பல ஆண்டுகளாக, ஜேர்மன் வானியலாளர் ஃபிரெட்ரிக் வில்ஹெல்ம் பெசல், சிரியஸ் மற்றும் புரோசியான் ஆகிய இரண்டு பிரகாசமான நட்சத்திரங்களின் வானத்தில் சரியான அசைவுகளைக் கவனித்தார், மேலும் 1844 ஆம் ஆண்டில் அவை இரண்டும் நேர்கோட்டில் நகரவில்லை, ஆனால் சிறப்பியல்பு அலை அலையான பாதைகளில் செல்லவில்லை என்பதை நிறுவினார். இந்த கண்டுபிடிப்பு இந்த நட்சத்திரங்கள் ஒவ்வொன்றும் நமக்கு கண்ணுக்கு தெரியாத ஒரு செயற்கைக்கோளைக் கொண்டிருப்பதாக விஞ்ஞானியை சிந்திக்கத் தூண்டியது, அதாவது இது ஒரு உடல் இருமை நட்சத்திர அமைப்பு.

பெசலின் அனுமானம் விரைவில் உறுதிப்படுத்தப்பட்டது. 46 செமீ விட்டம் கொண்ட புதிதாக தயாரிக்கப்பட்ட லென்ஸை பரிசோதிக்கும் போது, ​​அமெரிக்க ஒளியியல் நிபுணர் ஆல்வன் கிளார்க் ஜனவரி 31, 1862 இல் சிரியஸின் செயற்கைக்கோளைக் கண்டுபிடித்தார். பின்னர், 1896 இல், Procyon செயற்கைக்கோள் கண்டுபிடிக்கப்பட்டது. சிறிது நேரம் கழித்து, இந்த நட்சத்திரங்கள் மற்றும் அவற்றின் செயற்கைக்கோள்களின் பரஸ்பர புரட்சியின் நேரடி தொலைநோக்கி அவதானிப்புகளின் அடிப்படையில், வானியலாளர்கள் (உலகளாவிய ஈர்ப்பு விதியின் உதவியுடன்) ஒவ்வொரு ஒளிரும் வெகுஜனங்களைக் கண்டுபிடிக்க முடிந்தது. இப்போது சிரியஸ் ஏ மற்றும் புரோசியான் ஏ என்று அழைக்கப்படும் முக்கிய நட்சத்திரங்கள் முறையே சூரியனை விட 2.3 மற்றும் 1.8 மடங்கு பெரியதாக மாறியது, மேலும் அவற்றின் செயற்கைக்கோள்களின் நிறை - சிரியஸ் பி மற்றும் புரோசியான் பி - 0.98 மற்றும் 0.65 சூரிய நிறைகள்.

ஆனால் சூரியன், சிரியஸ் B க்கு சமமான நிறை, அதன் தூரத்திலிருந்து வடக்கு நட்சத்திரத்தைப் போலவே பிரகாசமாக பிரகாசிக்கும். சிரியஸ் பி ஏன் 18 ஆண்டுகளாக "கண்ணுக்கு தெரியாத செயற்கைக்கோளாக" கருதப்பட்டது? ஒருவேளை அவருக்கும் சிரியஸ் ஏ க்கும் இடையே உள்ள சிறிய கோண தூரம் காரணமாக இருக்கலாம்? மட்டுமல்ல. இது பின்னர் மாறியது போல், அதன் குறைந்த ஒளிர்வு காரணமாக இது நிர்வாணக் கண்ணுக்கு வெளிப்படையாக அணுக முடியாதது, சூரியனின் ஒளிர்வை விட 400 மடங்கு குறைவு. உண்மை, 20 ஆம் நூற்றாண்டின் தொடக்கத்தில். இந்த கண்டுபிடிப்பு குறிப்பாக விசித்திரமாகத் தெரியவில்லை, ஏனென்றால் குறைந்த ஒளிர்வு நட்சத்திரங்கள் நிறைய அறியப்பட்டன, மேலும் ஒரு நட்சத்திரத்தின் நிறை மற்றும் அதன் ஒளிர்வு ஆகியவற்றுக்கு இடையேயான தொடர்பு இன்னும் நிறுவப்படவில்லை. சிரியஸ் பி மற்றும் புரோசியான் பி ஆகியவற்றின் உமிழ்வு நிறமாலை மற்றும் அவற்றின் வெப்பநிலையின் அளவீடுகள் பெறப்பட்டபோதுதான், இந்த நட்சத்திரங்களின் "அசாதாரணத்தன்மை" தெளிவாகத் தெரிந்தது.

நட்சத்திரங்களின் பயனுள்ள வெப்பநிலை நமக்கு என்ன சொல்கிறது?

இயற்பியலில் அத்தகைய கருத்து உள்ளது - முற்றிலும் கருப்பு உடல். இல்லை, இது கருப்புக்கு இணையான வார்த்தை அல்ல துளைகள்- இது போலல்லாமல், முற்றிலும் கருப்பு உடல் திகைப்பூட்டும் வகையில் பிரகாசிக்கும்! இது முற்றிலும் கருப்பு என்று அழைக்கப்படுகிறது, ஏனெனில், வரையறையின்படி, அது அனைத்து மின்காந்த கதிர்வீச்சு நிகழ்வையும் உறிஞ்சுகிறது. முற்றிலும் கருப்பு உடலின் ஒரு அலகு மேற்பரப்பில் இருந்து மொத்த ஒளிரும் ஃப்ளக்ஸ் (அலைநீளங்களின் முழு வரம்பிலும்) அதன் அமைப்பு அல்லது வேதியியல் கலவையைச் சார்ந்தது அல்ல, ஆனால் வெப்பநிலையால் மட்டுமே தீர்மானிக்கப்படுகிறது என்று கோட்பாடு கூறுகிறது. ஸ்டீபன்-போல்ட்ஸ்மேன் சட்டத்தின்படி, அதன் ஒளிர்வு வெப்பநிலையின் நான்காவது சக்திக்கு விகிதாசாரமாகும். முற்றிலும் கருப்பு உடல், ஒரு சிறந்த வாயு போன்றது, நடைமுறையில் கண்டிப்பாக செயல்படுத்தப்படாத ஒரு உடல் மாதிரி மட்டுமே. இருப்பினும், ஸ்பெக்ட்ரமின் புலப்படும் பகுதியில் உள்ள நட்சத்திர ஒளியின் நிறமாலை கலவையானது "பிளாக் பாடிக்கு" மிக அருகில் உள்ளது. எனவே, கருப்பு உடல் மாதிரியானது ஒரு உண்மையான நட்சத்திரத்தின் கதிர்வீச்சை சரியாக விவரிக்கிறது என்று நாம் கருதலாம்.

பயனுள்ள வெப்பநிலைஒரு நட்சத்திரத்தின் வெப்பநிலை என்பது ஒரு யூனிட் பரப்பளவுக்கு அதே அளவு ஆற்றலை வெளியிடும் ஒரு முற்றிலும் கருப்பு உடலின் வெப்பநிலை ஆகும். பொதுவாக, இது நட்சத்திரத்தின் ஒளிக்கோளத்தின் வெப்பநிலைக்கு சமமாக இருக்காது. ஆயினும்கூட, இது ஒரு புறநிலை பண்பு ஆகும், இது நட்சத்திரத்தின் மற்ற பண்புகளை மதிப்பிடுவதற்குப் பயன்படுத்தப்படுகிறது: ஒளிர்வு, அளவு, முதலியன.

10 களில். 20 ஆம் நூற்றாண்டில், அமெரிக்க வானியலாளர் வால்டர் ஆடம்ஸ் சிரியஸ் B இன் பயனுள்ள வெப்பநிலையை தீர்மானிக்க முயன்றார். அது 8000 K ஆக இருந்தது, பின்னர் அது வானியலாளர் தவறாகப் புரிந்து கொண்டார், உண்மையில் அது இன்னும் அதிகமாக உள்ளது (சுமார் 10,000 K). இதன் விளைவாக, இந்த நட்சத்திரத்தின் ஒளிர்வு, சூரியனின் அளவைக் கொண்டிருந்தால், சூரியனை விட குறைந்தது 10 மடங்கு அதிகமாக இருந்திருக்க வேண்டும். சிரியஸ் பி இன் கவனிக்கப்பட்ட ஒளிர்வு, நமக்குத் தெரிந்தபடி, சூரிய ஒளியை விட 400 மடங்கு குறைவு, அதாவது, இது எதிர்பார்த்ததை விட 4 ஆயிரம் மடங்கு குறைவாக இருக்கும்! இந்த முரண்பாட்டிலிருந்து வெளியேறும் ஒரே வழி, சிரியஸ் பி மிகவும் சிறிய புலப்படும் பரப்பளவைக் கொண்டுள்ளது, எனவே சிறிய விட்டம் கொண்டது. சிரியஸ் பி என்பது பூமியின் அளவு 2.5 மடங்கு மட்டுமே என்று கணக்கீடுகள் காட்டுகின்றன. ஆனால் அது சூரிய வெகுஜனத்தைத் தக்க வைத்துக் கொள்கிறது - அதன் சராசரி அடர்த்தி சூரியனை விட கிட்டத்தட்ட 100 ஆயிரம் மடங்கு அதிகமாக இருக்க வேண்டும் என்று மாறிவிடும்! பல வானியலாளர்கள் அத்தகைய கவர்ச்சியான பொருட்கள் இருப்பதை நம்ப மறுத்துவிட்டனர்.

1924 இல் மட்டுமே, முக்கியமாக ஆங்கில வானியற்பியல் விஞ்ஞானி ஆர்தர் எடிங்டனின் முயற்சிகளுக்கு நன்றி, அவர் ஒரு நட்சத்திரத்தின் உள் கட்டமைப்பின் கோட்பாட்டை உருவாக்கினார். சிரியஸ் மற்றும் புரோசியோனின் சிறிய செயற்கைக்கோள்கள் இறுதியாக வானியல் சமூகத்தால் முற்றிலும் புதிய வகை நட்சத்திரங்களின் உண்மையான பிரதிநிதிகளாக அங்கீகரிக்கப்பட்டன, இப்போது அவை வெள்ளை குள்ளர்கள் என்று அழைக்கப்படுகின்றன. “வெள்ளை” - ஏனெனில் இந்த வகையின் முதல் பிரதிநிதிகள் சூடான நீல-வெள்ளை வெளிச்சங்கள், “குள்ளர்கள்” - ஏனெனில் அவை மிகச் சிறிய ஒளிர்வுகள் மற்றும் அளவுகளைக் கொண்டுள்ளன.

நிறமாலை ஆய்வுகளின் முடிவுகள்

நாம் ஏற்கனவே கண்டுபிடித்தபடி, வெள்ளை குள்ளர்களின் அடர்த்தி சாதாரண நட்சத்திரங்களை விட பல ஆயிரம் மடங்கு அதிகம். இதன் பொருள் அவற்றின் பொருள் சில சிறப்பு, முன்னர் அறியப்படாத உடல் நிலையில் இருக்க வேண்டும். இது வெள்ளை குள்ளர்களின் அசாதாரண நிறமாலையால் சுட்டிக்காட்டப்பட்டது.

முதலாவதாக, அவற்றின் உறிஞ்சுதல் கோடுகள் சாதாரண நட்சத்திரங்களை விட பல மடங்கு அகலமானது. இரண்டாவதாக, அனைத்து ஹைட்ரஜனும் அயனியாக்கம் செய்யப்படுவதால், சாதாரண நட்சத்திரங்களின் நிறமாலையில் இல்லாத உயர் வெப்பநிலையில் வெள்ளை குள்ளர்களின் நிறமாலையில் ஹைட்ரஜன் கோடுகள் இருக்கக்கூடும். இவை அனைத்தும் வெள்ளை குள்ளர்களின் வளிமண்டலத்தில் உள்ள பொருளின் மிக அதிக அழுத்தத்தால் கோட்பாட்டளவில் விளக்கப்படலாம்.

இந்த அயல்நாட்டு நட்சத்திரங்களின் நிறமாலையின் அடுத்த அம்சம் என்னவென்றால், அனைத்து வேதியியல் தனிமங்களின் கோடுகளும் நிலப்பரப்பு ஆய்வகங்களில் பெறப்பட்ட நிறமாலையில் உள்ள தொடர்புடைய கோடுகளுடன் ஒப்பிடும்போது சிறிது சிவப்பு-மாற்றம் செய்யப்பட்டுள்ளன. புவியீர்ப்பு ரெட்ஷிஃப்ட் என்று அழைக்கப்படுபவரின் விளைவு இதுவாகும், ஏனெனில் ஒரு வெள்ளை குள்ளனின் மேற்பரப்பில் ஈர்ப்பு முடுக்கம் பூமியை விட பல மடங்கு அதிகமாக உள்ளது.

உண்மையில், உலகளாவிய ஈர்ப்பு விதியின்படி, ஒரு நட்சத்திரத்தின் மேற்பரப்பில் ஈர்ப்பு முடுக்கம் அதன் வெகுஜனத்திற்கு நேரடியாக விகிதாசாரமாகவும் ஆரத்தின் சதுரத்திற்கு நேர்மாறான விகிதாசாரமாகவும் இருக்கும். வெள்ளை குள்ளர்களின் வெகுஜனங்கள் சாதாரண நட்சத்திரங்களின் வெகுஜனத்திற்கு நெருக்கமாக உள்ளன, மேலும் அவற்றின் ஆரங்கள் பல மடங்கு சிறியதாக இருக்கும். எனவே, வெள்ளை குள்ளர்களின் மேற்பரப்பில் ஈர்ப்பு முடுக்கம் மிகவும் அதிகமாக உள்ளது: சுமார் 10 5 - 10 6 மீ/வி 2. பூமியில் அது 9.8 மீ/வி 2, அதாவது 10,000 - 100,000 மடங்கு குறைவு என்பதை நினைவில் கொள்வோம்.

அடையாளம் காணப்பட்ட வேதியியல் கலவையின் படி, வெள்ளை குள்ளர்களின் நிறமாலை இரண்டு வகைகளாகப் பிரிக்கப்பட்டுள்ளது: சில ஹைட்ரஜன் கோடுகள், மற்றவை ஹைட்ரஜன் கோடுகள் இல்லாமல், ஆனால் நடுநிலை அல்லது அயனியாக்கம் செய்யப்பட்ட ஹீலியம் அல்லது கனமான தனிமங்களின் கோடுகள். "ஹைட்ரஜன்" குள்ளர்கள் சில நேரங்களில் "ஹீலியம்" குள்ளர்களை விட (11,000 - 20,000 K) குறிப்பிடத்தக்க அதிக வெப்பநிலை (60,000 K மற்றும் அதற்கு மேல்) இருக்கும். இதன் அடிப்படையில், விஞ்ஞானிகள் பிந்தையவற்றின் பொருள் நடைமுறையில் ஹைட்ரஜன் இல்லாதது என்ற முடிவுக்கு வந்தனர்.

கூடுதலாக, வெள்ளை குள்ளர்கள் கண்டுபிடிக்கப்பட்டனர், அதன் நிறமாலையை வேதியியல் கூறுகள் மற்றும் அறிவியலுக்குத் தெரிந்த கலவைகள் மூலம் அடையாளம் காண முடியவில்லை. பின்னர், இந்த நட்சத்திரங்கள் சூரியனை விட 1,000 முதல் 100,000 மடங்கு வலிமையான காந்தப்புலங்களைக் கொண்டிருப்பதாகக் கண்டறியப்பட்டது. அத்தகைய காந்தப்புல பலங்களில், அணுக்கள் மற்றும் மூலக்கூறுகளின் நிறமாலை அடையாளம் காண முடியாத அளவிற்கு சிதைந்து, அவற்றை அடையாளம் காண்பது கடினம்.

வெள்ளை குள்ளர்கள் சிதைந்த நட்சத்திரங்கள்
வெள்ளை குள்ளர்களின் உட்புறத்தில், அடர்த்தி 10 10 கிலோ/மீ 3 வரிசையின் மதிப்புகளை அடையலாம். அத்தகைய அடர்த்தி மதிப்புகளில் (மற்றும் குறைந்தவற்றில் கூட, வெள்ளை குள்ளர்களின் வெளிப்புற அடுக்குகளின் சிறப்பியல்பு), வாயுவின் இயற்பியல் பண்புகள் கணிசமாக மாறுகின்றன மற்றும் ஒரு சிறந்த வாயுவின் விதிகள் அதற்கு இனி பொருந்தாது. 20 களின் நடுப்பகுதியில். இத்தாலிய இயற்பியலாளர் என்ரிகோ ஃபெர்மி, வெள்ளை குள்ளர்களின் அடர்த்தி கொண்ட வாயுக்களின் பண்புகளை விவரிக்கும் ஒரு கோட்பாட்டை உருவாக்கினார். அத்தகைய வாயுவின் அழுத்தம் அதன் வெப்பநிலையால் தீர்மானிக்கப்படவில்லை என்று மாறியது. பொருள் முழுமையான பூஜ்ஜியத்திற்கு குளிர்ந்தாலும் அது அதிகமாகவே இருக்கும்! இந்த பண்புகளைக் கொண்ட வாயு அழைக்கப்படுகிறது சீரழியும்.

1926 ஆம் ஆண்டில், ஆங்கில இயற்பியலாளர் ரால்ப் ஃபோலர் வெள்ளைக் குள்ளர்களுக்கு சிதைந்த வாயுக் கோட்பாட்டை வெற்றிகரமாகப் பயன்படுத்தினார் (பின்னர்தான் ஃபெர்மியின் கோட்பாடு "நிலப்பரப்பு" இயற்பியலில் ஏராளமான பயன்பாடுகளைக் கண்டறிந்தது). இந்த கோட்பாட்டின் அடிப்படையில், இரண்டு முக்கியமான முடிவுகள் எடுக்கப்பட்டன. முதலாவதாக, பொருளின் கொடுக்கப்பட்ட வேதியியல் கலவைக்கான வெள்ளை குள்ளனின் ஆரம் அதன் வெகுஜனத்தால் தனித்துவமாக தீர்மானிக்கப்படுகிறது. இரண்டாவதாக, ஒரு வெள்ளைக் குள்ளனின் நிறை ஒரு குறிப்பிட்ட முக்கியமான மதிப்பைத் தாண்டக்கூடாது, இதன் மதிப்பு தோராயமாக 1.4 சூரிய நிறைகள்.

மேலும் அவதானிப்புகள் மற்றும் ஆய்வுகள் இந்த கோட்பாட்டு வளாகத்தை உறுதிப்படுத்தியது மற்றும் வெள்ளை குள்ளர்களின் உட்புறத்தில் நடைமுறையில் ஹைட்ரஜன் இல்லை என்ற இறுதி முடிவை எடுக்க அனுமதித்தது. சிதைந்த வாயுவின் கோட்பாடு வெள்ளை குள்ளர்களின் கவனிக்கப்பட்ட பண்புகளை நன்கு விளக்கியதால், அவை அழைக்கப்படத் தொடங்கின சீரழிந்த நட்சத்திரங்கள். அடுத்த கட்டம் அவற்றின் உருவாக்கம் பற்றிய கோட்பாட்டின் கட்டுமானமாகும்.

வெள்ளை குள்ளர்கள் எப்படி உருவாகிறார்கள்

விண்மீன் பரிணாம வளர்ச்சியின் நவீன கோட்பாட்டில், வெள்ளை குள்ளர்கள் நடுத்தர மற்றும் குறைந்த நிறை (3 - 4 சூரிய வெகுஜனங்களுக்கு குறைவான) நட்சத்திரங்களின் பரிணாம வளர்ச்சியின் இறுதிக் கட்டமாக கருதப்படுகின்றன.

வயதான நட்சத்திரத்தின் மையப் பகுதிகளில் உள்ள அனைத்து ஹைட்ரஜனும் எரிந்த பிறகு, அதன் மையப்பகுதி சுருங்கி வெப்பமடைய வேண்டும். அதே நேரத்தில், வெளிப்புற அடுக்குகள் பெரிதும் விரிவடைகின்றன, நட்சத்திரத்தின் பயனுள்ள வெப்பநிலை குறைகிறது, மேலும் அது ஒரு சிவப்பு ராட்சதமாக மாறுகிறது. இதன் விளைவாக நட்சத்திரத்தின் அரிதான ஷெல் மையத்துடன் மிகவும் பலவீனமாக இணைக்கப்பட்டுள்ளது, அது இறுதியில் விண்வெளியில் சிதறுகிறது. முன்னாள் சிவப்பு ராட்சதிற்கு பதிலாக, மிகவும் சூடான மற்றும் சிறிய நட்சத்திரம் உள்ளது, முக்கியமாக ஹீலியம் கொண்டது - ஒரு வெள்ளை குள்ள. அதன் அதிக வெப்பநிலை காரணமாக, இது முக்கியமாக புற ஊதா வரம்பில் வெளியிடுகிறது மற்றும் விரிவடையும் ஷெல்லின் வாயுவை அயனியாக்குகிறது.

சூடான நட்சத்திரங்களைச் சுற்றியுள்ள விரிவடையும் குண்டுகள் நீண்ட காலமாக அறியப்படுகின்றன. அவர்கள் அழைக்கப்படுகிறார்கள் கிரக நெபுலாக்கள்மற்றும் 18 ஆம் நூற்றாண்டில் திறக்கப்பட்டது. வில்லியம் ஹெர்ஷல். அவற்றின் கவனிக்கப்பட்ட எண் சிவப்பு ராட்சதர்கள் மற்றும் வெள்ளை குள்ளர்களின் எண்ணிக்கையுடன் நல்ல உடன்பாட்டில் உள்ளது, இதன் விளைவாக, வெள்ளை குள்ளர்கள் உருவாவதற்கான முக்கிய வழிமுறை சாதாரண நட்சத்திரங்களின் பரிணாம வளர்ச்சியாகும், அதன் மூலம் சிவப்பு ராட்சதத்தில் வாயு உறை வெளியேற்றப்படுகிறது. மேடை.

நெருங்கிய பைனரி நட்சத்திர அமைப்புகளில், கூறுகள் ஒருவருக்கொருவர் மிகவும் நெருக்கமாக அமைந்துள்ளன, அவற்றுக்கிடையே பொருள் பரிமாற்றம் செய்யப்படுகிறது. சிவப்பு ராட்சதத்தின் வீங்கிய ஓடு தொடர்ந்து அண்டை நட்சத்திரத்தின் மீது பாய்கிறது, எஞ்சியிருப்பது ஒரு வெள்ளை குள்ளமாகும். அநேகமாக, வெள்ளை குள்ளர்களின் முதல் கண்டுபிடிக்கப்பட்ட பிரதிநிதிகள் - சிரியஸ் பி மற்றும் புரோசியான் பி - சரியாக இந்த வழியில் உருவாக்கப்பட்டன.

40 களின் இறுதியில். சோவியத் வானியல் இயற்பியலாளர் சாமுயில் அரோனோவிச் கப்லான், வெள்ளை குள்ளர்களின் கதிர்வீச்சு அவற்றின் குளிர்ச்சிக்கு வழிவகுக்கிறது என்று காட்டினார். அதாவது, இந்த நட்சத்திரங்களுக்கு உள் ஆற்றல் ஆதாரங்கள் இல்லை. கப்லான் 50 களின் முற்பகுதியில் வெள்ளை குள்ளர்களின் குளிர்ச்சியின் அளவு கோட்பாட்டை உருவாக்கினார். ஆங்கிலம் மற்றும் பிரெஞ்சு விஞ்ஞானிகள் இதே போன்ற முடிவுகளுக்கு வந்தனர். உண்மை, அவற்றின் சிறிய மேற்பரப்பு காரணமாக, இந்த நட்சத்திரங்கள் மிக மெதுவாக குளிர்ச்சியடைகின்றன.

எனவே, வெள்ளை குள்ளர்களின் கவனிக்கப்பட்ட பண்புகளில் பெரும்பாலானவை அவற்றின் பொருளின் மகத்தான அடர்த்தி மற்றும் அவற்றின் மேற்பரப்பில் உள்ள மிகவும் வலுவான ஈர்ப்பு புலம் ஆகியவற்றால் விளக்கப்படலாம். இது வெள்ளை குள்ளர்களை தனித்துவமான பொருள்களாக ஆக்குகிறது: நிலப்பரப்பு ஆய்வகங்களில் அவற்றின் பொருள் காணப்படும் நிலைமைகளை மீண்டும் உருவாக்குவது இன்னும் சாத்தியமில்லை.

நீங்கள் இரவு வானத்தை உன்னிப்பாகப் பார்த்தால், நம்மைப் பார்க்கும் நட்சத்திரங்கள் நிறத்தில் வேறுபடுவதைக் கவனிப்பது எளிது. நீலம், வெள்ளை, சிவப்பு, அவை சமமாக பிரகாசிக்கின்றன அல்லது கிறிஸ்துமஸ் மர மாலையைப் போல ஒளிரும். தொலைநோக்கி மூலம், நிற வேறுபாடுகள் மிகவும் தெளிவாகின்றன. இத்தகைய பன்முகத்தன்மைக்கு வழிவகுத்த காரணம் ஒளிக்கோளத்தின் வெப்பநிலையில் உள்ளது. மேலும், தர்க்கரீதியான அனுமானத்திற்கு மாறாக, வெப்பமான நட்சத்திரங்கள் சிவப்பு அல்ல, ஆனால் நீலம், நீலம்-வெள்ளை மற்றும் வெள்ளை நட்சத்திரங்கள். ஆனால் முதல் விஷயங்கள் முதலில்.

நிறமாலை வகைப்பாடு

நட்சத்திரங்கள் பெரிய, சூடான வாயு பந்துகள். பூமியிலிருந்து நாம் அவற்றை எவ்வாறு பார்க்கிறோம் என்பது பல அளவுருக்களைப் பொறுத்தது. உதாரணமாக, நட்சத்திரங்கள் உண்மையில் மின்னுவதில்லை. இதைச் சரிபார்ப்பது மிகவும் எளிதானது: சூரியனை மட்டும் நினைவில் கொள்ளுங்கள். காஸ்மிக் உடல்களிலிருந்து நமக்கு வரும் ஒளி, தூசி மற்றும் வாயு நிறைந்த விண்மீன் ஊடகத்தை வெல்வதால், ஒளிரும் விளைவு ஏற்படுகிறது. மற்றொரு விஷயம் நிறம். இது ஷெல்களை (குறிப்பாக ஃபோட்டோஸ்பியர்) குறிப்பிட்ட வெப்பநிலைக்கு சூடாக்குவதன் விளைவாகும். உண்மையான நிறம் வெளிப்படையான நிறத்திலிருந்து வேறுபடலாம், ஆனால் வேறுபாடு பொதுவாக சிறியதாக இருக்கும்.

இன்று, நட்சத்திரங்களின் ஹார்வர்ட் நிறமாலை வகைப்பாடு உலகம் முழுவதும் பயன்படுத்தப்படுகிறது. இது வெப்பநிலை அடிப்படையிலானது மற்றும் ஸ்பெக்ட்ரம் கோடுகளின் வகை மற்றும் ஒப்பீட்டு தீவிரத்தை அடிப்படையாகக் கொண்டது. ஒவ்வொரு வகுப்பும் ஒரு குறிப்பிட்ட நிறத்தின் நட்சத்திரங்களுக்கு ஒத்திருக்கிறது. இந்த வகைப்பாடு 1890-1924 இல் ஹார்வர்ட் ஆய்வகத்தில் உருவாக்கப்பட்டது.

ஒரு ஷேவ் செய்யப்பட்ட ஆங்கிலேயர் கேரட் போல பேரிச்சம்பழத்தை மென்று சாப்பிட்டார்

ஏழு முக்கிய நிறமாலை வகுப்புகள் உள்ளன: O—B—A—F—G—K—M. இந்த வரிசை வெப்பநிலையில் படிப்படியாகக் குறைவதைப் பிரதிபலிக்கிறது (O முதல் M வரை). அதை நினைவில் கொள்ள, சிறப்பு நினைவூட்டல் சூத்திரங்கள் உள்ளன. ரஷ்ய மொழியில், அவற்றில் ஒன்று இவ்வாறு ஒலிக்கிறது: "ஒரு மொட்டையடித்த ஆங்கிலேயர் கேரட் போல பேரிச்சம்பழத்தை மென்று சாப்பிட்டார்." இந்த வகுப்புகளுடன் மேலும் இரண்டு வகுப்புகள் சேர்க்கப்படுகின்றன. C மற்றும் S எழுத்துக்கள் ஸ்பெக்ட்ரமில் உலோக ஆக்சைடுகளின் பட்டைகள் கொண்ட குளிர் ஒளிர்வுகளைக் குறிக்கின்றன. நட்சத்திர வகுப்புகளை இன்னும் விரிவாகப் பார்ப்போம்:

• வகுப்பு O மிக உயர்ந்த மேற்பரப்பு வெப்பநிலையால் வகைப்படுத்தப்படுகிறது (30 முதல் 60 ஆயிரம் கெல்வின் வரை). இந்த வகை நட்சத்திரங்கள் சூரியனை 60 மடங்கு நிறை மற்றும் 15 மடங்கு ஆரம் கடந்து செல்கின்றன. அவற்றின் தெரியும் நிறம் நீலம். ஒளிர்வு அடிப்படையில், அவை நமது நட்சத்திரத்தை விட ஒரு மில்லியன் மடங்கு அதிகம். இந்த வகுப்பைச் சேர்ந்த நீல நட்சத்திரமான HD93129A, அறியப்பட்ட அண்ட உடல்களில் மிக உயர்ந்த ஒளிர்வுகளால் வகைப்படுத்தப்படுகிறது. இந்த குறிகாட்டியின் படி, இது சூரியனை விட 5 மில்லியன் மடங்கு முன்னால் உள்ளது. நீல நட்சத்திரம் எங்களிடமிருந்து 7.5 ஆயிரம் ஒளி ஆண்டுகள் தொலைவில் அமைந்துள்ளது.
• வகுப்பு B 10-30 ஆயிரம் கெல்வின் வெப்பநிலையைக் கொண்டுள்ளது, இது சூரியனை விட 18 மடங்கு அதிகமாகும். இவை நீல-வெள்ளை மற்றும் வெள்ளை நட்சத்திரங்கள். அவற்றின் ஆரம் சூரியனை விட 7 மடங்கு அதிகம்.
• வகுப்பு A ஆனது 7.5-10 ஆயிரம் கெல்வின் வெப்பநிலையால் வகைப்படுத்தப்படுகிறது, இது சூரியனை விட முறையே 2.1 மற்றும் 3.1 மடங்கு அதிகமாக இருக்கும் ஆரம் மற்றும் நிறை. இவை வெள்ளை நட்சத்திரங்கள்.
• வகுப்பு F: வெப்பநிலை 6000-7500 K. நிறை சூரியனை விட 1.7 மடங்கு அதிகம், ஆரம் 1.3. பூமியிலிருந்து, அத்தகைய நட்சத்திரங்களும் வெள்ளை நிறத்தில் தோன்றும்; அவற்றின் உண்மையான நிறம் மஞ்சள்-வெள்ளை.
• வகுப்பு ஜி: வெப்பநிலை 5-6 ஆயிரம் கெல்வின். சூரியன் இந்த வகுப்பைச் சேர்ந்தவன். அத்தகைய நட்சத்திரங்களின் புலப்படும் மற்றும் உண்மையான நிறம் மஞ்சள்.
• வகுப்பு K: வெப்பநிலை 3500-5000 K. ஆரம் மற்றும் நிறை சூரியனை விட குறைவாக உள்ளது, லுமினரின் தொடர்புடைய அளவுருக்களிலிருந்து 0.9 மற்றும் 0.8. பூமியிலிருந்து தெரியும் இந்த நட்சத்திரங்களின் நிறம் மஞ்சள்-ஆரஞ்சு.
• வகுப்பு எம்: வெப்பநிலை 2-3.5 ஆயிரம் கெல்வின். சூரியனின் ஒத்த அளவுருக்களிலிருந்து நிறை மற்றும் ஆரம் 0.3 மற்றும் 0.4 ஆகும். நமது கிரகத்தின் மேற்பரப்பில் இருந்து அவை சிவப்பு-ஆரஞ்சு நிறத்தில் தோன்றும். பீட்டா ஆந்த்ரோமெடே மற்றும் ஆல்பா சாண்டரெல்ஸ் ஆகியவை எம் வகுப்பைச் சேர்ந்தவை. பலருக்கு நன்கு தெரிந்த ஒரு பிரகாசமான சிவப்பு நட்சத்திரம் Betelgeuse (alpha Orionis). குளிர்காலத்தில் வானத்தில் தேடுவது சிறந்தது. சிவப்பு நட்சத்திரம் மேலே மற்றும் சற்று இடதுபுறமாக அமைந்துள்ளது

ஒவ்வொரு வகுப்பும் 0 முதல் 9 வரையிலான துணைப்பிரிவுகளாக பிரிக்கப்பட்டுள்ளது, அதாவது வெப்பம் முதல் குளிரானது வரை. நட்சத்திர எண்கள் ஒரு குறிப்பிட்ட நிறமாலை வகையின் உறுப்பினர் மற்றும் குழுவில் உள்ள மற்ற நட்சத்திரங்களுடன் ஒப்பிடும்போது ஃபோட்டோஸ்பியரின் வெப்பத்தின் அளவைக் குறிக்கின்றன. எடுத்துக்காட்டாக, சூரியன் G2 வகுப்பைச் சேர்ந்தது.

காட்சி வெள்ளையர்கள்

எனவே, நட்சத்திர வகுப்புகள் B முதல் F வரை பூமியிலிருந்து வெள்ளையாகத் தோன்றலாம். A-வகையைச் சேர்ந்த பொருள்கள் மட்டுமே உண்மையில் இந்த நிறத்தைக் கொண்டுள்ளன. இதனால், சைஃப் (ஓரியன் விண்மீன்) மற்றும் அல்கோல் (பீட்டா பெர்சி) ஆகிய நட்சத்திரங்கள் தொலைநோக்கியுடன் ஆயுதம் ஏந்தாத பார்வையாளருக்கு வெண்மையாகத் தோன்றும். அவை நிறமாலை வகுப்பைச் சேர்ந்தவை B. இவற்றின் உண்மையான நிறம் நீலம்-வெள்ளை. மேலும் பெர்சியஸ் மற்றும் கேனிஸ் மைனர் ஆகிய வான வடிவங்களில் உள்ள பிரகாசமான நட்சத்திரங்களான மித்ராக் மற்றும் ப்ரோசியோன் ஆகியவை வெள்ளை நிறத்தில் தோன்றும். இருப்பினும், அவற்றின் உண்மையான நிறம் மஞ்சள் நிறத்திற்கு (தரம் F) நெருக்கமாக உள்ளது.

பூமியில் உள்ள பார்வையாளர்களுக்கு நட்சத்திரங்கள் ஏன் வெண்மையாக இருக்கின்றன? அத்தகைய பொருட்களிலிருந்து நமது கிரகத்தை பிரிக்கும் மகத்தான தூரம் மற்றும் விண்வெளியில் அடிக்கடி காணப்படும் தூசி மற்றும் வாயுவின் மிகப்பெரிய மேகங்கள் காரணமாக நிறம் சிதைந்துள்ளது.

வகுப்பு ஏ

வெள்ளை நட்சத்திரங்கள் வர்க்கம் O மற்றும் B இன் பிரதிநிதிகள் போன்ற உயர் வெப்பநிலையால் வகைப்படுத்தப்படவில்லை. அவற்றின் ஒளிக்கோளம் 7.5-10 ஆயிரம் கெல்வின் வரை வெப்பமடைகிறது. ஸ்பெக்ட்ரல் வகுப்பு A இன் நட்சத்திரங்கள் சூரியனை விட மிகப் பெரியவை. அவற்றின் ஒளிர்வு அதிகமாக உள்ளது - சுமார் 80 மடங்கு.

A நட்சத்திரங்களின் நிறமாலையானது பால்மர் தொடரின் வலுவான ஹைட்ரஜன் கோடுகளைக் காட்டுகிறது. மற்ற உறுப்புகளின் கோடுகள் குறிப்பிடத்தக்க வகையில் பலவீனமாக உள்ளன, ஆனால் நாம் துணைப்பிரிவு A0 இலிருந்து A9 க்கு செல்லும்போது அவை மிகவும் குறிப்பிடத்தக்கதாக மாறும். ஸ்பெக்ட்ரல் வகுப்பு A யைச் சேர்ந்த ராட்சதர்கள் மற்றும் சூப்பர்ஜெயண்ட்கள் முக்கிய வரிசை நட்சத்திரங்களைக் காட்டிலும் சற்று குறைவான உச்சரிக்கப்படும் ஹைட்ரஜன் கோடுகளால் வகைப்படுத்தப்படுகின்றன. இந்த ஒளிர்வுகளின் விஷயத்தில், கன உலோகங்களின் கோடுகள் மிகவும் கவனிக்கத்தக்கவை.

பல விசித்திரமான நட்சத்திரங்கள் ஸ்பெக்ட்ரல் கிளாஸ் ஏவைச் சேர்ந்தவை. இந்த சொல் அவற்றின் ஸ்பெக்ட்ரம் மற்றும் இயற்பியல் அளவுருக்களில் குறிப்பிடத்தக்க அம்சங்களைக் கொண்ட ஒளிர்வுகளைக் குறிக்கிறது, இது அவற்றின் வகைப்பாட்டை கடினமாக்குகிறது. எடுத்துக்காட்டாக, Lambda Boötes போன்ற மிகவும் அரிதான நட்சத்திரங்கள் கன உலோகங்களின் பற்றாக்குறை மற்றும் மிக மெதுவாக சுழற்சி ஆகியவற்றால் வகைப்படுத்தப்படுகின்றன. விசித்திரமான வெளிச்சங்களில் வெள்ளை குள்ளர்களும் அடங்கும்.

வகுப்பு A, Sirius, Mencalinan, Alioth, Castor மற்றும் பிற பிரகாசமான இரவு வான பொருட்களை உள்ளடக்கியது. அவர்களை நன்றாக அறிந்து கொள்வோம்.

ஆல்பா கேனிஸ் மேஜரிஸ்

சிரியஸ் வானத்தில் மிக நெருக்கமான நட்சத்திரம் இல்லாவிட்டாலும் பிரகாசமானது. அதற்கான தூரம் 8.6 ஒளி ஆண்டுகள். பூமியில் உள்ள ஒரு பார்வையாளருக்கு, அது மிகவும் பிரகாசமாகத் தோன்றுகிறது, ஏனெனில் அது ஈர்க்கக்கூடிய அளவைக் கொண்டுள்ளது மற்றும் இன்னும் பல பெரிய மற்றும் பிரகாசமான பொருட்களைப் போல தொலைவில் இல்லை. இந்த பட்டியலில் ஐந்தாவது இடத்தில் உள்ள சிரியஸ் சூரியனுக்கு மிக நெருக்கமான நட்சத்திரம்.

இது இரண்டு கூறுகளின் அமைப்பைக் குறிக்கிறது மற்றும் உள்ளது. சிரியஸ் ஏ மற்றும் சிரியஸ் பி ஆகியவை 20 வானியல் அலகுகள் தூரத்தால் பிரிக்கப்பட்டு 50 ஆண்டுகளுக்கும் குறைவான காலத்துடன் சுழலும். அமைப்பின் முதல் கூறு, ஒரு முக்கிய வரிசை நட்சத்திரம், நிறமாலை வகுப்பு A1 க்கு சொந்தமானது. அதன் நிறை சூரியனை விட இரண்டு மடங்கு, அதன் ஆரம் 1.7 மடங்கு. பூமியிலிருந்து நிர்வாணக் கண்ணால் பார்க்கக்கூடியது இதுதான்.

அமைப்பின் இரண்டாவது கூறு ஒரு வெள்ளை குள்ளன். சிரியஸ் பி நட்சத்திரம் நமது நட்சத்திரத்திற்கு வெகுஜனத்தில் கிட்டத்தட்ட சமமாக உள்ளது, இது அத்தகைய பொருட்களுக்கு பொதுவானதல்ல. பொதுவாக, வெள்ளை குள்ளர்கள் 0.6-0.7 சூரிய வெகுஜனத்தால் வகைப்படுத்தப்படுகின்றன. அதே நேரத்தில், சிரியஸ் பி இன் பரிமாணங்கள் பூமியில் உள்ளவற்றுக்கு அருகில் உள்ளன. ஏறக்குறைய 120 மில்லியன் ஆண்டுகளுக்கு முன்பு இந்த நட்சத்திரத்திற்கு வெள்ளை குள்ள நிலை தொடங்கியதாக நம்பப்படுகிறது. சிரியஸ் பி முக்கிய வரிசையில் அமைந்திருந்தபோது, ​​அது 5 சூரிய வெகுஜனங்களைக் கொண்ட ஒரு நட்சத்திரமாக இருக்கலாம் மற்றும் ஸ்பெக்ட்ரல் வகுப்பு B ஐச் சேர்ந்தது.

சிரியஸ் ஏ, விஞ்ஞானிகளின் கூற்றுப்படி, சுமார் 660 மில்லியன் ஆண்டுகளில் பரிணாம வளர்ச்சியின் அடுத்த கட்டத்திற்கு நகரும். பின்னர் அது ஒரு சிவப்பு ராட்சதமாகவும், சிறிது நேரம் கழித்து - அதன் துணையைப் போல ஒரு வெள்ளை குள்ளமாகவும் மாறும்.

ஆல்பா கழுகு

சிரியஸைப் போலவே, பல வெள்ளை நட்சத்திரங்கள், அவற்றின் பெயர்கள் கீழே கொடுக்கப்பட்டுள்ளன, அவற்றின் பிரகாசம் மற்றும் அறிவியல் புனைகதை இலக்கியத்தின் பக்கங்களில் அடிக்கடி குறிப்பிடப்படுவதால், வானியல் ஆர்வமுள்ளவர்களுக்கு மட்டும் நன்கு தெரியும். ஆல்டேர் இந்த வெளிச்சங்களில் ஒருவர். உதாரணமாக, ஸ்டீபன் கிங்கில் ஆல்பா கழுகு காணப்படுகிறது. இந்த நட்சத்திரம் அதன் பிரகாசம் மற்றும் ஒப்பீட்டளவில் நெருக்கமான இடம் காரணமாக இரவு வானத்தில் தெளிவாகத் தெரியும். சூரியனையும் அல்டேரையும் பிரிக்கும் தூரம் 16.8 ஒளி ஆண்டுகள். ஸ்பெக்ட்ரல் வகுப்பு A இன் நட்சத்திரங்களில், சிரியஸ் மட்டுமே நமக்கு நெருக்கமாக உள்ளது.

ஆல்டேர் சூரியனை விட 1.8 மடங்கு பெரியது. அதன் சிறப்பியல்பு அம்சம் மிக வேகமாக சுழற்சி ஆகும். நட்சத்திரம் ஒன்பது மணி நேரத்திற்குள் அதன் அச்சில் ஒரு சுழற்சியை நிறைவு செய்கிறது. பூமத்திய ரேகைக்கு அருகில் சுழற்சி வேகம் 286 கிமீ/வி. இதன் விளைவாக, "வேகமான" ஆல்டேர் துருவங்களிலிருந்து தட்டையானதாக இருக்கும். கூடுதலாக, நீள்வட்ட வடிவத்தின் காரணமாக, நட்சத்திரத்தின் வெப்பநிலை மற்றும் பிரகாசம் துருவங்களிலிருந்து பூமத்திய ரேகை வரை குறைகிறது. இந்த விளைவு "ஈர்ப்பு இருட்டடிப்பு" என்று அழைக்கப்படுகிறது.

Altair இன் மற்றொரு அம்சம் என்னவென்றால், அதன் பிரகாசம் காலப்போக்கில் மாறுகிறது. இது ஸ்குட்டி டெல்டா வகை மாறிகளுக்கு சொந்தமானது.

ஆல்பா லைரே

சூரியனுக்குப் பிறகு அதிகம் படித்த நட்சத்திரம் வேகா. ஸ்பெக்ட்ரம் தீர்மானிக்கப்பட்ட முதல் நட்சத்திரம் ஆல்பா லைரே ஆகும். புகைப்படத்தில் கைப்பற்றப்பட்ட சூரியனுக்குப் பிறகு அவர் இரண்டாவது ஒளிரும் ஆனார். பார்லாக்ஸ் முறையைப் பயன்படுத்தி விஞ்ஞானிகள் தூரத்தை அளந்த முதல் நட்சத்திரங்களில் வேகாவும் ஒன்றாகும். நீண்ட காலத்திற்கு, மற்ற பொருட்களின் அளவை தீர்மானிக்கும் போது நட்சத்திரத்தின் பிரகாசம் 0 ஆக எடுக்கப்பட்டது.

ஆல்பா லைரே அமெச்சூர் வானியலாளர்கள் மற்றும் சாதாரண பார்வையாளர்கள் இருவருக்கும் நன்கு தெரியும். இது நட்சத்திரங்களில் ஐந்தாவது பிரகாசமானது மற்றும் ஆல்டேர் மற்றும் டெனெப் உடன் கோடை முக்கோண நட்சத்திரத்தில் சேர்க்கப்பட்டுள்ளது.

சூரியனிலிருந்து வேகாவுக்கான தூரம் 25.3 ஒளி ஆண்டுகள். அதன் பூமத்திய ரேகை ஆரம் மற்றும் நிறை ஆகியவை முறையே நமது நட்சத்திரத்தின் ஒத்த அளவுருக்களை விட 2.78 மற்றும் 2.3 மடங்கு அதிகமாகும். நட்சத்திரத்தின் வடிவம் சரியான கோளத்திலிருந்து வெகு தொலைவில் உள்ளது. பூமத்திய ரேகையில் விட்டம் துருவங்களை விட பெரியதாக உள்ளது. காரணம் அபாரமான சுழற்சி வேகம். பூமத்திய ரேகையில் அது வினாடிக்கு 274 கிமீ வேகத்தை அடைகிறது (சூரியனுக்கு இந்த அளவுரு வினாடிக்கு இரண்டு கிலோமீட்டருக்கும் சற்று அதிகமாகும்).

வேகாவின் அம்சங்களில் ஒன்று அதைச் சுற்றியுள்ள தூசி வட்டு. இது வால்மீன்கள் மற்றும் விண்கற்களின் அதிக எண்ணிக்கையிலான மோதல்களின் விளைவாக உருவாக்கப்பட்டது என்று நம்பப்படுகிறது. தூசி வட்டு நட்சத்திரத்தைச் சுற்றி சுழன்று அதன் கதிர்வீச்சினால் வெப்பமடைகிறது. இதன் விளைவாக, வேகாவின் அகச்சிவப்பு கதிர்வீச்சின் தீவிரம் அதிகரிக்கிறது. நீண்ட காலத்திற்கு முன்பு, வட்டில் சமச்சீரற்ற தன்மை கண்டுபிடிக்கப்பட்டது. ஒரு சாத்தியமான விளக்கம் என்னவென்றால், நட்சத்திரத்திற்கு குறைந்தபட்சம் ஒரு கிரகம் உள்ளது.

ஆல்பா ஜெமினி

ஜெமினி விண்மீன் தொகுப்பில் இரண்டாவது பிரகாசமான பொருள் ஆமணக்கு ஆகும். அவர், முந்தைய லுமினரிகளைப் போலவே, ஸ்பெக்ட்ரல் வகுப்பு A. ஆமணக்கு இரவு வானத்தில் பிரகாசமான நட்சத்திரங்களில் ஒன்றாகும். தொடர்புடைய பட்டியலில் இது 23 வது இடத்தில் அமைந்துள்ளது.

ஆமணக்கு என்பது ஆறு கூறுகளைக் கொண்ட பல அமைப்பு. இரண்டு முக்கிய தனிமங்கள் (Castor A மற்றும் Castor B) 350 ஆண்டுகள் கொண்ட ஒரு பொதுவான வெகுஜன மையத்தைச் சுற்றி சுழலும். இரண்டு நட்சத்திரங்கள் ஒவ்வொன்றும் ஒரு நிறமாலை பைனரி ஆகும். ஆமணக்கு A மற்றும் ஆமணக்கு B கூறுகள் குறைவான பிரகாசமானவை மற்றும் மறைமுகமாக M ஸ்பெக்ட்ரல் வகுப்பைச் சேர்ந்தவை.

ஆமணக்கு S அமைப்புடன் உடனடியாக தொடர்புபடுத்தப்படவில்லை. ஆரம்பத்தில் இது ஒரு சுயாதீன நட்சத்திரம் YY ஜெமினியாக நியமிக்கப்பட்டது. வானத்தின் இந்த பகுதியை ஆய்வு செய்யும் செயல்பாட்டில், இந்த ஒளிரும் ஆமணக்கு அமைப்புடன் உடல் ரீதியாக இணைக்கப்பட்டுள்ளது என்பது தெரிந்தது. நட்சத்திரமானது பல பல்லாயிரக்கணக்கான ஆண்டுகள் கொண்ட அனைத்து கூறுகளுக்கும் பொதுவான வெகுஜன மையத்தைச் சுற்றி சுழல்கிறது மற்றும் இது ஒரு நிறமாலை பைனரி ஆகும்.

பீட்டா ஆரிகே

அவுரிகாவின் வான வடிவில் தோராயமாக 150 "புள்ளிகள்" உள்ளன, அவற்றில் பல வெள்ளை நட்சத்திரங்கள். வானவியலில் இருந்து வெகு தொலைவில் உள்ள ஒரு நபருக்கு வெளிச்சங்களின் பெயர்கள் சிறிதும் சொல்லாது, ஆனால் இது அறிவியலுக்கான அவர்களின் முக்கியத்துவத்தை குறைக்காது. ஸ்பெக்ட்ரல் கிளாஸ் A யைச் சேர்ந்த வான வடிவில் உள்ள பிரகாசமான பொருள் மென்கலினன் அல்லது பீட்டா ஆரிகே ஆகும். அரபு மொழியிலிருந்து மொழிபெயர்க்கப்பட்ட நட்சத்திரத்தின் பெயர் "கடிவாளத்தின் உரிமையாளரின் தோள்பட்டை" என்று பொருள்படும்.

Mencalinan ஒரு மூன்று அமைப்பு. அதன் இரண்டு கூறுகளும் ஸ்பெக்ட்ரல் கிளாஸ் A இன் துணைப்பிரிவுகளாகும். அவை ஒவ்வொன்றின் பிரகாசமும் சூரியனை விட 48 மடங்கு அதிகமாகும். அவை 0.08 வானியல் அலகுகள் தூரத்தால் பிரிக்கப்படுகின்றன. மூன்றாவது கூறு ஒரு சிவப்பு குள்ள, ஜோடியிலிருந்து 330 AU தொலைவில் உள்ளது. இ.

எப்சிலன் உர்சா மேஜர்

வடக்கு வானத்தின் (உர்சா மேஜர்) மிகவும் பிரபலமான விண்மீன் தொகுப்பில் உள்ள பிரகாசமான "புள்ளி" அலியோத் ஆகும், இது வகுப்பு A. வெளிப்படையான அளவு - 1.76 எனவும் வகைப்படுத்தப்பட்டுள்ளது. பிரகாசமான வெளிச்சங்களின் பட்டியலில் நட்சத்திரம் 33 வது இடத்தைப் பிடித்துள்ளது. அலியோத் பிக் டிப்பர் ஆஸ்டிரிஸத்தில் சேர்க்கப்பட்டுள்ளது மற்றும் கிண்ணத்திற்கு மற்ற லுமினரிகளை விட நெருக்கமாக அமைந்துள்ளது.

அலியோட்டின் ஸ்பெக்ட்ரம் அசாதாரண கோடுகளால் வகைப்படுத்தப்படுகிறது, அவை 5.1 நாட்களுக்கு ஏற்ற இறக்கமாக இருக்கும். அம்சங்கள் நட்சத்திரத்தின் காந்தப்புலத்தின் செல்வாக்குடன் தொடர்புடையவை என்று கருதப்படுகிறது. ஸ்பெக்ட்ரல் ஏற்ற இறக்கங்கள், சமீபத்திய தரவுகளின்படி, வியாழனின் நிறை கிட்டத்தட்ட 15 மடங்கு நிறை கொண்ட ஒரு அண்ட உடலின் அருகாமையின் காரணமாக எழலாம். இது அப்படியா என்பது இன்னும் மர்மமாகவே உள்ளது. நட்சத்திரங்களின் மற்ற மர்மங்களைப் போலவே, வானியலாளர்கள் ஒவ்வொரு நாளும் அதைப் புரிந்துகொள்ள முயற்சி செய்கிறார்கள்.

வெள்ளை குள்ளர்கள்

"வெள்ளை குள்ளன்" என்று குறிப்பிடப்படும் லுமினரிகளின் பரிணாம வளர்ச்சியின் கட்டத்தைக் குறிப்பிடாமல் வெள்ளை நட்சத்திரங்களைப் பற்றிய கதை முழுமையடையாது. முதலில் கண்டுபிடிக்கப்பட்டவை ஸ்பெக்ட்ரல் கிளாஸ் ஏவைச் சேர்ந்தவை என்பதால் இத்தகைய பொருள்கள் அவற்றின் பெயரைப் பெற்றன. இவை சிரியஸ் பி மற்றும் 40 எரிடானி பி. இன்று, வெள்ளை குள்ளர்கள் ஒரு நட்சத்திரத்தின் வாழ்க்கையின் இறுதி கட்டத்திற்கான விருப்பங்களில் ஒன்றாக அழைக்கப்படுகின்றன.

லுமினரிகளின் வாழ்க்கைச் சுழற்சியில் இன்னும் விரிவாக வாழ்வோம்.

நட்சத்திர பரிணாமம்

நட்சத்திரங்கள் ஒரே இரவில் பிறப்பதில்லை: அவை ஒவ்வொன்றும் பல நிலைகளைக் கடந்து செல்கின்றன. முதலில், வாயு மற்றும் தூசியின் மேகம் அதன் செல்வாக்கின் கீழ் சுருங்கத் தொடங்குகிறது, அது மெதுவாக ஒரு பந்தின் வடிவத்தை எடுக்கும், அதே நேரத்தில் ஈர்ப்பு ஆற்றல் வெப்பமாக மாறும் - பொருளின் வெப்பநிலை அதிகரிக்கிறது. 20 மில்லியன் கெல்வின் மதிப்பை அடையும் தருணத்தில், அணுக்கரு இணைவு எதிர்வினை தொடங்குகிறது. இந்த நிலை ஒரு முழு நட்சத்திரத்தின் வாழ்க்கையின் தொடக்கமாகக் கருதப்படுகிறது.

லுமினரிகள் தங்கள் பெரும்பாலான நேரத்தை முக்கிய வரிசையில் செலவிடுகிறார்கள். ஹைட்ரஜன் சுழற்சி எதிர்வினைகள் அவற்றின் ஆழத்தில் தொடர்ந்து நடைபெறுகின்றன. நட்சத்திரங்களின் வெப்பநிலை மாறுபடலாம். மையத்தில் உள்ள அனைத்து ஹைட்ரஜனும் தீர்ந்துவிட்டால், பரிணாம வளர்ச்சியின் புதிய நிலை தொடங்குகிறது. இப்போது ஹீலியம் எரிபொருளாக மாறுகிறது. அதே நேரத்தில், நட்சத்திரம் விரிவடையத் தொடங்குகிறது. அதன் ஒளிர்வு அதிகரிக்கிறது, மற்றும் மேற்பரப்பு வெப்பநிலை, மாறாக, குறைகிறது. நட்சத்திரம் முக்கிய வரிசையை விட்டு சிவப்பு ராட்சதமாக மாறுகிறது.

ஹீலியம் மையத்தின் நிறை படிப்படியாக அதிகரிக்கிறது, மேலும் அது அதன் சொந்த எடையின் கீழ் சுருக்கத் தொடங்குகிறது. சிவப்பு ராட்சத நிலை முந்தையதை விட மிக வேகமாக முடிவடைகிறது. மேலும் பரிணாமம் எடுக்கும் பாதை பொருளின் ஆரம்ப வெகுஜனத்தைப் பொறுத்தது. சிவப்பு ராட்சத கட்டத்தில் குறைந்த நிறை நட்சத்திரங்கள் வீங்கத் தொடங்குகின்றன. இந்த செயல்முறையின் விளைவாக, பொருள் அதன் குண்டுகளை சிந்துகிறது. நட்சத்திரத்தின் வெற்று மையமும் உருவாகிறது. அத்தகைய கருவில் அனைத்து இணைவு வினைகளும் நிறைவு பெற்றன. இது ஹீலியம் வெள்ளை குள்ளன் என்று அழைக்கப்படுகிறது. அதிக பாரிய சிவப்பு ராட்சதர்கள் (ஒரு குறிப்பிட்ட அளவிற்கு) கார்பன் அடிப்படையிலான வெள்ளை குள்ளர்களாக பரிணாம வளர்ச்சி அடைகின்றன. அவற்றின் மையங்களில் ஹீலியத்தை விட கனமான கூறுகள் உள்ளன.

சிறப்பியல்புகள்

வெள்ளை குள்ளர்கள் பொதுவாக சூரியனுக்கு வெகு அருகில் இருக்கும் உடல்கள். மேலும், அவற்றின் அளவு பூமியின் அளவை ஒத்திருக்கிறது. இந்த அண்ட உடல்களின் மகத்தான அடர்த்தி மற்றும் அவற்றின் ஆழத்தில் நிகழும் செயல்முறைகள் கிளாசிக்கல் இயற்பியலின் பார்வையில் இருந்து விவரிக்க முடியாதவை. குவாண்டம் இயக்கவியல் நட்சத்திரங்களின் இரகசியங்களை வெளிப்படுத்த உதவியது.

வெள்ளை குள்ளர்களின் விஷயம் எலக்ட்ரான்-நியூக்ளியர் பிளாஸ்மா ஆகும். ஒரு ஆய்வகத்தில் கூட அதை உருவாக்குவது கிட்டத்தட்ட சாத்தியமற்றது. எனவே, அத்தகைய பொருட்களின் பல பண்புகள் தெளிவாக இல்லை.

நீங்கள் இரவு முழுவதும் நட்சத்திரங்களைப் படித்தாலும், சிறப்பு உபகரணங்கள் இல்லாமல் குறைந்தபட்சம் ஒரு வெள்ளை குள்ளனைக் கண்டுபிடிக்க முடியாது. அவற்றின் ஒளிர்வு சூரியனை விட கணிசமாகக் குறைவு. விஞ்ஞானிகளின் கூற்றுப்படி, வெள்ளை குள்ளர்கள் கேலக்ஸியில் உள்ள அனைத்து பொருட்களிலும் தோராயமாக 3 முதல் 10% வரை உள்ளனர். இருப்பினும், இன்றுவரை, அவை மட்டுமே பூமியிலிருந்து 200-300 பார்செக்குகளுக்கு அப்பால் அமைந்துள்ளன.

வெள்ளை குள்ளர்கள் தொடர்ந்து பரிணாமம் அடைந்து வருகின்றனர். உருவான உடனேயே, அவை அதிக மேற்பரப்பு வெப்பநிலையைக் கொண்டுள்ளன, ஆனால் விரைவாக குளிர்ச்சியடைகின்றன. உருவான சில பல்லாயிரக்கணக்கான பில்லியன் ஆண்டுகளுக்குப் பிறகு, கோட்பாட்டின் படி, ஒரு வெள்ளை குள்ள ஒரு கருப்பு குள்ளமாக மாறுகிறது - இது புலப்படும் ஒளியை வெளியிடாத ஒரு உடல்.

ஒரு பார்வையாளருக்கு, ஒரு வெள்ளை, சிவப்பு அல்லது நீல நட்சத்திரம் முதன்மையாக நிறத்தில் வேறுபடுகிறது. வானியலாளர் ஆழமாகப் பார்க்கிறார். நிறம் உடனடியாக பொருளின் வெப்பநிலை, அளவு மற்றும் நிறை பற்றி நிறைய சொல்கிறது. நீலம் அல்லது வெளிர் நீல நட்சத்திரம் என்பது ஒரு மாபெரும் சூடான பந்து, எல்லா வகையிலும் சூரியனை விட வெகு தொலைவில் உள்ளது. வெள்ளை விளக்குகள், கட்டுரையில் விவரிக்கப்பட்டுள்ள எடுத்துக்காட்டுகள் சற்றே சிறியவை. பல்வேறு பட்டியல்களில் உள்ள நட்சத்திர எண்களும் நிபுணர்களுக்கு நிறைய கூறுகின்றன, ஆனால் எல்லாம் இல்லை. தொலைதூர விண்வெளிப் பொருட்களின் வாழ்க்கையைப் பற்றிய பெரிய அளவிலான தகவல்கள் இன்னும் விளக்கப்படவில்லை அல்லது கண்டறியப்படவில்லை.

நட்சத்திரங்கள்: அவர்களின் பிறப்பு, வாழ்க்கை மற்றும் இறப்பு [மூன்றாம் பதிப்பு, திருத்தப்பட்ட] ஷ்க்லோவ்ஸ்கி ஜோசப் சாமுய்லோவிச்

அத்தியாயம் 10 வெள்ளை குள்ளர்கள் எப்படி வேலை செய்கின்றன?

அத்தியாயம் 10 வெள்ளை குள்ளர்கள் எப்படி வேலை செய்கின்றன?

§ 1 இல், Hertzsprung-Russell வரைபடத்தில் வரையப்பட்ட பல்வேறு நட்சத்திரங்களின் இயற்பியல் பண்புகளைப் பற்றி நாங்கள் விவாதித்தபோது, ​​​​"வெள்ளை குள்ளர்கள்" என்று அழைக்கப்படுபவைக்கு ஏற்கனவே கவனம் செலுத்தப்பட்டது. இந்த வகை நட்சத்திரங்களின் பொதுவான பிரதிநிதி சிரியஸின் புகழ்பெற்ற செயற்கைக்கோள் ஆகும், இது "சிரியஸ் பி" என்று அழைக்கப்படுகிறது. அதே நேரத்தில், இந்த விசித்திரமான நட்சத்திரங்கள் எந்த வகையிலும் நமது கேலக்ஸியில் உள்ள சில வகையான நோய்க்குறியியல் "மாஸ்ட்ராசிட்டிகளின்" அரிய வகை அல்ல என்று வலியுறுத்தப்பட்டது. மாறாக, இது மிகப் பெரிய நட்சத்திரக் குழுவாகும். கேலக்ஸியில் குறைந்தபட்சம் பல பில்லியன்கள் இருக்க வேண்டும், மேலும் பத்து பில்லியன்கள் இருக்கலாம், அதாவது நமது மாபெரும் நட்சத்திர அமைப்பின் அனைத்து நட்சத்திரங்களிலும் 10% வரை இருக்கலாம். இதன் விளைவாக, நட்சத்திரங்களின் குறிப்பிடத்தக்க விகிதத்தில் நடந்த சில வழக்கமான செயல்முறைகளின் விளைவாக வெள்ளை குள்ளர்கள் உருவாகியிருக்க வேண்டும். வெள்ளை குள்ளர்களின் தன்மையை நாம் புரிந்து கொள்ளாவிட்டால் மற்றும் அவற்றின் தோற்றம் பற்றிய கேள்வியை தெளிவுபடுத்தாவிட்டால் நட்சத்திரங்களின் உலகத்தைப் பற்றிய நமது புரிதல் முழுமையடையாது என்பதை இதிலிருந்து பின்பற்றுகிறது. எவ்வாறாயினும், இந்த பிரிவில் நாம் வெள்ளை குள்ளர்களின் உருவாக்கம் தொடர்பான சிக்கல்களைப் பற்றி விவாதிக்க மாட்டோம், இது § 13 இல் செய்யப்படும். இப்போதைக்கு இந்த அற்புதமான பொருட்களின் தன்மையைப் புரிந்துகொள்ள முயற்சிப்பதாகும். வெள்ளை குள்ளர்களின் முக்கிய அம்சங்கள்:

அ. வெகுஜனமானது சூரியனை விட நூறு மடங்கு சிறிய ஆரம் கொண்ட சூரியனின் வெகுஜனத்திலிருந்து மிகவும் வேறுபட்டதல்ல. வெள்ளை குள்ளர்களின் அளவுகள் பூகோளத்தின் அளவைப் போலவே இருக்கும்.

பி. இது பொருளின் மிகப்பெரிய சராசரி அடர்த்தியைக் குறிக்கிறது, இது 10 6 -10 7 g/cm 3 வரை அடையும் (அதாவது, ஒரு கன சென்டிமீட்டரில் பத்து டன்கள் வரை "அழுத்தப்பட்டது"!).

c. வெள்ளை குள்ளர்களின் ஒளிர்வு மிகவும் குறைவு: சூரியனை விட நூற்றுக்கணக்கான மற்றும் ஆயிரக்கணக்கான மடங்கு குறைவு.

வெள்ளை குள்ளர்களின் உட்புறத்தில் உள்ள நிலைமைகளை முதலில் பகுப்பாய்வு செய்ய முயற்சிக்கும்போது, ​​​​உடனடியாக மிகப்பெரிய சிரமத்தை சந்திக்கிறோம். § 6 இல், ஒரு நட்சத்திரத்தின் நிறை, அதன் ஆரம் மற்றும் மைய வெப்பநிலை ஆகியவற்றுக்கு இடையே ஒரு இணைப்பு நிறுவப்பட்டது (சூத்திரத்தைப் பார்க்கவும் (6.2)). பிந்தையது நட்சத்திரத்தின் ஆரத்திற்கு நேர்மாறான விகிதாசாரமாக இருக்க வேண்டும் என்பதால், வெள்ளை குள்ளர்களின் மைய வெப்பநிலை, பல நூறு மில்லியன் கெல்வின்களின் வரிசையின் மகத்தான மதிப்புகளை எட்ட வேண்டும் என்று தோன்றுகிறது. இவ்வளவு பயங்கரமான வெப்பநிலையில், அங்கு மிக அதிக அளவில் அணுசக்தி வெளியிடப்பட்டிருக்க வேண்டும். அங்குள்ள அனைத்து ஹைட்ரஜனும் "எரிந்துவிட்டது" என்று நாம் கருதினாலும், டிரிபிள் ஹீலியம் எதிர்வினை மிகவும் பயனுள்ளதாக இருக்க வேண்டும். அணுக்கரு எதிர்வினைகளின் போது வெளியிடப்படும் ஆற்றல் மேற்பரப்பில் "கசிந்து" கதிர்வீச்சு வடிவில் விண்மீன் விண்வெளிக்குச் செல்ல வேண்டும், இது மிகவும் சக்திவாய்ந்ததாக இருக்க வேண்டும். இதற்கிடையில், வெள்ளை குள்ளர்களின் ஒளிர்வு முற்றிலும் புறக்கணிக்கத்தக்கது, அதே வெகுஜனத்தின் "சாதாரண" நட்சத்திரங்களைக் காட்டிலும் பல ஆர்டர்கள் குறைவாக உள்ளது. என்ன விஷயம்?

இந்த முரண்பாட்டை புரிந்து கொள்ள முயற்சிப்போம்.

முதலாவதாக, எதிர்பார்க்கப்படும் மற்றும் கவனிக்கப்பட்ட ஒளிர்வு ஆகியவற்றுக்கு இடையேயான இத்தகைய வலுவான முரண்பாடு, சூத்திரம் (6.2) § 6 என்பது வெள்ளைக் குள்ளர்களுக்குப் பொருந்தாது. இந்த சூத்திரத்தைப் பெறும்போது என்ன அடிப்படை அனுமானங்கள் செய்யப்பட்டன என்பதை இப்போது நினைவில் கொள்வோம். முதலாவதாக, ஈர்ப்பு மற்றும் வாயு அழுத்தம் ஆகிய இரண்டு சக்திகளின் செல்வாக்கின் கீழ் நட்சத்திரம் சமநிலை நிலையில் உள்ளது என்று கருதப்பட்டது. வெள்ளை குள்ளர்கள் ஹைட்ரோஸ்டேடிக் சமநிலை நிலையில் உள்ளன என்பதில் சந்தேகமில்லை, அதை § 6 இல் விரிவாக விவாதித்தோம். இல்லையெனில், குறுகிய காலத்தில் அவை இல்லாமல் போகும்: அழுத்தம் புவியீர்ப்பு விசையை மீறினால் அவை விண்மீன் இடைவெளியில் சிதறிவிடும், அல்லது அவை வாயு அழுத்தத்தால் ஈர்ப்பு விசை ஈடுசெய்யப்படாவிட்டால் "ஒரு புள்ளியில்" சுருங்கிவிடும். உலகளாவிய ஈர்ப்பு விதியின் உலகளாவிய தன்மையைப் பற்றியும் எந்த சந்தேகமும் இல்லை: புவியீர்ப்பு விசை எல்லா இடங்களிலும் செயல்படுகிறது மற்றும் அதன் அளவைத் தவிர வேறு எந்த பொருளின் பண்புகளையும் சார்ந்து இல்லை. பின்னர் ஒரே ஒரு வாய்ப்பு மட்டுமே உள்ளது: நன்கு அறியப்பட்ட கிளாபிரான் சட்டத்தைப் பயன்படுத்தி நாங்கள் பெற்ற வெப்பநிலையில் வாயு அழுத்தத்தை சார்ந்திருப்பதை சந்தேகிக்க.

இந்த சட்டம் ஒரு சிறந்த வாயுவிற்கு செல்லுபடியாகும். § 6 இல், சாதாரண நட்சத்திரங்களின் உட்புறத்தின் பொருளை ஒரு சிறந்த வாயுவாக போதுமான துல்லியத்துடன் கருதலாம் என்று நாங்கள் நம்பினோம். எனவே, தர்க்கரீதியான முடிவு என்னவென்றால், வெள்ளை குள்ளர்களின் உட்புறத்தில் மிகவும் அடர்த்தியான பொருள் ஏற்கனவே உள்ளது. ஒரு சிறந்த வாயு அல்ல.

உண்மை, இந்த பொருள் வாயுவா என்று சந்தேகிப்பது நியாயமானதா? அது திரவமா அல்லது திடப்பொருளா? இது அப்படி இல்லை என்று பார்ப்பது எளிது. எல்லாவற்றிற்கும் மேலாக, திரவங்கள் மற்றும் திடப்பொருட்களில் அவை இறுக்கமாக நிரம்பியுள்ளன அணுக்கள், அளவு சிறியதாக இல்லாத அவற்றின் எலக்ட்ரான் ஷெல்களுடன் தொடும்: சுமார் 10 -8 செ.மீ. திடமான அல்லது திரவப் பொருளின் சராசரி அடர்த்தி கணிசமாக அதிகமாக இருக்க முடியாது என்பதை உடனடியாகப் பின்தொடர்கிறது

20 கிராம்/செமீ 3 வெள்ளைக் குள்ளர்களில் உள்ள பொருளின் சராசரி அடர்த்தி பல்லாயிரக்கணக்கான மடங்கு அதிகமாக இருக்கும் என்பதன் அர்த்தம், அணுக்களின் எலக்ட்ரான் ஓடுகள், 10 -8 செ.மீ.க்கும் குறைவான தூரத்தில் உள்ள அணுக்கருக்கள். அது போலவே, "நசுக்கப்பட்டது" "மற்றும் கருக்கள் எலக்ட்ரான்களிலிருந்து பிரிக்கப்படுகின்றன. இந்த அர்த்தத்தில், வெள்ளை குள்ளர்களின் உட்புறத்தின் பொருளை மிகவும் அடர்த்தியான பிளாஸ்மாவாகப் பற்றி பேசலாம். ஆனால் பிளாஸ்மா முதன்மையாக ஒரு வாயு, அதாவது, அதை உருவாக்கும் துகள்களுக்கு இடையிலான தூரம் பிந்தைய அளவை விட கணிசமாக அதிகமாக இருக்கும்போது பொருளின் நிலை. எங்கள் விஷயத்தில், கருக்களுக்கு இடையிலான தூரம் குறைவாக இல்லை

10 -10 செ.மீ., கருக்களின் பரிமாணங்கள் மிகக் குறைவு - சுமார் 10 -12 செ.மீ.

எனவே, வெள்ளை குள்ளர்களின் உட்புறத்தின் பொருள் மிகவும் அடர்த்தியான அயனியாக்கம் செய்யப்பட்ட வாயு ஆகும். இருப்பினும், அதன் மகத்தான அடர்த்தி காரணமாக, அதன் இயற்பியல் பண்புகள் ஒரு சிறந்த வாயுவிலிருந்து கடுமையாக வேறுபடுகின்றன. பண்புகளுக்கு இடையிலான இந்த வேறுபாட்டை பண்புகளுடன் குழப்பக்கூடாது உண்மையான வாயுக்கள், இது இயற்பியல் படிப்புகளில் நிறைய விவாதிக்கப்படுகிறது.

அதி-உயர் அடர்த்தியில் அயனியாக்கம் செய்யப்பட்ட வாயுவின் குறிப்பிட்ட பண்புகள் தீர்மானிக்கப்படுகின்றன சீரழிவு. இந்த நிகழ்வை கட்டமைப்பிற்குள் மட்டுமே விளக்க முடியும் குவாண்டம் இயக்கவியல். "சீரழிவு" என்ற கருத்து கிளாசிக்கல் இயற்பியலுக்கு அந்நியமானது. அது என்ன? இந்த கேள்விக்கு பதிலளிக்க, குவாண்டம் இயக்கவியலின் விதிகளால் விவரிக்கப்பட்ட ஒரு அணுவில் எலக்ட்ரான்களின் இயக்கத்தின் அம்சங்களை முதலில் நாம் சிறிது சிந்திக்க வேண்டும். ஒரு அணு அமைப்பில் உள்ள ஒவ்வொரு எலக்ட்ரானின் நிலையும் குவாண்டம் எண்களைக் குறிப்பிடுவதன் மூலம் தீர்மானிக்கப்படுகிறது. இந்த எண்கள் முக்கியமான விஷயம்குவாண்டம் எண் n, ஒரு அணு, குவாண்டம் எண்ணில் எலக்ட்ரானின் ஆற்றலை தீர்மானிக்கிறது எல், எலக்ட்ரானின் சுற்றுப்பாதை கோண உந்தம், குவாண்டம் எண்ணின் மதிப்பைக் கொடுக்கும் மீ, இந்த கணத்தின் மதிப்பை உடல் ரீதியாக தேர்ந்தெடுக்கப்பட்ட திசையில் (உதாரணமாக, காந்தப்புலத்தின் திசை) மற்றும், இறுதியாக, குவாண்டம் எண் கள், மதிப்பைக் கொடுக்கும் சொந்த முறுக்குஎலக்ட்ரான் (சுழல்). குவாண்டம் இயக்கவியலின் அடிப்படை விதி பாலி கொள்கை, எந்த குவாண்டம் அமைப்புக்கும் (உதாரணமாக, ஒரு சிக்கலான அணு) எந்த இரண்டு எலக்ட்ரான்களும் ஒரே குவாண்டம் எண்களைக் கொண்டிருப்பதைத் தடுக்கிறது. அணுவின் எளிய செமிக்ளாசிக்கல் போர் மாதிரியைப் பயன்படுத்தி இந்தக் கொள்கையை விளக்குவோம். மூன்று குவாண்டம் எண்களின் கலவை (சுழல் தவிர) ஒரு அணுவில் எலக்ட்ரானின் சுற்றுப்பாதையை தீர்மானிக்கிறது. அணுவின் இந்த மாதிரிக்கு பயன்படுத்தப்படும் பாலி கொள்கை, ஒரே குவாண்டம் சுற்றுப்பாதையில் இரண்டுக்கும் மேற்பட்ட எலக்ட்ரான்களை தடை செய்கிறது. அத்தகைய சுற்றுப்பாதையில் இரண்டு எலக்ட்ரான்கள் இருந்தால், அவை எதிர் நோக்கிய சுழல்களைக் கொண்டிருக்க வேண்டும். இதன் பொருள், அத்தகைய எலக்ட்ரான்களின் மூன்று குவாண்டம் எண்கள் ஒரே மாதிரியாக இருந்தாலும், எலக்ட்ரான்களின் சுழல்களை வகைப்படுத்தும் குவாண்டம் எண்கள் வேறுபட்டதாக இருக்க வேண்டும்.

பாலி கொள்கை அனைத்து அணு இயற்பியலுக்கும் மிகவும் முக்கியத்துவம் வாய்ந்தது. குறிப்பாக, இந்த கொள்கையின் அடிப்படையில் மட்டுமே மெண்டலீவின் தனிமங்களின் கால அமைப்பின் அனைத்து அம்சங்களையும் புரிந்து கொள்ள முடியும். பாலி கொள்கை உலகளாவிய முக்கியத்துவத்தைக் கொண்டுள்ளது மற்றும் அதிக எண்ணிக்கையிலான ஒரே மாதிரியான துகள்களைக் கொண்ட அனைத்து குவாண்டம் அமைப்புகளுக்கும் பொருந்தும். அத்தகைய அமைப்பின் ஒரு எடுத்துக்காட்டு, குறிப்பாக, அறை வெப்பநிலையில் சாதாரண உலோகங்கள். அறியப்பட்டபடி, உலோகங்களில் வெளிப்புற எலக்ட்ரான்கள் அவற்றின் "சொந்த" கருக்களுடன் தொடர்புடையவை அல்ல, ஆனால் அவை "சமூகப்படுத்தப்பட்டவை". அவை உலோகத்தின் அயனி லேட்டிஸின் சிக்கலான மின்சார புலத்தில் நகரும். தோராயமான, அரை-கிளாசிக்கல் தோராயத்தில், எலக்ட்ரான்கள் மிகவும் சிக்கலான பாதைகளில் நகர்கின்றன என்று கற்பனை செய்யலாம், நிச்சயமாக, அத்தகைய பாதைகளுக்கு பாலி கொள்கையும் பூர்த்தி செய்யப்பட வேண்டும். இதன் பொருள் மேலே குறிப்பிட்டுள்ள ஒவ்வொரு எலக்ட்ரான் பாதைகளிலும், இரண்டு எலக்ட்ரான்களுக்கு மேல் நகர முடியாது, அவை அவற்றின் சுழல்களில் வேறுபட வேண்டும். குவாண்டம் மெக்கானிக்கல் விதிகளின்படி, அத்தகைய சாத்தியமான பாதைகளின் எண்ணிக்கை, மிகப் பெரியதாக இருந்தாலும், வரையறுக்கப்பட்டதாக உள்ளது என்பதை வலியுறுத்த வேண்டும். இதன் விளைவாக, வடிவியல் ரீதியாக சாத்தியமான அனைத்து சுற்றுப்பாதைகளும் உணரப்படவில்லை.

உண்மையில், நிச்சயமாக, எங்கள் பகுத்தறிவு மிகவும் எளிமையானது. தெளிவுக்காக "பாதைகள்" பற்றி மேலே பேசினோம். ஒரு பாதையில் இயக்கத்தின் கிளாசிக்கல் படத்திற்கு பதிலாக, குவாண்டம் இயக்கவியல் மட்டுமே பேசுகிறது நிலைஎலக்ட்ரான், பல குறிப்பிட்ட ("குவாண்டம்") அளவுருக்கள் மூலம் விவரிக்கப்படுகிறது. சாத்தியமான ஒவ்வொரு நிலையிலும், எலக்ட்ரானுக்கு சில குறிப்பிட்ட ஆற்றல் உள்ளது. பாதைகள் வழியாக இயக்கத்தின் மாதிரியின் கட்டமைப்பிற்குள், பாலி கொள்கையை பின்வருமாறு உருவாக்கலாம்: இரண்டு எலக்ட்ரான்களுக்கு மேல் ஒரே வேகத்தில் ஒரே "அனுமதிக்கப்பட்ட" பாதையில் செல்ல முடியாது (அதாவது, அதே ஆற்றல் கொண்டது).

சிக்கலான, மல்டி-எலக்ட்ரான் அணுக்களுக்குப் பயன்படுத்தப்படும்போது, ​​அவற்றின் எலக்ட்ரான்கள் ஏன் "ஆழமான" சுற்றுப்பாதையில் "ஊற்றவில்லை" என்பதைப் புரிந்துகொள்வதை பாலி கொள்கை சாத்தியமாக்குகிறது, அதன் ஆற்றல் குறைவாக உள்ளது. வேறு வார்த்தைகளில் கூறுவதானால், இது அணுவின் கட்டமைப்பைப் புரிந்துகொள்வதற்கான திறவுகோலை வழங்குகிறது. ஒரு உலோகத்தில் எலக்ட்ரான்களின் விஷயத்திலும், வெள்ளை குள்ளர்களின் உட்புறத்தின் பொருளின் விஷயத்திலும் நிலைமை சரியாகவே உள்ளது. அதே எண்ணிக்கையிலான எலக்ட்ரான்கள் மற்றும் அணுக்கருக்கள் போதுமான அளவு அளவை நிரப்பினால், "அனைவருக்கும் போதுமான இடம் இருக்கும்." ஆனால் இந்த தொகுதி என்று இப்போது கற்பனை செய்வோம் வரையறுக்கப்பட்ட. எலக்ட்ரான்களின் ஒரு சிறிய பகுதி மட்டுமே அவற்றின் இயக்கத்திற்கான சாத்தியமான அனைத்து பாதைகளையும் ஆக்கிரமிக்கும், அவற்றின் எண்ணிக்கை அவசியம் குறைவாக இருக்கும். மீதமுள்ள எலக்ட்ரான்கள் தொடர்ந்து நகர வேண்டும் அதே விஷயம்ஏற்கனவே "ஆக்கிரமிக்கப்பட்ட" பாதைகள். ஆனால் பாலி கொள்கையின் காரணமாக, அவை இந்த பாதைகளில் அதிக வேகத்தில் நகரும், எனவே, அதிகஆற்றல். நிலைமை பல எலக்ட்ரான் அணுவைப் போலவே உள்ளது, அதே கொள்கையின் காரணமாக, "அதிகப்படியான" எலக்ட்ரான்கள் கடமைப்பட்டுள்ளதுஅதிக ஆற்றலுடன் சுற்றுப்பாதையில் நகரும்.

ஒரு உலோகத் துண்டில் அல்லது வெள்ளைக் குள்ளுக்குள் சில தொகுதிகளில், அனுமதிக்கப்பட்ட இயக்கப் பாதைகளின் எண்ணிக்கையை விட எலக்ட்ரான்களின் எண்ணிக்கை அதிகமாக இருக்கும். சாதாரண வாயுவில், குறிப்பாக, முக்கிய வரிசை நட்சத்திரங்களின் உட்புறங்களில் நிலைமை வேறுபட்டது. எலக்ட்ரான்களின் எண்ணிக்கை எப்போதும் இருக்கும் குறைவாகஅனுமதிக்கப்பட்ட பாதைகளின் எண்ணிக்கை. எனவே, எலக்ட்ரான்கள் ஒன்றுக்கொன்று குறுக்கிடாமல், வெவ்வேறு வேகத்தில் வெவ்வேறு பாதைகளில் செல்ல முடியும். இந்த வழக்கில் பாலி கொள்கை அவர்களின் இயக்கத்தை பாதிக்காது. அத்தகைய வாயுவில், வேகங்களின் மேக்ஸ்வெல்லியன் விநியோகம் நிறுவப்பட்டது மற்றும் பள்ளி இயற்பியலில் இருந்து நன்கு அறியப்பட்ட பொருளின் வாயு நிலையின் விதிகள், குறிப்பாக, கிளாபிரானின் விதி திருப்தி அளிக்கின்றன. ஒரு "சாதாரண" வாயு வலுவாக சுருக்கப்பட்டால், எலக்ட்ரான்களுக்கான சாத்தியமான பாதைகளின் எண்ணிக்கை மிகவும் சிறியதாகிவிடும், இறுதியாக, ஒவ்வொரு பாதைக்கும் இரண்டுக்கும் மேற்பட்ட எலக்ட்ரான்கள் இருக்கும் போது ஒரு நிலை வரும். பாலி கொள்கையின்படி, இந்த எலக்ட்ரான்கள் ஒரு குறிப்பிட்ட முக்கியமான மதிப்பை விட வெவ்வேறு வேகங்களைக் கொண்டிருக்க வேண்டும். இப்போது இந்த அழுத்தப்பட்ட வாயுவை நாம் பெரிதும் குளிர்வித்தால், எலக்ட்ரான்களின் வேகம் குறையாது. இல்லையெனில், புரிந்து கொள்ள எளிதானது போல, பாலி கொள்கை நிலைத்து நின்றுவிடும். முழுமையான பூஜ்ஜியத்திற்கு அருகில் கூட, அத்தகைய வாயுவில் எலக்ட்ரான்களின் வேகம் அதிகமாக இருக்கும். அத்தகைய அசாதாரண பண்புகள் கொண்ட வாயு அழைக்கப்படுகிறது சீரழியும். அத்தகைய வாயுவின் நடத்தை அதன் துகள்கள் (எங்கள் விஷயத்தில், எலக்ட்ரான்கள்) சாத்தியமான அனைத்து பாதைகளையும் ஆக்கிரமித்து, மிக அதிக வேகத்தில் "அவசியம்" அவற்றை நகர்த்துவதன் மூலம் முற்றிலும் விளக்கப்படுகிறது. ஒரு சிதைந்த வாயுவிற்கு மாறாக, "சாதாரண" வாயுவில் உள்ள துகள்களின் வேகம் அதன் வெப்பநிலை குறைவதால் மிகவும் சிறியதாகிறது. இதற்கு இணங்க, அதன் அழுத்தமும் குறைகிறது. சிதைந்த வாயுவின் அழுத்தத்தின் நிலைமை என்ன? இதைச் செய்ய, வாயு அழுத்தம் என்று அழைப்பதை நினைவில் கொள்வோம். வாயு துகள்கள் ஒரு குறிப்பிட்ட "சுவருடன்" மோதும்போது ஒரு நொடியில் அதன் அளவைக் கட்டுப்படுத்தும் தூண்டுதலாகும். இதிலிருந்து சிதைந்த வாயுவின் அழுத்தம் மிக அதிகமாக இருக்க வேண்டும் என்பது தெளிவாகிறது, ஏனெனில் அதை உருவாக்கும் துகள்களின் வேகம் அதிகமாக உள்ளது. மிகக் குறைந்த வெப்பநிலையில் கூட, சிதைந்த வாயுவின் அழுத்தம் அதிகமாக இருக்க வேண்டும், ஏனெனில் அதன் துகள்களின் வேகம், சாதாரண வாயுவைப் போலல்லாமல், வெப்பநிலை குறைவதால் கிட்டத்தட்ட குறையாது. சிதைந்த வாயுவின் அழுத்தம் அதன் வெப்பநிலையில் சிறிதளவு சார்ந்துள்ளது என்று எதிர்பார்க்கப்பட வேண்டும், ஏனெனில் அதை உருவாக்கும் துகள்களின் இயக்கத்தின் வேகம் முதன்மையாக பாலி கொள்கையால் தீர்மானிக்கப்படுகிறது.

எலக்ட்ரான்களுடன், வெள்ளை குள்ளர்களின் உட்புறத்தில் "வெற்று" கருக்கள் இருக்க வேண்டும், அதே போல் அவற்றின் "உள்" எலக்ட்ரான் ஷெல்களைத் தக்கவைத்துள்ள அதிக அயனியாக்கம் செய்யப்பட்ட அணுக்கள் இருக்க வேண்டும். அவர்களுக்கு "அனுமதிக்கப்பட்ட" பாதைகளின் எண்ணிக்கை எப்போதும் துகள்களின் எண்ணிக்கையை விட அதிகமாக இருக்கும் என்று மாறிவிடும். எனவே, அவை சீரழிந்தவை அல்ல, ஆனால் ஒரு "சாதாரண" வாயுவை உருவாக்குகின்றன. அவற்றின் வேகம் வெள்ளை குள்ளர்களின் பொருளின் வெப்பநிலையால் தீர்மானிக்கப்படுகிறது மற்றும் பாலி கொள்கையின் காரணமாக எலக்ட்ரான்களின் வேகத்தை விட எப்போதும் குறைவாகவே இருக்கும். எனவே, வெள்ளை குள்ளர்களின் உட்புறங்களில், சிதைந்த எலக்ட்ரான் வாயுவால் மட்டுமே அழுத்தம் ஏற்படுகிறது. வெள்ளை குள்ளர்களின் சமநிலையானது அவற்றின் வெப்பநிலையில் இருந்து கிட்டத்தட்ட சுயாதீனமாக இருப்பதை இது பின்பற்றுகிறது.

குவாண்டம் இயந்திர கணக்கீடுகள் காட்டுவது போல், வளிமண்டலத்தில் வெளிப்படுத்தப்படும் சிதைந்த எலக்ட்ரான் வாயுவின் அழுத்தம் சூத்திரத்தால் தீர்மானிக்கப்படுகிறது.

(10.1)

மாறிலி எங்கே கே = 3

10 6 மற்றும் அடர்த்தி

ஒரு கன சென்டிமீட்டருக்கு கிராம்களில் வழக்கம் போல் வெளிப்படுத்தப்படுகிறது. ஃபார்முலா (10.1) சிதைந்த வாயுவிற்கான கிளாபிரான் சமன்பாட்டை மாற்றுகிறது மற்றும் அதன் "நிலை சமன்பாடு" ஆகும். இந்த சமன்பாட்டின் ஒரு சிறப்பியல்பு அம்சம் என்னவென்றால், அதில் வெப்பநிலை சேர்க்கப்படவில்லை. கூடுதலாக, கிளாபிரான் சமன்பாட்டைப் போலல்லாமல், அழுத்தம் என்பது அடர்த்தியின் முதல் சக்திக்கு விகிதாசாரமாக இருக்கும், இங்கே அடர்த்தியின் அழுத்தத்தின் சார்பு வலுவானது. புரிந்துகொள்வது கடினம் அல்ல. எல்லாவற்றிற்கும் மேலாக, அழுத்தம் துகள்களின் செறிவு மற்றும் அவற்றின் வேகத்திற்கு விகிதாசாரமாகும். துகள்களின் செறிவு இயற்கையாகவே அடர்த்திக்கு விகிதாசாரமாகும், மேலும் சீரழிந்த வாயுவின் துகள்களின் வேகம் அதிகரிக்கும் அடர்த்தியுடன் அதிகரிக்கிறது, ஏனெனில் அதே நேரத்தில், பாலி கொள்கையின்படி, அதிக வேகத்தில் செல்ல வேண்டிய "அதிகப்படியான" துகள்களின் எண்ணிக்கை அதிகரிக்கிறது. .

சூத்திரத்தின் பொருந்தக்கூடிய நிபந்தனை (10.1) என்பது "சீரழிவு" காரணமாக ஏற்படும் திசைவேகங்களுடன் ஒப்பிடும்போது எலக்ட்ரான்களின் வெப்ப வேகங்களின் சிறியது. மிக அதிக வெப்பநிலையில், சூத்திரம் (10.1) கிளாபிரான் சூத்திரமாக (6.2) மாற வேண்டும். அடர்த்தி கொண்ட வாயுவிற்கு அழுத்தம் கிடைத்தால்

சூத்திரத்தின் படி (10.1), மேலும், சூத்திரத்தின்படி (6.2) விட, வாயு சீரழிந்தது என்று பொருள். இது நமக்கு "சீரழிவு நிலையை" தருகிறது

(10.2)

சராசரி மூலக்கூறு எடை. அது எதற்கு சமம்?

வெள்ளை குள்ளர்களின் உட்புறத்தில்? முதலாவதாக, நடைமுறையில் அங்கு ஹைட்ரஜன் இருக்கக்கூடாது: இத்தகைய மகத்தான அடர்த்தி மற்றும் மிகவும் அதிக வெப்பநிலையில், அது நீண்ட காலமாக அணுசக்தி எதிர்வினைகளில் "எரிந்துவிட்டது". வெள்ளை குள்ளர்களின் உட்புறத்தில் உள்ள முக்கிய உறுப்பு ஹீலியமாக இருக்க வேண்டும். அதன் அணு நிறை 4 ஆகவும், அயனியாக்கத்தின் போது இரண்டு எலக்ட்ரான்களை தருவதாலும் (எலக்ட்ரான்கள் மட்டுமே அழுத்தத்தை உருவாக்கும் துகள்கள் என்பதையும் கணக்கில் எடுத்துக்கொள்ள வேண்டும்), பின்னர் சராசரி மூலக்கூறு நிறை 2 க்கு மிக அருகில் இருக்க வேண்டும். எண்ணிக்கையில், சிதைவு நிலை (10.2 ) இவ்வாறு எழுதப்பட்டுள்ளது:

(10.3)

உதாரணமாக, வெப்பநிலை என்றால் டி= 300 K (அறை வெப்பநிலை), பின்னர்

> 2, 5

10 -4 g/cm 3 . இது மிகக் குறைந்த அடர்த்தியாகும், இதிலிருந்து உலோகங்களில் உள்ள எலக்ட்ரான்கள் சிதைந்திருக்க வேண்டும் என்பதை உடனடியாகப் பின்பற்றுகிறது (உண்மையில், இந்த விஷயத்தில் மாறிலிகள் கேமற்றும்

வேறு அர்த்தம் உள்ளது, ஆனால் விஷயத்தின் சாராம்சம் மாறாது). வெப்பநிலை என்றால் டிநட்சத்திர உட்புறத்தின் வெப்பநிலைக்கு அருகில் உள்ளது, அதாவது சுமார் 10 மில்லியன் கெல்வின்கள் > 1000 g/cm 3 . இதிலிருந்து இரண்டு முடிவுகள் உடனடியாக பின்பற்றப்படுகின்றன:

அ. சாதாரண நட்சத்திரங்களின் உட்புறங்களில், அடர்த்தி அதிகமாக இருந்தாலும், நிச்சயமாக 1000 g/cm 3 க்குக் கீழே, வாயு சிதைவடையாது. § 6 இல் நாம் பரவலாகப் பயன்படுத்திய வாயு நிலையின் வழக்கமான சட்டங்களின் பொருந்தக்கூடிய தன்மையை இது நியாயப்படுத்துகிறது.

பி. வெள்ளைக் குள்ளர்கள் சராசரியாக, இன்னும் அதிகமாக மத்திய, அடர்த்தி 1000 g/cm 3 ஐ விட அதிகமாக இருக்கும். எனவே, எரிவாயு மாநிலத்தின் வழக்கமான சட்டங்கள் அவர்களுக்குப் பொருந்தாது. வெள்ளை குள்ளர்களைப் புரிந்து கொள்ள, அதன் நிலை (10.1) சமன்பாட்டால் விவரிக்கப்படும் சிதைந்த வாயுவின் பண்புகளை அறிந்து கொள்வது அவசியம். இந்த சமன்பாட்டிலிருந்து, முதலில், வெள்ளை குள்ளர்களின் அமைப்பு அவற்றின் வெப்பநிலையிலிருந்து நடைமுறையில் சுயாதீனமாக உள்ளது. மறுபுறம், இந்த பொருட்களின் ஒளிர்வு அவற்றின் வெப்பநிலையால் தீர்மானிக்கப்படுகிறது (எடுத்துக்காட்டாக, தெர்மோநியூக்ளியர் எதிர்வினைகளின் வீதம் வெப்பநிலையைப் பொறுத்தது), வெள்ளை குள்ளர்களின் அமைப்பு ஒளிர்வைச் சார்ந்தது அல்ல என்று நாம் முடிவு செய்யலாம். கொள்கையளவில், முழுமையான பூஜ்ஜியத்திற்கு நெருக்கமான வெப்பநிலையில் ஒரு வெள்ளைக் குள்ளன் (அதாவது, சமநிலை உள்ளமைவில் இருக்கலாம்) இருக்கலாம். வெள்ளை குள்ளர்களுக்கு, "சாதாரண" நட்சத்திரங்களைப் போலல்லாமல், வெகுஜன-ஒளிர்வு உறவு இல்லை என்ற முடிவுக்கு வருகிறோம்.

இருப்பினும், இந்த அசாதாரண நட்சத்திரங்களுக்கு, ஒரு குறிப்பிட்ட நிறை-ஆரம் உறவு உள்ளது. ஒரே உலோகத்தால் செய்யப்பட்ட சம நிறை கொண்ட பந்துகளுக்கு சம விட்டம் இருப்பது போல், அதே நிறை கொண்ட வெள்ளை குள்ளர்களின் அளவுகளும் ஒரே மாதிரியாக இருக்க வேண்டும். இந்த அறிக்கை மற்ற நட்சத்திரங்களுக்கு உண்மையல்ல: ராட்சத நட்சத்திரங்கள் மற்றும் முக்கிய வரிசை நட்சத்திரங்கள் ஒரே வெகுஜனங்களைக் கொண்டிருக்கலாம், ஆனால் கணிசமாக வேறுபட்ட விட்டம் கொண்டவை. வெள்ளை குள்ளர்களுக்கும் மற்ற நட்சத்திரங்களுக்கும் இடையிலான இந்த வேறுபாடு, வெப்பநிலை அவற்றின் ஹைட்ரோஸ்டேடிக் சமநிலையில் கிட்டத்தட்ட எந்தப் பங்கையும் வகிக்காது என்பதன் மூலம் விளக்கப்படுகிறது, இது கட்டமைப்பை தீர்மானிக்கிறது.

இது அவ்வாறு இருப்பதால், வெள்ளை குள்ளர்களின் வெகுஜனங்களையும் அவற்றின் ஆரங்களையும் இணைக்கும் சில உலகளாவிய உறவுகள் இருக்க வேண்டும். இந்த முக்கியமான சார்புநிலையைப் பெறுவது எங்கள் பணி அல்ல, இது ஆரம்பநிலையிலிருந்து வெகு தொலைவில் உள்ளது. சார்பு தன்னை (ஒரு மடக்கை அளவில்) படம். 10.1 இந்த படத்தில், வட்டங்கள் மற்றும் சதுரங்கள் சில வெள்ளை குள்ளர்களின் நிலைகளை அறியப்பட்ட வெகுஜனங்கள் மற்றும் ஆரங்களுடன் குறிக்கின்றன. இந்த படத்தில் காட்டப்பட்டுள்ள வெள்ளை குள்ளர்களுக்கான நிறை மற்றும் ஆரம் சார்ந்திருப்பது இரண்டு சுவாரஸ்யமான அம்சங்களைக் கொண்டுள்ளது. முதலாவதாக, ஒரு வெள்ளை குள்ளனின் நிறை அதிகமாக இருந்தால், அதன் ஆரம் சிறியதாக இருக்கும். இந்த வகையில், வெள்ளைக் குள்ளர்கள் ஒரு உலோகத் தொகுதியால் செய்யப்பட்ட பந்துகளை விட வித்தியாசமாக நடந்து கொள்கிறார்கள்... இரண்டாவதாக, வெள்ளைக் குள்ளர்கள் அதிகபட்சமாக அனுமதிக்கப்பட்ட நிறை மதிப்பைக் கொண்டுள்ளனர்[27]. 1.43 சூரிய வெகுஜனங்களைத் தாண்டிய வெள்ளைக் குள்ளர்கள் இயற்கையில் இருக்க முடியாது என்று கோட்பாடு கணித்துள்ளது [28]. ஒரு வெள்ளை குள்ளனின் நிறை குறைந்த வெகுஜனங்களிலிருந்து இந்த முக்கியமான மதிப்பை அணுகினால், அதன் ஆரம் பூஜ்ஜியமாக இருக்கும். நடைமுறையில், இது ஒரு குறிப்பிட்ட வெகுஜனத்திலிருந்து தொடங்கி, சிதைந்த வாயுவின் அழுத்தம் இனி ஈர்ப்பு விசையை சமப்படுத்த முடியாது மற்றும் நட்சத்திரம் பேரழிவை ஏற்படுத்தும்.

இந்த முடிவு விண்மீன் பரிணாமத்தின் முழுப் பிரச்சனைக்கும் விதிவிலக்கான பெரும் முக்கியத்துவம் வாய்ந்தது. எனவே, அதை இன்னும் கொஞ்சம் விரிவாகப் பார்ப்பது மதிப்பு. வெள்ளைக் குள்ளனின் நிறை அதிகரிக்கும் போது, ​​அதன் மைய அடர்த்தி மேலும் மேலும் அதிகரிக்கும். எலக்ட்ரான் வாயுவின் சிதைவு பெருகிய முறையில் வலுவடையும். இதன் பொருள் "அனுமதிக்கப்பட்ட" பாதையில் துகள்களின் எண்ணிக்கை அதிகரிக்கும். அவர்கள் மிகவும் "நெருக்கடியாக" இருப்பார்கள் மற்றும் அவர்கள் (பாலி கொள்கையை மீறாதபடி!) அதிக மற்றும் அதிக வேகத்தில் நகரும். இந்த வேகங்கள் ஒளியின் வேகத்திற்கு மிக அருகில் இருக்கும். பொருளின் ஒரு புதிய நிலை எழும், இது "சார்பியல் சீரழிவு" என்று அழைக்கப்படுகிறது. அத்தகைய வாயுவின் நிலையின் சமன்பாடு மாறும் - அது இனி சூத்திரத்தால் விவரிக்கப்படாது (10.1). (10.1) க்கு பதிலாக, உறவு இருக்கும்

(10.4)

தற்போதைய நிலைமையை மதிப்பிடுவதற்கு, § 6 இல் செய்ததைப் போல வைத்துக்கொள்வோம்.

திரு 3. பின்னர், சார்பியல் சிதைவுடன் பி எம் 4/ 3 /ஆர் 4, மற்றும் ஈர்ப்பு விசையை எதிர்க்கும் விசை மற்றும் அழுத்தம் வீழ்ச்சிக்கு சமம்

இதற்கிடையில், ஈர்ப்பு விசை

GM/R 2 எம் 2 /ஆர் 5 . இரண்டு சக்திகளும் - ஈர்ப்பு மற்றும் அழுத்தம் வீழ்ச்சி - அதே வழியில் நட்சத்திரத்தின் அளவைப் பொறுத்தது: எப்படி ஆர்-5, மற்றும் வெகுஜனத்தை வித்தியாசமாக சார்ந்துள்ளது. இதன் விளைவாக, இரண்டு சக்திகளும் சமநிலையில் இருக்கும் நட்சத்திரத்தின் வெகுஜனத்தின் சில, முற்றிலும் திட்டவட்டமான மதிப்பு இருக்க வேண்டும். நிறை ஒரு குறிப்பிட்ட முக்கிய மதிப்பை மீறினால், அழுத்த வேறுபாட்டால் ஏற்படும் விசையை விட ஈர்ப்பு விசை எப்போதும் மேலோங்கி நிற்கும், மேலும் நட்சத்திரம் பேரழிவு தரும்.

இப்போது வெகுஜன விமர்சனத்தை விட குறைவாக உள்ளது என்று வைத்துக் கொள்வோம். பின்னர் அழுத்தம் காரணமாக விசை ஈர்ப்பு விசையை விட அதிகமாக இருக்கும், எனவே, நட்சத்திரம் விரிவடையும். விரிவாக்க செயல்பாட்டின் போது, ​​சார்பியல் சீரழிவு சாதாரண "சார்பியல் அல்லாத" சீரழிவால் மாற்றப்படும். இந்த வழக்கில், மாநிலத்தின் சமன்பாட்டில் இருந்து பி

5/ 3 அது பின்வருமாறு பி/ஆர் எம் 5/ 3 /ஆர் 6, அதாவது, ஈர்ப்பு விசையை எதிர்க்கும் சக்தியின் சார்பு ஆர்வலுவாக இருக்கும். எனவே, ஒரு குறிப்பிட்ட ஆரத்தில், நட்சத்திரத்தின் விரிவாக்கம் நின்றுவிடும்.

இந்த தரமான பகுப்பாய்வு, ஒருபுறம், வெள்ளை குள்ளர்களுக்கான வெகுஜன-ஆரம் உறவின் இருப்பின் அவசியத்தையும் அதன் தன்மையையும் விளக்குகிறது (அதாவது, சிறிய ஆரம், அதிக நிறை), மறுபுறம், அது நியாயப்படுத்துகிறது. தவிர்க்க முடியாத சார்பியல் சீரழிவின் விளைவாக வரம்புக்குட்படுத்தும் வெகுஜனத்தின் இருப்பு. 1.2 சூரிய வெகுஜனத்தை விட அதிக நிறை கொண்ட நட்சத்திரங்கள் எவ்வளவு காலம் சுருங்க முடியும்? இந்த கண்கவர் பிரச்சனை, சமீபத்திய ஆண்டுகளில் மிகவும் மேற்பூச்சு ஆகிவிட்டது, இது § 24 இல் விவாதிக்கப்படும்.

வெள்ளை குள்ளர்களின் உட்புறத்தின் பொருள் அதிக வெளிப்படைத்தன்மை மற்றும் வெப்ப கடத்துத்திறன் ஆகியவற்றால் வகைப்படுத்தப்படுகிறது. இந்த பொருளின் நல்ல வெளிப்படைத்தன்மை மீண்டும் பாலி கொள்கையால் விளக்கப்படுகிறது. எல்லாவற்றிற்கும் மேலாக, ஒரு பொருளில் ஒளியை உறிஞ்சுவது எலக்ட்ரான்களின் நிலையில் ஏற்படும் மாற்றத்துடன் தொடர்புடையது, அவை ஒரு சுற்றுப்பாதையில் இருந்து மற்றொன்றுக்கு மாறுவதால் ஏற்படுகிறது. ஆனால் சிதைந்த வாயுவில் உள்ள "சுற்றுப்பாதைகள்" (அல்லது "பாதைகள்") "ஆக்கிரமிக்கப்பட்டவை" என்றால், அத்தகைய மாற்றங்கள் மிகவும் கடினம். மிகச் சிலரே, குறிப்பாக வெள்ளைக் குள்ளனின் பிளாஸ்மாவில் உள்ள வேகமான எலக்ட்ரான்கள் மட்டுமே கதிர்வீச்சு குவாண்டாவை உறிஞ்சும். சிதைந்த வாயுவின் வெப்ப கடத்துத்திறன் அதிகமாக உள்ளது - சாதாரண உலோகங்கள் இதற்கு ஒரு எடுத்துக்காட்டு. மிக அதிக வெளிப்படைத்தன்மை மற்றும் வெப்ப கடத்துத்திறன் காரணமாக, வெள்ளை குள்ளன் விஷயத்தில் பெரிய வெப்பநிலை மாற்றங்கள் ஏற்படாது. கிட்டத்தட்ட முழு வெப்பநிலை வேறுபாடு, நீங்கள் ஒரு வெள்ளை குள்ளத்தின் மேற்பரப்பில் இருந்து அதன் மையத்திற்கு நகர்ந்தால், மிகவும் மெல்லிய, வெளிப்புற அடுக்கில் நிகழ்கிறது, இது சிதைவடையாத நிலையில் உள்ளது. இந்த அடுக்கில், அதன் தடிமன் ஆரம் சுமார் 1% ஆகும், வெப்பநிலை பல ஆயிரம் கெல்வின் மேற்பரப்பில் இருந்து பத்து மில்லியன் கெல்வின் வரை அதிகரிக்கிறது, பின்னர் நட்சத்திரத்தின் மையம் வரை கிட்டத்தட்ட மாறாமல் இருக்கும்.

வெள்ளை குள்ளர்கள், பலவீனமாக இருந்தாலும், இன்னும் வெளியிடுகிறார்கள். இந்த கதிர்வீச்சுக்கான ஆற்றல் ஆதாரம் என்ன? ஏற்கனவே மேலே வலியுறுத்தப்பட்டபடி, வெள்ளை குள்ளர்களின் ஆழத்தில் நடைமுறையில் முக்கிய அணு எரிபொருளான ஹைட்ரஜன் இல்லை. வெள்ளை குள்ள நிலைக்கு முந்தைய நட்சத்திர பரிணாம வளர்ச்சியின் போது கிட்டத்தட்ட அனைத்தும் எரிந்துவிட்டன. ஆனால், மறுபுறம், ஸ்பெக்ட்ரோஸ்கோபிக் அவதானிப்புகள் வெள்ளை குள்ளர்களின் வெளிப்புற அடுக்குகளில் ஹைட்ரஜன் இருப்பதை தெளிவாகக் குறிப்பிடுகின்றன. அது எரிக்க நேரம் இல்லை, அல்லது (அதிகமாக) விண்மீன் ஊடகத்திலிருந்து அங்கு வந்தது. வெள்ளைக் குள்ளர்களுக்கான ஆற்றல் மூலமானது அவற்றின் உட்புறம் மற்றும் வளிமண்டலத்தின் அடர்த்தியான சிதைந்த பொருளின் எல்லையில் மிக மெல்லிய கோள அடுக்கில் நிகழும் ஹைட்ரஜன் அணுக்கரு எதிர்வினைகளாக இருக்கலாம். கூடுதலாக, வெள்ளை குள்ளர்கள் சாதாரண வெப்ப கடத்துத்திறன் மூலம் அதிக மேற்பரப்பு வெப்பநிலையை பராமரிக்க முடியும். இதன் பொருள் வெள்ளை குள்ளர்கள், ஆற்றல் ஆதாரங்கள் இல்லாததால், குளிர்ச்சியடைந்து, அவற்றின் வெப்ப இருப்புகளிலிருந்து கதிர்வீச்சு செய்கிறார்கள். மேலும் இந்த இருப்புக்கள் மிகவும் கணிசமானவை. வெள்ளை குள்ளர்களின் விஷயத்தில் எலக்ட்ரான்களின் இயக்கங்கள் சிதைவின் நிகழ்வால் ஏற்படுவதால், அவற்றின் உட்புறத்தில் உள்ள வெப்ப இருப்பு கருக்கள் மற்றும் அயனியாக்கம் செய்யப்பட்ட அணுக்களில் உள்ளது. வெள்ளை குள்ளர்களின் விஷயம் முக்கியமாக ஹீலியம் (அணு எடை 4) கொண்டது என்று வைத்துக் கொண்டால், ஒரு வெள்ளை குள்ளில் உள்ள வெப்ப ஆற்றலின் அளவைக் கண்டுபிடிப்பது எளிது:

(10.5)

எங்கே மீ H என்பது ஹைட்ரஜன் அணுவின் நிறை, கே- போல்ட்ஸ்மேன் நிலையான. ஒரு வெள்ளை குள்ளனின் குளிர்ச்சி நேரத்தை பிரிப்பதன் மூலம் மதிப்பிடலாம் ஈ டிஅதன் ஒளிர்வு மீது எல். இது பல நூறு மில்லியன் ஆண்டுகள் வரிசையில் மாறிவிடும்.

படத்தில். படம் 10.2 பல வெள்ளை குள்ளர்களுக்கு மேற்பரப்பு வெப்பநிலையில் ஒளிர்வின் அனுபவ சார்புநிலையைக் காட்டுகிறது. நேர்கோடுகள் நிலையான ஆரங்களின் இருப்பிடமாகும். பிந்தையது சூரிய ஆரத்தின் பின்னங்களில் வெளிப்படுத்தப்படுகிறது. அனுபவ புள்ளிகள் இந்த வரிகளுடன் நன்றாக பொருந்துகின்றன என்று தோன்றுகிறது. இதன் பொருள் கவனிக்கப்பட்ட வெள்ளை குள்ளர்கள் குளிர்ச்சியின் வெவ்வேறு நிலைகளில் உள்ளன.

சமீபத்திய ஆண்டுகளில், ஜீமன் விளைவு காரணமாக ஸ்பெக்ட்ரல் உறிஞ்சுதல் கோடுகளின் வலுவான பிளவு ஒரு டஜன் வெள்ளை குள்ளர்களுக்கு கண்டுபிடிக்கப்பட்டது. இந்த விண்மீன்களின் மேற்பரப்பில் உள்ள காந்தப்புல வலிமையானது பத்து மில்லியன் ஓர்ஸ்டெட்களின் (Oe) வரிசையின் மிகப்பெரிய மதிப்பை அடைகிறது என்பதை பிளவுகளின் அளவிலிருந்து இது பின்பற்றுகிறது. காந்தப்புலத்தின் இவ்வளவு பெரிய மதிப்பு வெள்ளை குள்ளர்கள் உருவாவதற்கான நிலைமைகளால் வெளிப்படையாக விளக்கப்படுகிறது. எடுத்துக்காட்டாக, நட்சத்திரம் குறிப்பிடத்தக்க நிறை இழப்பு இல்லாமல் சுருங்குகிறது என்று நாம் கருதினால், காந்தப் பாய்வு (அதாவது, நட்சத்திரத்தின் மேற்பரப்பு மற்றும் காந்தப்புல வலிமையின் தயாரிப்பு) அதன் மதிப்பை பராமரிக்கும் என்று எதிர்பார்க்கலாம். நட்சத்திரம் சுருங்கும்போது காந்தப்புல வலிமை அதன் ஆரத்தின் சதுரத்திற்கு நேர்மாறான விகிதத்தில் அதிகரிக்கும். இதன் விளைவாக, இது நூறாயிரக்கணக்கான மடங்கு வளரக்கூடியது. காந்தப்புலத்தை அதிகரிப்பதற்கான இந்த வழிமுறை குறிப்பாக முக்கியமானது நியூட்ரான்நட்சத்திரங்கள், இது § 22[29] இல் விவாதிக்கப்படும். பெரும்பாலான வெள்ளை குள்ளர்களுக்கு சில ஆயிரம் ஓயர்ஸ்டெட்களை விட வலிமையான புலம் இல்லை என்பது சுவாரஸ்யமானது. இவ்வாறு, "காந்தமயமாக்கப்பட்ட" வெள்ளை குள்ளர்கள் பிரபஞ்சத்தின் இந்த வகை "கருப்பு" மற்றும் "வெள்ளை துளைகள்" மத்தியில் ஒரு சிறப்பு குழுவை உருவாக்குகின்றன, மார்ச் 1974 இல், யுஎஸ்எஸ்ஆர் அகாடமி ஆஃப் சயின்ஸின் பி.என். லெபடேவ் மாநில வானியல் நிறுவனத்தில், ஒரு சுவாரஸ்யமான அறிவிப்பு வெளிவந்தது. நுழைவாயிலில். கூட்டு கருத்தரங்கில், “வெள்ளை துளைகள் வெடிக்கிறதா?” என்ற தலைப்பில் ஒரு அறிக்கை வாசிக்கப்பட்டது. அறிவியல்

மேகங்களின் நிலத்திலிருந்து இளவரசர் புத்தகத்திலிருந்து நூலாசிரியர் கால்ஃபர் கிறிஸ்டோஃப்

அத்தியாயம் 4 சுவரில் தனது காதை அழுத்தி, லாசுரோவின் காலடிச் சுவடுகளின் சத்தத்தை டிரிஸ்டம் கேட்டான். இதற்கிடையில், டாம் அவர்களின் வீழ்ச்சியை நிறுத்திய கீழ் கதவைப் பரிசோதித்துக்கொண்டிருந்தார் "எல்லாம் சரியா?" - டிரிஸ்டாம் ஒரு கிசுகிசுப்பில் கேட்டார், "இல்லை, இல்லை!" வெளியே வந்து எல்லாவற்றையும் ஒப்புக்கொள்வது நல்லது. அவர்கள்

தி ஐ அண்ட் தி சன் புத்தகத்திலிருந்து நூலாசிரியர் வவிலோவ் செர்ஜி இவனோவிச்

அத்தியாயம் 7 இன்று மாலை நேரத்தில் சதுக்கம் கிட்டத்தட்ட வெறிச்சோடியது. டிரிஸ்டாம் ஒரு தீர்க்கமான படியுடன் முன்னேறினார், ஆனால் பின்னர் அவர் "நீங்கள் இங்கே என்ன செய்கிறீர்கள்?" ஏய்! கிராமம்! நான் சொல்கிறேன்! லாஸுரோ உங்களை லைப்ரரியில் பிடிக்கவில்லையா, மேகம் கட்டுபவர்களின் தலைவரின் மகன் ஜெர்ரி

இன்டர்ஸ்டெல்லர்: திரைக்குப் பின்னால் உள்ள அறிவியல் புத்தகத்திலிருந்து நூலாசிரியர் தோர்ன் கிப் ஸ்டீபன்

அத்தியாயம் 8 தோட்டத்தின் கடைசியில் டிரிஸ்டமை விட்டுவிட்டு, டாம் தனது அறைக்குச் சென்று உலர்ந்த ஆடைகளை இழுக்கத் தொடங்கினார். மீண்டும் மணி அடித்தது, மேசைக்குச் செல்லும் நேரம் வந்துவிட்டது. ஒரு விஷயம் தடைபட்டது: ரகசிய நூலகத்திலிருந்து புத்தகத்தைப் பற்றி டாம் மறக்க முடியவில்லை. உடை மாற்றும் போது கூட அவன் கண்களை அவளிடமிருந்து எடுக்கவில்லை

ஆசிரியரின் புத்தகத்திலிருந்து

அத்தியாயம் 16 காற்று மேலும் மேலும் வீசியது. அவர்கள் துரத்துபவர்களிடமிருந்து தப்பி ஓடியபோது, ​​அரிசி பேனிகல்களின் தண்டுகள் இரக்கமில்லாமல் டாம் மற்றும் டிரிஸ்டமைத் தாக்கின. பயத்தில் வெறித்தனமாக, சிறுவர்கள் திருமதி டிரேக்கைப் பிடிக்க மட்டுமே நினைத்தார்கள். அது ஏற்கனவே பாதுகாப்பு வேலிக்கு அருகில் இருந்தது. நகர எல்லைக்கு அருகில், டிரிஸ்டமின் தாய்

ஆசிரியரின் புத்தகத்திலிருந்து

அத்தியாயம் 1 டிரிஸ்டாம் மற்றும் டாம் மிகவும் உயரமாக பறந்தனர், இயற்கை மேகங்கள் எழுவதை விட மிக அதிகமாக. கொடுங்கோலன் படைகள் மைர்டில்வில்லே மீது விழுந்த பனிக்கட்டி திரையை விட்டு ஒரு மணி நேரத்திற்கும் மேலாகிவிட்டது.

ஆசிரியரின் புத்தகத்திலிருந்து

அத்தியாயம் 2 பால்வீதியின் நட்சத்திரங்கள் வானத்தில் மின்னியது. விமானம் தொடங்கியதிலிருந்து, டாம் ஒரு வார்த்தை கூட பேசவில்லை, ஆனால் ட்ரிஸ்டாம் தனது நண்பர் முன்பு போல் இருண்டதாக இல்லை என்று உணர்ந்தார், "இரவில், சூரியன் பூமியின் மறுபக்கத்தை ஒளிரச் செய்கிறது," டாம் திடீரென்று பேசினார் "நீங்கள் எதைப் பற்றி பேசுகிறீர்கள்?" "வானத்தைப் பற்றி." நீங்கள்

ஆசிரியரின் புத்தகத்திலிருந்து

அத்தியாயம் 3 வெளிச்சமாகிக் கொண்டிருந்தது. விண்வெளியும் நட்சத்திரங்களும் படிப்படியாக மறைந்துவிட்டன. வானம் ஒளியால் நிரம்பி அதன் வெளிப்படைத்தன்மையை இழந்தது. அது மிகவும் குளிராக மாறியது. மற்றும் மிகவும் அமைதியாக: பிரச்சனையின் அறிகுறிகள் எதுவும் தெரியவில்லை. டாம் மற்றும் டிரிஸ்டம் தூங்கிக் கொண்டிருந்தனர். கண்ட்ரோல் பேனல் நீண்ட நேரம் கண் சிமிட்டுவதை அவர்கள் பார்க்கவில்லை

ஆசிரியரின் புத்தகத்திலிருந்து

அத்தியாயம் 4 "அவரது நினைவுக்கு வருகிறது," என்று ஒரு பெண் குரல் அவரது கண்களைத் திறந்தது. அவர் ஒரு படுக்கையில் படுத்திருந்தார், அதன் அருகே மூன்று பேர் இருந்தனர்: ஒரு ஆண் மற்றும் இரண்டு பெண்கள். அவர் இருந்த அறையின் மேற்கூரை அடர் பச்சை வண்ணம் பூசப்பட்டிருந்தது. சுவர்களும் பச்சை நிறத்தில் இருந்தன, ஆனால் ஜன்னல்கள் இல்லை

ஆசிரியரின் புத்தகத்திலிருந்து

அத்தியாயம் 5 மருத்துவமனையின் கதவு திறந்து, கான்வாய் வெளியே விடப்பட்டதும், ட்ரிஸ்டம் தன்னிச்சையாக பிரகாசமான வெளிச்சத்திற்கு எதிராக கண்களை மூடினான். நகரைச் சூழ்ந்திருந்த மேகமூட்டமான ஏழு மலைப் பகுதியின் சிகரங்கள் தூய்மையான மற்றும் திகைப்பூட்டும் வெண்மையுடன் மின்னியது, அவர் கண்களை மூடிக்கொண்டு காவல்துறையைப் பின்தொடர வேண்டியிருந்தது. அதனால்,

ஆசிரியரின் புத்தகத்திலிருந்து

அத்தியாயம் 6 ஒற்றை ஜன்னல் இல்லாமல் குருட்டுச் சுவர்களைக் கொண்ட சிறைச்சாலை, வெள்ளைத் தலைநகரம் கட்டப்பட்ட மேகத்தின் ஆழத்தில் ஆழமாக அமைந்திருந்தது. ஒருமுறை அறையில், பயந்துபோன டிரிஸ்டமும் டாமும் அவர்களுக்காக ஒதுக்கப்பட்ட படுக்கையில் சிறிது நேரம் அமைதியாக அமர்ந்திருந்தனர் - உண்மையில் அதுதான்

ஆசிரியரின் புத்தகத்திலிருந்து

அத்தியாயம் 7 பல மணிநேரம் கடந்தது. டிரிஸ்டமும் டாமும் இருண்ட, ஜன்னலில்லாத கலத்தில் கடினமான பதுங்கு குழிகளில் படுத்துக் கொண்டு, தொடர்ந்து பக்கத்திலிருந்து பக்கமாகத் தூக்கி எறிந்து கொண்டிருந்தனர். புல்லாங்குழலின் ட்யூன் நிறுத்தப்பட்டவுடன், முதியவர் உடனடியாக தூங்கிவிட்டார், டாம் மீண்டும் சிலிர்க்கத் தொடங்கினார். எனக்கு ட்ரிஸ்டம் புரிந்தது

ஆசிரியரின் புத்தகத்திலிருந்து

அத்தியாயம் 8 குளிர்ந்த மற்றும் ஈரமான விடியல் காற்றுடன் கலந்து புகைபோக்கிகளில் இருந்து வெளியேறும் அடர்த்தியான புகை. வெள்ளை தலைநகரின் மையத்தில் உள்ள அனைத்து சந்திப்புகளிலும் பனிமனிதர்கள் நிறுத்தப்பட்டனர். அவர்கள் சட்ட அமலாக்க அதிகாரிகளைப் போலவும், டிரிஸ்டம் மற்றும் டாம் இன் ஆக்கிரமிப்புப் படைகளைப் போலவும் இருந்தனர்

ஆசிரியரின் புத்தகத்திலிருந்து

ஆசிரியரின் புத்தகத்திலிருந்து

நட்சத்திர மரணம்: வெள்ளை குள்ளர்கள், நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் மற்றும் கருந்துளைகள் சூரியனும் பூமியும் சுமார் 4.5 பில்லியன் ஆண்டுகள் பழமையானவை, இது பிரபஞ்சத்தின் வயதின் மூன்றில் ஒரு பங்கு. சுமார் 6.5 பில்லியன் ஆண்டுகளுக்குப் பிறகு, சூரியனைச் சூடாக வைத்திருக்கும் அணு எரிபொருளின் சூரிய மையமானது தீர்ந்துவிடும். பின்னர் அது தொடங்கும்

இருண்ட செயற்கைக்கோள் கவனிக்கப்படாமல் இருந்ததால், அதன் நிறை மிகவும் பெரியதாக இருந்திருக்க வேண்டும் - சிரியஸின் வெகுஜனத்துடன் ஒப்பிடக்கூடியதாக இருந்ததால், செய்தி சந்தேகத்திற்குரியது.

அடர்த்தி முரண்பாடு

“நான் எனது நண்பரைப் பார்க்கச் சென்றிருந்தேன் ... பேராசிரியர் இ. பிக்கரிங் வணிகப் பயணத்தில். அவரது குணாதிசயமான கருணையுடன், ஹிங்க்ஸும் நானும் அவதானித்த அனைத்து நட்சத்திரங்களின் நிறமாலையைப் பெற அவர் முன்வந்தார் ... அவற்றின் இடமாறுகளைத் தீர்மானிக்கும் நோக்கில் வெளித்தோற்றத்தில் வழக்கமான வேலையின் இந்த பகுதி மிகவும் பயனுள்ளதாக மாறியது - இது மிகச் சிறிய முழுமையான அளவு (அதாவது, குறைந்த ஒளிர்வு) அனைத்து நட்சத்திரங்களும் ஸ்பெக்ட்ரல் வர்க்கம் M (அதாவது, மிகக் குறைந்த மேற்பரப்பு வெப்பநிலை) கொண்டவை என்பதைக் கண்டறிய வழிவகுத்தது. எனக்கு நினைவிருக்கிறபடி, இந்தக் கேள்வியைப் பற்றி விவாதிக்கும் போது, ​​நான் பிக்கரிங்கிடம் வேறு சில மங்கலான நட்சத்திரங்களைப் பற்றிக் கேட்டேன்..., குறிப்பாக 40 எரிடானி பி. அவரது சிறப்பியல்பு முறையில், அவர் உடனடியாக (ஹார்வர்ட்) கண்காணிப்பு அலுவலகத்திற்கு ஒரு கோரிக்கையை அனுப்பினார், மேலும் இந்த நட்சத்திரத்தின் ஸ்பெக்ட்ரம் A (அதாவது, உயர் மேற்பரப்பு வெப்பநிலை) என்று விரைவில் பதிலளித்தார் (திருமதி ஃப்ளெமிங்கிலிருந்து நான் நினைக்கிறேன்). அந்த பேலியோசோயிக் காலங்களில் கூட, மேற்பரப்பு பிரகாசம் மற்றும் அடர்த்தியின் "சாத்தியமான" மதிப்புகள் என்று நாம் அழைப்பதற்கு இடையே ஒரு தீவிர முரண்பாடு இருப்பதை உடனடியாக உணர இந்த விஷயங்களைப் பற்றி நான் போதுமான அளவு அறிந்திருந்தேன். வெளிப்படையாக, நட்சத்திரங்களின் குணாதிசயங்களுக்கு முற்றிலும் இயல்பான விதியாகத் தோன்றிய இந்த விதிவிலக்கால் நான் ஆச்சரியப்படவில்லை, ஆனால் உண்மையில் ஆச்சரியப்பட்டேன் என்ற உண்மையை நான் மறைக்கவில்லை. பிக்கரிங் என்னைப் பார்த்து புன்னகைத்து கூறினார்: "இதுபோன்ற விதிவிலக்குகள்தான் நமது அறிவின் விரிவாக்கத்திற்கு வழிவகுக்கும்" - மேலும் வெள்ளை குள்ளர்கள் படிப்பின் கீழ் உலகில் நுழைந்தனர்."

ரஸ்ஸலின் ஆச்சரியம் மிகவும் புரிந்துகொள்ளத்தக்கது: 40 எரிடானி பி என்பது ஒப்பீட்டளவில் நெருக்கமான நட்சத்திரங்களைக் குறிக்கிறது, மேலும் கவனிக்கப்பட்ட இடமாறுதலிலிருந்து ஒருவர் அதற்கான தூரத்தை மிகவும் துல்லியமாக தீர்மானிக்க முடியும், அதன்படி, ஒளிர்வு. 40 எரிடானி B இன் ஒளிர்வு அதன் நிறமாலை வகுப்பிற்கு அசாதாரணமாக குறைவாக இருந்தது - வெள்ளை குள்ளர்கள் H-R வரைபடத்தில் ஒரு புதிய பகுதியை உருவாக்கினர். ஒளிர்வு, நிறை மற்றும் வெப்பநிலை ஆகியவற்றின் கலவையானது புரிந்துகொள்ள முடியாதது மற்றும் 1920 களில் உருவாக்கப்பட்ட நட்சத்திரக் கட்டமைப்பின் நிலையான முக்கிய வரிசை மாதிரியில் விளக்க முடியவில்லை.

வெள்ளைக் குள்ளர்களின் அதிக அடர்த்தியானது கிளாசிக்கல் இயற்பியல் மற்றும் வானியல் ஆகியவற்றின் கட்டமைப்பிற்குள் விவரிக்கப்படாமல் இருந்தது மற்றும் ஃபெர்மி-டிராக் புள்ளிவிவரங்களின் வருகைக்குப் பிறகு குவாண்டம் இயக்கவியலின் கட்டமைப்பிற்குள் மட்டுமே விளக்கப்பட்டது. 1926 இல், ஃபோலர் தனது கட்டுரையில் "அடர்த்தியான பொருள்" ( "அடர்த்தியான விஷயத்தில்," மாதாந்திர அறிவிப்புகள் ஆர். ஆஸ்ட்ரோன். Soc. 87, 114-122) முக்கிய வரிசை நட்சத்திரங்களைப் போலல்லாமல், மாநிலத்தின் சமன்பாடு சிறந்த வாயு மாதிரியை (நிலையான எடிங்டன் மாதிரி) அடிப்படையாகக் கொண்டது, வெள்ளை குள்ளர்களுக்கு பொருளின் அடர்த்தி மற்றும் அழுத்தம் சிதைந்த எலக்ட்ரான் வாயுவின் (ஃபெர்மி வாயு) பண்புகளால் தீர்மானிக்கப்படுகிறது. )

வெள்ளை குள்ளர்களின் இயல்பை விளக்கும் அடுத்த கட்டம் யாகோவ் ஃபிரெங்கெல் மற்றும் சந்திரசேகரின் வேலை. 1928 ஆம் ஆண்டில், வெள்ளைக் குள்ளர்களின் நிறைக்கு மேல் வரம்பு இருக்க வேண்டும் என்று ஃப்ரெங்கெல் சுட்டிக்காட்டினார், மேலும் 1931 இல் சந்திரசேகர் தனது படைப்பான "ஒரு சிறந்த வெள்ளைக் குள்ளனின் அதிகபட்ச நிறை" ( "சிறந்த வெள்ளை குள்ளர்களின் அதிகபட்ச நிறை", ஆஸ்ட்ரோப். ஜே. 74, 81-82) வெள்ளை குள்ளர்களின் வெகுஜனத்திற்கு மேல் வரம்பு இருப்பதைக் காட்டியது, அதாவது, ஒரு குறிப்பிட்ட வரம்பிற்கு மேல் நிறை கொண்ட இந்த நட்சத்திரங்கள் நிலையற்றவை (சந்திரசேகர் வரம்பு) மற்றும் அவை சரிய வேண்டும்.

வெள்ளை குள்ளர்களின் தோற்றம்

ஃபோலரின் தீர்வு வெள்ளை குள்ளர்களின் உட்புற அமைப்பை விளக்கியது, ஆனால் அவற்றின் தோற்றத்தின் வழிமுறையை தெளிவுபடுத்தவில்லை. வெள்ளை குள்ளர்களின் தோற்றத்தை விளக்குவதில் இரண்டு யோசனைகள் முக்கிய பங்கு வகித்தன: அணு எரிபொருளை எரிப்பதன் விளைவாக சிவப்பு ராட்சதர்கள் முக்கிய வரிசை நட்சத்திரங்களிலிருந்து உருவாகின்றன என்ற வானியலாளர் எர்ன்ஸ்ட் காவியத்தின் யோசனை மற்றும் வானியலாளர் வாசிலி ஃபெசென்கோவின் அனுமானம். இரண்டாம் உலகப் போருக்குப் பிறகு, முக்கிய வரிசை நட்சத்திரங்கள் வெகுஜனத்தை இழக்க வேண்டும், அத்தகைய வெகுஜன இழப்பு நட்சத்திரங்களின் பரிணாம வளர்ச்சியில் குறிப்பிடத்தக்க தாக்கத்தை ஏற்படுத்தும். இந்த அனுமானங்கள் முற்றிலும் உறுதிப்படுத்தப்பட்டன.

டிரிபிள் ஹீலியம் எதிர்வினை மற்றும் சிவப்பு ராட்சதர்களின் சமவெப்ப கருக்கள்

முக்கிய வரிசை நட்சத்திரங்களின் பரிணாம வளர்ச்சியின் போது, ​​ஹைட்ரஜன் "எரிகிறது" - ஹீலியம் உருவாவதன் மூலம் நியூக்ளியோசிந்தெசிஸ் (பெத்தே சுழற்சியைப் பார்க்கவும்). அத்தகைய எரிதல் நட்சத்திரத்தின் மையப் பகுதிகளில் ஆற்றல் வெளியீட்டை நிறுத்துவதற்கு வழிவகுக்கிறது, சுருக்கம் மற்றும் அதன்படி, அதன் மையத்தில் வெப்பநிலை மற்றும் அடர்த்தி அதிகரிப்பு. நட்சத்திர மையத்தில் வெப்பநிலை மற்றும் அடர்த்தியின் அதிகரிப்பு ஒரு புதிய தெர்மோநியூக்ளியர் ஆற்றலைச் செயல்படுத்தும் நிலைமைகளுக்கு வழிவகுக்கிறது: ஹீலியம் எரிதல் (டிரிபிள் ஹீலியம் எதிர்வினை அல்லது மூன்று ஆல்பா செயல்முறை), சிவப்பு ராட்சதர்கள் மற்றும் சூப்பர்ஜெயண்ட்களின் சிறப்பியல்பு.

10 8 K வரிசையில் உள்ள வெப்பநிலையில், ஹீலியம் கருக்களின் இயக்க ஆற்றல் கூலம்ப் தடையை கடக்கும் அளவுக்கு அதிகமாகிறது: இரண்டு ஹீலியம் கருக்கள் (4He, ஆல்பா துகள்கள்) ஒன்றிணைந்து ஒரு நிலையற்ற பெரிலியம் ஐசோடோப்பை உருவாக்கலாம்:

பெரும்பாலான 8 Be இரண்டு ஆல்பா துகள்களாக மீண்டும் சிதைகிறது, ஆனால் 8 Be ஒரு உயர் ஆற்றல் ஆல்பா துகள்களுடன் மோதும்போது, ​​ஒரு நிலையான கார்பன் 12 C கரு உருவாகலாம்:

+ 7.3 MeV.

8 Be இன் மிகக் குறைந்த சமநிலை செறிவு இருந்தபோதிலும் (உதாரணமாக, ~10 8 K வெப்பநிலையில் செறிவு விகிதம் [ 8 Be]/[ 4 He] ~10 -10), விகிதம் இது போன்றது மூன்று ஹீலியம் எதிர்வினைநட்சத்திரத்தின் சூடான மையத்தில் ஒரு புதிய ஹைட்ரோஸ்டேடிக் சமநிலையை அடைய போதுமானதாக மாறிவிடும். மும்மை ஹீலியம் எதிர்வினையில் வெப்பநிலையின் ஆற்றல் வெளியீட்டின் சார்பு மிக அதிகமாக உள்ளது, எடுத்துக்காட்டாக, வெப்பநிலை வரம்பு ~1-2·10 8 K ஆற்றல் வெளியீடு:

மையத்தில் ஹீலியத்தின் பகுதியளவு செறிவு எங்கே (ஹைட்ரஜன் "எரிந்துவிடும்" என்று கருதப்படும் வழக்கில் அது ஒற்றுமைக்கு அருகில் உள்ளது).

இருப்பினும், டிரிபிள் ஹீலியம் வினையானது பெத்தே சுழற்சியை விட கணிசமாக குறைந்த ஆற்றல் வெளியீட்டால் வகைப்படுத்தப்படுகிறது என்பதை கவனத்தில் கொள்ள வேண்டும்: ஒரு யூனிட் வெகுஜனத்தின் அடிப்படையில் ஹீலியத்தை எரிக்கும் போது ஆற்றல் வெளியீடு ஹைட்ரஜனை எரிப்பதை விட 10 மடங்கு குறைவாகும்.. ஹீலியம் எரிந்து, மையத்தில் உள்ள ஆற்றல் மூலமானது தீர்ந்துவிடுவதால், மிகவும் சிக்கலான நியூக்ளியோசிந்தசிஸ் எதிர்வினைகள் சாத்தியமாகும், இருப்பினும், முதலாவதாக, இத்தகைய எதிர்வினைகளுக்கு அதிக வெப்பநிலை தேவைப்படுகிறது, இரண்டாவதாக, அத்தகைய எதிர்வினைகளில் ஒரு யூனிட் வெகுஜனத்திற்கு ஆற்றல் வெளியீடு வெகுஜன வெகுஜனமாக குறைகிறது. வினைபுரியும் கருக்களின் எண்ணிக்கையை அதிகரிக்கிறது.

சிவப்பு ராட்சத கருக்களின் பரிணாம வளர்ச்சியை வெளிப்படையாக பாதிக்கும் ஒரு கூடுதல் காரணி, டிரிபிள் ஹீலியம் எதிர்வினையின் உயர் வெப்பநிலை உணர்திறன் மற்றும் பொறிமுறையுடன் கனமான கருக்களின் இணைவு எதிர்வினைகள் ஆகியவற்றின் கலவையாகும். நியூட்ரினோ குளிர்ச்சி: அதிக வெப்பநிலை மற்றும் அழுத்தங்களில், ஃபோட்டான்கள் நியூட்ரினோ-ஆன்டிநியூட்ரினோ ஜோடிகளை உருவாக்குவதன் மூலம் எலக்ட்ரான்களால் சிதறடிக்கப்படலாம், அவை மையத்திலிருந்து ஆற்றலை சுதந்திரமாக எடுத்துச் செல்கின்றன: நட்சத்திரம் அவர்களுக்கு வெளிப்படையானது. இதன் வேகம் அளவீட்டுநியூட்ரினோ குளிரூட்டல், கிளாசிக்கலுக்கு மாறாக மேலோட்டமானஃபோட்டான் குளிரூட்டல் ஒரு நட்சத்திரத்தின் உட்புறத்திலிருந்து அதன் ஒளிக்கோளத்திற்கு ஆற்றல் பரிமாற்ற செயல்முறைகளால் வரையறுக்கப்படவில்லை. நியூக்ளியோசிந்தசிஸ் எதிர்வினையின் விளைவாக, நட்சத்திர மையத்தில் ஒரு புதிய சமநிலை அடையப்படுகிறது, அதே மைய வெப்பநிலையால் வகைப்படுத்தப்படுகிறது: சமவெப்ப கோர்(படம் 2).

ஒப்பீட்டளவில் சிறிய நிறை கொண்ட சிவப்பு ராட்சதர்களின் விஷயத்தில் (சூரியனின் வரிசையில்), சமவெப்ப கோர்கள் முக்கியமாக ஹீலியத்தை கொண்டிருக்கும், அதிக பாரிய நட்சத்திரங்களின் விஷயத்தில் - கார்பன் மற்றும் கனமான தனிமங்கள். இருப்பினும், எவ்வாறாயினும், அத்தகைய சமவெப்ப மையத்தின் அடர்த்தி மிகவும் அதிகமாக இருப்பதால், மையத்தை உருவாக்கும் பிளாஸ்மாவின் எலக்ட்ரான்களுக்கு இடையிலான தூரம் அவற்றின் டி ப்ரோக்லி அலைநீளத்துடன் ஒத்துப்போகிறது, அதாவது எலக்ட்ரான் வாயுவின் சிதைவுக்கான நிபந்தனைகள் திருப்தி அடைகின்றன. சமவெப்ப கருக்களின் அடர்த்தி வெள்ளை குள்ளர்களின் அடர்த்திக்கு ஒத்திருக்கிறது என்று கணக்கீடுகள் காட்டுகின்றன, அதாவது சிவப்பு ராட்சதர்களின் கருக்கள் வெள்ளை குள்ளர்கள்.

இவ்வாறு, வெள்ளை குள்ளர்களின் நிறைக்கு (சந்திரசேகர் வரம்பு) மேல் வரம்பு உள்ளது. கவனிக்கப்பட்ட வெள்ளை குள்ளர்களுக்கு இதே போன்ற குறைந்த வரம்பு உள்ளது என்பது சுவாரஸ்யமானது: நட்சத்திரங்களின் பரிணாம விகிதம் அவற்றின் வெகுஜனத்திற்கு விகிதாசாரமாக இருப்பதால், குறைந்த நிறை வெள்ளை குள்ளர்களை நாம் அந்த நேரத்தில் உருவாக முடிந்த அந்த நட்சத்திரங்களின் எச்சங்களாக மட்டுமே அவதானிக்க முடியும். இன்றுவரை பிரபஞ்சத்தின் நட்சத்திர உருவாக்கத்தின் ஆரம்ப காலம்.

நிறமாலை மற்றும் நிறமாலை வகைப்பாட்டின் அம்சங்கள்

வெள்ளை குள்ளர்கள் ஒரு தனி நிறமாலை வகுப்பு D என வகைப்படுத்தப்படுகின்றன (ஆங்கிலத்திலிருந்து. குள்ளன்- குள்ளன்), 1983 இல் எட்வர்ட் சியோனால் முன்மொழியப்பட்ட வெள்ளைக் குள்ளர்களின் நிறமாலையின் அம்சங்களைப் பிரதிபலிக்கும் வகைப்பாடு தற்போது பயன்படுத்தப்படுகிறது; இந்த வகைப்பாட்டில் நிறமாலை வகுப்பு பின்வரும் வடிவத்தில் எழுதப்பட்டுள்ளது:

D [துணைப்பிரிவு] [ஸ்பெக்ட்ரம் அம்சங்கள்] [வெப்பநிலை குறியீடு],

பின்வரும் துணைப்பிரிவுகள் வரையறுக்கப்பட்டுள்ளன:

• DA - ஹைட்ரஜனின் பால்மர் தொடரின் கோடுகள் ஸ்பெக்ட்ரமில் உள்ளன, ஹீலியத்தின் கோடுகள் கவனிக்கப்படவில்லை
• DB - நிறமாலையில் ஹீலியம் He I இன் கோடுகள் உள்ளன, ஹைட்ரஜன் அல்லது உலோகங்களின் கோடுகள் இல்லை
• DC - உறிஞ்சுதல் கோடுகள் இல்லாமல் தொடர்ச்சியான ஸ்பெக்ட்ரம்
• DO - வலுவான ஹீலியம் He II கோடுகள் ஸ்பெக்ட்ரமில் உள்ளன, He I மற்றும் H கோடுகள் இருக்கலாம்
• DZ - உலோகக் கோடுகள் மட்டுமே, H அல்லது He கோடுகள் இல்லை
• DQ - மூலக்கூறு C 2 உட்பட கார்பன் கோடுகள்

மற்றும் நிறமாலை அம்சங்கள்:

• பி - ஒரு காந்தப்புலத்தில் ஒளியின் துருவமுனைப்பு காணப்படுகிறது
• காந்தப்புலத்தின் முன்னிலையில் எச் - துருவமுனைப்பு கவனிக்கப்படாது
• V - ZZ Ceti வகை நட்சத்திரங்கள் அல்லது பிற மாறி வெள்ளை குள்ளர்கள்
• X - விசித்திரமான அல்லது வகைப்படுத்த முடியாத நிறமாலை

வெள்ளை குள்ளர்களின் பரிணாமம்

அரிசி. 8. புரோட்டோபிளானட்டரி நெபுலா NGC 1705. ஒரு தொடர் கோள ஓடுகள் தெரியும், சிவப்பு ராட்சதத்தால் சிந்தப்பட்டது, நட்சத்திரமே தூசி பட்டையால் மறைக்கப்பட்டுள்ளது.

வெள்ளைக் குள்ளர்கள் தங்களுடைய ஷெல்லைக் கொட்டிய சிவப்பு ராட்சதர்களின் வெளிப்படும் சீரழிந்த கோர்களாக - அதாவது இளம் கிரக நெபுலாக்களின் மைய நட்சத்திரங்களாகத் தங்கள் பரிணாமத்தைத் தொடங்குகின்றன. இளம் கோள் நெபுலாக்களின் மையங்களின் ஒளிக்கோளங்களின் வெப்பநிலை மிக அதிகமாக உள்ளது - எடுத்துக்காட்டாக, நெபுலா NGC 7293 இன் மைய நட்சத்திரத்தின் வெப்பநிலை 90,000 K (உறிஞ்சுதல் கோடுகளிலிருந்து மதிப்பிடப்பட்டது) முதல் 130,000 K வரை (எக்ஸ்-ரேயில் இருந்து மதிப்பிடப்பட்டுள்ளது) ஸ்பெக்ட்ரம்). இத்தகைய வெப்பநிலையில், பெரும்பாலான ஸ்பெக்ட்ரம் கடினமான புற ஊதா மற்றும் மென்மையான எக்ஸ்-கதிர்களைக் கொண்டுள்ளது.

அதே நேரத்தில், கவனிக்கப்பட்ட வெள்ளை குள்ளர்கள், அவற்றின் நிறமாலையின் படி, முக்கியமாக இரண்டு பெரிய குழுக்களாகப் பிரிக்கப்படுகின்றன - "ஹைட்ரஜன்" ஸ்பெக்ட்ரல் வகுப்பு டிஏ, இதில் ஹீலியம் கோடுகள் இல்லை, இது மக்கள் தொகையில் ~ 80% ஆகும். வெள்ளை குள்ளர்கள், மற்றும் "ஹீலியம்" ஸ்பெக்ட்ரல் வகுப்பு DB நிறமாலையில் ஹைட்ரஜன் கோடுகள் இல்லாமல், மீதமுள்ள 20% மக்கள்தொகையை உருவாக்குகிறது. வெள்ளை குள்ளர்களின் வளிமண்டலங்களின் கலவையில் இந்த வேறுபாட்டிற்கான காரணம் நீண்ட காலமாக தெளிவாக இல்லை. 1984 ஆம் ஆண்டில், ஐகோ ஐபென் பல்வேறு துடிப்பு நிலைகளில், அறிகுறியற்ற மாபெரும் கிளையில் அமைந்துள்ள துடிக்கும் சிவப்பு ராட்சதர்களிலிருந்து வெள்ளை குள்ளர்கள் "வெளியேறும்" காட்சிகளைக் கருதினார். பத்து சூரிய ஒளி வரையிலான நிறை கொண்ட சிவப்பு ராட்சதர்களின் பரிணாம வளர்ச்சியின் பிற்பகுதியில், ஹீலியம் மையத்தின் "எரிதலின்" விளைவாக, ஒரு சிதைந்த கோர் உருவாகிறது, முக்கியமாக கார்பன் மற்றும் கனமான கூறுகளைக் கொண்டுள்ளது, இது சிதைவடையாதவற்றால் சூழப்பட்டுள்ளது. ஹீலியம் அடுக்கு ஆதாரம், இதில் மூன்று ஹீலியம் எதிர்வினை ஏற்படுகிறது. இதையொட்டி, அதற்கு மேலே ஒரு அடுக்கு ஹைட்ரஜன் மூலமும் உள்ளது, இதில் பெத்தே சுழற்சியின் தெர்மோநியூக்ளியர் எதிர்வினைகள் நடைபெறுகின்றன, ஹைட்ரஜனை ஹீலியமாக மாற்றுகிறது, இது ஒரு ஹைட்ரஜன் ஷெல் மூலம் சூழப்பட்டுள்ளது; எனவே, வெளிப்புற ஹைட்ரஜன் அடுக்கு மூலமானது ஹீலியம் அடுக்கு மூலத்திற்கான ஹீலியம் "உற்பத்தியாளர்" ஆகும். ஒரு அடுக்கு மூலத்தில் உள்ள ஹீலியம் எரிப்பு அதன் மிக உயர்ந்த வெப்பநிலை சார்பு காரணமாக வெப்ப உறுதியற்ற தன்மைக்கு உட்பட்டது, மேலும் இது ஹீலியம் எரிதல் விகிதத்துடன் ஒப்பிடும்போது ஹைட்ரஜனை ஹீலியமாக மாற்றும் அதிக விகிதத்தால் அதிகரிக்கிறது; இதன் விளைவாக ஹீலியம் குவிதல், சிதைவு தொடங்கும் வரை அதன் சுருக்கம், டிரிபிள் ஹீலியம் வினையின் விகிதத்தில் கூர்மையான அதிகரிப்பு மற்றும் வளர்ச்சி அடுக்கு ஹீலியம் ஃபிளாஷ்.

மிகக் குறுகிய காலத்தில் (~ 30 ஆண்டுகள்), ஹீலியம் மூலத்தின் ஒளிர்வு அதிகமாகிறது, ஹீலியம் எரிப்பு வெப்பச்சலன நிலைக்குச் செல்கிறது, அடுக்கு விரிவடைகிறது, ஹைட்ரஜன் அடுக்கு மூலத்தை வெளியே தள்ளுகிறது, இது அதன் குளிர்ச்சி மற்றும் ஹைட்ரஜன் எரிப்பு நிறுத்தத்திற்கு வழிவகுக்கிறது. . எரியும் போது அதிகப்படியான ஹீலியம் எரிந்த பிறகு, ஹீலியம் அடுக்கின் ஒளிர்வு குறைகிறது, சிவப்பு ராட்சதத்தின் வெளிப்புற ஹைட்ரஜன் அடுக்குகள் சுருங்குகின்றன, மேலும் ஹைட்ரஜன் அடுக்கு மூலத்தின் புதிய பற்றவைப்பு ஏற்படுகிறது.

துடிக்கும் சிவப்பு ராட்சதமானது ஹீலியம் ஃப்ளாஷ் கட்டத்திலும் மற்றும் செயலில் உள்ள அடுக்கு ஹைட்ரஜன் மூலத்துடன் கூடிய அமைதியான கட்டத்திலும் ஒரு கோள நெபுலாவை உருவாக்கி, அதன் உறையை உதிர்க்க முடியும் என்று ஐபன் பரிந்துரைத்தார். ஹீலியம் ஃப்ளாஷ் போது உறை உதிர்ந்தால், ஸ்பெக்ட்ரல் கிளாஸ் டிபியின் "ஹீலியம்" வெள்ளைக் குள்ளம் வெளிப்படும், மேலும் ஒரு செயலில் உள்ள அடுக்கு ஹைட்ரஜன் மூலத்துடன் கூடிய ராட்சதத்தால் ஷெல் சிந்தப்படும்போது, ​​ஒரு "ஹைட்ரஜன்" குள்ள டிஏ வெளிப்படும்; ஹீலியம் வெடிப்பின் காலம் துடிப்பு சுழற்சியின் காலத்தின் 20% ஆகும், இது ஹைட்ரஜன் மற்றும் ஹீலியம் குள்ளர்களின் விகிதத்தை விளக்குகிறது DA:DB ~ 80:20.

பெரிய நட்சத்திரங்கள் (சூரியனை விட 7-10 மடங்கு கனமானவை) ஒரு கட்டத்தில் ஹைட்ரஜன், ஹீலியம் மற்றும் கார்பனை "எரித்து" ஆக்ஸிஜன் நிறைந்த மையத்துடன் வெள்ளை குள்ளர்களாக மாறும். ஆக்ஸிஜனைக் கொண்ட வளிமண்டலத்துடன் கூடிய SDSS 0922+2928 மற்றும் SDSS 1102+2054 ஆகிய நட்சத்திரங்கள் இதை உறுதிப்படுத்துகின்றன.

வெள்ளை குள்ளர்களுக்கு அவற்றின் சொந்த தெர்மோநியூக்ளியர் ஆற்றல் ஆதாரங்கள் இல்லை என்பதால், அவை அவற்றின் வெப்ப இருப்புகளிலிருந்து கதிர்வீச்சு செய்கின்றன. ஒரு யூனிட் பரப்பளவிற்கு முற்றிலும் கருப்பு உடலின் கதிர்வீச்சு சக்தி (முழு ஸ்பெக்ட்ரம் முழுவதும் ஒருங்கிணைக்கப்பட்ட சக்தி) உடல் வெப்பநிலையின் நான்காவது சக்திக்கு விகிதாசாரமாகும்:

கதிர்வீச்சு மேற்பரப்பின் ஒரு யூனிட் பகுதிக்கான சக்தி எங்கே, மற்றும் W/(m²·K 4) ​​என்பது Stefan-Boltzmann மாறிலி.

ஏற்கனவே குறிப்பிட்டுள்ளபடி, வெப்பநிலை சிதைந்த எலக்ட்ரான் வாயுவின் நிலையின் சமன்பாட்டிற்குள் நுழைவதில்லை - அதாவது, வெள்ளை குள்ளனின் ஆரம் மற்றும் உமிழும் பகுதி மாறாமல் இருக்கும்: இதன் விளைவாக, முதலில், வெள்ளை குள்ளர்களுக்கு நிறை - ஒளிர்வு இல்லை. உறவு, ஆனால் ஒரு வயது - ஒளிர்வு உறவு (வெப்பநிலையை மட்டுமே சார்ந்துள்ளது, ஆனால் உமிழும் மேற்பரப்பின் பகுதியைப் பொறுத்து அல்ல), மற்றும், இரண்டாவதாக, சூப்பர்ஹாட் இளம் வெள்ளை குள்ளர்கள் மிக விரைவாக குளிர்விக்க வேண்டும், ஏனெனில் கதிர்வீச்சு பாய்ச்சல் மற்றும் அதன்படி, குளிரூட்டும் விகிதம் வெப்பநிலையின் நான்காவது சக்திக்கு விகிதாசாரமாகும்.

வெள்ளை குள்ளர்கள் சம்பந்தப்பட்ட வானியல் நிகழ்வுகள்

வெள்ளை குள்ளர்களிடமிருந்து எக்ஸ்ரே உமிழ்வு

அரிசி. 9 சிரியஸின் மென்மையான எக்ஸ்ரே படம். பிரகாசமான கூறு வெள்ளை குள்ள சிரியஸ் பி, மங்கலான கூறு சிரியஸ் ஏ

இளம் வெள்ளை குள்ளர்களின் மேற்பரப்பு வெப்பநிலை - அவற்றின் ஓடுகள் உதிர்ந்த பிறகு நட்சத்திரங்களின் ஐசோட்ரோபிக் கோர்கள் - மிக அதிகமாக உள்ளது - 2·10 5 K க்கு மேல், ஆனால் நியூட்ரினோ குளிர்ச்சி மற்றும் மேற்பரப்பில் இருந்து வரும் கதிர்வீச்சு காரணமாக மிக விரைவாக குறைகிறது. இத்தகைய மிக இளம் வெள்ளை குள்ளர்கள் எக்ஸ்ரே வரம்பில் காணப்படுகின்றன (உதாரணமாக, ரோசாட் செயற்கைக்கோள் மூலம் வெள்ளை குள்ள HZ 43 இன் அவதானிப்புகள்). எக்ஸ்ரே வரம்பில், வெள்ளை குள்ளர்களின் ஒளிர்வு முக்கிய வரிசை நட்சத்திரங்களின் ஒளிர்வை விட அதிகமாக உள்ளது: சந்திரா எக்ஸ்ரே தொலைநோக்கி மூலம் எடுக்கப்பட்ட சிரியஸின் புகைப்படங்கள் (படம் 9 ஐப் பார்க்கவும்) ஒரு விளக்கமாக செயல்பட முடியும் - அவற்றில் வெள்ளை குள்ள சிரியஸ் பி ஸ்பெக்ட்ரல் கிளாஸ் A1 இன் Sirius A ஐ விட பிரகாசமாகத் தெரிகிறது, இது Sirius B ஐ விட ~10,000 மடங்கு பிரகாசமாக இருக்கும் ஆப்டிகல் வரம்பு.

வெப்பமான வெள்ளை குள்ளர்களின் மேற்பரப்பு வெப்பநிலை 7·10 4 K, குளிரானது - ~5·10 3 K (உதாரணமாக, வான் மானென்ஸ் நட்சத்திரத்தைப் பார்க்கவும்).

எக்ஸ்ரே வரம்பில் உள்ள வெள்ளை குள்ளர்களின் கதிர்வீச்சின் ஒரு தனித்தன்மை என்னவென்றால், அவர்களுக்கு எக்ஸ்ரே கதிர்வீச்சின் முக்கிய ஆதாரம் ஒளிக்கோளம் ஆகும், இது அவற்றை "சாதாரண" நட்சத்திரங்களிலிருந்து கூர்மையாக வேறுபடுத்துகிறது: பிந்தையது எக்ஸ்ரே கரோனாவைக் கொண்டுள்ளது. பல மில்லியன் கெல்வின்கள் வரை சூடேற்றப்பட்டது, மேலும் ஃபோட்டோஸ்பியரின் வெப்பநிலை X-கதிர் உமிழ்வுக்கு மிகவும் குறைவாக உள்ளது.

பைனரி அமைப்புகளில் வெள்ளைக் குள்ளர்களின் மீது குவிதல்

பைனரி அமைப்புகளில் வெவ்வேறு வெகுஜனங்களின் நட்சத்திரங்களின் பரிணாம வளர்ச்சியின் போது, ​​கூறுகளின் பரிணாம விகிதங்கள் ஒரே மாதிரியாக இருக்காது, அதே சமயம் மிகப் பெரிய கூறு வெள்ளை குள்ளமாக உருவாகலாம், அதே நேரத்தில் குறைவான பெரியது இந்த நேரத்தில் முக்கிய வரிசையில் இருக்க முடியும். . இதையொட்டி, ஒரு குறைந்த பாரிய கூறு அதன் பரிணாமத்தின் போது முக்கிய வரிசையை விட்டு வெளியேறி சிவப்பு ராட்சத கிளைக்கு மாறும்போது, ​​​​வளர்ந்து வரும் நட்சத்திரத்தின் அளவு அதன் ரோச் மடலை நிரப்பும் வரை வளரத் தொடங்குகிறது. பைனரி அமைப்பின் கூறுகளின் ரோச் லோப்கள் லாக்ரேஞ்ச் புள்ளி எல் 1 ஐத் தொடுவதால், இந்த கட்டத்தில் குறைந்த பாரிய கூறுகளின் பரிணாம வளர்ச்சியின் போது, ​​எல் 1 புள்ளியின் மூலம், சிவப்பு ராட்சதத்திலிருந்து ரோச் லோப் வரை பொருளின் ஓட்டம் வெள்ளைக் குள்ளானது அதன் மேற்பரப்பில் ஹைட்ரஜன் நிறைந்த பொருளை மேலும் திரட்டுகிறது (படம். 10 ஐப் பார்க்கவும்), இது பல வானியல் நிகழ்வுகளுக்கு வழிவகுக்கிறது:

• துணையானது பாரிய சிவப்பு குள்ளமாக இருந்தால், வெள்ளை குள்ளர்கள் மீது நிலையாக இல்லாத திரட்சியானது, குள்ள நோவா (U ஜெம் (UG) வகை நட்சத்திரங்கள்) மற்றும் நோவா போன்ற பேரழிவு மாறி நட்சத்திரங்கள் தோன்றுவதற்கு வழிவகுக்கிறது.
• வலுவான காந்தப்புலத்தைக் கொண்ட வெள்ளைக் குள்ளர்களின் மீது சேருதல், வெள்ளைக் குள்ளனின் காந்த துருவங்களின் பகுதிக்கு அனுப்பப்படுகிறது, மேலும் குள்ளத்தின் காந்தப்புலத்தின் சுற்றுப் பகுதிகளில் உள்ள பிளாஸ்மாவில் இருந்து வரும் கதிர்வீச்சின் சைக்ளோட்ரான் பொறிமுறையானது கதிர்வீச்சின் வலுவான துருவமுனைப்பை ஏற்படுத்துகிறது. காணக்கூடிய பகுதி (துருவங்கள் மற்றும் இடைநிலை துருவங்கள்).
• வெள்ளைக் குள்ளர்களின் மீது ஹைட்ரஜன் நிறைந்த பொருள் சேர்வதால் அதன் மேற்பரப்பில் குவிந்து (முக்கியமாக ஹீலியம் உள்ளது) மற்றும் ஹீலியம் இணைவு எதிர்வினை வெப்பநிலைக்கு வெப்பமடைகிறது, இது வெப்ப நிலைத்தன்மையின்மை ஏற்பட்டால், நோவாவாகக் காணப்படும் வெடிப்புக்கு வழிவகுக்கிறது.
• ஒரு பாரிய வெள்ளைக் குள்ளத்தின் மீது போதுமான நீண்ட மற்றும் தீவிரமான சேர்க்கையானது அதன் நிறை சந்திரசேகர் வரம்பை மீறுகிறது மற்றும் ஈர்ப்புச் சரிவுக்கு வழிவகுக்கிறது, இது ஒரு வகை Ia சூப்பர்நோவா வெடிப்பாகக் காணப்படுகிறது (படம் 11 ஐப் பார்க்கவும்).

குறிப்புகள்

1. யா. பி. செல்டோவிச், எஸ்.ஐ. பிளினிகோவ், என்.ஐ. ஷகுரா.. - எம்.: MSU, 1981.
2. Sinuosités observées dans le mouvement propre de Sirius, படம். 320, Flammarion C., Les étoiles et les curiosités du ciel, supplement de “l’Astronomie populaire”, Marpon et Flammarion, 1882
3. ப்ரோசியோன் மற்றும் சிரியஸ் (ஆங்கிலம்) ஆகியவற்றின் சரியான இயக்கங்கள் குறித்து. (12/1844) காப்பகப்படுத்தப்பட்டது
4. ஃபிளமேரியன் சி. (1877). "சிரியஸின் துணை". வானியல் பதிவு 15 : 186-189. 2010-01-05 இல் பெறப்பட்டது.
5. வான் மானென் ஏ.பெரிய சரியான இயக்கத்துடன் கூடிய இரண்டு மங்கலான நட்சத்திரங்கள். பசிபிக் வானியல் சங்கத்தின் வெளியீடுகள்(12/1917). - தொகுதி. 29, எண். 172, பக். 258-259. ஆகஸ்ட் 23, 2011 அன்று மூலத்திலிருந்து காப்பகப்படுத்தப்பட்டது.
6. வி.வி.வெள்ளை குள்ளர்கள். ஆஸ்ட்ரோனெட்(17.09.2002). ஆகஸ்ட் 23, 2011 அன்று மூலத்திலிருந்து காப்பகப்படுத்தப்பட்டது. மே 6, 2009 இல் பெறப்பட்டது.
7. ஃபோலர் ஆர்.எச்.அடர்த்தியான விஷயத்தில் (ஆங்கிலம்). ராயல் வானியல் சங்கத்தின் மாதாந்திர அறிவிப்புகள்(12/1926) ஆகஸ்ட் 23, 2011 அன்று மூலத்திலிருந்து காப்பகப்படுத்தப்பட்டது. ஜூலை 22, 2009 இல் பெறப்பட்டது.
8. சந்திரசேகர் எஸ்.ஐடியல் வெள்ளை குள்ளர்களின் அதிகபட்ச நிறை. ஆஸ்ட்ரோபிசிகல் ஜர்னல்(07/1931). ஆகஸ்ட் 23, 2011 அன்று மூலத்திலிருந்து காப்பகப்படுத்தப்பட்டது. ஜூலை 22, 2009 இல் பெறப்பட்டது.
9. ஷ்க்லோவ்ஸ்கி ஐ.எஸ்.கிரக நெபுலாக்கள் மற்றும் அவற்றின் மையங்களின் தன்மை பற்றி // வானியல் இதழ். - 1956. - டி. 33. - எண் 3. - பி. 315-329.
10. முன்மொழியப்பட்ட புதிய வெள்ளைக் குள்ள நிறமாலை வகைப்பாடு அமைப்பு, E. M. Sion, J. L. Greenstein, J. D. Landstreet, J. Liebert, H. L. Shipman மற்றும் G. A. Wegner, தி ஆஸ்ட்ரோபிசிகல் ஜர்னல் 269 , #1 (ஜூன் 1, 1983), பக். 253-257.
11. லீஹி, டி. ஏ.; சி. ஒய். ஜாங், சன் குவாக் (1994). "கோள் நெபுலா NGC 7293 இலிருந்து இரண்டு வெப்பநிலை எக்ஸ்ரே உமிழ்வு." தி ஆஸ்ட்ரோபிசிகல் ஜர்னல் 422 : 205-207. 2010-07-05 இல் பெறப்பட்டது.
12. Iben Jr, I. (1984). "ஹீலியம் எரிப்பால் இயக்கப்படும் கிரக நெபுலா கருக்களின் அதிர்வெண் மற்றும் ஹைட்ரஜன் குறைபாடுள்ள வளிமண்டலங்களைக் கொண்ட வெள்ளை குள்ளர்களின் அதிர்வெண் மீது." தி ஆஸ்ட்ரோபிசிகல் ஜர்னல் 277 : 333-354. ISSN 0004-637X.
13. சோபியா நெஸ்குச்னயாஒரு குள்ள ஆக்ஸிஜனை சுவாசிக்கிறது (ரஷியன்). செய்தித்தாள்.ரு (13.11.09 10:35). ஆகஸ்ட் 23, 2011 அன்று மூலத்திலிருந்து காப்பகப்படுத்தப்பட்டது. மே 23, 2011 இல் பெறப்பட்டது.
14. சிரியஸ் ஏ மற்றும் பி: கேனிஸ் மேஜர் விண்மீன் மண்டலத்தில் ஒரு இரட்டை நட்சத்திர அமைப்பு // சந்திரா எக்ஸ்-ரே ஆய்வகத்தின் புகைப்பட ஆல்பம்
15. இவானோவ் வி.வி.வெள்ளை குள்ளர்கள். வானியல் நிறுவனம் பெயரிடப்பட்டது. வி.வி. ஆகஸ்ட் 23, 2011 அன்று மூலத்திலிருந்து காப்பகப்படுத்தப்பட்டது. ஜனவரி 6, 2010 இல் பெறப்பட்டது.

இலக்கியம்

• டெபோரா ஜீன் வார்னர்.ஆல்வன் கிளார்க் அண்ட் சன்ஸ்: ஒளியியல் கலைஞர்கள். - ஸ்மித்சோனியன் பிரஸ், 1968.
• யா. பி. செல்டோவிச், எஸ்.ஐ. பிளினிகோவ், என்.ஐ. ஷகுரா.நட்சத்திரங்களின் கட்டமைப்பு மற்றும் பரிணாம வளர்ச்சியின் இயற்பியல் அடிப்படை. - எம்., 1981.
• ஷ்க்லோவ்ஸ்கி ஐ.எஸ்.நட்சத்திரங்கள்: அவர்களின் பிறப்பு, வாழ்க்கை மற்றும் இறப்பு. - எம்.: நௌகா, 1984.
• ஸ்டீவன் டி. கவாலர், இகோர் டிமிட்ரிவிச் நோவிகோவ், கணேசன் சீனிவாசன், ஜி. மெய்னெட், டேனியல் ஷேரர்.நட்சத்திர எச்சங்கள். - ஸ்பிரிங்கர், 1997. - ISBN 3540615202, 9783540615200
• கிப்பென்ஹான் ஆர். (ஆங்கிலம்)ரஷ்யன் 100 பில்லியன் சூரியன்கள்: நட்சத்திரங்களின் பிறப்பு, வாழ்க்கை மற்றும் இறப்பு = 100 மில்லியார்டன் சோனென் / மொழிபெயர்ப்பு. அவனுடன். ஏ. எஸ். டோப்ரோஸ்லாவ்ஸ்கி, பி.பி. ஸ்ட்ராமல், எட். ஐ.எம். கலாட்னிகோவா, ஏ.வி. டுட்டுகோவா. - உலகம் . - எம்., 1990. - 293 பக். - 88,000 பிரதிகள். - ISBN 5-03-001195-1
• வெள்ளை குள்ளர்கள் // விண்வெளியின் இயற்பியல்: சிறிய கலைக்களஞ்சியம். - எம்.: சோவியத் என்சைக்ளோபீடியா, 1986.

மேலும் பார்க்கவும்

இணைப்புகள்

வெள்ளை குள்ளன்
கல்வி	சந்திரசேகர் வரம்பு · PG 1159 நட்சத்திரம் · நட்சத்திர பரிணாமம் · Hertzsprung-Russell diagram · Mirids
பரிணாமம்

வெள்ளை குள்ளர்கள் எங்கிருந்து வருகிறார்கள்?

ஒரு நட்சத்திரம் அதன் வாழ்நாளின் முடிவில் என்ன நடக்கிறது என்பது அந்த நட்சத்திரம் பிறக்கும் போது இருந்த வெகுஜனத்தைப் பொறுத்தது. ஆரம்பத்தில் அதிக நிறை கொண்ட நட்சத்திரங்கள் கருந்துளைகளாகவும் நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களாகவும் தங்கள் வாழ்க்கையை முடித்துக் கொள்கின்றன. குறைந்த அல்லது நடுத்தர நிறை நட்சத்திரங்கள் (8 சூரிய வெகுஜனங்களுக்கும் குறைவான நிறை கொண்டவை) வெள்ளை குள்ளர்களாக மாறும். ஒரு பொதுவான வெள்ளைக் குள்ளன் தோராயமாக சூரியனின் நிறை மற்றும் பூமியை விட சற்று பெரியது. ஒரு வெள்ளை குள்ளமானது பொருளின் அடர்த்தியான வடிவங்களில் ஒன்றாகும், இது நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் மற்றும் கருந்துளைகளால் மட்டுமே அடர்த்தியில் மிஞ்சும்.

நமது சூரியனைப் போன்ற நடுத்தர நிறை நட்சத்திரங்கள், அவற்றின் மையங்களில் உள்ள ஹைட்ரஜனை ஹீலியமாக மாற்றுவதன் மூலம் வாழ்கின்றன. இந்த செயல்முறை தற்போது சூரியனில் நடக்கிறது. ஹைட்ரஜனில் இருந்து ஹீலியத்தின் அணுக்கரு இணைவு மூலம் சூரியனால் உருவாக்கப்படும் ஆற்றல் உள் அழுத்தத்தை உருவாக்குகிறது. அடுத்த 5 பில்லியன் ஆண்டுகளில், சூரியன் அதன் மையத்தில் ஹைட்ரஜனை வழங்குவதைப் பயன்படுத்துகிறது.

ஒரு நட்சத்திரத்தை பிரஷர் குக்கருடன் ஒப்பிடலாம். அடைக்கப்பட்ட கொள்கலனை சூடாக்கும்போது, ​​அதன் உள்ளே அழுத்தம் அதிகரிக்கிறது. சூரியனில் இதே போன்ற ஒரு விஷயம் நடக்கிறது, நிச்சயமாக, சூரியனை ஒரு சீல் செய்யப்பட்ட கொள்கலன் என்று அழைக்க முடியாது. ஈர்ப்பு விசை நட்சத்திரத்தின் பொருளின் மீது செயல்படுகிறது, அதை அழுத்த முயற்சிக்கிறது, மேலும் மையத்தில் உள்ள சூடான வாயுவால் உருவாக்கப்பட்ட அழுத்தம் நட்சத்திரத்தை விரிவுபடுத்த முயற்சிக்கிறது. அழுத்தம் மற்றும் புவியீர்ப்பு இடையே சமநிலை மிகவும் மென்மையானது.
சூரியனில் ஹைட்ரஜன் தீர்ந்துவிட்டால், ஈர்ப்பு விசை இந்த சமநிலையில் ஆதிக்கம் செலுத்தத் தொடங்கும் மற்றும் நட்சத்திரம் சுருங்கத் தொடங்கும். இருப்பினும், சுருக்கத்தின் போது, ​​வெப்பம் ஏற்படுகிறது மற்றும் நட்சத்திரத்தின் வெளிப்புற அடுக்குகளில் மீதமுள்ள ஹைட்ரஜனின் ஒரு பகுதி எரியத் தொடங்குகிறது. ஹைட்ரஜனின் இந்த எரியும் ஷெல் நட்சத்திரத்தின் வெளிப்புற அடுக்குகளை விரிவுபடுத்துகிறது. இது நிகழும்போது, ​​​​நமது சூரியன் ஒரு சிவப்பு ராட்சதமாக மாறும், அது மிகவும் பெரியதாக மாறும், புதன் முழுமையாக மூழ்கிவிடும். ஒரு நட்சத்திரம் அளவு வளர வளர, அது குளிர்ச்சியடைகிறது. இருப்பினும், சிவப்பு ராட்சதத்தின் மையத்தின் வெப்பநிலை ஹீலியத்தை (ஹைட்ரஜனில் இருந்து ஒருங்கிணைக்கப்பட்டது) பற்றவைக்கும் அளவுக்கு சூடாக இருக்கும் வரை அதிகரிக்கிறது. இறுதியில், ஹீலியம் கார்பன் மற்றும் கனமான தனிமங்களாக மாறும். சூரியன் சிவப்பு ராட்சதமாக இருக்கும் நிலை 1 பில்லியன் ஆண்டுகள் ஆகும், அதே நேரத்தில் ஹைட்ரஜன் எரியும் நிலை 10 பில்லியன் ஆகும்.

குளோபுலர் கிளஸ்டர் M4. தரை அடிப்படையிலான தொலைநோக்கியிலிருந்து ஒரு ஒளியியல் படம் (இடது) மற்றும் ஒரு ஹப்பிள் தொலைநோக்கி படம் (வலது). வெள்ளை குள்ளர்கள் வட்டங்களுடன் குறிக்கப்பட்டுள்ளனர். குறிப்பு: ஹார்வி ரிச்சர் (பிரிட்டிஷ் கொலம்பியா பல்கலைக்கழகம், வான்கூவர், கனடா), எம். போல்டே (கலிபோர்னியா பல்கலைக்கழகம், சாண்டா குரூஸ்) மற்றும் NASA/ESA

நமது சூரியனைப் போன்ற நடுத்தர நிறை நட்சத்திரங்கள் சிவப்பு ராட்சதர்களாக மாறும் என்பதை நாம் ஏற்கனவே அறிவோம். ஆனால் அடுத்து என்ன நடக்கும்? நமது சிவப்பு ராட்சத ஹீலியத்திலிருந்து கார்பனை உற்பத்தி செய்யும். ஹீலியம் தீர்ந்துவிட்டால், கார்பன் எரிப்பைத் தொடங்கும் அளவுக்கு மையமானது இன்னும் சூடாகாது. இப்பொழுது என்ன?

கார்பன் எரியும் அளவுக்கு சூரியன் வெப்பமாக இருக்காது என்பதால், ஈர்ப்பு விசை மீண்டும் எடுக்கும். நட்சத்திரம் சுருங்கும்போது, ​​ஆற்றல் வெளியிடப்படுகிறது, இது நட்சத்திரத்தின் ஷெல் மேலும் விரிவாக்கத்திற்கு வழிவகுக்கும். இப்போது நட்சத்திரம் முன்பை விட பெரியதாக மாறும்! நமது சூரியனின் ஆரம் பூமியின் சுற்றுப்பாதையின் ஆரத்தை விட அதிகமாகும்!

இந்த காலகட்டத்தில், சூரியன் நிலையற்றதாக மாறும் மற்றும் அதன் பொருளை இழக்கும். நட்சத்திரம் அதன் வெளிப்புற அடுக்குகளை முழுவதுமாக உதிர்க்கும் வரை இது தொடரும். நட்சத்திரத்தின் மையப்பகுதி அப்படியே இருக்கும் மற்றும் வெள்ளை குள்ளமாக மாறும். வெள்ளைக் குள்ளானது கிரக நெபுலா எனப்படும் வாயுவின் விரிவடையும் ஷெல் மூலம் சூழப்பட்டிருக்கும். நெபுலாக்கள் கிரக நெபுலாக்கள் என்று அழைக்கப்படுகின்றன, ஏனெனில் ஆரம்பகால பார்வையாளர்கள் அவை யுரேனஸ் மற்றும் நெப்டியூன் கிரகங்களைப் போலவே இருப்பதாக நினைத்தனர். அமெச்சூர் தொலைநோக்கி மூலம் பார்க்கக்கூடிய பல கிரக நெபுலாக்கள் உள்ளன. அவற்றில் பாதியில், நடுத்தர அளவிலான தொலைநோக்கியைப் பயன்படுத்தி, ஒரு வெள்ளை குள்ளனை மையத்தில் காணலாம்.

ஒரு கோள் நெபுலா என்பது நடுத்தர நிறை நட்சத்திரம் சிவப்பு ராட்சதத்திலிருந்து வெள்ளை குள்ளமாக மாறுவதற்கான அறிகுறியாகும். நமது சூரியனுடன் ஒப்பிடக்கூடிய விண்மீன்கள் சுமார் 75,000 ஆண்டுகளில் வெள்ளை குள்ளர்களாக மாறி, படிப்படியாக அவற்றின் ஓடுகளை உதிர்த்துவிடும். இறுதியில், நமது சூரியனைப் போலவே, அவை படிப்படியாக குளிர்ந்து கார்பனின் கருப்பு கட்டிகளாக மாறும், இது சுமார் 10 பில்லியன் ஆண்டுகள் ஆகும்.

வெள்ளை குள்ளர்களின் அவதானிப்புகள்

வெள்ளை குள்ளர்களை கவனிக்க பல வழிகள் உள்ளன. கண்டுபிடிக்கப்பட்ட முதல் வெள்ளை குள்ளமானது கேனிஸ் மேஜர் விண்மீன் தொகுப்பில் உள்ள பிரகாசமான நட்சத்திரமான சிரியஸின் துணை நட்சத்திரமாகும். 1844 ஆம் ஆண்டில், வானியலாளர் ஃபிரெட்ரிக் பெஸ்ஸல், சிரியஸில் ஒரு கண்ணுக்குத் தெரியாத பொருள் சுழல்வதைப் போல மங்கலான முன்னோக்கி மற்றும் பின்தங்கிய அசைவுகளைக் கவனித்தார். 1863 ஆம் ஆண்டில், ஒளியியல் மற்றும் தொலைநோக்கி வடிவமைப்பாளரான அல்வன் கிளார்க் இந்த மர்மமான பொருளைக் கண்டுபிடித்தார். துணை நட்சத்திரம் பின்னர் ஒரு வெள்ளை குள்ளமாக அடையாளம் காணப்பட்டது. தற்போது, ​​இந்த ஜோடி சிரியஸ் ஏ மற்றும் சிரியஸ் பி என்று அழைக்கப்படுகிறது, அங்கு பி ஒரு வெள்ளை குள்ளன். இந்த அமைப்பின் சுற்றுப்பாதை காலம் 50 ஆண்டுகள்.

பெரிய சிரியஸ் ஏ க்கு அடுத்துள்ள சிரியஸ் பி என்ற வெள்ளைக் குள்ளை அம்புக்குறி சுட்டிக்காட்டுகிறது. இணைப்பு: மெக்டொனால்ட் அப்சர்வேட்டரி, நாசா/எஸ்ஏஓ/சிஎக்ஸ்சி)

வெள்ளை குள்ளர்கள் மிகவும் சிறியதாக இருப்பதால், அவற்றைக் கண்டறிவது கடினம் என்பதால், பைனரி அமைப்புகள் அவற்றைக் கண்டறியும் ஒரு வழியாகும். சிரியஸைப் போலவே, ஒரு நட்சத்திரம் ஒரு குறிப்பிட்ட வகையான விவரிக்கப்படாத இயக்கத்தைக் கொண்டிருந்தால், ஒற்றை நட்சத்திரம் உண்மையில் பல அமைப்பு என்பதைக் கண்டறிய முடியும். நெருக்கமான பரிசோதனையில், துணை நட்சத்திரம் ஒரு வெள்ளை குள்ளதா என்பதை தீர்மானிக்க முடியும். ஹப்பிள் விண்வெளி தொலைநோக்கி, அதன் 2.4-மீட்டர் கண்ணாடி மற்றும் மேம்படுத்தப்பட்ட ஒளியியல், அதன் பரந்த-புல கிரக கேமராவைப் பயன்படுத்தி வெற்றிகரமாக வெள்ளை குள்ளர்களைக் கண்டறிந்தது. ஆகஸ்ட் 1995 இல், ஸ்கார்பியஸ் விண்மீன் தொகுப்பில் உள்ள M4 குளோபுலர் கிளஸ்டரில் 75 க்கும் மேற்பட்ட வெள்ளை குள்ளர்களைக் கண்காணிக்க இந்தக் கேமரா பயன்படுத்தப்பட்டது. இந்த வெள்ளை குள்ளர்கள் மிகவும் மங்கலாக இருந்ததால், அவர்களில் மிகவும் பிரகாசமானது சந்திரனின் தொலைவில் உள்ள 100-வாட் ஒளி விளக்கை விட பிரகாசமாக இல்லை. M4 7,000 ஒளி ஆண்டுகள் தொலைவில் அமைந்துள்ளது மற்றும் இது நமக்கு மிக அருகில் உள்ள குளோபுலர் கிளஸ்டர் ஆகும். இதன் வயது தோராயமாக 14 பில்லியன் ஆண்டுகள் ஆகும், அதனால்தான் இந்தக் கூட்டத்தின் பெரும்பாலான நட்சத்திரங்கள் தங்கள் வாழ்க்கையின் இறுதிக் கட்டத்தில் உள்ளன.