის შემდეგ, მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავებმა უნდა დაკარგონ მასა და ასეთმა მასის დაკარგვამ მნიშვნელოვანი გავლენა უნდა მოახდინოს ვარსკვლავების ევოლუციაზე. ეს ვარაუდები სრულად დადასტურდა.

სამმაგი ჰელიუმის რეაქცია და წითელი გიგანტების იზოთერმული ბირთვები

მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავების ევოლუციის დროს წყალბადი "იწვება" - ნუკლეოსინთეზი ჰელიუმის წარმოქმნით (იხ. ბეტეს ციკლი). ასეთი დამწვრობა იწვევს ვარსკვლავის ცენტრალურ ნაწილებში ენერგიის გამოყოფის შეწყვეტას, შეკუმშვას და, შესაბამისად, მის ბირთვში ტემპერატურისა და სიმკვრივის მატებას. ვარსკვლავის ბირთვში ტემპერატურისა და სიმკვრივის მატება იწვევს პირობებს, რომლებშიც გააქტიურებულია თერმობირთვული ენერგიის ახალი წყარო: ჰელიუმის წვა (სამმაგი ჰელიუმის რეაქცია ან სამმაგი ალფა პროცესი), რაც დამახასიათებელია წითელი გიგანტებისა და სუპერგიგანტებისთვის.

10 8 K-ის რიგის ტემპერატურაზე, ჰელიუმის ბირთვების კინეტიკური ენერგია საკმარისად მაღალი ხდება კულონის ბარიერის დასაძლევად: ორი ჰელიუმის ბირთვი (4 He, ალფა ნაწილაკები) შეიძლება გაერთიანდეს და წარმოქმნას არასტაბილური ბერილიუმის იზოტოპი 8 Be:

2 4 ის + 2 4 ის → 4 8 იყავი . (\displaystyle ()_(2)^(4)(\textrm (He))+()_(2)^(4)(\textrm (He))\მარჯვენა ისარი ()_(4)^(8) (\textrm (იყავი)).)

8 Be-ის უმეტესი ნაწილი კვლავ იშლება ორ ალფა ნაწილაკად, მაგრამ როდესაც 8 Be ეჯახება მაღალენერგიულ ალფა ნაწილაკს, შეიძლება წარმოიქმნას სტაბილური ნახშირბადის ბირთვი 12 C:

4 8 Be + 2 4 He → 6 12 C (\displaystyle ()_(4)^(8)(\textrm (Be))+()_(2)^(4)(\textrm (He))\ მარჯვენა ისარი ()_(6)^(12)(\textrm (C))) + 7.3 მევ.

მიუხედავად 8 Be-ის ძალიან დაბალი წონასწორული კონცენტრაციისა (მაგალითად, ~10 8 K ტემპერატურაზე, კონცენტრაციის თანაფარდობა [8 Be]/[4 He] ~ 10 −10), სიჩქარე სამმაგი ჰელიუმის რეაქციასაკმარისი აღმოჩნდა ვარსკვლავის ცხელ ბირთვში ახალი ჰიდროსტატიკური წონასწორობის მისაღწევად. ენერგიის გამოყოფის ტემპერატურული დამოკიდებულება სამმაგი ჰელიუმის რეაქციაში უკიდურესად მაღალია, ასე რომ, ტემპერატურის დიაპაზონისთვის T (\displaystyle T)~1-2⋅10 8 K ენერგიის გამოყოფა ε 3 α (\displaystyle \varepsilon _(3\alpha)):

ε 3 α = 10 8 ρ 2 Y 3 ⋅ (T 10 8) 30 , (\displaystyle \varepsilon _(3\alpha)=10^(8)\rho ^(2)Y^(3)\cdot \მარცხნივ ((T \ მეტი (10^(8)))\მარჯვნივ)^(30))

სადაც Y (\displaystyle Y)- ჰელიუმის ნაწილობრივი კონცენტრაცია ბირთვში (წყალბადის „დაწვის“ განხილულ შემთხვევაში, იგი ახლოსაა ერთიანობასთან).

თუმცა, უნდა აღინიშნოს, რომ სამმაგი ჰელიუმის რეაქცია ხასიათდება გაცილებით დაბალი ენერგიის გამოყოფით, ვიდრე ბეტეს ციკლი: ერთეული მასის თვალსაზრისით. ენერგიის გამოყოფა ჰელიუმის "დაწვის" დროს 10-ჯერ ნაკლებია, ვიდრე წყალბადის "წვის" დროს.. როდესაც ჰელიუმი იწვის და ბირთვში ენერგიის წყარო ამოიწურება, შესაძლებელია უფრო რთული ნუკლეოსინთეზის რეაქციებიც, თუმცა, პირველ რიგში, ასეთი რეაქციები მოითხოვს უფრო მაღალ ტემპერატურას და, მეორეც, ენერგიის გამოყოფა ერთეულ მასაზე ასეთ რეაქციებში მცირდება მასის მიხედვით. რეაქციაში ჩართული ბირთვების რაოდენობა.

დამატებითი ფაქტორი, რომელიც აშკარად გავლენას ახდენს წითელი გიგანტური ბირთვების ევოლუციაზე, არის სამმაგი ჰელიუმის რეაქციის მაღალი ტემპერატურის მგრძნობელობისა და უფრო მძიმე ბირთვების შერწყმის რეაქციები მექანიზმთან. ნეიტრინო გაგრილება: მაღალ ტემპერატურასა და წნევაზე, ელექტრონების მიერ ფოტონების გაფანტვა შესაძლებელია ნეიტრინო-ანტინეიტრინო წყვილების წარმოქმნით, რომლებიც თავისუფლად ატარებენ ენერგიას ბირთვიდან: ვარსკვლავი მათთვის გამჭვირვალეა. სიჩქარე ასეთი მოცულობითინეიტრინოს გაგრილება, კლასიკურისგან განსხვავებით ზედაპირულიფოტონების გაგრილება არ შემოიფარგლება ვარსკვლავის შიგნიდან მის ფოტოსფეროში ენერგიის გადაცემის პროცესებით. ვარსკვლავის ბირთვში ნუკლეოსინთეზის რეაქციის შედეგად მიიღწევა ახალი წონასწორობა, რომელიც ხასიათდება ბირთვის იგივე ტემპერატურით: იზოთერმული ბირთვი(ნახ. 2).

შედარებით მცირე მასის მქონე წითელი გიგანტების შემთხვევაში (მზის რიგის), იზოთერმული ბირთვები ძირითადად შედგება ჰელიუმისგან, უფრო მასიური ვარსკვლავების შემთხვევაში, ნახშირბადისგან და უფრო მძიმე ელემენტებისაგან. თუმცა, ნებისმიერ შემთხვევაში, ასეთი იზოთერმული ბირთვის სიმკვრივე იმდენად მაღალია, რომ ბირთვის ფორმირების პლაზმის ელექტრონებს შორის მანძილი ხდება მათი დე ბროლის ტალღის სიგრძის შესაბამისი. λ = h / mv (\displaystyle \lambda =h/mv), ანუ ელექტრონის გაზის გადაგვარების პირობები დაკმაყოფილებულია. გამოთვლები აჩვენებს, რომ იზოთერმული ბირთვების სიმკვრივე შეესაბამება თეთრი ჯუჯების სიმკვრივეს, ე.ი. წითელი გიგანტების ბირთვი თეთრი ჯუჯებია..

ამრიგად, თეთრი ჯუჯებისთვის მასის ზედა ზღვარი არსებობს. საინტერესოა, რომ დაკვირვებული თეთრი ჯუჯებისთვის მსგავსი ქვედა ზღვარი არსებობს: ვინაიდან ვარსკვლავების ევოლუციის სიჩქარე მათი მასის პროპორციულია, ჩვენ შეგვიძლია დავაკვირდეთ დაბალი მასის თეთრ ჯუჯებს, როგორც მხოლოდ იმ ვარსკვლავების ნარჩენებს, რომლებმაც მოახერხეს ევოლუცია საწყისი პერიოდის განმავლობაში. სამყაროს ვარსკვლავის ფორმირების პერიოდი დღემდე.

სპექტრისა და სპექტრული კლასიფიკაციის მახასიათებლები

თეთრი ჯუჯები გამოიყოფა ცალკეულ სპექტრალურ კლასში D (ინგლისური ჯუჯა - ჯუჯა), ამჟამად გამოიყენება კლასიფიკაცია, რომელიც ასახავს თეთრი ჯუჯების სპექტრის მახასიათებლებს, შემოთავაზებული 1983 წელს ედვარდ სიონის მიერ; ამ კლასიფიკაციაში, სპექტრული ტიპი იწერება შემდეგ ფორმატში:

D [ქვეკლასი] [სპექტრის მახასიათებლები] [ტემპერატურული ინდექსი],

განსაზღვრულია შემდეგი ქვეკლასები:

• DA - წყალბადის ბალმერის სერიის ხაზები წარმოდგენილია სპექტრში, ჰელიუმის ხაზები არ შეინიშნება;
• DB - ჰელიუმის He I ხაზები წარმოდგენილია სპექტრში, წყალბადის ან ლითონის ხაზები არ არის;
• DC - უწყვეტი სპექტრი შთანთქმის ხაზების გარეშე;
• DO - სპექტრში არის ძლიერი ჰელიუმის He II ხაზები, შესაძლოა იყოს He I და H ხაზებიც;
• DZ - მხოლოდ ლითონის ხაზები, არ არის H ან He ხაზები;
• DQ - ნახშირბადის ხაზები, მოლეკულური C 2 ჩათვლით;

და სპექტრული მახასიათებლები:

• P - შეინიშნება სინათლის პოლარიზაცია მაგნიტურ ველში;
• H - პოლარიზაცია მაგნიტური ველის არსებობისას არ შეინიშნება;
• V - ვარსკვლავები ZZ Keta ან სხვა ცვლადი თეთრი ჯუჯები;
• X - თავისებური ან არაკლასიფიცირებული სპექტრები.

თეთრი ჯუჯების ევოლუცია

თეთრი ჯუჯები იწყებენ ევოლუციას, როგორც წითელი გიგანტების გამოვლენილი დეგენერაციული ბირთვები, რომლებმაც ჩამოაგდეს მათი გარსი - ანუ, როგორც ახალგაზრდა პლანეტარული ნისლეულების ცენტრალური ვარსკვლავები. ახალგაზრდა პლანეტარული ნისლეულების ბირთვების ფოტოსფეროების ტემპერატურა უკიდურესად მაღალია - მაგალითად, NGC 7293 ნისლეულის ცენტრალური ვარსკვლავის ტემპერატურა მერყეობს 90,000 K-დან (შეფასებულია შთანთქმის ხაზებიდან) 130,000 K-მდე (შეფასებული რენტგენის სხივებით). სპექტრი). ასეთ ტემპერატურაზე სპექტრის უმეტესი ნაწილი არის მყარი ულტრაიისფერი და რბილი რენტგენის სხივები.

ამავდროულად, დაკვირვებული თეთრი ჯუჯები მათ სპექტრებში ძირითადად იყოფა ორ დიდ ჯგუფად - "წყალბადის" სპექტრული ტიპის DA, რომლის სპექტრებში არ არის ჰელიუმის ხაზები, რომლებიც შეადგენენ თეთრი ჯუჯების პოპულაციის ~ 80%-ს. და "ჰელიუმის" სპექტრული ტიპის DB წყალბადის ხაზების გარეშე სპექტრებში, რომლებიც შეადგენენ მოსახლეობის დარჩენილი 20%-ის უმეტეს ნაწილს. თეთრი ჯუჯების ატმოსფეროს შემადგენლობის ამ განსხვავების მიზეზი დიდი ხნის განმავლობაში გაურკვეველი რჩებოდა. 1984 წელს იკო იბენმა განიხილა სცენარები თეთრი ჯუჯების "გასვლის" პულსირებული წითელი გიგანტებიდან, რომლებიც მდებარეობს ასიმპტოტურ-გიგანტურ ტოტზე, პულსაციის სხვადასხვა ფაზაში. ევოლუციის გვიან ეტაპზე, წითელი გიგანტები ათამდე მზის მასით, ჰელიუმის ბირთვის „დაწვის“ შედეგად, ქმნიან დეგენერაციულ ბირთვს, რომელიც შედგება ძირითადად ნახშირბადისა და უფრო მძიმე ელემენტებისაგან, გარშემორტყმული არადეგენერატით. ჰელიუმის ფურცლის წყარო, რომელშიც მიმდინარეობს ჰელიუმის სამმაგი რეაქცია. თავის მხრივ, მის ზემოთ მდებარეობს ფენოვანი წყალბადის წყარო, რომელშიც მიმდინარეობს წყალბადის გარსით გარშემორტყმული წყალბადის ჰელიუმად გარდაქმნის ბეთე ციკლის თერმობირთვული რეაქციები; ამრიგად, გარე წყალბადის ფენის წყარო არის ჰელიუმის "მწარმოებელი" ჰელიუმის შრის წყაროსთვის. ფენოვან წყაროში ჰელიუმის წვა ექვემდებარება თერმულ არასტაბილურობას მისი უკიდურესად მაღალი ტემპერატურის დამოკიდებულების გამო და ამას ამწვავებს წყალბადი ჰელიუმში გარდაქმნის მაღალი სიჩქარით ჰელიუმის წვის სიჩქარესთან შედარებით; შედეგი არის ჰელიუმის დაგროვება, მისი შეკუმშვა დეგენერაციის დასაწყისამდე, სამმაგი ჰელიუმის რეაქციის სიჩქარის მკვეთრი ზრდა და განვითარება. ფენიანი ჰელიუმის ფლეშ.

უკიდურესად მოკლე დროში (~ 30 წელიწადში) ჰელიუმის წყაროს სიკაშკაშე იმდენად იზრდება, რომ ჰელიუმის წვა გადადის კონვექციურ რეჟიმში, ფენა ფართოვდება, წყალბადის შრის წყაროს გარეთ უბიძგებს, რაც იწვევს მის გაციებას და წყალბადის შეწყვეტას. წვის. მას შემდეგ, რაც ჭარბი ჰელიუმი იწვის გამონაყარის დროს, ჰელიუმის ფენის სიკაშკაშე მცირდება, წითელი გიგანტის გარე წყალბადის ფენები იკუმშება და წყალბადის ფენის წყარო კვლავ აინთება.

იბენი ვარაუდობდა, რომ პულსირებულ წითელ გიგანტს შეეძლო თავისი გარსი ჩამოეშვა, პლანეტარული ნისლეულის ფორმირება, როგორც ჰელიუმის ციმციმის ფაზაში, ასევე მდუმარე ფაზაში, აქტიური ფენოვანი წყალბადის წყაროთი, და რადგან გარსის გამოყოფის ზედაპირი დამოკიდებულია ფაზაზე, როდესაც გარსი ჰელიუმის ციმციმის დროს იხსნება სპექტრული ტიპის DB „ჰელიუმის“ თეთრი ჯუჯა და როდესაც კონვერტი გამოდევნის გიგანტს, რომელსაც აქვს აქტიური ფურცელი წყალბადის წყარო, ვლინდება „წყალბადის“ ჯუჯა DA; ჰელიუმის ციმციმის ხანგრძლივობა არის პულსაციის ციკლის ხანგრძლივობის დაახლოებით 20%, რაც ხსნის წყალბადისა და ჰელიუმის ჯუჯების თანაფარდობას DA:DB ~ 80:20.

დიდი ვარსკვლავები (მზეზე 7-10-ჯერ მძიმე) რაღაც მომენტში წყალბადს, ჰელიუმს და ნახშირბადს „წვავენ“ და თეთრ ჯუჯებად იქცევიან ჟანგბადით მდიდარი ბირთვით. ამას ადასტურებენ ვარსკვლავები SDSS 0922+2928 და SDSS 1102+2054 ჟანგბადის შემცველი ატმოსფეროთი.

ვინაიდან თეთრ ჯუჯებს მოკლებულია საკუთარი თერმობირთვული ენერგიის წყაროები, ისინი ასხივებენ სითბოს რეზერვების ხარჯზე. აბსოლუტურად შავი სხეულის რადიაციული სიმძლავრე (ინტეგრირებული სიმძლავრე მთელ სპექტრზე), ზედაპირის ფართობის ერთეულზე, სხეულის ტემპერატურის მეოთხე სიმძლავრის პროპორციულია:

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

სადაც j (\displaystyle j)არის სიმძლავრე რადიაციული ზედაპირის ფართობის ერთეულზე და σ (\displaystyle \sigma)- მუდმივი - სტეფან - - ბოლცმანი.

როგორც უკვე აღვნიშნეთ, ტემპერატურა არ შედის დეგენერირებული ელექტრონული აირის მდგომარეობის განტოლებაში - ანუ თეთრი ჯუჯის რადიუსი და გამოსხივების არე უცვლელი რჩება: შედეგად, პირველ რიგში, თეთრი ჯუჯებისთვის არ არსებობს მასა- სიკაშკაშის დამოკიდებულება, მაგრამ არსებობს ასაკობრივი სიკაშკაშის დამოკიდებულება მხოლოდ ტემპერატურაზე, მაგრამ არა გამოსხივების ზედაპირის ფართობზე), და მეორეც, სუპერცხელი ახალგაზრდა თეთრი ჯუჯები საკმაოდ სწრაფად უნდა გაცივდეს, რადგან რადიაციის ნაკადი და, შესაბამისად, გაგრილების სიჩქარე, პროპორციულია ტემპერატურის მეოთხე სიმძლავრისა.

საბოლოო ჯამში, ათობით მილიარდი წლის გაციების შემდეგ, ნებისმიერი თეთრი ჯუჯა უნდა გადაიქცეს ეგრეთ წოდებულ შავ ჯუჯად (რომელიც არ ასხივებს ხილულ სინათლეს). მიუხედავად იმისა, რომ ჯერჯერობით ასეთი ობიექტები სამყაროში არ არის დაფიქსირებული (ზოგიერთის მიხედვით [ რა?] გამოთვლებით, მინიმუმ 10 15 წელია საჭირო იმისათვის, რომ თეთრი ჯუჯა გაცივდეს 5 კ ტემპერატურამდე, რადგან სამყაროში პირველი ვარსკვლავების ჩამოყალიბებიდან გასული დრო (თანამედროვე კონცეფციების მიხედვით) დაახლოებით 13 მილიარდი წელია. , მაგრამ ზოგიერთი თეთრი ჯუჯა უკვე გაცივდა 4000 კელვინზე დაბალ ტემპერატურამდე (მაგალითად, თეთრი ჯუჯები WD 0346+246 და SDSS J110217, 48+411315.4 3700-3800 K ტემპერატურით და სპექტრული ტიპის M0 სინათლის წლის მანძილზე. მზე), რაც მათ მცირე ზომასთან ერთად ძალიან ართულებს მათ აღმოჩენას.

ასტრონომიული ფენომენი, რომელიც მოიცავს თეთრ ჯუჯებს

რენტგენის გამოსხივება თეთრი ჯუჯებისგან

ახალგაზრდა თეთრი ჯუჯების ზედაპირის ტემპერატურა, იზოტროპული ვარსკვლავური ბირთვები ჭურვის ამოგდების შემდეგ, ძალიან მაღალია - 2⋅10 5 K-ზე მეტი, თუმცა ზედაპირიდან გამოსხივების გამო საკმაოდ სწრაფად ეცემა. ასეთი ძალიან ახალგაზრდა თეთრი ჯუჯები შეინიშნება რენტგენის დიაპაზონში (მაგალითად, თეთრი ჯუჯა HZ 43-ზე დაკვირვება ROSAT-ის თანამგზავრის მიერ). რენტგენის დიაპაზონში თეთრი ჯუჯების სიკაშკაშე აღემატება მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავების სიკაშკაშეს: ჩანდრას რენტგენის ტელესკოპით გადაღებული სირიუსის სურათები (იხ. სურ. 10) შეიძლება იყოს ილუსტრაცია - მათზე თეთრი ჯუჯა. Sirius B გამოიყურება უფრო კაშკაშა ვიდრე Sirius A სპექტრალური კლასის A1, რომელიც ოპტიკურ დიაპაზონში ~10000-ჯერ უფრო კაშკაშაა ვიდრე Sirius B.

ყველაზე ცხელი თეთრი ჯუჯების ზედაპირის ტემპერატურაა 7⋅10 4 K, ყველაზე ცივი 4⋅10 3 K-ზე ნაკლები (იხილეთ, მაგალითად, Star van Maanen და WD 0346+246 SDSS J110217, 48+411315.4 ტიპის M.4. ).

რენტგენის დიაპაზონში თეთრი ჯუჯების გამოსხივების მახასიათებელია ის ფაქტი, რომ მათთვის რენტგენის გამოსხივების მთავარი წყაროა ფოტოსფერო, რომელიც მკვეთრად განასხვავებს მათ „ნორმალური“ ვარსკვლავებისგან: ამ უკანასკნელში გვირგვინი გამოყოფს X-ს. - სხივები, თბება რამდენიმე მილიონ კელვინამდე და ფოტოსფეროს ტემპერატურა ძალიან დაბალია რენტგენის გამოსხივებისთვის.

აკრეცია თეთრ ჯუჯებზე ბინარულ სისტემებში

ორობით სისტემებში სხვადასხვა მასის ვარსკვლავების ევოლუციის დროს, კომპონენტების ევოლუციის ტემპები არ არის იგივე, ხოლო უფრო მასიური კომპონენტი შეიძლება გადაიზარდოს თეთრ ჯუჯად, ხოლო ნაკლებად მასიური ამ დროისთვის მთავარ მიმდევრობაზე რჩება. . თავის მხრივ, როდესაც ნაკლებად მასიური კომპონენტი ევოლუციის დროს ტოვებს მთავარ მიმდევრობას და გადადის წითელ გიგანტურ ტოტზე, განვითარებადი ვარსკვლავის ზომა იწყებს ზრდას, სანამ არ შეავსებს მის როშის წილს. ვინაიდან ორობითი სისტემის კომპონენტების როშის ლობები კონტაქტშია ლაგრანჟის წერტილში L 1, ევოლუციის ამ ეტაპზე, რომლის ნაკლებად მასიური კომპონენტის, L 1 წერტილის გავლით, მატერიის დინება წითელი გიგანტიდან. იწყება თეთრი ჯუჯის როშის ლობი და წყალბადით მდიდარი ნივთიერების შემდგომი აკრეცია მის ზედაპირზე (იხ. სურ. 11), რაც იწვევს რიგ ასტრონომიულ ფენომენებს:

• არასტაციონარული აკრეცია თეთრ ჯუჯებზე, თუ კომპანიონი არის მასიური წითელი ჯუჯა, იწვევს ჯუჯა ნოვაების (U Gem (UG) ტიპის ვარსკვლავები) და ნოვას მსგავსი კატასტროფული ცვლადი ვარსკვლავების გაჩენას.
• აკრეცია თეთრ ჯუჯებზე, რომლებსაც აქვთ ძლიერი მაგნიტური ველი, მიმართულია თეთრი ჯუჯის მაგნიტური პოლუსების მიდამოში, ხოლო აკრეტული პლაზმის გამოსხივების ციკლოტრონის მექანიზმი ჯუჯის მაგნიტური ველის ახლო პოლარულ რაიონებში იწვევს ძლიერ. რადიაციის პოლარიზაცია ხილულ რეგიონში (პოლარული და შუალედური პოლარები).
• წყალბადით მდიდარ მატერიის თეთრ ჯუჯებზე აკრეცია იწვევს მის ზედაპირზე დაგროვებას (ძირითადად ჰელიუმისგან შედგება) და გათბობას ჰელიუმის შერწყმის რეაქციის ტემპერატურამდე, რაც თერმული არასტაბილურობის შემთხვევაში იწვევს აფეთქებას, რომელიც შეინიშნება ციმციმის სახით.

თუ ყურადღებით დავაკვირდებით ღამის ცას, ადვილი შესამჩნევია, რომ ვარსკვლავები, რომლებიც ჩვენ გვიყურებენ, განსხვავდებიან ფერით. მოლურჯო, თეთრი, წითელი, ისინი თანაბრად ანათებენ ან ციმციმებენ, როგორც ნაძვის ხის გირლანდი. ტელესკოპში ფერების განსხვავებები უფრო აშკარა ხდება. ამ მრავალფეროვნების მიზეზი ფოტოსფეროს ტემპერატურაშია. და, ლოგიკური ვარაუდის საწინააღმდეგოდ, ყველაზე ცხელი არ არის წითელი, არამედ ლურჯი, თეთრ-ლურჯი და თეთრი ვარსკვლავები. მაგრამ პირველ რიგში.

სპექტრული კლასიფიკაცია

ვარსკვლავები გაზის უზარმაზარი ცხელი ბურთულებია. როგორ ვხედავთ მათ დედამიწიდან ბევრ პარამეტრზეა დამოკიდებული. მაგალითად, ვარსკვლავები რეალურად არ ანათებენ. ამაში დარწმუნება ძალიან ადვილია: საკმარისია მზის გახსენება. მბჟუტავი ეფექტი ხდება იმის გამო, რომ კოსმოსური სხეულებიდან ჩვენამდე მომდინარე შუქი სძლევს ვარსკვლავთშორის გარემოს, სავსე მტვრით და გაზით. სხვა რამ არის ფერი. ეს არის ჭურვების (განსაკუთრებით ფოტოსფეროს) გარკვეულ ტემპერატურაზე გაცხელების შედეგი. ნამდვილი ფერი შეიძლება განსხვავდებოდეს ხილულისგან, მაგრამ განსხვავება ჩვეულებრივ მცირეა.

დღეს მთელ მსოფლიოში გამოიყენება ვარსკვლავების ჰარვარდის სპექტრული კლასიფიკაცია. ეს არის ტემპერატურული და ეფუძნება სპექტრის ხაზების ფორმასა და ფარდობით ინტენსივობას. თითოეული კლასი შეესაბამება გარკვეული ფერის ვარსკვლავებს. კლასიფიკაცია შემუშავდა ჰარვარდის ობსერვატორიაში 1890-1924 წლებში.

ერთი გაპარსული ინგლისელი სტაფილოსავით ღეჭავს ფინიკს

არსებობს შვიდი ძირითადი სპექტრული კლასი: O-B-A-F-G-K-M. ეს თანმიმდევრობა ასახავს ტემპერატურის თანდათანობით შემცირებას (O-დან M-მდე). ამის დასამახსოვრებლად, არსებობს სპეციალური მნემონიური ფორმულები. რუსულად ერთი მათგანი ასე ჟღერს: „ერთი გაპარსული ინგლისელი სტაფილოსავით ღეჭა ფინიკებს“. ამ კლასებს კიდევ ორი ​​ემატება. ასოები C და S აღნიშნავენ ცივ სანათებს სპექტრში ლითონის ოქსიდის ზოლებით. განვიხილოთ ვარსკვლავების კლასები უფრო დეტალურად:

• O კლასი ხასიათდება ზედაპირის უმაღლესი ტემპერატურით (30-დან 60 ათას კელვინამდე). ამ ტიპის ვარსკვლავები მზეს მასით 60-ით აღემატება, ხოლო რადიუსში 15-ჯერ. მათი ხილული ფერი ლურჯია. სიკაშკაშის თვალსაზრისით, ისინი ჩვენს ვარსკვლავს მილიონზე მეტჯერ უსწრებენ. ცისფერი ვარსკვლავი HD93129A, რომელიც მიეკუთვნება ამ კლასს, ხასიათდება ერთ-ერთი ყველაზე მაღალი სიკაშკაშის ინდექსით ცნობილ კოსმოსურ სხეულებს შორის. ამ მაჩვენებლის მიხედვით, ის მზეს 5 მილიონჯერ უსწრებს. ცისფერი ვარსკვლავი ჩვენგან 7,5 ათასი სინათლის წლის მანძილზე მდებარეობს.
• B კლასს აქვს ტემპერატურა 10-30 ათასი კელვინი, მასა 18-ჯერ აღემატება მზის იმავე პარამეტრს. ეს არის თეთრ-ლურჯი და თეთრი ვარსკვლავები. მათი რადიუსი 7-ჯერ მეტია მზის რადიუსზე.
• A კლასს ახასიათებს ტემპერატურა 7,5-10 ათასი კელვინი, რადიუსი და მასა, შესაბამისად, 2,1 და 3,1-ჯერ აღემატება მზის ანალოგიურ პარამეტრებს. ეს თეთრი ვარსკვლავებია.
• კლასი F: ტემპერატურა 6000-7500 კ. მასა მზეზე 1,7-ჯერ მეტია, რადიუსი 1,3. დედამიწიდან ასეთი ვარსკვლავებიც თეთრად გამოიყურებიან, მათი ნამდვილი ფერი მოყვითალო თეთრია.
• კლასი G: ტემპერატურა 5-6 ათასი კელვინი. მზე ამ კლასს მიეკუთვნება. ასეთი ვარსკვლავების ხილული და ნამდვილი ფერი ყვითელია.
• კლასი K: ტემპერატურა 3500-5000 K. რადიუსი და მასა მზისაზე ნაკლებია, ისინი ვარსკვლავის შესაბამისი პარამეტრების 0,9 და 0,8-ია. დედამიწიდან დანახული ამ ვარსკვლავების ფერი მოყვითალო-ნარინჯისფერია.
• კლასი M: ტემპერატურა 2-3,5 ათასი კელვინი. მასა და რადიუსი არის მზის მსგავსი პარამეტრების 0,3 და 0,4. ჩვენი პლანეტის ზედაპირიდან ისინი წითელ-ნარინჯისფერს გამოიყურებიან. Beta Andromedae და Alpha Chanterelles ეკუთვნის M კლასს. ბევრისთვის ნაცნობი კაშკაშა წითელი ვარსკვლავია ბეტელგეიზე (ალფა ორიონისი). უმჯობესია ზამთარში ცაში მოძებნოთ. წითელი ვარსკვლავი მდებარეობს ზემოთ და ოდნავ მარცხნივ

თითოეული კლასი იყოფა ქვეკლასებად 0-დან 9-მდე, ანუ ყველაზე ცხელიდან ყველაზე ცივამდე. ვარსკვლავების რაოდენობა მიუთითებს გარკვეული სპექტრული ტიპის კუთვნილებაზე და ფოტოსფეროს გაცხელების ხარისხზე ჯგუფის სხვა მნათობებთან შედარებით. მაგალითად, მზე მიეკუთვნება G2 კლასს.

ვიზუალური თეთრები

ამრიგად, ვარსკვლავების კლასები B-დან F-მდე შეიძლება თეთრად გამოიყურებოდეს დედამიწიდან. და მხოლოდ ობიექტებს, რომლებიც მიეკუთვნებიან A-ტიპს, აქვთ რეალურად ეს შეფერილობა. ასე რომ, ვარსკვლავი საიფი (თანავარსკვლავედი ორიონი) და ალგოლი (ბეტა პერსევსი) ტელესკოპით შეიარაღებულ დამკვირვებელს თეთრად მოეჩვენება. ისინი მიეკუთვნებიან სპექტრულ კლასს B. მათი ნამდვილი ფერია ლურჯი-თეთრი. ასევე თეთრად ჩნდება მითრაქსი და პროციონი, ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავები პერსევსისა და მცირე კანის ციურ ნახატებში. თუმცა, მათი ნამდვილი ფერი უფრო ახლოს არის ყვითელთან (კლასი F).

რატომ არის ვარსკვლავები თეთრი მიწიერი დამკვირვებლისთვის? ფერი დამახინჯებულია დიდი მანძილის გამო, რომელიც აშორებს ჩვენს პლანეტას მსგავსი ობიექტებისგან, ასევე მტვრისა და გაზის მოცულობითი ღრუბლების გამო, რომლებიც ხშირად გვხვდება კოსმოსში.

კლასი A

თეთრ ვარსკვლავებს ახასიათებთ არც ისე მაღალი ტემპერატურა, როგორც O და B კლასის წარმომადგენლები.მათი ფოტოსფერო თბება 7,5-10 ათას კელვინამდე. სპექტრული კლასის ვარსკვლავები მზეზე ბევრად დიდია. მათი სიკაშკაშე ასევე მეტია - დაახლოებით 80-ჯერ.

A ვარსკვლავების სპექტრებში ბალმერის სერიის წყალბადის ხაზები მკვეთრად არის გამოხატული. სხვა ელემენტების ხაზები შესამჩნევად სუსტია, მაგრამ ისინი უფრო მნიშვნელოვანი ხდება A0 ქვეკლასიდან A9-ზე გადასვლისას. A სპექტრულ კლასს მიკუთვნებული გიგანტები და სუპერგიგანტები ხასიათდებიან ოდნავ ნაკლებად გამოხატული წყალბადის ხაზებით, ვიდრე მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავები. ამ სანათების შემთხვევაში მძიმე მეტალების ხაზები უფრო შესამჩნევი ხდება.

მრავალი თავისებური ვარსკვლავი მიეკუთვნება A სპექტრულ კლასს. ეს ტერმინი ეხება მნათობებს, რომლებსაც აქვთ შესამჩნევი მახასიათებლები სპექტრში და ფიზიკურ პარამეტრებში, რაც ართულებს მათ კლასიფიკაციას. მაგალითად, Bootes lambda ტიპის საკმაოდ იშვიათი ვარსკვლავები ხასიათდებიან მძიმე მეტალების ნაკლებობით და ძალიან ნელი ბრუნვით. თავისებურ მნათობებში ასევე შედის თეთრი ჯუჯები.

A კლასში შედის ღამის ცაზე ისეთი კაშკაშა ობიექტები, როგორებიცაა სირიუსი, მენკალინანი, ალიოტი, კასტორი და სხვა. მოდით უკეთ გავეცნოთ მათ.

Alpha Canis Major

სირიუსი არის ყველაზე კაშკაშა, თუმცა არა უახლოესი ვარსკვლავი ცაზე. მისი მანძილი 8,6 სინათლის წელია. მიწიერი დამკვირვებლისთვის ის ძალიან კაშკაშა ჩანს, რადგან შთამბეჭდავი ზომა აქვს და მიუხედავად ამისა, არც ისე შორს არის, როგორც ბევრი სხვა დიდი და ნათელი ობიექტი. მზესთან უახლოესი ვარსკვლავი სირიუსია ამ სიაში მეხუთე ადგილზეა.

ეს ეხება და არის ორი კომპონენტის სისტემა. Sirius A და Sirius B გამოყოფილია 20 ასტრონომიული ერთეულით და ბრუნავენ 50 წელზე ნაკლები პერიოდით. სისტემის პირველი კომპონენტი, მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავი, A1 სპექტრულ ტიპს მიეკუთვნება. მისი მასა ორჯერ აღემატება მზეს, ხოლო რადიუსი 1,7-ჯერ. მისი დაკვირვება დედამიწიდან შეუიარაღებელი თვალითაა შესაძლებელი.

სისტემის მეორე კომპონენტი არის თეთრი ჯუჯა. ვარსკვლავი Sirius B თითქმის უტოლდება ჩვენს მნათობას, რაც არ არის დამახასიათებელი ასეთი ობიექტებისთვის. როგორც წესი, თეთრ ჯუჯებს ახასიათებთ 0,6-0,7 მზის მასის მასა. ამავდროულად, Sirius B-ის ზომები ახლოსაა დედამიწის ზომებთან. ვარაუდობენ, რომ თეთრი ჯუჯის ეტაპი ამ ვარსკვლავისთვის დაახლოებით 120 მილიონი წლის წინ დაიწყო. როდესაც Sirius B მდებარეობდა მთავარ მიმდევრობაზე, ის ალბათ იყო მნათობი 5 მზის მასის მასით და მიეკუთვნებოდა B სპექტრულ კლასს.

Sirius A, მეცნიერთა აზრით, ევოლუციის შემდეგ ეტაპზე გადავა დაახლოებით 660 მილიონი წლის შემდეგ. შემდეგ ის გადაიქცევა წითელ გიგანტად, ხოლო ცოტა მოგვიანებით - თეთრ ჯუჯად, როგორც მისი კომპანიონი.

ალფა არწივი

სირიუსის მსგავსად, ბევრი თეთრი ვარსკვლავი, რომელთა სახელებიც ქვემოთ მოცემულია, კარგად არის ცნობილი არა მხოლოდ ასტრონომიის მოყვარული ადამიანებისთვის მათი სიკაშკაშისა და სამეცნიერო ფანტასტიკის ლიტერატურის გვერდებზე ხშირი მოხსენიების გამო. Altair არის ერთ-ერთი იმ მნათობთაგანი. ალფა არწივი გვხვდება, მაგალითად, სტივენ კინგში. ღამის ცაზე ეს ვარსკვლავი აშკარად ჩანს მისი სიკაშკაშისა და შედარებით სიახლოვის გამო. მზესა და ალტაირს შორის მანძილი 16,8 სინათლის წელია. სპექტრული A კლასის ვარსკვლავებიდან მხოლოდ სირიუსია ჩვენთან უფრო ახლოს.

ალტაირი მზეზე 1,8-ჯერ მასიურია. მისი დამახასიათებელი თვისება არის ძალიან სწრაფი ბრუნვა. ვარსკვლავი თავისი ღერძის გარშემო ერთ ბრუნს 9 საათზე ნაკლებ დროში აკეთებს. ბრუნვის სიჩქარე ეკვატორთან არის 286 კმ/წმ. შედეგად, "მოხერხებული" Altair იქნება გაბრტყელებული ბოძებიდან. გარდა ამისა, ელიფსური ფორმის გამო, ვარსკვლავის ტემპერატურა და სიკაშკაშე კლებულობს პოლუსებიდან ეკვატორამდე. ამ ეფექტს ეწოდება "გრავიტაციული დაბნელება".

Altair-ის კიდევ ერთი თვისება ის არის, რომ მისი ბრწყინვალება დროთა განმავლობაში იცვლება. ის ეკუთვნის Delta Shield ტიპის ცვლადებს.

ალფა ლირა

ვეგა მზის შემდეგ ყველაზე შესწავლილი ვარსკვლავია. Alpha Lyrae არის პირველი ვარსკვლავი, რომელსაც აქვს მისი სპექტრის განსაზღვრა. ის ასევე გახდა მეორე მნათობი მზის შემდეგ, რომელიც ფოტოზეა აღბეჭდილი. ვეგა ასევე იყო პირველ ვარსკვლავთა შორის, რომელთანაც მეცნიერებმა გაზომეს მანძილი პარლაქსის მეთოდით. დიდი ხნის განმავლობაში, ვარსკვლავის სიკაშკაშე მიიღეს როგორც 0 სხვა ობიექტების სიდიდეების დადგენისას.

ლირას ალფა კარგად იცნობს როგორც მოყვარულ ასტრონომს, ასევე უბრალო დამკვირვებელს. ის მეხუთეა ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავებს შორის და შედის ზაფხულის სამკუთხედის ასტერიზმში ალტაირთან და დენებთან ერთად.

მზიდან ვეგამდე მანძილი 25,3 სინათლის წელია. მისი ეკვატორული რადიუსი და მასა, შესაბამისად, 2,78 და 2,3-ჯერ აღემატება ჩვენი ვარსკვლავის ანალოგიურ პარამეტრებს. ვარსკვლავის ფორმა შორს არის იდეალური ბურთისგან. დიამეტრი ეკვატორზე შესამჩნევად უფრო დიდია, ვიდრე პოლუსებზე. მიზეზი ბრუნვის უზარმაზარი სიჩქარეა. ეკვატორზე ის 274 კმ/წმ-ს აღწევს (მზესთვის ეს პარამეტრი წამში ორ კილომეტრზე ოდნავ მეტია).

Vega-ს ერთ-ერთი მახასიათებელია მტვრის დისკი, რომელიც მას გარს აკრავს. სავარაუდოდ, იგი წარმოიშვა კომეტებისა და მეტეორიტების დიდი რაოდენობით შეჯახების შედეგად. მტვრის დისკი ვარსკვლავის გარშემო ბრუნავს და მისი გამოსხივებით თბება. შედეგად, ვეგას ინფრაწითელი გამოსხივების ინტენსივობა იზრდება. არც ისე დიდი ხნის წინ დისკზე ასიმეტრიები აღმოაჩინეს. მათი სავარაუდო ახსნა არის ის, რომ ვარსკვლავს აქვს მინიმუმ ერთი პლანეტა.

ალფა ტყუპები

მეორე ყველაზე კაშკაშა ობიექტი ტყუპების თანავარსკვლავედში არის კასტორი. ის, ისევე როგორც წინა მნათობები, მიეკუთვნება სპექტრულ კლასს A. კასტორი არის ღამის ცის ერთ-ერთი ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავი. შესაბამის სიაში ის 23-ე ადგილზეა.

კასტორი არის მრავალჯერადი სისტემა, რომელიც შედგება ექვსი კომპონენტისგან. ორი ძირითადი ელემენტი (Castor A და Castor B) ბრუნავს საერთო მასის ცენტრის გარშემო 350 წლის პერიოდით. ორი ვარსკვლავიდან თითოეული არის სპექტრული ორობითი. Castor A და Castor B კომპონენტები ნაკლებად კაშკაშაა და სავარაუდოდ მიეკუთვნება M სპექტრულ ტიპს.

Castor C დაუყოვნებლივ არ იყო დაკავშირებული სისტემასთან. თავდაპირველად, იგი დასახელდა, როგორც დამოუკიდებელი ვარსკვლავი YY Gemini. ცის ამ რეგიონის კვლევის პროცესში ცნობილი გახდა, რომ ეს მნათობი ფიზიკურად დაკავშირებული იყო კასტორის სისტემასთან. ვარსკვლავი ბრუნავს მასის ცენტრის გარშემო, რომელიც საერთოა ყველა კომპონენტისთვის რამდენიმე ათეული ათასი წლის პერიოდით და ასევე არის სპექტრული ორობითი.

ბეტა ავრიგა

ეტლის ციური ნახატი მოიცავს დაახლოებით 150 "პუნქტს", მათგან ბევრი თეთრი ვარსკვლავია. მნათობთა სახელები ცოტას ეტყვიან ასტრონომიისგან შორს მყოფ ადამიანს, მაგრამ ეს არ აკნინებს მათ მნიშვნელობას მეცნიერებისთვის. ყველაზე კაშკაშა ობიექტი ციურ ნიმუშში, რომელიც მიეკუთვნება A სპექტრულ კლასს, არის Mencalinan ან Beta Aurigae. ვარსკვლავის სახელი არაბულად ნიშნავს "სადავეების მფლობელის მხრებს".

მენკალინანი არის სამეული სისტემა. მისი ორი კომპონენტი არის სპექტრული A კლასის სუბგიგანტები. თითოეული მათგანის სიკაშკაშე 48-ჯერ აღემატება მზის მსგავს პარამეტრს. მათ ერთმანეთისგან აშორებს 0,08 ასტრონომიული ერთეული მანძილი. მესამე კომპონენტი არის წითელი ჯუჯა წყვილიდან 330 AU დაშორებით. ე.

ეფსილონი ურსა მაიორი

ყველაზე კაშკაშა „წერტილი“ ჩრდილოეთ ცის, ალბათ, ყველაზე ცნობილ თანავარსკვლავედში (Ursa Major) არის ალიოტი, რომელიც ასევე მიეკუთვნება A კლასს. აშკარა სიდიდე არის 1,76. ყველაზე კაშკაშა მნათობთა სიაში ვარსკვლავი 33-ე ადგილს იკავებს. ალიოტი შედის დიდი დიპერის ასტერიზმში და მდებარეობს თასთან უფრო ახლოს, ვიდრე სხვა მნათობები.

ალიოტის სპექტრს ახასიათებს უჩვეულო ხაზები, რომლებიც იცვლება 5,1 დღის პერიოდით. ვარაუდობენ, რომ მახასიათებლები ასოცირდება ვარსკვლავის მაგნიტური ველის გავლენასთან. სპექტრის რყევები, უახლესი მონაცემებით, შესაძლოა მოხდეს კოსმოსური სხეულის სიახლოვის გამო, რომლის მასა თითქმის 15 იუპიტერის მასაა. არის თუ არა ეს ასე, ჯერ კიდევ საიდუმლოა. მისი, ისევე როგორც ვარსკვლავების სხვა საიდუმლოებები, ასტრონომები ყოველდღე ცდილობენ გაიგონ.

თეთრი ჯუჯები

თეთრი ვარსკვლავების შესახებ ისტორია არასრული იქნება, თუ არ აღვნიშნავთ ვარსკვლავების ევოლუციის იმ ეტაპს, რომელიც დასახელებულია როგორც „თეთრი ჯუჯა“. ასეთმა ობიექტებმა სახელი მიიღეს იმის გამო, რომ მათგან პირველი აღმოჩენილი A სპექტრულ კლასს ეკუთვნოდა. ეს იყო Sirius B და 40 Eridani B. დღეს თეთრ ჯუჯებს ვარსკვლავის სიცოცხლის ბოლო ეტაპის ერთ-ერთ ვარიანტს უწოდებენ.

მოდით უფრო დეტალურად ვისაუბროთ მნათობების სასიცოცხლო ციკლზე.

ვარსკვლავების ევოლუცია

ვარსკვლავები ერთ ღამეში არ იბადებიან: რომელიმე მათგანი რამდენიმე ეტაპს გადის. ჯერ გაზისა და მტვრის ღრუბელი საკუთარი ზემოქმედებით იწყებს შეკუმშვას, ნელ-ნელა ბურთის ფორმას იღებს, გრავიტაციის ენერგია კი სითბოდ იქცევა - ობიექტის ტემპერატურა მატულობს. იმ მომენტში, როდესაც ის 20 მილიონ კელვინს მიაღწევს, იწყება ბირთვული შერწყმის რეაქცია. ეს ეტაპი ითვლება სრულფასოვანი ვარსკვლავის სიცოცხლის დასაწყისად.

მზეები დროის უმეტეს ნაწილს მთავარ მიმდევრობაზე ატარებენ. წყალბადის ციკლის რეაქციები მუდმივად მიმდინარეობს მათ სიღრმეში. ვარსკვლავების ტემპერატურა შეიძლება განსხვავდებოდეს. როდესაც ბირთვში არსებული მთელი წყალბადი მთავრდება, ევოლუციის ახალი ეტაპი იწყება. ახლა ჰელიუმი არის საწვავი. ამავე დროს, ვარსკვლავი იწყებს გაფართოებას. მისი სიკაშკაშე იზრდება, ხოლო ზედაპირის ტემპერატურა, პირიქით, მცირდება. ვარსკვლავი ტოვებს მთავარ მიმდევრობას და ხდება წითელი გიგანტი.

ჰელიუმის ბირთვის მასა თანდათან იზრდება და ის იწყებს შეკუმშვას საკუთარი წონის ქვეშ. წითელი გიგანტის ეტაპი მთავრდება ბევრად უფრო სწრაფად, ვიდრე წინა. გზა, რომელსაც შემდგომი ევოლუცია გაივლის, დამოკიდებულია ობიექტის საწყის მასაზე. წითელ გიგანტის ეტაპზე დაბალი მასის ვარსკვლავები იწყებენ შეშუპებას. ამ პროცესის შედეგად, ობიექტი იშლება ჭურვი. იქმნება ვარსკვლავის შიშველი ბირთვიც. ასეთ ბირთვში ყველა შერწყმის რეაქცია დასრულებულია. მას ჰელიუმის თეთრი ჯუჯა ეწოდება. უფრო მასიური წითელი გიგანტები (გარკვეულ ზღვარამდე) ვითარდებიან ნახშირბადის თეთრ ჯუჯებად. მათ ბირთვში ჰელიუმზე მძიმე ელემენტები აქვთ.

მახასიათებლები

თეთრი ჯუჯები არის სხეულები, რომლებიც ჩვეულებრივ ძალიან ახლოს არიან მზესთან. ამავე დროს, მათი ზომა შეესაბამება დედამიწას. ამ კოსმოსური სხეულების კოლოსალური სიმკვრივე და მათ სიღრმეში მიმდინარე პროცესები აუხსნელია კლასიკური ფიზიკის თვალსაზრისით. ვარსკვლავების საიდუმლოებები დაეხმარა კვანტური მექანიკის გამოვლენას.

თეთრი ჯუჯების ნივთიერება არის ელექტრონულ-ბირთვული პლაზმა. მისი დაპროექტება ლაბორატორიაშიც კი თითქმის შეუძლებელია. ამიტომ, ასეთი ობიექტების მრავალი მახასიათებელი გაუგებარი რჩება.

იმ შემთხვევაშიც კი, თუ ვარსკვლავებს მთელი ღამის განმავლობაში შეისწავლით, სპეციალური აღჭურვილობის გარეშე მაინც ვერ შეძლებთ ერთი თეთრი ჯუჯის აღმოჩენას. მათი სიკაშკაშე გაცილებით ნაკლებია ვიდრე მზის. მეცნიერთა აზრით, თეთრი ჯუჯები გალაქტიკის ყველა ობიექტის დაახლოებით 3-დან 10%-მდეა. თუმცა, დღემდე მხოლოდ ისეთები აღმოაჩინეს, რომლებიც დედამიწიდან არაუმეტეს 200-300 პარსეკის დაშორებით არიან განლაგებული.

თეთრი ჯუჯები აგრძელებენ განვითარებას. ჩამოყალიბებისთანავე მათ აქვთ ზედაპირის მაღალი ტემპერატურა, მაგრამ სწრაფად გაცივდებიან. ჩამოყალიბებიდან რამდენიმე ათეული მილიარდი წლის შემდეგ, თეორიის მიხედვით, თეთრი ჯუჯა იქცევა შავ ჯუჯად – სხეულად, რომელიც არ ასხივებს ხილულ სინათლეს.

თეთრი, წითელი ან ლურჯი ვარსკვლავი დამკვირვებლისთვის ძირითადად განსხვავდება ფერით. ასტრონომი უფრო ღრმად გამოიყურება. მისთვის ფერი მაშინვე ბევრს ამბობს ობიექტის ტემპერატურის, ზომისა და მასის შესახებ. ცისფერი ან კაშკაშა ცისფერი ვარსკვლავი არის გიგანტური ცხელი ბურთი, რომელიც ყველა თვალსაზრისით მზეს უსწრებს. თეთრი სანათები, რომელთა მაგალითები აღწერილია სტატიაში, გარკვეულწილად მცირეა. ვარსკვლავების რიცხვები სხვადასხვა კატალოგებში ასევე ბევრს ეუბნება პროფესიონალებს, მაგრამ არა ყველას. დიდი რაოდენობით ინფორმაცია შორეული კოსმოსური ობიექტების ცხოვრების შესახებ ან ჯერ არ არის ახსნილი, ან არც კი რჩება აღმოჩენილი.