Sa loob ng ilang taon, napagmasdan ng astronomong Aleman na si Friedrich Wilhelm Bessel ang wastong paggalaw sa kalangitan ng dalawang maliwanag na bituin - Sirius at Procyon - at noong 1844 ay itinatag niya na pareho silang hindi gumagalaw sa mga tuwid na linya, ngunit kasama ang mga katangian na kulot na tilapon. Ang pagtuklas ay nag-udyok sa siyentipiko na isipin na ang bawat isa sa mga bituin na ito ay may satellite na hindi nakikita sa atin, iyon ay, ito ay isang pisikal na binary star system.
Ngunit ang Araw, halos katumbas ng masa sa Sirius B, ay sumisikat mula sa layo nito na halos kasingliwanag ng North Star. Kaya bakit ang Sirius B ay itinuturing na isang "invisible satellite" sa loob ng 18 taon? Siguro dahil sa maliit na angular na distansya nila ni Sirius A? Hindi lang. Tulad ng nangyari sa ibang pagkakataon, ito ay malinaw na hindi naa-access sa mata dahil sa mababang ningning nito, 400 beses na mas mababa kaysa sa ningning ng Araw. Totoo, sa pinakadulo simula ng ika-20 siglo. ang pagtuklas na ito ay tila hindi partikular na kakaiba, dahil napakaraming mababang-liwanag na mga bituin ang kilala, at ang koneksyon sa pagitan ng masa ng isang bituin at ang ningning nito ay hindi pa naitatag. Nang makuha lamang ang emission spectra ng Sirius B at Procyon B, pati na rin ang mga sukat ng kanilang mga temperatura, naging maliwanag ang "abnormalidad" ng mga bituing ito.
Sa pisika mayroong ganitong konsepto - ganap na itim na katawan. Hindi, hindi ito kasingkahulugan ng itim butas- hindi tulad nito, ang isang ganap na itim na katawan ay maaaring lumiwanag nang nakakasilaw! Ito ay tinatawag na ganap na itim dahil, sa pamamagitan ng kahulugan, sinisipsip nito ang lahat ng insidente ng electromagnetic radiation dito. Ang teorya ay nagsasaad na ang kabuuang luminous flux (sa buong hanay ng mga wavelength) mula sa isang yunit na ibabaw ng isang ganap na itim na katawan ay hindi nakadepende sa istraktura o kemikal na komposisyon nito, ngunit tinutukoy lamang ng temperatura. Ayon sa batas ng Stefan-Boltzmann, ang ningning nito ay proporsyonal sa ikaapat na kapangyarihan ng temperatura. Ang isang ganap na itim na katawan, tulad ng isang perpektong gas, ay isang pisikal na modelo lamang na hindi kailanman mahigpit na ipinapatupad sa pagsasanay. Gayunpaman, ang spectral na komposisyon ng star light sa nakikitang rehiyon ng spectrum ay medyo malapit sa "blackbody". Samakatuwid, maaari nating ipagpalagay na ang modelo ng itim na katawan sa kabuuan ay wastong naglalarawan ng radiation ng isang tunay na bituin.
Epektibong temperatura Ang temperatura ng isang bituin ay ang temperatura ng isang ganap na itim na katawan na naglalabas ng parehong dami ng enerhiya sa bawat yunit ng surface area. Sa pangkalahatan, hindi ito katumbas ng temperatura ng photosphere ng bituin. Gayunpaman, ito ay isang layunin na katangian na maaaring magamit upang masuri ang iba pang mga katangian ng bituin: liwanag, laki, atbp.
Sa 10s. Noong ika-20 siglo, sinubukan ng Amerikanong astronomo na si Walter Adams na matukoy ang epektibong temperatura ng Sirius B. Ito ay 8000 K, at nang maglaon ay napag-alaman na ang astronomer ay nagkamali at sa katunayan ito ay mas mataas pa (mga 10,000 K). Dahil dito, ang liwanag ng bituin na ito, kung ito ay may sukat ng Araw, ay dapat na hindi bababa sa 10 beses na mas mataas kaysa sa solar. Ang naobserbahang ningning ng Sirius B, tulad ng alam natin, ay 400 beses na mas mababa kaysa sa solar luminosity, iyon ay, ito ay lumalabas na higit sa 4 na libong beses na mas mababa kaysa sa inaasahan! Ang tanging paraan mula sa kontradiksyon na ito ay isaalang-alang na ang Sirius B ay may mas maliit na nakikitang lugar sa ibabaw, at samakatuwid ay isang mas maliit na diameter. Ipinakita ng mga kalkulasyon na ang Sirius B ay 2.5 beses lamang ang laki ng Earth. Ngunit pinapanatili nito ang solar mass - lumalabas na ang average na density nito ay dapat na halos 100 libong beses na mas malaki kaysa sa Araw! Maraming mga astronomo ang tumangging maniwala sa pagkakaroon ng gayong mga kakaibang bagay.
Noong 1924 lamang, higit sa lahat salamat sa mga pagsisikap ng English astrophysicist na si Arthur Eddington, na bumuo ng isang teorya ng panloob na istraktura ng isang bituin. Ang mga compact satellite ng Sirius at Procyon ay sa wakas ay kinilala ng astronomical na komunidad bilang mga tunay na kinatawan ng isang ganap na bagong klase ng mga bituin, na kilala ngayon bilang mga white dwarf. "Puti" - dahil ang mga unang kinatawan ng ganitong uri ay mainit na asul-puting luminaries, "dwarfs" - dahil mayroon silang napakaliit na mga ningning at sukat.
Tulad ng nalaman na natin, ang density ng white dwarf ay libu-libong beses na mas mataas kaysa sa mga ordinaryong bituin. Nangangahulugan ito na ang kanilang sangkap ay dapat na nasa ilang espesyal, dati nang hindi kilalang pisikal na estado. Ito ay ipinahiwatig din ng hindi pangkaraniwang spectra ng mga puting dwarf.
Una, ang kanilang mga linya ng pagsipsip ay maraming beses na mas malawak kaysa sa mga normal na bituin. Pangalawa, ang mga linya ng hydrogen ay maaaring naroroon sa spectra ng mga puting dwarf sa napakataas na temperatura kung saan wala sila sa spectra ng mga ordinaryong bituin, dahil ang lahat ng hydrogen ay ionized. Ang lahat ng ito ay maaaring teoretikal na ipinaliwanag sa pamamagitan ng napakataas na presyon ng bagay sa mga atmospera ng mga puting dwarf.
Ang susunod na tampok ng spectra ng mga kakaibang bituin na ito ay ang mga linya ng lahat ng mga elemento ng kemikal ay bahagyang red-shifted kumpara sa kaukulang mga linya sa spectra na nakuha sa terrestrial laboratories. Ito ang epekto ng tinatawag na gravitational redshift, dahil sa katotohanan na ang acceleration ng gravity sa ibabaw ng white dwarf ay maraming beses na mas malaki kaysa sa Earth.
Sa katunayan, mula sa batas ng unibersal na grabitasyon ay sumusunod na ang acceleration ng gravity sa ibabaw ng isang bituin ay direktang proporsyonal sa masa nito at inversely proporsyonal sa parisukat ng radius. Ang masa ng mga puting dwarf ay malapit sa masa ng mga normal na bituin, at ang kanilang radii ay maraming beses na mas maliit. Samakatuwid, ang acceleration ng gravity sa ibabaw ng white dwarf ay napakataas: mga 10 5 - 10 6 m/s 2. Tandaan natin na sa Earth ito ay 9.8 m/s 2, i.e. 10,000 - 100,000 beses na mas mababa.
Ayon sa natukoy na komposisyon ng kemikal, ang spectra ng mga white dwarf ay nahahati sa dalawang kategorya: ang ilan ay may mga linya ng hydrogen, ang iba ay walang mga linya ng hydrogen, ngunit may mga linya ng neutral o ionized helium o mabibigat na elemento. Ang mga dwarf ng "Hydrogen" ay minsan ay may mas mataas na temperatura (hanggang sa 60,000 K at mas mataas) kaysa sa mga dwarf na "helium" (11,000 - 20,000 K). Batay dito, ang mga siyentipiko ay dumating sa konklusyon na ang sangkap ng huli ay halos walang hydrogen.
Bilang karagdagan, natuklasan ang mga white dwarf na ang spectra ay hindi makikilala sa mga elemento ng kemikal at mga compound na kilala sa agham. Nang maglaon, ang mga bituin na ito ay natuklasan na may mga magnetic field na 1,000 hanggang 100,000 beses na mas malakas kaysa sa mga nasa Araw. Sa gayong mga lakas ng magnetic field, ang spectra ng mga atomo at molekula ay nabaluktot nang hindi na makilala, na nagpapahirap sa kanila na makilala.
Sa loob ng mga puting dwarf, ang density ay maaaring umabot sa mga halaga ng pagkakasunud-sunod na 10 10 kg/m 3 . Sa ganitong mga halaga ng density (at kahit na sa mga mas mababa, katangian ng mga panlabas na layer ng white dwarf), ang mga pisikal na katangian ng gas ay nagbabago nang malaki at ang mga batas ng isang perpektong gas ay hindi na naaangkop dito. Sa kalagitnaan ng 20s. Ang Italyano na pisiko na si Enrico Fermi ay bumuo ng isang teorya na naglalarawan sa mga katangian ng mga gas na may densidad na katangian ng mga puting dwarf. Ito ay lumabas na ang presyon ng naturang gas ay hindi natutukoy ng temperatura nito. Ito ay nananatiling mataas kahit na ang sangkap ay lumamig sa ganap na zero! Ang isang gas na may mga katangiang ito ay tinatawag mabulok.
Noong 1926, matagumpay na inilapat ng English physicist na si Ralph Fowler ang teorya ng degenerate gas sa mga white dwarf (at nang maglaon ay natagpuan ng teorya ni Fermi ang maraming aplikasyon sa "terrestrial" physics). Batay sa teoryang ito, dalawang mahahalagang konklusyon ang ginawa. Una, ang radius ng isang puting dwarf para sa isang ibinigay na kemikal na komposisyon ng sangkap ay natatanging tinutukoy ng masa nito. Pangalawa, ang masa ng isang puting dwarf ay hindi maaaring lumampas sa isang tiyak na kritikal na halaga, ang halaga nito ay humigit-kumulang 1.4 solar masa.
Ang mga karagdagang obserbasyon at pag-aaral ay nakumpirma ang mga teoretikal na lugar na ito at pinahintulutan kaming gumawa ng pangwakas na konklusyon na halos walang hydrogen sa loob ng mga puting dwarf. Dahil ang teorya ng degenerate gas ay ipinaliwanag nang mabuti ang mga naobserbahang katangian ng mga puting dwarf, nagsimula silang tawagin nabubulok na mga bituin. Ang susunod na yugto ay ang pagbuo ng isang teorya ng kanilang pagbuo.
Sa modernong teorya ng stellar evolution, ang mga puting dwarf ay itinuturing na panghuling yugto sa ebolusyon ng mga bituin ng katamtaman at mababang masa (mas mababa sa 3 - 4 na masa ng solar).
Matapos masunog ang lahat ng hydrogen sa gitnang mga rehiyon ng isang tumatandang bituin, ang core nito ay dapat na lumiit at uminit. Kasabay nito, ang mga panlabas na layer ay lumalawak nang malaki, ang epektibong temperatura ng bituin ay bumababa, at ito ay nagiging isang pulang higante. Ang resultang rarefied shell ng bituin ay napakahina na konektado sa core; Sa lugar ng dating pulang higante, ang isang napakainit at compact na bituin ay nananatili, na binubuo pangunahin ng helium - isang puting dwarf. Dahil sa mataas na temperatura nito, pangunahin itong naglalabas sa hanay ng ultraviolet at nag-ionize ng gas ng lumalawak na shell.
Ang mga lumalawak na shell na nakapalibot sa mga maiinit na bituin ay kilala sa mahabang panahon. Tinatawag sila planetary nebulae at binuksan noong ika-18 siglo. William Herschel. Ang kanilang naobserbahang bilang ay sumasang-ayon sa bilang ng mga pulang higante at puting dwarf, at, dahil dito, sa katotohanan na ang pangunahing mekanismo ng pagbuo ng mga puting dwarf ay ang ebolusyon ng mga ordinaryong bituin na may pagbuga ng kanilang gas envelope sa pulang higante. yugto.
Sa malapit na binary star system, ang mga bahagi ay matatagpuan na malapit sa isa't isa na ang bagay ay ipinagpapalit sa pagitan nila. Ang namamaga na shell ng pulang higante ay patuloy na dumadaloy sa kalapit na bituin hanggang sa ang natitira na lang ay isang puting duwende. Marahil, ang unang natuklasan na mga kinatawan ng mga puting dwarf - Sirius B at Procyon B - ay nabuo nang eksakto sa ganitong paraan.
Sa pagtatapos ng 40s. Ipinakita ng Soviet astrophysicist na si Samuil Aronovich Kaplan na ang radiation ng mga white dwarf ay humahantong sa kanilang paglamig. Nangangahulugan ito na ang mga bituin na ito ay walang panloob na mapagkukunan ng enerhiya. Nagtayo din si Kaplan ng quantitative theory ng paglamig ng mga white dwarf, at noong unang bahagi ng 50s. Ang mga siyentipikong Ingles at Pranses ay dumating sa magkatulad na konklusyon. Totoo, dahil sa kanilang maliit na lugar sa ibabaw, ang mga bituin na ito ay lumalamig nang napakabagal.
Kaya, karamihan sa mga naobserbahang katangian ng mga white dwarf ay maaaring ipaliwanag sa pamamagitan ng napakalaking density ng kanilang bagay at ang napakalakas na gravitational field sa kanilang mga ibabaw. Ginagawa nitong natatanging mga bagay ang mga puting dwarf: hindi pa posible na kopyahin ang mga kondisyon kung saan matatagpuan ang kanilang bagay sa mga laboratoryo sa lupa.
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 pamamagitan ng isang teleskopyo, nagiging mas malinaw ang mga pagkakaiba ng kulay. Ang dahilan na humantong sa gayong pagkakaiba-iba ay nakasalalay sa temperatura ng photosphere. At, salungat sa lohikal na palagay, ang pinakamainit na mga bituin ay hindi pula, ngunit asul, asul-puti at puting mga bituin. Ngunit una sa lahat.
Pag-uuri ng parang multo
Ang mga bituin ay napakalaki, mainit na bola ng gas. Kung paano natin nakikita ang mga ito mula sa Earth ay nakasalalay sa maraming mga parameter. Halimbawa, hindi talaga kumikislap ang mga bituin. Napakadaling i-verify ito: tandaan lamang ang Araw. Ang pagkutitap na epekto ay nangyayari dahil 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 sa photosphere) sa ilang mga temperatura. Ang aktwal na kulay ay maaaring naiiba mula sa maliwanag na kulay, ngunit ang pagkakaiba ay kadalasang maliit.
Ngayon, ang Harvard spectral classification ng mga bituin ay ginagamit sa buong mundo. Ito ay batay sa temperatura at nakabatay sa uri 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 Englishman ang Ngumunguya ng Date Tulad ng 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: "Isang Shaved Englishman Chewed Dates Like Carrots." Dalawa pang klase ang idinaragdag sa mga klaseng ito. Ang mga titik C at S ay tumutukoy sa mga malamig na luminaries na may mga banda ng mga metal oxide sa spectrum. Tingnan natin ang mga klase ng bituin:
- Ang Class O ay nailalarawan sa pinakamataas na temperatura sa ibabaw (mula 30 hanggang 60 libong Kelvin). Ang mga bituin ng ganitong uri ay lumalampas sa Araw ng 60 beses sa masa at 15 beses sa radius. Ang kanilang nakikitang kulay ay asul. Sa mga tuntunin ng ningning, sila ay higit sa isang milyong beses na mas malaki kaysa sa ating bituin. 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 5 milyong beses nangunguna sa Araw. 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 Araw. Ang mga ito ay asul-puti 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 temperatura na 7.5-10 thousand Kelvin, isang radius at mass na 2.1 at 3.1 beses na mas mataas, ayon sa pagkakabanggit, kaysa sa Araw. Ito ay mga puting bituin.
- Class F: temperatura 6000-7500 K. Mass ay 1.7 beses na mas malaki kaysa sa araw, radius ay 1.3. Mula sa Earth, ang mga naturang bituin ay lumilitaw din na puti ang kanilang tunay na kulay ay madilaw-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 mass ay mas mababa sa solar, 0.9 at 0.8 mula sa kaukulang mga parameter ng luminary. 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 mula sa magkatulad na mga parameter ng Araw. Mula sa ibabaw ng ating planeta, lumilitaw ang mga ito na pula-kahel. Ang Beta Andromedae at Alpha Chanterelles ay kabilang sa klase M. Ang isang maliwanag na pulang bituin na pamilyar sa marami ay ang 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 numero ng bituin ay nagpapahiwatig ng pagiging miyembro sa isang partikular na uri ng parang multo at ang antas ng pag-init ng photosphere kumpara sa iba pang mga bituin sa grupo. Halimbawa, ang Araw ay kabilang sa klase G2.
Mga biswal na puti
Kaya, ang mga klase ng bituin B hanggang F ay maaaring lumitaw na puti mula sa Earth. At ang mga bagay lamang na kabilang sa A-type ang may ganitong kulay. Kaya, ang bituin na Saif (konstelasyon Orion) at Algol (beta Persei) ay lilitaw na puti sa isang tagamasid na hindi armado ng teleskopyo. Sila ay kabilang sa spectral class B. Ang kanilang tunay na kulay ay asul-puti. Gayundin sina Mithrac at Procyon, ang pinakamaliwanag na bituin sa celestial pattern na Perseus at Canis Minor, ay lumilitaw na puti. Gayunpaman, ang kanilang tunay na kulay ay mas malapit sa dilaw (grade F).
Bakit puti ang mga bituin sa isang nagmamasid sa lupa? Ang kulay ay nabaluktot dahil sa napakalaking distansya na naghihiwalay sa ating planeta mula sa mga naturang bagay, pati na rin ang malalaking ulap ng alikabok at gas na madalas na matatagpuan sa kalawakan.
Klase A
Ang mga puting bituin ay hindi nailalarawan sa gayong mataas na temperatura bilang mga kinatawan ng klase O at B. Ang kanilang photosphere ay nagpapainit hanggang sa 7.5-10 libong Kelvin. Ang mga bituin ng spectral class A ay mas malaki kaysa sa Araw. Ang kanilang ningning ay mas malaki din - mga 80 beses.
Ang spectra ng A star ay nagpapakita ng malalakas na linya ng hydrogen ng serye ng Balmer. Ang mga linya ng iba pang mga elemento ay kapansin-pansing mas mahina, ngunit nagiging mas makabuluhan ang mga ito habang lumilipat tayo 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 kanilang spectrum at pisikal na mga parameter, na nagpapahirap sa kanilang pag-uuri. Halimbawa, ang medyo bihirang mga bituin tulad ng Lambda Boötes 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 maliwanag na bagay sa kalangitan sa gabi gaya ng Sirius, Mencalinan, Alioth, Castor at iba pa. Kilalanin natin sila.
Alpha Canis Majoris
Si Sirius ang pinakamaliwanag, bagaman hindi ang pinakamalapit, na bituin sa kalangitan. Ang distansya dito ay 8.6 light years. Para sa isang tagamasid sa Earth, lumilitaw itong napakaliwanag dahil mayroon itong kahanga-hangang laki ngunit hindi gaanong kalayuan gaya ng maraming iba pang malalaki at maliliwanag na bagay. Ang pinakamalapit na bituin sa Araw ay Sirius, na nasa ikalimang lugar sa listahang ito.
Ito ay tumutukoy sa at isang sistema ng dalawang bahagi. Ang Sirius A at Sirius B ay pinaghihiwalay ng layo na 20 astronomical units at umiikot na may panahon na wala pang 50 taon. Ang unang bahagi ng system, isang pangunahing sequence star, ay kabilang sa spectral class A1. Ang masa nito ay dalawang beses kaysa sa Araw, at ang radius nito ay 1.7 beses. Ito ang makikita sa mata mula sa Earth.
Ang pangalawang bahagi ng system ay isang puting dwarf. Ang bituin na Sirius B ay halos katumbas ng masa sa ating bituin, na hindi pangkaraniwan para sa gayong mga bagay. Karaniwan, ang mga puting dwarf ay nailalarawan sa pamamagitan ng masa na 0.6-0.7 solar. Kasabay nito, ang mga sukat ng Sirius B ay malapit sa mga nasa Earth. Ito ay pinaniniwalaan na ang yugto ng puting dwarf ay nagsimula para sa bituin na ito humigit-kumulang 120 milyong taon na ang nakalilipas. Nang ang Sirius B ay matatagpuan sa pangunahing pagkakasunud-sunod, malamang na ito ay isang bituin na may masa 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, marami sa mga puting bituin, na ang mga pangalan ay ibinigay sa ibaba, ay kilala hindi lamang sa mga taong interesado sa astronomiya dahil sa kanilang ningning at madalas na pagbanggit sa mga pahina ng science fiction literature. Ang Altair ay isa sa mga luminaries na ito. Ang Alpha Eagle ay matatagpuan, halimbawa, sa Stephen King. Ang bituin na ito ay malinaw na nakikita sa kalangitan sa gabi dahil sa liwanag at medyo malapit na lokasyon. 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 napakabilis na pag-ikot. Nakumpleto ng bituin ang isang rebolusyon sa paligid ng axis nito sa loob ng 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, ang temperatura at ningning ng bituin ay bumababa mula sa mga pole hanggang sa ekwador. Ang epektong ito ay tinatawag na "gravitational darkening."
Ang isa pang tampok ng Altair ay ang ningning nito ay nagbabago sa paglipas ng panahon. Ito ay kabilang sa mga variable ng uri ng Scuti delta.
Alpha Lyrae
Si Vega ang pinaka pinag-aralan na bituin pagkatapos ng Araw. Ang Alpha Lyrae ang unang bituin na natukoy ang spectrum. Siya ang naging pangalawang luminary pagkatapos ng Araw, na nakunan sa litrato. Si Vega ay isa rin 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 Lyrae ay kilala sa parehong mga baguhang astronomo at ordinaryong mga 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 bituin ay malayo sa perpektong globo. Ang diameter sa ekwador ay kapansin-pansing mas malaki kaysa sa mga pole. Ang dahilan ay ang napakalaking 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 dust disk na nakapalibot dito. Ito ay pinaniniwalaan na ito ay nilikha 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, tumataas ang intensity ng infrared radiation ni Vega. Hindi nagtagal, natuklasan ang mga kawalaan ng simetrya sa disk. Ang isang 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 ito ay matatagpuan sa ika-23 na lugar.
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 spectral na klase M.
Ang Castor S ay hindi kaagad na nauugnay sa system. Sa una ito ay itinalaga bilang isang independiyenteng bituin na si YY Gemini. Sa proseso ng pag-aaral sa lugar na ito ng langit, naging kilala na ang luminary na ito ay pisikal na konektado sa sistema ng Castor. Ang bituin ay umiikot sa paligid ng 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
Kasama sa celestial pattern ng Auriga ang humigit-kumulang 150 "tuldok," marami sa kanila ang mga puting bituin. Ang mga pangalan ng mga luminaries ay magsasabi ng kaunti 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 na isinalin mula sa Arabic ay nangangahulugang "balikat ng may-ari ng mga bato."
Ang Mencalinan ay isang triple system. Ang dalawang bahagi nito ay subgiants ng spectral class A. Ang liwanag ng bawat isa sa kanila ay lumampas sa Araw ng 48 beses. Sila ay pinaghihiwalay ng layo na 0.08 astronomical units. Ang ikatlong bahagi ay isang pulang dwarf, 330 AU ang layo mula sa pares. e.
Epsilon Ursa Major
Ang pinakamaliwanag na "punto" sa marahil ang pinakatanyag na konstelasyon ng hilagang kalangitan (Ursa Major) ay Alioth, na inuri din bilang klase A. Maliwanag na magnitude - 1.76. Ang bituin ay sumasakop sa ika-33 na lugar sa listahan ng mga pinakamaliwanag na luminaries. Ang Alioth ay kasama sa Big Dipper asterism at matatagpuan mas malapit kaysa sa iba pang mga luminaries sa bowl.
Ang spectrum ng Aliot 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 spectral fluctuation, ayon sa pinakahuling data, ay maaaring lumitaw dahil sa kalapitan ng isang cosmic body na may mass na halos 15 beses ang mass ng Jupiter. Kung ito ay totoo ay isang misteryo pa rin. Sinusubukan ng mga astronomo na maunawaan ito, tulad ng iba pang mga misteryo ng mga bituin, araw-araw.
Mga puting dwarf
Ang kuwento tungkol sa mga puting bituin ay hindi kumpleto nang hindi binabanggit ang yugtong iyon ng ebolusyon ng mga luminaries, na itinalaga bilang isang "white dwarf". Natanggap ng mga naturang bagay ang kanilang pangalan dahil sa katotohanan na ang mga unang natuklasan 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.
Stellar evolution
Ang mga bituin ay hindi ipinanganak nang magdamag: bawat isa sa kanila ay dumaan sa ilang yugto. Una, ang ulap ng gas at alikabok ay nagsisimulang lumiit sa ilalim ng impluwensya ng sarili nitong dahan-dahang nagiging hugis ng bola, habang ang gravitational energy ay nagiging init - ang temperatura ng bagay ay tumataas. Sa sandaling ito ay umabot sa halagang 20 milyong Kelvin, magsisimula ang reaksyon ng pagsasanib ng nukleyar. Ang yugtong ito ay itinuturing na simula ng buhay ng isang ganap na bituin.
Ang mga luminaries ay gumugugol ng karamihan sa kanilang oras sa pangunahing sequence. Ang mga reaksyon ng ikot ng hydrogen ay patuloy na nagaganap sa kanilang kalaliman. Maaaring mag-iba ang temperatura ng mga bituin. Kapag naubos ang lahat ng hydrogen sa core, magsisimula ang isang bagong yugto ng ebolusyon. Ngayon ang helium ay nagiging gasolina. Kasabay nito, ang bituin ay nagsisimulang lumawak. Ang ningning nito ay tumataas, at 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 i-compress 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 (sa isang tiyak na lawak) ay nagbabago sa carbon-based na mga white dwarf. Ang kanilang mga core ay naglalaman ng mga elementong mas mabigat kaysa sa helium.
Mga katangian
Ang mga white dwarf ay mga katawan na kadalasang napakalapit sa masa sa Araw. Bukod dito, ang kanilang sukat ay katumbas ng sukat ng lupa. Ang napakalaking densidad 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. Nakatulong ang quantum mechanics na ibunyag ang mga lihim ng mga bituin.
Ang bagay ng white dwarfs ay electron-nuclear plasma. Ito ay halos imposible na itayo ito kahit na sa isang laboratoryo. Samakatuwid, maraming mga katangian ng naturang mga bagay ang nananatiling hindi maliwanag.
Kahit na pag-aralan mo ang mga bituin sa buong gabi, hindi mo magagawang makakita ng kahit isang puting dwarf na walang espesyal na kagamitan. Ang kanilang ningning ay makabuluhang 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 nang hindi hihigit sa layo na 200-300 parsec 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.
Para sa isang tagamasid, ang isang puti, pula o asul na bituin ay pangunahing naiiba sa kulay. Mas malalim ang tingin ng astronomer. Ang kulay ay agad na nagsasabi ng maraming tungkol sa temperatura, laki at masa ng bagay. Ang isang asul o mapusyaw na asul na bituin ay isang higanteng mainit na bola, sa lahat ng aspeto na malayo sa unahan ng Araw. Ang mga puting luminaries, ang mga halimbawa nito ay inilarawan sa artikulo, ay medyo mas maliit. Ang mga numero ng bituin sa iba't ibang mga katalogo ay marami ring sinasabi sa mga propesyonal, 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 natukoy.
Mga bituin: kanilang kapanganakan, buhay at kamatayan [Ikatlong edisyon, binago] Shklovsky Joseph Samuilovich
Kabanata 10 Paano gumagana ang mga white dwarf?
Kabanata 10 Paano gumagana ang mga white dwarf?
Sa § 1, nang talakayin natin ang mga pisikal na katangian ng iba't ibang mga bituin na naka-plot sa Hertzsprung-Russell diagram, ang atensyon ay nakuha na sa tinatawag na "white dwarfs". Ang isang tipikal na kinatawan ng klase ng mga bituin na ito ay ang sikat na satellite ng Sirius, ang tinatawag na "Sirius B". Kasabay nito, binigyang-diin na ang mga kakaibang bituin na ito ay hindi nangangahulugang isang bihirang kategorya ng ilang uri ng mga pathological na "monstrosities" sa ating Galaxy. Sa kabaligtaran, ito ay isang napakalaking grupo ng mga bituin. Dapat mayroong hindi bababa sa ilang bilyon sa mga ito sa Galaxy, at marahil kasing dami ng sampung bilyon, ibig sabihin, hanggang sa 10% ng lahat ng mga bituin ng ating higanteng sistema ng bituin. Dahil dito, ang mga puting dwarf ay dapat na nabuo bilang isang resulta ng ilang regular na proseso na naganap sa isang kapansin-pansing proporsyon ng mga bituin. At kasunod nito na ang ating pag-unawa sa mundo ng mga bituin ay magiging napakalayo mula sa kumpleto kung hindi natin mauunawaan ang likas na katangian ng mga puting dwarf at hindi linawin ang tanong ng kanilang pinagmulan. Gayunpaman, sa seksyong ito ay hindi namin tatalakayin ang mga isyu na may kaugnayan sa problema ng pagbuo ng mga puting dwarf na ito ay gagawin sa § 13. Ang aming gawain sa ngayon ay subukang maunawaan ang likas na katangian ng mga kamangha-manghang bagay na ito. Ang mga pangunahing tampok ng white dwarf ay:
a. Ang masa ay hindi masyadong naiiba sa masa ng Araw sa isang radius na isang daang beses na mas maliit kaysa sa radius ng Araw. Ang mga sukat ng white dwarf ay kapareho ng pagkakasunod-sunod ng laki ng globo.
b. Ito ay nagpapahiwatig ng isang malaking average na densidad ng sangkap, na umaabot hanggang 10 6 -10 7 g/cm 3 (i.e., hanggang sampung toneladang "pinisil" sa isang cubic centimeter!).
c. Ang ningning ng mga white dwarf ay napakababa: daan-daan at libu-libong beses na mas mababa kaysa sa Araw.
Kapag una naming sinubukang pag-aralan ang mga kondisyon sa interior ng mga puting dwarf, agad kaming nakatagpo ng napakalaking kahirapan. Sa § 6, isang koneksyon ang naitatag sa pagitan ng masa ng isang bituin, ang radius nito at gitnang temperatura (tingnan ang formula (6.2)). Dahil ang huli ay dapat na inversely proportional sa radius ng bituin, ang mga sentral na temperatura ng mga white dwarf, tila, ay dapat umabot sa napakalaking halaga ng pagkakasunud-sunod ng maraming daan-daang milyong mga kelvin. Sa gayong napakalaking temperatura, isang napakalaking dami ng enerhiyang nuklear ang dapat na inilabas doon. Kahit na ipinapalagay natin na ang lahat ng hydrogen doon ay "nasunog", ang triple helium na reaksyon ay dapat na napaka-epektibo. Ang enerhiya na inilabas sa panahon ng mga reaksyong nuklear ay dapat na "tumagas" sa ibabaw at pumunta sa interstellar space sa anyo ng radiation, na dapat ay napakalakas. Samantala, ang ningning ng mga puting dwarf ay ganap na bale-wala, ilang mga order ng magnitude na mas mababa kaysa sa "ordinaryong" mga bituin ng parehong masa. Anong problema?
Subukan nating maunawaan ang kabalintunaan na ito.
Una sa lahat, ang gayong malakas na pagkakaiba sa pagitan ng inaasahan at naobserbahang ningning ay nangangahulugan na ang formula (6.2) § 6 ay sadyang hindi naaangkop sa mga white dwarf. Alalahanin natin ngayon kung anong mga pangunahing pagpapalagay ang ginawa kapag hinango ang formula na ito. Una sa lahat, ipinapalagay na ang bituin ay nasa isang estado ng balanse sa ilalim ng impluwensya ng dalawang puwersa: gravity at gas pressure. Walang alinlangan na ang mga white dwarf ay nasa isang estado ng hydrostatic equilibrium, na tinalakay namin nang detalyado sa § 6. Kung hindi, sa maikling panahon sila ay titigil na umiral: sila ay magkakalat sa interstellar space kung ang presyon ay lumampas sa gravity, o sila ay lumiliit "sa isang punto" kung ang gravity ay hindi nabayaran ng presyon ng gas. Wala ring duda tungkol sa unibersal ng batas ng unibersal na grabitasyon: kumikilos ang puwersa ng grabidad sa lahat ng dako at hindi ito nakadepende sa anumang iba pang katangian ng bagay maliban sa dami nito. Pagkatapos ay mayroon lamang isang posibilidad na natitira: upang pagdudahan ang pag-asa ng presyon ng gas sa temperatura, na nakuha namin gamit ang kilalang batas ng Clapeyron.
Ang batas na ito ay may bisa para sa isang ideal na gas. Sa § 6 kami ay kumbinsido na ang sangkap ng interior ng mga ordinaryong bituin ay maaaring isaalang-alang na may sapat na katumpakan bilang isang perpektong gas. Samakatuwid, ang lohikal na konklusyon ay ang napakasiksik na bagay sa loob ng mga puting dwarf ay na ay hindi isang perpektong gas.
Totoo, makatuwirang pagdudahan kung ang sangkap na ito ay isang gas? Maaaring ito ay isang likido o isang solid? Madaling makita na hindi ito ang kaso. Pagkatapos ng lahat, sa mga likido at solido sila ay mahigpit na nakaimpake mga atomo, na humipo sa kanilang mga shell ng elektron, na hindi gaanong maliit sa laki: mga 10 -8 cm ang atomic nuclei, kung saan halos ang buong masa ng mga atomo ay puro, ay hindi maaaring "lumipat" nang mas malapit sa isa't isa kaysa sa distansya na ito. Kaagad itong sumusunod na ang average na density ng isang solid o likidong sangkap ay hindi maaaring lumampas nang malaki
20 g/cm 3 . Ang katotohanan na ang average na density ng bagay sa mga puting dwarf ay maaaring sampu-sampung libong beses na mas malaki ay nangangahulugan na ang nuclei doon ay matatagpuan mula sa isa't isa sa mga distansya na makabuluhang mas mababa sa 10 -8 cm Ito ay sumusunod na ang mga electron shell ng mga atom ay, kumbaga, "durog" "at ang nuclei ay nahiwalay sa mga electron. Sa ganitong diwa, maaari nating pag-usapan ang sangkap ng interior ng mga puting dwarf bilang isang napaka-siksik na plasma. Ngunit ang plasma ay pangunahing isang gas, iyon ay, isang estado ng bagay kapag ang distansya sa pagitan ng mga particle na bumubuo nito ay makabuluhang lumampas sa laki ng huli. Sa aming kaso, ang distansya sa pagitan ng nuclei ay hindi bababa sa
10 -10 cm, habang ang mga sukat ng nuclei ay bale-wala - mga 10 -12 cm.
Kaya, ang sangkap ng interior ng mga puting dwarf ay isang napaka siksik na ionized gas. Gayunpaman, dahil sa napakalaking density nito, ang mga pisikal na katangian nito ay naiiba nang husto mula sa isang perpektong gas. Ang pagkakaiba sa pagitan ng mga katangian ay hindi dapat malito sa mga katangian mga tunay na gas, na tinatalakay ng marami sa mga kursong pisika.
Ang mga partikular na katangian ng ionized gas sa ultra-high density ay tinutukoy pagkabulok. Ang kababalaghang ito ay maipapaliwanag lamang sa loob ng balangkas quantum mechanics. Ang konsepto ng "degeneracy" ay dayuhan sa klasikal na pisika. Ano ito? Upang masagot ang tanong na ito, kailangan muna nating tumira nang kaunti sa mga tampok ng paggalaw ng mga electron sa isang atom, na inilarawan ng mga batas ng quantum mechanics. Ang estado ng bawat electron sa isang atomic system ay tinutukoy sa pamamagitan ng pagtukoy ng mga quantum number. Ang mga numerong ito ay Ang pangunahing bagay quantum number n, na tumutukoy sa enerhiya ng isang electron sa isang atom, quantum number l, na nagbibigay ng halaga ng orbital angular momentum ng electron, quantum number m, na nagbibigay ng halaga ng projection ng sandaling ito sa isang pisikal na piniling direksyon (halimbawa, ang direksyon ng magnetic field), at, sa wakas, ang quantum number s, pagbibigay ng halaga sariling metalikang kuwintas elektron (spin). Ang pangunahing batas ng quantum mechanics ay Prinsipyo ni Pauli, na nagbabawal para sa anumang quantum system (halimbawa, isang kumplikadong atom) ang anumang dalawang electron na magkaroon ng lahat ng parehong quantum number. Ipaliwanag natin ang prinsipyong ito gamit ang isang simpleng semiclassical na modelo ng Bohr ng atom. Tinutukoy ng kumbinasyon ng tatlong quantum number (maliban sa spin) ang orbit ng isang electron sa isang atom. Ang prinsipyong Pauli, gaya ng inilapat sa modelong ito ng atom, ay nagbabawal sa higit sa dalawang electron na nasa parehong quantum orbit. Kung mayroong dalawang electron sa naturang orbit, dapat silang magkaroon ng magkasalungat na oriented na mga spin. Nangangahulugan ito na kahit na ang tatlong quantum number ng naturang mga electron ay maaaring magkapareho, ang mga quantum number na nagpapakilala sa mga spin ng mga electron ay dapat na magkaiba.
Ang prinsipyong Pauli ay may malaking kahalagahan para sa lahat ng atomic physics. Sa partikular, sa batayan lamang ng prinsipyong ito ay mauunawaan ng isang tao ang lahat ng mga tampok ng pana-panahong sistema ng mga elemento ni Mendeleev. Ang prinsipyong Pauli ay may unibersal na kahalagahan at naaangkop sa lahat ng quantum system na binubuo ng malaking bilang ng magkakahawig na mga particle. Ang isang halimbawa ng naturang sistema, sa partikular, ay mga ordinaryong metal sa temperatura ng silid. Tulad ng nalalaman, sa mga metal ang mga panlabas na electron ay hindi nauugnay sa kanilang "sariling" nuclei, ngunit, kumbaga, "nakikisalamuha." Lumipat sila sa kumplikadong electric field ng ionic lattice ng metal. Sa isang magaspang, semi-klasikal na pagtatantya, maaaring isipin na ang mga electron ay gumagalaw kasama ang ilan, kahit na napaka-kumplikado, mga tilapon At siyempre, para sa gayong mga tilapon ang prinsipyo ng Pauli ay dapat ding masiyahan. Nangangahulugan ito na sa bawat isa sa mga electron trajectory na binanggit sa itaas, hindi hihigit sa dalawang electron ang maaaring gumalaw, na dapat magkaiba sa kanilang mga spin. Dapat bigyang-diin na, ayon sa quantum mechanical laws, ang bilang ng mga posibleng trajectory, bagama't napakalaki, ay may hangganan. Dahil dito, hindi lahat ng geometrical na posibleng mga orbit ay natanto.
Sa katunayan, siyempre, ang aming pangangatuwiran ay napakasimple. Napag-usapan namin sa itaas ang tungkol sa "mga tilapon" para sa kalinawan. Sa halip na ang klasikal na larawan ng paggalaw sa isang tilapon, ang quantum mechanics ay nagsasalita lamang ng kundisyon electron, na inilarawan ng ilang napaka-espesipikong parameter ("quantum"). Sa bawat posibleng estado, ang elektron ay may ilang partikular na enerhiya. Sa loob ng balangkas ng aming modelo ng paggalaw kasama ang mga tilapon, ang prinsipyo ng Pauli ay maaaring buuin tulad ng sumusunod: hindi hihigit sa dalawang electron ang maaaring gumalaw kasama ang parehong "pinapayagan" na tilapon sa parehong bilis (ibig sabihin, may parehong enerhiya).
Kapag inilapat sa kumplikadong, multi-electron atoms, ginagawang posible ng prinsipyo ng Pauli na maunawaan kung bakit ang kanilang mga electron ay hindi "ibinuhos" sa "pinakamalalim" na mga orbit, na ang enerhiya ay minimal. Sa madaling salita, nagbibigay ito ng susi sa pag-unawa sa istruktura ng atom. Ang sitwasyon ay eksaktong pareho sa kaso ng mga electron sa isang metal, at sa kaso ng sangkap ng interior ng mga puting dwarf. Kung ang parehong bilang ng mga electron at atomic nuclei ay pumupuno ng sapat na dami, kung gayon "magkakaroon ng sapat na puwang para sa lahat." Ngunit isipin natin ngayon na ang volume na ito limitado. Pagkatapos lamang ng isang maliit na bahagi ng mga electron ay sumasakop sa lahat ng posibleng mga trajectory para sa kanilang paggalaw, ang bilang ng mga ito ay kinakailangang limitado. Ang natitirang mga electron ay kailangang gumalaw ang parehong bagay mga trajectory na "occupied" na. Ngunit dahil sa prinsipyo ng Pauli, lilipat sila sa mga trajectory na ito sa mataas na bilis at, samakatuwid, magkakaroon mas malaki enerhiya. Ang sitwasyon ay eksaktong kapareho ng sa isang maraming-electron na atom, kung saan, dahil sa parehong prinsipyo, "labis" na mga electron obligado lumipat sa mga orbit na may mas maraming enerhiya.
Sa isang piraso ng metal o sa ilang volume sa loob ng isang puting dwarf, ang bilang ng mga electron ay mas malaki kaysa sa bilang ng mga pinapayagang trajectory ng paggalaw. Ang sitwasyon ay naiiba sa ordinaryong gas, sa partikular, sa mga interior ng pangunahing sequence na mga bituin. Mayroong palaging bilang ng mga electron mas mababa bilang ng mga pinapayagang trajectory. Samakatuwid, ang mga electron ay maaaring lumipat sa iba't ibang mga tilapon sa iba't ibang bilis, na parang "nang hindi nakakasagabal" sa isa't isa. Ang prinsipyo ng Pauli sa kasong ito ay hindi nakakaapekto sa kanilang paggalaw. Sa ganoong gas, ang isang Maxwellian distribution ng velocities ay naitatag at ang mga batas ng gas na estado ng bagay, na kilala sa physics ng paaralan, ay nasiyahan, sa partikular, ang batas ni Clapeyron. Kung ang isang "ordinaryong" gas ay malakas na naka-compress, ang bilang ng mga posibleng trajectory para sa mga electron ay magiging mas maliit at, sa wakas, isang estado ay darating kapag magkakaroon ng higit sa dalawang electron para sa bawat tilapon. Sa bisa ng prinsipyong Pauli, ang mga electron na ito ay dapat magkaroon ng iba't ibang tulin na lampas sa isang tiyak na kritikal na halaga. Kung pinalamig natin ngayon ang naka-compress na gas na ito nang malaki, ang mga bilis ng mga electron ay hindi bababa sa lahat. Kung hindi, tulad ng madaling maunawaan, ang prinsipyong Pauli ay titigil sa paghawak. Kahit na malapit sa absolute zero, ang mga bilis ng mga electron sa naturang gas ay mananatiling mataas. Ang isang gas na may ganitong pambihirang katangian ay tinatawag mabulok. Ang pag-uugali ng naturang gas ay ganap na ipinaliwanag sa pamamagitan ng ang katunayan na ang mga particle nito (sa aming kaso, mga electron) ay sumasakop sa lahat ng posibleng mga tilapon at gumagalaw sa kanila "ng kinakailangan" sa napakataas na bilis. Sa kaibahan sa isang degenerate na gas, ang bilis ng mga particle sa isang "ordinaryong" gas ay nagiging napakaliit habang bumababa ang temperatura nito. Alinsunod dito, bumababa rin ang presyon nito. Ano ang sitwasyon sa presyon ng degenerate na gas? Para magawa ito, tandaan natin ang tinatawag nating gas pressure. Ito ang salpok na inililipat ng mga particle ng gas sa isang segundo ng oras sa panahon ng banggaan sa isang tiyak na "pader" na naglilimita sa dami nito. Mula dito ay malinaw na ang presyon ng degenerate na gas ay dapat na napakataas, dahil ang mga bilis ng mga particle na bumubuo nito ay mataas. Kahit na sa napakababang temperatura, ang presyon ng isang degenerate na gas ay dapat manatiling mataas, dahil ang mga bilis ng mga particle nito, hindi katulad ng ordinaryong gas, ay halos hindi bumababa sa pagbaba ng temperatura. Dapat asahan na ang presyon ng isang degenerate na gas ay nakasalalay nang kaunti sa temperatura nito, dahil ang bilis ng paggalaw ng mga particle na bumubuo nito ay pangunahing tinutukoy ng prinsipyo ng Pauli.
Kasama ng mga electron, sa loob ng mga puting dwarf ay dapat mayroong "hubad" na nuclei, pati na rin ang mataas na ionized na mga atomo na nagpapanatili ng kanilang "panloob" na mga shell ng elektron. Lumalabas na para sa kanila ang bilang ng mga "pinapayagan" na mga tilapon ay palaging mas malaki kaysa sa bilang ng mga particle. Samakatuwid, hindi sila bumubuo ng isang degenerate, ngunit isang "normal" na gas. Ang kanilang mga bilis ay tinutukoy ng temperatura ng sangkap ng mga puting dwarf at palaging mas mababa kaysa sa bilis ng mga electron dahil sa prinsipyo ng Pauli. Samakatuwid, sa loob ng mga puting dwarf, ang presyon ay dahil lamang sa degenerate electron gas. Kasunod nito na ang equilibrium ng mga white dwarf ay halos independiyente sa kanilang temperatura.
Tulad ng ipinapakita ng quantum mechanical calculations, ang presyon ng isang degenerate electron gas, na ipinahayag sa mga atmospheres, ay tinutukoy ng formula
| (10.1) |
nasaan ang pare-pareho K = 3
10 6 at density
ipinahayag, gaya ng dati, sa gramo bawat cubic centimeter. Pinapalitan ng Formula (10.1) ang Clapeyron equation para sa isang degenerate na gas at ang "equation of state" nito. Ang isang katangian ng equation na ito ay ang temperatura ay hindi kasama dito. Bilang karagdagan, hindi tulad ng Clapeyron equation, kung saan ang presyon ay proporsyonal sa unang kapangyarihan ng density, dito ang pag-asa ng presyon sa density ay mas malakas. Hindi mahirap intindihin. Pagkatapos ng lahat, ang presyon ay proporsyonal sa konsentrasyon ng mga particle at ang kanilang bilis. Ang konsentrasyon ng mga particle ay natural na proporsyonal sa density, at ang bilis ng mga particle ng isang degenerate na gas ay tumataas sa pagtaas ng density, dahil sa parehong oras, ayon sa prinsipyo ng Pauli, ang bilang ng mga "labis" na mga particle na pinilit na lumipat sa mataas na bilis ay tumataas. .
Ang kondisyon para sa applicability ng formula (10.1) ay ang liit ng thermal velocities ng mga electron kumpara sa velocities dahil sa "degeneracy". Sa napakataas na temperatura, ang formula (10.1) ay dapat mag-transform sa Clapeyron formula (6.2). Kung ang presyon na nakuha para sa isang gas na may density
ayon sa formula (10.1), higit pa, kaysa ayon sa formula (6.2), na nangangahulugan na ang gas ay bumagsak. Nagbibigay ito sa atin ng "kondisyon ng pagkabulok"
|
(10.2) |
Average na molekular na timbang. Ano ang katumbas nito?
sa loob ng white dwarfs? Una sa lahat, dapat ay halos walang hydrogen doon: sa napakalaking densidad at medyo mataas na temperatura, matagal na itong "nasusunog" sa mga reaksyong nuklear. Ang pangunahing elemento sa loob ng mga puting dwarf ay dapat na helium. Dahil ang atomic mass nito ay 4 at nagbibigay ito ng dalawang electron sa ionization (dapat din itong isaalang-alang na ang mga electron lamang ang mga particle na gumagawa ng pressure), kung gayon ang average na molecular mass ay dapat na napakalapit sa 2. Numerically, ang degeneracy condition (10.2 ) ay nakasulat na ganito:
|
(10.3) |
Kung, halimbawa, ang temperatura T= 300 K (temperatura ng silid), pagkatapos
> 2, 510 -4 g/cm 3 . Ito ay isang napakababang density, mula sa kung saan agad itong sumusunod na ang mga electron sa mga metal ay dapat na mabulok (sa katunayan, sa kasong ito ang mga constants K At
ay may ibang kahulugan, ngunit ang kakanyahan ng bagay ay hindi nagbabago). Kung ang temperatura T ay malapit sa temperatura ng stellar interior, ibig sabihin, mga 10 milyong kelvin, kung gayon > 1000 g/cm 3 . Dalawang konklusyon kaagad ang sumusunod mula dito:
a. Sa loob ng mga ordinaryong bituin, kung saan ang density, bagaman mataas, ay tiyak na mas mababa sa 1000 g/cm 3 , ang gas ay hindi bumababa. Binibigyang-katwiran nito ang pagiging angkop ng mga karaniwang batas ng estado ng gas, na malawak naming ginagamit sa § 6.
b. Ang mga white dwarf ay may average, at higit pa sa gitna, ang mga density na halatang mas malaki sa 1000 g/cm 3 . Samakatuwid, ang mga karaniwang batas ng estado ng gas ay hindi naaangkop sa kanila. Upang maunawaan ang mga puting dwarf, kinakailangang malaman ang mga katangian ng degenerate na gas, na inilarawan ng equation ng estado nito (10.1). Mula sa equation na ito, una sa lahat, sumusunod na ang istraktura ng mga puting dwarf ay halos independyente sa kanilang temperatura. Dahil, sa kabilang banda, ang ningning ng mga bagay na ito ay tinutukoy ng kanilang temperatura (halimbawa, ang rate ng mga reaksyon ng thermonuclear ay nakasalalay sa temperatura), maaari nating tapusin na ang istraktura ng mga puting dwarf ay hindi nakasalalay sa ningning. Sa prinsipyo, ang isang white dwarf ay maaaring umiral (iyon ay, nasa isang equilibrium configuration) sa isang temperatura na malapit sa absolute zero. Kaya't dumating kami sa konklusyon na para sa mga puting dwarf, hindi tulad ng "ordinaryong" mga bituin, walang mass-luminosity na relasyon.
Para sa mga hindi pangkaraniwang bituin na ito, gayunpaman, mayroong isang tiyak na relasyon sa mass-radius. Kung paanong ang mga bola na may pantay na masa na gawa sa parehong metal ay dapat magkaroon ng pantay na diyametro, ang mga sukat ng mga puting dwarf na may parehong masa ay dapat ding magkapareho. Ang pahayag na ito ay malinaw na hindi totoo para sa iba pang mga bituin: ang mga higanteng bituin at pangunahing sequence na mga bituin ay maaaring magkaroon ng parehong masa, ngunit makabuluhang magkaibang mga diameter. Ang pagkakaiba sa pagitan ng mga puting dwarf at iba pang mga bituin ay ipinaliwanag sa pamamagitan ng katotohanan na ang temperatura ay halos walang papel sa kanilang hydrostatic equilibrium, na tumutukoy sa istraktura.
Dahil ito ay gayon, dapat mayroong ilang unibersal na ugnayan na nag-uugnay sa masa ng mga white dwarf at kanilang radii. Hindi natin gawain na kunin ang mahalagang pag-asa na ito, na malayo sa elementarya. Ang pag-asa mismo (sa isang logarithmic scale) ay ipinakita sa Fig. 10.1. Sa figure na ito, minarkahan ng mga bilog at parisukat ang mga posisyon ng ilang white dwarf na may mga kilalang masa at radii. Ang pag-asa ng masa at radius para sa mga puting dwarf na ipinapakita sa figure na ito ay may dalawang kawili-wiling mga tampok. Una, sumusunod na mas malaki ang masa ng isang puting dwarf, mas maliit ang radius nito. Sa bagay na ito, ang mga puting dwarf ay kumikilos nang iba kaysa sa mga bola na gawa sa isang bloke ng metal... Pangalawa, ang mga puting dwarf ay may pinakamataas na pinahihintulutang halaga ng masa[27]. Ang teorya ay hinuhulaan na ang mga puting dwarf na ang mass ay lalampas sa 1.43 solar masa ay hindi maaaring umiral sa kalikasan [28]. Kung ang masa ng isang puting dwarf ay lumalapit sa kritikal na halaga na ito mula sa mas mababang masa, ang radius nito ay magiging zero. Sa pagsasagawa, nangangahulugan ito na simula sa isang tiyak na masa, ang presyon ng degenerate na gas ay hindi na mabalanse ang puwersa ng grabidad at ang bituin ay guguho sa sakuna.
Ang resultang ito ay napakalaking kahalagahan para sa buong problema ng stellar evolution. Samakatuwid, ito ay nagkakahalaga ng paninirahan dito sa kaunti pang detalye. Habang tumataas ang masa ng puting dwarf, tataas ang gitnang density nito. Lalong lalakas ang pagkabulok ng electron gas. Nangangahulugan ito na magkakaroon ng pagtaas ng bilang ng mga particle sa bawat "pinapayagan" na tilapon. Sila ay magiging napaka "masikip" at sila (upang hindi lumabag sa prinsipyo ng Pauli!) ay lilipat sa mas mataas at mas mataas na bilis. Ang mga bilis na ito ay magiging malapit sa bilis ng liwanag. Ang isang bagong estado ng bagay ay babangon, na tinatawag na "relativistic degeneracy". Ang equation ng estado ng naturang gas ay magbabago - hindi na ito ilalarawan ng formula (10.1). Sa halip na (10.1), ang kaugnayan ay mananatili
| (10.4) |
Upang masuri ang kasalukuyang sitwasyon, ipagpalagay natin, tulad ng ginawa sa § 6,
GINOO 3. Pagkatapos, na may relativistic degeneration P M 4/ 3 /R 4, at ang puwersa counteracting gravity at katumbas ng presyon drop aySamantala, ang puwersa ng grabidad ay
GM/R 2 M 2 /R 5 . Nakikita natin na ang parehong pwersa - gravity at pressure drop - ay nakasalalay sa laki ng bituin sa parehong paraan: paano R-5, at umaasa nang iba sa masa. Dahil dito, dapat mayroong ilang, ganap na tiyak na halaga ng masa ng bituin kung saan ang parehong mga puwersa ay balanse. Kung ang masa ay lumampas sa isang tiyak na kritikal na halaga, kung gayon ang puwersa ng grabidad ay palaging mananaig sa puwersa na dulot ng pagkakaiba ng presyon, at ang bituin ay guguho sa kapahamakan.Ipagpalagay natin ngayon na ang masa ay hindi gaanong kritikal. Kung gayon ang puwersa dahil sa presyon ay magiging mas malaki kaysa sa puwersa ng gravitational, samakatuwid, ang bituin ay magsisimulang lumawak. Sa panahon ng proseso ng pagpapalawak, ang relativistic degeneracy ay papalitan ng ordinaryong "non-relativistic" degeneracy. Sa kasong ito, mula sa equation ng estado P
5/ 3 kasunod nito P/R M 5/ 3 /R 6, ibig sabihin, ang pag-asa ng puwersa na sumasalungat sa gravity sa R magiging mas malakas. Samakatuwid, sa isang tiyak na radius, ang pagpapalawak ng bituin ay titigil.
Ang pagsusuri ng husay na ito ay naglalarawan, sa isang banda, ang pangangailangan ng pagkakaroon ng mass-radius na relasyon para sa mga white dwarf at ang kalikasan nito (i.e., mas maliit ang radius, mas malaki ang masa), at, sa kabilang banda, binibigyang-katwiran nito. ang pagkakaroon ng isang limitasyon ng masa, na isang kinahinatnan ng hindi maiiwasang relativistic degeneration. Gaano katagal maaaring lumiit ang mga bituin na may mass na higit sa 1.2 solar mass? Ang kamangha-manghang problemang ito, na naging napaka-pangkasalukuyan sa mga nakaraang taon, ay tatalakayin sa § 24.
Ang sangkap ng interior ng mga puting dwarf ay nailalarawan sa pamamagitan ng mataas na transparency at thermal conductivity. Ang magandang transparency ng sangkap na ito ay muling ipinaliwanag ng prinsipyo ng Pauli. Pagkatapos ng lahat, ang pagsipsip ng liwanag sa isang sangkap ay nauugnay sa isang pagbabago sa estado ng mga electron, na sanhi ng kanilang mga paglipat mula sa isang orbit patungo sa isa pa. Ngunit kung ang napakaraming "mga orbit" (o "mga tilapon") sa isang bulok na gas ay "sinasakop," kung gayon ang gayong mga paglipat ay napakahirap. Kakaunti lamang, lalo na ang mga mabibilis na electron sa plasma ng isang puting dwarf ang maaaring sumipsip ng radiation quanta. Ang thermal conductivity ng isang degenerate gas ay mataas - ang mga ordinaryong metal ay nagsisilbing halimbawa nito. Dahil sa napakataas na transparency at thermal conductivity, ang malalaking pagbabago sa temperatura ay hindi maaaring mangyari sa bagay ng isang white dwarf. Halos ang buong pagkakaiba ng temperatura, kung lilipat ka mula sa ibabaw ng isang puting dwarf patungo sa gitna nito, ay nangyayari sa isang napakanipis, panlabas na layer ng bagay, na nasa isang di-degenerate na estado. Sa layer na ito, ang kapal nito ay halos 1% ng radius, ang temperatura ay tumataas mula sa ilang libong kelvin sa ibabaw hanggang sa halos sampung milyong kelvin, at pagkatapos ay nananatiling halos hindi nagbabago hanggang sa gitna ng bituin.
Ang mga white dwarf, bagaman mahina, ay naglalabas pa rin. Ano ang pinagmumulan ng enerhiya para sa radiation na ito? Tulad ng nabigyang-diin sa itaas, halos walang hydrogen, ang pangunahing nuclear fuel, sa kailaliman ng mga white dwarf. Halos lahat ng ito ay nasunog sa mga yugto ng ebolusyon ng bituin na nauna sa yugto ng puting dwarf. Ngunit, sa kabilang banda, malinaw na ipinahihiwatig ng mga spectroscopic na obserbasyon na ang hydrogen ay naroroon sa pinakalabas na mga layer ng white dwarf. Ito ay alinman sa walang oras upang masunog, o (mas malamang) nakarating doon mula sa interstellar medium. Posible na ang pinagmumulan ng enerhiya para sa mga puting dwarf ay maaaring mga reaksyong nuklear ng hydrogen na nagaganap sa isang napakanipis na spherical layer sa hangganan ng siksik na degenerate matter ng kanilang interior at atmosphere. Bilang karagdagan, ang mga puting dwarf ay maaaring mapanatili ang medyo mataas na temperatura sa ibabaw sa pamamagitan ng ordinaryong thermal conduction. Nangangahulugan ito na ang mga puting dwarf, na walang pinagkukunan ng enerhiya, ay lumalamig, na naglalabas mula sa kanilang mga reserbang init. At ang mga reserbang ito ay napakalaki. Dahil ang mga paggalaw ng mga electron sa bagay ng mga puting dwarf ay sanhi ng hindi pangkaraniwang bagay ng pagkabulok, ang reserbang init sa kanilang mga interior ay nakapaloob sa nuclei at ionized na mga atomo. Ipagpalagay na ang bagay ng white dwarf ay pangunahing binubuo ng helium (atomic weight 4), madaling mahanap ang dami ng thermal energy na nasa white dwarf:
|
(10.5) |
saan m Ang H ay ang masa ng hydrogen atom, k- Boltzmann pare-pareho. Ang oras ng paglamig ng isang puting dwarf ay maaaring matantya sa pamamagitan ng paghahati E T sa ningning nito L. Ito ay lumalabas na nasa pagkakasunud-sunod ng ilang daang milyong taon.
Sa Fig. Ipinapakita ng Figure 10.2 ang empirical na pag-asa ng ningning sa temperatura sa ibabaw para sa isang bilang ng mga white dwarf. Ang mga tuwid na linya ay loci ng pare-pareho ang radii. Ang huli ay ipinahayag sa mga fraction ng solar radius. Lumilitaw na ang mga empirikal na punto ay angkop sa mga linyang ito. Nangangahulugan ito na ang mga naobserbahang white dwarf ay nasa iba't ibang yugto ng paglamig.
Sa mga nakalipas na taon, ang isang malakas na paghahati ng mga spectral na linya ng pagsipsip dahil sa epekto ng Zeeman ay natuklasan para sa isang dosenang white dwarf. Mula sa magnitude ng paghahati ay sumusunod na ang lakas ng magnetic field sa ibabaw ng mga bituin na ito ay umabot sa isang malaking halaga ng pagkakasunud-sunod ng sampung milyong oersteds (Oe). Ang ganitong malaking halaga ng magnetic field ay maliwanag na ipinaliwanag ng mga kondisyon para sa pagbuo ng mga puting dwarf. Halimbawa, kung ipagpalagay natin na ang bituin ay nagkontrata nang walang makabuluhang pagkawala ng masa, maaari nating asahan na ang magnetic flux (i.e., ang produkto ng surface area ng bituin at ang magnetic field strength) ay nagpapanatili ng halaga nito. Kasunod nito na ang lakas ng magnetic field habang nagkontrata ang bituin ay tataas sa kabaligtaran na proporsyon sa parisukat ng radius nito. Dahil dito, maaari itong lumaki ng daan-daang libong beses. Ang mekanismong ito para sa pagtaas ng magnetic field ay lalong mahalaga para sa neutron mga bituin, na tatalakayin sa § 22[29]. Ito ay kagiliw-giliw na tandaan na ang karamihan sa mga white dwarf ay walang field na mas malakas kaysa sa ilang libong oersted. Kaya, ang "magnetized" na mga puting dwarf ay bumubuo ng isang espesyal na grupo sa mga bituin ng ganitong uri ng "Itim" at "mga puting butas" ng uniberso Noong Marso 1974, sa P. N. Lebedev State Astronomical Institute ng USSR Academy of Sciences, lumitaw ang isang kawili-wiling anunsyo. sa pasukan. Sa pinagsamang seminar, isang ulat na pinamagatang "Pumuputok ba ang mga Puting Lutas?" Siyentipiko
Mula sa aklat na Prince from the Land of Clouds may-akda Galfar ChristopheKabanata 4 Idiniin ang kanyang tainga sa dingding, pinakinggan ni Tristam ang tunog ng mga yabag ni Lazurro na papalayo. Samantala, sinusuri ni Tom ang ibabang pinto na nagpatigil sa kanilang pagkahulog "Okay na ba ang lahat?" - pabulong na tanong ni Tristam, bumalik sa kanyang kaibigan "Hindi, hindi!" Mas mabuting lumabas at aminin ang lahat. sila
Mula sa aklat na The Eye and the Sun may-akda Vavilov Sergey IvanovichKabanata 7 Sa oras na ito ng gabi ang plaza ay halos desyerto. Sumulong si Tristam sa isang mapagpasyang hakbang, ngunit pagkatapos ay tinawag siya "Anong ginagawa mo dito?" Hoy! nayon! Sinasabi ko sayo! Hindi ka ba sinunggaban ni Lazurro sa silid-aklatan?
Mula sa aklat na Interstellar: the science behind the scenes may-akda Thorne Kip StephenKabanata 8 Iniwan si Tristam sa dulong bahagi ng hardin, umakyat si Tom sa kanyang silid at nagsimulang magsuot ng tuyong damit. Muling tumunog ang bell, oras na para pumunta sa mesa. Isang bagay ang nakaharang: Hindi makalimutan ni Tom ang tungkol sa aklat mula sa lihim na aklatan. Kahit nagpapalit ng damit ay hindi niya inalis ang tingin sa kanya
Mula sa aklat ng may-akdaKabanata 16 Lalong umihip ang hangin. Walang awang hinampas ng mga tangkay ng palay sina Tom at Tristam habang tumatakas sila sa mga humahabol sa kanila. Sa sobrang takot, naisip na lamang ng mga lalaki na abutin si Mrs. Drake. Malapit na ito sa protective fence. Malapit sa hangganan ng lungsod, ang ina ni Tristam
Mula sa aklat ng may-akdaKabanata 1 Si Tristam at Tom ay lumipad nang napakataas, mas mataas kaysa sa natural na pagtaas ng ulap. Mahigit isang oras na ang lumipas mula nang iwan nila ang nagyeyelong tabing kung saan bumagsak ang mga tropa ng malupit sa Myrtilville Ang kalangitan dito ay iba sa itaas ng kanilang bayan.
Mula sa aklat ng may-akdaKabanata 2 Ang mga bituin ng Milky Way ay kumikislap sa kalangitan. Mula sa simula ng paglipad, hindi na umimik si Tom, ngunit naramdaman ni Tristam na ang kanyang kaibigan ay hindi na malungkot tulad ng dati . "Ano ang sinasabi mo?" "Tungkol sa langit." Ikaw
Mula sa aklat ng may-akdaKabanata 3 Nagliwanag na. Unti-unting nawala ang kalawakan at mga bituin. Napuno ng liwanag ang langit at nawala ang transparency nito. Ito ay naging napaka, napakalamig. At napakatahimik: tila walang mga palatandaan ng problema. Tulog na sina Tom at Tristam. Hindi nila nakita na matagal nang kumukurap ang control panel
Mula sa aklat ng may-akdaKabanata 4 "Coming to his senses," sabi ng isang boses ng babae na nagmulat ng mga mata si Tristam. Siya ay nakahiga sa isang kama, malapit sa kung saan mayroong tatlong tao: isang lalaki at dalawang babae. Ang kisame ng kwartong kinaroroonan niya ay pininturahan ng dark green. Ang mga dingding ay berde rin, ngunit walang mga bintana
Mula sa aklat ng may-akdaKabanata 5 Nang bumukas ang pinto ng ospital at pinalabas ang convoy, hindi sinasadyang ipinikit ni Tristam ang kanyang mga mata sa maliwanag na liwanag. Ang mga taluktok ng maulap na pitong-bundok na rehiyon na pumapalibot sa lungsod ay kumikinang sa napakadalisay at nakasisilaw na kaputian kung kaya't kailangan niyang sumunod sa mga pulis nang nakapikit. Kaya,
Mula sa aklat ng may-akdaKabanata 6 Ang bilangguan, na may mga bulag na pader na walang ni isang bintana, ay matatagpuan sa kailaliman ng ulap kung saan itinayo ang White Capital. Pagdating sa selda, ang takot na takot na sina Tristam at Tom ay tahimik na umupo sa kama na inilaan para sa kanila - sa katunayan, ito ay
Mula sa aklat ng may-akdaKabanata 7 Lumipas ang ilang oras. Nakahiga sina Tristam at Tom sa matitigas na bunks sa isang madilim, walang bintanang selda, na patuloy na naghahagis-hagis mula sa gilid hanggang sa gilid. Sa sandaling huminto ang himig ng plauta, ang matanda ay agad na nakatulog, nag-ungol ng isang bagay na hindi marinig sa kanyang pagtulog si Tom ay nagsimulang manginig muli; Naiintindihan ko si Tristam
Mula sa aklat ng may-akdaKabanata 8 Bumubuhos ang makapal na usok mula sa mga tsimenea na may halong malamig at mamasa-masa na hangin ng madaling araw. Ang mga snowmen ay naka-istasyon sa lahat ng intersection sa gitna ng White Capital. Hindi sila mukhang mga opisyal ng pagpapatupad ng batas at mas katulad ng mga tropa ng trabaho sina Tristam at Tom
Mula sa aklat ng may-akda Mula sa aklat ng may-akdaStellar death: white dwarf, neutron star at black hole Ang Araw at Earth ay humigit-kumulang 4.5 bilyong taong gulang, halos isang katlo ng edad ng Uniberso. Pagkatapos ng humigit-kumulang 6.5 bilyong taon, mauubusan ng nuclear fuel ang solar core na nagpapanatili sa init ng araw. Pagkatapos ito ay magsisimula
Ang mensahe ay sinalubong ng pag-aalinlangan, dahil ang madilim na satellite ay nanatiling hindi napapansin, at ang masa nito ay dapat na medyo malaki - maihahambing sa masa ng Sirius.
Densidad na kabalintunaan
“Binisita ko ang aking kaibigan ... Propesor E. Pickering sa isang pagbisita sa negosyo. Sa kanyang katangiang kabaitan, nag-alok siyang makuha ang spectra ng lahat ng mga bituin na naobserbahan namin ni Hincks ... na may layuning 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 ng napakaliit na absolute magnitude (iyon ay, mababang ningning) ay may parang multo na klase 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 Eridani B. Sa kanyang katangiang paraan, agad siyang nagpadala ng kahilingan sa (Harvard) Observatory office, at hindi nagtagal ay sinagot (sa tingin ko mula kay Mrs. Fleming) na ang spectrum ng bituin na ito ay A (iyon ay, mataas na temperatura sa ibabaw). Kahit na sa mga panahong Paleozoic na iyon ay sapat na ang alam ko tungkol sa mga bagay na ito upang agad na mapagtanto na mayroong isang matinding pagkakaiba sa pagitan ng kung ano ang tatawagin natin pagkatapos ay ang "posible" na mga halaga ng ningning at density ng ibabaw. Tila, hindi ko itinago ang katotohanan na hindi lang ako nagulat, ngunit literal na namangha sa pagbubukod na ito sa tila isang ganap na normal na panuntunan para sa mga katangian ng mga bituin. Ngumiti sa akin si Pickering at sinabing: "Tiyak na ang gayong mga eksepsiyon ang humahantong sa pagpapalawak ng ating kaalaman" - at ang mga white dwarf ay pumasok sa mundong pinag-aaralan."
Ang sorpresa ni Russell ay lubos na nauunawaan: 40 Ang Eridani B ay tumutukoy sa medyo malapit na mga bituin, at mula sa naobserbahang paralaks ay maaaring tumpak na matukoy ng isa ang distansya dito at, nang naaayon, ang ningning. Ang ningning ng 40 Eridani B ay naging anomalyang mababa para sa spectral na klase nito - ang mga white dwarf ay bumuo ng bagong rehiyon sa H-R diagram. Ang kumbinasyong ito ng liwanag, masa at temperatura ay hindi maintindihan at hindi maipaliwanag sa loob ng karaniwang pangunahing sequence model ng stellar structure na binuo noong 1920s.
Ang mataas na density ng mga white dwarf ay nanatiling hindi maipaliwanag sa loob ng balangkas ng klasikal na pisika at astronomiya at ipinaliwanag lamang sa loob ng balangkas ng quantum mechanics pagkatapos ng pagdating ng mga istatistika ng Fermi-Dirac. Noong 1926, si Fowler, sa kanyang artikulong "Dense Matter" ( "Sa siksik na bagay," Monthly Notice R. Astron. Soc. 87, 114-122) ay nagpakita na, hindi tulad ng mga pangunahing sequence na bituin, kung saan ang equation ng estado ay batay sa perpektong modelo ng gas (standard na modelo ng Eddington), para sa mga white dwarf ang density at presyon ng bagay ay tinutukoy ng mga katangian ng degenerate electron gas (Fermi gas ).
Ang susunod na yugto sa pagpapaliwanag ng kalikasan ng mga white dwarf ay ang gawain nina Yakov Frenkel at Chandrasekhar. Noong 1928, itinuro ni Frenkel na dapat mayroong pinakamataas na limitasyon sa masa ng mga puting dwarf, at noong 1931 si Chandrasekhar sa kanyang akdang "The Maximum Mass of an Ideal White Dwarf" ( "Ang pinakamataas na masa ng perpektong puting dwarf", Astroph. J. 74, 81-82) ay nagpakita na mayroong isang mataas na limitasyon sa masa ng mga puting dwarf, iyon ay, ang mga bituin na ito na may mass na higit sa isang tiyak na limitasyon ay hindi matatag (Chandrasekhar limit) at dapat gumuho.
Pinagmulan ng mga white 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 ng genesis 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, ginawa. 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 nuclei ng mga pulang higante
Sa panahon ng ebolusyon ng pangunahing sequence na mga bituin, ang hydrogen ay "nasusunog" - nucleosynthesis na may pagbuo ng helium (tingnan ang Bethe cycle). Ang ganitong pagkasunog ay humahantong sa isang pagtigil ng paglabas ng enerhiya sa mga gitnang bahagi ng bituin, compression at, nang naaayon, isang pagtaas sa temperatura at density sa core nito. Ang pagtaas ng temperatura at densidad sa stellar core ay humahantong sa mga kondisyon kung saan ang isang bagong pinagmumulan ng thermonuclear energy ay isinaaktibo: helium burnup (triple helium reaction o triple alpha process), katangian ng mga pulang higante at supergiants.
Sa mga temperatura sa pagkakasunud-sunod ng 10 8 K, ang kinetic energy ng helium nuclei ay nagiging sapat na mataas upang malampasan ang Coulomb barrier: dalawang helium nuclei (4He, alpha particle) ay maaaring mag-fuse upang bumuo ng hindi matatag na beryllium isotope:
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 12 C nucleus ay maaaring mabuo:
+ 7.3 MeV.
Sa kabila ng napakababang konsentrasyon ng equilibrium na 8 Be (halimbawa, sa temperatura na ~10 8 K ang ratio ng konsentrasyon [8 Be]/[ 4 He] ~10 −10), ang rate ay ganoon triple helium reaksyon lumalabas na sapat upang makamit ang isang bagong hydrostatic equilibrium sa mainit na core ng bituin. Ang pag-asa ng paglabas ng enerhiya sa temperatura sa ternary helium na reaksyon ay napakataas, halimbawa, para sa hanay ng temperatura ~1-2·10 8 K ang paglabas ng enerhiya ay:
kung saan ang bahagyang konsentrasyon ng helium sa core (sa itinuturing na kaso ng hydrogen "burnout" ito ay malapit sa pagkakaisa).
Dapat pansinin, gayunpaman, na ang triple helium na reaksyon ay nailalarawan sa pamamagitan ng isang makabuluhang mas mababang paglabas ng enerhiya kaysa sa ikot ng Bethe: sa mga tuntunin ng bawat 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 core, posible 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 ng masa tumataas ang bilang ng mga nuclei na tumutugon.
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 fusion reaksyon ng mas mabibigat na nuclei sa mekanismo. paglamig ng neutrino: sa mataas na temperatura at presyon, ang mga photon ay maaaring ikalat ng mga electron na may pagbuo ng mga pares ng neutrino-antineutrino, na malayang nagdadala ng enerhiya mula sa core: ang bituin ay transparent sa kanila. Ang bilis naman nito volumetric paglamig ng neutrino, sa kaibahan sa klasikal mababaw Ang paglamig ng photon ay hindi nalilimitahan ng mga proseso ng paglipat ng enerhiya mula sa loob ng isang bituin patungo sa photosphere nito. Bilang resulta ng reaksyon ng nucleosynthesis, isang bagong ekwilibriyo ang naabot sa stellar core, na nailalarawan ng 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 na 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 core ay napakataas na ang mga distansya sa pagitan ng mga electron ng plasma na bumubuo sa core ay nagiging katapat sa kanilang De Broglie wavelength, iyon ay, ang mga kondisyon para sa pagkabulok ng electron gas ay nasiyahan. Ipinapakita ng mga kalkulasyon na ang density ng isothermal nuclei ay tumutugma sa density ng white dwarfs, iyon ay Ang mga core ng pulang higante ay mga puting dwarf.
Kaya, mayroong isang pinakamataas na limitasyon sa masa ng mga puting dwarf (ang limitasyon ng Chandrasekhar). Ito ay kagiliw-giliw na para sa mga naobserbahang white dwarf ay may katulad na mas mababang limitasyon: dahil ang rate ng ebolusyon ng mga bituin ay proporsyonal sa kanilang masa, maaari nating obserbahan ang mababang-mass white dwarf lamang bilang mga labi ng mga bituin na pinamamahalaang mag-evolve sa panahon mula sa. ang unang panahon ng pagbuo ng bituin ng Uniberso hanggang sa kasalukuyan.
Mga tampok ng spectra at spectral classification
Ang mga white dwarf ay inuri sa isang hiwalay na spectral class D (mula sa English. Dwarf- dwarf), isang klasipikasyon na kasalukuyang ginagamit na sumasalamin sa mga tampok ng spectra ng white dwarf, na iminungkahi noong 1983 ni Edward Zion; sa pag-uuri na ito ang spectral na klase 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 - ang spectrum ay naglalaman ng mga linya ng helium He I, ang mga linya ng hydrogen o mga metal ay wala
- DC - tuloy-tuloy na spectrum na walang mga linya ng pagsipsip
- DO - ang malakas na mga linya ng helium He II ay naroroon sa spectrum;
- DZ - metal lines lang, walang H or He lines
- DQ - mga linya ng carbon, kabilang ang molekular C 2
at parang multo na mga tampok:
- P - ang polarization ng liwanag sa isang magnetic field ay sinusunod
- H - polarization ay hindi sinusunod sa pagkakaroon ng isang magnetic field
- V - ZZ Ceti type na mga bituin o iba pang variable na white dwarf
- X - kakaiba o hindi nauuri na spectra
Ebolusyon ng mga puting dwarf
kanin. 8. Protoplanetary nebula NGC 1705. Ang isang serye ng mga spherical shell ay makikita, ibinubuhos ng pulang higante, ang bituin mismo ay nakatago ng isang dust belt.
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 nebula NGC 7293 ay mula 90,000 K (tinatantya mula sa mga linya ng pagsipsip) hanggang 130,000 K (tinatantya mula sa X-ray spectrum). Sa ganitong mga temperatura, karamihan sa spectrum ay binubuo ng matitigas na ultraviolet at malambot na x-ray.
Kasabay nito, ang mga naobserbahang puting dwarf, ayon sa kanilang spectra, ay pangunahing nahahati sa dalawang malalaking grupo - "hydrogen" spectral class DA, sa spectra kung saan walang mga linya ng helium, na bumubuo sa ~80% ng populasyon ng mga white dwarf, at "helium" spectral class na 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, isinaalang-alang ni Ico Iben ang mga senaryo para sa "paglabas" ng mga puting dwarf mula sa mga pumipintig na pulang higante na matatagpuan sa asymptotic giant branch, sa iba't ibang yugto ng pulsation. Sa isang huling yugto ng ebolusyon sa mga pulang higante na may masa hanggang sampung solar, bilang isang resulta ng "pagsunog" ng helium core, nabuo ang isang degenerate core, na binubuo pangunahin ng carbon at mas mabibigat na elemento, na napapalibutan ng isang non-degenerate. helium layer source, kung saan nangyayari ang triple helium reaction. Kaugnay nito, sa itaas nito ay mayroong isang layered hydrogen source, kung saan ang thermonuclear reactions ng Bethe cycle ay nagaganap, na nagko-convert ng hydrogen sa helium, na napapalibutan ng isang hydrogen shell; 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 pinagmumulan ng layer ay napapailalim sa thermal instability dahil sa sobrang mataas na pagdepende nito sa temperatura, at ito ay pinalala ng mas mataas na rate ng conversion ng hydrogen sa helium kumpara sa rate ng helium burnup; ang resulta ay ang akumulasyon ng helium, ang compression nito hanggang sa magsimula ang 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 mode, ang layer ay lumalawak, na nagtutulak palabas ng pinagmumulan ng layer ng hydrogen, na humahantong sa paglamig nito at ang pagtigil ng pagkasunog ng hydrogen . Matapos masunog ang labis na helium sa panahon ng isang flare, bumababa ang ningning ng layer ng helium, ang mga panlabas na layer ng hydrogen ng pulang higanteng kontrata, at ang isang bagong pag-aapoy ng pinagmulan ng hydrogen layer ay nangyayari.
Iminungkahi ni Iben na ang isang pumipintig na pulang higante ay maaaring magbuhos ng sobre nito, na bumubuo ng isang planetary nebula, kapwa sa yugto ng isang helium flash at sa isang tahimik na yugto na may aktibong layered na pinagmumulan ng hydrogen, at dahil ang ibabaw ng paghihiwalay ng sobre ay nakasalalay sa bahagi, kung gayon kapag ang sobre ay ibinubuhos sa panahon ng isang helium flash isang "helium" na puting dwarf ng spectral class na DB ay nakalantad, at kapag ang shell ay nalaglag ng isang higanteng may aktibong layered hydrogen source, isang "hydrogen" dwarf DA ang nakalantad; Ang tagal ng pagsabog ng helium ay humigit-kumulang 20% ng tagal ng ikot ng pulsation, 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 walang sariling thermonuclear na pinagmumulan ng enerhiya, nag-radiate sila mula sa kanilang mga reserbang init. Ang kapangyarihan ng radiation ng isang ganap na itim na katawan (pinagsama-samang kapangyarihan sa buong spectrum) sa bawat unit na lugar sa ibabaw ay proporsyonal sa ikaapat na kapangyarihan ng temperatura ng katawan:
kung saan ang kapangyarihan sa bawat yunit na lugar ng radiating surface, at ang W/(m²·K 4) ay ang Stefan-Boltzmann constant.
Tulad ng nabanggit na, ang temperatura ay hindi pumapasok sa equation ng estado ng isang degenerate electron gas - iyon ay, ang radius ng white dwarf at ang emitting area ay nananatiling hindi nagbabago: bilang isang resulta, una, para sa mga white dwarf ay walang mass - ningning relasyon, ngunit mayroong isang edad - luminosity na relasyon (depende lamang sa temperatura, ngunit hindi sa lugar ng naglalabas na ibabaw), at, pangalawa, ang mga superhot na batang puting 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.
Astronomical phenomena na kinasasangkutan ng mga white dwarf
X-ray emission mula sa white dwarf
kanin. 9 Malambot na X-ray na imahe ng Sirius. Ang maliwanag na bahagi ay ang puting dwarf Sirius B, ang madilim na bahagi ay Sirius A
Ang temperatura sa ibabaw ng mga batang puting dwarf - ang mga isotropic na core ng mga bituin pagkatapos ng pagkalaglag ng kanilang mga shell - ay napakataas - higit sa 2·10 5 K, ngunit mabilis na bumaba dahil sa paglamig ng neutrino at 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 sequence na mga bituin: ang mga larawan ng Sirius na kinunan ng teleskopyo ng Chandra X-ray (tingnan ang Fig. 9) ay maaaring magsilbing isang paglalarawan - sa kanila ang puting dwarf Sirius B mukhang mas maliwanag kaysa Sirius A ng spectral class A1, na 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 - ~5·10 3 K (tingnan, halimbawa, Van Maanen's Star).
Ang isang kakaibang katangian 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: ang huli ay may X-ray corona. pinainit sa ilang milyong kelvin, at ang temperatura ng photosphere ay masyadong mababa para sa X-ray emission.
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 isang mas malaking bahagi ay maaaring mag-evolve sa isang puting dwarf, habang ang isang hindi gaanong malaki ay maaaring manatili sa pangunahing pagkakasunud-sunod sa oras na ito. . Sa turn, kapag ang isang hindi gaanong napakalaking bahagi ay umalis sa pangunahing pagkakasunud-sunod sa panahon ng ebolusyon nito 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 nakadikit sa Lagrange point L1, pagkatapos ay sa yugtong ito ng ebolusyon ng hindi gaanong napakalaking bahagi kung saan, sa pamamagitan ng L1 point, ang daloy ng bagay mula sa pulang higante hanggang sa Roche lobe ng white dwarf ay nagsisimula at ang karagdagang pagdami ng hydrogen-rich matter sa ibabaw nito (tingnan ang Fig. 10), na humahantong sa isang bilang ng astronomical phenomena:
- Ang non-stationary accretion sa white dwarf kung 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 mga white dwarf, na may malakas na magnetic field, ay nakadirekta sa rehiyon ng mga magnetic pole ng white dwarf, at ang mekanismo ng cyclotron ng radiation mula sa accreting plasma sa mga circumpolar na rehiyon ng magnetic field ng dwarf ay nagdudulot ng malakas na polarization ng radiation sa ang nakikitang rehiyon (polar at intermediate polar).
- Ang pagdami ng mayaman sa hydrogen sa mga puting dwarf ay humahantong sa akumulasyon nito sa ibabaw (nakararami ay binubuo ng helium) at pag-init sa mga temperatura ng reaksyon ng helium fusion, na, kung sakaling magkaroon ng thermal instability, ay humahantong sa isang pagsabog na naobserbahan bilang isang nova.
- Ang sapat na haba at matinding pag-akyat sa isang napakalaking puting dwarf ay humahantong sa mass nito na lumampas sa limitasyon ng Chandrasekhar at gravitational collapse, na naobserbahan bilang isang uri ng Ia supernova na pagsabog (tingnan ang Fig. 11).
Mga Tala
- Ya. B. Zeldovich, S. I. Blinnikov, N. I. Shakura.. - M.: MSU, 1981.
- Sinuosités observées dans le mouvement propre de Sirius, Fig. 320, Flammarion C., Les étoiles et les curiosités du ciel, suplemento ng “l’Astronomie populaire”, Marpon at Flammarion, 1882
- Sa tamang galaw ng Procyon at Sirius (Ingles). (12/1844). Naka-archive
- Flammarion C. (1877). "Ang Kasama ni Sirius". Astronomical na rehistro 15 : 186-189. Hinango noong 2010-01-05.
- van Maanen A. Dalawang Malabong Bituin na may Malaking Tamang Paggalaw. Mga Lathalain ng Astronomical Society of the Pacific(12/1917). - Vol. 29, Hindi. 172, pp. 258-259. Na-archive mula sa orihinal noong Agosto 23, 2011.
- V.V. Mga puting dwarf. Astronet(17.09.2002). Na-archive mula sa orihinal noong Agosto 23, 2011. Hinango noong Mayo 6, 2009.
- Fowler R.H. Sa siksik na bagay (Ingles). Mga Buwanang Paunawa ng Royal Astronomical Society(12/1926). Na-archive mula sa orihinal noong Agosto 23, 2011. Hinango noong Hulyo 22, 2009.
- Chandrasekhar S. Ang Pinakamataas na Masa ng Ideal na White Dwarf. Astrophysical Journal(07/1931). Na-archive mula sa orihinal noong Agosto 23, 2011. Hinango noong Hulyo 22, 2009.
- Shklovsky I. S. Sa likas na katangian ng planetary nebulae at ang kanilang mga core // Astronomical Journal. - 1956. - T. 33. - Hindi. 3. - P. 315-329.
- Isang iminungkahing bagong white dwarf spectral classification system, E. M. Sion, J. L. Greenstein, J. D. Landstreet, J. Liebert, H. L. Shipman, at G. A. Wegner, Ang Astrophysical Journal 269 , #1 (Hunyo 1, 1983), pp. 253-257.
- Leahy, D. A.; C. Y. Zhang, Sun Kwok (1994). "Two-temperatura X-ray emission mula sa planetary nebula NGC 7293." Ang Astrophysical Journal 422 : 205-207. Hinango noong 2010-07-05.
- Iben Jr, I. (1984). "Sa dalas ng planetary nebula nuclei na pinapagana ng helium burning at sa dalas ng white dwarf na may hydrogen-deficient atmospheres." Ang Astrophysical Journal 277 : 333-354. ISSN 0004-637X.
- Sofia Neskuchnaya Ang dwarf ay humihinga ng oxygen (Russian). pahayagan.ru (13.11.09 10:35). Na-archive mula sa orihinal noong Agosto 23, 2011. Hinango noong Mayo 23, 2011.
- Sirius A at B: Isang Double Star System Sa Constellation Canis Major // Photo Album ng Chandra X-Ray Observatory
- Ivanov V.V. Mga puting dwarf. Astronomical Institute na pinangalanan. V.V. Soboleva. Na-archive mula sa orihinal noong Agosto 23, 2011. Hinango noong Enero 6, 2010.
Panitikan
- Deborah Jean Warner. Alvan Clark and Sons: Artists in Optics. - Smithsonian Press, 1968.
- Ya. B. Zeldovich, S. I. Blinnikov, N. I. Shakura. Pisikal na batayan ng istraktura at ebolusyon ng mga bituin. - M., 1981.
- Shklovsky I. S. Mga Bituin: ang kanilang kapanganakan, buhay at kamatayan. - M.: Nauka, 1984.
- Steven D. Kawaler, Igorʹ Dmitrievich Novikov, Ganesan Srinivasan, G. Meynet, Daniel Schaerer. Mga labi ng bituin. - Springer, 1997. - ISBN 3540615202, 9783540615200
- Kippenhan R. (Ingles) Ruso 100 Billion Suns: Ang Kapanganakan, Buhay at Kamatayan ng mga Bituin = 100 Miliarden Sonnen / Transl. Kasama siya. A. S. Dobroslavsky, B. B. Straumal, ed. I. M. Khalatnikova, A. V. Tutukova. - Mundo. - M., 1990. - 293 p. - 88,000 kopya. - ISBN 5-03-001195-1
- White dwarf // Physics of space: Little encyclopedia. - M.: Soviet Encyclopedia, 1986.
Tingnan din
Mga link
| Puting dwende | |
|---|---|
| Edukasyon | Chandrasekhar limit · PG 1159 star · Stellar evolution · Hertzsprung-Russell diagram · Mirids |
| Ebolusyon | |
Saan nagmula ang mga white dwarf?
Ang mangyayari sa isang bituin sa pagtatapos ng buhay nito ay depende sa masa ng bituin sa kapanganakan. Ang mga bituin na sa una ay may mas maraming masa ay nagtatapos sa kanilang buhay bilang mga black hole at neutron na bituin. Magiging white dwarf ang mga low- o medium-mass star (yaong may mass na mas mababa sa 8 solar mass). Ang isang tipikal na puting dwarf ay humigit-kumulang sa masa ng Araw at bahagyang mas malaki kaysa sa Earth. Ang isang puting dwarf ay isa sa mga pinakamakapal na anyo ng bagay, na nalampasan lamang ng mga neutron na bituin at mga black hole sa density.
Ang mga medium-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 nangyayari sa Araw sa ngayon. Ang enerhiya na nabuo ng Araw sa pamamagitan ng nuclear fusion 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 sa loob nito ay tumataas. Ang isang katulad na bagay ay nangyayari sa Araw, siyempre, sa mahigpit na pagsasalita, ang Araw ay hindi matatawag na isang selyadong 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 gravity ay magsisimulang mangibabaw sa balanseng ito 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 malalamon. Habang lumalaki ang bituin, lumalamig ito. Gayunpaman, ang temperatura ng core ng pulang higante ay tumataas hanggang sa ito ay sapat na init 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. Isang optical na imahe mula sa isang ground-based telescope (kaliwa) at isang Hubble telescope 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 pa sapat ang init ng core para simulan ang carbon combustion. Ano ngayon?
Dahil ang Araw ay hindi magiging sapat na init para masunog ang carbon, ang gravity ay muling kukuha. Kapag nagkontrata ang bituin, inilalabas 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 isang white dwarf. Ang white dwarf ay mapapaligiran ng isang lumalawak na shell ng gas na tinatawag na planetary nebula. Ang mga nebula ay tinatawag na planetary nebulae dahil inakala ng mga naunang nagmamasid na sila ay katulad ng 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 laki ng teleskopyo.
Ang isang planetary nebula ay isang tanda ng isang medium-mass star na lumilipat mula sa isang pulang higante patungo sa 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 bukol ng carbon, isang proseso na aabot ng humigit-kumulang 10 bilyong taon.
Mga obserbasyon ng mga puting dwarf
Mayroong ilang mga paraan upang obserbahan ang mga puting dwarf. Ang unang white dwarf na natuklasan ay isang kasamang bituin kay Sirius, ang 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 nito. Noong 1863, natuklasan ng taga-disenyo ng optiko at teleskopyo na si Alvan Clark ang mahiwagang bagay na ito. Nakilala ang kasamang bituin bilang isang puting duwende. Sa kasalukuyan, ang pares na ito ay kilala bilang Sirius A at Sirius B, kung saan ang B ay isang white dwarf. Ang orbital period ng sistemang ito ay 50 taon.
Ang arrow ay tumuturo sa white dwarf, Sirius B, sa tabi ng mas malaking Sirius A. Link: 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 kay Sirius, kung ang isang bituin ay may isang tiyak na uri ng hindi maipaliwanag na paggalaw, posibleng matuklasan na ang nag-iisang bituin ay talagang maraming sistema. Sa mas malapit na pagsusuri, posibleng matukoy 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 naobserbahan ang mga white dwarf gamit ang Wide-Field Planetary Camera nito. Noong Agosto 1995, ginamit ang camera na ito upang obserbahan ang higit sa 75 white dwarf sa M4 globular cluster sa konstelasyon na Scorpius. Ang mga puting dwarf na ito ay napakahina na ang pinakamaliwanag sa kanila ay hindi hihigit sa isang 100-watt na bumbilya sa kalayuan ng Buwan. Ang M4 ay matatagpuan 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.
