Kurios žvaigždės vadinamos baltosiomis nykštukėmis. Baltieji nykštukai yra dar viena visatos paslaptis. Vidinė Saulės struktūra
Paveiksle lyginamieji Saulės (dešinėje) ir dvejetainės sistemos IK Pegasus komponento B dydžiai - baltoji nykštukė, kurios paviršiaus temperatūra yra 35 500 K (centre), ir komponentas A - A8 spektrinio tipo žvaigždė (kairėje) .
Atidarymas 1844 m. Koenigsbergo observatorijos direktorius Friedrichas Beselis atrado, kad Sirijus, ryškiausia žvaigždė šiauriniame danguje, periodiškai, nors ir labai silpnai, nukrypsta nuo tiesios judėjimo dangaus sferoje trajektorijos. Beselis padarė išvadą, kad Sirijus turi turėti nematomą „tamsų“ palydovą, o abiejų žvaigždžių apsisukimo aplink bendrą masės centrą laikotarpis turėtų būti apie 50 metų. Žinia buvo sutikta skeptiškai, nes tamsusis palydovas liko nepastebimas, o jo masė turėjo būti pakankamai didelė – panaši į Sirijaus masę.
1862 metų sausį A.G. Clarkas, reguliuodamas 18 colių refraktorių, didžiausią tuo metu pasaulyje teleskopą (Dearborn Telescope), kurį Klarkų šeimos įmonė pristatė Čikagos observatorijai, netoli Sirijaus aptiko blankią žvaigždę. Tai buvo tamsusis Sirijaus palydovas Sirius B, kurį numatė Beselis. Sirijaus B paviršiaus temperatūra yra 25 000 K, o tai, atsižvelgiant į jo anomaliai mažą šviesumą, rodo labai mažą spindulį ir atitinkamai ypač didelį tankį - 10 6 g / cm³ (Sirijaus tankis yra ~ 0,25 g / cm³ , Saulės tankis yra ~ 1,4 g/cm³).
1917 m. Adrianas van Maanenas atrado kitą baltąją nykštukę – Van Maaneno žvaigždę Žuvų žvaigždyne.
Tankio paradoksas XX amžiaus pradžioje Hertzsprungas ir Russellas atrado dėsningumą, susijusį su žvaigždžių spektriniu tipu (temperatūra) ir šviesumu – Hertzsprung-Russell diagramą (H-R diagrama). Atrodė, kad visa žvaigždžių įvairovė telpa į dvi G-R diagramos šakas – pagrindinę seką ir raudonąją milžinišką šaką. Rengiant statistiką apie žvaigždžių pasiskirstymą pagal spektrinį tipą ir šviesumą, Raselas 1910 m. kreipėsi į profesorių E. Pickeringą. Russellas aprašo, kas nutiko toliau:
„Buvau su savo draugu... profesoriumi E. Pickeringu verslo vizito metu. Su būdingu gerumu jis pasiūlė paimti visų žvaigždžių, kurias mes ir Hincsas stebėjome, spektrus, kad nustatytų jų paralaksus. Ši, atrodytų, įprasto darbo dalis pasirodė labai vaisinga – tai leido atrasti, kad visos labai mažo absoliutaus dydžio (t. y. mažo šviesumo) žvaigždės turi M spektrinį tipą (t. y. labai žemą paviršiaus temperatūrą). Kiek pamenu, diskutuodamas šiuo klausimu paklausiau Pickeringo apie kai kurias kitas silpnas žvaigždes..., ypač paminėdamas 40 Eridani B. Jam būdingai elgdamasis, jis iš karto nusiuntė užklausą į (Harvardo) observatorijos biurą. , ir netrukus buvo gautas atsakymas (manau iš ponios Fleming), kad šios žvaigždės spektras yra A (t. y. aukšta paviršiaus temperatūra). Net tais paleozojaus laikais aš žinojau pakankamai apie šiuos dalykus, kad iš karto suprasčiau, jog egzistuoja didžiulis neatitikimas tarp to, ką tada vadintume „galima“ paviršiaus ryškumo ir tankio verte. Matyt, neslėpiau, kad mane ne tik nustebino, bet ir tiesiogine prasme ši išimtis iš, atrodytų, visiškai normalios žvaigždžių savybių taisyklės. Pickeringas man nusišypsojo ir pasakė: „Būtent tokios išimtys lemia mūsų žinių plėtrą“ – ir baltieji nykštukai pateko į tiriamųjų pasaulį.Raselio nuostaba visai suprantama: 40 Eridani B priklauso gana artimoms žvaigždėms, o pagal stebimą paralaksą galima tiksliai nustatyti atstumą iki jo ir atitinkamai šviesumą. 40 Eridani B šviesumas pasirodė neįprastai mažas jo spektriniam tipui – baltosios nykštukės H-R diagramoje suformavo naują sritį. Šis šviesumo, masės ir temperatūros derinys buvo nesuprantamas ir negalėjo būti paaiškintas standartiniame pagrindinės sekos žvaigždžių struktūros modelyje, sukurtame XX a. 20-ajame dešimtmetyje.
Didelis baltųjų nykštukų tankis buvo paaiškintas tik kvantinės mechanikos rėmuose, kai pasirodė Fermi-Dirac statistika. 1926 m. Fowleris savo straipsnyje "Tanki medžiaga" ("Tanki medžiaga", Monthly Notices R. Astron. Soc. 87, 114-122) parodė, kad, priešingai nei pagrindinės sekos žvaigždės, kurių būsenos lygtis yra remiantis idealiųjų dujų modeliu (standartinis Edingtono modelis), baltosioms nykštukėms medžiagos tankį ir slėgį lemia išsigimusių elektronų dujų (Fermi dujos) savybės.
Kitas žingsnis aiškinantis baltųjų nykštukų prigimtį buvo Ya. I. Frenkelio ir Chandrasekharo darbas. 1928 m. Frenkelis nurodė, kad turi būti nustatyta viršutinė baltųjų nykštukų masės riba, o 1930 m. Chandrasekhar knygoje „Maksimali idealių baltųjų nykštukų masė“ (Astroph. J. 74, 81-82) parodė, kad baltosios nykštukės, viršijančios 1,4 saulės energijos. masės yra nestabilios (Chandrasekhar riba) ir turi žlugti.
Baltųjų nykštukų kilmė
Fowlerio sprendimas paaiškino baltųjų nykštukų vidinę sandarą, tačiau nepaaiškino jų atsiradimo mechanizmo. Aiškinant baltųjų nykštukų atsiradimą pagrindinį vaidmenį atliko dvi idėjos: E. Epiko idėja, kad raudonieji milžinai susidaro iš pagrindinės sekos žvaigždžių degant branduoliniam kurui ir V.G. Fesenkovas, padarytas netrukus po Antrojo pasaulinio karo, kad pagrindinės sekos žvaigždės turi prarasti masę, o toks masės praradimas turi turėti didelės įtakos žvaigždžių evoliucijai. Šios prielaidos visiškai pasitvirtino.
Pagrindinės sekos žvaigždžių evoliucijos metu vandenilis „sudeginamas“ susidarant heliui (Betės ciklas). Dėl tokio degimo nutrūksta energijos išsiskyrimas centrinėse žvaigždės dalyse, suspaudimas ir atitinkamai padidėja temperatūra bei tankis jos šerdyje, o tai lemia sąlygas, kuriomis aktyvuojamas naujas termobranduolinės energijos šaltinis: helio deginimas. maždaug 10 8 K temperatūroje ( triguba helio reakcija arba trigubas alfa procesas), būdingas raudoniesiems milžinams ir supergigantams:
He 4 + He 4 = Be 8 - susilieja du helio branduoliai (alfa dalelės) ir susidaro nestabilus berilio izotopas;
Be 8 + He 4 \u003d C 12 + 7,3 MeV – didžioji dalis Be 8 vėl suyra į dvi alfa daleles, bet kai Be 8 susiduria su didelės energijos alfa dalele, gali susidaryti stabilus C 12 anglies branduolys.
Tačiau reikia pažymėti, kad trigubai helio reakcijai būdingas daug mažesnis energijos išsiskyrimas nei Betės ciklas: masės vieneto atžvilgiu. energijos išsiskyrimas helio „degimo“ metu yra daugiau nei 10 kartų mažesnis nei vandenilio „degimo“ metu.. Heliui perdegus ir energijos šaltiniui branduolyje išsenkant, galimos ir sudėtingesnės nukleosintezės reakcijos, tačiau, pirma, tokioms reakcijoms reikia vis aukštesnės temperatūros ir, antra, energijos išsiskyrimas masės vienetui tokiose reakcijose mažėja didėjant masės skaičiams. padidinti branduoliai reaguoti.
Papildomas veiksnys, turėjęs įtakos raudonųjų milžiniškų branduolių evoliucijai, yra trigubo helio reakcijos jautrumo aukštai temperatūrai ir sunkesnių branduolių sintezės reakcijų derinys su mechanizmu. neutrinų aušinimas: esant aukštai temperatūrai ir slėgiui, fotonų sklaida elektronais yra įmanoma, kai susidaro neutrino-antineutrino poros, kurios laisvai išneša energiją iš branduolio: žvaigždė jiems yra skaidri. Greitis tokių tūrinis neutrininis aušinimas, priešingai nei klasikinis paviršutiniškas fotonų aušinimo neriboja energijos perdavimo procesai iš žvaigždės vidaus į jos fotosferą. Dėl nukleosintezės reakcijos žvaigždės šerdyje pasiekiama nauja pusiausvyra, kuriai būdinga ta pati šerdies temperatūra: izoterminė šerdis.
Santykinai mažos masės (saulės tvarka) raudonųjų milžinų izoterminės šerdys daugiausia susideda iš helio, o masyvesnių žvaigždžių – iš anglies ir sunkesnių elementų. Tačiau bet kuriuo atveju tokio izoterminio branduolio tankis yra toks didelis, kad atstumai tarp plazmos elektronų, sudarančių branduolį, tampa proporcingi jų De Broglie bangos ilgiui. λ = h / mv
, tai yra, tenkinamos elektronų dujų išsigimimo sąlygos. Skaičiavimai rodo, kad izoterminių šerdžių tankis atitinka baltųjų nykštukų tankį, t.y. Raudonųjų milžinų šerdys yra baltosios nykštukės..
Masinis raudonųjų milžinų nuostolis
Branduolinės reakcijos raudonuosiuose milžinuose vyksta ne tik šerdyje: vandeniliui išdegus šerdyje, helio nukleosintezė plinta į žvaigždės sritis, kuriose vis dar gausu vandenilio, sudarydama sferinį sluoksnį ant vandenilio neturtingo ir daug vandenilio ribos. regionuose. Panaši situacija susidaro ir su triguba helio reakcija: heliui perdegus šerdyje, jis taip pat koncentruojasi sferiniame sluoksnyje ties riba tarp helio neturtingų ir helio turtingų regionų. Žvaigždžių, turinčių tokias „dviejų sluoksnių“ nukleosintezės sritis, šviesumas žymiai padidėja, pasiekia apie kelis tūkstančius Saulės šviesų, o žvaigždė „išpučia“, padidindama savo skersmenį iki Žemės orbitos dydžio. Helio nukleosintezės zona pakyla į žvaigždės paviršių: masės dalis šios zonos viduje yra ~70% žvaigždės masės. „Pušimą“ lydi gana intensyvus medžiagos nutekėjimas iš žvaigždės paviršiaus; tokie objektai stebimi kaip protoplanetiniai ūkai, pavyzdžiui, ūkas HD44179 ( paveikslėlį).
Tokios žvaigždės yra aiškiai nestabilios, o 1956 m. I.S. Šklovskis pasiūlė planetų ūkų susidarymo mechanizmą išmetant raudonųjų milžinų kiautus, o tokių žvaigždžių izoterminių išsigimusių branduolių poveikis lemia baltųjų nykštukų gimimą (šis raudonųjų milžinų evoliucijos pabaigos scenarijus yra visuotinai priimtas ir pagrįstas daugybe stebėjimų duomenų). Tikslūs tokių žvaigždžių masės praradimo ir tolesnio apvalkalo išstūmimo mechanizmai dar nėra visiškai suprantami, tačiau galima daryti prielaidą, kad šie veiksniai gali prisidėti prie apvalkalo praradimo:
- Išsiplėtusiuose žvaigždžių apvalkaluose gali išsivystyti nestabilumas, dėl kurio gali atsirasti stiprūs svyravimo procesai, lydimi žvaigždės šiluminio režimo pasikeitimo. Ant figūra aiškiai matomos žvaigždės išmestos medžiagos tankio bangos, kurios gali būti tokių svyravimų pasekmės.
- Dėl vandenilio jonizacijos regionuose, esančiuose žemiau fotosferos, gali išsivystyti stiprus konvekcinis nestabilumas. Saulės aktyvumas yra panašaus pobūdžio, tačiau raudonųjų milžinų atveju konvekcinių srautų galia turėtų gerokai viršyti saulės.
- Dėl itin didelio šviesumo žvaigždės spinduliuotės srauto šviesos slėgis jos išoriniuose sluoksniuose tampa reikšmingas, o tai, skaičiuojant duomenimis, gali lemti apvalkalo praradimą per kelis tūkstančius metų.
Vienaip ar kitaip, bet pakankamai ilgas gana ramus medžiagos nutekėjimo iš raudonųjų milžinų paviršiaus laikotarpis baigiasi jo apvalkalo išstūmimu ir šerdies atidengimu. Toks išmestas apvalkalas stebimas kaip planetinis ūkas. Protoplanetinių ūkų plėtimosi greičiai yra dešimtys km/s, t.y., artimi parabolinių greičių raudonųjų milžinų paviršiuje vertei, o tai yra papildomas jų susidarymo patvirtinimas išmetant raudonųjų milžinų „perteklinę masę“.
„Spectra“ ypatybės
Baltųjų nykštukų spektrai labai skiriasi nuo pagrindinės sekos žvaigždžių ir milžinų spektro. Pagrindinis jų bruožas yra nedidelis stipriai išsiplėtusių sugerties linijų skaičius, o kai kuriose baltosiose nykštukėse (spektrinio tipo DC) visiškai nėra pastebimų sugerties linijų. Mažas absorbcijos linijų skaičius šios klasės žvaigždžių spektruose paaiškinamas labai stipriu linijų išsiplėtimu: tik stipriausios sugerties linijos, besiplečiančios, turi pakankamai gylio, kad išliktų pastebimos, o silpnos – dėl savo negilaus gylio. , praktiškai susilieja su ištisiniu spektru.
Baltųjų nykštukų spektro ypatybės paaiškinamos keliais veiksniais. Pirma, dėl didelio baltųjų nykštukų tankio jų paviršiuje laisvojo kritimo pagreitis yra ~10 8 cm/s² (arba ~1000 km/s²), o tai savo ruožtu lemia mažus jų fotosferų ilgius, didžiulius tankius ir slėgis juose ir sugerties linijų išsiplėtimas. Kita stipraus gravitacinio lauko paviršiuje pasekmė – gravitacinis raudonasis linijų poslinkis jų spektruose, prilygstantis kelių dešimčių km/s greičiams. Antra, kai kurios baltosios nykštukės, turinčios stiprius magnetinius laukus, pasižymi stipria spinduliuotės poliarizacija ir spektrinių linijų padalijimu dėl Zeemano efekto.
Baltųjų nykštukų rentgeno spinduliuotė
Jaunų baltųjų nykštukų – izotropinių žvaigždžių šerdies paviršiaus temperatūra po apvalkalo išstūmimo yra labai aukšta – daugiau nei 2 10 5 K, tačiau ji gana greitai nukrenta dėl neutrinų aušinimo ir spinduliuotės iš paviršiaus. Tokios labai jaunos baltosios nykštukės stebimos rentgeno spindulių diapazone. Karščiausių baltųjų nykštukų paviršiaus temperatūra yra 7·10 4 K, o šalčiausia – ~5·10³ K.
Baltųjų nykštukų spinduliuotės ypatybė rentgeno spindulių diapazone yra tai, kad pagrindinis jų rentgeno spinduliuotės šaltinis yra fotosfera, kuri ryškiai skiria jas nuo „įprastų“ žvaigždžių: pastarosiose vainikas skleidžia X. -spinduliai, įkaitinti iki kelių milijonų kelvinų, o fotosferos temperatūra per žema rentgeno spinduliams skleisti.
Nesant akrecijos, baltųjų nykštukų šviesumo šaltinis yra jonų šilumos energijos tiekimas jų viduje, todėl jų šviesumas priklauso nuo amžiaus. Kiekybinę baltųjų nykštukų aušinimo teoriją XX amžiaus ketvirtojo dešimtmečio pabaigoje sukūrė S.A. Kaplanas.
Akrecija ant baltųjų nykštukų dvejetainėse sistemose
- Nestacionarus priaugimas prie baltųjų nykštukų, jei kompanionas yra masyvi raudonoji nykštukė, sukelia nykštukinių novų (U Gem (UG) tipo žvaigždžių) ir į novas panašių katastrofiškų kintamų žvaigždžių susidarymą.
- Akrecija ant baltųjų nykštukų, turinčių stiprų magnetinį lauką, yra nukreipta į baltosios nykštukės magnetinių polių sritį, o ciklotroninis plazmos spinduliuotės kaupimosi mechanizmas aplinkinio lauko srityse sukelia stiprią spinduliuotės poliarizaciją matomoje srityje (poliaruose ir tarpiniuose). poliarai).
- Vandenilio turinčios medžiagos kaupimasis ant baltųjų nykštukų sukelia jos kaupimąsi paviršiuje (daugiausia sudarytą iš helio) ir įkaista iki helio sintezės reakcijos temperatūros, o tai, esant termininiam nestabilumui, sukelia sprogimą, stebimą kaip sprogimas. naujos žvaigždės.
Baltosios nykštukės yra išsivysčiusios žvaigždės, kurių masė neviršija Chandrasekhar ribos (didžiausia masė, kuria žvaigždė gali egzistuoti kaip baltoji nykštukė), neturinčios savo termobranduolinės energijos šaltinių. Baltosios nykštukės yra kompaktiškos žvaigždės, kurių masė panaši į Saulės masę arba didesnė už ją, tačiau spinduliai 100 kartų mažesni ir atitinkamai bolometrinis šviesumas ~10 000 kartų mažesnis nei Saulės. Vidutinis medžiagos tankis baltosiose nykštukėse jų fotosferose yra 105–109 g/cm 3 , o tai yra beveik milijoną kartų didesnis nei pagrindinės sekos žvaigždžių tankis. Pagal paplitimą baltosios nykštukės, įvairiais skaičiavimais, sudaro 3–10% mūsų galaktikos žvaigždžių populiacijos. Įvertinimo neapibrėžtumas atsiranda dėl to, kad sunku stebėti tolimus baltuosius nykštukus dėl mažo jų šviesumo.
Baltosios nykštukės žymi paskutinę mažos žvaigždės, kurios masė panaši į Saulės masę, evoliucijos etapą. Kai visas žvaigždės, pavyzdžiui, mūsų Saulės, centre esantis vandenilis išdega, jos šerdis susitraukia iki didelio tankio, o išoriniai sluoksniai labai išsiplečia ir, lydima bendro šviesumo blankumo, žvaigždė virsta. Tada pulsuojantis raudonasis milžinas nusimeta savo apvalkalą, nes išoriniai žvaigždės sluoksniai yra laisvai susieti su karštu ir labai tankiu centriniu šerdimi. Vėliau šis apvalkalas tampa besiplečiančiu planetiniu ūku. Kaip matote, raudonieji milžinai ir baltieji nykštukai yra labai glaudžiai susiję. Šerdies suspaudimas vyksta iki ypač mažų dydžių, tačiau vis dėlto neviršija Chandrasekhar ribos, ty viršutinės žvaigždės masės ribos, kurioje ji gali egzistuoti kaip baltoji nykštukė.
Pirmoji aptikta baltoji nykštukė buvo triguboje sistemoje 40 Eridani esanti žvaigždė 40 Eridani B, kurią dar 1785 metais Williamas Herschelis įtraukė į dvigubų žvaigždžių katalogą. 1910 m. Henry Norrisas Russellas atkreipė dėmesį į neįprastai mažą 40 Eridani B šviesumą esant aukštai spalvų temperatūrai, kuri vėliau padėjo tokias žvaigždes atskirti į atskirą baltųjų nykštukų klasę.
Antrasis atrastas baltasis nykštukas buvo Sirijus B – ryškiausia žvaigždė žemės danguje. 1844 metais vokiečių astronomas ir matematikas Friedrichas Beselis, stebėdamas Sirijų, atrado nedidelį žvaigždės nukrypimą nuo tiesinio judėjimo ir padarė prielaidą, kad Sirijus turi nematomą masyvią palydovinę žvaigždę. Jo prielaida pasitvirtino jau 1862 m., kai amerikiečių astronomas ir teleskopų dizaineris Alvanas Grahamas Clarkas, reguliuodamas didžiausią tuo metu refraktorių, netoli Sirijaus aptiko blankią žvaigždę, kuri vėliau buvo praminta Sirijus B.
Baltoji nykštukė Sirius B pasižymi mažu šviesumu, o gravitacinis laukas gana pastebimai veikia ryškų jo palydovą, o tai rodo, kad šios žvaigždės spindulys yra itin mažas ir turi didelę masę. Taigi pirmą kartą buvo aptiktas objekto tipas, vadinamas baltaisiais nykštukais.
Trečiasis aptiktas baltasis nykštukas buvo Procyon B. 1844 metais Karaliaučiaus observatorijos direktorius Friedrichas Beselis, analizuodamas stebėjimų duomenis, nustatė, kad Procyonas periodiškai, nors ir labai silpnai, bet nukrypsta nuo tiesios judėjimo dangaus sferoje trajektorijos. Besselis padarė išvadą, kad Procyon turi turėti artimą palydovą. Silpnas palydovas liko nepastebimas, o jo masė turėjo būti gana didelė – atitinkamai panaši į Sirijaus ir Prokiono masę. 1896 m. amerikiečių astronomas D. M. Scheberle atrado Procyon B, taip patvirtindamas Besselio prognozę.
Baltųjų nykštukų kilmė
Aiškinant baltųjų nykštukų atsiradimą pagrindinį vaidmenį vaidino dvi idėjos: astronomo Ernsto Epiko idėja, kad raudonieji milžinai susidaro iš pagrindinės sekos žvaigždžių, išdegus branduoliniam kurui, ir astronomo Vasilijaus Fesenkovo prielaida, kurią padarė netrukus. po Antrojo pasaulinio karo pagrindinės sekos žvaigždės turėtų prarasti masę, o šis masės praradimas turėtų turėti reikšmingos įtakos . Šios prielaidos visiškai pasitvirtino.
Baltosios nykštukės susideda iš anglies ir deguonies, su nedideliais vandenilio ir helio priedais, tačiau masyvios, labai išsivysčiusios žvaigždės gali turėti branduolį, sudarytą iš deguonies, neono ar magnio. Pagrindinės sekos žvaigždžių evoliucijos metu vandenilis „sudega“ - nukleosintezė, susidarant heliui. Dėl tokio perdegimo nutrūksta energijos išsiskyrimas centrinėse žvaigždės dalyse, suspaudimas ir atitinkamai padidėja temperatūra bei tankis jos šerdyje. Temperatūros ir tankio padidėjimas žvaigždžių šerdyje lemia sąlygas, kai įsijungia naujas termobranduolinės energijos šaltinis: helio deginimas (triguba helio reakcija arba trigubas alfa procesas), būdingas raudoniesiems milžinams ir supergigantams.
Baltosios nykštukės pasižymi itin dideliu tankiu (106 g/cm3). Baltoji nykštukė yra gravitacinės pusiausvyros būsenoje, o jos slėgį lemia išsigimusių elektronų dujų slėgis. Baltosios nykštukės paviršiaus temperatūra yra aukšta – nuo 100 000 K iki 200 000 K. Baltųjų nykštukų masė yra artima Saulės. Baltųjų nykštukų atveju yra masės ir spindulio santykis, ir kuo didesnė masė, tuo mažesnis spindulys. Daugumos baltųjų nykštukų spindulys yra panašus į Žemės spindulį.
Baltosios nykštukės gyvavimo ciklas po to išlieka stabilus iki pat jo atvėsimo, kai žvaigždė praranda savo šviesumą ir tampa nematoma, įžengdama į vadinamojo ""“ stadiją - galutinis evoliucijos rezultatas, nors šis terminas yra vis rečiau naudojamas šiuolaikinėje literatūroje.
Vokiečių astronomas Friedrichas Wilhelmas Beselis daugelį metų stebėjo dviejų ryškių žvaigždžių – Sirijaus ir Prokiono – tinkamą judėjimą danguje ir 1844 m. nustatė, kad abi jos juda ne tiesiomis linijomis, o būdingomis banguotomis trajektorijomis. Šis atradimas paskatino mokslininką manyti, kad kiekviena iš šių žvaigždžių turi mums nematomą kompanioną, tai yra, tai yra fiziškai dvinarė žvaigždžių sistema.
Tačiau Saulė, beveik tokia pat masyvi kaip Sirijus B, iš savo atstumo šviestų beveik taip pat ryškiai kaip Šiaurinė žvaigždė. Taigi kodėl Sirius B 18 metų buvo laikomas „nematomu palydovu“? Gal dėl mažo kampinio atstumo tarp jo ir Sirius A? Ne tik. Kaip vėliau paaiškėjo, plika akimi jis akivaizdžiai nepasiekiamas dėl mažo šviesumo, 400 kartų prastesnio už Saulės šviesumą. Tiesa, pačioje XX amžiaus pradžioje. šis atradimas neatrodė itin keistas, nes buvo žinoma nemažai mažo šviesumo žvaigždžių, o ryšys tarp žvaigždės masės ir jos šviesumo dar nebuvo nustatytas. Tik tada, kai buvo gauti Sirijaus B ir Procyon B emisijos spektrai, taip pat jų temperatūros matavimai, išryškėjo šių žvaigždžių „nenormalumas“.
Fizikoje yra tokia sąvoka - visiškai juodas kūnas. Ne, tai nėra juodos spalvos sinonimas skyles– skirtingai nei ji, visiškai juodas kūnas gali akinančiai spindėti! Jis vadinamas absoliučiai juodu, nes pagal apibrėžimą sugeria visą ant jo krentančią elektromagnetinę spinduliuotę. Teorija teigia, kad bendras šviesos srautas (per visą bangos ilgių diapazoną) iš vienetinio visiškai juodo kūno paviršiaus nepriklauso nuo jo struktūros ar cheminės sudėties, o yra nulemtas tik temperatūros. Pagal Stefano-Boltzmanno dėsnį, jo šviesumas yra proporcingas ketvirtajai temperatūros galiai. Absoliučiai juodas kūnas, kaip ir idealios dujos, yra tik fizinis modelis, kuris praktiškai niekada nėra griežtai įgyvendinamas. Tačiau žvaigždžių šviesos spektrinė sudėtis matomoje spektro srityje yra gana artima „juodajam kūnui“. Todėl galime manyti, kad juodojo kūno modelis kaip visuma teisingai apibūdina tikros žvaigždės spinduliuotę.
efektyvi temperatūraŽvaigždės temperatūra yra absoliučiai juodo kūno, kuris iš vienetinio paviršiaus spinduliuoja su savimi tiek pat energijos, temperatūra. Paprastai tariant, ji nėra lygi žvaigždės fotosferos temperatūrai. Nepaisant to, tai yra objektyvi charakteristika, pagal kurią galima įvertinti kitas žvaigždės savybes: šviesumą, dydį ir kt.
10-aisiais. XX amžiuje amerikiečių astronomas Walteris Adamsas bandė nustatyti efektyviąją Sirijaus B temperatūrą. Ji buvo 8000 K, o vėliau paaiškėjo, kad astronomas klydo ir iš tikrųjų ji yra dar aukštesnė (apie 10 000 K). Vadinasi, šios žvaigždės, jei ji būtų Saulės dydžio, šviesumas turėjo būti bent 10 kartų didesnis nei Saulės. Stebimas Sirijaus B šviesumas, kaip žinome, yra 400 kartų mažesnis nei Saulės, t.y., pasirodo, jis yra daugiau nei 4 tūkstančius kartų mažesnis nei tikėtasi! Vienintelė išeitis iš šio prieštaravimo yra manyti, kad Sirius B turi daug mažesnį matomo paviršiaus plotą, taigi ir mažesnį skersmenį. Skaičiavimai parodė, kad Sirijus B yra tik 2,5 karto didesnis už Žemę. Tačiau ji išlaiko Saulės masę – pasirodo, jos vidutinis tankis turėtų būti beveik 100 tūkstančių kartų didesnis nei Saulės! Daugelis astronomų atsisakė tikėti tokių egzotiškų objektų egzistavimu.
Tik 1924 m., daugiausia dėl anglų astrofiziko Arthuro Eddingtono, sukūrusio žvaigždės vidinės sandaros teoriją, pastangomis. Kompaktiškus Sirijaus ir Procyono palydovus astronomijos bendruomenė pagaliau pripažino kaip tikrus visiškai naujos klasės žvaigždžių, kurios dabar vadinamos baltosiomis nykštukėmis, atstovais. „Baltieji“ – todėl, kad pirmieji šio tipo atstovai buvo karšti melsvai balti šviesuliai, „nykštukai“ – todėl, kad jų šviesumas ir dydžiai labai maži.
Kaip jau išsiaiškinome, baltųjų nykštukų tankis yra daug tūkstančių kartų didesnis nei paprastų žvaigždžių. Tai reiškia, kad jų medžiaga turi būti kokios nors ypatingos, anksčiau nežinomos fizinės būsenos. Tai rodė ir neįprasti baltųjų nykštukų spektrai.
Pirma, jų sugerties linijos yra daug kartų platesnės nei įprastų žvaigždžių. Antra, vandenilio linijos gali būti baltųjų nykštukų spektruose esant tokioms aukštoms temperatūroms, kai įprastų žvaigždžių spektruose jų nėra, nes visas vandenilis yra jonizuotas. Visa tai teoriškai buvo paaiškinta labai dideliu medžiagos slėgiu baltųjų nykštukų atmosferose.
Kitas šių egzotiškų žvaigždžių spektrų bruožas yra tas, kad visų cheminių elementų linijos yra šiek tiek raudonai pasislinkusios, palyginti su atitinkamomis linijomis spektruose, gautuose antžeminėse laboratorijose. Tai vadinamojo gravitacinio raudonojo poslinkio efektas, atsirandantis dėl to, kad gravitacijos pagreitis baltosios nykštukės paviršiuje yra daug kartų didesnis nei Žemėje.
Iš tiesų, iš visuotinės gravitacijos dėsnio išplaukia, kad gravitacijos pagreitis žvaigždės paviršiuje yra tiesiogiai proporcingas jos masei ir atvirkščiai proporcingas spindulio kvadratui. Baltųjų nykštukų masė yra artima normalių žvaigždžių masėms, o spinduliai yra daug kartų mažesni. Todėl gravitacijos pagreitis baltųjų nykštukų paviršiuje yra labai didelis: apie 10 5 - 10 6 m/s 2 . Prisiminkite, kad Žemėje jis yra 9,8 m/s 2, t.y., 10 000–100 000 kartų mažesnis.
Pagal identifikuotą cheminę sudėtį baltųjų nykštukų spektrai skirstomi į dvi kategorijas: vienos su vandenilio linijomis, kitos be vandenilio linijų, bet su neutralaus arba jonizuoto helio arba sunkiųjų elementų linijomis. „Vandenilinių“ nykštukų temperatūra kartais būna žymiai aukštesnė (iki 60 000 K ir aukštesnė) nei „helio“ (11 000 – 20 000 K). Remdamiesi tuo, mokslininkai padarė išvadą, kad pastarojo medžiagoje vandenilio praktiškai nėra.
Be to, buvo aptiktos baltosios nykštukės, kurių spektrų nepavyko identifikuoti su mokslui žinomais cheminiais elementais ir junginiais. Vėliau buvo nustatyta, kad šios žvaigždės turi 1000–100 000 kartų stipresnius magnetinius laukus nei Saulės. Esant tokio stiprumo magnetiniams laukams, atomų ir molekulių spektrai yra neatpažįstamai iškraipomi, todėl juos identifikuoti sunku.
Baltųjų nykštukų gelmėse tankis gali siekti 10 10 kg/m 3 dydžius. Esant tokioms tankio vertėms (ir net mažesnėms, kurios būdingos išoriniams baltųjų nykštukų sluoksniams), fizinės dujų savybės labai pasikeičia ir idealių dujų dėsniai joms nebetaikomi. 20-ųjų viduryje. Italų fizikas Enrico Fermi sukūrė teoriją, kuri apibūdina baltosioms nykštukėms būdingo tankio dujų savybes. Paaiškėjo, kad tokių dujų slėgio lemia ne jų temperatūra. Jis išlieka aukštas, net jei materija atvėsta iki absoliutaus nulio! Šias savybes turinčios dujos vadinamos išsigimęs.
1926 metais anglų fizikas Ralphas Fowleris išsigimusių dujų teoriją sėkmingai pritaikė baltiesiems nykštukams (ir tik vėliau Fermio teorija rado daugybę pritaikymų „žemės“ fizikoje). Remiantis šia teorija, buvo padarytos dvi svarbios išvados. Pirma, baltosios nykštukės spindulį tam tikrai cheminei medžiagos sudėčiai vienareikšmiškai lemia jos masė. Antra, baltosios nykštukės masė negali viršyti tam tikros kritinės vertės, kurios vertė yra maždaug 1,4 saulės masės.
Tolesni stebėjimai ir tyrimai patvirtino šias teorines prielaidas ir leido padaryti galutinę išvadą, kad baltųjų nykštukų gelmėse vandenilio praktiškai nėra. Kadangi išsigimusių dujų teorija gerai paaiškino pastebėtas baltųjų nykštukų savybes, jas imta vadinti išsigimusios žvaigždės. Kitas žingsnis buvo jų formavimosi teorijos sukūrimas.
Šiuolaikinėje žvaigždžių evoliucijos teorijoje baltosios nykštukės laikomos paskutiniu vidutinės ir mažos masės (mažiau nei 3–4 Saulės masės) žvaigždžių evoliucijos etapu.
Po to, kai visas vandenilis senstančios žvaigždės centriniuose regionuose išdegs, jos šerdis turėtų susitraukti ir sušilti. Tokiu atveju išoriniai sluoksniai labai išsiplečia, efektyvi žvaigždės temperatūra nukrenta ir ji tampa raudonu milžinu. Susidaręs išretėjęs žvaigždės apvalkalas yra labai silpnai susietas su šerdimi; galiausiai jis išsisklaido erdvėje. Vietoje buvusio raudonojo milžino lieka labai karšta ir kompaktiška žvaigždė, daugiausia susidedanti iš helio – baltoji nykštukė. Dėl aukštos temperatūros jis skleidžia daugiausia ultravioletinių spindulių diapazone ir jonizuoja besiplečiančio apvalkalo dujas.
Besiplečiantys apvalkalai, supantys karštas žvaigždes, buvo žinomi jau seniai. Jie vadinami planetiniai ūkai ir buvo atrasti XVIII a. Viljamas Heršelis. Jų pastebėtas skaičius gerai sutampa su raudonųjų milžinų ir baltųjų nykštukų skaičiumi, taigi ir su tuo, kad pagrindinis baltųjų nykštukų susidarymo mechanizmas yra paprastų žvaigždžių evoliucija, išspinduliuojant dujinį apvalkalą raudonojo milžino stadijoje. .
Artimose dvinarėse žvaigždžių sistemose komponentai yra taip arti vienas kito, kad tarp jų vyksta medžiagų mainai. Išpūstas raudonojo milžino kiautas nuolat teka ant kaimyninės žvaigždės, kol iš jos lieka tik balta nykštukė. Taip susiformavo bene pirmieji atrasti baltųjų nykštukų atstovai – Sirius B ir Procyon B.
40-ųjų pabaigoje. Sovietų astrofizikas Samuilas Aronovičius Kaplanas parodė, kad baltųjų nykštukų spinduliuotė sukelia jų aušinimą. Tai reiškia, kad šios žvaigždės neturi vidinių energijos šaltinių. Kaplanas taip pat sukūrė kiekybinę baltųjų nykštukų aušinimo teoriją, o šeštojo dešimtmečio pradžioje. Britų ir prancūzų mokslininkai padarė panašias išvadas. Tiesa, dėl nedidelio paviršiaus ploto šios žvaigždės vėsta itin lėtai.
Taigi daugumą pastebėtų baltųjų nykštukų savybių galima paaiškinti didžiulėmis jų medžiagos tankio vertėmis ir labai stipriu gravitaciniu lauku ant jų paviršių. Dėl to baltieji nykštukai yra unikalūs objektai: antžeminėse laboratorijose dar neįmanoma atkurti sąlygų, kuriomis jų medžiaga yra.
Saulė yra ugnies kamuolys, kurio gelmėse nuolat vyksta termobranduolinė reakcija. Dėl to vandenilio atomai paverčiami helio atomais ir išsiskiria didžiulė energija. Maža jo dalis suteikia gyvybę Žemės planetai. Branduolinės sintezės metu susidaręs ugnies kamuolys vadinamas pagrindinės sekos žvaigždė.
Mūsų namų žvaigždė apibūdinama kaip " geltonasis nykštukas“. Tai yra, erdvės mastu šis darinys yra mažas, o jo spalva yra geltona. Tačiau žmogaus akis jį suvokia kaip baltą. Geltonosios nykštukės gyvenimo trukmė yra įžeidžiamai trumpa. Tai tik 10 milijardų metų. Pagal visatos standartus amžius yra juokingas. Tačiau tiek laiko reikia, kad vandenilis visiškai virstų heliu.
Po to žvaigždė išsiplečia ir virsta kitu kosminiu dariniu, kuris vadinamas raudonuoju milžinu. Taip užsidega helis. Jis pradeda virsti anglimi, o žvaigždės dydis tampa vis didesnis ir didesnis. Pavyzdžiui, mūsų Saulės išorinės ribos pasieks Žemę, pakeliui prarydamos Merkurijų ir Venerą. Žinoma, mėlynojoje planetoje gyvybės nebebus. Vandenynai išgaruos, o vanduo yra visko pagrindas.
Žvaigždė paprastai būna raudonojo milžino būsenoje 1 milijardą metų. Tada jis pereina į planetinį ūką. Tai yra dujų debesis, kurio centre yra balta nykštukė. Tai taip pat žvaigždė, bet be jokio energijos šaltinio. Jis turi didelį tankį ir nereikšmingą šviesumą. Mūsų galaktikoje tokių baltųjų nykštukų yra apie 10 % iš bendro žvaigždžių skaičiaus.
Bet tai yra kelio pabaiga, o kur ji prasideda. Kaip susidaro jauna žvaigždė, kaip atsirado mūsų Saulė ir Saulės sistema? Šiuo atžvilgiu yra aiški teorija, paaiškinanti pagrindinės sekos žvaigždžių atsiradimą.
Saulės atsiradimas
Maždaug prieš 5 milijardus metų toje vietoje, kur esame dabar, nieko nebuvo. Nebuvo nei Žemės, nei kitų planetų, nei Saulės. Visa erdvė buvo užpildyta vandenilio molekulėmis. Jie suformavo didžiulį ūką ir laisvai judėjo erdvėje. Tačiau po Mėnuliu (šiuo atveju – po galaktikos centru) niekas nesitęsia amžinai. Veikiamas gravitacinių jėgų vandenilio debesis pamažu ėmė suktis į piltuvą ir suktis aplink savo ašį.
Kodėl taip atsitiko? Viskas dėl gravitacijos jėgų. Pavyzdžiui, toje pačioje Žemėje jų dėka susidaro galingi viesulai ir viesulai. Visas kosmosas gyvena pagal tuos pačius dėsnius. Tik tornadai beorėje erdvėje yra daug didesni ir gyvuoja daugybę milijonų metų. Panašus tornadas kilo prieš 5 milijardus metų. Būtent jis sukėlė geltonojo nykštuko atsiradimą.
Didžiulis dujų piltuvas sukosi vis greičiau, o jo centre augo vandenilio tankis. Temperatūra atitinkamai pakilo. Galiausiai jis pasiekė kritinę vertę ir išprovokavo termobranduolinės reakcijos pradžią. Taip gimė Saulė. Jis visiškai susiformavo prieš 4,6 milijardo metų. Tai yra, šiuo metu geltonasis nykštukas jau nugyveno pusę savo gyvenimo. Su kiekvienu nauju milijardu metų jis tampa vis šviesesnis ir šviesesnis. Kokia jo vidinė struktūra?
Vidinė Saulės struktūra
Saulės masė atitinka 99% visos Saulės sistemos ir yra lygi 2×10 27 tonoms. Likęs procentas tenka planetoms, palydovams, kometoms, asteroidams. Žvaigždės skersmuo yra lygus 109 Žemės skersmenims ir yra 1,39 milijono km. Nuo geltonosios nykštukės iki mėlynosios planetos 149,6 mln. Šis vadinamasis astronominis vienetas. Paukščių tako centras yra 26 000 šviesmečių nuo Saulės. Žvaigždė savo orbitoje padaro vieną revoliuciją per 200 milijonų metų. Jis juda aplink galaktikos centrą 217 km/s greičiu.
Šviestuvo centre yra šerdis. Jame yra 40% visos saulės masės. Jo skersmuo yra maždaug 350 tūkstančių km. Šerdies tankis yra didžiulis ir yra 150 kartų didesnis nei vandens tankis. Saulės šerdies temperatūra yra apie 13,6 milijono laipsnių Celsijaus. Būtent šerdyje vyksta termobranduolinė reakcija ir išsiskiria energija, nes vandenilio molekulės, veikiamos temperatūros ir tankio, susilieja viena su kita ir virsta heliu. Tokiu atveju išspinduliuojami neutrinai ir gama spindulių fotonai.
Gama spindulių fotonai, judėdami į išorinį saulės apvalkalą, skyla į mažesnės energijos fotonus, o neutrinai niekaip nesikeičia, eidami per karštą masę.
Už šerdies yra konvekcinė zona. Temperatūros sąlygos jame yra daug žemesnės ir neviršija 5 milijonų laipsnių Celsijaus šalia šerdies. Natūralu, kad tokioje temperatūroje branduolių sintezė įvykti negali. Šios zonos storis yra apie 300 tūkstančių km. Šiuo atstumu temperatūra nukrenta iki 6 tūkstančių laipsnių Celsijaus. Zonos užduotis yra labai lėtai ir palaipsniui perduoti šilumą į šviestuvo paviršių. Geltonosios nykštukės magnetinis laukas taip pat sukuriamas konvekcinėje zonoje.
Tolesni tempimai fotosfera. Jis laikomas mūsų gimtojo šviestuvo paviršiumi. Iš čia sklinda saulės spinduliai. Išoriniame fotosferos pakraštyje temperatūra siekia 4,5 tūkstančio laipsnių Celsijaus. Nuo šio sluoksnio paviršiaus skaičiuojami visi atstumai, įskaitant atstumą iki Žemės.
Fotosferą supa labai plonas išorinis apvalkalas. Tai vadinama - chromosfera. Jo storis neviršija 2 tūkstančių km. Temperatūra fotosferoje pakyla ir pasiekia 10 tūkstančių laipsnių Celsijaus. Kai kuriose vietose gali siekti iki 20 tūkstančių laipsnių. Tankis šioje zonoje palyginti mažas, vyrauja vandenilio molekulės. Jie suteikia išoriniam apvalkalui raudoną spalvą.
Saulės vainikas virš Saulės paviršiaus
Supa fotosferą iš viršaus saulės korona. Sluoksnio tankis labai mažas, bet temperatūra aukšta. Jis pasiekia 1-2 milijonus laipsnių Celsijaus. Kodėl tai vyksta? Yra hipotezė, kad priežastis yra magnetinis laukas. Dėl jo įtakos atsiranda saulės pliūpsniai. Jie įkaitina vainiką iki aukštos temperatūros. Pats vainikas praktiškai nematomas dėl mažo tankio. Iš žemės jį galima stebėti Saulės užtemimo metu, kai Mėnulis visiškai užstoja Saulę. Būtent šiuo metu aplink Žemės palydovą stebimas švytėjimas, kuris yra ne kas kita, kaip karūna.
Iš vainiko nuolat išteka didžiulis jonizuotų dalelių srautas. Tai saulėtas vėjas, kuri yra helio-vandenilio plazma. Dalelės nešamos 400–750 km/s greičiu. Jie prasiskverbia per visą saulės sistemą ir baigia kelionę heliosferoje. Tai vieta, kur prasideda tarpžvaigždinė terpė, o jonizuotų dalelių greitis linkęs nulį.
Saulės vėjas neigiamai veikia Saulės sistemos planetų paviršius. Tai taip pat neigiamai veikia Žemę. Tačiau galingas mėlynosios planetos magnetinis laukas sukuria apsauginį skydą. Būtent jo dėka saulės vėjas negali prasiskverbti pro Žemės paviršių.
Magnetinis laukas
Saulės plazma turi labai didelį elektros laidumą. Atitinkamai jame atsiranda elektros srovė ir dėl to magnetinis laukas. Saulė turi bendrąjį magnetinį lauką ir vietinius magnetinius laukus. Bendrasis magnetinis laukas keičia savo poliškumą kas 22 metus. Šis procesas priklauso nuo saulės aktyvumo. Kai aktyvumas yra minimalus, įtampa ties poliais yra didžiausia. Saulės aktyvumas auga, lauko stiprumas mažėja.
Vietiniai magnetiniai laukai turi didesnį intensyvumą ir mažesnį reguliarumą esant mažam plotui, palyginti su bendruoju lauku. Jei plotas didelis, vadinasi, įtampa maža. Stipriausi magnetiniai laukai stebimi saulės dėmėse. Tai ypač pastebima, kai vietinio lauko poliškumas sutampa su bendrojo lauko poliškumu. Apskritai šie laukai yra nestabilūs ir gyvena tik keletą Saulės apsisukimų.
Tamsios dėmės ant saulės
Saulės aktyvumas
Pirmiausia apibrėžkime saulės dėmės. Tai yra gerai išsiskiriantys tamsūs regionai, kurių temperatūra yra žemesnė nei kitose fotosferos dalyse. Reikalas tas, kad šiose vietose iš geltonojo nykštuko vidurių atsiranda galingų magnetinių laukų jėgos linijos. Jie slopina medžiagos judėjimą, todėl sumažina tolygų šiluminės energijos pasiskirstymą. Saulės dėmių skaičius yra pagrindinis saulės aktyvumo rodiklis.
Tas pats saulės aktyvumas yra įvairūs reiškiniai, kuriuos sukelia magnetinių laukų susidarymas. Tai pasireiškia blyksniais, elektromagnetinės spinduliuotės stiprumo pokyčiais, saulės vėjo perturbacija ir kitais reiškiniais. Dėl viso to tarpplanetinė terpė yra sutrikdyta. Kas pasireiškia geomagnetinio aktyvumo pavidalu, tarkime, toje pačioje Žemėje.
Kalbant apie laiką, saulės aktyvumas gali būti trumpalaikis ir ilgalaikis. Antruoju atveju tai smarkiai paveikia mėlynosios planetos klimatą. Pavyzdžiui, šiandien stebimas visuotinis atšilimas yra tiesiogiai susijęs su ilgalaike geltonosios žvaigždės veikla. Tačiau šio poveikio mechanizmas vis dar labai mažai ištirtas.
Mėnulis uždengė saulę ir buvo užtemimas
Saulės užtemimas įvyksta, kai Mėnulis visiškai arba iš dalies užstoja Saulę nuo stebėtojo Žemėje. Šis reiškinys įmanomas tik jaunatis. Tai tam tikra fazė, kai geltona žvaigždė, mėlynoji planeta ir Mėnulis yra vienoje tiesioje linijoje. Šiuo atveju žemės palydovas yra viduryje. Intervalo tarp jaunaties trukmė – 29,5 dienos.
Per 100 metų vidutiniškai įvyksta 235 saulės užtemimai. Be to, visiškai saulės diskas užsidaro 62 atvejais. 159 atvejais yra dalinis disko uždarymas. Tai yra, Žemės palydovas nepraeina per Saulės disko centrą, o nuo stebėtojo slepia tik dalį jo. Dangus tuo pačiu metu šiek tiek tamsėja. Tokį užtemimą galima stebėti maždaug 2 tūkstančių kilometrų atstumu nuo zonos, kurioje Mėnulis visiškai dengia Saulę.
14 atvejų stebimas žiedinis užtemimas. Šiuo atveju palydovas praeina pro saulės diską, tačiau pasirodo, kad jis yra mažesnio skersmens, todėl negali paslėpti žvaigždės nuo stebėtojo.
Visiško užtemimo metu Saulės vainikas yra aiškiai matomas. Tačiau žmonija ja grožėtis galės ne ilgiau kaip 600 milijonų metų. Po šio laikotarpio Mėnulis nutols nuo Žemės taip toli, kad visiškas Saulės užtemimas taps neįmanomas. Faktas yra tas, kad palydovas juda vis greičiau, o mėlynoji planeta palaipsniui lėtina savo sukimąsi. Taigi mėnulis kasmet nutolsta nuo žemės 4 cm.
Kalbant apie Saulę, ji dar ilgai švies kosmose, suteikdama žemiečiams šilumą ir gyvybę. Praeis milijardai metų, kol prasidės dramatiški pokyčiai, galintys neigiamai paveikti mėlynąją planetą. Tikėkimės, kad iki to laiko žmonių civilizacija ras galimybę apsisaugoti nuo sunaikinimo. Vienintelis dalykas, kuris nepavyks, yra išgelbėti pačią Saulę. Juk Visata gyvena kosminių ciklų rėmuose, kurių kiekvienas turi savo pradžią ir savo pabaigą.
Baltosios nykštukės yra dažnas žvaigždžių tipas, turintis mažą šviesumą ir didžiulę masę. Mūsų galaktikoje jos sudaro kelis procentus viso žvaigždžių skaičiaus. Tai kompaktiški objektai, maždaug . Temperatūra jų viduje žema, todėl branduolinės reakcijos nevyksta. Sukaupta energija palaipsniui mažėja dėl elektromagnetinių bangų spinduliavimo. Baltųjų nykštukų paviršiaus temperatūra svyruoja nuo 5000°K senų, "šaltų" žvaigždžių iki 50000°K jaunų, "karštų" žvaigždžių.
Baltųjų nykštukų masė neviršija 1,4 saulės masės, nors tankis yra gana padorus - 1 000 000 - 100 000 000 g / cm³
Baltieji nykštukai yra paskutinės evoliucijos stadijos objektai. Baltųjų nykštukų materijos tankis yra milijoną kartų didesnis nei paprastų žvaigždžių, o jų paplitimas tarp žvaigždžių yra 3–10%. Taip pat baltosios nykštukės nuo žvaigždžių skiriasi tuo, kad jų gelmėse nevyksta termobranduolinės reakcijos.
Kai baigsis visas helis (per 100–110 mln. metų), jis pavirs baltąja nykštuke.
Jaunų baltųjų nykštukų temperatūra viršija 2 laipsnių. 10 5 °K ant paviršiaus. Klasikinis pavyzdys yra ryškiausios žvaigždės mūsų danguje Sirijaus nuotraukos.
Jie buvo gauti naudojant Chandra rentgeno teleskopą. Optikoje Sirius A yra 10 000 kartų ryškesnis už jo partnerį Sirius B, tačiau rentgeno spindulių diapazone baltoji nykštukė apie daugiau ryškumo.
Iš ko jie susideda
Baltieji nykštukai nėra tokie paprasti ir nuobodūs, kaip gali pasirodyti iš pirmo žvilgsnio. Iš tiesų, jei branduolinės reakcijos nevyksta ir temperatūra žema, tai iš kur kyla aukštas slėgis, stabdantis gravitacinį materijos suspaudimą? Pasirodo, lemiamą vaidmenį atlieka kvantinės elektronų savybės. Gravitacijos įtakoje medžiaga suspaudžiama tiek, kad atomų branduoliai prasiskverbia į kaimyninių atomų elektronų apvalkalus. Elektronai nebepriklauso konkretiems branduoliams, bet gali laisvai skristi visoje erdvėje žvaigždės viduje. Branduoliai sudaro tvirtai surištą sistemą, panašią į kristalinę gardelę. Įdomiausias dalykas vyksta toliau. Nors baltoji nykštukė atšąla dėl spinduliuotės į aplinkinę erdvę, vidutinis elektronų greitis nemažėja. Taip yra dėl to, kad pagal kvantinės mechanikos dėsnius du elektronai, turintys pusės sveikojo skaičiaus sukinį, negali būti toje pačioje būsenoje (Pauli principas). Tai reiškia, kad skirtingų elektronų būsenų skaičius baltojoje nykštukėje negali būti mažesnis už elektronų skaičių. Tačiau aišku, kad mažėjant elektronų greičiams būsenų skaičius mažėja. Ribiniu atveju, jei visų elektronų greitis taptų lygus nuliui, jie visi būtų vienoje būsenoje (tiksliau, dviejose būsenose, atsižvelgiant į sukinio projekciją). Kadangi baltojoje nykštukėje yra daug elektronų, tai turi būti daug būsenų, o tai užtikrina jų greičių išsaugojimas. Na, dideli dalelių greičiai sukuria didelį slėgį, kuris neutralizuoja gravitacinį suspaudimą. Žinoma, jei objekto masė yra per didelė, gravitacija taip pat įveiks šį barjerą.
Evoliucija
Dauguma baltųjų nykštukų yra vienas iš paskutinių normalių, ne itin masyvių žvaigždžių evoliucijos etapų. Žvaigždė, išnaudojusi branduolinio kuro atsargas, pereina į raudonojo milžino stadiją, netenka dalies medžiagos, virsdama balta nykštuke. Šiuo atveju išorinis apvalkalas – įkaitusios dujos – išsisklaido kosmose ir iš Žemės stebima kaip . Per šimtus tūkstančių metų tokie ūkai išsisklaido erdvėje, o tankios jų šerdys, baltosios nykštukės, pamažu atvėsta kaip raudonai įkaitęs metalo gabalas, bet labai lėtai, nes jo paviršius mažas. Laikui bėgant jie turėtų virsti rudais (juodaisiais) nykštukais – medžiagos gumuliukais su aplinkos temperatūra. Tiesa, kaip rodo skaičiavimai, tai gali užtrukti daug milijardų metų.
Akivaizdu, kad rudųjų nykštukų atradimą trukdo mažas jų šviesumas. Viena iš rudųjų nykštukų yra Hidros žvaigždyne. Jo blizgesys yra tik 22,3. Atradimo išskirtinumas slypi tame, kad anksčiau aptiktos rudosios nykštukės buvo dvinarių sistemų dalis, todėl jas buvo galima atrasti, o ši – viena. Jis buvo rastas tik dėl savo artumo Žemei: nuo jo yra tik 33 šviesmečiai.
Spėjama, kad dabartinės rudosios nykštukės yra ne atvėsusios baltosios (praėjo per mažai laiko), o „neišsivysčiusios“ žvaigždės. Kaip žinote, žvaigždės gimsta iš dujų ir dulkių debesies, o iš vieno debesies atsiranda kelios skirtingos masės žvaigždės. Jei suslėgto dujų krešulio masė 10-100 kartų mažesnė už saulės, susidaro rudos nykštukės. Jie gana stipriai įkaista nuo gravitacinio suspaudimo jėgų ir spinduliuoja infraraudonųjų spindulių diapazone. Branduolinės reakcijos rudosiose nykštukėse nevyksta.
Atidarymas
Iki 30-ųjų pradžios. 20 amžiaus bendrais bruožais susiformavo vidinės žvaigždžių sandaros teorija. Atsižvelgdami į žvaigždės masę ir jos cheminę sudėtį, teoretikai galėjo apskaičiuoti visas pastebėtas žvaigždės charakteristikas – jos šviesumą, spindulį, paviršiaus temperatūrą ir kt. Tačiau šį harmoningą vaizdą sulaužė neapsakoma žvaigždė. 40 Eridani B 1783 m. atrado anglų astronomas Williamas Herschelis. Dėl savo aukštos temperatūros jis turėjo per mažą šviesumą ir dėl to per mažus matmenis. Klasikinės fizikos požiūriu tai negalėjo būti paaiškinta. Po kurio laiko buvo rasta ir kitų neįprastų žvaigždžių. Garsiausias iš šių atradimų buvo Sirijaus B – nematomo ryškiausios žvaigždės Sirijaus palydovo – atradimas. Astronomas Friedrichas Wilhelmas Beselis (vokiečių matematikas ir astronomas), stebėdamas Sirijų, nustatė, kad jis judėjo ne tiesia linija, o „šiek tiek išilgai sinusoidės“. Maždaug dešimties metų stebėjimo ir apmąstymų dėka Beselis padarė išvadą, kad šalia Sirijaus yra antroji žvaigždė, kuri jai daro gravitacinį poveikį.
Besselio prognozė pasitvirtino po to, kai A. Clarkas 1862 metais sukonstravo 46 cm skersmens lęšio teleskopą, tuo metu didžiausią teleskopą pasaulyje. Norėdami patikrinti objektyvo kokybę, jis buvo išsiųstas pas Sirijų – ryškiausią žvaigždę. Teleskopo matymo lauke pasirodė dar viena žvaigždė, pritemdyta, kurią numatė Beselis.
Sirijaus B temperatūra pasirodė esanti 25 000 K – 2,5 karto aukštesnė nei ryškaus Sirijaus A. Atsižvelgiant į žvaigždės dydį, tai rodė itin didelį jos medžiagos tankį – 106 g/cm³. Tokios medžiagos antpirštis Žemėje svertų milijoną tonų.
Kaip paaiškėjo, baltieji nykštukai yra žvaigždžių „galai“, kilę iš įprastų žvaigždžių. Paprastų žvaigždžių pusiausvyrą palaiko karštos plazmos slėgio jėga, kuri priešinasi gravitacijos (gravitacijos) jėgai. Norint išlaikyti pusiausvyrą, būtini vidiniai energijos šaltiniai, kitaip žvaigždė, netekdama energijos nuo šviesos srautų spinduliavimo į aplinkinę erdvę, nebūtų atlaikiusi akistatos su jėgomis. Termobranduolinės vandenilio pavertimo heliu reakcijos yra toks vidinis šaltinis. Kai tik visas vandenilis centriniuose žvaigždės regionuose „išdega“, pusiausvyra sutrinka ir žvaigždė pradeda trauktis veikiama savo gravitacijos. Tipiškas mus supančių objektų tankis yra keli gramai 1 cm³ (apytiksliai toks yra būdingas atomo tankis). Žvaigždžių, tokių kaip mūsų Saulė, vidutinis tankis yra toks pat. Tačiau suspaudus paprastą žvaigždę 100 kartų, atomai „susispaus“ vienas į kitą ir žvaigždė virs vienu milžinišku atomu, kuriame „susijungs“ atskirų atomų energijos lygiai. Esant tokiam tankiui, elektronai sudaro vadinamąsias išsigimusių elektronų dujas – ypatingą kvantinę būseną, kurioje visi baltosios nykštukės elektronai „jaučia“ vienas kitą ir sudaro vieną komandą – būtent jis atsispiria gravitaciniam susitraukimui. Taigi žvaigždė virsta tankia šerdimi – balta nykštuke.
