Kuras zvaigznes sauc par baltajiem punduriem. Baltie punduri ir vēl viens Visuma noslēpums. Saules iekšējā struktūra
Attēlā Saules (labajā pusē) un binārās sistēmas IK Pegasus komponenta B salīdzinošie izmēri - baltais punduris ar virsmas temperatūru 35 500 K (centrā) un komponents A - A8 spektrālā tipa zvaigzne (pa kreisi) .
Atvēršana 1844. gadā Kēnigsbergas observatorijas direktors Frīdrihs Besels atklāja, ka Sīriuss, spožākā zvaigzne ziemeļu debesīs, periodiski, kaut arī ļoti vāji, novirzās no taisnas kustības trajektorijas debess sfērā. Besels nonāca pie secinājuma, ka Sīriusam ir jābūt neredzamam "tumšam" pavadonim, un abu zvaigžņu apgriezienu periodam ap kopīgu masas centru vajadzētu būt aptuveni 50 gadiem. Ziņojums tika uztverts ar skepsi, jo tumšais satelīts palika nepamanāms, un tā masai bija jābūt pietiekami lielai - salīdzināmai ar Sīriusa masu.
1862. gada janvārī A.G. Klārks, pielāgojot 18 collu refraktoru, tobrīd pasaulē lielāko teleskopu (Dīrborna teleskopu), ko Klārku ģimenes uzņēmums piegādāja Čikāgas observatorijai, Sīriusa tiešā tuvumā atklāja blāvu zvaigzni. Tas bija Besela prognozētais Siriusa tumšais satelīts Sirius B. Sirius B virsmas temperatūra ir 25 000 K, kas, ņemot vērā tā anomāli zemo spožumu, norāda uz ļoti mazu rādiusu un attiecīgi ļoti lielu blīvumu - 10 6 g / cm³ (Sīriusa blīvums ir ~ 0,25 g / cm³ , Saules blīvums ir ~ 1,4 g/cm³).
1917. gadā Adrians van Mānens atklāja nākamo balto punduri — Van Mānana zvaigzni Zivju zvaigznājā.
Blīvuma paradokss 20. gadsimta sākumā Hercprungs un Rasels atklāja likumsakarību saistībā ar zvaigžņu spektrālo tipu (temperatūru) un spožumu - Hercprunga-Rasela diagrammu (H-R diagramma). Šķita, ka visa zvaigžņu dažādība iekļaujas divos G-R diagrammas atzaros – galvenajā secībā un sarkanajā milzu zarā. Veicot darbu pie statistikas uzkrāšanas par zvaigžņu sadalījumu pēc spektrālā tipa un spilgtuma, Rasels 1910. gadā vērsās pie profesora E. Pikeringa. Rasels apraksta, kas notika tālāk:
“Es biju kopā ar savu draugu... profesoru E. Pikeringu biznesa vizītē. Ar raksturīgu laipnību viņš piedāvāja paņemt visu to zvaigžņu spektrus, kuras mēs ar Hinksu novērojām..., lai noteiktu to paralakses. Šī šķita rutīnas darba daļa izrādījās ļoti auglīga – tā ļāva atklāt, ka visām zvaigznēm ar ļoti mazu absolūto lielumu (t.i., ar zemu spilgtumu) ir M spektrālais tips (t.i., ļoti zema virsmas temperatūra). Cik atceros, apspriežot šo jautājumu, es vaicāju Pikeringam par dažām citām vājām zvaigznēm ..., īpaši minot 40 Eridani B. Uzvedoties viņam raksturīgā veidā, viņš nekavējoties nosūtīja pieprasījumu uz (Hārvardas) observatorijas biroju. , un drīz vien tika saņemta atbilde (domāju, ka no Flemingas kundzes), ka šīs zvaigznes spektrs ir A (t.i. augsta virsmas temperatūra). Pat tajos paleozoja laikos es par šīm lietām zināju pietiekami daudz, lai uzreiz saprastu, ka pastāv ārkārtēja neatbilstība starp to, ko mēs toreiz saucam par "iespējamajām" virsmas spilgtuma un blīvuma vērtībām. Es acīmredzot neslēpu, ka mani ne tikai pārsteidza, bet burtiski satrieca šis izņēmums no tā, kas, šķiet, ir pilnīgi normāls zvaigžņu īpašību noteikums. Pikerings man uzsmaidīja un teica: "Tieši šādi izņēmumi noved pie mūsu zināšanu paplašināšanās" - un baltie punduri ienāca pētāmo pasaulē.Rasela pārsteigums ir diezgan saprotams: 40 Eridani B pieder salīdzinoši tuvām zvaigznēm, un ar novēroto paralaksi var precīzi noteikt attālumu līdz tai un attiecīgi arī spožumu. 40 Eridani B spilgtums izrādījās anomāli zems tā spektrālajam tipam - baltie punduri veidoja jaunu reģionu H-R diagrammā. Šī spožuma, masas un temperatūras kombinācija bija nesaprotama un nebija izskaidrojama 20. gadsimta 20. gados izstrādātā galvenās secības zvaigžņu uzbūves standarta modeļa ietvaros.
Balto punduru lielais blīvums skaidrojumu atrada tikai kvantu mehānikas ietvaros pēc Fermi-Diraka statistikas parādīšanās. 1926. gadā Faulers savā rakstā "Blīvā viela" ("Blīvā matērija", Monthly Notices R. Astron. Soc. 87, 114-122) parādīja, ka atšķirībā no galvenās secības zvaigznēm, kurām stāvokļa vienādojums ir pamatojoties uz ideālās gāzes modeli (standarta Edingtona modelis), baltajiem punduriem vielas blīvumu un spiedienu nosaka deģenerētās elektronu gāzes (Fermi gāzes) īpašības.
Nākamais solis balto punduru būtības izskaidrošanā bija Ya. I. Frenkel un Chandrasekhar darbs. 1928. gadā Frenkels norādīja, ka baltajiem punduriem ir jābūt augšējai masas robežai, un 1930. gadā Čandrasekhars grāmatā The maximum mass of ideal white dwarfs (Astroph. J. 74, 81-82) parādīja, ka baltie punduri pārsniedz 1,4 saules enerģijas. masas ir nestabilas (Chandrasekhar limits) un tām jāsabrūk.
Balto punduru izcelsme
Faulera risinājums izskaidroja balto punduru iekšējo struktūru, bet neprecizēja to izcelsmes mehānismu. Balto punduru ģenēzes skaidrošanā galvenā loma bija divām idejām: E. Epika ideja, ka kodoldegvielas izdegšanas rezultātā no galvenās secības zvaigznēm veidojas sarkanie milži un V.G. Fesenkovs, kas izstrādāts neilgi pēc Otrā pasaules kara, ka galvenās kārtas zvaigznēm ir jāzaudē masa, un šādam masas zudumam ir jābūt nozīmīgai ietekmei uz zvaigžņu evolūciju. Šie pieņēmumi pilnībā apstiprinājās.
Galvenās secības zvaigžņu evolūcijas laikā ūdeņradis tiek “izdegts”, veidojoties hēlijam (Betē cikls). Šāda sadegšana noved pie enerģijas izdalīšanās pārtraukšanas zvaigznes centrālajās daļās, saspiešanas un attiecīgi temperatūras un blīvuma paaugstināšanās tās kodolā, kas noved pie apstākļiem, kādos tiek aktivizēts jauns kodoltermiskās enerģijas avots: hēlija sadegšana. temperatūrā, kas ir aptuveni 10 8 K ( trīskāršā hēlija reakcija vai trīskāršā alfa process), kas raksturīgs sarkanajiem milžiem un supergigantiem:
He 4 + He 4 = Be 8 - saplūst divi hēlija kodoli (alfa daļiņas) un veidojas nestabils berilija izotops;
Be 8 + He 4 \u003d C 12 + 7,3 MeV - lielākā daļa Be 8 atkal sadalās divās alfa daļiņās, bet, kad Be 8 saduras ar augstas enerģijas alfa daļiņu, var izveidoties stabils C 12 oglekļa kodols.
Tomēr jāatzīmē, ka trīskāršo hēlija reakciju raksturo daudz mazāka enerģijas izdalīšanās nekā Betē ciklā: masas vienības izteiksmē. enerģijas izdalīšanās hēlija "degšanas" laikā ir vairāk nekā 10 reizes mazāka nekā ūdeņraža "degšanas" laikā. Hēlijam izdegot un enerģijas avotam kodolā izsīkstot, iespējamas arī sarežģītākas nukleosintēzes reakcijas, taču, pirmkārt, šādām reakcijām nepieciešama arvien augstāka temperatūra un, otrkārt, enerģijas izdalīšanās uz masas vienību šādās reakcijās samazinās līdz ar masu skaitļiem. kodoliem reaģēt.
Papildu faktors, kas acīmredzami ietekmē sarkano milzu kodolu evolūciju, ir trīskāršā hēlija reakcijas augstas temperatūras jutības un smagāku kodolu saplūšanas reakciju kombinācija ar mehānismu. neitrīno dzesēšana: augstā temperatūrā un spiedienā ir iespējama fotonu izkliede ar elektroniem, veidojot neitrīno-antineitrono pārus, kas brīvi nes enerģiju no kodola: zvaigzne tiem ir caurspīdīga. Tādu ātrums tilpuma neitrīno dzesēšana, atšķirībā no klasiskās virspusēji fotonu dzesēšanu neierobežo enerģijas pārneses procesi no zvaigznes iekšpuses uz tās fotosfēru. Nukleosintēzes reakcijas rezultātā zvaigznes kodolā tiek sasniegts jauns līdzsvars, ko raksturo tāda pati kodola temperatūra: izotermisks kodols.
Sarkano milžu gadījumā ar relatīvi mazu masu (saules kārtas) izotermiskie serdeņi sastāv galvenokārt no hēlija, masīvāku zvaigžņu gadījumā no oglekļa un smagākiem elementiem. Tomēr jebkurā gadījumā šāda izotermiskā kodola blīvums ir tik liels, ka attālumi starp plazmas elektroniem, kas veido kodolu, kļūst samērojami ar to De Broglie viļņa garumu λ = h / mv
, tas ir, elektronu gāzes deģenerācijas nosacījumi ir izpildīti. Aprēķini liecina, ka izotermisko serdeņu blīvums atbilst balto punduru blīvumam, t.i. Sarkano milžu kodoli ir baltie punduri..
Sarkano milžu masveida zaudējumi
Kodolreakcijas sarkanajos milžos notiek ne tikai kodolā: ūdeņradim izdegot kodolā, hēlija nukleosintēze izplatās uz zvaigznes apgabaliem, kas joprojām ir bagāti ar ūdeņradi, veidojot sfērisku slāni uz ūdeņraža nabadzīga un ūdeņraža bagāta robežas. reģionos. Līdzīga situācija rodas ar trīskāršo hēlija reakciju: hēlijam izdegot kodolā, tas arī koncentrējas sfēriskā slānī uz robežas starp hēlija nabadzīgajiem un ar hēliju bagātajiem reģioniem. Zvaigznēm ar šādiem "divslāņu" nukleosintēzes apgabaliem spožums ievērojami palielinās, sasniedzot aptuveni vairākus tūkstošus Saules spožuma, savukārt zvaigzne "uzbriest", palielinot diametru līdz Zemes orbītas lielumam. Hēlija nukleosintēzes zona paceļas līdz zvaigznes virsmai: masas daļa šajā zonā ir ~70% no zvaigznes masas. "Uzpūšanos" pavada diezgan intensīva vielas aizplūšana no zvaigznes virsmas; šādi objekti tiek novēroti kā protoplanetāri miglāji, piemēram, miglājs HD44179 ( bilde).
Šādas zvaigznes ir nepārprotami nestabilas, un 1956. gadā I.S. Šklovskis ierosināja planētu miglāju veidošanās mehānismu, izmetot sarkano milžu čaulas, savukārt šādu zvaigžņu izotermiski deģenerētu kodolu iedarbība noved pie balto punduru dzimšanas (šis sarkano milžu evolūcijas beigu scenārijs ir vispārpieņemts un pamatots ar daudziem novērojumu datiem). Precīzi šādu zvaigžņu masas zuduma un turpmākas čaulas izgrūšanas mehānismi vēl nav pilnībā izprasti, taču var pieņemt šādus faktorus, kas var veicināt čaulas zudumu:
- Izvērstos zvaigžņu apvalkos var attīstīties nestabilitāte, kas izraisa spēcīgus svārstību procesus, ko pavada zvaigznes termiskā režīma izmaiņas. Uz figūra ir skaidri redzami zvaigznes izmestie matērijas blīvuma viļņi, kas var būt šādu svārstību sekas.
- Ūdeņraža jonizācijas dēļ reģionos zem fotosfēras var attīstīties spēcīga konvekcijas nestabilitāte. Saules aktivitātei ir līdzīgs raksturs, taču sarkano milžu gadījumā konvektīvo plūsmu jaudai vajadzētu ievērojami pārsniegt saules spēku.
- Īpaši lielā spožuma dēļ zvaigznes starojuma plūsmas gaismas spiediens uz tās ārējiem slāņiem kļūst ievērojams, kas, pēc aprēķinātajiem datiem, var izraisīt čaulas zudumu vairāku tūkstošu gadu laikā.
Tā vai citādi, bet pietiekami ilgs relatīvi mierīgas vielas aizplūšanas periods no sarkano milžu virsmas beidzas ar tā čaulas izgrūšanu un kodola atklāšanu. Šāds izmests apvalks tiek novērots kā planētu miglājs. Protoplanetāro miglāju izplešanās ātrumi ir desmitiem km/s, t.i., tuvu parabolisko ātrumu vērtībai uz sarkano milžu virsmas, kas kalpo kā papildu apstiprinājums to veidošanās, izmetot sarkano milžu “lieko masu”.
Spectra iezīmes
Balto punduru spektri ļoti atšķiras no galvenās secības zvaigžņu un milžu spektriem. To galvenā iezīme ir neliels skaits stipri paplašinātu absorbcijas līniju, un daži baltie punduri (spektrālā tipa DC) vispār nesatur pamanāmas absorbcijas līnijas. Nelielais absorbcijas līniju skaits šīs klases zvaigžņu spektros ir izskaidrojams ar ļoti spēcīgo līniju paplašināšanos: tikai spēcīgākajām absorbcijas līnijām, paplašinoties, ir pietiekams dziļums, lai tās paliktu pamanāmas, bet vājajām – to seklā dziļuma dēļ. , praktiski saplūst ar nepārtraukto spektru.
Balto punduru spektru iezīmes ir izskaidrojamas ar vairākiem faktoriem. Pirmkārt, balto punduru lielā blīvuma dēļ brīvā kritiena paātrinājums uz to virsmas ir ~10 8 cm/s² (jeb ~1000 km/s²), kas, savukārt, noved pie to fotosfēru maziem garumiem, milzīgiem blīvumiem un spiedienu tajos un absorbcijas līniju paplašināšanos. Vēl viena spēcīga gravitācijas lauka sekas uz virsmas ir līniju gravitācijas sarkanā nobīde to spektros, kas ir līdzvērtīga vairāku desmitu km/s ātrumiem. Otrkārt, daži baltie punduri ar spēcīgiem magnētiskajiem laukiem uzrāda spēcīgu starojuma polarizāciju un spektrālo līniju šķelšanos Zēmana efekta dēļ.
Balto punduru rentgena emisija
Jauno balto punduru - izotropo zvaigžņu serdeņu virsmas temperatūra pēc čaulas izmešanas ir ļoti augsta - vairāk nekā 2 10 5 K, tomēr neitrīno atdzišanas un virsmas starojuma dēļ tā diezgan ātri pazeminās. Šādi ļoti jauni baltie punduri tiek novēroti rentgena diapazonā. Karstāko balto punduru virsmas temperatūra ir 7·10 4 K, aukstākā ir ~5·10³ K.
Balto punduru starojuma iezīme rentgenstaru diapazonā ir fakts, ka galvenais rentgena starojuma avots tiem ir fotosfēra, kas tos krasi atšķir no "parastajām" zvaigznēm: pēdējās vainags izstaro X. -stariem, kas uzkarsēti līdz vairākiem miljoniem kelvinu, un fotosfēras temperatūra ir pārāk zema rentgenstaru emisijai.
Ja nav akrecijas, balto punduru spilgtuma avots ir jonu siltumenerģijas padeve to iekšienē, tāpēc to spožums ir atkarīgs no vecuma. Balto punduru atdzišanas kvantitatīvo teoriju 40. gadu beigās izveidoja S.A. Kaplan.
Akrecija uz baltajiem punduriem binārajās sistēmās
- Nestacionāra akrecija uz baltajiem punduriem, ja pavadonis ir masīvs sarkanais punduris, izraisa pundurnovu (U Gem (UG) tipa zvaigžņu) un novām līdzīgu katastrofālu mainīgo zvaigžņu veidošanos.
- Akrecija uz baltajiem punduriem ar spēcīgu magnētisko lauku tiek virzīta uz baltā pundura magnētisko polu apgabalu, un ciklotrona mehānisms plazmas starojuma uzkrāšanai lauka cirkumpolārajos apgabalos izraisa spēcīgu starojuma polarizāciju redzamajā apgabalā (polāros un starpposmos). polāri).
- Ar ūdeņradi bagātas vielas uzkrāšanās uz baltajiem punduriem noved pie tās uzkrāšanās uz virsmas (kas sastāv galvenokārt no hēlija) un uzkarst līdz hēlija saplūšanas reakcijas temperatūrai, kas termiskās nestabilitātes gadījumā izraisa sprādzienu, kas tiek novērots kā sprādziens. par jaunu zvaigzni.
Baltie punduri ir attīstījušās zvaigznes, kuru masa nepārsniedz Čandrasekhara robežu (maksimālā masa, pie kuras zvaigzne var pastāvēt kā baltais punduris), un kurām nav savu kodoltermiskās enerģijas avotu. Baltie punduri ir kompaktas zvaigznes, kuru masa ir salīdzināma ar Saules masu vai lielāka par to, bet ar rādiusiem 100 reižu mazāku un attiecīgi bolometrisko spožumu ~ 10 000 reižu mazāku nekā Saulei. Vidējais vielas blīvums baltajos punduros to fotosfērās ir 105–109 g/cm 3 , kas ir gandrīz miljons reižu lielāks nekā galvenās secības zvaigžņu blīvums. Pēc izplatības baltie punduri, pēc dažādām aplēsēm, veido 3–10% no mūsu galaktikas zvaigžņu populācijas. Novērtējuma nenoteiktība ir saistīta ar grūtībām novērot attālos baltos pundurus to zemā spilgtuma dēļ.
Baltie punduri ir mazas zvaigznes evolūcijas pēdējais posms, kura masa ir salīdzināma ar Saules masu. Kad viss ūdeņradis zvaigznes centrā, piemēram, tāpat kā mūsu Saule, izdeg, tās kodols saraujas līdz lielam blīvumam, savukārt ārējie slāņi ievērojami paplašinās, un kopā ar vispārēju spilgtuma samazināšanos zvaigzne pārvēršas par. Pulsējošais sarkanais milzis pēc tam nomet savu apvalku, jo zvaigznes ārējie slāņi ir brīvi saistīti ar karsto un ļoti blīvo centrālo kodolu. Pēc tam šis apvalks kļūst par planētu miglāju, kas izplešas. Kā redzat, sarkanie milži un baltie punduri ir ļoti cieši saistīti. Kodola saspiešana notiek ārkārtīgi mazos izmēros, bet tomēr nepārsniedz Chandrasekhar robežu, tas ir, zvaigznes masas augšējo robežu, pie kuras tā var pastāvēt kā baltais punduris.
Pirmais atklātais baltais punduris bija zvaigzne 40 Eridani B trīskāršā sistēmā 40 Eridani, kuru jau 1785. gadā dubultzvaigžņu katalogā iekļāva Viljams Heršels. 1910. gadā Henrijs Noriss Rasels vērsa uzmanību uz 40 Eridani B anomāli zemo spožumu tās augstajā krāsu temperatūrā, kas vēlāk kalpoja, lai šādas zvaigznes sadalītu atsevišķā balto punduru klasē.
Otrs atklātais baltais punduris bija Sīriuss B – spožākā zvaigzne zemes debesīs. 1844. gadā vācu astronoms un matemātiķis Frīdrihs Besels, novērojot Sīriusu, atklāja nelielu zvaigznes novirzi no taisnvirziena kustības un izdarīja pieņēmumu, ka Sīriusam ir neredzama masīva satelītzvaigzne. Viņa pieņēmums apstiprinājās jau 1862. gadā, kad amerikāņu astronoms un teleskopu konstruktors Alvans Greiems Klārks, regulējot tobrīd lielāko refraktoru, netālu no Sīriusa atklāja blāvu zvaigzni, kas vēlāk tika nodēvēta par Sirius B.
Baltajam pundurim Sirius B ir mazs spožums, un gravitācijas lauks diezgan jūtami ietekmē tā spožo pavadoni, kas liecina, ka šai zvaigznei ir ārkārtīgi mazs rādiuss ar ievērojamu masu. Tādējādi pirmo reizi tika atklāts objekta veids, ko sauc par baltajiem punduriem.
Trešais atklātais baltais punduris bija Procyon B. 1844. gadā Kēnigsbergas observatorijas direktors Frīdrihs Besels, analizējot novērojumu datus, atklāja, ka Procyon periodiski, kaut arī ļoti vāji, novirzās no taisnas kustības trajektorijas debess sfērā. Besels secināja, ka Procyon ir jābūt tuvam satelītam. Vājais satelīts palika nenovērojams, un tā masai bija jābūt diezgan lielai – salīdzināmai ar attiecīgi Sīriusa un Prokiona masu. 1896. gadā amerikāņu astronoms D. M. Šēberls atklāja Procyon B, tādējādi apstiprinot Besela prognozi.
Balto punduru izcelsme
Balto punduru ģenēzes skaidrošanā galvenā loma bija divām idejām: astronoma Ernsta Epika idejai, ka kodoldegvielas izdegšanas rezultātā no galvenās kārtas zvaigznēm veidojas sarkanie milži, un astronoma Vasilija Fesenkova pieņēmums, kas tika izteikts drīz. pēc Otrā pasaules kara galvenās secības zvaigznēm vajadzētu zaudēt masu, un šim masas zudumam vajadzētu būtiski ietekmēt . Šie pieņēmumi pilnībā apstiprinājās.
Baltie punduri sastāv no oglekļa un skābekļa, ar nelielām ūdeņraža un hēlija piedevām, bet masīvām, augsti attīstītām zvaigznēm var būt kodols, kas sastāv no skābekļa, neona vai magnija. Galvenās secības zvaigžņu evolūcijas laikā tiek “izdegts” ūdeņradis - nukleosintēze ar hēlija veidošanos. Šāda izdegšana noved pie enerģijas izdalīšanās pārtraukšanas zvaigznes centrālajās daļās, saspiešanas un attiecīgi temperatūras un blīvuma paaugstināšanās tās kodolā. Temperatūras un blīvuma paaugstināšanās zvaigžņu kodolā noved pie apstākļiem, kādos tiek aktivizēts jauns kodoltermiskās enerģijas avots: hēlija sadegšana (trīskāršā hēlija reakcija vai trīskāršā alfa process), kas raksturīgs sarkanajiem milžiem un supergigantiem.
Baltajiem punduriem ir ārkārtīgi augsts blīvums (106 g/cm3). Baltais punduris atrodas gravitācijas līdzsvara stāvoklī, un tā spiedienu nosaka deģenerētās elektronu gāzes spiediens. Baltā pundura virsmas temperatūra ir augsta - no 100 000 K līdz 200 000 K. Balto punduru masas ir tuvas Saules masai. Baltajiem punduriem pastāv masas un rādiusa attiecība, un jo lielāka masa, jo mazāks rādiuss. Lielākajai daļai balto punduru rādiuss ir salīdzināms ar Zemes rādiusu.
Baltā pundura dzīves cikls pēc tam saglabājas stabils līdz pašai atdzišanai, kad zvaigzne zaudē savu spožumu un kļūst neredzama, nonākot tā sauktā """ stadijā - evolūcijas galarezultāts, lai gan šis termins ir arvien retāk izmanto mūsdienu literatūrā.
Vācu astronoms Frīdrihs Vilhelms Besels vairākus gadus novēroja divu spožu zvaigžņu — Sīriusa un Prokiona — pareizu kustību debesīs un 1844. gadā konstatēja, ka tās abas nepārvietojas pa taisnām līnijām, bet gan pa raksturīgām viļņainām trajektorijām. Atklājums pamudināja zinātnieku uz domu, ka katrai no šīm zvaigznēm ir kāds mums neredzams pavadonis, proti, tā ir fiziski bināra zvaigžņu sistēma.
Bet Saule, kas ir gandrīz tikpat masīva kā Sīriuss B, no attāluma spīdētu gandrīz tikpat spilgti kā Ziemeļzvaigzne. Tātad, kāpēc Sirius B tika uzskatīts par "neredzamo satelītu" 18 gadus? Varbūt tāpēc, ka starp to un Sirius A ir mazs leņķiskais attālums? Ne tikai. Kā vēlāk izrādījās, tā ir acīmredzami nepieejama ar neapbruņotu aci, jo tā ir 400 reizes zemāka par Saules spilgtumu. Tiesa, pašā 20. gadsimta sākumā. šis atklājums nešķita īpaši dīvains, jo bija zināms diezgan daudz zvaigžņu ar zemu spožumu, un attiecības starp zvaigznes masu un tās spožumu vēl nebija noteiktas. Tikai tad, kad tika iegūti Sīriusa B un Prokiona B emisijas spektri, kā arī to temperatūras mērījumi, atklājās šo zvaigžņu "nenormālība".
Fizikā ir šāds jēdziens - absolūti melns ķermenis. Nē, tas nav melnās krāsas sinonīms caurumiem- atšķirībā no viņas, pilnīgi melns ķermenis var žilbinoši mirdzēt! To sauc par absolūti melnu, jo pēc definīcijas tas absorbē visu uz to krītošo elektromagnētisko starojumu. Teorija apgalvo, ka kopējā gaismas plūsma (visā viļņa garuma diapazonā) no absolūti melna ķermeņa virsmas vienības nav atkarīga no tā struktūras vai ķīmiskā sastāva, bet to nosaka tikai temperatūra. Saskaņā ar Stefana-Bolcmaņa likumu tā spožums ir proporcionāls temperatūras ceturtajai pakāpei. Absolūti melns ķermenis, tāpat kā ideāla gāze, ir tikai fizisks modelis, kas praksē nekad netiek stingri īstenots. Tomēr zvaigžņu gaismas spektrālais sastāvs redzamajā spektra apgabalā ir diezgan tuvs "melnajam ķermenim". Tāpēc mēs varam pieņemt, ka melnā ķermeņa modelis kopumā pareizi apraksta īstas zvaigznes starojumu.
efektīva temperatūra Zvaigznes temperatūra ir absolūti melna ķermeņa temperatūra, kas ar to izstaro tādu pašu enerģijas daudzumu no virsmas vienības. Vispārīgi runājot, tā nav vienāda ar zvaigznes fotosfēras temperatūru. Tomēr tas ir objektīvs raksturlielums, ko var izmantot, lai novērtētu citas zvaigznes īpašības: spilgtumu, izmēru utt.
10. gados. 20. gadsimtā amerikāņu astronoms Valters Adams veica mēģinājumu noteikt Sīriusa B efektīvo temperatūru. Tā bija 8000 K, un vēlāk izrādījās, ka astronoms ir kļūdījies un patiesībā tā ir vēl augstāka (apmēram 10 000 K). Līdz ar to šīs zvaigznes spožumam, ja tai būtu Saules izmērs, vajadzēja būt vismaz 10 reizes lielākam par Saules spožumu. Novērotais Siriusa B spožums, kā zināms, ir 400 reižu mazāks nekā Saules, t.i., izrādās vairāk nekā 4 tūkstošus reižu mazāks nekā gaidīts! Vienīgā izeja no šīs pretrunas ir pieņemt, ka Sirius B ir daudz mazāks redzamās virsmas laukums un līdz ar to mazāks diametrs. Aprēķini liecina, ka Sīriuss B ir tikai 2,5 reizes lielāks par Zemi. Bet tas saglabā Saules masu - izrādās, ka tā vidējam blīvumam vajadzētu būt gandrīz 100 tūkstošus reižu lielākam nekā Saulei! Daudzi astronomi atteicās ticēt šādu eksotisku objektu esamībai.
Tikai 1924. gadā, galvenokārt pateicoties angļu astrofiziķa Artura Edingtona pūlēm, kurš izstrādāja zvaigznes iekšējās struktūras teoriju. Sīriusa un Prokiona kompaktos pavadoņus astronomiskā sabiedrība beidzot atzina par īstiem pilnīgi jaunas zvaigžņu klases pārstāvjiem, kas tagad ir pazīstami kā baltie punduri. "Baltie" - jo pirmie šāda veida pārstāvji bija karsti zili balti gaismekļi, "rūķi" - jo tiem ir ļoti mazi spožumi un izmēri.
Kā mēs jau noskaidrojām, balto punduru blīvums ir daudz tūkstošus reižu lielāks nekā parastajām zvaigznēm. Tas nozīmē, ka to vielai jābūt kādā īpašā, iepriekš nezināmā agregātstāvoklī. Uz to liecināja arī neparastie balto punduru spektri.
Pirmkārt, to absorbcijas līnijas ir daudzkārt platākas nekā parastajām zvaigznēm. Otrkārt, ūdeņraža līnijas var atrasties balto punduru spektros tik augstās temperatūrās, kurās to nav parasto zvaigžņu spektros, jo viss ūdeņradis ir jonizēts. Tas viss teorētiski tika skaidrots ar ļoti augsto vielas spiedienu balto punduru atmosfērā.
Nākamā šo eksotisko zvaigžņu spektru iezīme ir tāda, ka visu ķīmisko elementu līnijas ir nedaudz sarkanās nobīdes, salīdzinot ar atbilstošajām līnijām spektros, kas iegūti sauszemes laboratorijās. Tas ir tā sauktās gravitācijas sarkanās nobīdes efekts, kas saistīts ar faktu, ka gravitācijas paātrinājums uz baltā pundura virsmas ir daudzkārt lielāks nekā uz Zemes.
Patiešām, no universālās gravitācijas likuma izriet, ka gravitācijas paātrinājums uz zvaigznes virsmas ir tieši proporcionāls tās masai un apgriezti proporcionāls rādiusa kvadrātam. Balto punduru masas ir tuvu parasto zvaigžņu masām, un rādiusi ir daudzkārt mazāki. Tāpēc gravitācijas paātrinājums uz balto punduru virsmas ir ļoti liels: apmēram 10 5 - 10 6 m/s 2 . Atgādiniet, ka uz Zemes tas ir 9,8 m/s 2, t.i., 10 000 - 100 000 reižu mazāks.
Pēc identificētā ķīmiskā sastāva balto punduru spektri tiek iedalīti divās kategorijās: vieni ar ūdeņraža līnijām, citi bez ūdeņraža līnijām, bet ar neitrāla vai jonizēta hēlija vai smago elementu līnijām. "Ūdeņraža" punduriem dažreiz ir ievērojami augstāka temperatūra (līdz 60 000 K un augstāka) nekā "hēlija" (11 000 - 20 000 K). Pamatojoties uz to, zinātnieki nonāca pie secinājuma, ka pēdējā vielā praktiski nav ūdeņraža.
Turklāt tika atklāti baltie punduri, kuru spektrus nevarēja identificēt ar zinātnei zināmiem ķīmiskajiem elementiem un savienojumiem. Vēlāk tika atklāts, ka šīm zvaigznēm ir 1000 līdz 100 000 reižu spēcīgāks magnētiskais lauks nekā uz Saules esošajām zvaigznēm. Pie šāda stipruma magnētiskajiem laukiem atomu un molekulu spektri ir neatpazīstami izkropļoti, tāpēc tos ir grūti identificēt.
Balto punduru dziļumos blīvums var sasniegt 10 10 kg/m 3 lielumu. Pie šādām blīvuma vērtībām (un pat pie zemākām, kas raksturīgas balto punduru ārējiem slāņiem) gāzes fizikālās īpašības būtiski mainās un ideālās gāzes likumi tai vairs nav piemērojami. 20. gadu vidū. Itāļu fiziķis Enriko Fermi izstrādāja teoriju, kas apraksta gāzu īpašības ar baltajiem punduriem raksturīgu blīvumu. Izrādījās, ka šādas gāzes spiedienu nenosaka tās temperatūra. Tas paliek augsts pat tad, ja matērija atdziest līdz absolūtai nullei! Gāzi ar šādām īpašībām sauc deģenerēts.
1926. gadā angļu fiziķis Ralfs Faulers veiksmīgi pielietoja deģenerētās gāzes teoriju baltajiem punduriem (un tikai vēlāk Fermi teorija atrada daudzus pielietojumus "zemes" fizikā). Pamatojoties uz šo teoriju, tika izdarīti divi svarīgi secinājumi. Pirmkārt, baltā pundura rādiusu konkrētam vielas ķīmiskajam sastāvam unikāli nosaka tā masa. Otrkārt, baltā pundura masa nevar pārsniegt noteiktu kritisko vērtību, kuras vērtība ir aptuveni 1,4 saules masas.
Turpmākie novērojumi un pētījumi apstiprināja šīs teorētiskās atziņas un ļāva izdarīt galīgo secinājumu, ka balto punduru dzīlēs ūdeņraža praktiski nav. Tā kā deģenerētās gāzes teorija labi izskaidroja balto punduru novērotās īpašības, tos sāka saukt deģenerētas zvaigznes. Nākamais solis bija to veidošanās teorijas konstruēšana.
Mūsdienu zvaigžņu evolūcijas teorijā baltie punduri tiek uzskatīti par vidējas un mazas masas (mazāk par 3–4 Saules masām) zvaigžņu evolūcijas pēdējo posmu.
Pēc tam, kad novecojošas zvaigznes centrālajos reģionos izdeg viss ūdeņradis, tās kodolam vajadzētu sarauties un sasilt. Šajā gadījumā ārējie slāņi stipri izplešas, zvaigznes efektīvā temperatūra pazeminās, un tā kļūst par sarkanu milzi. Iegūtais retinātais zvaigznes apvalks ir ļoti vāji saistīts ar kodolu; galu galā tas izkliedējas kosmosā. Bijušā sarkanā milža vietā paliek ļoti karsta un kompakta zvaigzne, kas sastāv galvenokārt no hēlija - baltais punduris. Augstās temperatūras dēļ tas izstaro galvenokārt ultravioletajā diapazonā un jonizē izplešanās apvalka gāzi.
Izplešas čaulas, kas ieskauj karstās zvaigznes, ir zināmas jau ilgu laiku. Viņus sauc planētu miglāji un tika atklāti 18. gadsimtā. Viljams Heršels. To novērotais skaits labi sakrīt ar sarkano milžu un balto punduru skaitu un līdz ar to arī ar to, ka galvenais balto punduru veidošanās mehānisms ir parasto zvaigžņu evolūcija ar gāzveida apvalka izmešanu sarkanā milzu stadijā. .
Ciešās bināro zvaigžņu sistēmās sastāvdaļas atrodas tik tuvu viena otrai, ka starp tām notiek vielu apmaiņa. Sarkanā milža pietūkušais apvalks pastāvīgi plūst uz kaimiņu zvaigzni, līdz no tās paliek tikai balts punduris. Iespējams, šādi veidojušies pirmie atklātie balto punduru pārstāvji – Sīriuss B un Prokions B.
40. gadu beigās. Padomju astrofiziķis Samuils Aronovičs Kaplans parādīja, ka balto punduru starojums noved pie to atdzišanas. Tas nozīmē, ka šīm zvaigznēm nav iekšēju enerģijas avotu. Kaplans arī izveidoja kvantitatīvu teoriju par balto punduru atdzišanu, un 50. gadu sākumā. Britu un franču zinātnieki nonāca pie līdzīgiem secinājumiem. Tiesa, nelielās virsmas dēļ šīs zvaigznes atdziest ārkārtīgi lēni.
Tātad lielāko daļu novēroto balto punduru īpašību var izskaidrot ar milzīgajām to vielas blīvuma vērtībām un ļoti spēcīgu gravitācijas lauku uz to virsmām. Tas padara baltos pundurus par unikāliem objektiem: zemes laboratorijās vēl nav iespējams reproducēt apstākļus, kādos atrodas to viela.
Saule ir uguns bumba, kuras dziļumos nepārtraukti norisinās kodoltermiskā reakcija. Rezultātā ūdeņraža atomi tiek pārvērsti hēlija atomos, un tiek atbrīvota milzīga enerģija. Tās mazā daļa dod dzīvību planētai Zeme. Kodolsintēzes rezultātā izveidoto ugunsbumbu sauc galvenās kārtas zvaigzne.
Mūsu mājas zvaigzne tiek raksturota kā " dzeltenais punduris". Tas ir, kosmosa mērogā šis veidojums ir mazs, un tā krāsa ir dzeltena. Bet cilvēka acs to uztver kā baltu. Dzeltenā pundura dzīves ilgums ir aizvainojoši īss. Tas ir tikai kādi 10 miljardi gadu. Pēc Visuma standartiem vecums ir smieklīgs. Bet tieši tik ilgs laiks nepieciešams ūdeņradim, lai pilnībā pārvērstos hēlijā.
Pēc tam zvaigzne izplešas un pārtop citā kosmiskā veidojumā, ko sauc par sarkano milzi. Tas aizdedzina hēliju. Tas sāk pārvērsties par oglekli, un zvaigznes izmērs kļūst arvien lielāks un lielāks. Piemēram, mūsu Saules ārējās robežas sasniegs Zemi, pa ceļam norijot Merkuru un Venēru. Uz zilās planētas, protams, dzīvības vairs nebūs. Okeāni iztvaikos, un ūdens ir visa pamatā.
Zvaigzne parasti atrodas sarkanā milža stāvoklī 1 miljardu gadu. Tad tas pāriet planētu miglājā. Tas ir gāzes mākonis, kura centrā ir baltais punduris. Šī ir arī zvaigzne, bet bez enerģijas avota. Tam ir milzīgs blīvums un niecīgs spilgtums. Mūsu galaktikā ir aptuveni 10% šādu balto punduru no kopējā zvaigžņu skaita.
Bet tas ir ceļa beigas, un kur tas sākas. Kā veidojas jauna zvaigzne, kā parādījās mūsu Saule un Saules sistēma? Šajā sakarā ir skaidra teorija, kas izskaidro galvenās secības zvaigžņu rašanos.
Saules parādīšanās
Pirms aptuveni 5 miljardiem gadu vietā, kur mēs esam tagad, nekas nebija. Nebija ne Zemes, ne citu planētu, ne Saules. Visa telpa bija piepildīta ar ūdeņraža molekulām. Viņi izveidoja milzīgu miglāju un brīvi pārvietojās kosmosā. Bet zem Mēness (šajā gadījumā zem galaktikas centra) nekas neturpinās mūžīgi. Gravitācijas spēku ietekmē ūdeņraža mākonis sāka pakāpeniski savērpties piltuvē un griezties ap savu asi.
Kāpēc tas notika? Tas viss ir saistīts ar gravitācijas spēkiem. Uz tās pašas Zemes, piemēram, pateicoties viņiem, veidojas spēcīgi viesuļvētras un viesuļi. Viss kosmoss dzīvo saskaņā ar tiem pašiem likumiem. Tikai tornado bezgaisa telpā ir daudz lielāki un pastāv daudzus miljonus gadu. Līdzīgs tornado radās pirms 5 miljardiem gadu. Tas bija viņš, kurš izraisīja dzeltenā pundura parādīšanos.
Milzīga gāzes piltuve griezās arvien ātrāk, un tās centrā auga ūdeņraža blīvums. Temperatūra attiecīgi paaugstinājās. Visbeidzot, tas sasniedza kritisko vērtību un izraisīja kodoltermiskās reakcijas sākšanos. Tā dzima Saule. Tas pilnībā izveidojās pirms 4,6 miljardiem gadu. Tas ir, šobrīd dzeltenais punduris jau ir nodzīvojis pusi sava mūža. Ar katru jaunu miljardu nodzīvoto gadu tas kļūst gaišāks un gaišāks. Kāda ir tā iekšējā struktūra?
Saules iekšējā struktūra
Saules masa atbilst 99% no visas Saules sistēmas un ir vienāda ar 2×10 27 tonnām. Atlikušais procents nokrīt uz planētām, satelītiem, komētām, asteroīdiem. Zvaigznes diametrs ir vienāds ar 109 Zemes diametriem un ir 1,39 miljoni km. No dzeltenā pundura līdz zilajai planētai 149,6 miljoni km. Šis tā sauktais astronomiskā vienība. Piena Ceļa centrs atrodas 26 000 gaismas gadu attālumā no Saules. Zvaigzne veic vienu apgriezienu savā orbītā 200 miljonu gadu laikā. Tas pārvietojas ap galaktikas centru ar ātrumu 217 km/s.
Gaismas centrā ir kodols. Tas satur 40% no kopējās saules masas. Tās diametrs ir aptuveni vienāds ar 350 tūkstošiem km. Kodola blīvums ir milzīgs un ir 150 reizes lielāks par ūdens blīvumu. Saules kodola temperatūra ir aptuveni 13,6 miljoni grādu pēc Celsija. Tieši kodolā notiek kodoltermiskā reakcija un izdalās enerģija, jo ūdeņraža molekulas temperatūras un blīvuma ietekmē saplūst viena ar otru un pārvēršas hēlijā. Šajā gadījumā tiek emitēti neitrīno un gamma staru fotoni.
Gamma staru fotoni, virzoties uz ārējo Saules apvalku, sadalās fotonos ar zemāku enerģiju, un neitrīno nekādā veidā nemainās, izejot cauri karstai masai.
Aiz kodola ir konvektīvā zona. Temperatūras apstākļi tajā ir daudz zemāki un kodola tuvumā nepārsniedz 5 miljonus grādu pēc Celsija. Protams, kodolsintēze nevar notikt šādā temperatūrā. Šīs zonas biezums ir aptuveni 300 tūkstoši km. Šajā attālumā temperatūra nokrītas līdz 6 tūkstošiem grādu pēc Celsija. Zonas uzdevums ir ļoti lēni un pakāpeniski pārnest siltumu uz gaismekļa virsmu. Dzeltenā pundura magnētiskais lauks tiek izveidots arī konvekcijas zonā.
Tālāk stiepjas fotosfēra. To uzskata par mūsu dzimtā spīdekļa virsmu. No šejienes nāk saules stari. Fotosfēras ārējā malā temperatūra sasniedz 4,5 tūkstošus grādu pēc Celsija. No šī slāņa virsmas tiek aprēķināti visi attālumi, ieskaitot attālumu līdz Zemei.
Fotosfēru ieskauj ļoti plāns ārējais apvalks. To sauc - hromosfēra. Tās biezums nepārsniedz 2 tūkstošus km. Temperatūra fotosfērā paaugstinās un sasniedz 10 tūkstošus grādu pēc Celsija. Dažos rajonos tā var sasniegt pat 20 tūkstošus grādu. Blīvums šajā zonā ir salīdzinoši zems, un dominē ūdeņraža molekulas. Tie piešķir ārējam apvalkam sarkanu krāsu.
Saules korona virs Saules virsmas
No augšas ieskauj fotosfēru saules korona. Slāņa blīvums ir ļoti zems, bet temperatūra ir augsta. Tas sasniedz 1-2 miljonus grādu pēc Celsija. Kāpēc tas notiek? Pastāv hipotēze, ka cēlonis ir magnētiskais lauks. Tās ietekmes dēļ notiek saules uzliesmojumi. Tie sasilda vainagu līdz augstām temperatūrām. Pati korona ir praktiski neredzama, jo tā ir maza blīvuma. No zemes to var novērot Saules aptumsuma laikā, kad Mēness pilnībā bloķē Sauli. Tieši šajā brīdī ap Zemes pavadoni tiek novērots spīdums, kas ir nekas vairāk kā kronis.
No vainaga pastāvīgi izplūst milzīga jonizētu daļiņu plūsma. to saulains vējš, kas ir hēlija-ūdeņraža plazma. Daļiņas tiek pārvadātas ar ātrumu no 400 līdz 750 km/s. Tie caurstrāvo visu Saules sistēmu un beidz savu ceļojumu heliosfērā. Šī ir vieta, kur sākas starpzvaigžņu vide, un jonizēto daļiņu ātrums mēdz būt nulle.
Saules vējš negatīvi ietekmē Saules sistēmas planētu virsmas. Tas arī negatīvi ietekmē Zemi. Bet zilās planētas spēcīgais magnētiskais lauks rada aizsargvairogu. Pateicoties viņam, saules vējš nevar iekļūt Zemes virsmā.
Magnētiskais lauks
Saules plazmai ir ļoti augsta elektrovadītspēja. Attiecīgi tajā rodas elektriskā strāva un rezultātā magnētiskais lauks. Saulei ir vispārējs magnētiskais lauks un lokālie magnētiskie lauki. Vispārējais magnētiskais lauks maina savu polaritāti ik pēc 22 gadiem. Šis process ir atkarīgs no saules aktivitātes. Kad aktivitāte ir minimāla, spriedze pie poliem ir maksimāla. Saules aktivitāte pieaug, lauka stiprums samazinās.
Vietējiem magnētiskajiem laukiem ir lielāka intensitāte un mazāka regularitāte ar nelielu laukumu, salīdzinot ar vispārējo lauku. Ja laukums ir liels, tad spriedze ir maza. Spēcīgākie magnētiskie lauki tiek novēroti saules plankumos. Tas ir īpaši pamanāms, ja lokālā lauka polaritāte sakrīt virzienā ar vispārējā lauka polaritāti. Kopumā šie lauki ir nestabili un dzīvo tikai dažus Saules apgriezienus.
Tumši plankumi uz saules
Saules aktivitāte
Vispirms definēsim saules plankumi. Tie ir labi atšķirami tumši apgabali, kuru temperatūra ir zemāka nekā citās fotosfēras daļās. Lieta tāda, ka šajās vietās no dzeltenā pundura zarnām iznirst spēcīgu magnētisko lauku spēka līnijas. Tie nomāc vielas kustību un tādējādi samazina vienmērīgu siltumenerģijas sadalījumu. Saules plankumu skaits ir galvenais Saules aktivitātes rādītājs.
Tā pati Saules aktivitāte ir dažādas parādības, ko izraisa magnētisko lauku rašanās. Tas izpaužas kā uzplaiksnījumi, elektromagnētiskā starojuma stipruma izmaiņas, saules vēja perturbācijas un citas parādības. Tā visa rezultātā tiek traucēta starpplanētu vide. Kas izpaužas ģeomagnētiskās aktivitātes veidā, teiksim, uz tās pašas Zemes.
Laika ziņā saules aktivitāte var būt īslaicīga un ilgstoša. Otrajā gadījumā tas dramatiski ietekmē zilās planētas klimatu. Piemēram, mūsdienās novērotā globālā sasilšana ir tieši saistīta ar dzeltenās zvaigznes ilgstošu darbību. Bet šī efekta mehānisms joprojām ir ļoti maz pētīts.
Mēness aizsedza sauli un bija aptumsums
Saules aptumsums notiek, kad Mēness pilnībā vai daļēji bloķē Sauli no novērotāja uz Zemes. Šī parādība ir iespējama tikai jauns mēness. Šī ir noteikta fāze, kad dzeltenā zvaigzne, zilā planēta un Mēness atrodas uz vienas taisnas līnijas. Šajā gadījumā zemes pavadonis atrodas vidū. Intervāla ilgums starp jauno mēnesi ir 29,5 dienas.
100 gadu laikā notiek vidēji 235 Saules aptumsumi. Turklāt pilnībā saules disks aizveras 62 gadījumos. 159 gadījumos ir daļēja diska slēgšana. Tas ir, Zemes pavadonis neiziet cauri Saules diska centram, bet no novērotāja paslēpj tikai daļu no tā. Debesis tajā pašā laikā nedaudz satumst. Šādu aptumsumu var novērot aptuveni 2 tūkstošu kilometru attālumā no zonas, kur Mēness pilnībā pārklāj Sauli.
14 gadījumos tiek novērots gredzenveida aptumsums. Šajā gadījumā satelīts iziet cauri Saules diskam, bet tas izrādās mazāks diametrā, tāpēc tas nevar noslēpt zvaigzni no novērotāja.
Pilnīga aptumsuma laikā Saules vainags ir skaidri redzams. Bet cilvēce to varēs apbrīnot ne vairāk kā 600 miljonus gadu. Pēc šī laika perioda Mēness attālināsies no Zemes tik tālu, ka pilnīgs Saules aptumsums kļūs neiespējams. Fakts ir tāds, ka satelīts pārvietojas arvien ātrāk, un zilā planēta pamazām palēnina savu rotāciju. Tādējādi mēness katru gadu attālinās no Zemes par 4 cm.
Runājot par Sauli, tā vēl ilgi turpinās spīdēt kosmosā, dāvājot zemes iedzīvotājiem siltumu un dzīvību. Paies miljardiem gadu, pirms sāksies dramatiskas pārmaiņas, kas var negatīvi ietekmēt zilo planētu. Cerēsim, ka līdz šim laikam cilvēku civilizācija atradīs iespēju pasargāt sevi no iznīcības. Vienīgais, kas neizdosies, ir pašas Saules glābšana. Galu galā Visums dzīvo kosmisko ciklu ietvaros, no kuriem katram ir savs sākums un savs beigas.
Baltie punduri ir izplatīts zvaigžņu veids ar zemu spilgtumu un milzīgu masu. Mūsu galaktikā tās veido dažus procentus no kopējā zvaigžņu skaita. Tie ir kompakti objekti, apmēram . Temperatūra tajās ir zema, tāpēc kodolreakcijas nenotiek. Uzkrātā enerģija pakāpeniski samazinās elektromagnētisko viļņu emisijas dēļ. Balto punduru virsmas temperatūra svārstās no 5000°K vecām, "aukstām" zvaigznēm līdz 50000°K jaunām, "karstām" zvaigznēm.
Balto punduru masas nepārsniedz 1,4 saules masas, lai gan blīvums ir diezgan pienācīgs - 1 000 000 - 100 000 000 g / cm³
Baltie punduri ir objekti pēdējā evolūcijas posmā. Balto punduru matērijas blīvums miljons reižu pārsniedz parasto zvaigžņu blīvumu, un to izplatība starp zvaigznēm ir 3–10%. Tāpat baltie punduri no zvaigznēm atšķiras ar to, ka to dziļumos nenotiek kodoltermiskās reakcijas.
Kad viss hēlijs beigsies (100 - 110 miljonu gadu laikā), tas pārvērtīsies par balto punduri.
Jaunajiem baltajiem punduriem temperatūra pārsniedz 2 . 10 5 °K uz virsmas. Klasisks piemērs ir mūsu debesu spožākās zvaigznes Sīriusa attēli.
Tie tika iegūti, izmantojot Chandra rentgena teleskopu. Optikā Sirius A ir 10 000 reižu spožāks par savu partneri Sirius B, bet rentgenstaru diapazonā baltais punduris ir par vairāk spilgtuma.
No kā tie sastāv
Baltie punduri nav tik vienkārši un garlaicīgi, kā varētu šķist no pirmā acu uzmetiena. Patiešām, ja kodolreakcijas nenotiek un temperatūra ir zema, tad no kurienes rodas augsts spiediens, kas ierobežo vielas gravitācijas saspiešanu? Izrādās, ka elektronu kvantu īpašībām ir izšķiroša loma. Gravitācijas ietekmē viela tiek saspiesta tik ļoti, ka atomu kodoli iekļūst blakus esošo atomu elektronu apvalkos. Elektroni vairs nepieder konkrētiem kodoliem, bet var brīvi lidot pa visu telpu zvaigznes iekšienē. Kodoli veido cieši saistītu sistēmu, piemēram, kristāla režģi. Pats interesantākais notiek tālāk. Lai gan baltais punduris atdziest radiācijas rezultātā apkārtējā telpā, elektronu vidējais ātrums nesamazinās. Tas ir saistīts ar faktu, ka saskaņā ar kvantu mehānikas likumiem divi elektroni, kuriem ir pusvesela skaitļa spins, nevar atrasties vienā stāvoklī (Pauli princips). Tas nozīmē, ka dažādu elektronu stāvokļu skaits baltajā pundurī nevar būt mazāks par elektronu skaitu. Bet ir skaidrs, ka stāvokļu skaits samazinās, samazinoties elektronu ātrumam. Ierobežojošā gadījumā, ja visu elektronu ātrums kļūtu vienāds ar nulli, tie visi būtu vienā stāvoklī (precīzāk, divos stāvokļos, ņemot vērā spina projekciju). Tā kā baltajā pundurī ir daudz elektronu, stāvokļiem jābūt daudziem, un to nodrošina to ātruma saglabāšanās. Lieli daļiņu ātrumi rada lielu spiedienu, kas neitralizē gravitācijas saspiešanu. Protams, ja objekta masa ir pārāk liela, gravitācija pārvarēs arī šo barjeru.
Evolūcija
Lielākā daļa balto punduru ir viens no pēdējiem normālu, ne pārāk masīvu zvaigžņu evolūcijas posmiem. Zvaigzne, izsmēlusi kodoldegvielas rezerves, pāriet uz sarkanā milža stadiju, zaudē daļu vielas, pārvēršoties par balto punduri. Šajā gadījumā ārējais apvalks - sakarsēta gāze - izkliedējas kosmosā un no Zemes tiek novērots kā . Simtiem tūkstošu gadu laikā šādi miglāji izkliedējas kosmosā, un to blīvie serdeņi, baltie punduri, pamazām atdziest kā karsts metāla gabals, bet ļoti lēni, jo tā virsma ir maza. Laika gaitā tiem vajadzētu pārvērsties par brūniem (melniem) punduriem - vielas gabaliņiem ar apkārtējās vides temperatūru. Tiesa, kā liecina aprēķini, tas var aizņemt daudzus miljardus gadu.
Acīmredzot brūno punduru atklāšanu kavē to zemais spilgtums. Viens no brūnajiem punduriem atrodas Hidras zvaigznājā. Tā spožums ir tikai 22,3. Atklājuma unikalitāte slēpjas apstāklī, ka iepriekš atklātie brūnie punduri bija daļa no binārajām sistēmām, tāpēc tos varēja atklāt, un šī ir viena. Tas tika atrasts, tikai pateicoties tā tuvumam Zemei: tas atrodas tikai 33 gaismas gadu attālumā.
Tiek pieņemts, ka tagadējie brūnie punduri nav atdzisuši baltie (pagājis pārāk maz laika), bet gan “mazattīstītas” zvaigznes. Kā zināms, zvaigznes dzimst no gāzes un putekļu mākoņa, un no viena mākoņa rodas vairākas dažādas masas zvaigznes. Ja saspiestā gāzes receklim ir 10-100 reižu mazāka masa nekā saulei, veidojas brūnie punduri. Tos diezgan spēcīgi silda gravitācijas saspiešanas spēki un izstaro infrasarkanajā diapazonā. Brūnajiem punduriem kodolreakcijas nenotiek.
Atvēršana
Līdz 30. gadu sākumam. 20. gadsimts vispārīgi runājot, ir izveidojusies teorija par zvaigžņu iekšējo uzbūvi. Ņemot vērā zvaigznes masu un tās ķīmisko sastāvu, teorētiķi varēja aprēķināt visus novērotos zvaigznes raksturlielumus – tās spožumu, rādiusu, virsmas temperatūru utt. Tomēr šo harmonisko attēlu sabojāja neaprakstāma zvaigzne. 40 Eridani B, ko 1783. gadā atklāja angļu astronoms Viljams Heršels. Augstajai temperatūrai tam bija pārāk mazs spilgtums un līdz ar to pārāk mazi izmēri. No klasiskās fizikas viedokļa to nevarēja izskaidrot. Pēc kāda laika tika atrastas citas neparastas zvaigznes. Slavenākais no šiem atklājumiem bija Sīriusa B, spožākās zvaigznes Sīriusa neredzamā satelīta, atklāšana. Astronoms Frīdrihs Vilhelms Besels (vācu matemātiķis un astronoms), novērojot Sīriusu, atklāja, ka viņš nepārvietojas taisnā līnijā, bet gan "nedaudz pa sinusoīdu". Aptuveni desmit gadu novērojumi un pārdomas lika Beselam secināt, ka blakus Sīriusam ir otra zvaigzne, kurai ir gravitācijas ietekme uz to.
Besela pareģojums apstiprinājās pēc tam, kad A. Klārks 1862. gadā projektēja teleskopu ar lēcas diametru 46 cm, tobrīd lielāko teleskopu pasaulē. Lai pārbaudītu objektīva kvalitāti, viņš tika nosūtīts uz Siriusu, spožāko zvaigzni. Teleskopa redzes laukā parādījās vēl viena zvaigzne, blāva, ko Besels paredzēja.
Sīriusa B temperatūra izrādījās 25 000 K – 2,5 reizes augstāka nekā spožā Sīriusa A temperatūra. Ņemot vērā zvaigznes izmēru, tas liecināja par ārkārtīgi lielu tās vielas blīvumu – 106 g/cm³. Šādas vielas uzpirkstenis uz Zemes svērtu miljonu tonnu.
Kā izrādījās, baltie punduri ir zvaigžņu "gali", kas cēlušies no parastām zvaigznēm. Parasto zvaigžņu līdzsvaru uztur karstās plazmas spiediena spēks, kas pretojas gravitācijas spēkam (gravitācijai). Lai saglabātu līdzsvaru, nepieciešami iekšējie enerģijas avoti, pretējā gadījumā zvaigzne, zaudējot enerģiju gaismas straumju izstarošanai apkārtējā telpā, nespētu izturēt konfrontāciju ar spēkiem. Par šādu iekšējo avotu kalpo kodoltermiskās reakcijas, ūdeņradi pārvēršot hēlijā. Tiklīdz viss ūdeņradis zvaigznes centrālajos reģionos “izdeg”, tiek izjaukts līdzsvars un zvaigzne sāk sarukt savas gravitācijas ietekmē. Apkārtējo objektu tipiskais blīvums ir daži grami uz 1 cm³ (aptuveni tas ir raksturīgais atoma blīvums). Tādām zvaigznēm kā mūsu Saule ir vienāds vidējais blīvums. Taču, ja parastu zvaigzni saspiež 100 reizes, atomi “saspiedīsies” viens otrā un zvaigzne pārvērtīsies par vienu milzu atomu, kurā “savienosies” atsevišķu atomu enerģijas līmeņi. Pie šāda blīvuma elektroni veido tā saukto deģenerēto elektronu gāzi - īpašu kvantu stāvokli, kurā visi baltā pundura elektroni "jūt" viens otru un veido vienotu komandu - tas ir tas, kurš pretojas gravitācijas kontrakcijai. Tātad zvaigzne pārvēršas par blīvu kodolu - baltu punduri.
