Saan nagmula ang mga white dwarf?

Kung ano ang mangyayari sa isang bituin sa dulo ng landas ng buhay nito ay nakasalalay sa masa ng bituin sa kapanganakan. Ang mga bituin na orihinal na may malaking masa ay nauuwi bilang mga black hole at neutron na bituin. Ang mga bituin na mababa o katamtaman ang masa (na may mass na mas mababa sa 8 solar mass) ay magiging white dwarf. Ang isang tipikal na puting dwarf ay tungkol sa masa ng Araw at bahagyang mas malaki kaysa sa Earth. Ang white dwarf ay isa sa mga pinakasiksik na anyo ng matter, na nalampasan lamang ng neutron star at black hole ang density sa density.

Ang mga intermediate-mass na bituin, tulad ng ating Araw, ay nabubuhay sa pamamagitan ng pag-convert ng hydrogen sa kanilang mga core sa helium. Ang prosesong ito ay nagaganap sa Araw sa kasalukuyang sandali. Ang enerhiya na nabuo ng Araw sa pamamagitan ng pagsasanib ng helium mula sa hydrogen ay lumilikha ng panloob na presyon. Sa susunod na 5 bilyong taon, uubusin ng Araw ang supply ng hydrogen sa core nito.

Ang isang bituin ay maihahalintulad sa isang pressure cooker. Kapag ang isang selyadong lalagyan ay pinainit, ang presyon ay tumataas. Ang isang katulad na bagay ay nangyayari sa Araw, siyempre, mahigpit na nagsasalita, ang Araw ay hindi matatawag na isang hermetic na lalagyan. Ang gravity ay kumikilos sa bagay ng bituin, sinusubukang i-compress ito, at ang presyon na nilikha ng mainit na gas sa core ay sumusubok na palawakin ang bituin. Ang balanse sa pagitan ng presyon at gravity ay napaka-pinong.
Kapag ang Araw ay naubusan ng hydrogen, ang balanseng ito ay magsisimulang mangibabaw sa gravity at ang bituin ay magsisimulang lumiit. Gayunpaman, sa panahon ng compression, nangyayari ang pag-init at ang bahagi ng hydrogen na natitira sa mga panlabas na layer ng bituin ay nagsisimulang masunog. Ang nasusunog na shell ng hydrogen na ito ay nagpapalawak sa mga panlabas na layer ng bituin. Kapag nangyari ito, ang ating Araw ay magiging isang pulang higante, ito ay magiging napakalaki na ang Mercury ay tuluyang lalamunin. Habang lumalaki ang bituin, lumalamig ito. Gayunpaman, ang temperatura ng core ng pulang higante ay tumataas hanggang sa ito ay sapat na mataas upang mag-apoy ng helium (synthesize mula sa hydrogen). Sa kalaunan, ang helium ay magiging carbon at mas mabibigat na elemento. Ang yugto kung saan ang Araw ay isang pulang higante ay tatagal ng 1 bilyong taon, habang ang yugto ng pagsunog ng hydrogen ay tumatagal ng 10 bilyon.

Globular cluster M4. Ground-based optical image (kaliwa) at Hubble image (kanan). Ang mga puting dwarf ay minarkahan ng mga bilog. Sanggunian: Harvey Richer (University of British Columbia, Vancouver, Canada), M. Bolte (University of California, Santa Cruz) at NASA/ESA

Alam na natin na ang mga medium-mass na bituin tulad ng ating Araw ay magiging pulang higante. Ngunit ano ang susunod na mangyayari? Ang ating pulang higante ay gagawa ng carbon mula sa helium. Kapag naubos ang helium, hindi magiging sapat ang init ng core upang simulan ang pagsunog ng carbon. Ano ngayon?

Dahil ang Araw ay hindi magiging sapat na init para masunog ang carbon, ang gravity ay muling kukuha. Kapag nagkontrata ang bituin, ilalabas ang enerhiya, na hahantong sa karagdagang pagpapalawak ng shell ng bituin. Ngayon ang bituin ay magiging mas malaki kaysa dati! Ang radius ng ating Araw ay magiging mas malaki kaysa sa radius ng orbit ng Earth!

Sa panahong ito, ang Araw ay magiging hindi matatag at mawawala ang sangkap nito. Ito ay magpapatuloy hanggang sa tuluyang malaglag ng bituin ang mga panlabas na layer nito. Ang core ng bituin ay mananatiling buo at magiging white dwarf. Ang white dwarf ay mapapaligiran ng isang lumalawak na shell ng gas na tinatawag na planetary nebula. Tinatawag na planetary ang nebulae dahil inakala ng mga naunang nagmamasid na kamukha nila ang mga planetang Uranus at Neptune. Mayroong ilang mga planetary nebulae na makikita gamit ang isang amateur telescope. Sa halos kalahati ng mga ito, isang puting dwarf ang makikita sa gitna, gamit ang isang medyo katamtamang teleskopyo.

Ang planetary nebula ay isang tanda ng paglipat ng isang average na mass star mula sa yugto ng isang pulang higante hanggang sa yugto ng isang puting dwarf. Ang mga bituin na maihahambing sa masa sa ating Araw ay magiging mga puting dwarf sa loob ng humigit-kumulang 75,000 taon, na unti-unting naglalabas ng kanilang mga shell. Sa kalaunan, tulad ng ating Araw, sila ay unti-unting lalamig at magiging mga itim na kumpol ng carbon, isang proseso na aabot ng humigit-kumulang 10 bilyong taon.

Mga obserbasyon ng mga white dwarf

Mayroong ilang mga paraan upang obserbahan ang mga puting dwarf. Ang unang natuklasang white dwarf ay isang kasamang bituin sa Sirius, isang maliwanag na bituin sa konstelasyon na Canis Major. Noong 1844, napansin ng astronomer na si Friedrich Bessel ang mahinang pasulong at paatras na paggalaw sa Sirius, na parang isang bagay na hindi nakikita ang umiikot sa paligid niya. Noong 1863, natuklasan ng taga-disenyo ng optiko at teleskopyo na si Elvan Clark ang mahiwagang bagay na ito. Ang kasamang bituin ay nakilala sa kalaunan bilang isang white dwarf. Ang pares na ito ay kilala na ngayon bilang Sirius A at Sirius B, kung saan ang B ay isang white dwarf. Ang panahon ng orbital ng sistemang ito ay 50 taon.

Ang arrow ay tumuturo sa isang puting dwarf, Sirius B, sa tabi ng mas malaking Sirius A. Ref:McDonald Observatory,NASA/SAO/CXC)

Dahil ang mga puting dwarf ay napakaliit at samakatuwid ay mahirap matukoy, ang mga binary system ay isang paraan upang makita ang mga ito. Tulad ng sa kaso ng Sirius, kung ang isang bituin ay may ilang uri ng hindi maipaliwanag na paggalaw, maaaring makita ng isang tao na ang isang bituin ay talagang maraming sistema. Sa mas malapit na pagsusuri, matutukoy kung ang kasamang bituin ay isang puting dwarf. Ang Hubble Space Telescope, na may 2.4-meter na salamin at pinahusay na optika, ay matagumpay na nakakita ng mga white dwarf gamit ang Wide Angle Planetary Camera. Noong Agosto 1995, higit sa 75 white dwarf ang naobserbahan gamit ang camera na ito sa globular cluster M4 sa konstelasyon na Scorpius. Ang mga puting dwarf na ito ay napakahina na ang pinakamaliwanag sa kanila ay kumikinang nang hindi hihigit sa isang 100 W na bumbilya sa layo mula sa buwan. Ang M4 ay 7,000 light-years ang layo at ito ang pinakamalapit na globular cluster sa amin. Ang edad nito ay humigit-kumulang 14 bilyong taon, kaya naman karamihan sa mga bituin sa kumpol na ito ay nasa huling yugto ng kanilang buhay.

Ang mga white dwarf ay mga evolved na bituin na may mass na hindi lalampas sa limitasyon ng Chandrasekhar (ang pinakamataas na masa kung saan maaaring umiral ang isang bituin bilang isang white dwarf), na walang sariling pinagmumulan ng thermonuclear energy. Ang mga white dwarf ay mga compact na bituin na may mga masa na maihahambing o mas malaki kaysa sa masa ng Araw, ngunit may radii na 100 beses na mas maliit at, nang naaayon, bolometric luminosities ~10,000 beses na mas maliit kaysa sa solar. Ang average na density ng matter sa white dwarf sa loob ng kanilang mga photosphere ay 105-109 g/cm 3 , na halos isang milyong beses na mas mataas kaysa sa density ng pangunahing sequence na mga bituin. Sa pamamagitan ng pagkalat, ang mga puting dwarf ay bumubuo, ayon sa iba't ibang mga pagtatantya, 3-10% ng populasyon ng bituin ng ating Galaxy. Ang kawalan ng katiyakan ng pagtatantya ay dahil sa kahirapan sa pagmamasid sa malalayong puting dwarf dahil sa kanilang mababang ningning.
Ang mga white dwarf ay kumakatawan sa huling yugto sa ebolusyon ng isang maliit na bituin na may masa na maihahambing sa masa ng Araw. Kapag ang lahat ng hydrogen sa gitna ng isang bituin, halimbawa, tulad ng ating Araw, ay nasusunog, ang core nito ay kumukuha sa mataas na densidad, habang ang mga panlabas na layer ay lumalawak nang malaki, at, na sinamahan ng isang pangkalahatang dimming ng ningning, ang bituin ay nagiging. Ang pumipintig na pulang higante ay ibinubuhos ang sobre nito habang ang mga panlabas na layer ng bituin ay maluwag na nakagapos sa mainit at napakasiksik na gitnang core. Kasunod nito, ang shell na ito ay nagiging isang lumalawak na planetary nebula. Tulad ng nakikita mo, ang mga pulang higante at puting dwarf ay napakalapit na magkakaugnay. Ang compression ng core ay nangyayari sa napakaliit na sukat, ngunit, gayunpaman, ay hindi lalampas sa limitasyon ng Chandrasekhar, iyon ay, ang itaas na limitasyon ng masa ng isang bituin kung saan maaari itong umiral bilang isang puting dwarf.

Ang unang natuklasang white dwarf ay ang bituin na 40 Eridani B sa triple system na 40 Eridani, na kasama sa catalog ng double star noon pang 1785 ni William Herschel. Noong 1910, binigyang pansin ni Henry Norris Russell ang maanomalyang mababang ningning ng 40 Eridani B sa mataas na temperatura ng kulay nito, na kalaunan ay nagsilbi upang paghiwalayin ang mga bituin sa isang hiwalay na klase ng mga white dwarf.

Ang pangalawang natuklasang puting dwarf ay Sirius B - ang pinakamaliwanag na bituin sa kalangitan ng mundo. Noong 1844, ang Aleman na astronomo at matematiko na si Friedrich Bessel, nang obserbahan si Sirius, ay natuklasan ang isang bahagyang paglihis ng bituin mula sa rectilinear motion, at gumawa ng isang palagay na si Sirius ay may hindi nakikitang napakalaking satellite star. Ang kanyang palagay ay nakumpirma na noong 1862, nang ang Amerikanong astronomo at taga-disenyo ng teleskopyo na si Alvan Graham Clark, habang inaayos ang pinakamalaking refractor noong panahong iyon, ay natuklasan ang isang madilim na bituin malapit sa Sirius, na kalaunan ay tinawag na Sirius B.

Ang puting dwarf Sirius B ay may mababang ningning, at ang gravitational field ay nakakaapekto sa maliwanag na kasama nito, na nagpapahiwatig na ang bituin na ito ay may napakaliit na radius na may makabuluhang masa. Kaya, sa unang pagkakataon, natuklasan ang isang uri ng bagay na tinatawag na white dwarf.

Ang ikatlong natuklasang puting dwarf ay si Procyon B. Noong 1844, ang direktor ng Koenigsberg Observatory na si Friedrich Bessel, na nagsusuri ng data sa pagmamasid, ay natagpuan na ang Procyon ay pana-panahon, kahit na napakahina, ay lumilihis mula sa isang rectilinear trajectory ng paggalaw sa celestial sphere. Napagpasyahan ni Bessel na ang Procyon ay dapat na may malapit na satellite. Ang mahinang satellite ay nanatiling hindi napapansin, at ang masa nito ay kailangang medyo malaki - maihahambing sa masa ng Sirius at Procyon, ayon sa pagkakabanggit. Noong 1896, natuklasan ng Amerikanong astronomo na si D. M. Scheberle ang Procyon B, sa gayo'y nakumpirma ang hula ni Bessel.

Pinagmulan ng mga puting dwarf

Dalawang ideya ang may mahalagang papel sa pagpapaliwanag ng genesis ng mga white dwarf: ang ideya ng astronomer na si Ernst Epik na ang mga pulang higante ay nabuo mula sa pangunahing sequence na mga bituin bilang resulta ng pagkasunog ng nuclear fuel, at ang palagay ng astronomer na si Vasily Fesenkov, na ginawa sa ilang sandali. pagkatapos ng Ikalawang Digmaang Pandaigdig, ang pangunahing sequence na mga bituin ay dapat mawala ang masa , at ang mass loss na ito ay dapat magkaroon ng malaking epekto sa . Ang mga pagpapalagay na ito ay ganap na nakumpirma.

Ang mga white dwarf ay binubuo ng carbon at oxygen, na may maliliit na karagdagan ng hydrogen at helium, ngunit ang napakalaking, mataas na evolved na bituin ay maaaring may core na binubuo ng oxygen, neon, o magnesium. Sa panahon ng ebolusyon ng pangunahing sequence na mga bituin, ang hydrogen ay "nasusunog" - nucleosynthesis na may pagbuo ng helium. Ang ganitong pagkasunog ay humahantong sa pagtigil ng paglabas ng enerhiya sa mga gitnang bahagi ng bituin, compression at, nang naaayon, sa pagtaas ng temperatura at density sa core nito. Ang pagtaas ng temperatura at density sa stellar core ay humahantong sa mga kondisyon kung saan ang isang bagong mapagkukunan ng thermonuclear energy ay naisaaktibo: helium burnup (triple helium reaction o triple alpha process), na katangian ng mga pulang higante at supergiants.

Ang mga white dwarf ay may napakataas na density (106 g/cm3). Ang white dwarf ay nasa isang estado ng gravitational equilibrium at ang presyon nito ay tinutukoy ng presyon ng degenerate electron gas. Mataas ang temperatura sa ibabaw ng white dwarf - mula 100,000 K hanggang 200,000 K. Ang masa ng white dwarf ay malapit sa mga nasa Araw. Para sa mga puting dwarf, mayroong isang mass-radius na relasyon, at kung mas malaki ang masa, mas maliit ang radius. Ang radii ng karamihan sa mga white dwarf ay maihahambing sa radius ng Earth.

Ang siklo ng buhay ng isang puting dwarf, pagkatapos nito, ay nananatiling matatag hanggang sa napakalamig nito, kapag ang bituin ay nawalan ng liwanag at naging hindi nakikita, na pumapasok sa yugto ng tinatawag na "", - ang huling resulta ng ebolusyon, bagaman ang terminong ito ay paunti-unting ginagamit sa modernong panitikan.

Puti mga duwende - isa sa mga pinakakaakit-akit na paksa sa kasaysayan ng astronomiya: sa unang pagkakataon, natuklasan ang mga celestial na katawan na may mga pag-aari na napakalayo mula sa kung saan natin nakikitungo sa mga kondisyong panlupa. At, sa lahat ng posibilidad, ang paglutas ng bugtong ng mga puting dwarf ay naglatag ng pundasyon para sa pananaliksik sa mahiwagang kalikasan ng bagay na nakatago sa isang lugar sa iba't ibang bahagi ng uniberso.

Maraming white dwarf sa uniberso. Minsan sila ay itinuturing na bihira, ngunit ang isang maingat na pag-aaral ng mga photographic plate na nakuha sa Mount Palomar Observatory (USA) ay nagpakita na ang kanilang bilang ay lumampas sa 1500. Posibleng tantiyahin ang spatial density ng mga white dwarf: lumalabas na dapat maging mga 100 tulad ng mga bituin. Ang kasaysayan ng pagtuklas ng mga puting dwarf ay nagsimula sa simula ng ika-19 na siglo, nang si Friedrich Wilhelm Bessel, na sinusubaybayan ang paggalaw ng pinakamaliwanag na bituin na si Sirius, ay natuklasan na ang landas nito ay hindi isang tuwid na linya, ngunit may katangiang parang alon. Ang tamang galaw ng bituin ay wala sa isang tuwid na linya; tila lumilipat ito mula sa gilid sa gilid, halos hindi napapansin. Noong 1844, mga sampung taon pagkatapos ng unang mga obserbasyon ng Sirius, napagpasyahan ni Bessel iyon sa tabi ni Sirius ay ang pangalawang bituin, na, sa pagiging hindi nakikita, ay may gravitational effect sa Sirius; ito ay ipinahayag sa pamamagitan ng mga pagbabago sa galaw ng Sirius. Ang mas kawili-wiling ay ang katotohanan na kung ang madilim na bahagi ay talagang umiiral, kung gayon ang panahon ng rebolusyon ng parehong mga bituin na may kaugnayan sa kanilang karaniwang sentro ng grabidad ay humigit-kumulang 50 taon.

Fast forward sa 1862. at mula sa Germany hanggang Cambridge, Massachusetts (USA). Si Alvan Clark, ang pinakamalaking tagabuo ng teleskopyo sa Estados Unidos, ay inatasan ng Mississippi State University na bumuo ng isang teleskopyo na may 18.5-pulgada (46 cm) na objective lens na magiging pinakamalaking teleskopyo sa mundo. Matapos maproseso ni Clark ang lens ng teleskopyo, kinakailangang suriin kung ang kinakailangang katumpakan sa hugis ng ibabaw nito ay natiyak. Sa layuning ito, ang lens ay na-install sa isang movable tube at nakadirekta sa Sirius - ang pinakamaliwanag na bituin, na kung saan ay ang pinakamahusay na bagay para sa pagsuri ng mga lente at pag-detect ng kanilang mga depekto. Sa pag-aayos ng posisyon ng tubo ng teleskopyo, nakita ni Alvan Clark ang isang malabong "multo" na lumitaw sa silangang gilid ng field of view ng teleskopyo sa repleksyon ni Sirius. Pagkatapos, habang ang kalangitan ay gumagalaw, si Sirius mismo ay nakita. Ang kanyang imahe ay pangit - tila ang "multo" ay isang depekto sa lens, na dapat itama bago ilagay ang lens sa serbisyo. Gayunpaman, ang malabong bituin na ito na lumitaw sa larangan ng view ng teleskopyo ay naging bahagi ng Sirius na hinulaang ni Bessel. Sa konklusyon, dapat itong idagdag na dahil sa pagsiklab ng Unang Digmaang Pandaigdig, ang Clark teleskopyo ay hindi kailanman ipinadala sa Mississippi - ito ay na-install sa Dearbon Observatory, malapit sa Chicago, at ang lens ay ginagamit hanggang sa araw na ito, ngunit sa isang iba't ibang pag-install.

Sa ganitong paraan, Ang Sirius ay naging paksa ng pangkalahatang interes at maraming pananaliksik, dahil ang mga pisikal na katangian ng binary system ay nakaintriga sa mga astronomo. Isinasaalang-alang ang mga tampok ng paggalaw ng Sirius, ang distansya nito mula sa Earth at ang amplitude ng mga deviations mula sa rectilinear motion, pinamamahalaang ng mga astronomo na matukoy ang mga katangian ng parehong mga bituin ng system, na tinatawag na Sirius A at Sirius B. Ang kabuuang masa ng pareho ang mga bituin ay naging 3.4 beses na mas malaki kaysa sa masa ng Araw. Napag-alaman na ang distansya sa pagitan ng mga bituin ay halos 20 beses ang distansya sa pagitan ng Araw at ng Earth, iyon ay, humigit-kumulang katumbas ng distansya sa pagitan ng Araw at Uranus; ang masa ng Sirius A na nakuha batay sa pagsukat ng mga parameter ng orbit ay naging 2.5 beses na mas malaki kaysa sa masa ng Araw, at ang masa ng Sirius B ay 95% ng masa ng Araw. Matapos matukoy ang liwanag ng parehong mga bituin, natagpuan na ang Sirius A ay halos 10,000 beses na mas maliwanag kaysa Sirius B. Mula sa ganap na magnitude ng Sirius A, alam natin na ito ay humigit-kumulang 35.5 beses na mas maliwanag kaysa sa Araw. Kasunod nito na ang ningning ng Araw ay 300 beses na mas malaki kaysa sa ningning ng Sirius B. Ang ningning ng anumang bituin ay nakasalalay sa temperatura ng ibabaw ng bituin at sa laki nito, iyon ay, ang diameter. Ang kalapitan ng pangalawang bahagi sa mas maliwanag na Sirius A ay nagpapahirap na matukoy ang spectrum nito, na kinakailangan upang itakda ang temperatura ng bituin. Noong 1915 gamit ang lahat ng mga teknikal na paraan na magagamit sa pinakamalaking obserbatoryo ng oras na iyon, Mount Wilson (USA), matagumpay na mga larawan ng spectrum ng Sirius ay nakuha.

Ito ay humantong sa isang hindi inaasahang pagtuklas: Ang temperatura ng satellite ay 8000 K, habang ang Araw ay may temperatura na 5700 K. Kaya, ang satellite ay talagang naging mas mainit kaysa sa Araw, na nangangahulugan na ang ningning ng isang yunit ng ibabaw nito ay mas malaki din. Sa katunayan, ang isang simpleng pagkalkula ay nagpapakita na ang bawat sentimetro ng bituin na ito ay naglalabas ng apat na beses na mas maraming enerhiya kaysa sa isang parisukat na sentimetro ng ibabaw ng Araw. Ito ay sumusunod na ang ibabaw ng satellite ay dapat na 300*10 4 na beses na mas maliit kaysa sa ibabaw ng Araw, at ang Sirius B ay dapat na may diameter na humigit-kumulang 40,000 km. Gayunpaman, ang masa ng bituin na ito ay 95% ng masa ng Araw. Nangangahulugan ito na ang isang malaking halaga ng bagay ay dapat na nakaimpake sa isang napakaliit na dami, sa madaling salita, ang bituin ay dapat na siksik. Bilang resulta ng mga simpleng operasyon ng aritmetika, nalaman namin na ang density ng satellite ay halos 100,000 beses na mas mataas kaysa sa density ng tubig. Ang isang kubiko sentimetro ng sangkap na ito sa Earth ay tumitimbang ng 100 kg, at ang 0.5 litro ng naturang sangkap ay tumitimbang ng mga 50 tonelada.

Ito ang kwento ng pagkatuklas ng unang white dwarf. At ngayon itinatanong natin sa ating sarili ang tanong: paano mai-compress ang isang sangkap upang ang isang kubiko sentimetro nito ay tumitimbang ng 100 kg? Kapag, bilang isang resulta ng mataas na presyon, ang bagay ay na-compress sa mataas na densidad, tulad ng sa mga puting dwarf, isa pang uri ng presyon ang pumapasok, ang tinatawag na "degenerate pressure". Lumilitaw ito na may pinakamalakas na compression ng matter sa bituka ng bituin. Ito ay compression, hindi mataas na temperatura, na nagiging sanhi ng lumalalang presyon.

Dahil sa malakas na compression, ang mga atom ay napakakapal na nakaimpake Ang mga shell ng elektron ay nagsisimulang tumagos sa isa't isa. Ang gravitational contraction ng isang white dwarf ay nagaganap sa loob ng mahabang panahon, at ang mga electron shell ay patuloy na tumagos sa isa't isa hanggang sa ang distansya sa pagitan ng nuclei ay maging sa pagkakasunud-sunod ng radius ng pinakamaliit na electron shell. Ang panloob na mga shell ng elektron ay isang hindi malalampasan na hadlang na pumipigil sa karagdagang pag-compress. Sa pinakamataas na compression, ang mga electron ay hindi na nakatali sa indibidwal na nuclei, ngunit malayang gumagalaw na may kaugnayan sa kanila. Ang proseso ng paghihiwalay ng mga electron mula sa nuclei ay nangyayari bilang resulta ng pressure ionization. Kapag ang ionization ay naging kumpleto, ang electron cloud ay gumagalaw na may kaugnayan sa sala-sala ng mas mabibigat na nuclei, upang ang bagay ng white dwarf ay nakakakuha ng ilang pisikal na katangian na katangian ng mga metal. Sa ganoong sangkap, ang enerhiya ay inililipat sa ibabaw ng mga electron, tulad ng init ay ipinamamahagi kasama ang isang baras na bakal na pinainit mula sa isang dulo.

Ngunit electronic ang gas ay nagpapakita ng mga hindi pangkaraniwang katangian. Habang ang mga electron ay naka-compress, ang kanilang bilis ay tumataas nang higit pa, dahil, tulad ng alam natin, ayon sa pangunahing pisikal na prinsipyo, ang dalawang electron na matatagpuan sa parehong elemento ng dami ng phase ay hindi maaaring magkaroon ng parehong enerhiya. Samakatuwid, upang hindi sakupin ang parehong elemento ng dami, dapat silang lumipat sa napakalaking bilis. Ang pinakamaliit na pinahihintulutang dami ay nakasalalay sa hanay ng mga bilis ng elektron. Gayunpaman, sa karaniwan, mas mababa ang bilis ng mga electron, mas malaki ang pinakamababang dami na maaari nilang sakupin. Sa madaling salita, ang pinakamabilis na mga electron ay sumasakop sa pinakamaliit na dami.

Kahit na ang mga indibidwal na electron ay nagmamadali sa mga bilis na tumutugma sa isang panloob na temperatura ng pagkakasunud-sunod ng milyun-milyong degree, ang temperatura ng kumpletong grupo ng mga electron sa kabuuan ay nananatiling mababa. Napagtibay na ang mga atom ng gas ng isang ordinaryong puting dwarf ay bumubuo ng isang sala-sala ng makapal na nakaimpake na mabibigat na nuclei kung saan gumagalaw ang isang degenerate na electron gas. Mas malapit sa ibabaw ng bituin, humihina ang pagkabulok, at sa ibabaw ang mga atomo ay hindi ganap na na-ionize, kaya ang bahagi ng bagay ay nasa karaniwang gas na estado. Alam ang mga pisikal na katangian ng mga puting dwarf, maaari tayong bumuo ng isang visual na modelo ng mga ito. Magsimula tayo diyan puti mga duwende magkaroon ng isang kapaligiran. Ang pagtatasa ng spectra ng mga dwarf ay humahantong sa konklusyon na ang kapal ng kanilang kapaligiran ay ilang daang metro lamang. Sa kapaligirang ito, nakita ng mga astronomo ang iba't ibang pamilyar na elemento ng kemikal. kilala puti mga duwende dalawang uri - malamig at mainit. Ang mga atmospheres ng mas mainit na puting dwarf ay naglalaman ng ilang hydrogen, bagaman ito ay malamang na hindi hihigit sa 0.05%. Gayunpaman, ang hydrogen, helium, calcium, iron, carbon, at maging ang titanium oxide ay nakita mula sa mga linya sa spectra ng mga bituin na ito. Ang mga atmospheres ng cold white dwarf ay halos binubuo ng helium; Ang hydrogen ay maaaring magkaroon ng mas mababa sa isang atom sa isang milyon. Ang temperatura sa ibabaw ng mga white dwarf ay nag-iiba mula 5000 K para sa "malamig" na bituin hanggang 50,000 K para sa mga "mainit". Sa ilalim ng kapaligiran ng isang puting dwarf ay namamalagi ang isang rehiyon ng non-degenerate matter na naglalaman ng isang maliit na bilang ng mga libreng electron. Ang kapal ng layer na ito ay 160 km, na humigit-kumulang 1% ng radius ng bituin. Maaaring magbago ang layer na ito sa paglipas ng panahon, ngunit ang diameter ng white dwarf ay nananatiling pare-pareho at katumbas ng humigit-kumulang 40,000 km.

Karaniwan, puti mga duwende huwag bawasan ang laki pagkatapos maabot ang estadong ito. Sila ay kumikilos tulad ng isang cannonball na pinainit sa isang mataas na temperatura; ang core ay maaaring magbago ng temperatura sa pamamagitan ng pagpapalabas ng enerhiya, ngunit ang mga sukat nito ay nananatiling hindi nagbabago. Ano ang tumutukoy sa huling diameter ng isang puting dwarf? Lumalabas ang masa nito. Kung mas malaki ang masa ng isang puting dwarf, mas maliit ang radius nito; ang pinakamababang posibleng radius ay 10,000 km. Sa teorya, kung ang masa ng isang puting dwarf ay lumampas sa masa ng Araw ng 1.2 beses, ang radius nito ay maaaring walang katiyakan na maliit. Ito ay ang presyon ng degenerate electron gas na pumipigil sa bituin mula sa anumang karagdagang compression, at bagaman ang temperatura ay maaaring mag-iba mula sa milyun-milyong degree sa core ng bituin hanggang sa zero sa ibabaw, ang diameter nito ay hindi nagbabago. Sa paglipas ng panahon, ang bituin ay nagiging isang madilim na katawan na may parehong diameter na mayroon ito noong ito ay pumasok sa yugto ng puting dwarf. Sa ilalim ng tuktok na layer ng isang bituin, ang degenerate na gas ay halos isothermal, iyon ay, ang temperatura ay halos pare-pareho hanggang sa pinakasentro ng bituin; ito ay ilang milyong degree - ang pinaka-makatotohanang figure ay 6 milyon K.

Ngayon na mayroon kaming ilang mga ideya tungkol sa istraktura ng isang puting dwarf, bumangon ang tanong: Bakit kumikinang? Isang bagay ang malinaw: ang mga reaksyong thermonuclear ay hindi kasama. Walang hydrogen sa loob ng white dwarf upang suportahan ang mekanismo ng pagbuo ng enerhiya na ito. Ang tanging uri ng enerhiya na mayroon ang white dwarf ay thermal energy. Ang nuclei ng mga atom ay nasa random na paggalaw, dahil ang mga ito ay nakakalat sa pamamagitan ng degenerate electron gas. Sa paglipas ng panahon, ang paggalaw ng nuclei ay bumagal, na katumbas ng proseso ng paglamig. Ang electron gas, na hindi katulad ng anumang gas na kilala sa Earth, ay pambihirang thermally conductive, at ang mga electron ay nagsasagawa ng thermal energy sa ibabaw, kung saan ito ay pinalalabas sa atmospera patungo sa outer space.

Inihahambing ng mga astronomo ang proseso ng paglamig ng isang mainit na puting dwarf sa isang baras na bakal na kinuha mula sa apoy. Sa una, ang puting dwarf ay mabilis na lumalamig, ngunit habang bumababa ang temperatura sa loob nito, bumabagal ang paglamig. Ayon sa mga pagtatantya, sa unang daan-daang milyong taon, ang ningning ng isang puting dwarf ay bumaba ng 1% ng ningning ng Araw.

Sa kalaunan ang puting dwarf ay dapat mawala at maging isang itim na dwarf., ngunit ito ay maaaring tumagal ng trilyong taon, at ayon sa maraming mga siyentipiko, tila napaka-duda na ang edad ng uniberso ay sapat na para sa hitsura ng mga itim na dwarf sa loob nito. Naniniwala ang ibang mga astronomo na kahit na sa unang yugto, kapag ang puting dwarf ay medyo mainit pa, mababa ang rate ng paglamig. At kapag ang temperatura ng ibabaw nito ay bumaba sa isang halaga ng pagkakasunud-sunod ng temperatura ng Araw, ang bilis ng paglamig ay tumataas at ang pagkalipol ay nangyayari nang napakabilis. Kapag ang loob ng isang puting dwarf ay lumalamig nang sapat, ito ay magpapatigas. Sa isang paraan o iba pa, kung ipagpalagay natin na ang edad ng Uniberso ay lumampas sa 10 bilyong taon, dapat mayroong mas maraming pulang dwarf sa loob nito kaysa sa mga puti. Alam ito, ang mga astronomo ay naghahanap ng mga pulang dwarf.

Sa ngayon sila ay hindi nagtagumpay. Ang masa ng mga puting dwarf ay hindi pa natutukoy nang tumpak. Maaari silang mapagkakatiwalaan na mai-install para sa mga bahagi ng mga binary system, tulad ng sa kaso ng Sirius. Pero iilan lang puti mga duwende ay bahagi ng mga binary na bituin. Sa tatlong pinaka-mahusay na pinag-aralan na mga kaso, ang masa ng mga puting dwarf, na sinusukat na may katumpakan na higit sa 10%, ay naging mas mababa kaysa sa masa ng Araw at umabot sa halos kalahati nito. Sa teoryang, ang naglilimita sa masa para sa isang ganap na degenerate na hindi umiikot na bituin ay dapat na 1.2 beses ang masa ng Araw. Gayunpaman, kung ang mga bituin ay umiikot, at sa lahat ng posibilidad na gawin nila, kung gayon ang mga masa ng maraming beses na mas malaki kaysa sa araw ay posible.

Ang puwersa ng grabidad sa ibabaw ng mga puting dwarf ay humigit-kumulang 60-70 beses na mas malaki kaysa sa Araw. Kung ang isang tao ay tumitimbang ng 75 kg sa Earth, kung gayon sa Araw ay tumitimbang siya ng 2 tonelada, at sa ibabaw ng isang puting dwarf ang kanyang timbang ay 120-140 tonelada. Isinasaalang-alang ang katotohanan na ang radii ng mga puting dwarf ay naiiba nang kaunti at ang kanilang mga masa ay halos pareho, maaari nating tapusin na ang puwersa ng grabidad sa ibabaw ng anumang puting dwarf ay halos pareho. Maraming white dwarf sa uniberso. Sa isang pagkakataon sila ay itinuturing na bihira, ngunit ang isang maingat na pag-aaral ng mga photographic plate na nakuha sa Mount Palomar Observatory ay nagpakita na ang kanilang bilang ay lumampas sa 1500. Naniniwala ang mga astronomo na ang dalas ng mga white dwarf ay pare-pareho, hindi bababa sa nakalipas na 5 bilyong taon. siguro, puti mga duwende bumubuo sa pinakamaraming klase ng mga bagay sa kalangitan.

Posibleng tantyahin ang spatial density ng mga puting dwarf: lumalabas na sa isang globo na may radius na 30 light years ay dapat mayroong mga 100 tulad ng mga bituin. Ang tanong ay lumitaw: ang lahat ba ng mga bituin ay nagiging white dwarf sa dulo ng kanilang ebolusyonaryong landas? Kung hindi, anong bahagi ng mga bituin ang napupunta sa yugto ng white dwarf? Ang pinakamahalagang hakbang sa paglutas ng problema ay ginawa nang i-plot ng mga astronomo ang posisyon ng mga gitnang bituin ng planetary nebulae sa isang diagram ng temperatura-luminosity. Upang maunawaan ang mga katangian ng mga bituin na matatagpuan sa gitna ng planetary nebulae, isaalang-alang ang mga celestial body na ito. Sa mga litrato, ang planetary nebula ay mukhang isang pinahabang ellipsoidal na masa ng mga gas na may mahina ngunit mainit na bituin sa gitna. Sa katotohanan, ang masa na ito ay isang kumplikadong magulong, concentric na shell na lumalawak sa bilis na 15-50 km/s. Bagaman ang mga pormasyon na ito ay mukhang mga singsing, sa katunayan sila ay mga shell at ang bilis ng magulong paggalaw ng gas sa kanila ay umabot sa halos 120 km / s. Ito ay lumabas na ang mga diameter ng ilang mga planetary nebulae, kung saan posible na sukatin ang distansya, ay nasa pagkakasunud-sunod ng 1 light year, o mga 10 trilyong kilometro.

Ang pagpapalawak sa mga bilis na ipinahiwatig sa itaas, ang gas sa mga shell ay nagiging napakabihirang at hindi masasabik, at samakatuwid ay hindi makikita pagkatapos ng 100,000 taon. Maraming planetary nebulae na nakikita natin ngayon ay ipinanganak sa nakalipas na 50,000 taon, at ang kanilang karaniwang edad ay malapit sa 20,000 taon. Ang mga gitnang bituin ng naturang nebulae ay ang pinakamainit na bagay na kilala sa kalikasan. Ang kanilang temperatura sa ibabaw ay nag-iiba mula 50,000 hanggang 1 milyong degrees Celsius. K. Dahil sa hindi karaniwang mataas na temperatura, karamihan sa radiation ng bituin ay nagmumula sa malayong ultraviolet na rehiyon ng electromagnetic spectrum.

ito ang ultraviolet radiation ay nasisipsip, ay na-convert at muling inilalabas ng shell gas sa nakikitang rehiyon ng spectrum, na nagpapahintulot sa amin na obserbahan ang shell. Nangangahulugan ito na ang mga shell ay mas maliwanag kaysa sa gitnang mga bituin - na talagang pinagmumulan ng enerhiya - dahil ang isang malaking halaga ng radiation ng bituin ay nahuhulog sa hindi nakikitang bahagi ng spectrum. Mula sa pagsusuri ng mga katangian ng mga gitnang bituin ng planetary nebulae, sumusunod na ang karaniwang halaga ng kanilang masa ay nasa hanay na 0.6-1 solar mass. At para sa synthesis ng mabibigat na elemento sa bituka ng isang bituin, kailangan ang malalaking masa. Ang dami ng hydrogen sa mga bituin na ito ay bale-wala. Gayunpaman, ang mga sobre ng gas ay mayaman sa hydrogen at helium.

Ang ilang mga astronomo ay naniniwala na 50-95% ng lahat ng white dwarf ay hindi nagmula sa planetary nebulae. Kaya, kahit na ang ilang mga puting dwarf ay ganap na nauugnay sa mga planetary nebulae, hindi bababa sa kalahati o higit pa sa mga ito ay nagmula sa mga normal na pangunahing-sequence na mga bituin na hindi dumaan sa yugto ng planetary nebula. Malabo at hindi tiyak ang buong larawan ng pagbuo ng puting dwarf. Napakaraming detalye ang nawawala na, sa pinakamaganda, ang isang paglalarawan ng proseso ng ebolusyon ay maaari lamang mabuo sa pamamagitan ng lohikal na hinuha. Gayunpaman, ang pangkalahatang konklusyon ay ito: maraming mga bituin ang nawawalan ng ilan sa kanilang mga bagay sa daan patungo sa kanilang huling yugto, katulad ng yugto ng isang puting dwarf, at pagkatapos ay itago sa celestial na "mga sementeryo" sa anyo ng mga itim, invisible dwarf. Kung ang masa ng isang bituin ay humigit-kumulang dalawang beses sa masa ng Araw, kung gayon ang mga bituin ay mawawala ang kanilang katatagan sa mga huling yugto ng kanilang ebolusyon. Ang ganitong mga bituin ay maaaring sumabog bilang supernovae, at pagkatapos ay lumiit sa laki ng mga bola na may radius na ilang kilometro, i.e. nagiging mga neutron na bituin.

Pagtuklas ng mga white dwarf

Ang unang natuklasang white dwarf ay ang bituin na 40 Eridani B sa triple system na 40 Eridani, na kasama sa catalog ng double star ni William Herschel noong 1785. Noong 1910, binigyang pansin ni Henry Norris Russell ang maanomalyang mababang ningning ng 40 Eridani B sa mataas na temperatura ng kulay nito, na kasunod na nagsilbi upang paghiwalayin ang mga bituin sa isang hiwalay na klase ng mga white dwarf.

Sirius B at Procyon B ang pangalawa at pangatlong natuklasang white dwarf. Noong 1844, ang direktor ng Königsberg Observatory na si Friedrich Bessel, na nag-analisa sa data ng pagmamasid na isinagawa mula noong 1755, ay natagpuan na ang Sirius, ang pinakamaliwanag na bituin sa kalangitan ng mundo, at ang Procyon ay pana-panahon, kahit na napakahina, ay lumilihis mula sa isang rectilinear trajectory ng paggalaw sa celestial sphere. Napagpasyahan ni Bessel na ang bawat isa sa kanila ay dapat na may malapit na kasama. Ang mensahe ay binati ng may pag-aalinlangan, dahil ang mahinang kasama ay nanatiling hindi napapansin, at ang masa nito ay dapat na medyo malaki - maihahambing sa masa ng Sirius at Procyon, ayon sa pagkakabanggit.

Density Paradox

“Kasama ko ang aking kaibigan ... Propesor E. Pickering sa isang pagbisita sa negosyo. Sa katangiang kabaitan, inalok niyang kunin ang spectra ng lahat ng mga bituin na naobserbahan namin ni Hincks ... upang matukoy ang kanilang mga paralaks. Ang piraso ng tila nakagawiang gawain ay naging napakabunga - ito ay humantong sa pagtuklas na ang lahat ng mga bituin na may napakaliit na absolute magnitude (iyon ay, mababang ningning) ay may parang multo na uri M (iyon ay, napakababang temperatura sa ibabaw). Habang naaalala ko, habang tinatalakay ang tanong na ito, tinanong ko si Pickering tungkol sa ilan pang malabong bituin..., partikular na binanggit ang 40 Eridanus B . Sa pag-uugali sa isang katangiang paraan, agad siyang nagpadala ng isang pagtatanong sa tanggapan ng (Harvard) Observatory, at hindi nagtagal ay nakatanggap ng tugon (sa tingin ko mula kay Mrs. Fleming) na ang spectrum ng bituin na ito ay A (i.e. mataas na temperatura sa ibabaw). Kahit sa mga panahong Paleozoic na iyon, sapat na ang alam ko tungkol sa mga bagay na ito upang agad na mapagtanto na mayroong matinding pagkakaiba sa pagitan ng kung ano ang tatawagin nating "posible" na mga halaga para sa ningning at density ng ibabaw. Maliwanag na hindi ko itinago ang katotohanan na hindi lang ako nagulat, ngunit literal na tinamaan ng pagbubukod na ito sa tila isang ganap na normal na panuntunan para sa mga katangian ng mga bituin. Ngumiti sa akin si Pickering at sinabi: "Tiyak na ang mga eksepsiyon na humahantong sa pagpapalawak ng ating kaalaman" - at ang mga puting dwarf ay pumasok sa mundo ng sinaliksik "

Ang sorpresa ni Russell ay lubos na nauunawaan: 40 Ang Eridani B ay kabilang sa medyo malapit na mga bituin, at ang naobserbahang paralaks ay maaaring gamitin upang tumpak na matukoy ang distansya dito at, nang naaayon, ang ningning. Ang ningning ng 40 Eridani B ay naging anomalously low para sa spectral type nito - ang mga white dwarf ay bumuo ng bagong rehiyon sa G-R diagram. Ang kumbinasyong ito ng ningning, masa at temperatura ay hindi maintindihan at hindi maipaliwanag sa loob ng balangkas ng karaniwang modelo ng istruktura ng mga pangunahing sequence na bituin na binuo noong 1920s.

Ang mataas na density ng mga puting dwarf ay nanatiling hindi maipaliwanag sa loob ng balangkas ng klasikal na pisika at astronomiya at nakahanap lamang ng paliwanag sa loob ng balangkas ng quantum mechanics pagkatapos ng paglitaw ng mga istatistika ng Fermi-Dirac. Noong 1926, si Fowler sa kanyang artikulong "Sa siksik na bagay" ( "Sa siksik na bagay", Mga Buwanang Paunawa R. Astron. soc. 87, 114-122) ay nagpakita na, sa kaibahan sa pangunahing-sequence na mga bituin, kung saan ang equation ng estado ay batay sa perpektong modelo ng gas (karaniwang modelo ng Eddington), para sa mga puting dwarf ang density at presyon ng bagay ay tinutukoy ng mga katangian ng degenerate electron gas. (Fermi gas) .

Ang susunod na hakbang sa pagpapaliwanag ng kalikasan ng mga puting dwarf ay ang gawain ni Yakov Frenkel, E. Stoner ?! at Chandrasekara. Noong 1928, itinuro ni Frenkel na para sa mga puting dwarf ay dapat magkaroon ng isang itaas na limitasyon ng masa, iyon ay, ang mga bituin na ito na may mass na higit sa isang tiyak na limitasyon ay hindi matatag at dapat gumuho. Ang parehong konklusyon ay nakapag-iisa na naabot noong 1930 ni E. Stoner, na nagbigay ng tamang pagtatantya ng naglilimita sa masa. Mas tiyak, ito ay kinakalkula noong 1931 ni Chandrasekhar sa kanyang gawain na "Ang maximum na masa ng isang perpektong puting dwarf" ( "Ang pinakamataas na masa ng perpektong puting dwarf", Astroph. J. 74, 81-82) (limitahan Chandrasekhar) at hiwalay dito noong 1932 L. D. Landau .

Pinagmulan ng mga puting dwarf

Ipinaliwanag ng solusyon ni Fowler ang panloob na istraktura ng mga puting dwarf, ngunit hindi nilinaw ang mekanismo ng kanilang pinagmulan. Dalawang ideya ang may mahalagang papel sa pagpapaliwanag sa simula ng mga white dwarf: ang ideya ng astronomer na si Ernst Epic na ang mga pulang higante ay nabuo mula sa pangunahing sequence na mga bituin bilang resulta ng pagkasunog ng nuclear fuel, at ang palagay ng astronomer na si Vasily Fesenkov, na ginawa sa ilang sandali. pagkatapos ng Ikalawang Digmaang Pandaigdig, ang pangunahing sequence na mga bituin ay dapat mawalan ng masa , at ang naturang pagkawala ng masa ay dapat magkaroon ng malaking epekto sa ebolusyon ng mga bituin. Ang mga pagpapalagay na ito ay ganap na nakumpirma.

Triple helium reaction at isothermal core ng mga pulang higante

Sa panahon ng ebolusyon ng pangunahing-sequence na mga bituin, ang hydrogen ay "nasusunog" - nucleosynthesis sa pagbuo ng helium (tingnan ang Bethe cycle). Ang ganitong pagkasunog ay humahantong sa pagtigil ng paglabas ng enerhiya sa mga gitnang bahagi ng bituin, compression at, nang naaayon, sa pagtaas ng temperatura at density sa core nito. Ang pagtaas ng temperatura at density sa stellar core ay humahantong sa mga kondisyon kung saan ang isang bagong mapagkukunan ng thermonuclear energy ay naisaaktibo: helium burnup (triple helium reaction o triple alpha process), na katangian ng mga pulang higante at supergiants.

Sa mga temperatura ng pagkakasunud-sunod ng 10 8 K, ang kinetic energy ng helium nuclei ay nagiging sapat na mataas upang madaig ang Coulomb barrier: dalawang helium nuclei ( 4 He , alpha particle) ay maaaring magsanib upang mabuo ang hindi matatag na beryllium isotope 8 Be:

2 4 Siya + 2 4 Siya → 4 8 Maging . (\displaystyle ()_(2)^(4)(\textrm (Siya))+()_(2)^(4)(\textrm (Siya))\rightarrow ()_(4)^(8) (\textrm (Maging)).)

Karamihan sa 8 Be ay muling nabubulok sa dalawang alpha particle, ngunit kapag ang 8 Be ay bumangga sa isang high-energy alpha particle, isang stable na carbon nucleus na 12 C ay maaaring mabuo:

4 8 Be + 2 4 Siya → 6 12 C (\displaystyle ()_(4)^(8)(\textrm (Be))+()_(2)^(4)(\textrm (He))\ rightarrow ()_(6)^(12)(\textrm (C))) + 7.3 MeV.

Sa kabila ng napakababang konsentrasyon ng equilibrium na 8 Be (halimbawa, sa temperaturang ~10 8 K, ang ratio ng konsentrasyon [ 8 Be]/[ 4 He] ~ 10 −10), ang rate triple helium reaksyon lumalabas na sapat upang makamit ang isang bagong hydrostatic equilibrium sa mainit na core ng bituin. Ang pagdepende sa temperatura ng paglabas ng enerhiya sa triple helium na reaksyon ay napakataas, kaya para sa hanay ng temperatura T (\displaystyle T)~1-2⋅10 8 K na paglabas ng enerhiya ε 3 α (\displaystyle \varepsilon _(3\alpha )):

ε 3 α = 10 8 ρ 2 Y 3 ⋅ (T 10 8) 30 , (\displaystyle \varepsilon _(3\alpha )=10^(8)\rho ^(2)Y^(3)\cdot \left ((T \over (10^(8)))\kanan)^(30),)

saan Y (\displaystyle Y)- bahagyang konsentrasyon ng helium sa core (sa itinuturing na kaso ng "pagsunog" ng hydrogen, ito ay malapit sa pagkakaisa).

Gayunpaman, dapat tandaan na ang triple helium na reaksyon ay nailalarawan sa pamamagitan ng isang mas mababang paglabas ng enerhiya kaysa sa siklo ng Bethe: sa mga tuntunin ng isang yunit ng masa Ang paglabas ng enerhiya sa panahon ng "pagsunog" ng helium ay higit sa 10 beses na mas mababa kaysa sa panahon ng "pagsunog" ng hydrogen. Habang nasusunog ang helium at naubos ang pinagmumulan ng enerhiya sa nucleus, posible rin ang mas kumplikadong mga reaksyon ng nucleosynthesis, gayunpaman, una, ang mga naturang reaksyon ay nangangailangan ng mas mataas na temperatura, at, pangalawa, ang paglabas ng enerhiya sa bawat yunit ng masa sa naturang mga reaksyon ay bumababa habang ang masa ang bilang ng mga nuclei na kasangkot sa reaksyon.

Ang isang karagdagang kadahilanan na tila nakakaimpluwensya sa ebolusyon ng pulang higanteng nuclei ay ang kumbinasyon ng mataas na temperatura sensitivity ng triple helium reaksyon at ang fusion reaksyon ng mas mabibigat na nuclei sa mekanismo. paglamig ng neutrino: sa mataas na temperatura at presyon, ang pagkalat ng mga photon sa pamamagitan ng mga electron ay posible sa pagbuo ng mga pares ng neutrino-antineutrino, na malayang nagdadala ng enerhiya mula sa nucleus: ang bituin ay transparent sa kanila. Ang bilis ng ganyan volumetric neutrino cooling, sa kaibahan sa classical mababaw Ang paglamig ng photon ay hindi limitado ng mga proseso ng paglipat ng enerhiya mula sa loob ng isang bituin patungo sa photosphere nito. Bilang resulta ng reaksyon ng nucleosynthesis sa core ng bituin, naabot ang isang bagong equilibrium, na nailalarawan sa parehong temperatura ng core: isothermal core(Larawan 2).

Sa kaso ng mga pulang higante na may medyo maliit na masa (sa pagkakasunud-sunod ng araw), ang mga isothermal core ay pangunahing binubuo ng helium, sa kaso ng mas malalaking bituin, ng carbon at mas mabibigat na elemento. Gayunpaman, sa anumang kaso, ang density ng naturang isothermal nucleus ay napakataas na ang mga distansya sa pagitan ng mga electron ng plasma na bumubuo sa nucleus ay naging katapat sa kanilang De Broglie wavelength. λ = h / mv (\displaystyle \lambda =h/mv), iyon ay, ang mga kondisyon para sa pagkabulok ng electron gas ay nasiyahan. Ipinapakita ng mga kalkulasyon na ang density ng isothermal core ay tumutugma sa density ng white dwarfs, i.e. Ang mga core ng pulang higante ay puting dwarf..

Kaya, mayroong isang itaas na limitasyon ng masa para sa mga puting dwarf. Kapansin-pansin, mayroong isang katulad na mas mababang limitasyon para sa mga naobserbahang white dwarf: dahil ang rate ng ebolusyon ng mga bituin ay proporsyonal sa kanilang masa, maaari nating obserbahan ang mga low-mass white dwarf bilang mga labi lamang ng mga bituin na nagawang mag-evolve sa panahon mula sa unang panahon ng pagbuo ng bituin ng Uniberso hanggang sa kasalukuyan.

Mga Tampok ng Spectra at Spectral Classification

Ang mga white dwarf ay inilalaan sa isang hiwalay na spectral class D (mula sa English Dwarf - dwarf), isang klasipikasyon ang kasalukuyang ginagamit na sumasalamin sa mga tampok ng spectra ng white dwarf, na iminungkahi noong 1983 ni Edward Sion; sa klasipikasyong ito, ang uri ng parang multo ay nakasulat sa sumusunod na format:

D [subclass] [mga tampok ng spectrum] [index ng temperatura],

ang mga sumusunod na subclass ay tinukoy:

• DA - ang mga linya ng serye ng Balmer ng hydrogen ay naroroon sa spectrum, ang mga linya ng helium ay hindi sinusunod;
• DB - helium He I na mga linya ay naroroon sa spectrum, hydrogen o metal na mga linya ay wala;
• DC - tuloy-tuloy na spectrum na walang mga linya ng pagsipsip;
• DO - malakas na helium He II na mga linya ay naroroon sa spectrum, He I at H na mga linya ay maaari ding naroroon;
• DZ - mga linyang metal lamang, walang linya ng H o He;
• DQ - mga linya ng carbon, kabilang ang molekular C 2 ;

at parang multo na mga tampok:

• P - naobserbahang polariseysyon ng liwanag sa isang magnetic field;
• H - polariseysyon sa pagkakaroon ng isang magnetic field ay hindi sinusunod;
• V - mga bituin ng uri ZZ Keta o iba pang variable na white dwarf;
• X - Kakaiba o hindi natukoy na spectra.

Ang ebolusyon ng mga puting dwarf

Ang mga white dwarf ay nagsisimula sa kanilang ebolusyon bilang ang nakalantad na mga bulok na core ng mga pulang higante na naglabas ng kanilang mga shell - iyon ay, bilang mga gitnang bituin ng mga batang planetary nebulae. Ang mga temperatura ng mga photosphere ng mga core ng mga batang planetary nebulae ay napakataas - halimbawa, ang temperatura ng gitnang bituin ng NGC 7293 nebula ay mula 90,000 K (tinatantya mula sa mga linya ng pagsipsip) hanggang 130,000 K (tinatantya mula sa isang X-ray spectrum). Sa ganitong mga temperatura, karamihan sa spectrum ay matigas na ultraviolet at malambot na x-ray.

Kasabay nito, ang mga naobserbahang white dwarf sa kanilang spectra ay pangunahing nahahati sa dalawang malalaking grupo - "hydrogen" spectral type DA, sa spectra kung saan walang mga linya ng helium, na bumubuo sa ~ 80% ng populasyon ng mga white dwarf , at "helium" spectral type DB na walang mga linya ng hydrogen sa spectra na bumubuo sa karamihan ng natitirang 20% ​​​​ng populasyon. Ang dahilan para sa pagkakaiba-iba na ito sa komposisyon ng mga atmospheres ng mga puting dwarf ay nanatiling hindi maliwanag sa loob ng mahabang panahon. Noong 1984, isinasaalang-alang ni Iko Iben ang mga senaryo para sa "paglabas" ng mga white dwarf mula sa mga pumipintig na pulang higante na matatagpuan sa asymptotic giant branch, sa iba't ibang yugto ng pulsation. Sa huling yugto ng ebolusyon, ang mga pulang higante na may masa hanggang sampung solar na masa, bilang resulta ng "pagkasunog" ng helium core, ay bumubuo ng isang degenerate core, na binubuo pangunahin ng carbon at mas mabibigat na elemento, na napapalibutan ng isang non-degenerate. pinagmulan ng helium sheet, kung saan nagaganap ang triple helium reaction. Kaugnay nito, ang isang layered hydrogen source ay matatagpuan sa itaas nito, kung saan ang mga thermonuclear reactions ng Bethe cycle ng hydrogen conversion sa helium, na napapalibutan ng isang hydrogen shell, ay nagaganap; kaya, ang panlabas na pinagmumulan ng layer ng hydrogen ay ang "producer" ng helium para sa pinagmumulan ng layer ng helium. Ang pagkasunog ng helium sa isang layered source ay napapailalim sa thermal instability dahil sa sobrang mataas na pagdepende nito sa temperatura, at ito ay pinalala ng mas mataas na hydrogen-to-helium conversion rate kumpara sa helium burn-up rate; ang resulta ay ang akumulasyon ng helium, ang compression nito sa simula ng pagkabulok, isang matalim na pagtaas sa rate ng triple helium reaction at ang pag-unlad layered helium flash.

Sa napakaikling panahon (~30 taon), ang liwanag ng pinagmumulan ng helium ay tumataas nang husto na ang pagkasunog ng helium ay napupunta sa convective regime, ang layer ay lumalawak, na nagtutulak sa pinagmumulan ng hydrogen layer palabas, na humahantong sa paglamig nito at ang pagtigil ng hydrogen pagkasunog. Matapos masunog ang labis na helium sa panahon ng pagsabog, bumababa ang ningning ng layer ng helium, lumiliit ang mga panlabas na layer ng hydrogen ng pulang higante, at muling nag-aapoy ang pinagmulan ng hydrogen layer.

Iminungkahi ni Iben na ang isang pumipintig na pulang higante ay maaaring magbuhos ng kanyang shell, na bumubuo ng isang planetary nebula, kapwa sa helium flash phase at sa tahimik na yugto na may aktibong sheet ng hydrogen source, at, dahil ang shell separation surface ay phase dependent, kapag ang shell ay malaglag sa panahon ng isang helium flash isang "helium" white dwarf ng parang multo uri DB ay nakalantad, at kapag ang sobre ay ejected sa pamamagitan ng isang higanteng may aktibong sheet hydrogen pinagmulan, isang "hydrogen" dwarf DA ay nakalantad; ang tagal ng helium flash ay humigit-kumulang 20% ​​ng tagal ng pulsation cycle, na nagpapaliwanag ng ratio ng hydrogen at helium dwarfs DA:DB ~ 80:20.

Ang mga malalaking bituin (7-10 beses na mas mabigat kaysa sa Araw) sa isang punto ay "nasusunog" ang hydrogen, helium at carbon at nagiging mga puting dwarf na may oxygen-rich core. Kinumpirma ito ng mga bituin na SDSS 0922+2928 at SDSS 1102+2054 na may kapaligirang naglalaman ng oxygen.

Dahil ang mga white dwarf ay pinagkaitan ng kanilang sariling thermonuclear na pinagmumulan ng enerhiya, sila ay nagliliwanag sa gastos ng kanilang mga reserbang init. Ang kapangyarihan ng radiation ng isang ganap na itim na katawan (pinagsama-samang kapangyarihan sa buong spectrum), bawat yunit ng surface area, ay proporsyonal sa ikaapat na kapangyarihan ng temperatura ng katawan:

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

saan j (\displaystyle j) ay ang kapangyarihan sa bawat yunit na lugar ng radiating surface, at σ (\displaystyle \sigma )- pare-pareho Stefan - Boltzmann .

Tulad ng nabanggit na, ang temperatura ay hindi kasama sa equation ng estado ng isang degenerate electron gas - iyon ay, ang radius ng isang puting dwarf at ang radiating area ay nananatiling hindi nagbabago: bilang isang resulta, una, para sa mga puting dwarf ay walang mass-luminosity dependence, ngunit mayroong age-luminosity dependence (depende lamang sa temperatura, ngunit hindi sa lugar ng radiating surface), at, pangalawa, ang superhot young white dwarf ay dapat lumamig nang mabilis, dahil ang radiation flux at, nang naaayon, ang rate ng paglamig, ay proporsyonal sa ikaapat na kapangyarihan ng temperatura.

Sa huli, pagkatapos ng sampu-sampung bilyong taon ng paglamig, anumang white dwarf ay dapat na maging isang tinatawag na Black Dwarf (na hindi naglalabas ng nakikitang liwanag). Bagama't sa ngayon ay wala pang ganitong mga bagay ang naobserbahan sa Uniberso (ayon sa ilang [ Ano?] kalkulasyon, hindi bababa sa 10 15 taon ang kinakailangan para ang isang puting dwarf ay lumamig sa temperatura na 5 K), dahil ang oras na lumipas mula nang mabuo ang mga unang bituin sa Uniberso ay (ayon sa mga modernong konsepto) mga 13 bilyong taon , ngunit ang ilang mga white dwarf ay lumamig na sa mga temperaturang mas mababa sa 4000 kelvins (halimbawa, mga white dwarf WD 0346+246 at SDSS J110217, 48+411315.4 na may temperaturang 3700-3800 K at spectral type M0 sa layo na humigit-kumulang 100 light years ang Araw), na, kasama ang kanilang maliit na sukat, ay nagpapahirap sa kanilang pagtuklas.

Astronomical phenomena na kinasasangkutan ng mga white dwarf

X-ray emission mula sa white dwarf

Ang temperatura sa ibabaw ng mga batang puting dwarf, isotropic stellar core pagkatapos ng shell ejection, ay napakataas - higit sa 2⋅10 5 K , gayunpaman, ito ay bumaba nang mabilis dahil sa radiation mula sa ibabaw. Ang mga napakabatang puting dwarf ay sinusunod sa saklaw ng X-ray (halimbawa, mga obserbasyon ng white dwarf HZ 43 ng ROSAT satellite). Sa hanay ng X-ray, ang ningning ng mga puting dwarf ay lumampas sa ningning ng pangunahing pagkakasunud-sunod na mga bituin: ang mga larawan ng Sirius na kinunan ng teleskopyo ng Chandra X-ray (tingnan ang Fig. 10) ay maaaring magsilbing isang paglalarawan - sa kanila, ang puti ang dwarf Sirius B ay mukhang mas maliwanag kaysa Sirius A ng spectral class A1, na nasa optical range ~10,000 beses na mas maliwanag kaysa Sirius B.

Ang temperatura sa ibabaw ng pinakamainit na white dwarf ay 7⋅10 4 K , ang pinakamalamig ay mas mababa sa 4⋅10 3 K (tingnan, halimbawa, Star van Maanen at WD 0346+246 na may SDSS J110217, 48+411315.4 ng spectral type M. ).

Ang isang tampok ng radiation ng mga puting dwarf sa saklaw ng X-ray ay ang katotohanan na ang pangunahing pinagmumulan ng X-ray radiation para sa kanila ay ang photosphere, na malinaw na nakikilala ang mga ito mula sa "normal" na mga bituin: sa huli, ang korona ay naglalabas ng X -ray, pinainit sa ilang milyong kelvin, at ang temperatura ng photosphere ay masyadong mababa para sa paglabas ng mga x-ray.

Pagdaragdag sa mga puting dwarf sa mga binary system

Sa panahon ng ebolusyon ng mga bituin ng iba't ibang masa sa mga binary system, ang mga rate ng ebolusyon ng mga bahagi ay hindi pareho, habang ang mas malaking bahagi ay maaaring mag-evolve sa isang puting dwarf, habang ang hindi gaanong malaki ay maaaring manatili sa pangunahing pagkakasunud-sunod sa oras na ito. . Sa turn, habang ang hindi gaanong napakalaking bahagi ay umaalis sa pangunahing pagkakasunud-sunod sa panahon ng ebolusyon at lumipat sa pulang higanteng sanga, ang laki ng umuusbong na bituin ay nagsisimulang lumaki hanggang sa mapuno nito ang Roche lobe nito. Dahil ang mga Roche lobe ng mga bahagi ng binary system ay nakikipag-ugnay sa Lagrange point L 1, sa yugtong ito ng ebolusyon ng hindi gaanong napakalaking bahagi kung saan, sa pamamagitan ng punto L 1, ang daloy ng bagay mula sa pulang higante hanggang ang Roche lobe ng white dwarf ay nagsisimula at ang karagdagang pagdami ng hydrogen-rich matter sa ibabaw nito (tingnan ang Fig. 11), na humahantong sa isang bilang ng mga astronomical phenomena:

• Ang non-stationary accretion sa white dwarf sa kaso kung saan ang kasama ay isang napakalaking red dwarf , ay humahantong sa paglitaw ng dwarf novae (U Gem (UG) type star) at mala-nova na sakuna na variable na bituin .
• Ang pagdami sa white dwarf, na may malakas na magnetic field, ay nakadirekta sa rehiyon ng magnetic pole ng white dwarf, at ang cyclotron na mekanismo ng radiation ng accreting plasma sa circumpolar regions ng magnetic field ng dwarf ay nagdudulot ng malakas na polarization ng ang radiation sa nakikitang rehiyon (polar at intermediate polar).
• Ang pagdami sa mga puting dwarf ng hydrogen-rich matter ay humahantong sa akumulasyon nito sa ibabaw (pangunahin na binubuo ng helium) at pag-init sa mga temperatura ng helium fusion reaction, na, sa kaso ng thermal instability, ay humahantong sa isang pagsabog na naobserbahan bilang isang flash.

Kung titingnang mabuti ang kalangitan sa gabi, madaling mapansin na ang mga bituin na tumitingin sa atin ay magkaiba ng kulay. Maasul, puti, pula, kumikinang sila nang pantay-pantay o kumikislap tulad ng isang Christmas tree garland. Sa isang teleskopyo, nagiging mas maliwanag ang mga pagkakaiba sa kulay. Ang dahilan para sa pagkakaiba-iba na ito ay nakasalalay sa temperatura ng photosphere. At, salungat sa isang lohikal na palagay, ang pinakamainit ay hindi pula, ngunit asul, puti-asul at puting mga bituin. Ngunit una sa lahat.

Pag-uuri ng parang multo

Ang mga bituin ay malalaking mainit na bola ng gas. Ang paraan ng pagtingin natin sa kanila mula sa Earth ay depende sa maraming parameter. Halimbawa, hindi talaga kumikislap ang mga bituin. Napakadaling kumbinsihin ito: sapat na ang pag-alala sa Araw. Ang pagkutitap na epekto ay nangyayari dahil sa katotohanan na ang liwanag na nagmumula sa mga cosmic na katawan sa atin ay nagtagumpay sa interstellar medium, na puno ng alikabok at gas. Ang isa pang bagay ay kulay. Ito ay bunga ng pag-init ng mga shell (lalo na ang photosphere) sa ilang mga temperatura. Ang tunay na kulay ay maaaring naiiba mula sa nakikita, ngunit ang pagkakaiba ay kadalasang maliit.

Ngayon, ang Harvard spectral classification ng mga bituin ay ginagamit sa buong mundo. Isa itong temperatura at nakabatay sa hugis at relatibong intensity ng mga linya ng spectrum. Ang bawat klase ay tumutugma sa mga bituin ng isang tiyak na kulay. Ang pag-uuri ay binuo sa Harvard Observatory noong 1890-1924.

Isang Ahit na Englishman na Ngumunguya ng Date Parang Karot

Mayroong pitong pangunahing klase ng parang multo: O-B-A-F-G-K-M. Ang pagkakasunud-sunod na ito ay sumasalamin sa unti-unting pagbaba ng temperatura (mula O hanggang M). Upang matandaan ito, may mga espesyal na mnemonic formula. Sa Russian, ang isa sa kanila ay ganito ang tunog: "One Shaved Englishman Chewed Dates Like Carrots." Dalawa pa ang idinagdag sa mga klaseng ito. Ang mga titik C at S ay tumutukoy sa mga malamig na luminary na may mga metal oxide band sa spectrum. Isaalang-alang ang mga klase ng bituin nang mas detalyado:

• Ang Class O ay nailalarawan sa pamamagitan ng pinakamataas na temperatura sa ibabaw (mula 30 hanggang 60 libong Kelvin). Ang mga bituin ng ganitong uri ay lumampas sa Araw sa masa ng 60, at sa radius ng 15 beses. Ang kanilang nakikitang kulay ay asul. Sa mga tuntunin ng ningning, nauuna sila sa ating bituin nang higit sa isang milyong beses. Ang asul na bituin na HD93129A, na kabilang sa klase na ito, ay nailalarawan sa pamamagitan ng isa sa pinakamataas na ningning sa mga kilalang cosmic na katawan. Ayon sa tagapagpahiwatig na ito, ito ay nauuna sa Araw ng 5 milyong beses. Ang asul na bituin ay matatagpuan sa layo na 7.5 libong light years mula sa amin.
• Ang Class B ay may temperatura na 10-30 thousand Kelvin, isang mass na 18 beses na mas malaki kaysa sa parehong parameter ng Araw. Ito ay puti-asul at puting mga bituin. Ang kanilang radius ay 7 beses na mas malaki kaysa sa radius ng Araw.
• Ang Class A ay nailalarawan sa pamamagitan ng isang temperatura ng 7.5-10 thousand Kelvin, isang radius at mass na lumampas sa 2.1 at 3.1 beses, ayon sa pagkakabanggit, ang magkatulad na mga parameter ng Araw. Ito ay mga puting bituin.
• Class F: temperatura 6000-7500 K. Ang masa ay 1.7 beses na mas malaki kaysa sa araw, ang radius ay 1.3. Mula sa Earth, ang mga naturang bituin ay mukhang puti, ang kanilang tunay na kulay ay madilaw-dilaw na puti.
• Class G: temperatura 5-6 thousand Kelvin. Ang Araw ay kabilang sa klase na ito. Ang nakikita at tunay na kulay ng naturang mga bituin ay dilaw.
• Class K: temperatura 3500-5000 K. Ang radius at masa ay mas mababa kaysa sa solar, sila ay 0.9 at 0.8 ng kaukulang mga parameter ng bituin. Ang kulay ng mga bituing ito na nakikita mula sa Earth ay madilaw-dilaw na orange.
• Class M: temperatura 2-3.5 thousand Kelvin. Ang masa at radius ay 0.3 at 0.4 ng magkatulad na mga parameter ng Araw. Mula sa ibabaw ng ating planeta, sila ay mukhang pula-kahel. Ang Beta Andromedae at Alpha Chanterelles ay kabilang sa klase ng M. Ang maliwanag na pulang bituin na pamilyar sa marami ay Betelgeuse (Alpha Orionis). Pinakamabuting hanapin ito sa kalangitan sa taglamig. Ang pulang bituin ay matatagpuan sa itaas at bahagyang sa kaliwa

Ang bawat klase ay nahahati sa mga subclass mula 0 hanggang 9, iyon ay, mula sa pinakamainit hanggang sa pinakamalamig. Ang mga bilang ng mga bituin ay nagpapahiwatig na kabilang sa isang tiyak na uri ng parang multo at ang antas ng pag-init ng photosphere kumpara sa iba pang mga luminaries sa grupo. Halimbawa, ang Araw ay kabilang sa klase G2.

visual na puti

Kaya, ang mga klase ng bituin B hanggang F ay maaaring magmukhang puti mula sa Earth. At ang mga bagay lamang na kabilang sa A-type ang may ganitong kulay. Kaya, ang bituin na Saif (ang konstelasyon na Orion) at Algol (beta Perseus) sa isang tagamasid na hindi armado ng teleskopyo ay magmumukhang puti. Sila ay kabilang sa spectral class B. Ang kanilang tunay na kulay ay asul-puti. Lumilitaw din na puti sina Mythrax at Procyon, ang pinakamaliwanag na mga bituin sa celestial na mga guhit nina Perseus at Canis Minor. Gayunpaman, ang kanilang tunay na kulay ay mas malapit sa dilaw (klase F).

Bakit puti ang mga bituin sa isang tagamasid sa lupa? Ang kulay ay nabaluktot dahil sa malawak na distansya na naghihiwalay sa ating planeta mula sa mga katulad na bagay, pati na rin ang malalaking ulap ng alikabok at gas, na madalas na matatagpuan sa kalawakan.

Klase A

Ang mga puting bituin ay nailalarawan sa pamamagitan ng hindi masyadong mataas na temperatura bilang mga kinatawan ng mga klase ng O at B. Ang kanilang photosphere ay umiinit hanggang sa 7.5-10 thousand Kelvin. Ang mga spectral class A na bituin ay mas malaki kaysa sa Araw. Ang kanilang ningning ay mas malaki din - mga 80 beses.

Sa spectra ng A star, ang mga linya ng hydrogen ng serye ng Balmer ay malakas na binibigkas. Ang mga linya ng iba pang mga elemento ay kapansin-pansing mas mahina, ngunit nagiging mas makabuluhan ang mga ito habang lumilipat ka mula sa subclass A0 hanggang A9. Ang mga higante at supergiant na kabilang sa spectral class A ay nailalarawan sa pamamagitan ng bahagyang hindi gaanong binibigkas na mga linya ng hydrogen kaysa sa pangunahing sequence na mga bituin. Sa kaso ng mga luminaries na ito, ang mga linya ng mabibigat na metal ay nagiging mas kapansin-pansin.

Maraming mga kakaibang bituin ang nabibilang sa spectral class A. Ang terminong ito ay tumutukoy sa mga luminaries na may mga kapansin-pansing katangian sa spectrum at pisikal na mga parameter, na nagpapahirap sa pag-uuri sa kanila. Halimbawa, ang mga bihirang bituin ng Bootes lambda na uri ay nailalarawan sa kakulangan ng mabibigat na metal at napakabagal na pag-ikot. Kasama rin sa mga kakaibang luminaries ang mga white dwarf.

Kasama sa Class A ang mga maliliwanag na bagay sa kalangitan sa gabi gaya ng Sirius, Menkalinan, Aliot, Castor at iba pa. Kilalanin natin sila.

Alpha Canis Major

Si Sirius ang pinakamaliwanag, kahit hindi ang pinakamalapit, na bituin sa kalangitan. Ang layo nito ay 8.6 light years. Para sa isang makalupang tagamasid, ito ay tila napakaliwanag dahil ito ay may kahanga-hangang sukat ngunit hindi gaanong naaalis gaya ng maraming iba pang malalaki at maliliwanag na bagay. Ang pinakamalapit na bituin sa Araw ay si Sirius sa listahang ito ay nasa ikalimang puwesto.

Ito ay tumutukoy sa at isang sistema ng dalawang bahagi. Ang Sirius A at Sirius B ay pinaghihiwalay ng 20 astronomical units at umiikot na may panahon na wala pang 50 taon. Ang unang bahagi ng system, isang pangunahing-sequence na bituin, ay kabilang sa spectral type A1. Ang masa nito ay dalawang beses kaysa sa araw, at ang radius nito ay 1.7 beses. Maaari itong maobserbahan sa mata mula sa Earth.

Ang pangalawang bahagi ng system ay isang puting dwarf. Ang bituin na Sirius B ay halos katumbas ng ating luminary sa masa, na hindi pangkaraniwan para sa mga naturang bagay. Karaniwan, ang mga puting dwarf ay nailalarawan sa pamamagitan ng masa na 0.6-0.7 solar na masa. Kasabay nito, ang mga sukat ng Sirius B ay malapit sa mga sukat ng mundo. Ipinapalagay na nagsimula ang yugto ng puting dwarf para sa bituin na ito mga 120 milyong taon na ang nakalilipas. Nang ang Sirius B ay matatagpuan sa pangunahing pagkakasunud-sunod, marahil ito ay isang luminary na may mass na 5 solar mass at kabilang sa spectral class B.

Ang Sirius A, ayon sa mga siyentipiko, ay lilipat sa susunod na yugto ng ebolusyon sa humigit-kumulang 660 milyong taon. Pagkatapos ito ay magiging isang pulang higante, at ilang sandali - sa isang puting dwarf, tulad ng kasama nito.

Alpha Eagle

Tulad ng Sirius, maraming puting bituin, na ang mga pangalan ay ibinigay sa ibaba, ay kilala hindi lamang sa mga taong mahilig sa astronomiya dahil sa kanilang ningning at madalas na pagbanggit sa mga pahina ng panitikan ng science fiction. Altair ay isa sa mga luminaries. Ang Alpha Eagle ay matatagpuan, halimbawa, sa Steven King. Sa kalangitan sa gabi, ang bituin na ito ay malinaw na nakikita dahil sa liwanag nito at medyo malapit. Ang distansya na naghihiwalay sa Araw at Altair ay 16.8 light years. Sa mga bituin ng spectral class A, si Sirius lang ang mas malapit sa atin.

Ang Altair ay 1.8 beses na mas malaki kaysa sa Araw. Ang tampok na katangian nito ay isang napakabilis na pag-ikot. Ang bituin ay gumagawa ng isang pag-ikot sa paligid ng axis nito nang wala pang siyam na oras. Ang bilis ng pag-ikot malapit sa ekwador ay 286 km/s. Bilang resulta, ang "maliksi" na Altair ay mapapatag mula sa mga poste. Bilang karagdagan, dahil sa elliptical na hugis, bumababa ang temperatura at ningning ng bituin mula sa mga pole hanggang sa ekwador. Ang epektong ito ay tinatawag na "gravitational darkening".

Ang isa pang tampok ng Altair ay ang kinang nito ay nagbabago sa paglipas ng panahon. Nabibilang ito sa mga variable ng uri ng Delta Shield.

Alpha Lyrae

Si Vega ang pinaka pinag-aralan na bituin pagkatapos ng Araw. Ang Alpha Lyrae ang unang bituin na natukoy ang spectrum nito. Siya rin ang naging pangalawang luminary pagkatapos ng Araw, na nakunan sa litrato. Kabilang din si Vega sa mga unang bituin kung saan sinukat ng mga siyentipiko ang distansya gamit ang parlax method. Sa mahabang panahon, ang liwanag ng bituin ay kinuha bilang 0 kapag tinutukoy ang mga magnitude ng iba pang mga bagay.

Ang alpha ni Lyra ay kilala sa parehong amateur astronomer at sa simpleng tagamasid. Ito ang ikalimang pinakamaliwanag sa mga bituin, at kasama sa Summer Triangle asterism kasama sina Altair at Deneb.

Ang distansya mula sa Araw hanggang Vega ay 25.3 light years. Ang equatorial radius at mass nito ay 2.78 at 2.3 beses na mas malaki kaysa sa mga katulad na parameter ng ating bituin, ayon sa pagkakabanggit. Ang hugis ng isang bituin ay malayo sa pagiging isang perpektong bola. Ang diameter sa ekwador ay kapansin-pansing mas malaki kaysa sa mga pole. Ang dahilan ay ang malaking bilis ng pag-ikot. Sa ekwador, umabot ito sa 274 km / s (para sa Araw, ang parameter na ito ay bahagyang higit sa dalawang kilometro bawat segundo).

Ang isa sa mga tampok ng Vega ay ang disk ng alikabok na nakapalibot dito. Marahil, ito ay lumitaw bilang isang resulta ng isang malaking bilang ng mga banggaan ng mga kometa at meteorites. Ang dust disk ay umiikot sa paligid ng bituin at pinainit ng radiation nito. Bilang resulta, ang intensity ng infrared radiation ng Vega ay tumataas. Hindi pa katagal, natuklasan ang mga kawalaan ng simetrya sa disk. Ang kanilang malamang na paliwanag ay ang bituin ay may hindi bababa sa isang planeta.

Alpha Gemini

Ang pangalawang pinakamaliwanag na bagay sa konstelasyon na Gemini ay si Castor. Siya, tulad ng mga nakaraang luminaries, ay kabilang sa spectral class A. Ang Castor ay isa sa pinakamaliwanag na bituin sa kalangitan sa gabi. Sa kaukulang listahan, siya ay nasa ika-23 na puwesto.

Ang Castor ay isang maramihang sistema na binubuo ng anim na bahagi. Ang dalawang pangunahing elemento (Castor A at Castor B) ay umiikot sa isang karaniwang sentro ng masa na may panahon na 350 taon. Ang bawat isa sa dalawang bituin ay isang spectral binary. Ang mga bahagi ng Castor A at Castor B ay hindi gaanong maliwanag at maaaring kabilang sa uri ng M parang multo.

Ang Castor C ay hindi agad nakakonekta sa system. Sa una, ito ay itinalaga bilang isang independiyenteng bituin na si YY Gemini. Sa proseso ng pagsasaliksik sa rehiyong ito ng kalangitan, nalaman na ang luminary na ito ay pisikal na konektado sa sistema ng Castor. Ang bituin ay umiikot sa isang sentro ng masa na karaniwan sa lahat ng mga sangkap na may panahon na ilang sampu-sampung libong taon at isa ring spectral binary.

Beta Aurigae

Ang celestial drawing ng Charioteer ay may kasamang humigit-kumulang 150 "puntos", marami sa kanila ay mga puting bituin. Ang mga pangalan ng mga luminaries ay kakaunti ang sasabihin sa isang tao na malayo sa astronomiya, ngunit hindi ito nakakabawas sa kanilang kahalagahan para sa agham. Ang pinakamaliwanag na bagay sa celestial pattern, na kabilang sa spectral class A, ay Mencalinan o Beta Aurigae. Ang pangalan ng bituin sa Arabic ay nangangahulugang "balikat ng may-ari ng mga bato."

Ang Mencalinan ay isang ternary system. Ang dalawang bahagi nito ay subgiants ng spectral class A. Ang liwanag ng bawat isa sa kanila ay lumampas sa katulad na parameter ng Araw ng 48 beses. Sila ay pinaghihiwalay ng layo na 0.08 astronomical units. Ang ikatlong bahagi ay isang pulang dwarf sa layong 330 AU mula sa pares. e.

Epsilon Ursa Major

Ang pinakamaliwanag na "punto" sa marahil ang pinakatanyag na konstelasyon ng hilagang kalangitan (Ursa Major) ay Aliot, na kabilang din sa klase A. Ang maliwanag na magnitude ay 1.76. Sa listahan ng mga pinakamaliwanag na luminaries, ang bituin ay tumatagal ng ika-33 na lugar. Pumasok si Alioth sa asterism ng Big Dipper at mas malapit ito sa bowl kaysa sa ibang mga luminaries.

Ang Aliot spectrum ay nailalarawan sa pamamagitan ng mga hindi pangkaraniwang linya na nagbabago-bago sa isang panahon na 5.1 araw. Ipinapalagay na ang mga tampok ay nauugnay sa impluwensya ng magnetic field ng bituin. Ang mga pagbabago sa spectrum, ayon sa pinakabagong data, ay maaaring mangyari dahil sa kalapitan ng isang cosmic body na may mass na halos 15 Jupiter mass. Kung ito man ay isang misteryo pa rin. Siya, tulad ng iba pang mga lihim ng mga bituin, sinusubukan ng mga astronomo na maunawaan araw-araw.

mga puting duwende

Ang kuwento tungkol sa mga puting bituin ay hindi kumpleto kung hindi natin babanggitin ang yugtong iyon sa ebolusyon ng mga bituin, na itinalaga bilang "white dwarf". Ang mga naturang bagay ay nakuha ang kanilang pangalan dahil sa ang katunayan na ang unang natuklasan sa kanila ay kabilang sa spectral class A. Ito ay Sirius B at 40 Eridani B. Ngayon, ang mga white dwarf ay tinatawag na isa sa mga pagpipilian para sa huling yugto ng buhay ng isang bituin.

Isaalang-alang natin nang mas detalyado ang siklo ng buhay ng mga luminaries.

Star evolution

Ang mga bituin ay hindi ipinanganak sa isang gabi: alinman sa mga ito ay dumaan sa ilang yugto. Una, ang ulap ng gas at alikabok ay nagsisimulang lumiit sa ilalim ng sarili nitong impluwensya.Dahan-dahan, ito ay anyong bola, habang ang enerhiya ng gravity ay nagiging init - ang temperatura ng bagay ay tumataas. Sa sandaling ito ay umabot sa isang halaga ng 20 milyong Kelvin, ang reaksyon ng nuclear fusion ay nagsisimula. Ang yugtong ito ay itinuturing na simula ng buhay ng isang ganap na bituin.

Ginugugol ng mga araw ang karamihan ng kanilang oras sa pangunahing sequence. Ang mga reaksyon ng ikot ng hydrogen ay patuloy na nangyayari sa kanilang kalaliman. Maaaring mag-iba ang temperatura ng mga bituin. Kapag natapos na ang lahat ng hydrogen sa nucleus, magsisimula ang isang bagong yugto ng ebolusyon. Ngayon ang helium ay ang panggatong. Kasabay nito, ang bituin ay nagsisimulang lumawak. Ang ningning nito ay tumataas, habang ang temperatura sa ibabaw, sa kabaligtaran, ay bumababa. Ang bituin ay umalis sa pangunahing pagkakasunud-sunod at naging isang pulang higante.

Ang masa ng helium core ay unti-unting tumataas, at nagsisimula itong lumiit sa ilalim ng sarili nitong timbang. Ang pulang higanteng yugto ay nagtatapos nang mas mabilis kaysa sa nauna. Ang landas na dadaanan ng karagdagang ebolusyon ay nakasalalay sa paunang masa ng bagay. Ang mababang-mass na mga bituin sa pulang higanteng yugto ay nagsisimulang bumukol. Bilang resulta ng prosesong ito, ang bagay ay nagtatapon ng mga shell nito. Ang hubad na core ng bituin ay nabuo din. Sa gayong nucleus, ang lahat ng mga reaksyon ng pagsasanib ay nakumpleto. Ito ay tinatawag na helium white dwarf. Ang mas malalaking pulang higante (hanggang sa isang tiyak na limitasyon) ay nagiging carbon white dwarf. Mayroon silang mas mabibigat na elemento kaysa sa helium sa kanilang mga core.

Mga katangian

Ang mga white dwarf ay mga katawan na kadalasang napakalapit sa masa sa Araw. Kasabay nito, ang kanilang sukat ay tumutugma sa lupa. Ang napakalaking density ng mga cosmic na katawan na ito at ang mga prosesong nagaganap sa kanilang kalaliman ay hindi maipaliwanag mula sa punto ng view ng klasikal na pisika. Ang mga lihim ng mga bituin ay nakatulong upang maihayag ang mekanika ng quantum.

Ang sangkap ng mga puting dwarf ay isang electron-nuclear plasma. Halos imposibleng idisenyo ito kahit sa isang laboratoryo. Samakatuwid, maraming mga katangian ng naturang mga bagay ang nananatiling hindi maunawaan.

Kahit na pag-aralan mo ang mga bituin sa buong magdamag, hindi mo magagawang makakita ng kahit isang puting dwarf na walang espesyal na kagamitan. Ang kanilang ningning ay mas mababa kaysa sa araw. Ayon sa mga siyentipiko, ang mga white dwarf ay bumubuo ng humigit-kumulang 3 hanggang 10% ng lahat ng mga bagay sa Galaxy. Gayunpaman, hanggang ngayon, ang mga ito lamang ang natagpuan na matatagpuan hindi hihigit sa 200-300 parsecs mula sa Earth.

Ang mga white dwarf ay patuloy na umuunlad. Kaagad pagkatapos ng pagbuo, mayroon silang mataas na temperatura sa ibabaw, ngunit mabilis na lumamig. Ilang sampu-sampung bilyong taon pagkatapos ng pagbuo, ayon sa teorya, ang isang puting dwarf ay nagiging isang itim na dwarf - isang katawan na hindi naglalabas ng nakikitang liwanag.

Ang isang puti, pula o asul na bituin para sa nagmamasid ay pangunahing naiiba sa kulay. Mas malalim ang tingin ng astronomer. Ang kulay para sa kanya ay agad na nagsasabi ng maraming tungkol sa temperatura, laki at masa ng bagay. Ang isang asul o maliwanag na asul na bituin ay isang higanteng mainit na bola, malayo sa unahan ng Araw sa lahat ng aspeto. Ang mga puting luminaries, ang mga halimbawa nito ay inilarawan sa artikulo, ay medyo mas maliit. Marami ring sinasabi sa mga propesyonal ang mga numero ng bituin sa iba't ibang katalogo, ngunit hindi lahat. Ang isang malaking halaga ng impormasyon tungkol sa buhay ng mga malalayong bagay sa kalawakan ay hindi pa naipaliwanag, o nananatiling hindi pa natuklasan.