Nemecký astronóm Friedrich Wilhelm Bessel niekoľko rokov pozoroval správne pohyby na oblohe dvoch jasných hviezd - Sirius a Procyon - av roku 1844 zistil, že obe sa nepohybujú po priamkach, ale po charakteristických zvlnených trajektóriách. Tento objav podnietil vedca k myšlienke, že každá z týchto hviezd má pre nás neviditeľný satelit, to znamená, že ide o fyzicky dvojhviezdny systém.

Besselov predpoklad sa čoskoro potvrdil. Americký optik Alvan Clark objavil satelit Sirius 31. januára 1862 pri testovaní novo vyrobenej šošovky s priemerom 46 cm. Neskôr, v roku 1896, bol objavený satelit Procyon. Po určitom čase sa astronómom na základe priamych teleskopických pozorovaní vzájomnej revolúcie týchto hviezd a ich satelitov podarilo (pomocou zákona univerzálnej gravitácie) zistiť hmotnosti každého zo svietidiel. Hlavné hviezdy, teraz nazývané Sirius A a Procyon A, sa ukázali byť 2,3 a 1,8 krát hmotnejšie ako Slnko a hmotnosti ich satelitov - Sirius B a Procyon B - sú 0,98 a 0,65 hmotnosti Slnka.

Ale Slnko, ktorého hmotnosť je takmer rovnaká ako Sírius B, by svietilo zo svojej vzdialenosti takmer rovnako jasne ako Polárka. Prečo bol teda Sirius B 18 rokov považovaný za „neviditeľný satelit“? Možno kvôli malej uhlovej vzdialenosti medzi ním a Siriusom A? Nie len. Ako sa neskôr ukázalo, voľným okom je evidentne nedostupný pre svoju nízku svietivosť, 400-krát nižšiu ako svietivosť Slnka. Pravda, na samom začiatku 20. storočia. tento objav sa nezdal nijako zvláštny, keďže bolo známych pomerne veľa hviezd s nízkou svietivosťou a súvislosť medzi hmotnosťou hviezdy a jej svietivosťou ešte nebola stanovená. Až keď boli získané emisné spektrá Sirius B a Procyon B, ako aj merania ich teplôt, ukázala sa „abnormálnosť“ týchto hviezd.

Čo nám hovorí efektívna teplota hviezd?

Vo fyzike existuje taký koncept - úplne čierne telo. Nie, toto nie je synonymum pre čiernu diery- na rozdiel od neho môže absolútne čierne telo oslnivo svietiť! Nazýva sa absolútne čierna, pretože podľa definície pohlcuje všetko elektromagnetické žiarenie, ktoré na ňu dopadá. Teória tvrdí, že celkový svetelný tok (v celom rozsahu vlnových dĺžok) z jednotkového povrchu absolútne čierneho telesa nezávisí od jeho štruktúry alebo chemického zloženia, ale je určený iba teplotou. Podľa Stefanovho-Boltzmannovho zákona je jeho svietivosť úmerná štvrtej mocnine teploty. Absolútne čierne teleso, ako ideálny plyn, je len fyzikálny model, ktorý sa v praxi nikdy striktne neimplementuje. Spektrálne zloženie hviezdneho svetla vo viditeľnej oblasti spektra je však dosť blízke „čiernemu telu“. Preto môžeme predpokladať, že model čierneho telesa ako celok správne popisuje žiarenie skutočnej hviezdy.

Efektívna teplota Teplota hviezdy je teplota absolútne čierneho telesa, ktoré vyžaruje rovnaké množstvo energie na jednotku povrchu. Vo všeobecnosti sa nerovná teplote fotosféry hviezdy. Napriek tomu ide o objektívnu charakteristiku, ktorú možno použiť na posúdenie ďalších charakteristík hviezdy: svietivosť, veľkosť atď.

V 10. rokoch. V 20. storočí sa americký astronóm Walter Adams pokúsil určiť efektívnu teplotu Siriusa B. Tá bola 8000 K a neskôr sa ukázalo, že sa astronóm zmýlil a v skutočnosti je ešte vyššia (asi 10 000 K). V dôsledku toho by svietivosť tejto hviezdy, ak by mala veľkosť Slnka, mala byť aspoň 10-krát vyššia ako tá slnečná. Pozorovaná svietivosť Sirius B, ako vieme, je 400-krát menšia ako slnečná svietivosť, to znamená, že je viac ako 4 000-krát nižšia, ako sa očakávalo! Jediným východiskom z tohto rozporu je zvážiť, že Sirius B má oveľa menšiu viditeľnú plochu, a teda aj menší priemer. Výpočty ukázali, že Sirius B je len 2,5-krát väčší ako Zem. Zachováva si však slnečnú hmotu – ukazuje sa, že jej priemerná hustota by mala byť takmer 100-tisíckrát väčšia ako hustota Slnka! Mnoho astronómov odmietlo veriť v existenciu takýchto exotických predmetov.

Až v roku 1924, najmä vďaka úsiliu anglického astrofyzika Arthura Eddingtona, ktorý vypracoval teóriu vnútornej štruktúry hviezdy. Kompaktné satelity Sirius a Procyon boli konečne uznané astronomickou komunitou ako skutoční predstavitelia úplne novej triedy hviezd, teraz známych ako bieli trpaslíci. „Biele“ - pretože prvými predstaviteľmi tohto typu boli horúce modro-biele svietidlá, „trpaslíci“ - pretože majú veľmi malé svietivosti a veľkosti.

Výsledky spektrálnych štúdií

Ako sme už zistili, hustota bielych trpaslíkov je mnohotisíckrát vyššia ako hustota obyčajných hviezd. To znamená, že ich látka musí byť v nejakom špeciálnom, predtým neznámom fyzikálnom stave. Naznačovali to aj nezvyčajné spektrá bielych trpaslíkov.

Po prvé, ich absorpčné čiary sú mnohonásobne širšie ako u normálnych hviezd. Po druhé, vodíkové čiary môžu byť prítomné v spektrách bielych trpaslíkov pri takých vysokých teplotách, pri ktorých nie sú prítomné v spektrách obyčajných hviezd, pretože všetok vodík je ionizovaný. To všetko by sa dalo teoreticky vysvetliť veľmi vysokým tlakom hmoty v atmosférach bielych trpaslíkov.

Ďalším znakom spektier týchto exotických hviezd je, že čiary všetkých chemických prvkov sú mierne červené posunuté v porovnaní so zodpovedajúcimi čiarami v spektrách získaných v pozemských laboratóriách. Ide o efekt takzvaného gravitačného červeného posuvu, ktorý je spôsobený tým, že zrýchlenie gravitácie na povrchu bieleho trpaslíka je mnohonásobne väčšie ako na Zemi.

Zo zákona univerzálnej gravitácie totiž vyplýva, že gravitačné zrýchlenie na povrchu hviezdy je priamo úmerné jej hmotnosti a nepriamo úmerné druhej mocnine polomeru. Hmotnosti bielych trpaslíkov sú blízke hmotnostiam normálnych hviezd a ich polomery sú mnohonásobne menšie. Preto je gravitačné zrýchlenie na povrchu bielych trpaslíkov veľmi vysoké: asi 105 - 106 m/s2. Pripomeňme si, že na Zemi je to 9,8 m/s 2, teda 10 000 - 100 000 krát menej.

Podľa zisteného chemického zloženia sú spektrá bielych trpaslíkov rozdelené do dvoch kategórií: niektoré s vodíkovými čiarami, iné bez vodíkových čiar, ale s čiarami neutrálneho alebo ionizovaného hélia alebo ťažkých prvkov. „Vodíkové“ trpaslíci majú niekedy výrazne vyššiu teplotu (až 60 000 K a viac) ako „héliové“ trpaslíci (11 000 - 20 000 K). Na základe toho vedci dospeli k záveru, že látka toho druhého prakticky neobsahuje vodík.

Okrem toho boli objavení bieli trpaslíci, ktorých spektrá nebolo možné stotožniť s chemickými prvkami a zlúčeninami známymi vede. Neskôr sa zistilo, že tieto hviezdy majú magnetické polia, ktoré boli 1 000 až 100 000-krát silnejšie ako tie na Slnku. Pri takejto intenzite magnetického poľa sú spektrá atómov a molekúl skreslené na nerozoznanie, čo sťažuje ich identifikáciu.

Bieli trpaslíci sú degenerované hviezdy
V interiéri bielych trpaslíkov môže hustota dosiahnuť hodnoty rádovo 10 10 kg/m 3 . Pri takýchto hodnotách hustoty (a dokonca aj pri nižších, charakteristických pre vonkajšie vrstvy bielych trpaslíkov) sa fyzikálne vlastnosti plynu výrazne menia a zákony ideálneho plynu naň už neplatia. V polovici 20. rokov. Taliansky fyzik Enrico Fermi vyvinul teóriu, ktorá popisuje vlastnosti plynov s hustotou charakteristickou pre bielych trpaslíkov. Ukázalo sa, že tlak takéhoto plynu nie je určený jeho teplotou. Zostáva vysoká, aj keď sa látka ochladí na absolútnu nulu! Plyn s týmito vlastnosťami je tzv degenerovať.

V roku 1926 anglický fyzik Ralph Fowler úspešne aplikoval teóriu degenerovaného plynu na bielych trpaslíkov (a až neskôr Fermiho teória našla množstvo aplikácií v „pozemskej“ fyzike). Na základe tejto teórie boli vyvodené dva dôležité závery. Po prvé, polomer bieleho trpaslíka pre dané chemické zloženie látky je jednoznačne určený jeho hmotnosťou. Po druhé, hmotnosť bieleho trpaslíka nemôže prekročiť určitú kritickú hodnotu, ktorej hodnota je približne 1,4 hmotnosti Slnka.

Ďalšie pozorovania a štúdie potvrdili tieto teoretické predpoklady a umožnili nám vyvodiť konečný záver, že vo vnútri bielych trpaslíkov sa prakticky nenachádza žiadny vodík. Keďže teória degenerovaného plynu dobre vysvetlila pozorované vlastnosti bielych trpaslíkov, začali sa nazývať degenerované hviezdy. Ďalšou etapou bolo vytvorenie teórie ich vzniku.

Ako vznikajú bieli trpaslíci

V modernej teórii hviezdneho vývoja sú bieli trpaslíci považovaní za konečnú fázu vývoja hviezd strednej a nízkej hmotnosti (menej ako 3 - 4 hmotnosti Slnka).

Po vyhorení všetkého vodíka v centrálnych oblastiach starnúcej hviezdy by sa jej jadro malo zmenšiť a zahriať. Zároveň sa vonkajšie vrstvy veľmi rozťahujú, efektívna teplota hviezdy klesá a stáva sa červeným obrom. Výsledný redší obal hviezdy je veľmi slabo spojený s jadrom a nakoniec sa rozptýli vo vesmíre. Na mieste bývalého červeného obra zostáva veľmi horúca a kompaktná hviezda pozostávajúca najmä z hélia - bieleho trpaslíka. Vďaka svojej vysokej teplote vyžaruje hlavne v ultrafialovej oblasti a ionizuje plyn rozpínajúcej sa škrupiny.

Rozpínajúce sa škrupiny obklopujúce horúce hviezdy sú známe už dlho. Volajú sa planetárne hmloviny a boli otvorené v 18. storočí. William Herschel. Ich pozorovaný počet je v dobrej zhode s počtom červených obrov a bielych trpaslíkov, a teda so skutočnosťou, že hlavným mechanizmom vzniku bielych trpaslíkov je vývoj obyčajných hviezd s vyvrhnutím ich plynového obalu u červeného obra. etapa.

V blízkych dvojhviezdnych sústavách sú komponenty umiestnené tak blízko seba, že dochádza k výmene hmoty medzi nimi. Nafúknutá škrupina červeného obra neustále prúdi na susednú hviezdu, až kým nezostane len biely trpaslík. Pravdepodobne presne týmto spôsobom vznikli prví objavení zástupcovia bielych trpaslíkov - Sirius B a Procyon B.

Koncom 40. rokov. Sovietsky astrofyzik Samuil Aronovič Kaplan ukázal, že žiarenie bielych trpaslíkov vedie k ich ochladzovaniu. To znamená, že tieto hviezdy nemajú žiadne vnútorné zdroje energie. Kaplan tiež vybudoval kvantitatívnu teóriu ochladzovania bielych trpaslíkov a začiatkom 50. rokov. Anglickí a francúzski vedci dospeli k podobným záverom. Je pravda, že vzhľadom na ich malý povrch sa tieto hviezdy ochladzujú extrémne pomaly.

Takže väčšina pozorovaných vlastností bielych trpaslíkov by sa dala vysvetliť obrovskou hustotou ich hmoty a veľmi silným gravitačným poľom na ich povrchoch. To robí z bielych trpaslíkov jedinečné objekty: zatiaľ nie je možné reprodukovať podmienky, v ktorých sa ich hmota nachádza v pozemských laboratóriách.

Ak sa pozriete pozorne na nočnú oblohu, je ľahké si všimnúť, že hviezdy, ktoré sa na nás pozerajú, sa líšia farbou. Modrasté, biele, červené, svietia rovnomerne alebo blikajú ako girlanda na vianočný stromček. Prostredníctvom ďalekohľadu sú farebné rozdiely zreteľnejšie. Dôvod, ktorý viedol k takejto rozmanitosti, spočíva v teplote fotosféry. A na rozdiel od logického predpokladu, najhorúcejšie hviezdy nie sú červené, ale modré, modro-biele a biele hviezdy. Ale najprv to.

Spektrálna klasifikácia

Hviezdy sú obrovské, horúce gule plynu. To, ako ich vidíme zo Zeme, závisí od mnohých parametrov. Napríklad hviezdy v skutočnosti neblikajú. Overiť si to je veľmi jednoduché: stačí si spomenúť na Slnko. K efektu blikania dochádza, pretože svetlo prichádzajúce z kozmických telies k nám prekonáva medzihviezdne médium, plné prachu a plynu. Ďalšia vec je farba. Je to dôsledok zahrievania schránok (najmä fotosféry) na určité teploty. Skutočná farba sa môže líšiť od zdanlivej farby, ale rozdiel je zvyčajne malý.

Dnes sa na celom svete používa Harvardská spektrálna klasifikácia hviezd. Je založená na teplote a je založená na type a relatívnej intenzite spektrálnych čiar. Každá trieda zodpovedá hviezdam určitej farby. Klasifikácia bola vyvinutá na Harvardskom observatóriu v rokoch 1890-1924.

Jeden oholený Angličan žuval datle ako mrkvu

Existuje sedem hlavných spektrálnych tried: O—B—A—F—G—K—M. Táto sekvencia odráža postupný pokles teploty (z O na M). Na zapamätanie existujú špeciálne mnemotechnické vzorce. V ruštine jeden z nich znie takto: „Jeden vyholený Angličan žuval datle ako mrkvu“. K týmto triedam sa pridávajú ďalšie dve triedy. Písmená C a S označujú studené svietidlá s pásmi oxidov kovov v spektre. Pozrime sa bližšie na hviezdne triedy:

• Trieda O sa vyznačuje najvyššou povrchovou teplotou (od 30 do 60 tisíc Kelvinov). Hviezdy tohto typu prevyšujú Slnko 60-krát svojou hmotnosťou a 15-krát polomerom. Ich viditeľná farba je modrá. Čo sa týka svietivosti, sú viac ako miliónkrát väčšie ako naša hviezda. Modrá hviezda HD93129A, ktorá patrí do tejto triedy, sa vyznačuje jednou z najvyšších svietivostí medzi známymi kozmickými telesami. Podľa tohto ukazovateľa je 5 miliónov krát pred Slnkom. Modrá hviezda sa nachádza vo vzdialenosti 7,5 tisíc svetelných rokov od nás.
• Trieda B má teplotu 10-30 tisíc Kelvinov, čo je hmotnosť 18-krát väčšia ako hmotnosť Slnka. Ide o modro-biele a biele hviezdy. Ich polomer je 7-krát väčší ako polomer Slnka.
• Trieda A je charakterizovaná teplotou 7,5-10 tisíc Kelvinov, polomerom a hmotnosťou 2,1-krát a 3,1-krát vyššou ako má Slnko. Toto sú biele hviezdy.
• Trieda F: teplota 6000-7500 K. Hmotnosť je 1,7-krát väčšia ako Slnko, polomer je 1,3. Zo Zeme sa také hviezdy javia ako biele, ich skutočná farba je žltobiela.
• Trieda G: teplota 5-6 tisíc Kelvinov. Slnko patrí do tejto triedy. Viditeľná a skutočná farba takýchto hviezd je žltá.
• Trieda K: teplota 3500-5000 K. Polomer a hmotnosť sú menšie ako slnečné, 0,9 a 0,8 od zodpovedajúcich parametrov svietidla. Farba týchto hviezd viditeľných zo Zeme je žltooranžová.
• Trieda M: teplota 2-3,5 tisíc Kelvinov. Hmotnosť a polomer sú 0,3 a 0,4 z podobných parametrov Slnka. Z povrchu našej planéty sa javia červeno-oranžové. Beta Andromedae a Alpha Chanterelles patria do triedy M. Jasná červená hviezda, ktorú mnohí poznajú, je Betelgeuse (alfa Orionis). Najlepšie je hľadať ho v zime na oblohe. Červená hviezda je umiestnená nad a mierne vľavo

Každá trieda je rozdelená do podtried od 0 do 9, teda od najteplejšej po najchladnejšiu. Čísla hviezd označujú príslušnosť k určitému spektrálnemu typu a stupeň zahrievania fotosféry v porovnaní s inými hviezdami v skupine. Napríklad Slnko patrí do triedy G2.

Vizuálne biele

Triedy hviezd B až F sa teda môžu zo Zeme javiť ako biele. A túto farbu majú v skutočnosti iba predmety patriace do A-typu. Pozorovateľovi, ktorý nie je vyzbrojený ďalekohľadom, sa teda hviezda Saif (súhvezdie Orion) a Algol (beta Persei) javia ako biele. Patria do spektrálnej triedy B. Ich skutočná farba je modro-biela. Tiež Mithrac a Procyon, najjasnejšie hviezdy v nebeských vzoroch Perseus a Canis Minor, vyzerajú biele. Ich skutočná farba je však bližšia žltej (stupeň F).

Prečo sú hviezdy pre pozorovateľa na Zemi biele? Farba je skreslená v dôsledku obrovskej vzdialenosti oddeľujúcej našu planétu od takýchto objektov, ako aj objemných oblakov prachu a plynu, ktoré sa často nachádzajú vo vesmíre.

Trieda A

Biele hviezdy sa nevyznačujú takou vysokou teplotou ako zástupcovia triedy O a B. Ich fotosféra sa zahreje na 7,5-10 tisíc Kelvinov. Hviezdy spektrálnej triedy A sú oveľa väčšie ako Slnko. Väčšia je aj ich svietivosť – asi 80-krát.

Spektrá hviezd A ukazujú silné vodíkové čiary Balmerovho radu. Čiary ostatných prvkov sú citeľne slabšie, ale stávajú sa významnejšími, keď prechádzame z podtriedy A0 do A9. Obri a supergianti patriaci do spektrálnej triedy A sa vyznačujú o niečo menej výraznými vodíkovými čiarami ako hviezdy hlavnej postupnosti. V prípade týchto svietidiel sú čiary ťažkých kovov zreteľnejšie.

Mnoho zvláštnych hviezd patrí do spektrálnej triedy A. Tento termín sa vzťahuje na svietidlá, ktoré majú viditeľné vlastnosti v spektre a fyzikálnych parametroch, čo sťažuje ich klasifikáciu. Napríklad dosť zriedkavé hviezdy ako Lambda Boötes sa vyznačujú nedostatkom ťažkých kovov a veľmi pomalou rotáciou. K zvláštnym svietidlám patria aj bieli trpaslíci.

Trieda A zahŕňa také jasné objekty nočnej oblohy ako Sirius, Mencalinan, Alioth, Castor a ďalšie. Poďme ich lepšie spoznať.

Alpha Canis Majoris

Sirius je najjasnejšia, aj keď nie najbližšia hviezda na oblohe. Vzdialenosť k nemu je 8,6 svetelných rokov. Pozorovateľovi na Zemi sa javí taká jasná, pretože má impozantnú veľkosť a predsa nie je tak ďaleko ako mnohé iné veľké a jasné objekty. Najbližšia hviezda k Slnku je Sírius, ktorý je v tomto zozname na piatom mieste.

Vzťahuje sa a je systémom dvoch komponentov. Sirius A a Sirius B sú oddelené vzdialenosťou 20 astronomických jednotiek a rotujú s periódou necelých 50 rokov. Prvá zložka systému, hviezda hlavnej postupnosti, patrí do spektrálnej triedy A1. Jeho hmotnosť je dvakrát väčšia ako Slnko a jeho polomer je 1,7-krát. To je to, čo možno pozorovať voľným okom zo Zeme.

Druhou zložkou systému je biely trpaslík. Hviezda Sírius B má takmer rovnakú hmotnosť ako naša hviezda, čo nie je pre takéto objekty typické. Typicky sú bieli trpaslíci charakterizovaní hmotnosťou 0,6-0,7 slnečného žiarenia. Rozmery Sirius B sú zároveň blízke tým na Zemi. Predpokladá sa, že štádium bieleho trpaslíka začalo pre túto hviezdu približne pred 120 miliónmi rokov. Keď sa Sirius B nachádzal v hlavnej postupnosti, bola to pravdepodobne hviezda s hmotnosťou 5 hmotností Slnka a patrila do spektrálnej triedy B.

Sirius A sa podľa vedcov posunie do ďalšieho štádia evolúcie približne o 660 miliónov rokov. Potom sa zmení na červeného obra a o niečo neskôr na bieleho trpaslíka, ako jeho spoločník.

Alfa orol

Rovnako ako Sirius, mnohé biele hviezdy, ktorých názvy sú uvedené nižšie, sú dobre známe nielen ľuďom zaujímajúcim sa o astronómiu vďaka ich jasu a častej zmienke na stránkach vedeckej literatúry. Altair je jedným z týchto svietidiel. Alpha Eagle nájdeme napríklad u Stephena Kinga. Táto hviezda je na nočnej oblohe dobre viditeľná vďaka svojej jasnosti a relatívne blízkej polohe. Vzdialenosť oddeľujúca Slnko a Altair je 16,8 svetelných rokov. Z hviezd spektrálnej triedy A je nám bližšie len Sirius.

Altair je 1,8-krát hmotnejší ako Slnko. Jeho charakteristickým znakom je veľmi rýchle otáčanie. Hviezda dokončí jednu otáčku okolo svojej osi za menej ako deväť hodín. Rýchlosť rotácie v blízkosti rovníka je 286 km/s. V dôsledku toho bude „svižný“ Altair sploštený z palíc. Navyše vďaka elipsovitému tvaru klesá teplota a jas hviezdy od pólov k rovníku. Tento efekt sa nazýva „gravitačné stmavnutie“.

Ďalšou vlastnosťou Altairu je, že jeho lesk sa časom mení. Patrí medzi premenné typu delta Scuti.

Alfa Lyrae

Vega je po Slnku najštudovanejšia hviezda. Alpha Lyrae je prvou hviezdou, ktorá má určené spektrum. Stala sa druhým svietidlom po Slnku, zachyteným na fotografii. Vega bola tiež jednou z prvých hviezd, ku ktorým vedci merali vzdialenosť pomocou metódy parlax. Pri určovaní magnitúd iných objektov sa jas hviezdy dlho bral ako 0.

Alpha Lyrae je dobre známa amatérskym astronómom aj bežným pozorovateľom. Je piata najjasnejšia medzi hviezdami a je zahrnutá do asterizmu letného trojuholníka spolu s Altairom a Denebom.

Vzdialenosť od Slnka k Vege je 25,3 svetelných rokov. Jej rovníkový polomer a hmotnosť sú 2,78 a 2,3-krát väčšie ako podobné parametre našej hviezdy. Tvar hviezdy má ďaleko od dokonalej gule. Priemer na rovníku je výrazne väčší ako na póloch. Dôvodom je obrovská rýchlosť otáčania. Na rovníku dosahuje 274 km/s (pre Slnko je tento parameter o niečo viac ako dva kilometre za sekundu).

Jednou z vlastností Vega je prachový disk, ktorý ju obklopuje. Predpokladá sa, že vznikol v dôsledku veľkého počtu zrážok komét a meteoritov. Prachový kotúč rotuje okolo hviezdy a je ohrievaný jej žiarením. V dôsledku toho sa zvyšuje intenzita infračerveného žiarenia Vega. Nie je to tak dávno, čo boli na disku objavené asymetrie. Pravdepodobným vysvetlením je, že hviezda má aspoň jednu planétu.

Alfa Blíženci

Druhým najjasnejším objektom v súhvezdí Blíženci je Castor. Rovnako ako predchádzajúce svietidlá patrí do spektrálnej triedy A. Castor je jednou z najjasnejších hviezd na nočnej oblohe. V príslušnom zozname sa nachádza na 23. mieste.

Castor je viacnásobný systém pozostávajúci zo šiestich komponentov. Dva hlavné prvky (Castor A a Castor B) rotujú okolo spoločného ťažiska s periódou 350 rokov. Každá z dvoch hviezd je spektrálna dvojhviezda. Komponenty Castor A a Castor B sú menej jasné a pravdepodobne patria do spektrálnej triedy M.

Castor S nebol bezprostredne spojený so systémom. Pôvodne bola označená ako nezávislá hviezda YY Gemini. V procese štúdia tejto oblasti oblohy sa zistilo, že toto svietidlo je fyzicky spojené so systémom Castor. Hviezda rotuje okolo ťažiska spoločného pre všetky zložky s periódou niekoľkých desiatok tisíc rokov a je tiež spektrálnou dvojhviezdou.

Beta Aurigae

Nebeský obrazec Aurigy obsahuje približne 150 „bodiek“, z ktorých mnohé sú biele hviezdy. Názvy svietidiel povedia len málo ľuďom ďaleko od astronómie, ale to neznižuje ich význam pre vedu. Najjasnejším objektom v nebeskom obrazci, ktorý patrí do spektrálnej triedy A, je Mencalinan alebo beta Aurigae. Názov hviezdy preložený z arabčiny znamená „rameno majiteľa opratí“.

Mencalinan je trojitý systém. Jeho dve zložky sú podobri spektrálnej triedy A. Jas každého z nich prevyšuje jas Slnka 48-krát. Oddeľuje ich vzdialenosť 0,08 astronomických jednotiek. Treťou zložkou je červený trpaslík, vzdialený 330 AU od páru. e.

Epsilon Ursa Major

Najjasnejším „bodom“ snáď najznámejšieho súhvezdia severnej oblohy (Ursa Major) je Alioth, ktorý je tiež klasifikovaný ako trieda A. Zdanlivá magnitúda - 1,76. Hviezda zaujíma 33. miesto v zozname najjasnejších svietidiel. Alioth je súčasťou asterizmu Veľkého voza a je umiestnený bližšie ako iné svietidlá k miske.

Aliotovo spektrum sa vyznačuje nezvyčajnými čiarami, ktoré kolíšu s periódou 5,1 dňa. Predpokladá sa, že znaky sú spojené s vplyvom magnetického poľa hviezdy. Spektrálne výkyvy môžu podľa najnovších údajov vzniknúť v dôsledku tesnej blízkosti kozmického telesa s hmotnosťou takmer 15-násobku hmotnosti Jupitera. Či je to tak, je zatiaľ záhadou. Astronómovia sa to snažia pochopiť, podobne ako iné tajomstvá hviezd, každý deň.

Bieli trpaslíci

Príbeh o bielych hviezdach bude neúplný bez zmienky o štádiu vývoja svietidiel, ktoré sa označuje ako „biely trpaslík“. Takéto objekty dostali svoje meno vďaka tomu, že prvé objavené patrili do spektrálnej triedy A. Boli to Sirius B a 40 Eridani B. Bieli trpaslíci sa dnes nazývajú jednou z možností pre záverečnú fázu života hviezdy.

Pozrime sa podrobnejšie na životný cyklus svietidiel.

Hviezdny vývoj

Hviezdy sa nerodia cez noc: každá z nich prechádza niekoľkými fázami. Po prvé, oblak plynu a prachu sa začne vlastným vplyvom zmenšovať. Pomaly nadobúda tvar gule, pričom gravitačná energia sa mení na teplo - teplota objektu sa zvyšuje. V momente, keď dosiahne hodnotu 20 miliónov Kelvinov, začína reakcia jadrovej fúzie. Táto etapa sa považuje za začiatok života plnohodnotnej hviezdy.

Svietidlá trávia väčšinu času v hlavnej sekvencii. V ich hĺbkach neustále prebiehajú reakcie cyklu vodíka. Teplota hviezd sa môže líšiť. Keď sa všetok vodík v jadre minie, začína sa nová etapa evolúcie. Teraz sa palivom stáva hélium. Zároveň sa hviezda začína rozširovať. Jeho svietivosť sa zvyšuje a povrchová teplota, naopak, klesá. Hviezda opustí hlavnú sekvenciu a stane sa červeným obrom.

Hmotnosť héliového jadra sa postupne zvyšuje a začína sa stláčať vlastnou hmotnosťou. Etapa červeného obra končí oveľa rýchlejšie ako predchádzajúca. Cesta, ktorou sa bude uberať ďalší vývoj, závisí od počiatočnej hmotnosti objektu. Nízkohmotné hviezdy na stupni červeného obra začínajú napučiavať. Výsledkom tohto procesu je, že predmet zhadzuje svoje škrupiny. Vzniká aj holé jadro hviezdy. V takomto jadre boli všetky fúzne reakcie dokončené. Nazýva sa héliový biely trpaslík. Masívnejšie červené obry (do určitej miery) sa vyvinú na bielych trpaslíkov na báze uhlíka. Ich jadrá obsahujú prvky ťažšie ako hélium.

Charakteristika

Bieli trpaslíci sú telesá, ktorých hmotnosť je zvyčajne veľmi blízko k Slnku. Navyše ich veľkosť zodpovedá veľkosti zeme. Obrovská hustota týchto kozmických telies a procesy prebiehajúce v ich hĺbkach sú z pohľadu klasickej fyziky nevysvetliteľné. Kvantová mechanika pomohla odhaliť tajomstvá hviezd.

Hmota bielych trpaslíkov je elektrónovo-nukleárna plazma. Je takmer nemožné skonštruovať ho ani v laboratóriu. Preto mnohé charakteristiky takýchto objektov zostávajú nejasné.

Aj keď budete študovať hviezdy celú noc, bez špeciálneho vybavenia nezistíte aspoň jedného bieleho trpaslíka. Ich svietivosť je podstatne menšia ako svietivosť slnka. Podľa vedcov tvoria bieli trpaslíci približne 3 až 10 % všetkých objektov v Galaxii. Doteraz sa však našli iba tie z nich, ktoré sa nenachádzajú ďalej ako vo vzdialenosti 200-300 parsekov od Zeme.

Bieli trpaslíci sa naďalej vyvíjajú. Ihneď po vytvorení majú vysokú povrchovú teplotu, ale rýchlo chladnú. Niekoľko desiatok miliárd rokov po vzniku sa podľa teórie biely trpaslík zmení na čierneho trpaslíka – teleso, ktoré nevyžaruje viditeľné svetlo.

Pre pozorovateľa sa biela, červená alebo modrá hviezda líši predovšetkým farbou. Astronóm sa pozerá hlbšie. Farba okamžite veľa napovie o teplote, veľkosti a hmotnosti predmetu. Modrá alebo svetlomodrá hviezda je obrovská horúca guľa, vo všetkých ohľadoch ďaleko pred Slnkom. Biele svietidlá, ktorých príklady sú opísané v článku, sú o niečo menšie. Hviezdne čísla v rôznych katalógoch hovoria aj profesionálom veľa, no nie všetko. Veľké množstvo informácií o živote vzdialených vesmírnych objektov buď ešte nebolo vysvetlené, alebo zostáva neodhalené.

Hviezdy: ich narodenie, život a smrť [Tretie vydanie, revidované] Shklovsky Joseph Samuilovich

Kapitola 10 Ako fungujú bieli trpaslíci?

Kapitola 10 Ako fungujú bieli trpaslíci?

V § 1, keď sme diskutovali o fyzikálnych vlastnostiach rôznych hviezd zakreslených do Hertzsprung-Russellovho diagramu, už bola pozornosť upriamená na takzvaných „bielych trpaslíkov“. Typickým predstaviteľom tejto triedy hviezd je známy satelit Sirius, takzvaný „Sirius B“. Zároveň bolo zdôraznené, že tieto podivné hviezdy nie sú v žiadnom prípade zriedkavou kategóriou akýchsi patologických „príšerností“ v našej Galaxii. Naopak, je to veľmi veľká skupina hviezd. V Galaxii ich musí byť aspoň niekoľko miliárd a možno až desať miliárd, teda až 10 % všetkých hviezd nášho obrovského hviezdneho systému. Bieli trpaslíci sa teda mali sformovať ako výsledok nejakého pravidelného procesu, ktorý prebiehal v značnom podiele hviezd. A z toho vyplýva, že naše chápanie sveta hviezd bude veľmi ďaleko od úplného, ​​ak nepochopíme podstatu bielych trpaslíkov a neobjasníme si otázku ich pôvodu. V tejto časti však nebudeme rozoberať otázky súvisiace s problémom tvorby bielych trpaslíkov, ako to urobíme v § 13. Našou úlohou je zatiaľ pokúsiť sa pochopiť podstatu týchto úžasných objektov. Hlavné znaky bielych trpaslíkov sú:

a. Hmotnosť sa veľmi nelíši od hmotnosti Slnka pri polomere stokrát menšom ako je polomer Slnka. Veľkosti bielych trpaslíkov sú rovnakého poriadku ako veľkosť zemegule.

b. To znamená obrovskú priemernú hustotu látky, dosahujúcu až 10 6 -10 7 g/cm 3 (t. j. až desať ton „zlisovaných“ do kubického centimetra!).

c. Svietivosť bielych trpaslíkov je veľmi nízka: stokrát a tisíckrát menšia ako Slnko.

Keď sa prvýkrát pokúsime analyzovať podmienky v interiéroch bielych trpaslíkov, okamžite narazíme na veľmi veľký problém. V § 6 bola stanovená súvislosť medzi hmotnosťou hviezdy, jej polomerom a centrálnou teplotou (pozri vzorec (6.2)). Keďže ten by mal byť nepriamo úmerný polomeru hviezdy, zdá sa, že centrálne teploty bielych trpaslíkov by mali dosahovať obrovské hodnoty rádovo stoviek miliónov kelvinov. Pri takýchto monštruóznych teplotách sa tam muselo uvoľniť neprimerane veľké množstvo jadrovej energie. Aj keď predpokladáme, že všetok vodík tam „vyhorel“, reakcia trojitého hélia by mala byť veľmi účinná. Energia uvoľnená pri jadrových reakciách musí „uniknúť“ na povrch a dostať sa do medzihviezdneho priestoru vo forme žiarenia, ktoré malo byť mimoriadne silné. Medzitým je svietivosť bielych trpaslíkov úplne zanedbateľná, o niekoľko rádov menšia ako svietivosť „obyčajných“ hviezd rovnakej hmotnosti. Čo sa deje?

Pokúsme sa pochopiť tento paradox.

Po prvé, taký silný nesúlad medzi očakávanou a pozorovanou svietivosťou znamená, že vzorec (6.2) § 6 jednoducho nie je použiteľný pre bielych trpaslíkov. Pripomeňme si teraz, aké základné predpoklady boli prijaté pri odvodzovaní tohto vzorca. V prvom rade sa predpokladalo, že hviezda je v stave rovnováhy pod vplyvom dvoch síl: gravitácie a tlaku plynu. Niet pochýb o tom, že bieli trpaslíci sú v stave hydrostatickej rovnováhy, o ktorej sme podrobne hovorili v § 6. V opačnom prípade by v krátkom čase prestali existovať: rozptýlili by sa v medzihviezdnom priestore, ak by tlak prevýšil gravitáciu, resp. by sa zmenšila „do bodu“, ak by gravitácia nebola kompenzovaná tlakom plynu. O univerzálnosti zákona univerzálnej gravitácie tiež niet pochýb: gravitačná sila pôsobí všade a nezávisí od žiadnych iných vlastností hmoty okrem jej množstva. Potom už zostáva len jedna možnosť: pochybovať o závislosti tlaku plynu od teploty, ktorú sme získali pomocou známeho Clapeyronovho zákona.

Tento zákon platí pre ideálny plyn. V § 6 sme sa presvedčili, že hmotu vnútra obyčajných hviezd možno s dostatočnou presnosťou považovať za ideálny plyn. Preto je logický záver, že veľmi hustá hmota v interiéri bielych trpaslíkov už je nie je ideálny plyn.

Je pravda, že je rozumné pochybovať o tom, či je táto látka plyn? Môže to byť kvapalina alebo pevná látka? Je ľahké vidieť, že to tak nie je. Koniec koncov, v kvapalinách a pevných látkach sú pevne zabalené atómov, ktoré sa dotýkajú svojimi elektrónovými obalmi, ktoré nie sú také malé: asi 10 -8 cm atómové jadrá, v ktorých je sústredená takmer celá hmota atómov, sa nemôžu „pohnúť“ k sebe bližšie ako na túto vzdialenosť. Z toho okamžite vyplýva, že priemerná hustota tuhej alebo kvapalnej látky nemôže výrazne prekročiť

20 g/cm3. Skutočnosť, že priemerná hustota hmoty u bielych trpaslíkov môže byť desaťtisíckrát väčšia, znamená, že tamojšie jadrá sa od seba nachádzajú vo vzdialenosti podstatne menšej ako 10 -8 cm. Z toho vyplýva, že elektrónové obaly atómov sú, akoby „rozdrvené“ „a jadrá sú oddelené od elektrónov. V tomto zmysle môžeme o látke vnútra bielych trpaslíkov hovoriť ako o veľmi hustej plazme. Ale plazma je v prvom rade plyn, to znamená stav hmoty, keď vzdialenosť medzi časticami, ktoré ju tvoria, výrazne presahuje jej veľkosť. V našom prípade nie je vzdialenosť medzi jadrami menšia ako

10 -10 cm, pričom rozmery jadier sú zanedbateľné - asi 10 -12 cm.

Takže látka vnútra bielych trpaslíkov je veľmi hustý ionizovaný plyn. Vďaka obrovskej hustote sa však jeho fyzikálne vlastnosti výrazne líšia od vlastností ideálneho plynu. Tento rozdiel medzi vlastnosťami by sa nemal zamieňať s vlastnosťami skutočné plyny, o ktorých sa na kurzoch fyziky hovorí pomerne veľa.

Stanovia sa špecifické vlastnosti ionizovaného plynu pri ultravysokých hustotách degenerácia. Tento jav možno vysvetliť len v rámci kvantová mechanika. Pojem „degenerácia“ je klasickej fyzike cudzí. Čo je to? Aby sme odpovedali na túto otázku, budeme sa musieť najprv trochu pozastaviť nad vlastnosťami pohybu elektrónov v atóme, popísaných zákonmi kvantovej mechaniky. Stav každého elektrónu v atómovom systéme je určený špecifikovaním kvantových čísel. Tieto čísla sú Hlavná vec kvantové číslo n, ktorý určuje energiu elektrónu v atóme, kvantové číslo l, udávajúci hodnotu orbitálneho momentu hybnosti elektrónu, kvantové číslo m s uvedením hodnoty projekcie tohto momentu do fyzikálne zvoleného smeru (napríklad smeru magnetického poľa) a nakoniec kvantového čísla s s uvedením hodnoty vlastný krútiaci moment elektrón (spin). Základným zákonom kvantovej mechaniky je Pauliho princíp, ktorý zakazuje pre akýkoľvek kvantový systém (napríklad komplexný atóm), aby akékoľvek dva elektróny mali všetky rovnaké kvantové čísla. Vysvetlime si tento princíp pomocou jednoduchého semiklasického Bohrovho modelu atómu. Kombinácia troch kvantových čísel (okrem spinu) určuje dráhu elektrónu v atóme. Pauliho princíp, aplikovaný na tento model atómu, zakazuje, aby viac ako dva elektróny boli na tej istej kvantovej obežnej dráhe. Ak sú na takejto dráhe dva elektróny, potom by mali mať opačne orientované spiny. To znamená, že hoci tri kvantové čísla takýchto elektrónov môžu byť rovnaké, kvantové čísla charakterizujúce spiny elektrónov musia byť odlišné.

Pauliho princíp má veľký význam pre celú atómovú fyziku. Najmä iba na základe tohto princípu možno pochopiť všetky vlastnosti Mendelejevovho periodického systému prvkov. Pauliho princíp má univerzálny význam a je použiteľný pre všetky kvantové systémy pozostávajúce z veľkého počtu identických častíc. Príkladom takéhoto systému sú najmä bežné kovy pri izbovej teplote. Ako je známe, v kovoch nie sú vonkajšie elektróny spojené s ich „vlastnými“ jadrami, ale sú akoby „socializované“. Pohybujú sa v zložitom elektrickom poli iónovej mriežky kovu. V hrubom, poloklasickom priblížení si možno predstaviť, že elektróny sa pohybujú po niektorých, aj keď veľmi zložitých trajektóriách, a samozrejme, pre takéto trajektórie musí byť splnený aj Pauliho princíp. To znamená, že pozdĺž každej z vyššie uvedených trajektórií elektrónov sa nemôžu pohybovať viac ako dva elektróny, ktoré sa musia líšiť vo svojich spinoch. Je potrebné zdôrazniť, že podľa kvantových mechanických zákonov je počet takýchto možných dráh, hoci je veľmi veľký, konečný. V dôsledku toho nie sú realizované všetky geometricky možné dráhy.

V skutočnosti je naša úvaha samozrejme veľmi zjednodušená. Vyššie sme hovorili o „trajektóriách“ kvôli prehľadnosti. Namiesto klasického obrazu pohybu po trajektórii hovorí kvantová mechanika len o tom stave elektrón, opísaný niekoľkými veľmi špecifickými („kvantovými“) parametrami. V každom z možných stavov má elektrón určitú špecifickú energiu. V rámci nášho modelu pohybu pozdĺž trajektórií možno Pauliho princíp formulovať takto: nie viac ako dva elektróny sa môžu pohybovať po rovnakej „povolenej“ trajektórii rovnakými rýchlosťami (t. j. mať rovnakú energiu).

Pri aplikácii na zložité, viacelektrónové atómy umožňuje Pauliho princíp pochopiť, prečo sa ich elektróny „nenaliali“ do „najhlbších“ obežných dráh, ktorých energia je minimálna. Inými slovami, poskytuje kľúč k pochopeniu štruktúry atómu. Úplne rovnaká situácia je v prípade elektrónov v kove a v prípade hmoty vnútra bielych trpaslíkov. Ak by rovnaký počet elektrónov a atómových jadier zaplnil dostatočne veľký objem, potom by „bylo dosť miesta pre každého“. Ale predstavme si teraz tento zväzok obmedzené. Potom by len malá časť elektrónov obsadila všetky možné trajektórie pre svoj pohyb, ktorých počet je nutne obmedzený. Zvyšné elektróny by sa museli pohybovať to isté trajektórie, ktoré sú už „obsadené“. Ale vďaka Pauliho princípu sa budú pohybovať po týchto trajektóriách vysokou rýchlosťou, a preto majú väčší energie. Situácia je úplne rovnaká ako v mnohoelektrónovom atóme, kde na základe rovnakého princípu „prebytočné“ elektróny povinný pohybovať sa po obežných dráhach s väčšou energiou.

V kuse kovu alebo v nejakom objeme vnútri bieleho trpaslíka je počet elektrónov väčší ako počet povolených trajektórií pohybu. Iná situácia je v bežnom plyne, najmä vo vnútri hviezd hlavnej postupnosti. Tam je počet elektrónov vždy menej počet povolených trajektórií. Preto sa elektróny môžu pohybovať po rôznych trajektóriách rôznymi rýchlosťami, akoby „bez vzájomného zasahovania“. Pauliho princíp v tomto prípade neovplyvňuje ich pohyb. V takomto plyne je stanovené maxwellovské rozloženie rýchlostí a sú splnené zákony plynného skupenstva hmoty, dobre známe zo školskej fyziky, najmä Clapeyronov zákon. Ak je „obyčajný“ plyn silne stlačený, počet možných trajektórií elektrónov sa výrazne zmenší a nakoniec nastane stav, keď na každú trajektóriu budú viac ako dva elektróny. Na základe Pauliho princípu musia mať tieto elektróny rôzne rýchlosti presahujúce určitú kritickú hodnotu. Ak teraz tento stlačený plyn výrazne ochladíme, rýchlosť elektrónov sa vôbec nezníži. V opačnom prípade, ako je ľahké pochopiť, by Pauliho princíp prestal platiť. Dokonca aj blízko absolútnej nuly by rýchlosti elektrónov v takomto plyne zostali vysoké. Plyn s takými mimoriadnymi vlastnosťami je tzv degenerovať. Správanie takéhoto plynu je úplne vysvetlené skutočnosťou, že jeho častice (v našom prípade elektróny) zaberajú všetky možné trajektórie a pohybujú sa po nich „nevyhnutne“ veľmi vysokou rýchlosťou. Na rozdiel od degenerovaného plynu sa rýchlosti častíc v „obyčajnom“ plyne s klesajúcou teplotou veľmi zmenšujú. V súlade s tým klesá aj jeho tlak. Aká je situácia s tlakom degenerovaného plynu? Aby sme to urobili, spomeňme si, čo nazývame tlak plynu. Ide o impulz, ktorý častice plynu prenesú za sekundu pri zrážkach s určitou „stenou“, ktorá obmedzuje jej objem. Z toho je zrejmé, že tlak degenerovaného plynu musí byť veľmi vysoký, pretože rýchlosti častíc, ktoré ho tvoria, sú vysoké. Aj pri veľmi nízkych teplotách by tlak degenerovaného plynu mal zostať vysoký, pretože rýchlosti jeho častíc, na rozdiel od bežného plynu, s klesajúcou teplotou takmer neklesajú. Malo by sa očakávať, že tlak degenerovaného plynu málo závisí od jeho teploty, pretože rýchlosť pohybu častíc, ktoré ho tvoria, je určená predovšetkým Pauliho princípom.

Spolu s elektrónmi by vo vnútri bielych trpaslíkov mali byť „holé“ jadrá, ako aj vysoko ionizované atómy, ktoré si zachovali svoje „vnútorné“ elektrónové obaly. Ukazuje sa, že pre nich je počet „povolených“ trajektórií vždy väčší ako počet častíc. Preto netvoria degenerovaný, ale „normálny“ plyn. Ich rýchlosti sú určené teplotou látky bielych trpaslíkov a vďaka Pauliho princípu sú vždy oveľa menšie ako rýchlosti elektrónov. Preto vo vnútri bielych trpaslíkov je tlak spôsobený iba degenerovaným elektrónovým plynom. Z toho vyplýva, že rovnováha bielych trpaslíkov je takmer nezávislá od ich teploty.

Ako ukazujú kvantové mechanické výpočty, tlak degenerovaného elektrónového plynu, vyjadrený v atmosférách, je určený vzorcom

(10.1)

kde je konštanta K = 3

106 a hustota

vyjadrené ako obvykle v gramoch na kubický centimeter. Vzorec (10.1) nahrádza Clapeyronovu rovnicu pre degenerovaný plyn a je jeho „stavovou rovnicou“. Charakteristickým znakom tejto rovnice je, že v nej nie je zahrnutá teplota. Navyše, na rozdiel od Clapeyronovej rovnice, kde je tlak úmerný prvej mocnine hustoty, tu je závislosť tlaku od hustoty silnejšia. Nie je ťažké to pochopiť. Koniec koncov, tlak je úmerný koncentrácii častíc a ich rýchlosti. Koncentrácia častíc je prirodzene úmerná hustote a rýchlosť častíc degenerovaného plynu sa zvyšuje so zvyšujúcou sa hustotou, pretože súčasne sa podľa Pauliho princípu zvyšuje počet „nadbytočných“ častíc nútených pohybovať sa vysokou rýchlosťou. .

Podmienkou použiteľnosti vzorca (10.1) je nepatrnosť tepelných rýchlostí elektrónov v porovnaní s rýchlosťami spôsobenými „degeneráciou“. Pri veľmi vysokých teplotách by sa vzorec (10.1) mal premeniť na Clapeyronov vzorec (6.2). Ak je tlak získaný pre plyn s hustotou

podľa vzorca (10.1), viac, než podľa vzorca (6.2), čo znamená, že plyn je degenerovaný. To nám dáva „stav degenerácie“

(10.2)

Priemerná molekulová hmotnosť. Čomu sa to rovná?

v interiéri bielych trpaslíkov? V prvom rade by tam nemal byť prakticky žiadny vodík: pri takých obrovských hustotách a pomerne vysokých teplotách už dávno „vyhorel“ pri jadrových reakciách. Hlavným prvkom v interiéri bielych trpaslíkov by malo byť hélium. Keďže jeho atómová hmotnosť je 4 a po ionizácii dáva dva elektróny (treba tiež vziať do úvahy, že iba elektróny sú častice, ktoré vytvárajú tlak), potom by priemerná molekulová hmotnosť mala byť veľmi blízka 2. Číselne, podmienka degenerácie (10.2 ) sa píše takto:

(10.3)

Ak je napríklad teplota T= 300 K (izbová teplota), potom

> 2, 5

10-4 g/cm3. Ide o veľmi nízku hustotu, z ktorej okamžite vyplýva, že elektróny v kovoch musia byť degenerované (v tomto prípade teda konštanty K A

majú iný význam, ale podstata veci sa nemení). Ak teplota T je blízka teplote hviezdneho vnútra, teda asi 10 miliónov kelvinov > 1000 g/cm3. Z toho okamžite vyplývajú dva závery:

a. Vo vnútri obyčajných hviezd, kde je hustota, hoci je vysoká, určite nižšia ako 1000 g/cm 3 , plyn nie je degenerovaný. To odôvodňuje použiteľnosť obvyklých zákonov plynárenského štátu, ktoré sme v § 6 široko použili.

b. Bieli trpaslíci majú priemerné a ešte viac centrálne hustoty, ktoré sú zjavne väčšie ako 1000 g/cm3. Preto sa na ne nevzťahujú obvyklé zákony plynárenského štátu. Na pochopenie bielych trpaslíkov je potrebné poznať vlastnosti degenerovaného plynu, opísaného stavovou rovnicou (10.1). Z tejto rovnice v prvom rade vyplýva, že štruktúra bielych trpaslíkov je prakticky nezávislá od ich teploty. Keďže na druhej strane je svietivosť týchto objektov určená ich teplotou (napríklad rýchlosť termonukleárnych reakcií závisí od teploty), môžeme usúdiť, že štruktúra bielych trpaslíkov nezávisí od svietivosti. V princípe môže biely trpaslík existovať (to znamená byť v rovnovážnej konfigurácii) pri teplote blízkej absolútnej nule. Dospeli sme teda k záveru, že pre bielych trpaslíkov na rozdiel od „obyčajných“ hviezd neexistuje vzťah medzi hmotnosťou a svietivosťou.

Pre tieto nezvyčajné hviezdy však existuje špecifický vzťah medzi hmotnosťou a polomerom. Rovnako ako gule rovnakej hmotnosti vyrobené z rovnakého kovu by mali mať rovnaký priemer, mali by byť rovnaké aj veľkosti bielych trpaslíkov s rovnakou hmotnosťou. Toto tvrdenie zjavne neplatí pre iné hviezdy: obrie hviezdy a hviezdy hlavnej postupnosti môžu mať rovnakú hmotnosť, ale výrazne odlišné priemery. Tento rozdiel medzi bielymi trpaslíkmi a inými hviezdami sa vysvetľuje tým, že teplota nehrá takmer žiadnu úlohu v ich hydrostatickej rovnováhe, ktorá určuje štruktúru.

Keďže je to tak, musí existovať nejaký univerzálny vzťah spájajúci masy bielych trpaslíkov a ich polomery. Nie je našou úlohou odvodiť túto dôležitú závislosť, ktorá ani zďaleka nie je elementárna. Samotná závislosť (na logaritmickej stupnici) je znázornená na obr. 10.1. Na tomto obrázku kruhy a štvorce označujú polohy niektorých bielych trpaslíkov so známymi hmotnosťami a polomermi. Závislosť hmotnosti a polomeru pre bielych trpaslíkov zobrazená na tomto obrázku má dve zaujímavé vlastnosti. Po prvé, z toho vyplýva, že čím väčšia je hmotnosť bieleho trpaslíka, tým menší je jeho polomer. V tomto ohľade sa bieli trpaslíci správajú inak ako gule vyrobené z jedného bloku kovu... Po druhé, bieli trpaslíci majú maximálnu prípustnú hodnotu hmotnosti[ 27 ]. Teória predpovedá, že bieli trpaslíci, ktorých hmotnosť by presiahla 1,43 hmotnosti Slnka, nemôžu v prírode existovať [28]. Ak sa hmotnosť bieleho trpaslíka priblíži k tejto kritickej hodnote z nižších hmotností, jeho polomer bude mať tendenciu k nule. V praxi to znamená, že od určitej hmotnosti už tlak degenerovaného plynu nedokáže vyrovnať silu gravitácie a hviezda sa katastrofálne zrúti.

Tento výsledok má výnimočne veľký význam pre celý problém hviezdneho vývoja. Preto stojí za to venovať sa tomu trochu podrobnejšie. Ako sa hmotnosť bieleho trpaslíka zvyšuje, jeho centrálna hustota sa bude čoraz viac zvyšovať. Degenerácia elektrónového plynu bude čoraz silnejšia. To znamená, že počet častíc na „povolenú“ dráhu bude pribúdať. Budú veľmi „stiesnené“ a budú sa (aby sa neporušil Pauliho princíp!) pohybovať stále vyššími rýchlosťami. Tieto rýchlosti sa priblížia rýchlosti svetla. Vznikne nový stav hmoty, ktorý sa nazýva „relativistická degenerácia“. Zmení sa stavová rovnica takéhoto plynu – už ho nebude popisovať vzorec (10.1). Namiesto (10.1) bude vzťah platiť

(10.4)

Na posúdenie súčasného stavu predpokladajme, ako to bolo urobené v § 6,

PÁN 3. Potom s relativistickou degeneráciou P M 4/ 3 /R 4 a sila pôsobiaca proti gravitácii a rovná sa poklesu tlaku

Medzitým je gravitačná sila

GM/R 2 M 2 /R 5. Vidíme, že obe sily – gravitácia aj pokles tlaku – závisia od veľkosti hviezdy rovnakým spôsobom: ako R-5 a závisia rôzne od hmotnosti. V dôsledku toho musí existovať nejaká, úplne definitívna hodnota hmotnosti hviezdy, pri ktorej sú obe sily v rovnováhe. Ak hmotnosť prekročí určitú kritickú hodnotu, potom gravitačná sila vždy prevládne nad silou spôsobenou tlakovým rozdielom a hviezda sa katastrofálne zrúti.

Predpokladajme teraz, že hmotnosť je menšia ako kritická. Potom bude sila spôsobená tlakom väčšia ako gravitačná sila, preto sa hviezda začne rozširovať. Počas procesu expanzie bude relativistická degenerácia nahradená obyčajnou „nerelativistickou“ degeneráciou. V tomto prípade zo stavovej rovnice P

5/ 3 z toho vyplýva P/R M 5/ 3 /R 6, t.j. závislosť sily pôsobiacej proti gravitácii od R bude silnejší. Preto sa pri určitom polomere rozpínanie hviezdy zastaví.

Táto kvalitatívna analýza ilustruje na jednej strane nevyhnutnosť existencie vzťahu medzi hmotnosťou a polomerom pre bielych trpaslíkov a jeho povahu (t. j. čím menší polomer, tým väčšia hmotnosť), a na druhej strane odôvodňuje existenciu obmedzujúcej hmoty, ktorá je dôsledkom nevyhnutnej relativistickej degenerácie. Ako dlho sa môžu hviezdy s hmotnosťou väčšou ako 1,2 hmotnosti Slnka zmenšovať? O tomto fascinujúcom probléme, ktorý je v posledných rokoch veľmi aktuálny, bude reč v § 24.

Hmota interiéru bielych trpaslíkov sa vyznačuje vysokou priehľadnosťou a tepelnou vodivosťou. Dobrá transparentnosť tejto látky sa opäť vysvetľuje Pauliho princípom. Absorpcia svetla v látke je totiž spojená so zmenou stavu elektrónov, spôsobenou ich prechodmi z jednej dráhy na druhú. Ak je však prevažná väčšina „obežných dráh“ (alebo „dráh“) v degenerovanom plyne „obsadená“, potom sú takéto prechody veľmi ťažké. Len veľmi málo, najmä rýchlych elektrónov v plazme bieleho trpaslíka dokáže absorbovať kvantá žiarenia. Tepelná vodivosť degenerovaného plynu je vysoká - ako príklad slúžia bežné kovy. Vďaka veľmi vysokej priehľadnosti a tepelnej vodivosti nemôžu v hmote bieleho trpaslíka nastať veľké teplotné zmeny. Takmer celý teplotný rozdiel, ak sa presuniete z povrchu bieleho trpaslíka do jeho stredu, prebieha vo veľmi tenkej, vonkajšej vrstve hmoty, ktorá je v nedegenerovanom stave. V tejto vrstve, ktorej hrúbka je asi 1 % polomeru, sa teplota zvýši z niekoľkých tisíc kelvinov na povrchu na približne desať miliónov kelvinov a potom zostáva takmer nezmenená až do stredu hviezdy.

Bieli trpaslíci, aj keď slabo, stále vyžarujú. Aký je zdroj energie pre toto žiarenie? Ako už bolo zdôraznené vyššie, v hlbinách bielych trpaslíkov sa prakticky nenachádza vodík, hlavné jadrové palivo. Takmer celá vyhorela počas štádií vývoja hviezd, ktoré predchádzali štádiu bieleho trpaslíka. Ale na druhej strane spektroskopické pozorovania jasne ukazujú, že vodík je prítomný vo vonkajších vrstvách bielych trpaslíkov. Buď nestihol vyhorieť, alebo sa tam (pravdepodobnejšie) dostal z medzihviezdneho média. Je možné, že zdrojom energie pre bielych trpaslíkov môžu byť vodíkové jadrové reakcie prebiehajúce vo veľmi tenkej sférickej vrstve na hranici hustej degenerovanej hmoty ich vnútra a atmosféry. Okrem toho si bieli trpaslíci dokážu udržať pomerne vysoké povrchové teploty obyčajným tepelným vedením. To znamená, že bieli trpaslíci, ktorí nemajú žiadne zdroje energie, sa ochladzujú vyžarovaním zo svojich tepelných rezerv. A tieto rezervy sú veľmi značné. Keďže pohyby elektrónov v hmote bielych trpaslíkov spôsobuje fenomén degenerácie, tepelnú rezervu v ich vnútri obsahujú jadrá a ionizované atómy. Za predpokladu, že hmotu bielych trpaslíkov tvorí hlavne hélium (atómová hmotnosť 4), je ľahké zistiť množstvo tepelnej energie obsiahnutej v bielom trpaslíkovi:

(10.5)

Kde m H je hmotnosť atómu vodíka, k- Boltzmannova konštanta. Čas chladnutia bieleho trpaslíka sa dá odhadnúť delením E T na jeho svietivosti L. Ukazuje sa, že je to rádovo niekoľko stoviek miliónov rokov.

Na obr. Obrázok 10.2 ukazuje empirickú závislosť svietivosti od teploty povrchu pre množstvo bielych trpaslíkov. Priame čiary sú miesta s konštantnými polomermi. Tie sú vyjadrené v zlomkoch slnečného polomeru. Zdá sa, že empirické body dobre zapadajú do týchto línií. To znamená, že pozorovaní bieli trpaslíci sú v rôznych štádiách ochladzovania.

V posledných rokoch bolo objavené silné štiepenie spektrálnych absorpčných čiar v dôsledku Zeemanovho efektu u tucta bielych trpaslíkov. Z veľkosti štiepenia vyplýva, že sila magnetického poľa na povrchu týchto hviezd dosahuje obrovskú hodnotu rádovo desať miliónov oerstedov (Oe). Takáto veľká hodnota magnetického poľa sa zrejme vysvetľuje podmienkami pre vznik bielych trpaslíkov. Napríklad, ak predpokladáme, že hviezda sa zmršťuje bez výraznej straty hmotnosti, môžeme očakávať, že magnetický tok (t. j. súčin plochy povrchu hviezdy a intenzity magnetického poľa) si zachová svoju hodnotu. Z toho vyplýva, že intenzita magnetického poľa, keď sa hviezda zmršťuje, sa bude zvyšovať nepriamo úmerne k druhej mocnine jej polomeru. V dôsledku toho môže rásť stotisíckrát. Tento mechanizmus na zvýšenie magnetického poľa je dôležitý najmä pre neutrón hviezd, o ktorých bude reč v § 22[29]. Je zaujímavé poznamenať, že väčšina bielych trpaslíkov nemá pole silnejšie ako niekoľko tisíc oerstedov. „Zmagnetizovaní“ bieli trpaslíci teda tvoria osobitnú skupinu medzi hviezdami tohto typu „Čierne“ a „biele diery“ vesmíru V marci 1974 sa v Štátnom astronomickom ústave P. N. Lebedeva Akadémie vied ZSSR objavilo zaujímavé oznámenie. Pri vchode. Na spoločnom seminári sa mala prečítať správa s názvom „Vybuchujú biele diery?“. Vedecké

Z knihy Princ z krajiny oblakov autora Galfar Christophe

Kapitola 4 Tristam pritisol ucho k stene a započúval sa do zvuku Lazurrových krokov doznievajúcich. Medzitým Tom skúmal spodné dvere, ktoré zastavili ich pád. "Je všetko v poriadku?" - spýtal sa Tristam šeptom a vrátil sa k priateľovi, "Nie, vôbec nie!" Bolo lepšie vyjsť von a všetko priznať. Oni

Z knihy Oko a slnko autora Vavilov Sergej Ivanovič

Kapitola 7 V túto večernú hodinu bolo námestie takmer prázdne. Tristam sa rozhodným krokom pohol dopredu, ale potom ho zavolali: „Čo tu robíš? Ahoj! Dedina! Hovorím Ti! Nechytil ťa Lazurro v knižnici, bol to Jerry, syn hlavy staviteľov oblakov?

Z knihy Interstellar: veda v zákulisí autora Thorne Kip Stephen

Kapitola 8 Keď Tom nechal Tristama na druhom konci záhrady, vyšiel do svojej izby a začal si obliecť suché oblečenie. Znovu zazvonil zvonček, bol čas ísť k stolu. Jedna vec mu prekážala: Tom nemohol zabudnúť na knihu z tajnej knižnice. Ani pri prebaľovaní z nej nespustil oči

Z knihy autora

16. kapitola Vietor fúkal viac a viac. Steblá ryžových metlín nemilosrdne bičovali Toma a Tristama, keď utekali pred svojimi prenasledovateľmi. Chlapci, šialení od strachu, mysleli len na to, aby dobehli pani Drakeovú. To už bolo blízko ochranného plota. Blízko mesta, Tristamova matka

Z knihy autora

Kapitola 1 Tristam a Tom vyleteli veľmi vysoko, oveľa vyššie, ako stúpajú prirodzené mraky. Uplynula viac ako hodina, odkedy za sebou zanechali ľadový závoj, z ktorého padali tyranove jednotky na Myrtilville. Obloha tu bola iná ako nad ich mestom.

Z knihy autora

Kapitola 2 Hviezdy Mliečnej dráhy sa mihali na oblohe. Od začiatku letu Tom neprehovoril ani slovo, ale Tristam mal pocit, že jeho priateľ už nie je taký pochmúrny ako predtým "O čom to hovoríš?" vy

Z knihy autora

Kapitola 3 Začínalo sa svetlo. Priestor a hviezdy postupne mizli. Obloha sa naplnila svetlom a stratila svoju priehľadnosť. Stalo sa veľmi, veľmi chladno. A veľmi potichu: zdalo sa, že nie sú žiadne známky problémov. Tom a Tristam spali. Nevideli, že ovládací panel dlho blikal

Z knihy autora

Kapitola 4 „Spamätal sa,“ povedal Tristam, ktorý otvoril oči. Ležal na posteli, pri ktorej boli traja ľudia: muž a dve ženy. Strop izby, kde bol, bol natretý tmavozelenou farbou. Steny boli tiež zelené, ale vo svetlejšom odtieni

Z knihy autora

Kapitola 5 Keď sa dvere nemocnice otvorili a vypustili konvoj, Tristam mimovoľne zavrel oči pred jasným svetlom. Vrcholy zamračeného sedemhorského kraja, ktorý obklopoval mesto, iskrili takou čistou a oslnivou belobou, že musel so zavretými očami nasledovať políciu. takže,

Z knihy autora

Kapitola 6 Väzenie so slepými stenami bez jediného okna sa nachádzalo hlboko v hlbinách oblakov, na ktorých bolo postavené Biele hlavné mesto. Keď boli vystrašení Tristam a Tom v cele, chvíľu mlčky sedeli na posteli, ktorá im bola pridelená – v skutočnosti to bolo

Z knihy autora

Kapitola 7 Prešlo niekoľko hodín. Tristam a Tom ležali na tvrdých poschodiach v tmavej cele bez okien a neustále sa prehadzovali a otáčali zo strany na stranu. Len čo flauta doznela, starý muž si okamžite zdriemol a v spánku niečo nepočuteľne zamrmlal Tom sa znova začal triasť. Tristamovi som rozumel

Z knihy autora

Kapitola 8 Z komínov sa valí hustý dym zmiešaný so studeným a vlhkým úsvitovým vzduchom. Snehuliaci boli rozmiestnení na všetkých križovatkách v centre Bieleho hlavného mesta. Vyzerali menej ako strážcovia zákona a viac ako okupačné jednotky Tristam a Tom

Z knihy autora

Z knihy autora

Hviezdna smrť: bieli trpaslíci, neutrónové hviezdy a čierne diery Slnko a Zem majú približne 4,5 miliardy rokov, čo je približne tretina veku vesmíru. Asi po ďalších 6,5 miliardách rokov sa v solárnom jadre minie jadrové palivo, ktoré udržuje slnko horúce. Potom to začne

Správa sa stretla so skepticizmom, pretože tmavý satelit zostal nepozorovateľný a jeho hmotnosť mala byť dosť veľká - porovnateľná s hmotnosťou Siriusa.

Paradox hustoty

„Bol som na návšteve u svojho priateľa... Profesora E. Pickeringa na obchodnej návšteve. So svojou charakteristickou láskavosťou sa ponúkol, že získa spektrá všetkých hviezd, ktoré sme s Hincksom pozorovali... s cieľom určiť ich paralaxy. Tento kúsok zdanlivo rutinnej práce sa ukázal ako veľmi plodný – viedol k zisteniu, že všetky hviezdy veľmi malej absolútnej veľkosti (teda nízkej svietivosti) majú spektrálnu triedu M (teda veľmi nízku povrchovú teplotu). Pamätám si, že počas diskusie o tejto otázke som sa Pickeringa pýtal na nejaké ďalšie slabé hviezdy..., pričom som spomenul najmä 40 Eridani B. Svojím charakteristickým spôsobom okamžite poslal žiadosť do (Harvardskej) observatória a čoskoro dostal odpoveď (myslím, že od pani Flemingovej), že spektrum tejto hviezdy je A (teda vysoká povrchová teplota). Dokonca aj v tých paleozoických časoch som o týchto veciach vedel dosť, aby som si okamžite uvedomil, že existuje extrémny nesúlad medzi tým, čo by sme potom nazvali „možnými“ hodnotami jasu a hustoty povrchu. Zjavne som sa netajil tým, že ma táto výnimka zo zdanlivo úplne bežného pravidla pre vlastnosti hviezd nielen prekvapila, ale doslova udivila. Pickering sa na mňa usmial a povedal: "Práve takéto výnimky vedú k rozšíreniu našich vedomostí" - a bieli trpaslíci vstúpili do skúmaného sveta.

Russellovo prekvapenie je celkom pochopiteľné: 40 Eridani B odkazuje na relatívne blízke hviezdy a z pozorovanej paralaxy sa dá celkom presne určiť vzdialenosť k nej, a teda aj svietivosť. Svietivosť 40 Eridani B sa ukázala byť anomálne nízka pre svoju spektrálnu triedu - bieli trpaslíci tvorili novú oblasť na H-R diagrame. Táto kombinácia svietivosti, hmotnosti a teploty bola nepochopiteľná a nedala sa vysvetliť v rámci štandardného modelu hlavnej sekvencie hviezdnej štruktúry vyvinutého v 20. rokoch 20. storočia.

Vysoká hustota bielych trpaslíkov zostala nevysvetlená v rámci klasickej fyziky a astronómie a bola vysvetlená až v rámci kvantovej mechaniky po nástupe Fermi-Diracovej štatistiky. V roku 1926 Fowler vo svojom článku „Dense Matter“ ( „Na hustej hmote,“ Mesačné poznámky R. Astron. Soc. 87, 114-122) ukázali, že na rozdiel od hviezd hlavnej postupnosti, pre ktoré je stavová rovnica založená na modeli ideálneho plynu (štandardný Eddingtonov model), pre bielych trpaslíkov hustotu a tlak hmoty určujú vlastnosti degenerovaného elektrónového plynu (Fermiho plyn ).

Ďalšou etapou vysvetľovania povahy bielych trpaslíkov bola práca Yakova Frenkela a Chandrasekhara. V roku 1928 Frenkel poukázal na to, že by mala existovať horná hranica hmotnosti bielych trpaslíkov a v roku 1931 Chandrasekhar vo svojom diele „Maximálna hmotnosť ideálneho bieleho trpaslíka“ ( "Maximálna hmotnosť ideálnych bielych trpaslíkov", Astroph. J. 74, 81-82) ukázali, že existuje horná hranica hmotnosti bielych trpaslíkov, to znamená, že tieto hviezdy s hmotnosťou nad určitým limitom sú nestabilné (Chandrasekharov limit) a musia sa zrútiť.

Pôvod bielych trpaslíkov

Fowlerovo riešenie vysvetlilo vnútornú štruktúru bielych trpaslíkov, ale neobjasnilo mechanizmus ich vzniku. Pri vysvetľovaní genézy bielych trpaslíkov zohrali kľúčovú úlohu dve myšlienky: myšlienka astronóma Ernsta Epica, že červené obry vznikajú z hviezd hlavnej postupnosti v dôsledku vyhorenia jadrového paliva, a predpoklad astronóma Vasilija Fesenkova. krátko po druhej svetovej vojne by hviezdy hlavnej postupnosti mali stratiť hmotnosť a takáto strata hmotnosti by mala mať významný vplyv na vývoj hviezd. Tieto predpoklady sa úplne potvrdili.

Reakcia trojitého hélia a izotermické jadrá červených obrov

Počas evolúcie hviezd hlavnej postupnosti vodík „vyhorí“ – nukleosyntéza s tvorbou hélia (pozri Betheho cyklus). Takéto vyhorenie vedie k zastaveniu uvoľňovania energie v centrálnych častiach hviezdy, kompresii, a teda k zvýšeniu teploty a hustoty v jej jadre. Zvýšenie teploty a hustoty v jadre hviezdy vedie k podmienkam, v ktorých sa aktivuje nový zdroj termonukleárnej energie: vyhorenie hélia (reakcia trojitého hélia alebo proces trojitého alfa), charakteristické pre červených obrov a supergiantov.

Pri teplotách rádovo 108 K je kinetická energia jadier hélia dostatočne vysoká na to, aby prekonala Coulombovu bariéru: dve jadrá hélia (4He, častice alfa) sa môžu spojiť a vytvoriť nestabilný izotop berýlia:

Väčšina 8 Be sa opäť rozpadne na dve častice alfa, ale keď sa 8 Be zrazí s vysokoenergetickou časticou alfa, môže sa vytvoriť stabilné jadro uhlíka 12 C:

+ 7,3 MeV.

Napriek veľmi nízkej rovnovážnej koncentrácii 8 Be (napríklad pri teplote ~10 8 K pomer koncentrácií [ 8 Be]/[ 4 He] ~10 −10) je rýchlosť taká trojitá héliová reakcia sa ukáže ako dostatočná na dosiahnutie novej hydrostatickej rovnováhy v horúcom jadre hviezdy. Závislosť uvoľnenej energie od teploty pri reakcii ternárneho hélia je extrémne vysoká, napríklad pre teplotný rozsah ~1-2·10 8 K je uvoľnená energia:

kde je čiastočná koncentrácia hélia v jadre (v uvažovanom prípade „vyhorenia“ vodíka sa blíži k jednotke).

Treba však poznamenať, že reakcia trojitého hélia sa vyznačuje výrazne nižším uvoľňovaním energie ako Betheho cyklus: v prepočte na jednotku hmotnosti uvoľňovanie energie pri „horení“ hélia je viac ako 10-krát nižšie ako pri „spaľovaní“ vodíka. Keď hélium vyhorí a zdroj energie v jadre sa vyčerpá, sú možné komplexnejšie reakcie nukleosyntézy, avšak po prvé, takéto reakcie vyžadujú čoraz vyššie teploty a po druhé, uvoľnenie energie na jednotku hmotnosti pri takýchto reakciách klesá s hmotnosťou hmoty. zvyšuje počet jadier, ktoré reagujú.

Ďalším faktorom, ktorý zjavne ovplyvňuje vývoj jadier červených obrov, je kombinácia vysokej teplotnej citlivosti reakcie trojitého hélia a fúznych reakcií ťažších jadier s mechanizmom chladenie neutrín: pri vysokých teplotách a tlakoch môžu byť fotóny rozptyľované elektrónmi za vzniku neutrínových-antineutrínových párov, ktoré voľne odvádzajú energiu z jadra: hviezda je pre ne priehľadná. Rýchlosť tohto objemový chladenie neutrín, na rozdiel od klasického povrchný ochladzovanie fotónov nie je obmedzené procesmi prenosu energie z vnútra hviezdy do jej fotosféry. V dôsledku reakcie nukleosyntézy sa v jadre hviezdy dosiahne nová rovnováha charakterizovaná rovnakou teplotou jadra: izotermické jadro(obr. 2).

V prípade červených obrov s relatívne malou hmotnosťou (rádovo ako Slnko) sa izotermické jadrá skladajú hlavne z hélia, v prípade hmotnejších hviezd - z uhlíka a ťažších prvkov. V každom prípade je však hustota takéhoto izotermického jadra taká vysoká, že vzdialenosti medzi elektrónmi plazmy tvoriacej jadro sú úmerné ich De Broglieho vlnovej dĺžke, to znamená, že sú splnené podmienky pre degeneráciu elektrónového plynu. Výpočty ukazujú, že hustota izotermických jadier zodpovedá hustote bielych trpaslíkov, tj. Jadrá červených obrov sú bieli trpaslíci.

Existuje teda horná hranica hmotnosti bielych trpaslíkov (Chandrasekharova hranica). Je zaujímavé, že pre pozorovaných bielych trpaslíkov existuje podobná spodná hranica: keďže rýchlosť vývoja hviezd je úmerná ich hmotnosti, môžeme bielych trpaslíkov s nízkou hmotnosťou pozorovať len ako zvyšky tých hviezd, ktoré sa stihli vyvinúť v čase od r. počiatočné obdobie vzniku hviezd vesmíru až po súčasnosť.

Vlastnosti spektier a spektrálna klasifikácia

Bieli trpaslíci sú zaradení do samostatnej spektrálnej triedy D (z angl. Trpaslík- trpaslík), v súčasnosti používaná klasifikácia, ktorá odráža vlastnosti spektier bielych trpaslíkov, ktorú v roku 1983 navrhol Edward Zion; v tejto klasifikácii je spektrálna trieda zapísaná v nasledujúcom formáte:

D [podtrieda] [vlastnosti spektra] [teplotný index],

sú definované nasledujúce podtriedy:

• DA - čiary Balmerovho radu vodíka sú prítomné v spektre, čiary hélia nie sú pozorované
• DB - spektrum obsahuje čiary hélia He I, čiary vodíka alebo kovov chýbajú
• DC - spojité spektrum bez absorpčných čiar
• DO - v spektre sú prítomné silné héliové línie He II a H;
• DZ - len kovové vedenia, žiadne H alebo He vedenia
• DQ - uhlíkové línie vrátane molekulárneho C2

a spektrálne vlastnosti:

• P - pozoruje sa polarizácia svetla v magnetickom poli
• H - polarizácia nie je pozorovaná v prítomnosti magnetického poľa
• V - ZZ hviezdy typu Ceti alebo iní premenliví bieli trpaslíci
• X - zvláštne alebo nezaraditeľné spektrá

Evolúcia bielych trpaslíkov

Ryža. 8. Protoplanetárna hmlovina NGC 1705. Viditeľný je rad guľovitých škrupín, ktoré zhodil červený obr, samotná hviezda je ukrytá v páse prachu.

Bieli trpaslíci začínajú svoju evolúciu ako obnažené degenerované jadrá červených obrov, ktorí zhodili svoju schránku – teda ako centrálne hviezdy mladých planetárnych hmlovín. Teploty fotosfér jadier mladých planetárnych hmlovín sú extrémne vysoké – napríklad teplota centrálnej hviezdy hmloviny NGC 7293 sa pohybuje od 90 000 K (odhadom z absorpčných čiar) do 130 000 K (odhadom z röntgenového žiarenia). spektrum). Pri takýchto teplotách väčšinu spektra tvoria tvrdé ultrafialové a mäkké röntgenové lúče.

Zároveň sa pozorovaní bieli trpaslíci podľa svojich spektier delia hlavne do dvoch veľkých skupín - „vodíkovej“ spektrálnej triedy DA, v ktorých spektrách nie sú žiadne héliové čiary, ktoré tvoria ~80% populácie bielych trpaslíkov a „hélium“ spektrálnej triedy DB bez vodíkových čiar v spektrách, ktoré tvoria väčšinu zostávajúcich 20 % populácie. Dôvod tohto rozdielu v zložení atmosfér bielych trpaslíkov zostal dlho nejasný. V roku 1984 Ico Iben zvažoval scenáre „výstupu“ bielych trpaslíkov z pulzujúcich červených obrov nachádzajúcich sa na asymptotickej obrej vetve, v rôznych fázach pulzácie. V neskorom štádiu vývoja červených obrov s hmotnosťou do desať slnečných lúčov sa v dôsledku „vyhorenia“ héliového jadra vytvorí degenerované jadro pozostávajúce hlavne z uhlíka a ťažších prvkov, obklopené nedegenerovaným jadrom. zdroj héliovej vrstvy, v ktorom prebieha trojitá héliová reakcia. Nad ním je zase vrstvený zdroj vodíka, v ktorom prebiehajú termonukleárne reakcie Betheho cyklu, premieňajúc vodík na hélium, obklopený vodíkovým plášťom; teda externý zdroj vodíkovej vrstvy je „producentom“ hélia pre zdroj héliovej vrstvy. Spaľovanie hélia vo vrstvenom zdroji podlieha tepelnej nestabilite v dôsledku extrémne vysokej teplotnej závislosti, čo je umocnené vyššou rýchlosťou premeny vodíka na hélium v ​​porovnaní s rýchlosťou vyhorenia hélia; výsledkom je akumulácia hélia, jeho stláčanie až po začiatok degenerácie, prudké zvýšenie rýchlosti reakcie trojitého hélia a rozvoj vrstvený héliový blesk.

V extrémne krátkom čase (~30 rokov) sa svietivosť zdroja hélia natoľko zvýši, že spaľovanie hélia prejde do konvekčného režimu, vrstva sa roztiahne, čím sa vytlačí zdroj vrstvy vodíka, čo vedie k jeho ochladeniu a zastaveniu spaľovania vodíka. . Po vyhorení prebytočného hélia počas vzplanutia sa svietivosť vrstvy hélia zníži, vonkajšie vodíkové vrstvy červeného obra sa stiahnu a dôjde k novému zapáleniu zdroja vodíkovej vrstvy.

Iben navrhol, že pulzujúci červený obr môže odhodiť svoj obal a vytvoriť planetárnu hmlovinu, a to ako vo fáze héliového záblesku, tak aj v pokojovej fáze s aktívnym vrstveným zdrojom vodíka, a keďže povrch oddelenia obalu závisí od fázy, potom keď obal sa odhodí počas héliového záblesku, obnaží sa „héliový“ biely trpaslík spektrálnej triedy DB a keď sa obal odhodí obrom s aktívnym vrstveným zdrojom vodíka, obnaží sa „vodíkový“ trpaslík DA; Trvanie výbuchu hélia je asi 20 % trvania pulzačného cyklu, čo vysvetľuje pomer vodíkových a héliových trpaslíkov DA:DB ~ 80:20.

Veľké hviezdy (7-10-krát ťažšie ako Slnko) v určitom bode „spália“ vodík, hélium a uhlík a premenia sa na bielych trpaslíkov s jadrom bohatým na kyslík. Hviezdy SDSS 0922+2928 a SDSS 1102+2054 s atmosférou obsahujúcou kyslík to potvrdzujú.

Keďže bieli trpaslíci nemajú vlastné termonukleárne zdroje energie, vyžarujú zo svojich zásob tepla. Sila žiarenia absolútne čierneho telesa (integrovaná sila v celom spektre) na jednotku plochy je úmerná štvrtej mocnine telesnej teploty:

kde je výkon na jednotku plochy vyžarujúceho povrchu a W/(m²·K 4) ​​je Stefanova-Boltzmannova konštanta.

Ako už bolo uvedené, teplota nevstupuje do rovnice stavu degenerovaného elektrónového plynu - to znamená, že polomer bieleho trpaslíka a emitujúca oblasť zostávajú nezmenené: v dôsledku toho po prvé, pre bielych trpaslíkov neexistuje žiadna hmotnosť - svietivosť. vzťah, ale existuje vzťah medzi vekom a svietivosťou (v závislosti iba od teploty, ale nie od plochy vyžarujúceho povrchu) a po druhé, superhorúci mladí bieli trpaslíci by sa mali pomerne rýchlo ochladiť, pretože tok žiarenia, a teda, rýchlosť chladenia je úmerná štvrtej mocnine teploty.

Astronomické javy zahŕňajúce bielych trpaslíkov

Röntgenové žiarenie z bielych trpaslíkov

Ryža. 9 Mäkká röntgenová snímka Siriusa. Svetlá zložka je biely trpaslík Sirius B, slabá zložka je Sirius A

Povrchová teplota mladých bielych trpaslíkov - izotropných jadier hviezd po odlupovaní ich obalov - je veľmi vysoká - viac ako 2·10 5 K, ale pomerne rýchlo klesá v dôsledku ochladzovania neutrín a žiarenia z povrchu. Takéto veľmi mladé biele trpaslíky sú pozorované v röntgenovej oblasti (napríklad pozorovania bieleho trpaslíka HZ 43 družicou ROSAT). V röntgenovej oblasti svietivosť bielych trpaslíkov prevyšuje svietivosť hviezd hlavnej postupnosti: na ilustráciu môžu poslúžiť fotografie Síria zhotovené röntgenovým teleskopom Chandra (pozri obr. 9) - na nich biely trpaslík Sirius B vyzerá jasnejšie ako Sirius A spektrálnej triedy A1, ktorého optický rozsah je ~ 10 000-krát jasnejší ako Sirius B.

Povrchová teplota najhorúcejších bielych trpaslíkov je 7·10 4 K, najchladnejšia - ~5·10 3 K (pozri napríklad Van Maanenovu hviezdu).

Zvláštnosťou žiarenia bielych trpaslíkov v oblasti röntgenového žiarenia je skutočnosť, že hlavným zdrojom röntgenového žiarenia je pre nich fotosféra, ktorá ich výrazne odlišuje od „normálnych“ hviezd: tie majú röntgenovú korónu. zahriaty na niekoľko miliónov kelvinov a teplota fotosféry je príliš nízka na emisiu röntgenového žiarenia.

Akrécia na bielych trpaslíkov v binárnych systémoch

Počas evolúcie hviezd rôznych hmotností v binárnych systémoch nie sú rýchlosti evolúcie zložiek rovnaké, zatiaľ čo hmotnejšia zložka sa môže vyvinúť na bieleho trpaslíka, zatiaľ čo menej hmotná zložka môže v tomto čase zostať v hlavnej sekvencii. . Na druhej strane, keď menej hmotná zložka opustí hlavnú sekvenciu počas svojho vývoja a prejde do vetvy červeného obra, veľkosť vyvíjajúcej sa hviezdy začne rásť, až kým nevyplní svoj lalok Roche. Keďže sa Rocheove laloky komponentov binárnej sústavy dotýkajú v Lagrangeovom bode L1, tak v tomto štádiu vývoja menej hmotnej zložky, ktorej cez bod L1 prúdi hmota z červeného obra do Rocheovho laloku. bieleho trpaslíka začína a ďalšie narastanie hmoty bohatej na vodík na jeho povrchu (pozri obr. 10), čo vedie k množstvu astronomických javov:

• Nestacionárne pribúdanie na bielych trpaslíkoch, ak je spoločníkom masívny červený trpaslík, vedie k vzniku trpasličích nov (hviezdy typu U Gem (UG)) a katastrofických premenných hviezd podobných novám.
• Akrécia na bielych trpaslíkoch, ktorí majú silné magnetické pole, smeruje do oblasti magnetických pólov bieleho trpaslíka a cyklotrónový mechanizmus žiarenia z pribúdajúcej plazmy v cirkumpolárnych oblastiach magnetického poľa trpaslíka spôsobuje silnú polarizáciu žiarenia v. viditeľná oblasť (polárne a stredné polárne).
• Nahromadenie hmoty bohatej na vodík na bielych trpaslíkoch vedie k jej akumulácii na povrchu (pozostávajúcom prevažne z hélia) a zahrievaniu na reakčné teploty fúzie hélia, čo v prípade tepelnej nestability vedie k explózii pozorovanej ako nova.
• Dostatočne dlhé a intenzívne narastanie na masívneho bieleho trpaslíka vedie k tomu, že jeho hmotnosť prekročí Chandrasekharovu hranicu a gravitačný kolaps, pozorovaný ako výbuch supernovy typu Ia (pozri obr. 11).

Poznámky

1. Ya. B. Zeldovich, S. I. Blinnikov, N. I. Shakura.. - M.: MsÚ, 1981.
2. Sinuosités observées dans le mouvement propre de Sirius, Obr. 320, Flammarion C., Les étoiles et les curiosités du ciel, supplément de “l’Astronomie populaire”, Marpon et Flammarion, 1882
3. O správnych pohyboch Procyona a Siriusa (anglicky). (12/1844). Archivované
4. Flammarion C. (1877). "Síriusov spoločník". Astronomický register 15 : 186-189. Získané 2010-01-05.
5. van Maanen A. Dve slabé hviezdy s veľkým správnym pohybom. Publikácie Astronomickej spoločnosti Pacifiku(12/1917). - Vol. 29, č. 172, str. 258-259. Archivované z originálu 23. augusta 2011.
6. V.V. Bieli trpaslíci. Astronet(17.09.2002). Archivované z originálu 23. augusta 2011. Získané 6. mája 2009.
7. Fowler R.H. Na hustej hmote (anglicky). Mesačné oznámenia Kráľovskej astronomickej spoločnosti(12/1926). Archivované z originálu 23. augusta 2011. Získané 22. júla 2009.
8. Chandrasekhar S. Maximálna hmotnosť ideálnych bielych trpaslíkov. Astrofyzikálny časopis(07/1931). Archivované z originálu 23. augusta 2011. Získané 22. júla 2009.
9. Shklovsky I.S. O povahe planetárnych hmlovín a ich jadrách // Astronomický časopis. - 1956. - T. 33. - Číslo 3. - S. 315-329.
10. Navrhovaný nový systém spektrálnej klasifikácie bieleho trpaslíka, E. M. Sion, J. L. Greenstein, J. D. Landstreet, J. Liebert, H. L. Shipman a G. A. Wegner, The Astrophysical Journal 269 1 (1. júna 1983), str. 253-257.
11. Leahy, D. A.; C. Y. Zhang, Sun Kwok (1994). "Dvojteplotná röntgenová emisia z planetárnej hmloviny NGC 7293." The Astrophysical Journal 422 : 205-207. Získané 2010-07-05.
12. Iben Jr, I. (1984). "Na frekvencii jadier planetárnych hmlovín poháňaných spaľovaním hélia a na frekvencii bielych trpaslíkov s atmosférou s nedostatkom vodíka." The Astrophysical Journal 277 : 333-354. ISSN 0004-637X.
13. Sofia Neskuchnaya Trpaslík dýcha kyslík (po rusky). noviny.ru (13.11.09 10:35). Archivované z originálu 23. augusta 2011. Získané 23. mája 2011.
14. Sirius A a B: Dvojhviezdny systém v súhvezdí Veľkého psa // Fotoalbum röntgenového observatória Chandra
15. Ivanov V.V. Bieli trpaslíci. Astronomický ústav pomenovaný po. V.V. Archivované z originálu 23. augusta 2011. Získané 6. januára 2010.

Literatúra

• Deborah Jean Warner. Alvan Clark a synovia: Umelci v optike. - Smithsonian Press, 1968.
• Ya. B. Zeldovich, S. I. Blinnikov, N. I. Shakura. Fyzikálny základ stavby a vývoja hviezd. - M., 1981.
• Shklovsky I.S. Hviezdy: ich narodenie, život a smrť. - M.: Nauka, 1984.
• Steven D. Kawaler, Igor Dmitrievich Novikov, Ganesan Srinivasan, G. Meynet, Daniel Schaerer. Hviezdne pozostatky. - Springer, 1997. - ISBN 3540615202, 9783540615200
• Kippenhan R. (Angličtina) ruský 100 miliárd sĺnk: Zrodenie, život a smrť hviezd = 100 Milliarden Sonnen / Transl. s ním. A. S. Dobroslavský, B. B. Straumal, vyd. I. M. Khalatniková, A. V. Tutuková. - Svet . - M., 1990. - 293 s. - 88 000 kópií. - ISBN 5-03-001195-1
• Bieli trpaslíci // Fyzika vesmíru: Malá encyklopédia. - M.: Sovietska encyklopédia, 1986.

pozri tiež

Odkazy

Biely trpaslík
Vzdelávanie	Chandrasekhar limit · Hviezda PG 1159 · Hviezdny vývoj · Hertzsprung-Russellov diagram · Mirids
Evolúcia

Odkiaľ pochádzajú bieli trpaslíci?

Čo sa stane s hviezdou na konci jej života, závisí od hmotnosti, ktorú mala hviezda pri narodení. Hviezdy, ktoré mali pôvodne väčšiu hmotnosť, končia svoj život ako čierne diery a neutrónové hviezdy. Hviezdy s nízkou alebo strednou hmotnosťou (hviezdy s hmotnosťou menšou ako 8 hmotností Slnka) sa stanú bielymi trpaslíkmi. Typický biely trpaslík má približne hmotnosť Slnka a je o niečo väčší ako Zem. Biely trpaslík je jednou z najhustejších foriem hmoty, ktorú hustotou prevyšujú iba neutrónové hviezdy a čierne diery.

Stredne hmotné hviezdy, podobne ako naše Slnko, žijú premenou vodíka vo svojich jadrách na hélium. Tento proces sa v súčasnosti deje na Slnku. Energia generovaná Slnkom prostredníctvom jadrovej fúzie hélia z vodíka vytvára vnútorný tlak. Počas nasledujúcich 5 miliárd rokov Slnko spotrebuje zásoby vodíka vo svojom jadre.

Hviezda sa dá prirovnať k tlakovému hrncu. Keď sa zapečatená nádoba zahrieva, tlak v nej sa zvyšuje. Podobná vec sa samozrejme deje na Slnku, presne povedané, Slnko nemožno nazvať zapečatenou nádobou. Gravitácia pôsobí na hmotu hviezdy, snaží sa ju stlačiť a tlak vytvorený horúcim plynom v jadre sa snaží hviezdu roztiahnuť. Rovnováha medzi tlakom a gravitáciou je veľmi jemná.
Keď Slnku dôjde vodík, gravitácia začne dominovať tejto rovnováhe a hviezda sa začne zmenšovať. Počas kompresie však dochádza k zahrievaniu a časť vodíka zostávajúceho vo vonkajších vrstvách hviezdy začne horieť. Tento horiaci plášť vodíka rozširuje vonkajšie vrstvy hviezdy. Keď sa to stane, naše Slnko sa stane červeným obrom, bude také veľké, že Merkúr bude úplne pohltený. Ako hviezda rastie, ochladzuje sa. Teplota jadra červeného obra sa však zvyšuje, kým nie je dostatočne horúce na zapálenie hélia (syntetizovaného z vodíka). Nakoniec sa hélium zmení na uhlík a ťažšie prvky. Fáza, v ktorej je Slnko červeným obrom, bude trvať 1 miliardu rokov, kým fáza spaľovania vodíka trvá 10 miliárd.

Guľová hviezdokopa M4. Optická snímka z pozemného teleskopu (vľavo) a snímka z Hubblovho teleskopu (vpravo). Bieli trpaslíci sú označení krúžkami. Referencie: Harvey Richer (University of British Columbia, Vancouver, Kanada), M. Bolte (University of California, Santa Cruz) a NASA/ESA

Už vieme, že hviezdy strednej hmotnosti ako naše Slnko sa stanú červenými obrami. Ale čo bude ďalej? Náš červený obr bude produkovať uhlík z hélia. Keď sa hélium minie, jadro ešte nebude dostatočne horúce na spustenie spaľovania uhlíka. Teraz čo?

Keďže Slnko nebude dostatočne horúce na spálenie uhlíka, opäť prevezme vládu gravitácia. Keď sa hviezda zmršťuje, uvoľňuje sa energia, ktorá povedie k ďalšiemu rozširovaniu obalu hviezdy. Teraz bude hviezda ešte väčšia ako predtým! Polomer nášho Slnka bude väčší ako polomer obežnej dráhy Zeme!

Počas tohto obdobia sa Slnko stane nestabilným a stratí svoju podstatu. Toto bude pokračovať, kým hviezda úplne nezloží svoje vonkajšie vrstvy. Jadro hviezdy zostane nedotknuté a stane sa z neho biely trpaslík. Biely trpaslík bude obklopený rozpínajúcim sa plášťom plynu nazývaným planetárna hmlovina. Hmloviny sa nazývajú planetárne hmloviny, pretože prví pozorovatelia si mysleli, že sú podobné planétam Urán a Neptún. Existuje niekoľko planetárnych hmlovín, ktoré možno vidieť amatérskym ďalekohľadom. Približne v polovici z nich je možné pomocou pomerne skromného ďalekohľadu v strede vidieť bieleho trpaslíka.

Planetárna hmlovina je znakom hviezdy strednej hmotnosti, ktorá prechádza z červeného obra na bieleho trpaslíka. Hviezdy porovnateľné s hmotnosťou nášho Slnka sa asi za 75 000 rokov zmenia na bielych trpaslíkov, ktorí postupne zhadzujú svoje schránky. Nakoniec, podobne ako naše Slnko, postupne vychladnú a premenia sa na čierne hrudky uhlíka, čo je proces, ktorý bude trvať asi 10 miliárd rokov.

Pozorovania bielych trpaslíkov

Existuje niekoľko spôsobov, ako pozorovať bielych trpaslíkov. Prvý biely trpaslík, ktorý bol objavený, je spoločná hviezda Síria, jasná hviezda v súhvezdí Veľkého psa. V roku 1844 si astronóm Friedrich Bessel všimol na Síriusovi slabé pohyby dopredu a dozadu, ako keby okolo neho rotoval neviditeľný objekt. V roku 1863 objavil tento záhadný objekt optik a konštruktér ďalekohľadov Alvan Clark. Sprievodná hviezda bola neskôr identifikovaná ako biely trpaslík. V súčasnosti je tento pár známy ako Sirius A a Sirius B, kde B je biely trpaslík. Doba obehu tohto systému je 50 rokov.

Šípka ukazuje na bieleho trpaslíka, Sirius B, vedľa väčšieho Siriusa A. Odkaz: McDonald Observatory, NASA/SAO/CXC)

Keďže bieli trpaslíci sú veľmi malí, a preto je ťažké ich odhaliť, binárne systémy sú jedným zo spôsobov, ako ich odhaliť. Rovnako ako v prípade Siriusa, ak má hviezda určitý druh nevysvetliteľného pohybu, je možné zistiť, že jedna hviezda je v skutočnosti viacnásobným systémom. Pri bližšom skúmaní je možné určiť, či je spoločná hviezda biely trpaslík. Hubbleov vesmírny teleskop s 2,4-metrovým zrkadlom a vylepšenou optikou úspešne pozoroval bielych trpaslíkov pomocou svojej Wide-Field Planetary Camera. V auguste 1995 bola táto kamera použitá na pozorovanie viac ako 75 bielych trpaslíkov v guľovej hviezdokope M4 v súhvezdí Škorpión. Títo bieli trpaslíci boli takí slabí, že najjasnejší z nich neboli jasnejšie ako 100-wattová žiarovka vo vzdialenosti Mesiaca. M4 sa nachádza 7 000 svetelných rokov od nás a je nám najbližšou guľovou hviezdokopou. Jeho vek je približne 14 miliárd rokov, a preto je väčšina hviezd v tejto hviezdokope v záverečnej fáze svojho života.