Vācu astronoms Frīdrihs Vilhelms Besels vairākus gadus novēroja divu spožu zvaigžņu — Sīriusa un Prokiona — pareizu kustību debesīs un 1844. gadā konstatēja, ka abas tās nepārvietojas taisnās līnijās, bet gan pa raksturīgām viļņainām trajektorijām. Atklājums lika zinātniekam domāt, ka katrai no šīm zvaigznēm ir kāds mums neredzams pavadonis, proti, tā ir fiziski bināra zvaigžņu sistēma.

Besela pieņēmums drīz tika apstiprināts. Amerikāņu optiķis Alvans Klārks Sīriusa pavadoni atklāja 1862. gada 31. janvārī, izmēģinot tikko ražotu objektīvu ar 46 cm diametru. Vēlāk, 1896. gadā, tika atklāts Procyon satelīts. Pēc kāda laika, pamatojoties uz tiešiem teleskopiskiem novērojumiem par šo zvaigžņu un to pavadoņu savstarpējo revolūciju, astronomiem izdevās (ar universālās gravitācijas likuma palīdzību) atrast katra gaismekļa masas. Galvenās zvaigznes, kuras tagad sauc par Sīriusu A un Prokionu A, izrādījās attiecīgi 2,3 un 1,8 reizes masīvākas par Sauli, un to pavadoņu - Sirius B un Procyon B - masas ir 0,98 un 0,65 Saules masas.

Bet Saule, kuras masa ir gandrīz vienāda ar Sīriusu B, spīdētu no attāluma gandrīz tikpat spilgti kā Ziemeļzvaigzne. Tātad, kāpēc Sirius B tika uzskatīts par "neredzamo pavadoni" 18 gadus? Varbūt tāpēc, ka starp viņu un Siriusu A ir mazs leņķiskais attālums? Ne tikai. Kā izrādījās vēlāk, tā ir acīmredzami nepieejama ar neapbruņotu aci, jo tā ir 400 reizes mazāka par Saules spilgtumu. Tiesa, pašā 20. gadsimta sākumā. šis atklājums nešķita īpaši dīvains, jo bija zināms diezgan daudz zvaigžņu ar zemu spilgtumu, un saikne starp zvaigznes masu un tās spožumu vēl nebija noskaidrota. Tikai tad, kad tika iegūti Sīriusa B un Procyon B emisijas spektri, kā arī to temperatūras mērījumi, atklājās šo zvaigžņu "nenormālība".

Ko mums stāsta zvaigžņu efektīvā temperatūra?

Fizikā ir šāds jēdziens - absolūti melns ķermenis. Nē, tas nav melnās krāsas sinonīms caurumiem- atšķirībā no tā, absolūti melns ķermenis var mirdzēt žilbinoši! To sauc par absolūti melnu, jo pēc definīcijas tas absorbē visu uz to krītošo elektromagnētisko starojumu. Teorija apgalvo, ka kopējā gaismas plūsma (visā viļņu garumu diapazonā) no absolūti melna ķermeņa virsmas vienības nav atkarīga no tā struktūras vai ķīmiskā sastāva, bet to nosaka tikai temperatūra. Saskaņā ar Stefana-Bolcmaņa likumu tā spožums ir proporcionāls temperatūras ceturtajai pakāpei. Absolūti melns ķermenis, tāpat kā ideāla gāze, ir tikai fizisks modelis, kas praksē nekad netiek stingri īstenots. Tomēr zvaigžņu gaismas spektrālais sastāvs redzamajā spektra apgabalā ir diezgan tuvu “melnajam ķermenim”. Tāpēc mēs varam pieņemt, ka melnā ķermeņa modelis kopumā pareizi apraksta īstas zvaigznes starojumu.

Efektīva temperatūra Zvaigznes temperatūra ir absolūti melna ķermeņa temperatūra, kas izstaro tādu pašu enerģijas daudzumu uz virsmas laukuma vienību. Vispārīgi runājot, tā nav vienāda ar zvaigznes fotosfēras temperatūru. Tomēr tas ir objektīvs raksturlielums, ko var izmantot, lai novērtētu citas zvaigznes īpašības: spilgtumu, izmēru utt.

10. gados. 20. gadsimtā amerikāņu astronoms Valters Adamss mēģināja noteikt Sirius B efektīvo temperatūru. Tā bija 8000 K, un vēlāk izrādījās, ka astronoms ir kļūdījies un patiesībā tā ir vēl augstāka (apmēram 10 000 K). Līdz ar to šīs zvaigznes spožumam, ja tai būtu Saules izmērs, vajadzēja būt vismaz 10 reizes lielākam par Saules spožumu. Novērotais Sirius B spožums, kā zināms, ir 400 reižu mazāks par Saules spožumu, tas ir, izrādās, ka tas ir vairāk nekā 4 tūkstošus reižu mazāks nekā gaidīts! Vienīgā izeja no šīs pretrunas ir uzskatīt, ka Sirius B ir daudz mazāks redzamās virsmas laukums un līdz ar to mazāks diametrs. Aprēķini parādīja, ka Sirius B ir tikai 2,5 reizes lielāks par Zemi. Bet tas saglabā Saules masu - izrādās, ka tā vidējam blīvumam vajadzētu būt gandrīz 100 tūkstošus reižu lielākam nekā Saulei! Daudzi astronomi atteicās ticēt šādu eksotisku objektu esamībai.

Tikai 1924. gadā, galvenokārt pateicoties angļu astrofiziķa Artura Edingtona pūlēm, kurš izstrādāja teoriju par zvaigznes iekšējo uzbūvi. Astronomijas sabiedrība beidzot atzina Sīriusa un Prokiona kompaktos satelītus par īstiem pilnīgi jaunas zvaigžņu klases pārstāvjiem, kas tagad pazīstami kā baltie punduri. “Balts” - jo pirmie šāda veida pārstāvji bija karsti zili balti gaismekļi, "rūķi" - jo tiem ir ļoti mazs spožums un izmēri.

Spektrālo pētījumu rezultāti

Kā mēs jau noskaidrojām, balto punduru blīvums ir daudzus tūkstošus reižu lielāks nekā parastajām zvaigznēm. Tas nozīmē, ka to vielai jābūt kādā īpašā, iepriekš nezināmā agregātstāvoklī. Uz to liecināja arī neparastie balto punduru spektri.

Pirmkārt, to absorbcijas līnijas ir daudzkārt platākas nekā parastajām zvaigznēm. Otrkārt, ūdeņraža līnijas var atrasties balto punduru spektros tik augstās temperatūrās, pie kurām tās nav sastopamas parasto zvaigžņu spektros, jo viss ūdeņradis ir jonizēts. To visu teorētiski varētu izskaidrot ar ļoti augsto matērijas spiedienu balto punduru atmosfērās.

Nākamā šo eksotisko zvaigžņu spektru iezīme ir tāda, ka visu ķīmisko elementu līnijas ir nedaudz sarkani nobīdītas, salīdzinot ar atbilstošajām līnijām spektros, kas iegūti sauszemes laboratorijās. Tas ir tā sauktās gravitācijas sarkanās nobīdes efekts, kas saistīts ar faktu, ka gravitācijas paātrinājums uz baltā pundura virsmas ir daudzkārt lielāks nekā uz Zemes.

Patiešām, no universālās gravitācijas likuma izriet, ka gravitācijas paātrinājums uz zvaigznes virsmas ir tieši proporcionāls tās masai un apgriezti proporcionāls rādiusa kvadrātam. Balto punduru masas ir tuvu parasto zvaigžņu masām, un to rādiusi ir daudzkārt mazāki. Tāpēc gravitācijas paātrinājums uz balto punduru virsmas ir ļoti liels: apmēram 10 5 - 10 6 m/s 2. Atcerēsimies, ka uz Zemes tas ir 9,8 m/s 2, t.i., 10 000 - 100 000 reižu mazāks.

Pēc identificētā ķīmiskā sastāva balto punduru spektri tiek iedalīti divās kategorijās: vieni ar ūdeņraža līnijām, citi bez ūdeņraža līnijām, bet ar neitrāla vai jonizēta hēlija vai smago elementu līnijām. "Ūdeņraža" punduriem dažreiz ir ievērojami augstāka temperatūra (līdz 60 000 K un augstāka) nekā "hēlija" punduriem (11 000 - 20 000 K). Pamatojoties uz to, zinātnieki nonāca pie secinājuma, ka pēdējā vielā praktiski nav ūdeņraža.

Turklāt tika atklāti baltie punduri, kuru spektrus nevarēja identificēt ar zinātnei zināmiem ķīmiskajiem elementiem un savienojumiem. Vēlāk tika atklāts, ka šīm zvaigznēm ir magnētiskie lauki, kas bija 1000 līdz 100 000 reižu spēcīgāki par tiem, kas atrodas uz Saules. Pie šāda magnētiskā lauka stipruma atomu un molekulu spektri tiek izkropļoti līdz nepazīšanai, padarot tos grūti identificēt.

Baltie punduri ir deģenerētas zvaigznes
Balto punduru iekšpusē blīvums var sasniegt 10 10 kg/m 3 lielumu. Pie šādām blīvuma vērtībām (un pat pie zemākām, kas raksturīgas balto punduru ārējiem slāņiem) gāzes fizikālās īpašības būtiski mainās, un ideālās gāzes likumi tai vairs nav piemērojami. 20. gadu vidū. Itāļu fiziķis Enriko Fermi izstrādāja teoriju, kas apraksta gāzu īpašības ar baltajiem punduriem raksturīgu blīvumu. Izrādījās, ka šādas gāzes spiedienu nenosaka tās temperatūra. Tas saglabājas augsts pat tad, ja viela atdziest līdz absolūtai nullei! Gāzi ar šādām īpašībām sauc deģenerēts.

1926. gadā angļu fiziķis Ralfs Faulers veiksmīgi pielietoja deģenerētas gāzes teoriju baltajiem punduriem (un tikai vēlāk Fermi teorija atrada daudzus pielietojumus “zemes” fizikā). Pamatojoties uz šo teoriju, tika izdarīti divi svarīgi secinājumi. Pirmkārt, baltā pundura rādiusu konkrētam vielas ķīmiskajam sastāvam unikāli nosaka tā masa. Otrkārt, baltā pundura masa nevar pārsniegt noteiktu kritisko vērtību, kuras vērtība ir aptuveni 1,4 saules masas.

Turpmākie novērojumi un pētījumi apstiprināja šīs teorētiskās atziņas un ļāva izdarīt galīgo secinājumu, ka balto punduru iekšienē ūdeņraža praktiski nav. Tā kā deģenerētās gāzes teorija labi izskaidroja balto punduru novērotās īpašības, tos sāka saukt deģenerētas zvaigznes. Nākamais posms bija to veidošanās teorijas konstruēšana.

Kā veidojas baltie punduri

Mūsdienu zvaigžņu evolūcijas teorijā baltie punduri tiek uzskatīti par vidējas un mazas masas (mazāk par 3–4 Saules masām) zvaigžņu evolūcijas pēdējo posmu.

Kad viss ūdeņradis novecojošas zvaigznes centrālajos reģionos ir izdedzis, tās kodolam vajadzētu sarauties un uzkarst. Tajā pašā laikā ārējie slāņi ievērojami paplašinās, zvaigznes efektīvā temperatūra pazeminās, un tā kļūst par sarkanu milzi. Iegūtais retinātais zvaigznes apvalks ir ļoti vāji savienots ar kodolu, tas galu galā izkliedējas kosmosā. Bijušā sarkanā milža vietā paliek ļoti karsta un kompakta zvaigzne, kas sastāv galvenokārt no hēlija - baltā pundura. Augstās temperatūras dēļ tas izstaro galvenokārt ultravioleto staru diapazonā un jonizē izplešanās apvalka gāzi.

Izplešas čaulas ap karstām zvaigznēm ir zināmas jau ilgu laiku. Viņus sauc planētu miglāji un tika atvērti 18. gadsimtā. Viljams Heršels. To novērotais skaits labi saskan ar sarkano milžu un balto punduru skaitu un līdz ar to arī ar to, ka galvenais balto punduru veidošanās mehānisms ir parasto zvaigžņu evolūcija ar to gāzes apvalka izmešanu pie sarkanā milža. posms.

Ciešās bināro zvaigžņu sistēmās sastāvdaļas atrodas tik tuvu viena otrai, ka starp tām notiek vielu apmaiņa. Sarkanā milža uzpūstais apvalks nepārtraukti plūst uz kaimiņu zvaigzni, līdz palicis tikai baltais punduris. Iespējams, pirmie atklātie balto punduru pārstāvji – Sīriuss B un Prokions B – veidojušies tieši šādā veidā.

40. gadu beigās. Padomju astrofiziķis Samuils Aronovičs Kaplans parādīja, ka balto punduru starojums noved pie to atdzišanas. Tas nozīmē, ka šīm zvaigznēm nav iekšējo enerģijas avotu. Kaplans arī izveidoja kvantitatīvu teoriju par balto punduru atdzišanu, un 50. gadu sākumā. Angļu un franču zinātnieki nonāca pie līdzīgiem secinājumiem. Tiesa, nelielās virsmas dēļ šīs zvaigznes atdziest ārkārtīgi lēni.

Tātad lielāko daļu novēroto balto punduru īpašību var izskaidrot ar to milzīgo vielas blīvumu un ļoti spēcīgo gravitācijas lauku uz to virsmām. Tas padara baltos pundurus par unikāliem objektiem: vēl nav iespējams reproducēt apstākļus, kādos to viela atrodama sauszemes laboratorijās.

Ja paskatās cieši naksnīgajās debesīs, ir viegli pamanīt, ka zvaigznes, kas skatās uz mums, atšķiras pēc krāsas. Zilgani, balti, sarkani, tie vienmērīgi spīd vai mirgo kā Ziemassvētku eglītes vītne. Izmantojot teleskopu, krāsu atšķirības kļūst skaidrākas. Iemesls, kas izraisīja šādu daudzveidību, ir fotosfēras temperatūra. Un, pretēji loģiskajam pieņēmumam, karstākās zvaigznes ir nevis sarkanās, bet gan zilas, zili baltas un baltas zvaigznes. Bet vispirms vispirms.

Spektrālā klasifikācija

Zvaigznes ir milzīgas, karstas gāzes bumbiņas. Tas, kā mēs tos redzam no Zemes, ir atkarīgs no daudziem parametriem. Piemēram, zvaigznes patiesībā nemirgo. To ir ļoti viegli pārbaudīt: vienkārši atcerieties Sauli. Mirgojošais efekts rodas tāpēc, ka gaisma, kas nāk no kosmiskajiem ķermeņiem, pārvar starpzvaigžņu vidi, kas ir pilna ar putekļiem un gāzēm. Vēl viena lieta ir krāsa. Tas ir čaulu (īpaši fotosfēras) uzsildīšanas līdz noteiktai temperatūrai sekas. Faktiskā krāsa var atšķirties no šķietamās krāsas, taču atšķirība parasti ir neliela.

Mūsdienās visā pasaulē izmanto Hārvardas zvaigžņu spektrālo klasifikāciju. Tas ir balstīts uz temperatūru un ir balstīts uz spektra līniju veidu un relatīvo intensitāti. Katra klase atbilst noteiktas krāsas zvaigznēm. Klasifikācija tika izstrādāta Hārvardas observatorijā 1890.-1924.gadā.

Viens noskūts anglis košļāja dateles kā burkānus

Ir septiņas galvenās spektrālās klases: O—B—A—F—G—K—M. Šī secība atspoguļo pakāpenisku temperatūras pazemināšanos (no O līdz M). Lai to atcerētos, ir īpašas mnemoniskas formulas. Krievu valodā viens no tiem izklausās šādi: "Viens noskūts anglis košļāja dateles kā burkānus." Šīm klasēm tiek pievienotas vēl divas klases. Burti C un S apzīmē aukstus gaismekļus ar metālu oksīdu joslām spektrā. Apskatīsim tuvāk zvaigžņu klases:

• O klasei raksturīga augstākā virsmas temperatūra (no 30 līdz 60 tūkstošiem Kelvinu). Šāda veida zvaigznes pārsniedz Sauli 60 reizes pēc masas un 15 reizes pēc rādiusa. To redzamā krāsa ir zila. Spožuma ziņā tie ir vairāk nekā miljons reižu lielāki par mūsu zvaigzni. Šai klasei piederošajai zilajai zvaigznei HD93129A ir raksturīgs viens no augstākajiem spožumiem starp zināmajiem kosmiskajiem ķermeņiem. Pēc šī rādītāja tas ir 5 miljonus reižu priekšā Saulei. Zilā zvaigzne atrodas 7,5 tūkstošu gaismas gadu attālumā no mums.
• B klases temperatūra ir 10-30 tūkstoši kelvinu, kas ir 18 reizes lielāka nekā Saules masa. Tās ir zili baltas un baltas zvaigznes. To rādiuss ir 7 reizes lielāks nekā Saules rādiuss.
• A klasei raksturīga 7,5–10 tūkstošu kelvinu temperatūra, rādiuss un masa, kas ir attiecīgi 2,1 un 3,1 reizi augstāki nekā Saulei. Tās ir baltas zvaigznes.
• F klase: temperatūra 6000-7500 K. Masa ir 1,7 reizes lielāka par sauli, rādiuss ir 1,3. No Zemes šādas zvaigznes arī šķiet baltas, to patiesā krāsa ir dzeltenīgi balta.
• G klase: temperatūra 5-6 tūkstoši kelvinu. Saule pieder šai klasei. Šādu zvaigžņu redzamā un patiesā krāsa ir dzeltena.
• K klase: temperatūra 3500-5000 K. Rādiuss un masa ir mazāki par saules, 0,9 un 0,8 no atbilstošajiem gaismekļa parametriem. Šo no Zemes redzamo zvaigžņu krāsa ir dzeltenīgi oranža.
• M klase: temperatūra 2-3,5 tūkstoši kelvinu. Masa un rādiuss ir 0,3 un 0,4 no līdzīgiem Saules parametriem. No mūsu planētas virsmas tie izskatās sarkani oranži. Beta Andromedae un Alfa gailenes pieder M klasei. Daudziem pazīstama spilgti sarkana zvaigzne ir Betelgeuse (alpha Orionis). Vislabāk to meklēt debesīs ziemā. Sarkanā zvaigzne atrodas virs un nedaudz pa kreisi

Katra klase ir sadalīta apakšklasēs no 0 līdz 9, tas ir, no karstākās līdz aukstākajai. Zvaigžņu skaitļi norāda uz piederību noteiktam spektrālajam tipam un fotosfēras sildīšanas pakāpi salīdzinājumā ar citām grupas zvaigznēm. Piemēram, Saule pieder G2 klasei.

Vizuālie baltumi

Tādējādi zvaigžņu klases B līdz F no Zemes var izskatīties baltas. Un tikai A tipa objektiem faktiski ir šāda krāsa. Tādējādi zvaigzne Saifs (Oriona zvaigznājs) un Algols (beta Persei) šķitīs baltas novērotājam, kas nav bruņots ar teleskopu. Tie pieder pie B spektrālās klases. To patiesā krāsa ir zili balta. Arī Mithrac un Procyon, spožākās zvaigznes debesu rakstos Perseus un Canis Minor, šķiet baltas. Tomēr to patiesā krāsa ir tuvāk dzeltenai (F pakāpe).

Kāpēc novērotājam uz Zemes zvaigznes ir baltas? Krāsu izkropļo milzīgais attālums, kas atdala mūsu planētu no šādiem objektiem, kā arī apjomīgie putekļu un gāzes mākoņi, kas bieži sastopami kosmosā.

A klase

Baltajām zvaigznēm nav raksturīga tik augsta temperatūra kā O un B klases pārstāvjiem. Viņu fotosfēra uzsilst līdz 7,5-10 tūkstošiem Kelvinu. A spektrālās klases zvaigznes ir daudz lielākas par Sauli. Arī to spožums ir lielāks – apmēram 80 reizes.

A zvaigžņu spektri parāda spēcīgas Balmer sērijas ūdeņraža līnijas. Citu elementu līnijas ir ievērojami vājākas, taču tās kļūst nozīmīgākas, pārejot no apakšklases A0 uz A9. Milžus un supergigantus, kas pieder pie A spektrālās klases, raksturo nedaudz mazāk izteiktas ūdeņraža līnijas nekā galvenās secības zvaigznēm. Šo gaismekļu gadījumā smago metālu līnijas kļūst pamanāmākas.

Daudzas savdabīgas zvaigznes pieder pie A spektrālās klases. Šis termins attiecas uz gaismekļiem, kuru spektrā un fiziskajos parametros ir pamanāmas iezīmes, kas apgrūtina to klasifikāciju. Piemēram, diezgan retām zvaigznēm, piemēram, Lambda Boötes, ir raksturīgs smago metālu trūkums un ļoti lēna rotācija. Pie savdabīgiem gaismekļiem pieder arī baltie punduri.

A klasē ietilpst tādi spilgti nakts debesu objekti kā Sirius, Mencalinan, Alioth, Castor un citi. Iepazīsim viņus tuvāk.

Alpha Canis Majoris

Sīriuss ir spožākā, lai arī ne tuvākā zvaigzne debesīs. Attālums līdz tam ir 8,6 gaismas gadi. Novērotājam uz Zemes tas šķiet tik spilgts, jo tam ir iespaidīgs izmērs, taču tas nav tik tālu kā daudzi citi lieli un spilgti objekti. Saulei tuvākā zvaigzne ir Sīriuss, kas šajā sarakstā ir piektajā vietā.

Tas attiecas uz un ir divu komponentu sistēma. Sirius A un Sirius B ir atdalītas ar 20 astronomisko vienību attālumu un rotē ar periodu, kas ir nedaudz mazāks par 50 gadiem. Sistēmas pirmā sastāvdaļa, galvenās secības zvaigzne, pieder pie spektrālās klases A1. Tās masa ir divas reizes lielāka nekā Saulei, un tās rādiuss ir 1,7 reizes. Tas ir tas, ko var novērot ar neapbruņotu aci no Zemes.

Otrā sistēmas sastāvdaļa ir baltais punduris. Zvaigzne Sirius B pēc masas ir gandrīz vienāda ar mūsu zvaigzni, kas šādiem objektiem nav raksturīgi. Parasti baltajiem punduriem ir raksturīga 0,6–0,7 saules masa. Tajā pašā laikā Sirius B izmēri ir tuvi Zemes izmēriem. Tiek uzskatīts, ka baltā pundura stadija šai zvaigznei sākās aptuveni pirms 120 miljoniem gadu. Kad Sīriuss B atradās galvenajā secībā, tā, iespējams, bija zvaigzne ar 5 Saules masu masu un piederēja B spektrālajai klasei.

Sirius A, pēc zinātnieku domām, pēc aptuveni 660 miljoniem gadu pāries uz nākamo evolūcijas posmu. Tad tas pārvērtīsies par sarkanu milzi, bet nedaudz vēlāk - par baltu punduri, tāpat kā tā pavadonis.

Alfa ērglis

Tāpat kā Sīriuss, daudzas baltās zvaigznes, kuru nosaukumi ir doti zemāk, ir labi zināmas ne tikai cilvēkiem, kuri interesējas par astronomiju, pateicoties to spilgtumam un biežai pieminēšanai zinātniskās fantastikas literatūras lappusēs. Altair ir viens no šiem gaismekļiem. Alfa ērglis ir atrodams, piemēram, Stīvenā Kingā. Šī zvaigzne ir skaidri redzama nakts debesīs, pateicoties tās spilgtumam un salīdzinoši tuvajai atrašanās vietai. Attālums starp Sauli un Altairu ir 16,8 gaismas gadi. No A spektrālās klases zvaigznēm tuvāk mums ir tikai Sīriuss.

Altairs ir 1,8 reizes masīvāks par Sauli. Tā raksturīgā iezīme ir ļoti ātra rotācija. Zvaigzne veic vienu apgriezienu ap savu asi mazāk nekā deviņās stundās. Rotācijas ātrums pie ekvatora ir 286 km/s. Rezultātā “ņiprais” Altairs tiks saplacināts no stabiem. Turklāt eliptiskās formas dēļ zvaigznes temperatūra un spilgtums samazinās no poliem līdz ekvatoram. Šo efektu sauc par "gravitācijas aptumšošanu".

Vēl viena Altair iezīme ir tā, ka tā spīdums laika gaitā mainās. Tas pieder pie Scuti delta tipa mainīgajiem.

Alfa Lyrae

Vega ir visvairāk pētīta zvaigzne pēc Saules. Alpha Lyrae ir pirmā zvaigzne, kurai ir noteikts spektrs. Viņa kļuva par otro spīdekli aiz Saules, kas iemūžināta fotogrāfijā. Vega bija arī viena no pirmajām zvaigznēm, līdz kurai zinātnieki izmērīja attālumu, izmantojot parlaksa metodi. Ilgu laiku, nosakot citu objektu lielumus, zvaigznes spilgtums tika pieņemts kā 0.

Alpha Lyrae ir labi pazīstama gan astronomiem amatieriem, gan parastajiem novērotājiem. Tas ir piektais spožākais starp zvaigznēm un ir iekļauts vasaras trijstūra asterismā kopā ar Altair un Deneb.

Attālums no Saules līdz Vegai ir 25,3 gaismas gadi. Tās ekvatoriālais rādiuss un masa ir attiecīgi 2,78 un 2,3 reizes lielākas par līdzīgiem mūsu zvaigznes parametriem. Zvaigznes forma ir tālu no ideālas sfēras. Diametrs pie ekvatora ir ievērojami lielāks nekā pie poliem. Iemesls ir milzīgais griešanās ātrums. Pie ekvatora tas sasniedz 274 km/s (Saulei šis parametrs ir nedaudz vairāk par diviem kilometriem sekundē).

Viena no Vega iezīmēm ir putekļu disks, kas to ieskauj. Tiek uzskatīts, ka tas radās liela skaita komētu un meteorītu sadursmju rezultātā. Putekļu disks griežas ap zvaigzni un tiek sildīts ar tās starojumu. Tā rezultātā palielinās Vega infrasarkanā starojuma intensitāte. Pirms neilga laika diskā tika atklātas asimetrijas. Iespējamais izskaidrojums ir tāds, ka zvaigznei ir vismaz viena planēta.

Alfa Dvīņi

Otrs spilgtākais objekts Dvīņu zvaigznājā ir Kastors. Viņš, tāpat kā iepriekšējie gaismekļi, pieder pie spektrālās klases A. Kastors ir viena no spožākajām zvaigznēm naksnīgajās debesīs. Atbilstošajā sarakstā tā atrodas 23. vietā.

Castor ir daudzkārtēja sistēma, kas sastāv no sešiem komponentiem. Divi galvenie elementi (Castor A un Castor B) griežas ap kopīgu masas centru ar periodu 350 gadi. Katra no divām zvaigznēm ir spektrāla bināra zvaigzne. Castor A un Castor B komponenti ir mazāk spilgti un, iespējams, pieder pie M spektrālās klases.

Castor S nebija uzreiz saistīts ar sistēmu. Sākotnēji tā tika iecelta kā neatkarīga zvaigzne YY Gemini. Pētot šo debesu apgabalu, kļuva zināms, ka šis gaismeklis ir fiziski saistīts ar Castor sistēmu. Zvaigzne griežas ap visiem komponentiem kopīgu masas centru ar vairāku desmitu tūkstošu gadu periodu un ir arī spektrāls binārs.

Beta Aurigae

Aurigas debesu raksts ietver aptuveni 150 “punktus”, no kuriem daudzas ir baltas zvaigznes. Gaismekļu vārdi maz ko pastāstīs cilvēkam, kas ir tālu no astronomijas, taču tas nemazina to nozīmi zinātnē. Spilgtākais objekts debess attēlā, kas pieder pie A spektrālās klases, ir Mencalinan jeb beta Aurigae. Zvaigznes nosaukums tulkojumā no arābu valodas nozīmē “grožu īpašnieka plecs”.

Menkalināns ir trīskārša sistēma. Tās divas sastāvdaļas ir A spektrālās klases subgianti. Katras no tām spilgtums pārsniedz Saules spilgtumu 48 reizes. Tos atdala 0,08 astronomisko vienību attālums. Trešā sastāvdaļa ir sarkanais punduris, kas atrodas 330 AU attālumā no pāra. e.

Epsilon Ursa Major

Spilgtākais “punkts” varbūt visslavenākajā ziemeļu debesu zvaigznājā (Ursa Major) ir Aliots, kas arī klasificēts A klasē. Šķietamais magnitūds - 1,76. Spilgtāko gaismekļu sarakstā zvaigzne ieņem 33. vietu. Alioth ir iekļauts Big Dipper asterismā un atrodas tuvāk bļodai nekā citi gaismekļi.

Aliota spektru raksturo neparastas līnijas, kas svārstās 5,1 dienas laikā. Tiek pieņemts, ka pazīmes ir saistītas ar zvaigznes magnētiskā lauka ietekmi. Spektrālās svārstības, saskaņā ar jaunākajiem datiem, var rasties kosmiskā ķermeņa tiešā tuvumā, kura masa gandrīz 15 reizes pārsniedz Jupitera masu. Vai tas tā ir, joprojām ir noslēpums. Astronomi to, tāpat kā citus zvaigžņu noslēpumus, cenšas izprast katru dienu.

Baltie punduri

Stāsts par baltajām zvaigznēm būs nepilnīgs, nepieminot to gaismekļu evolūcijas posmu, kas tiek apzīmēts kā “baltais punduris”. Šādi objekti savu nosaukumu ieguvuši tāpēc, ka pirmie atklātie piederēja A spektrālajai klasei. Tie bija Sīriuss B un 40 Eridani B. Mūsdienās baltos pundurus sauc par vienu no zvaigznes dzīves pēdējā posma variantiem.

Ļaujiet mums sīkāk pakavēties pie gaismekļu dzīves cikla.

Zvaigžņu evolūcija

Zvaigznes nedzimst vienā naktī: katra no tām iziet vairākus posmus. Pirmkārt, gāzu un putekļu mākonis sāk sarukt savas ietekmes ietekmē Lēnām tas iegūst bumbiņas formu, savukārt gravitācijas enerģija pārvēršas siltumā - objekta temperatūra paaugstinās. Brīdī, kad tā sasniedz 20 miljonu Kelvinu vērtību, sākas kodolsintēzes reakcija. Šis posms tiek uzskatīts par pilnvērtīgas zvaigznes dzīves sākumu.

Gaismekļi lielāko daļu laika pavada galvenajā secībā. To dziļumos pastāvīgi notiek ūdeņraža cikla reakcijas. Zvaigžņu temperatūra var atšķirties. Kad kodolā beidzas viss ūdeņradis, sākas jauns evolūcijas posms. Tagad hēlijs kļūst par degvielu. Tajā pašā laikā zvaigzne sāk paplašināties. Tā spožums palielinās, un virsmas temperatūra, gluži pretēji, samazinās. Zvaigzne atstāj galveno secību un kļūst par sarkano milzi.

Hēlija serdes masa pakāpeniski palielinās, un tā sāk saspiesties zem sava svara. Sarkanā milža posms beidzas daudz ātrāk nekā iepriekšējais. Ceļš, ko veiks tālākā evolūcija, ir atkarīgs no objekta sākotnējās masas. Zemas masas zvaigznes sarkanā milzu stadijā sāk uzbriest. Šī procesa rezultātā objekts izmet čaulas. Veidojas arī kails zvaigznes kodols. Šādā kodolā visas saplūšanas reakcijas tika pabeigtas. To sauc par hēlija balto punduri. Masīvāki sarkanie milži (zināmā mērā) pārvēršas par baltajiem punduriem uz oglekļa bāzes. To serdeņos ir elementi, kas ir smagāki par hēliju.

Raksturlielumi

Baltie punduri ir ķermeņi, kuru masa parasti ir ļoti tuvu Saulei. Turklāt to izmērs atbilst zemes izmēram. Šo kosmisko ķermeņu kolosālais blīvums un to dzīlēs notiekošie procesi ir neizskaidrojami no klasiskās fizikas viedokļa. Kvantu mehānika palīdzēja atklāt zvaigžņu noslēpumus.

Balto punduru viela ir elektronu kodola plazma. To ir gandrīz neiespējami uzbūvēt pat laboratorijā. Tāpēc daudzas šādu objektu īpašības paliek neskaidras.

Pat visu nakti pētot zvaigznes, bez speciāla aprīkojuma nevarēs atklāt vismaz vienu balto punduri. To spožums ir ievērojami mazāks nekā saules spožums. Pēc zinātnieku domām, baltie punduri veido aptuveni 3 līdz 10% no visiem galaktikas objektiem. Tomēr līdz šim ir atrasti tikai tie no tiem, kas atrodas ne tālāk kā 200-300 parseku attālumā no Zemes.

Baltie punduri turpina attīstīties. Tūlīt pēc veidošanās tiem ir augsta virsmas temperatūra, bet tie ātri atdziest. Dažus desmitus miljardu gadu pēc veidošanās, saskaņā ar teoriju, baltais punduris pārvēršas par melno punduri – ķermeni, kas neizstaro redzamu gaismu.

Novērotājam balta, sarkana vai zila zvaigzne galvenokārt atšķiras pēc krāsas. Astronoms skatās dziļāk. Krāsa uzreiz daudz pasaka par objekta temperatūru, izmēru un masu. Zila vai gaiši zila zvaigzne ir milzu karsta bumba, kas visos aspektos ir tālu priekšā Saulei. Baltie gaismekļi, kuru piemēri ir aprakstīti rakstā, ir nedaudz mazāki. Zvaigžņu numuri dažādos katalogos arī profesionāļiem pasaka daudz, bet ne visu. Liela daļa informācijas par tālu kosmosa objektu dzīvi vai nu vēl nav izskaidrota, vai arī paliek neatklāta.

Zvaigznes: viņu dzimšana, dzīve un nāve [Trešais izdevums, pārskatīts] Šklovskis Džozefs Samuilovičs

10. nodaļa Kā darbojas baltie punduri?

10. nodaļa Kā darbojas baltie punduri?

1. paragrāfā, kad mēs apspriedām dažādu zvaigžņu fizikālās īpašības, kas attēlotas Hertzprung-Russell diagrammā, uzmanība jau tika pievērsta tā sauktajiem “baltajiem punduriem”. Tipisks šīs zvaigžņu klases pārstāvis ir slavenais Sīriusa satelīts, tā sauktais “Sirius B”. Vienlaikus tika uzsvērts, ka šīs dīvainās zvaigznes mūsu Galaktikā nebūt nav reta kaut kādu patoloģisku “briesmīgumu” kategorija. Gluži pretēji, tā ir ļoti liela zvaigžņu grupa. Galaktikā tām jābūt vismaz vairākiem miljardiem un varbūt pat desmit miljardiem, t.i., līdz 10% no visām mūsu milzu zvaigžņu sistēmas zvaigznēm. Līdz ar to baltajiem punduriem vajadzēja veidoties kāda regulāra procesa rezultātā, kas notika ievērojamā zvaigžņu proporcijā. Un no tā izriet, ka mūsu izpratne par zvaigžņu pasauli būs ļoti tālu no pilnīgas, ja mēs neizpratīsim balto punduru būtību un nenoskaidrosim jautājumu par to izcelsmi. Tomēr šajā sadaļā mēs neapspriedīsim jautājumus, kas saistīti ar balto punduru veidošanās problēmu, tas tiks darīts § 13. Mūsu uzdevums šobrīd ir mēģināt izprast šo apbrīnojamo objektu būtību. Galvenās balto punduru īpašības ir:

a. Masa ļoti neatšķiras no Saules masas rādiusā, kas ir simts reizes mazāks par Saules masu. Balto punduru izmēri ir tādā pašā secībā kā zemeslodes izmēri.

b. Tas nozīmē milzīgu vielas vidējo blīvumu, kas sasniedz līdz 10 6 -10 7 g/cm 3 (t.i., līdz desmit tonnām “saspiests” kubikcentimetrā!).

c. Balto punduru spožums ir ļoti zems: simtiem un tūkstošiem reižu mazāks nekā Saulei.

Pirmo reizi mēģinot analizēt apstākļus balto punduru interjerā, mēs uzreiz saskaramies ar ļoti lielām grūtībām. 6. paragrāfā tika izveidota saikne starp zvaigznes masu, tās rādiusu un centrālo temperatūru (skat. formulu (6.2)). Tā kā pēdējam vajadzētu būt apgriezti proporcionālam zvaigznes rādiusam, šķiet, ka balto punduru centrālajām temperatūrām vajadzētu sasniegt milzīgas vērtības, kas ir daudzu simtu miljonu kelvinu. Pie šādām zvērīgām temperatūrām tur noteikti bija izdalījies nesamērīgi liels kodolenerģijas daudzums. Pat ja pieņemam, ka viss tur esošais ūdeņradis ir “izdedzis”, trīskāršā hēlija reakcijai vajadzētu būt ļoti efektīvai. Kodolreakciju laikā izdalītajai enerģijai ir “jāizplūst” uz virsmu un jānokļūst starpzvaigžņu telpā starojuma veidā, kam vajadzēja būt ārkārtīgi spēcīgam. Tikmēr balto punduru spožums ir pavisam niecīgs, par vairākām kārtām mazāks nekā “parastajām” tādas pašas masas zvaigznēm. Kas noticis?

Mēģināsim izprast šo paradoksu.

Pirmkārt, tik liela nesakritība starp paredzamo un novēroto spožumu nozīmē, ka formula (6.2) § 6 vienkārši nav piemērojama baltajiem punduriem. Tagad atcerēsimies, kādi pamatpieņēmumi tika izdarīti, atvasinot šo formulu. Pirmkārt, tika pieņemts, ka zvaigzne atrodas līdzsvara stāvoklī divu spēku ietekmē: gravitācijas un gāzes spiediena. Nav šaubu, ka baltie punduri atrodas hidrostatiskā līdzsvara stāvoklī, par ko mēs sīkāk runājām 6. §. Pretējā gadījumā tie īsā laikā beigtu pastāvēt: tie izkliedētu starpzvaigžņu telpā, ja spiediens pārsniegtu gravitāciju, vai arī tie saruktu “līdz punktam”, ja gravitāciju nekompensētu gāzes spiediens. Nav šaubu arī par universālās gravitācijas likuma universālumu: gravitācijas spēks darbojas visur, un tas nav atkarīgs no citām matērijas īpašībām, izņemot tās daudzumu. Tad atliek tikai viena iespēja: apšaubīt gāzes spiediena atkarību no temperatūras, ko ieguvām, izmantojot labi zināmo Klepeirona likumu.

Šis likums ir spēkā ideālai gāzei. 6.§ mēs pārliecinājāmies, ka parasto zvaigžņu iekšpuses vielu var pietiekami precīzi uzskatīt par ideālu gāzi. Tāpēc loģisks secinājums ir tāds, ka balto punduru iekšienē ļoti blīvā viela jau ir nav ideāla gāze.

Tiesa, ir pamats šaubīties, vai šī viela ir gāze? Vai tas varētu būt šķidrs vai ciets? Ir viegli saprast, ka tas tā nav. Galu galā šķidrumos un cietās vielās tie ir cieši iesaiņoti atomi, kas saskaras ar saviem elektronu apvalkiem, kas nav tik mazi: apmēram 10 -8 cm atomu kodoli, kuros ir koncentrēta gandrīz visa atomu masa, nevar “pārvietoties” viens otram tuvāk par šo attālumu. No tā uzreiz izriet, ka cietas vai šķidras vielas vidējais blīvums nevar būtiski pārsniegt

20 g/cm3. Fakts, ka vidējais matērijas blīvums baltajos punduros var būt desmitiem tūkstošu reižu lielāks, nozīmē, ka kodoli atrodas viens no otra ievērojami mazākā attālumā par 10-8 cm. No tā izriet, ka atomu elektronu apvalki ir, it kā “sasmalcina”, un kodoli tiek atdalīti no elektroniem. Šajā ziņā mēs varam runāt par balto punduru interjera vielu kā ļoti blīvu plazmu. Bet plazma galvenokārt ir gāze, tas ir, vielas stāvoklis, kad attālums starp daļiņām, kas to veido, ievērojami pārsniedz pēdējo izmēru. Mūsu gadījumā attālums starp kodoliem nav mazāks par

10 -10 cm, savukārt kodolu izmēri ir niecīgi - apmēram 10 -12 cm.

Tātad balto punduru iekšpuses viela ir ļoti blīva jonizēta gāze. Tomēr milzīgā blīvuma dēļ tās fizikālās īpašības krasi atšķiras no ideālas gāzes īpašībām. Šo atšķirību starp īpašībām nevajadzētu jaukt ar īpašībām īstas gāzes, kas fizikas kursos tiek apspriesti diezgan daudz.

Tiek noteiktas jonizētas gāzes specifiskās īpašības pie īpaši augsta blīvuma deģenerācija. Šo parādību var izskaidrot tikai ietvaros kvantu mehānika. “Deģenerācijas” jēdziens klasiskajai fizikai ir svešs. Kas tas ir? Lai atbildētu uz šo jautājumu, vispirms būs nedaudz jāpakavējas pie elektronu kustības pazīmēm atomā, ko apraksta kvantu mehānikas likumi. Katra elektrona stāvokli atomu sistēmā nosaka, norādot kvantu skaitļus. Šie skaitļi ir Galvenais kvantu skaitlis n, kas nosaka elektrona enerģiju atomā, kvantu skaitli l, dodot elektrona orbitālā leņķiskā impulsa vērtību, kvantu skaitli m, norādot šī momenta projekcijas vērtību fiziski izvēlētā virzienā (piemēram, magnētiskā lauka virzienu) un, visbeidzot, kvantu skaitli s, dodot vērtību pašu griezes momentu elektrons (spin). Kvantu mehānikas pamatlikums ir Pauli princips, kas aizliedz jebkurai kvantu sistēmai (piemēram, kompleksam atomam) jebkuriem diviem elektroniem būt vienādiem kvantu skaitļiem. Izskaidrosim šo principu, izmantojot vienkāršu atoma pusklasisko Bora modeli. Trīs kvantu skaitļu kombinācija (izņemot spinu) nosaka elektrona orbītu atomā. Pauli princips, kas tiek piemērots šim atoma modelim, aizliedz vairāk nekā diviem elektroniem atrasties vienā kvantu orbītā. Ja šādā orbītā ir divi elektroni, tad tiem vajadzētu būt pretēji vērstiem spiniem. Tas nozīmē, ka, lai gan trīs šādu elektronu kvantu skaitļi var būt vienādi, kvantu skaitļiem, kas raksturo elektronu spinus, ir jābūt atšķirīgiem.

Pauli principam ir liela nozīme visā atomu fizikā. Jo īpaši, tikai pamatojoties uz šo principu, var saprast visas Mendeļejeva periodiskās elementu sistēmas iezīmes. Pauli principam ir universāla nozīme, un tas ir piemērojams visām kvantu sistēmām, kas sastāv no liela skaita identisku daļiņu. Šādas sistēmas piemērs jo īpaši ir parastie metāli istabas temperatūrā. Kā zināms, metālos ārējie elektroni nav saistīti ar saviem “saviem” kodoliem, bet ir it kā “socializēti”. Tie pārvietojas metāla jonu režģa sarežģītajā elektriskajā laukā. Aptuvenā, daļēji klasiskā tuvinājumā var iedomāties, ka elektroni pārvietojas pa dažām, kaut arī ļoti sarežģītām trajektorijām. Un, protams, šādām trajektorijām ir jāievēro arī Pauli princips. Tas nozīmē, ka pa katru no iepriekš minētajām elektronu trajektorijām var pārvietoties ne vairāk kā divi elektroni, kuriem ir jāatšķiras pēc spiniem. Jāuzsver, ka saskaņā ar kvantu mehāniskajiem likumiem šādu iespējamo trajektoriju skaits, lai arī ļoti liels, ir ierobežots. Līdz ar to ne visas ģeometriski iespējamās orbītas tiek realizētas.

Patiesībā, protams, mūsu argumentācija ir ļoti vienkāršota. Skaidrības labad mēs iepriekš runājām par “trajektorijām”. Klasiskā kustības attēla vietā pa trajektoriju kvantu mehānika runā tikai par stāvokli elektronu, ko raksturo vairāki ļoti specifiski ("kvantu") parametri. Katrā no iespējamajiem stāvokļiem elektronam ir noteikta enerģija. Mūsu piedāvātā kustības pa trajektorijām modeļa ietvaros Pauli principu var formulēt šādi: ne vairāk kā divi elektroni var pārvietoties pa vienu un to pašu “atļauto” trajektoriju ar vienādiem ātrumiem (t.i., tiem ir vienāda enerģija).

Pielietojot sarežģītiem, daudzelektronu atomiem, Pauli princips ļauj saprast, kāpēc to elektroni “neieplūda” “dziļākajās” orbītās, kuru enerģija ir minimāla. Citiem vārdiem sakot, tas nodrošina atslēgu atoma struktūras izpratnei. Situācija ir tieši tāda pati attiecībā uz elektroniem metālā un ar balto punduru iekšpuses vielu. Ja vienāds elektronu un atomu kodolu skaits aizpildītu pietiekami lielu tilpumu, tad "pietiktu vietas visiem". Bet tagad iedomāsimies, ka šis apjoms ierobežots. Tad tikai neliela daļa elektronu aizņemtu visas iespējamās to kustības trajektorijas, kuru skaits noteikti ir ierobežots. Atlikušajiem elektroniem būtu jāpārvietojas līdzi to pašu trajektorijas, kas jau ir “aizņemtas”. Bet Pauli principa dēļ viņi pārvietosies pa šīm trajektorijām lielā ātrumā un tāpēc ir lielāks enerģiju. Situācija ir tieši tāda pati kā daudzelektronu atomā, kur tāda paša principa dēļ elektroni “lieki” pienākums pārvietoties pa orbītām ar lielāku enerģiju.

Metāla gabalā vai kādā tilpumā baltā pundura iekšpusē elektronu skaits ir lielāks par atļauto kustības trajektoriju skaitu. Situācija ir atšķirīga parastajā gāzē, jo īpaši galvenās secības zvaigžņu iekšpusē. Tur elektronu skaits vienmēr ir mazāk atļauto trajektoriju skaits. Tāpēc elektroni var pārvietoties pa dažādām trajektorijām ar dažādu ātrumu, it kā “netraucējot” viens otram. Pauli princips šajā gadījumā neietekmē viņu kustību. Šādā gāzē tiek izveidots Maksvela ātrumu sadalījums un tiek ievēroti gāzveida vielas stāvokļa likumi, kas labi zināmi no skolas fizikas, jo īpaši Klapeirona likums. Ja “parastā” gāze tiek stipri saspiesta, tad iespējamo elektronu trajektoriju skaits kļūs daudz mazāks un, visbeidzot, iestāsies stāvoklis, kad katrai trajektorijai būs vairāk nekā divi elektroni. Saskaņā ar Pauli principu šiem elektroniem jābūt dažādiem ātrumiem, kas pārsniedz noteiktu kritisko vērtību. Ja mēs tagad ļoti atdzesēsim šo saspiesto gāzi, elektronu ātrumi nemazināsies. Pretējā gadījumā, kā tas ir viegli saprotams, Pauli princips vairs nepastāvētu. Pat tuvu absolūtajai nullei elektronu ātrums šādā gāzē saglabātos augsts. Tiek saukta gāze ar šādām neparastām īpašībām deģenerēts. Šādas gāzes uzvedība ir pilnībā izskaidrojama ar to, ka tās daļiņas (mūsu gadījumā elektroni) aizņem visas iespējamās trajektorijas un pārvietojas pa tām “nepieciešamības kārtā” ļoti lielā ātrumā. Atšķirībā no deģenerētas gāzes, daļiņu ātrumi “parastajā” gāzē kļūst ļoti mazi, samazinoties tās temperatūrai. Atbilstoši tam samazinās arī tā spiediens. Kāda ir situācija ar deģenerētās gāzes spiedienu? Lai to izdarītu, atcerēsimies, ko mēs saucam par gāzes spiedienu. Tas ir impulss, ko gāzes daļiņas nodod vienas sekundes laikā sadursmē ar noteiktu “sienu”, kas ierobežo tā apjomu. No tā ir skaidrs, ka deģenerētās gāzes spiedienam jābūt ļoti augstam, jo ​​to veidojošo daļiņu ātrumi ir lieli. Pat ļoti zemā temperatūrā deģenerētas gāzes spiedienam vajadzētu palikt augstam, jo ​​tās daļiņu ātrumi atšķirībā no parastās gāzes gandrīz nemazinās, pazeminoties temperatūrai. Jārēķinās, ka deģenerētas gāzes spiediens maz ir atkarīgs no tās temperatūras, jo to veidojošo daļiņu kustības ātrumu galvenokārt nosaka Pauli princips.

Kopā ar elektroniem balto punduru iekštelpās vajadzētu būt “kailiem” kodoliem, kā arī ļoti jonizētiem atomiem, kas ir saglabājuši “iekšējo” elektronu apvalku. Izrādās, ka viņiem “atļauto” trajektoriju skaits vienmēr ir lielāks par daļiņu skaitu. Tāpēc tie veido nevis deģenerētu, bet “parastu” gāzi. To ātrumu nosaka balto punduru vielas temperatūra, un tie vienmēr ir daudz mazāki par elektronu ātrumu Pauli principa dēļ. Tāpēc balto punduru iekšienē spiedienu rada tikai deģenerēta elektronu gāze. No tā izriet, ka balto punduru līdzsvars ir gandrīz neatkarīgs no to temperatūras.

Kā liecina kvantu mehāniskie aprēķini, deģenerētas elektronu gāzes spiedienu, kas izteikts atmosfērā, nosaka pēc formulas

(10.1)

kur ir konstante K = 3

10 6 un blīvums

izteikts, kā parasti, gramos uz kubikcentimetru. Formula (10.1) aizstāj Klepeirona vienādojumu deģenerētai gāzei un ir tās “stāvokļa vienādojums”. Šī vienādojuma raksturīga iezīme ir tā, ka tajā nav iekļauta temperatūra. Turklāt atšķirībā no Klepeirona vienādojuma, kur spiediens ir proporcionāls blīvuma pirmajai pakāpei, šeit spiediena atkarība no blīvuma ir spēcīgāka. To nav grūti saprast. Galu galā spiediens ir proporcionāls daļiņu koncentrācijai un to ātrumam. Daļiņu koncentrācija dabiski ir proporcionāla blīvumam, un deģenerētas gāzes daļiņu ātrums palielinās, palielinoties blīvumam, jo ​​tajā pašā laikā saskaņā ar Pauli principu palielinās "lieko" daļiņu skaits, kas ir spiestas pārvietoties lielā ātrumā. .

Formulas (10.1) pielietojamības nosacījums ir elektronu termisko ātrumu mazums, salīdzinot ar “deģenerācijas” radītajiem ātrumiem. Ļoti augstās temperatūrās formulai (10.1.) jāpārveidojas par Klepeirona formulu (6.2.). Ja spiediens, kas iegūts gāzei ar blīvumu

saskaņā ar formulu (10.1.), vairāk, nekā saskaņā ar formulu (6.2), kas nozīmē, ka gāze ir deģenerēta. Tas mums rada "deģenerācijas stāvokli"

(10.2)

Vidējā molekulmasa. Ar ko tas ir vienāds?

balto punduru interjerā? Pirmkārt, ūdeņradim tur praktiski nevajadzētu būt: tik milzīgā blīvumā un diezgan augstā temperatūrā tas jau sen ir “izdegis” kodolreakcijās. Galvenajam elementam balto punduru interjerā jābūt hēlijam. Tā kā tā atommasa ir 4 un jonizējot tas dod divus elektronus (jāņem arī vērā, ka tikai elektroni ir daļiņas, kas rada spiedienu), tad vidējai molekulmasai jābūt ļoti tuvu 2. Skaitliski deģenerācijas nosacījums (10.2 ) ir rakstīts šādi:

(10.3)

Ja, piemēram, temperatūra T= 300 K (istabas temperatūra), tad

> 2, 5

10 -4 g/cm3. Tas ir ļoti zems blīvums, no kura uzreiz izriet, ka elektroniem metālos ir jābūt deģenerētiem (faktiski šajā gadījumā konstantēm K Un

ir cita nozīme, bet lietas būtība nemainās). Ja temperatūra T ir tuvu zvaigžņu iekšpuses temperatūrai, t.i., apmēram 10 miljoni kelvinu, tad > 1000 g/cm3. No tā uzreiz izriet divi secinājumi:

a. Parasto zvaigžņu iekšienē, kur blīvums, lai arī augsts, noteikti ir zem 1000 g/cm 3 , gāze nav deģenerēta. Tas attaisno parasto gāzes valsts likumu piemērojamību, ko mēs plaši izmantojām 6. §.

b. Baltajiem punduriem ir vidējais un vēl jo vairāk centrālais blīvums, kas acīmredzami ir lielāks par 1000 g/cm 3 . Tāpēc parastie gāzes valsts likumi tiem nav piemērojami. Lai saprastu baltos pundurus, ir jāzina deģenerētās gāzes īpašības, kas aprakstītas ar tās stāvokļa vienādojumu (10.1). No šī vienādojuma, pirmkārt, izriet, ka balto punduru struktūra praktiski nav atkarīga no to temperatūras. Tā kā, savukārt, šo objektu spožumu nosaka to temperatūra (piemēram, termokodolreakciju ātrums ir atkarīgs no temperatūras), varam secināt, ka balto punduru struktūra nav atkarīga no spožuma. Principā baltais punduris var pastāvēt (tas ir, būt līdzsvara konfigurācijā) temperatūrā, kas ir tuvu absolūtai nullei. Tādējādi mēs nonākam pie secinājuma, ka baltajiem punduriem atšķirībā no “parastajām” zvaigznēm nav masas un spilgtuma attiecības.

Tomēr šīm neparastajām zvaigznēm pastāv īpašas masas un rādiusa attiecības. Tāpat kā vienādas masas bumbiņām, kas izgatavotas no viena metāla, jābūt vienāda diametra, arī balto punduru izmēriem ar tādu pašu masu jābūt vienādam. Šis apgalvojums acīmredzami neattiecas uz citām zvaigznēm: milzu zvaigznēm un galvenās kārtas zvaigznēm var būt vienāda masa, bet ievērojami atšķirīgs diametrs. Šī atšķirība starp baltajiem punduriem un citām zvaigznēm ir izskaidrojama ar to, ka temperatūrai gandrīz nav nozīmes to hidrostatiskajā līdzsvarā, kas nosaka struktūru.

Tā kā tas tā ir, ir jābūt kaut kādām universālām attiecībām, kas savieno balto punduru masas un to rādiusus. Mūsu uzdevums nav iegūt šo svarīgo atkarību, kas nebūt nav elementāra. Pati atkarība (logaritmiskā skalā) ir parādīta attēlā. 10.1. Šajā attēlā apļi un kvadrāti iezīmē dažu balto punduru atrašanās vietas ar zināmām masām un rādiusiem. Šajā attēlā redzamajai balto punduru masas un rādiusa atkarībai ir divas interesantas iezīmes. Pirmkārt, no tā izriet, ka jo lielāka ir baltā pundura masa, jo mazāks ir tā rādiuss. Šajā ziņā baltie punduri uzvedas savādāk nekā bumbiņas, kas izgatavotas no viena metāla bloka... Otrkārt, baltajiem punduriem ir maksimālā pieļaujamā masas vērtība[27]. Teorija paredz, ka baltie punduri, kuru masa pārsniegtu 1,43 Saules masas, dabā nevar pastāvēt [28]. Ja baltā pundura masa tuvojas šai kritiskajai vērtībai no mazākām masām, tad tā rādiusam būs tendence uz nulli. Praksē tas nozīmē, ka, sākot no noteiktas masas, deģenerētās gāzes spiediens vairs nevar līdzsvarot gravitācijas spēku un zvaigzne katastrofāli sabruks.

Šis rezultāts ir ārkārtīgi svarīgs visai zvaigžņu evolūcijas problēmai. Tāpēc ir vērts pie tā pakavēties nedaudz sīkāk. Pieaugot baltā pundura masai, tā centrālais blīvums palielināsies arvien vairāk. Elektronu gāzes deģenerācija kļūs arvien spēcīgāka. Tas nozīmē, ka vienā “atļautajā” trajektorijā būs arvien lielāks daļiņu skaits. Tie būs ļoti “saspiesti”, un tie (lai nepārkāptu Pauli principu!) brauks arvien lielākā ātrumā. Šie ātrumi kļūs diezgan tuvu gaismas ātrumam. Radīsies jauns matērijas stāvoklis, ko sauc par “relativistisku deģenerāciju”. Šādas gāzes stāvokļa vienādojums mainīsies - to vairs neaprakstīs formula (10.1). (10.1) relācija būs spēkā

(10.4)

Lai novērtētu pašreizējo situāciju, pieņemsim, kā tas tika darīts 6.

M/R 3. Tad ar relativistisku deģenerāciju P M 4/ 3 /R 4, un spēks, kas neitralizē gravitāciju un ir vienāds ar spiediena kritumu

Tikmēr gravitācijas spēks ir

GM/R 2 M 2 /R 5 . Mēs redzam, ka abi spēki - gravitācija un spiediena kritums - ir vienādi atkarīgi no zvaigznes lieluma: kā R-5, un dažādi ir atkarīgi no masas. Līdz ar to ir jābūt kādai, pilnīgi noteiktai zvaigznes masas vērtībai, pie kuras abi spēki ir līdzsvaroti. Ja masa pārsniedz noteiktu kritisko vērtību, tad gravitācijas spēks vienmēr ņems virsroku pār spiediena starpības radīto spēku, un zvaigzne katastrofāli sabruks.

Tagad pieņemsim, ka masa ir mazāka par kritisko. Tad spiediena radītais spēks būs lielāks par gravitācijas spēku, tāpēc zvaigzne sāks paplašināties. Ekspansijas procesa laikā relativistiskā deģenerācija tiks aizstāta ar parasto “nerelativistisko” deģenerāciju. Šajā gadījumā no stāvokļa vienādojuma P

5/ 3 no tā izriet P/R M 5/ 3 /R 6, t.i., gravitācijas pretdarbības spēka atkarība no R būs stiprāks. Tāpēc noteiktā rādiusā zvaigznes izplešanās apstāsies.

Šī kvalitatīvā analīze, no vienas puses, ilustrē masu un rādiusa attiecības pastāvēšanas nepieciešamību baltajiem punduriem un tās būtību (t.i., jo mazāks rādiuss, jo lielāka masa), un, no otras puses, tā attaisno. ierobežojošas masas esamība, kas ir neizbēgamas relatīvistiskās deģenerācijas sekas. Cik ilgi var sarukt zvaigznes, kuru masa ir lielāka par 1,2 Saules masām? Šī aizraujošā problēma, kas pēdējos gados kļuvusi ļoti aktuāla, tiks apspriesta 24.§.

Balto punduru interjera vielu raksturo augsta caurspīdīgums un siltumvadītspēja. Šīs vielas labo caurspīdīgumu atkal izskaidro Pauli princips. Galu galā gaismas absorbcija vielā ir saistīta ar elektronu stāvokļa izmaiņām, ko izraisa to pāreja no vienas orbītas uz otru. Bet, ja lielākā daļa “orbītu” (vai “trajektoriju”) deģenerētā gāzē ir “aizņemtas”, tad šādas pārejas ir ļoti sarežģītas. Tikai ļoti daži, īpaši ātri elektroni baltā pundura plazmā spēj absorbēt starojuma kvantus. Deģenerētas gāzes siltumvadītspēja ir augsta - parastie metāli kalpo kā piemērs. Pateicoties ļoti augstajai caurspīdīgumam un siltumvadītspējai, lielas temperatūras izmaiņas baltā pundura gadījumā nevar notikt. Gandrīz visa temperatūras starpība, ja jūs virzāties no baltā pundura virsmas uz tā centru, notiek ļoti plānā, ārējā matērijas slānī, kas atrodas nedeģenerētā stāvoklī. Šajā slānī, kura biezums ir aptuveni 1% no rādiusa, temperatūra paaugstinās no vairākiem tūkstošiem kelvinu virspusē līdz aptuveni desmit miljoniem kelvinu un pēc tam paliek gandrīz nemainīga līdz zvaigznes centram.

Baltie punduri, lai arī vāji, tomēr izstaro. Kāds ir šī starojuma enerģijas avots? Kā jau tika uzsvērts iepriekš, balto punduru dziļumos praktiski nav ūdeņraža, galvenās kodoldegvielas. Gandrīz viss tas izdega zvaigžņu evolūcijas posmos, kas bija pirms baltā pundura stadijas. Bet, no otras puses, spektroskopiskie novērojumi skaidri norāda, ka ūdeņradis atrodas balto punduru attālākajos slāņos. Tam vai nu nebija laika izdegt, vai (visticamāk) tas nokļuva no starpzvaigžņu vides. Iespējams, ka balto punduru enerģijas avots var būt ūdeņraža kodolreakcijas, kas notiek ļoti plānā sfēriskā slānī pie blīvās deģenerētās vielas iekšējās un atmosfēras robežas. Turklāt baltie punduri var uzturēt diezgan augstu virsmas temperatūru, izmantojot parasto siltuma vadītspēju. Tas nozīmē, ka baltie punduri, kuriem nav enerģijas avotu, atdziest, izstarojoties no savām siltuma rezervēm. Un šīs rezerves ir ļoti ievērojamas. Tā kā elektronu kustību balto punduru vielā izraisa deģenerācijas fenomens, siltuma rezerves to iekšienē ir ietvertas kodolos un jonizētos atomos. Pieņemot, ka balto punduru viela galvenokārt sastāv no hēlija (atomsvars 4), ir viegli atrast baltā pundura saturošās siltumenerģijas daudzumu:

(10.5)

Kur m H ir ūdeņraža atoma masa, k- Bolcmana konstante. Baltā pundura atdzišanas laiku var novērtēt, dalot E T uz tā spožumu L. Izrādās, ka tas ir vairāku simtu miljonu gadu garumā.

Attēlā 10.2. attēlā parādīta spilgtuma empīriskā atkarība no virsmas temperatūras vairākiem baltajiem punduriem. Taisnas līnijas ir nemainīga rādiusa loki. Pēdējie ir izteikti Saules rādiusa daļās. Šķiet, ka empīriskie punkti labi atbilst šīm līnijām. Tas nozīmē, ka novērotie baltie punduri atrodas dažādās atdzišanas stadijās.

Pēdējos gados duci balto punduru ir atklāta spēcīga spektrālās absorbcijas līniju šķelšanās Zēmana efekta dēļ. No šķelšanās lieluma izriet, ka magnētiskā lauka stiprums uz šo zvaigžņu virsmas sasniedz milzīgu vērtību, kas ir aptuveni desmit miljoni oerstedu (Oe). Tik liela magnētiskā lauka vērtība acīmredzot izskaidrojama ar balto punduru veidošanās apstākļiem. Piemēram, ja pieņemam, ka zvaigzne saraujas bez ievērojama masas zuduma, mēs varam sagaidīt, ka magnētiskā plūsma (t.i., zvaigznes virsmas laukuma un magnētiskā lauka intensitātes reizinājums) saglabā savu vērtību. No tā izriet, ka magnētiskā lauka stiprums, zvaigznei saraujoties, palielināsies apgriezti proporcionāli tās rādiusa kvadrātam. Līdz ar to tas var izaugt simtiem tūkstošu reižu. Šis magnētiskā lauka palielināšanas mehānisms ir īpaši svarīgs neitronu zvaigznes, kas tiks apspriests 22. §[29]. Interesanti atzīmēt, ka lielākajai daļai balto punduru lauka nav spēcīgāka par dažiem tūkstošiem oerstedu. Tādējādi “magnetizētie” baltie punduri veido īpašu grupu starp šāda veida Visuma “melnajām” un “baltajām caurumiem” 1974. gada martā PSRS Zinātņu akadēmijas P. N. Ļebedeva Valsts Astronomijas institūtā parādījās interesants paziņojums. pie ieejas. Kopīgajā seminārā bija jānolasa ziņojums “Vai baltie caurumi eksplodē?”. Zinātniski

No grāmatas Princis no mākoņu zemes autors Galfars Kristofs

4. nodaļa Piespiedis ausi pie sienas, Tristams klausījās, kā Lazuro soļi izgaisa. Tikmēr Toms pētīja apakšējās durvis, kas apturēja viņu kritienu. "Vai viss kārtībā?" - Tristams čukstus jautāja, atgriežoties pie sava drauga "Nē, nemaz!" Labāk bija iznākt un atzīties par visu. Viņi

No grāmatas Acs un saule autors Vavilovs Sergejs Ivanovičs

7. nodaļa Šajā vakara stundā laukums bija gandrīz pamests. Tristams virzījās uz priekšu ar izšķirošu soli, bet tad viņam tika uzsaukts: "Ko jūs šeit darāt?" Čau! Ciems! ES tev saku! Vai Lazurro tevi nesagrāba bibliotēkā, tas bija Džerijs, mākoņbūvētāju vadītāja dēls?

No grāmatas Starpzvaigžņu: zinātne aizkulisēs autors Torns Kips Stīvens

8. nodaļa Pametis Tristamu dārza tālākajā galā, Toms devās uz savu istabu un sāka vilkt mugurā sausas drēbes. Atkal noskanēja zvans, bija laiks doties pie galda. Viena lieta traucēja: Toms nevarēja aizmirst par grāmatu no slepenās bibliotēkas. Pat pārģērbjoties, viņš nenolaida no viņas skatienu

No autora grāmatas

16. nodaļa Vējš pūta arvien vairāk. Rīsu spārnu kāti nežēlīgi sita Tomu un Tristamu, kad viņi bēga no vajātājiem. Traki no bailēm, zēni domāja tikai par to, kā panākt Dreikas kundzi. Tas jau bija tuvu aizsargžogam. Netālu no pilsētas robežas, Tristama māte

No autora grāmatas

1. nodaļa Tristams un Toms lidoja ļoti augstu, daudz augstāk, nekā paceļas dabiskie mākoņi. Bija pagājusi vairāk nekā stunda, kopš viņi atstāja aiz sevis ledus plīvuru, no kura tirāna karaspēks krita pār Mirtilvilu. Debesis šeit atšķīrās no debesīm virs viņu pilsētas.

No autora grāmatas

2. nodaļa Piena Ceļa zvaigznes iemirdzējās debesīs. Kopš lidojuma sākuma Toms nebija teicis ne vārda, bet Tristams juta, ka viņa draugs vairs nav tik drūms kā agrāk, "Naktī Saule apgaismo otru Zemes malu," Toms pēkšņi pagriezās "Par ko tu runā?" "Par debesīm." Tu

No autora grāmatas

3. nodaļa Kļuva gaišs. Kosmoss un zvaigznes pamazām pazuda. Debesis piepildījās ar gaismu un zaudēja caurspīdīgumu. Kļuva ļoti, ļoti auksti. Un ļoti klusi: likās, ka nekas neliecināja par nepatikšanām. Toms un Tristams gulēja. Viņi neredzēja, ka vadības panelis ir mirgojis ilgu laiku

No autora grāmatas

4. nodaļa "Atjēgoties," teica sievietes balss, kas atvēra acis. Viņš gulēja uz gultas, pie kuras atradās trīs cilvēki: vīrietis un divas sievietes. Istabas griesti, kurā viņš atradās, bija nokrāsoti tumši zaļi. Arī sienas bija zaļas, bet gaišākas

No autora grāmatas

5. nodaļa Kad atvērās slimnīcas durvis un izlaida konvoju, Tristams neviļus aizvēra acis pret spožo gaismu. Mākoņainā septiņu kalnu reģiona virsotnes, kas ieskauj pilsētu, dzirkstīja tik tīrā un žilbinošā baltumā, ka viņam bija jāseko policijai ar aizvērtām acīm. Tātad,

No autora grāmatas

6. nodaļa Cietums ar aklo sienām bez viena loga atradās dziļi mākoņa dziļumos, uz kura tika uzcelta Baltā galvaspilsēta. Nokļuvuši kamerā, nobiedētie Tristams un Toms kādu laiku klusēdams sēdēja viņiem atvēlētajā gultā - patiesībā tas bija

No autora grāmatas

7. nodaļa Pagāja vairākas stundas. Tristams un Toms gulēja uz cietām gultām tumšā, bezlogu kamerā, nemitīgi mētājoties un grozoties no vienas puses uz otru. Tiklīdz flautas melodija apklusa, vecais vīrs tūlīt aizsnauda, ​​miegā kaut ko nedzirdami murminādams, Toms atkal sāka drebēt. Es sapratu Tristamu

No autora grāmatas

8. nodaļa No skursteņiem plūst biezi dūmi, kas sajaukti ar vēso un mitro rītausmas gaisu. Sniegavīri bija izvietoti visos Baltās galvaspilsētas centra krustojumos. Viņi mazāk izskatījās pēc likuma sargiem, bet vairāk pēc okupācijas karaspēka Tristama un Toma

No autora grāmatas

No autora grāmatas

Zvaigžņu nāve: baltie punduri, neitronu zvaigznes un melnie caurumi Saulei un Zemei ir aptuveni 4,5 miljardi gadu, kas ir aptuveni trešdaļa no Visuma vecuma. Vēl pēc aptuveni 6,5 miljardiem gadu Saules kodolam beigsies kodoldegviela, kas uztur sauli karstu. Tad tas sāksies

Ziņojums tika uztverts skeptiski, jo tumšais satelīts palika nenovērojams, un tā masai vajadzēja būt diezgan lielai - salīdzināmai ar Sīriusa masu.

Blīvuma paradokss

“Es biju ciemos pie sava drauga... profesora E. Pikeringa biznesa vizītē. Ar viņam raksturīgo laipnību viņš piedāvāja iegūt visu to zvaigžņu spektru, kuras mēs ar Hincsu novērojām ... lai noteiktu to paralakses. Šis šķietami ikdienišķais darbs izrādījās ļoti auglīgs - tā rezultātā tika atklāts, ka visām zvaigznēm ar ļoti mazu absolūto lielumu (tas ir, zemu spilgtumu) ir M spektrālā klase (tas ir, ļoti zema virsmas temperatūra). Cik atceros, apspriežot šo jautājumu, es jautāju Pikeringam par dažām citām vājām zvaigznēm..., īpaši minot 40 Eridani B. Viņam raksturīgajā manierē viņš nekavējoties nosūtīja pieprasījumu (Hārvardas) Observatorijas birojam, un drīz vien saņēma atbildi (domāju, ka no Flemingas kundzes), ka šīs zvaigznes spektrs ir A (tas ir, augsta virsmas temperatūra). Pat tajos paleozoja laikos es par šīm lietām zināju pietiekami daudz, lai uzreiz saprastu, ka pastāv ārkārtēja neatbilstība starp to, ko mēs toreiz dēvētu par “iespējamajām” virsmas spilgtuma un blīvuma vērtībām. Acīmredzot es neslēpu, ka mani ne tikai pārsteidza, bet burtiski pārsteidza šis izņēmums no, šķiet, pilnīgi normāla noteikuma attiecībā uz zvaigžņu īpašībām. Pikerings man uzsmaidīja un teica: "Tieši šādi izņēmumi noved pie mūsu zināšanu paplašināšanas" - un baltie punduri ienāca pētāmajā pasaulē.

Rasela pārsteigums ir diezgan saprotams: 40 Eridani B attiecas uz salīdzinoši tuvām zvaigznēm, un pēc novērotās paralakses var diezgan precīzi noteikt attālumu līdz tai un attiecīgi arī spilgtumu. 40 Eridani B spilgtums izrādījās anomāli zems tās spektrālajai klasei - baltie punduri veidoja jaunu reģionu H-R diagrammā. Šī spilgtuma, masas un temperatūras kombinācija bija nesaprotama, un to nevarēja izskaidrot 20. gadsimta 20. gados izstrādātajā zvaigžņu struktūras standarta galvenās secības modelī.

Balto punduru lielais blīvums palika neizskaidrots klasiskās fizikas un astronomijas ietvaros un tika izskaidrots tikai kvantu mehānikas ietvaros pēc Fermi-Diraka statistikas parādīšanās. 1926. gadā Faulers savā rakstā “Blīvā viela” ( “Par blīvu vielu,” Mēneša paziņojumi R. Astrons. Soc. 87, 114-122) parādīja, ka atšķirībā no galvenās secības zvaigznēm, kurām stāvokļa vienādojums ir balstīts uz ideālās gāzes modeli (standarta Edingtona modelis), baltajiem punduriem vielas blīvumu un spiedienu nosaka deģenerētās elektronu gāzes (Fermi gāzes) īpašības. ).

Nākamais posms balto punduru būtības skaidrošanā bija Jakova Frenkela un Čandrasekhara darbs. 1928. gadā Frenkels norādīja, ka balto punduru masai ir jābūt augšējai robežai, un 1931. gadā Čandrasekhars savā darbā "Ideāla baltā pundura maksimālā masa" ("The Maximum Mass of an Ideal White Dwarf") “Ideālo balto punduru maksimālā masa”, Astrof. J. 74, 81-82) parādīja, ka balto punduru masām ir augšējā robeža, tas ir, šīs zvaigznes, kuru masa pārsniedz noteiktu robežu, ir nestabilas (Chandrasekhar limits) un tām ir jāsabrūk.

Balto punduru izcelsme

Faulera risinājums izskaidroja balto punduru iekšējo struktūru, bet neprecizēja to izcelsmes mehānismu. Balto punduru ģenēzes skaidrošanā galveno lomu spēlēja divas idejas: astronoma Ernsta Epika ideja, ka kodoldegvielas izdegšanas rezultātā no galvenās kārtas zvaigznēm veidojas sarkanie milži, un astronoma Vasilija Fesenkova pieņēmums. īsi pēc Otrā pasaules kara šīs galvenās kārtas zvaigznēm vajadzētu zaudēt masu, un šādam masas zudumam vajadzētu būtiski ietekmēt zvaigžņu evolūciju. Šie pieņēmumi tika pilnībā apstiprināti.

Trīskāršā hēlija reakcija un sarkano milžu izotermiskie kodoli

Galvenās secības zvaigžņu evolūcijas laikā ūdeņradis “izdeg” - nukleosintēze ar hēlija veidošanos (sk. Betes ciklu). Šāda izdegšana noved pie enerģijas izdalīšanās pārtraukšanas zvaigznes centrālajās daļās, saspiešanas un attiecīgi temperatūras un blīvuma paaugstināšanās tās kodolā. Temperatūras un blīvuma paaugstināšanās zvaigžņu kodolā noved pie apstākļiem, kādos tiek aktivizēts jauns kodoltermiskās enerģijas avots: hēlija sadegšana (trīskāršā hēlija reakcija vai trīskāršā alfa process), kas raksturīgs sarkanajiem milžiem un supergigantiem.

Temperatūrā aptuveni 10 8 K hēlija kodolu kinētiskā enerģija kļūst pietiekami augsta, lai pārvarētu Kulona barjeru: divi hēlija kodoli (4He, alfa daļiņas) var saplūst, veidojot nestabilu berilija izotopu:

Lielākā daļa 8 Be atkal sadalās divās alfa daļiņās, bet, kad 8 Be saduras ar augstas enerģijas alfa daļiņu, var izveidoties stabils oglekļa 12 C kodols:

+ 7,3 MeV.

Neskatoties uz ļoti zemo līdzsvara koncentrāciju 8 Be (piemēram, ~10 8 K temperatūrā koncentrācijas attiecība [ 8 Be]/[ 4 He] ~10 −10), ātrums ir tāds. trīskāršā hēlija reakcija izrādās pietiekams, lai sasniegtu jaunu hidrostatisko līdzsvaru zvaigznes karstajā kodolā. Enerģijas izdalīšanās atkarība no temperatūras trīskāršā hēlija reakcijā ir ārkārtīgi liela, piemēram, temperatūras diapazonam ~1-2·10 8 K enerģijas izdalīšanās ir:

kur ir hēlija daļēja koncentrācija kodolā (aplūkotajā ūdeņraža “izdegšanas” gadījumā tā ir tuvu vienībai).

Tomēr jāatzīmē, ka trīskāršā hēlija reakcijai ir raksturīga ievērojami mazāka enerģijas izdalīšanās nekā Betē ciklam: masas vienībā. enerģijas izdalīšanās hēlija “degšanas” laikā ir vairāk nekā 10 reizes mazāka nekā ūdeņraža “degšanas” laikā. Hēlijam izdegot un kodolā esošajam enerģijas avotam izsīkstot, iespējamas sarežģītākas nukleosintēzes reakcijas, taču, pirmkārt, šādām reakcijām nepieciešama arvien augstāka temperatūra, un, otrkārt, enerģijas izdalīšanās uz masas vienību šādās reakcijās samazinās līdz ar masas masu. palielinās kodolu skaits, kas reaģē.

Papildu faktors, kas acīmredzami ietekmē sarkano milzu kodolu evolūciju, ir trīskāršā hēlija reakcijas augstas temperatūras jutības un smagāku kodolu saplūšanas reakciju kombinācija ar mehānismu. neitrīno dzesēšana: augstā temperatūrā un spiedienā fotonus var izkliedēt elektroni, veidojot neitrīno-antineitrono pārus, kas brīvi noņem enerģiju no kodola: zvaigzne tiem ir caurspīdīga. Šīs darbības ātrums tilpuma neitrīno dzesēšana, atšķirībā no klasiskās virspusēji fotonu dzesēšanu neierobežo enerģijas pārneses procesi no zvaigznes iekšpuses uz tās fotosfēru. Nukleosintēzes reakcijas rezultātā zvaigžņu kodolā tiek sasniegts jauns līdzsvars, ko raksturo tāda pati temperatūra: izotermisks kodols(2. att.).

Sarkanajiem milžiem ar salīdzinoši mazu masu (pēc Saules kārtas) izotermiskie serdeņi sastāv galvenokārt no hēlija, masīvāku zvaigžņu gadījumā - no oglekļa un smagākiem elementiem. Tomēr jebkurā gadījumā šāda izotermiskā serdeņa blīvums ir tik liels, ka attālumi starp plazmas elektroniem, kas veido kodolu, kļūst samērojami ar to De Broglie viļņa garumu, tas ir, ir izpildīti elektronu gāzes deģenerācijas nosacījumi. Aprēķini liecina, ka izotermisko kodolu blīvums atbilst balto punduru blīvumam, tas ir Sarkano milžu kodoli ir baltie punduri.

Tādējādi balto punduru masai ir augšējā robeža (Chandrasekhar robeža). Interesanti, ka novērotajiem baltajiem punduriem ir līdzīga zemākā robeža: tā kā zvaigžņu evolūcijas ātrums ir proporcionāls to masai, mazmasas baltos pundurus varam novērot tikai kā to zvaigžņu paliekas, kuras paspējušas attīstīties laikā no plkst. sākotnējais Visuma zvaigžņu veidošanās periods līdz mūsdienām.

Spektru iezīmes un spektrālā klasifikācija

Baltie punduri tiek klasificēti atsevišķā D spektrālajā klasē (no angļu valodas. Rūķis- punduris), pašlaik izmantotā klasifikācija, kas atspoguļo balto punduru spektru iezīmes, ko 1983. gadā ierosināja Edvards Cijons; šajā klasifikācijā spektrālā klase ir rakstīta šādā formātā:

D [apakšklase] [spektra iezīmes] [temperatūras indekss],

ir definētas šādas apakšklases:

• DA - spektrā ir Balmer sērijas ūdeņraža līnijas, hēlija līnijas nav novērotas
• DB - spektrā ir hēlija He I līnijas, ūdeņraža vai metālu līniju nav
• DC - nepārtraukts spektrs bez absorbcijas līnijām
• DO - spektrā var būt arī He I un H līnijas
• DZ - tikai metāla līnijas, bez H vai He līnijām
• DQ - oglekļa līnijas, ieskaitot molekulāro C 2

un spektrālās īpašības:

• P - tiek novērota gaismas polarizācija magnētiskajā laukā
• H - magnētiskā lauka klātbūtnē polarizācija netiek novērota
• V - ZZ Ceti tipa zvaigznes vai citi mainīgi baltie punduri
• X - savdabīgi vai neklasificējami spektri

Balto punduru evolūcija

Rīsi. 8. Protoplanetārais miglājs NGC 1705. Redzama virkne sfērisku čaulu, ko izmet sarkanais milzis, pašu zvaigzni slēpj putekļu josta.

Baltie punduri sāk savu evolūciju kā sarkano milžu atklātie deģenerētie serdeņi, kas nometuši čaulu, tas ir, kā jauno planētu miglāju centrālās zvaigznes. Jaunu planētu miglāju kodolu fotosfēru temperatūra ir ārkārtīgi augsta - piemēram, miglāja NGC 7293 centrālās zvaigznes temperatūra svārstās no 90 000 K (novērtēts no absorbcijas līnijām) līdz 130 000 K (novērtēts no rentgena stariem). spektrs). Šādās temperatūrās lielāko daļu spektra veido cietie ultravioletie un mīkstie rentgena stari.

Tajā pašā laikā novērotie baltie punduri pēc to spektriem galvenokārt iedalās divās lielās grupās - “ūdeņraža” spektrālās klases DA, kuru spektros nav hēlija līniju, kas veido ~80% no populācijas. balto punduru un “hēlija” spektrālās klases DB bez ūdeņraža līnijām spektros, kas veido lielāko daļu atlikušo 20% no populācijas. Iemesls šai balto punduru atmosfēras sastāva atšķirībai ilgu laiku palika neskaidrs. 1984. gadā Ico Iben apsvēra scenārijus balto punduru "izejai" no pulsējošiem sarkanajiem milžiem, kas atrodas uz asimptotiskā milzu zara dažādās pulsācijas fāzēs. Sarkano milžu evolūcijas vēlīnā stadijā hēlija kodola “izdegšanas” rezultātā veidojas deģenerēts kodols, kas sastāv galvenokārt no oglekļa un smagākiem elementiem, ko ieskauj nedeģenerēts. hēlija slāņa avots, kurā notiek trīskārša hēlija reakcija. Savukārt virs tā atrodas slāņveida ūdeņraža avots, kurā notiek Betes cikla kodoltermiskās reakcijas, pārvēršot ūdeņradi hēlijā, ko ieskauj ūdeņraža apvalks; tādējādi ārējais ūdeņraža slāņa avots ir hēlija slāņa avota hēlija “ražotājs”. Hēlija sadegšana slāņa avotā ir pakļauta termiskai nestabilitātei tās ārkārtīgi lielās temperatūras atkarības dēļ, un to pastiprina augstāks ūdeņraža pārvēršanās par hēliju ātrums salīdzinājumā ar hēlija sadegšanas ātrumu; rezultāts ir hēlija uzkrāšanās, tā saspiešana līdz deģenerācijas sākumam, straujš trīskāršā hēlija reakcijas ātruma pieaugums un attīstība slāņainā hēlija zibspuldze.

Ārkārtīgi īsā laikā (~30 gados) hēlija avota spožums palielinās tik ļoti, ka hēlija sadegšana pāriet konvekcijas režīmā, slānis izplešas, izspiežot ūdeņraža slāņa avotu, kas noved pie tā atdzišanas un ūdeņraža degšanas pārtraukšanas. . Pēc hēlija pārpalikuma izdegšanas uzliesmojuma laikā hēlija slāņa spilgtums samazinās, sarkanā milža ārējie ūdeņraža slāņi saraujas un notiek jauna ūdeņraža slāņa avota aizdegšanās.

Ibens ierosināja, ka pulsējošs sarkanais milzis var nomest savu apvalku, veidojot planetāru miglāju gan hēlija uzliesmošanas fāzē, gan mierīgā fāzē ar aktīvu slāņainu ūdeņraža avotu, un tā kā apvalka atdalīšanas virsma ir atkarīga no fāzes, tad, kad hēlija uzliesmošanas laikā apvalks tiek atsegts “hēlija” baltais punduris spektrālās klases DB, un, kad apvalku noklāj milzis ar aktīvu slāņveida ūdeņraža avotu, tiek atsegts “ūdeņraža” punduris DA; Hēlija sprādziena ilgums ir aptuveni 20% no pulsācijas cikla ilguma, kas izskaidro ūdeņraža un hēlija punduru attiecību DA:DB ~ 80:20.

Lielas zvaigznes (7-10 reizes smagākas par Sauli) kādā brīdī “sadedzina” ūdeņradi, hēliju un oglekli un pārvēršas par baltiem punduriem ar skābekli bagātu kodolu. Zvaigznes SDSS 0922+2928 un SDSS 1102+2054 ar skābekli saturošu atmosfēru to apstiprina.

Tā kā baltajiem punduriem nav savu kodoltermiskās enerģijas avotu, tie izstaro no savām siltuma rezervēm. Absolūti melna ķermeņa starojuma jauda (integrētā jauda visā spektrā) uz virsmas laukuma vienību ir proporcionāla ķermeņa temperatūras ceturtajai jaudai:

kur ir jauda uz izstarojošās virsmas laukuma vienību, un W/(m²·K 4) ​​ir Stefana-Bolcmaņa konstante.

Kā jau minēts, temperatūra neietilpst deģenerētas elektronu gāzes stāvokļa vienādojumā - tas ir, baltā pundura rādiuss un izstarojošais laukums paliek nemainīgs: kā rezultātā, pirmkārt, baltajiem punduriem nav masas - spilgtuma. attiecības, taču pastāv vecuma un spilgtuma attiecības (atkarībā tikai no temperatūras, bet ne no izstarojošās virsmas laukuma), un, otrkārt, superkarstiem jaunajiem baltajiem punduriem vajadzētu diezgan ātri atdzist, jo starojuma plūsma un attiecīgi dzesēšanas ātrums ir proporcionāls temperatūras ceturtajai pakāpei.

Astronomiskas parādības, kas saistītas ar baltajiem punduriem

Balto punduru rentgena starojums

Rīsi. 9 Siriusa mīksts rentgena attēls. Spilgtais komponents ir baltais punduris Sirius B, blāvs komponents ir Sirius A

Jauno balto punduru - zvaigžņu izotropo kodolu pēc čaumalu nobiršanas - virsmas temperatūra ir ļoti augsta - vairāk nekā 2·10 5 K, bet neitrīno atdzišanas un virsmas starojuma dēļ krītas diezgan ātri. Šādi ļoti jauni baltie punduri tiek novēroti rentgena diapazonā (piemēram, ROSAT satelīta novērojumi par balto punduri HZ 43). Rentgenstaru diapazonā balto punduru spožums pārsniedz galvenās secības zvaigžņu spožumu: par ilustrāciju var kalpot ar Chandra rentgena teleskopu uzņemtās Sīriusa fotogrāfijas (skat. 9. att.) - tajās baltais punduris Sirius B. izskatās gaišāks par A1 spektrālās klases Sirius A, kura optiskais diapazons ir ~10 000 reižu spilgtāks nekā Sirius B.

Karstāko balto punduru virsmas temperatūra ir 7·10 4 K, aukstāko - ~5·10 3 K (sk., piemēram, Van Mānana zvaigzni).

Balto punduru starojuma īpatnība rentgenstaru diapazonā ir fakts, ka galvenais rentgena starojuma avots viņiem ir fotosfēra, kas tos krasi atšķir no “parastajām” zvaigznēm: pēdējām ir rentgena vainags. uzkarsēts līdz vairākiem miljoniem kelvinu, un fotosfēras temperatūra ir pārāk zema rentgenstaru emisijai.

Akrecija uz baltajiem punduriem binārajās sistēmās

Dažādas masas zvaigžņu evolūcijas laikā binārās sistēmās komponentu evolūcijas ātrumi nav vienādi, savukārt masīvāka sastāvdaļa var izvērsties par balto punduri, bet mazāk masīva līdz šim laikam var palikt galvenajā secībā. . Savukārt, kad mazāk masīva sastāvdaļa savas evolūcijas laikā atstāj galveno secību un pāriet uz sarkano milzu zaru, evolucionējošās zvaigznes izmērs sāk augt, līdz tā piepilda savu Roche daivu. Tā kā binārās sistēmas komponentu Roša daivas saskaras Lagranža punktā L1, tad šajā mazāk masīvā komponenta evolūcijas stadijā caur punktu L1 notiek vielas plūsma no sarkanā milža uz Roša daivu. Sākas baltā pundura ūdeņraža izplatīšanās un tālāka ar ūdeņradi bagātas vielas uzkrāšanās uz tā virsmas (sk. 10. att.), kas noved pie vairākām astronomiskām parādībām:

• Nestacionāra akrecija uz baltajiem punduriem, ja pavadonis ir masīvs sarkanais punduris, noved pie pundurnovu (U Gem (UG) tipa zvaigžņu) un novām līdzīgu katastrofālu mainīgu zvaigžņu parādīšanās.
• Akrecija uz baltajiem punduriem, kuriem ir spēcīgs magnētiskais lauks, tiek virzīta uz baltā pundura magnētisko polu apgabalu, un ciklotronu starojuma mehānisms no akretējošās plazmas pundura magnētiskā lauka cirkumpolārajos apgabalos izraisa spēcīgu starojuma polarizāciju. redzamais apgabals (polāri un starppolāri).
• Ar ūdeņradi bagātas vielas uzkrāšanās uz baltajiem punduriem noved pie tā uzkrāšanās uz virsmas (kas sastāv galvenokārt no hēlija) un uzkarst līdz hēlija saplūšanas reakcijas temperatūrai, kas termiskās nestabilitātes gadījumā izraisa sprādzienu, kas tiek novērots kā nova.
• Pietiekami ilga un intensīva uzkrāšanās uz masīva baltā pundura noved pie tā, ka tā masa pārsniedz Čandrasekhara robežu, un gravitācijas sabrukums, kas novērots kā Ia tipa supernovas sprādziens (sk. 11. att.).

Piezīmes

1. Jā, B. Zeldovičs, S. I. Blinņikovs, N. I. Šakura.. - M.: MSU, 1981. gads.
2. Sinuosités observées dans le mouvement propre de Sirius, att. 320, Flammarion C., Les étoiles et les curiosités du ciel, supplément de “l’Astronomie populaire”, Marpon et Flammarion, 1882
3. Par Procyon un Sirius pareizajām kustībām (angļu valodā). (1844.12.). Arhivēts
4. Flammarions C. (1877). "Sīriusa pavadonis". Astronomiskais reģistrs 15 : 186-189. Iegūts 2010-01-05.
5. van Mānens A. Divas vājas zvaigznes ar lielu pareizu kustību. Klusā okeāna Astronomijas biedrības publikācijas(12/1917). - Vol. 29, Nr. 172, lpp. 258-259. Arhivēts no oriģināla, laiks: 2011. gada 23. augusts.
6. V.V. Ivanovs. Baltie punduri. Astronets(17.09.2002.). Arhivēts no oriģināla 2011. gada 23. augustā. Iegūts 2009. gada 6. maijā.
7. Faulers R.H. Par blīvu vielu (angļu val.). Karaliskās astronomijas biedrības ikmēneša paziņojumi(12/1926). Arhivēts no oriģināla 2011. gada 23. augustā. Iegūts 2009. gada 22. jūlijā.
8. Čandrasekhars S. Maksimālā ideālo balto punduru masa. Astrofizikas žurnāls(07/1931). Arhivēts no oriģināla 2011. gada 23. augustā. Iegūts 2009. gada 22. jūlijā.
9. Šklovskis I. S. Par planētu miglāju un to kodolu būtību // Astronomijas žurnāls. - 1956. - T. 33. - Nr. 3. - P. 315-329.
10. Piedāvātā jaunā balto punduru spektrālās klasifikācijas sistēma, E. M. Sions, J. L. Grīnšteins, J. D. Landstrīts, J. Līberts, H. L. Šipmens un G. A. Vegners, Astrofizikas žurnāls 269 , #1 (1983. gada 1. jūnijs), lpp. 253-257.
11. Līja, D. A.; C. Y. Zhang, Sun Kwok (1994). "Divu temperatūru rentgenstaru emisija no planetārā miglāja NGC 7293." Astrofizikas žurnāls 422 : 205-207. Iegūts 2010-07-05.
12. Ibens jaunākais, I. (1984). "Par planētu miglāju kodolu biežumu, ko darbina hēlija dedzināšana, un par balto punduru biežumu ar ūdeņraža deficīta atmosfēru." Astrofizikas žurnāls 277 : 333-354. ISSN 0004-637X.
13. Sofija Neskučnaja Rūķis elpo skābekli (krievu val.). newspaper.ru (13.11.09. 10:35). Arhivēts no oriģināla 2011. gada 23. augustā. Iegūts 2011. gada 23. maijā.
14. Siriuss A un B: dubultzvaigžņu sistēma Canis Major zvaigznājā // Čandras rentgenstaru observatorijas fotoalbums
15. Ivanovs V.V. Baltie punduri. vārdā nosaukts Astronomijas institūts. V.V. Soboleva. Arhivēts no oriģināla 2011. gada 23. augustā. Iegūts 2010. gada 6. janvārī.

Literatūra

• Debora Žana Vornere. Alvans Klārks un dēli: mākslinieki optikas jomā. - Smithsonian Press, 1968.
• Jā, B. Zeldovičs, S. I. Blinņikovs, N. I. Šakura. Zvaigžņu uzbūves un evolūcijas fiziskais pamats. - M., 1981. gads.
• Šklovskis I. S. Zvaigznes: viņu dzimšana, dzīve un nāve. - M.: Nauka, 1984. gads.
• Stīvens D. Kavalers, Igors Dmitrijevičs Novikovs, Ganešans Srinivasans, G. Meinets, Daniels Šērers. Zvaigžņu paliekas. - Springer, 1997. - ISBN 3540615202, 9783540615200
• Kipenhans R. (Angļu) krievu valoda 100 miljardu saules: zvaigžņu dzimšana, dzīve un nāve = 100 Milliarden Sonnen / Tulk. ar viņu. A. S. Dobroslavskis, B. B. Straumals, izd. I. M. Halatņikova, A. V. Tutukova. - Pasaule. - M., 1990. - 293 lpp. - 88 000 eksemplāru. - ISBN 5-03-001195-1
• Baltie punduri // Kosmosa fizika: maza enciklopēdija. - M.: Padomju enciklopēdija, 1986.

Skatīt arī

Saites

Baltais punduris
Izglītība	Čandrasekhara robeža · PG 1159 zvaigzne · Zvaigžņu evolūcija · Hertzsprunga-Rasela diagramma · Mirīdas
Evolūcija

No kurienes nāk baltie punduri?

Tas, kas notiek ar zvaigzni tās dzīves beigās, ir atkarīgs no masas, kāda zvaigznei bija dzimšanas brīdī. Zvaigznes, kurām sākotnēji bija lielāka masa, savu dzīvi beidz kā melnos caurumus un neitronu zvaigznes. Zemas vai vidējas masas zvaigznes (tās, kuru masa ir mazāka par 8 Saules masām) kļūs par baltajiem punduriem. Tipisks baltais punduris ir aptuveni Saules masas un nedaudz lielāks par Zemi. Baltais punduris ir viena no blīvākajām matērijas formām, kuru blīvumā pārspēj tikai neitronu zvaigznes un melnie caurumi.

Vidējas masas zvaigznes, tāpat kā mūsu Saule, dzīvo, pārvēršot ūdeņradi savā kodolā par hēliju. Šis process šobrīd notiek uz Saules. Enerģija, ko Saule rada hēlija kodolsintēzes rezultātā no ūdeņraža, rada iekšējo spiedienu. Nākamo 5 miljardu gadu laikā Saule iztērēs ūdeņraža krājumus savā kodolā.

Zvaigzni var salīdzināt ar spiediena katlu. Sildot noslēgtu trauku, spiediens tajā palielinās. Līdzīgi notiek arī Saulē, protams, stingri ņemot, Sauli nevar saukt par noslēgtu trauku. Gravitācija iedarbojas uz zvaigznes vielu, mēģinot to saspiest, un spiediens, ko rada karstā gāze kodolā, mēģina paplašināt zvaigzni. Līdzsvars starp spiedienu un gravitāciju ir ļoti delikāts.
Kad Saulei beigsies ūdeņradis, gravitācija sāks dominēt šajā līdzsvarā un zvaigzne sāks sarukt. Tomēr saspiešanas laikā notiek sasilšana un daļa no ūdeņraža, kas paliek zvaigznes ārējos slāņos, sāk degt. Šis degošais ūdeņraža apvalks paplašina zvaigznes ārējos slāņus. Kad tas notiks, mūsu Saule kļūs par sarkanu milzi, tā kļūs tik liela, ka Merkurs tiks pilnībā aprīts. Pieaugot zvaigznei, tā atdziest. Tomēr sarkanā milža kodola temperatūra paaugstinās, līdz tā ir pietiekami karsta, lai aizdedzinātu hēliju (sintezēts no ūdeņraža). Galu galā hēlijs pārvērtīsies par oglekli un smagākiem elementiem. Posms, kurā Saule ir sarkanais milzis, aizņems 1 miljardu gadu, bet ūdeņraža degšanas stadija aizņem 10 miljardus.

Lodveida kopa M4. Optiskais attēls no zemes teleskopa (pa kreisi) un Habla teleskopa attēls (pa labi). Baltie punduri ir apzīmēti ar apļiem. Atsauce: Hārvijs Ričers (Britu Kolumbijas Universitāte, Vankūvera, Kanāda), M. Bolte (Kalifornijas Universitāte, Santakrusa) un NASA/ESA

Mēs jau zinām, ka vidējas masas zvaigznes, piemēram, mūsu Saule, kļūs par sarkanajiem milžiem. Bet kas notiks tālāk? Mūsu sarkanais gigants ražos oglekli no hēlija. Kad hēlijs beidzas, kodols vēl nebūs pietiekami karsts, lai sāktu oglekļa sadegšanu. Ko tagad?

Tā kā Saule nebūs pietiekami karsta, lai ogleklis sadedzinātu, gravitācija atkal pārņems varu. Zvaigznei saraujoties, izdalās enerģija, kas novedīs pie tālākas zvaigznes čaulas paplašināšanās. Tagad zvaigzne kļūs vēl lielāka nekā iepriekš! Mūsu Saules rādiuss kļūs lielāks par Zemes orbītas rādiusu!

Šajā periodā Saule kļūs nestabila un zaudēs savu vielu. Tas turpināsies, līdz zvaigzne pilnībā nolaidīs ārējos slāņus. Zvaigznes kodols paliks neskarts un kļūs par balto punduri. Balto punduri ieskauj izplešas gāzes apvalks, ko sauc par planetāro miglāju. Miglājus sauc par planētu miglājiem, jo ​​pirmie novērotāji domāja, ka tie ir līdzīgi planētām Urāns un Neptūns. Ir vairāki planētu miglāji, kurus var redzēt ar amatieru teleskopu. Apmēram pusē no tiem centrā redzams baltais punduris, izmantojot diezgan pieticīga izmēra teleskopu.

Planētu miglājs ir vidējas masas zvaigznes zīme, kas pāriet no sarkanā milža uz balto punduri. Zvaigznes, kuru masa ir salīdzināma ar mūsu Sauli, aptuveni 75 000 gadu laikā pārvērtīsies par baltajiem punduriem, pakāpeniski nometot čaulas. Galu galā, tāpat kā mūsu Saule, tie pakāpeniski atdziest un pārvērtīsies melnos oglekļa gabaliņos, un process ilgs aptuveni 10 miljardus gadu.

Balto punduru novērojumi

Ir vairāki veidi, kā novērot baltos pundurus. Pirmais atklātais baltais punduris ir Sīriusa pavadonis, spožā zvaigzne Canis Major zvaigznājā. 1844. gadā astronoms Frīdrihs Besels Sīriusā pamanīja vājas kustības uz priekšu un atpakaļ, it kā ap to grieztos neredzams objekts. 1863. gadā optiķis un teleskopu dizaineris Alvans Klārks atklāja šo noslēpumaino objektu. Zvaigznes pavadonis vēlāk tika identificēts kā baltais punduris. Pašlaik šis pāris ir pazīstams kā Sirius A un Sirius B, kur B ir baltais punduris. Šīs sistēmas orbītas periods ir 50 gadi.

Bultiņa norāda uz balto punduri Sirius B blakus lielākajam Sirius A. Saite: McDonald Observatory, NASA/SAO/CXC)

Tā kā baltie punduri ir ļoti mazi un tāpēc tos ir grūti noteikt, binārās sistēmas ir viens no veidiem, kā tos atklāt. Tāpat kā ar Siriusu, ja zvaigznei ir noteikta veida neizskaidrojama kustība, var būt iespējams atklāt, ka viena zvaigzne patiesībā ir vairāku sistēmu sistēma. Rūpīgāk izpētot, ir iespējams noteikt, vai zvaigznes pavadonis ir baltais punduris. Habla kosmiskais teleskops ar tā 2,4 metru spoguli un uzlabotu optiku veiksmīgi novēroja baltos pundurus, izmantojot savu platleņķa planētu kameru. 1995. gada augustā šī kamera tika izmantota, lai novērotu vairāk nekā 75 baltos pundurus M4 lodveida klasterī Skorpiona zvaigznājā. Šie baltie punduri bija tik vāji, ka spožākie no tiem nebija spožāki par 100 vatu spuldzi Mēness attālumā. M4 atrodas 7000 gaismas gadu attālumā un ir mums tuvākā lodveida kopa. Tās vecums ir aptuveni 14 miljardi gadu, tāpēc lielākā daļa zvaigžņu šajā kopā ir savas dzīves beigu posmā.