સફેદ દ્વાર્ફ: બ્રહ્માંડમાં ઠંડક આપતા તારા. સફેદ દ્વાર્ફ બ્રહ્માંડનું બીજું રહસ્ય છે

બેસેલ એવા નિષ્કર્ષ પર આવ્યા કે સિરિયસ પાસે એક અદ્રશ્ય “શ્યામ” ઉપગ્રહ હોવો જોઈએ, અને સમૂહના સામાન્ય કેન્દ્રની આસપાસ બંને તારાઓની ક્રાંતિનો સમયગાળો લગભગ 50 વર્ષનો હોવો જોઈએ. સંદેશ સંશય સાથે મળ્યો હતો, કારણ કે શ્યામ ઉપગ્રહ અવલોકનક્ષમ રહ્યો હતો, અને તેનો સમૂહ ઘણો મોટો હોવો જોઈએ - સિરિયસના સમૂહ સાથે તુલનાત્મક.

ઘનતા વિરોધાભાસ

“હું મારા મિત્રની મુલાકાત લઇ રહ્યો હતો... પ્રોફેસર ઇ. પિકરિંગ બિઝનેસ વિઝિટ પર. લાક્ષણિકતાની દયા સાથે, તેમણે હિન્ક્સ અને મેં જોયેલા તમામ તારાઓના સ્પેક્ટ્રા મેળવવાની ઓફર કરી... તેમના લંબન નક્કી કરવા માટે. દેખીતી રીતે નિયમિત કાર્યનો આ ભાગ ખૂબ ફળદાયી બન્યો - તે શોધ તરફ દોરી ગયું કે ખૂબ જ નાના સંપૂર્ણ તીવ્રતા (એટલે ​​​​કે, ઓછી તેજસ્વીતા) ના તમામ તારાઓ સ્પેક્ટ્રલ વર્ગ M (એટલે ​​​​કે, ખૂબ નીચું સપાટીનું તાપમાન) ધરાવે છે. મને યાદ છે તેમ, આ મુદ્દાની ચર્ચા કરતી વખતે, મેં પિકરિંગને કેટલાક અન્ય ઝાંખા તારાઓ વિશે પૂછ્યું..., ખાસ કરીને 40 એરિડાની બીનો ઉલ્લેખ કર્યો. તેની લાક્ષણિકતામાં, તેણે તરત જ (હાર્વર્ડ) ઓબ્ઝર્વેટરીના કાર્યાલયને વિનંતી મોકલી, અને ટૂંક સમયમાં જવાબ આપવામાં આવ્યો (મને લાગે છે કે શ્રીમતી ફ્લેમિંગ તરફથી) કે આ તારાનું વર્ણપટ A (એટલે ​​​​કે, ઉચ્ચ સપાટીનું તાપમાન) હતું. તે પેલેઓઝોઇક સમયમાં પણ હું આ વસ્તુઓ વિશે પૂરતી જાણતો હતો જેથી તરત જ ખ્યાલ આવે કે આપણે જે પછી સપાટીની તેજ અને ઘનતાના "શક્ય" મૂલ્યો કહીશું તે વચ્ચે ભારે વિસંગતતા છે. દેખીતી રીતે, મેં એ હકીકત છુપાવી ન હતી કે હું ફક્ત આશ્ચર્યચકિત જ નહોતો, પરંતુ તારાઓની લાક્ષણિકતાઓ માટે સંપૂર્ણપણે સામાન્ય નિયમ લાગતો હતો તે આ અપવાદથી શાબ્દિક રીતે આશ્ચર્યચકિત થયો હતો. પિકરિંગ મારી તરફ હસ્યા અને કહ્યું: "તે ચોક્કસપણે આવા અપવાદો છે જે આપણા જ્ઞાનના વિસ્તરણ તરફ દોરી જાય છે" - અને સફેદ દ્વાર્ફ અભ્યાસ હેઠળ વિશ્વમાં પ્રવેશ્યા."

રસેલનું આશ્ચર્ય તદ્દન સમજી શકાય તેવું છે: 40 એરિડાની બી પ્રમાણમાં નજીકના તારાઓનો ઉલ્લેખ કરે છે, અને અવલોકન કરેલ લંબનમાંથી કોઈ વ્યક્તિ તેના માટેનું અંતર અને તે મુજબ, તેજની ચોક્કસતા નક્કી કરી શકે છે. 40 એરિડાની B ની તેજસ્વીતા તેના સ્પેક્ટ્રલ વર્ગ માટે અસાધારણ રીતે ઓછી હોવાનું બહાર આવ્યું - સફેદ વામનોએ H-R ડાયાગ્રામ પર એક નવો પ્રદેશ બનાવ્યો. તેજસ્વીતા, સમૂહ અને તાપમાનનું આ સંયોજન અગમ્ય હતું અને 1920 ના દાયકામાં વિકસિત તારાઓની રચનાના પ્રમાણભૂત મુખ્ય ક્રમ મોડેલમાં સમજાવી શકાયું નથી.

સફેદ દ્વાર્ફની ઉચ્ચ ઘનતા શાસ્ત્રીય ભૌતિકશાસ્ત્ર અને ખગોળશાસ્ત્રના માળખામાં અસ્પષ્ટ રહી અને ફર્મી-ડીરાક આંકડાઓના આગમન પછી માત્ર ક્વોન્ટમ મિકેનિક્સના માળખામાં જ સમજાવવામાં આવી. 1926 માં, ફાઉલર, તેના લેખ "ડેન્સ મેટર" માં ( "ગાઢ બાબત પર," માસિક નોટિસ આર. એસ્ટ્રોન. સોસી. 87, 114-122) એ દર્શાવ્યું હતું કે, મુખ્ય ક્રમના તારાઓથી વિપરીત, જેના માટે રાજ્યનું સમીકરણ આદર્શ ગેસ મોડલ (સ્ટાન્ડર્ડ એડિંગ્ટન મોડલ) પર આધારિત છે, સફેદ દ્વાર્ફ માટે પદાર્થની ઘનતા અને દબાણ ડીજનરેટ ઇલેક્ટ્રોન ગેસ (ફર્મી ગેસ) ના ગુણધર્મો દ્વારા નક્કી કરવામાં આવે છે. ).

સફેદ દ્વાર્ફના સ્વભાવને સમજાવવા માટેનો આગળનો તબક્કો યાકોવ ફ્રેન્કેલ અને ચંદ્રશેખરનું કાર્ય હતું. 1928માં, ફ્રેંકલે નિર્દેશ કર્યો કે સફેદ દ્વાર્ફના સમૂહની ઉપરની મર્યાદા હોવી જોઈએ અને 1931માં ચંદ્રશેખરે તેમની કૃતિ "ધ મેક્સિમમ માસ ઓફ એન આઈડીયલ વ્હાઇટ ડ્વાર્ફ" ( "આદર્શ સફેદ દ્વાર્ફનો મહત્તમ સમૂહ", એસ્ટ્રોફ. જે. 74, 81-82) દર્શાવે છે કે સફેદ દ્વાર્ફના સમૂહની ઉપરની મર્યાદા છે, એટલે કે, ચોક્કસ મર્યાદાથી ઉપરના દળવાળા આ તારાઓ અસ્થિર છે (ચંદ્રશેખર મર્યાદા) અને તે તૂટી પડવા જોઈએ.

સફેદ દ્વાર્ફનું મૂળ

ફાઉલરના સોલ્યુશનમાં સફેદ દ્વાર્ફની આંતરિક રચના સમજાવવામાં આવી હતી, પરંતુ તેમની ઉત્પત્તિની પદ્ધતિને સ્પષ્ટ કરી નથી. સફેદ દ્વાર્ફની ઉત્પત્તિને સમજાવવામાં બે વિચારોએ મુખ્ય ભૂમિકા ભજવી હતી: ખગોળશાસ્ત્રી અર્ન્સ્ટ એપિકનો વિચાર કે પરમાણુ બળતણના બર્નઆઉટના પરિણામે લાલ જાયન્ટ્સ મુખ્ય ક્રમના તારામાંથી રચાય છે, અને ખગોળશાસ્ત્રી વેસિલી ફેસેન્કોવની ધારણા. બીજા વિશ્વયુદ્ધના થોડા સમય પછી, તે મુખ્ય ક્રમના તારાઓએ સમૂહ ગુમાવવો જોઈએ, અને આવા સામૂહિક નુકશાનની તારાઓના ઉત્ક્રાંતિ પર નોંધપાત્ર અસર થવી જોઈએ. આ ધારણાઓની સંપૂર્ણ પુષ્ટિ થઈ.

ટ્રિપલ હિલીયમ પ્રતિક્રિયા અને લાલ જાયન્ટ્સનું આઇસોથર્મલ ન્યુક્લી

મુખ્ય ક્રમના તારાઓના ઉત્ક્રાંતિ દરમિયાન, હાઇડ્રોજન "બર્ન આઉટ" - હિલીયમની રચના સાથે ન્યુક્લિયોસિન્થેસિસ (જુઓ બેથે ચક્ર). આવા બર્નઆઉટ તારાના કેન્દ્રિય ભાગોમાં ઊર્જાના પ્રકાશનને બંધ કરવા તરફ દોરી જાય છે, સંકોચન અને તે મુજબ, તેના મૂળમાં તાપમાન અને ઘનતામાં વધારો થાય છે. તારાઓની કોરમાં તાપમાન અને ઘનતામાં વધારો એવી પરિસ્થિતિઓ તરફ દોરી જાય છે જેમાં થર્મોન્યુક્લિયર ઊર્જાનો નવો સ્ત્રોત સક્રિય થાય છે: હિલીયમ બર્નઅપ (ટ્રિપલ હિલિયમ પ્રતિક્રિયા અથવા ટ્રિપલ આલ્ફા પ્રક્રિયા), લાલ જાયન્ટ્સ અને સુપરજાયન્ટ્સની લાક્ષણિકતા.

10 8 K ના ક્રમમાં તાપમાન પર, હિલીયમ ન્યુક્લીની ગતિ ઊર્જા કુલોમ્બ અવરોધને દૂર કરવા માટે પૂરતી ઊંચી બને છે: બે હિલીયમ ન્યુક્લી (4He, આલ્ફા કણો) અસ્થિર બેરિલિયમ આઇસોટોપ બનાવવા માટે ફ્યુઝ કરી શકે છે:

મોટા ભાગના 8 બી ફરીથી બે આલ્ફા કણોમાં ક્ષીણ થઈ જાય છે, પરંતુ જ્યારે 8 બી ઉચ્ચ-ઊર્જાવાળા આલ્ફા કણ સાથે અથડાય છે, ત્યારે સ્થિર કાર્બન 12 સી ન્યુક્લિયસ રચાઈ શકે છે:

+ 7.3 MeV.

8 Be ની ખૂબ ઓછી સંતુલન સાંદ્રતા હોવા છતાં (ઉદાહરણ તરીકે, ~10 8 K તાપમાને સાંદ્રતા ગુણોત્તર [ 8 Be]/[ 4 He] ~10 −10), દર આવો છે ટ્રિપલ હિલીયમ પ્રતિક્રિયાતારાના ગરમ કોરમાં નવી હાઇડ્રોસ્ટેટિક સંતુલન હાંસલ કરવા માટે પૂરતું હોવાનું બહાર આવ્યું છે. ટર્નરી હિલીયમ પ્રતિક્રિયામાં તાપમાન પર ઊર્જા પ્રકાશનની અવલંબન અત્યંત ઊંચી છે, ઉદાહરણ તરીકે, તાપમાન શ્રેણી ~1-2·10 8 K માટે ઊર્જા પ્રકાશન છે:

કોરમાં હિલીયમની આંશિક સાંદ્રતા ક્યાં છે (હાઇડ્રોજન "બર્નઆઉટ" ના માનવામાં આવતા કિસ્સામાં તે એકતાની નજીક છે).

જો કે, એ નોંધવું જોઈએ કે ટ્રિપલ હિલીયમ પ્રતિક્રિયા બેથે ચક્ર કરતાં નોંધપાત્ર રીતે ઓછી ઊર્જા પ્રકાશન દ્વારા વર્ગીકૃત થયેલ છે: પ્રતિ એકમ માસની ગણતરી હિલીયમના "બર્નિંગ" દરમિયાન ઉર્જાનું પ્રકાશન હાઇડ્રોજનના "બર્નિંગ" દરમિયાન કરતાં 10 ગણા કરતાં ઓછું હોય છે.. જેમ જેમ હિલીયમ બળી જાય છે અને કોરમાંથી ઉર્જા સ્ત્રોત ખતમ થઈ જાય છે, ત્યારે વધુ જટિલ ન્યુક્લિયોસિન્થેસિસ પ્રતિક્રિયાઓ શક્ય બને છે, જો કે, પ્રથમ, આવી પ્રતિક્રિયાઓને વધુને વધુ તાપમાનની જરૂર પડે છે, અને બીજું, આવી પ્રતિક્રિયાઓમાં એકમ દળ દીઠ ઉર્જા પ્રકાશન ઘટે છે કારણ કે દળના દળમાં ઘટાડો થાય છે. ન્યુક્લીની પ્રતિક્રિયાની સંખ્યા વધે છે.

દેખીતી રીતે લાલ જાયન્ટ ન્યુક્લિયસના ઉત્ક્રાંતિને પ્રભાવિત કરતું એક વધારાનું પરિબળ એ મિકેનિઝમ સાથે ટ્રિપલ હિલીયમ પ્રતિક્રિયા અને ભારે ન્યુક્લીની ફ્યુઝન પ્રતિક્રિયાઓની ઉચ્ચ તાપમાન સંવેદનશીલતાનું સંયોજન છે. ન્યુટ્રિનો ઠંડક: ઊંચા તાપમાન અને દબાણમાં, ન્યુટ્રિનો-એન્ટિન્યુટ્રિનો જોડીની રચના સાથે ફોટોન ઇલેક્ટ્રોન દ્વારા વિખેરાઈ શકે છે, જે મુક્તપણે કોરમાંથી ઊર્જા દૂર કરે છે: તારો તેમના માટે પારદર્શક છે. આની ઝડપ વોલ્યુમેટ્રિકન્યુટ્રિનો કૂલિંગ, ક્લાસિકલથી વિપરીત સુપરફિસિયલફોટોન ઠંડક એ તારાના આંતરિક ભાગમાંથી તેના ફોટોસ્ફિયરમાં ઊર્જા સ્થાનાંતરણની પ્રક્રિયાઓ દ્વારા મર્યાદિત નથી. ન્યુક્લિયોસિન્થેસિસ પ્રતિક્રિયાના પરિણામે, તારાઓની કોરમાં એક નવું સંતુલન પ્રાપ્ત થાય છે, જે સમાન મુખ્ય તાપમાન દ્વારા વર્ગીકૃત થયેલ છે: ઇસોથર્મલ કોર(ફિગ. 2).

પ્રમાણમાં નાના સમૂહ (સૂર્યના ક્રમ પર) ધરાવતા લાલ જાયન્ટ્સના કિસ્સામાં, આઇસોથર્મલ કોરોમાં મુખ્યત્વે હિલીયમ હોય છે, વધુ મોટા તારાઓના કિસ્સામાં - કાર્બન અને ભારે તત્વો હોય છે. જો કે, કોઈ પણ સંજોગોમાં, આવા આઇસોથર્મલ કોરની ઘનતા એટલી ઊંચી હોય છે કે કોર બનાવતા પ્લાઝમાના ઇલેક્ટ્રોન વચ્ચેનું અંતર તેમની ડી બ્રોગ્લી તરંગલંબાઇ સાથે સુસંગત બને છે, એટલે કે, ઇલેક્ટ્રોન ગેસના અધોગતિ માટેની શરતો સંતુષ્ટ થાય છે. ગણતરીઓ દર્શાવે છે કે આઇસોથર્મલ ન્યુક્લીની ઘનતા સફેદ દ્વાર્ફની ઘનતાને અનુરૂપ છે, એટલે કે લાલ જાયન્ટ્સના કોરો સફેદ દ્વાર્ફ છે.

આમ, સફેદ દ્વાર્ફ (ચંદ્રશેખર મર્યાદા)ના સમૂહની ઉપરની મર્યાદા છે. તે રસપ્રદ છે કે અવલોકન કરાયેલ સફેદ દ્વાર્ફ માટે સમાન નીચી મર્યાદા છે: કારણ કે તારાઓના ઉત્ક્રાંતિનો દર તેમના સમૂહના પ્રમાણમાં છે, તેથી અમે નીચા-દળના સફેદ દ્વાર્ફને ફક્ત તે તારાઓના અવશેષો તરીકે અવલોકન કરી શકીએ છીએ જે તે સમય દરમિયાન વિકસિત થવામાં વ્યવસ્થાપિત હતા. વર્તમાન દિવસ સુધી બ્રહ્માંડના તારાઓની રચનાનો પ્રારંભિક સમયગાળો.

સ્પેક્ટ્રા અને સ્પેક્ટ્રલ વર્ગીકરણની સુવિધાઓ

સફેદ દ્વાર્ફને અલગ સ્પેક્ટ્રલ વર્ગ ડીમાં વર્ગીકૃત કરવામાં આવે છે (અંગ્રેજીમાંથી. વામન- વામન), હાલમાં એક વર્ગીકરણનો ઉપયોગ કરવામાં આવે છે જે શ્વેત દ્વાર્ફના સ્પેક્ટ્રાના લક્ષણોને પ્રતિબિંબિત કરે છે, જે એડવર્ડ ઝિઓન દ્વારા 1983 માં પ્રસ્તાવિત કરવામાં આવ્યું હતું; આ વર્ગીકરણમાં સ્પેક્ટ્રલ વર્ગ નીચેના ફોર્મેટમાં લખાયેલ છે:

નીચેના પેટા વર્ગો વ્યાખ્યાયિત થયેલ છે:

• DA - હાઇડ્રોજનની બાલ્મર શ્રેણીની રેખાઓ સ્પેક્ટ્રમમાં હાજર છે, હિલિયમની રેખાઓ જોવા મળતી નથી
• DB - સ્પેક્ટ્રમમાં હિલીયમ He I ની રેખાઓ હોય છે, હાઇડ્રોજન અથવા ધાતુઓની રેખાઓ ગેરહાજર હોય છે
• ડીસી - શોષણ રેખાઓ વિના સતત સ્પેક્ટ્રમ
• DO - મજબૂત હિલીયમ He II રેખાઓ સ્પેક્ટ્રમમાં હાજર છે; He I અને H રેખાઓ પણ હાજર હોઈ શકે છે
• ડીઝેડ - માત્ર ધાતુની રેખાઓ, H અથવા He રેખાઓ નહીં
• DQ - કાર્બન રેખાઓ, મોલેક્યુલર C 2 સહિત

અને સ્પેક્ટ્રલ લક્ષણો:

• P - ચુંબકીય ક્ષેત્રમાં પ્રકાશનું ધ્રુવીકરણ જોવા મળે છે
• H - ચુંબકીય ક્ષેત્રની હાજરીમાં ધ્રુવીકરણ જોવા મળતું નથી
• V - ZZ Ceti પ્રકારના તારા અથવા અન્ય ચલ સફેદ દ્વાર્ફ
• X - વિલક્ષણ અથવા અવર્ગીકૃત સ્પેક્ટ્રા

સફેદ દ્વાર્ફની ઉત્ક્રાંતિ

ચોખા. 8. પ્રોટોપ્લેનેટરી નેબ્યુલા NGC 1705. ગોળાકાર શેલની શ્રેણી દૃશ્યમાન છે, જે લાલ જાયન્ટ દ્વારા વહે છે, તારો પોતે ધૂળના પટ્ટા દ્વારા છુપાયેલ છે.

શ્વેત દ્વાર્ફ તેમની ઉત્ક્રાંતિની શરૂઆત લાલ જાયન્ટ્સના ખુલ્લા અધોગતિગ્રસ્ત કોરો તરીકે કરે છે જેણે તેમના શેલને બહાર કાઢ્યો છે - એટલે કે, યુવા ગ્રહોની નિહારિકાઓના કેન્દ્રિય તારાઓ તરીકે. યુવાન ગ્રહોની નિહારિકાઓના કોરોના ફોટોસ્ફિયર્સનું તાપમાન અત્યંત ઊંચું છે - ઉદાહરણ તરીકે, નિહારિકા NGC 7293 ના કેન્દ્રિય તારાનું તાપમાન 90,000 K (શોષણ રેખાઓથી અંદાજિત) થી 130,000 K (એક્સ-રેથી અનુમાનિત) છે. સ્પેક્ટ્રમ). આવા તાપમાને, મોટાભાગના સ્પેક્ટ્રમમાં સખત અલ્ટ્રાવાયોલેટ અને સોફ્ટ એક્સ-રેનો સમાવેશ થાય છે.

તે જ સમયે, અવલોકન કરાયેલ સફેદ દ્વાર્ફ, તેમના સ્પેક્ટ્રા અનુસાર, મુખ્યત્વે બે મોટા જૂથોમાં વહેંચાયેલા છે - "હાઈડ્રોજન" સ્પેક્ટ્રલ વર્ગ DA, જેનાં સ્પેક્ટ્રામાં કોઈ હિલીયમ રેખાઓ નથી, જે વસ્તીના ~80% બનાવે છે. સ્પેક્ટ્રામાં હાઇડ્રોજન રેખાઓ વિના સફેદ દ્વાર્ફ અને "હિલીયમ" વર્ણપટ વર્ગ DB, બાકીની 20% વસ્તીનો મોટાભાગનો હિસ્સો બનાવે છે. સફેદ દ્વાર્ફના વાતાવરણની રચનામાં આ તફાવતનું કારણ લાંબા સમય સુધી અસ્પષ્ટ રહ્યું. 1984 માં, ઇકો ઇબેને વિવિધ ધબકારા તબક્કાઓ પર એસિમ્પ્ટોટિક જાયન્ટ શાખા પર સ્થિત ધબકારા કરતા લાલ જાયન્ટ્સમાંથી સફેદ દ્વાર્ફના "બહાર નીકળવા" માટેના દૃશ્યો ધ્યાનમાં લીધા. લાલ જાયન્ટ્સમાં ઉત્ક્રાંતિના અંતિમ તબક્કામાં, દસ સોલાર સુધીના સમૂહ સાથે, હિલીયમ કોરના "બર્નઆઉટ" ના પરિણામે, એક અધોગતિશીલ કોર રચાય છે, જેમાં મુખ્યત્વે કાર્બન અને ભારે તત્વો હોય છે, જે બિન-અધોગતિથી ઘેરાયેલા હોય છે. હિલીયમ સ્તર સ્ત્રોત, જેમાં ટ્રિપલ હિલીયમ પ્રતિક્રિયા થાય છે. બદલામાં, તેની ઉપર એક સ્તરીય હાઇડ્રોજન સ્ત્રોત છે, જેમાં બેથે ચક્રની થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયાઓ થાય છે, હાઇડ્રોજનને હિલીયમમાં રૂપાંતરિત કરે છે, હાઇડ્રોજન શેલથી ઘેરાયેલું છે; આમ, બાહ્ય હાઇડ્રોજન સ્તર સ્ત્રોત એ હિલીયમ સ્તર સ્ત્રોત માટે હિલીયમ "ઉત્પાદક" છે. સ્તરના સ્ત્રોતમાં હિલીયમનું દહન તેના અત્યંત ઊંચા તાપમાનની અવલંબનને કારણે થર્મલ અસ્થિરતાને આધિન છે, અને હિલીયમ બર્નઅપના દરની તુલનામાં હાઇડ્રોજનના હિલીયમમાં રૂપાંતરિત થવાના વધુ દરને કારણે આ વધુ તીવ્ર બને છે; પરિણામ એ છે કે હિલીયમનું સંચય, અધોગતિ શરૂ ન થાય ત્યાં સુધી તેનું સંકોચન, ટ્રિપલ હિલીયમ પ્રતિક્રિયાના દરમાં તીવ્ર વધારો અને વિકાસ સ્તરવાળી હિલીયમ ફ્લેશ.

અત્યંત ટૂંકા સમયમાં (~30 વર્ષ), હિલીયમ સ્ત્રોતની તેજ એટલી વધી જાય છે કે હિલીયમનું કમ્બશન સંવહન મોડમાં જાય છે, સ્તર વિસ્તરે છે, હાઇડ્રોજન સ્તરના સ્ત્રોતને બહાર ધકેલી દે છે, જે તેના ઠંડક અને હાઇડ્રોજનની સમાપ્તિ તરફ દોરી જાય છે. દહન જ્વાળા દરમિયાન વધારાનું હિલીયમ બળી જાય પછી, હિલીયમ સ્તરની તેજસ્વીતા ઘટે છે, લાલ જાયન્ટના બાહ્ય હાઇડ્રોજન સ્તરો સંકોચાય છે અને હાઇડ્રોજન સ્તરના સ્ત્રોતની નવી ઇગ્નીશન થાય છે.

ઇબેને સૂચવ્યું કે ધબકતું લાલ જાયન્ટ તેના પરબિડીયું ઉતારી શકે છે, જે હિલીયમ ફ્લેશના તબક્કામાં અને સક્રિય સ્તરવાળા હાઇડ્રોજન સ્ત્રોત સાથે શાંત તબક્કામાં, ગ્રહોની નિહારિકા બનાવે છે, અને કારણ કે પરબિડીયું વિભાજનની સપાટી તબક્કા પર આધારિત છે, પછી જ્યારે હિલીયમ ફ્લેશ દરમિયાન પરબિડીયું બહાર કાઢવામાં આવે છે ત્યારે સ્પેક્ટ્રલ ક્લાસ DB નો "હિલિયમ" સફેદ વામન બહાર આવે છે, અને જ્યારે સક્રિય સ્તરવાળા હાઇડ્રોજન સ્ત્રોત સાથેના વિશાળ દ્વારા શેલ શેડ કરવામાં આવે છે, ત્યારે "હાઇડ્રોજન" વામન DA બહાર આવે છે; હિલીયમ વિસ્ફોટનો સમયગાળો પલ્સેશન ચક્રના સમયગાળાના 20% જેટલો છે, જે હાઇડ્રોજન અને હિલીયમ દ્વાર્ફ DA:DB ~ 80:20 ના ગુણોત્તરને સમજાવે છે.

મોટા તારાઓ (સૂર્ય કરતાં 7-10 ગણા ભારે) અમુક સમયે હાઇડ્રોજન, હિલીયમ અને કાર્બનને "બર્ન" કરે છે અને ઓક્સિજનથી ભરપૂર કોર સાથે સફેદ દ્વાર્ફમાં ફેરવાય છે. ઓક્સિજન ધરાવતું વાતાવરણ ધરાવતા SDSS 0922+2928 અને SDSS 1102+2054 તારાઓ તેની પુષ્ટિ કરે છે.

સફેદ દ્વાર્ફ પાસે તેમના પોતાના થર્મોન્યુક્લિયર ઉર્જા સ્ત્રોતો ન હોવાથી, તેઓ તેમના ઉષ્મા ભંડારમાંથી વિકિરણ કરે છે. એકમ સપાટી વિસ્તાર દીઠ એકદમ બ્લેક બોડીની રેડિયેશન પાવર (સમગ્ર સ્પેક્ટ્રમ પર સંકલિત શક્તિ) શરીરના તાપમાનની ચોથી શક્તિના પ્રમાણસર છે:

રેડિએટિંગ સપાટીના એકમ ક્ષેત્ર દીઠ પાવર ક્યાં છે, અને W/(m²·K 4) ​​એ સ્ટેફન-બોલ્ટ્ઝમેન સ્થિરાંક છે.

પહેલેથી જ નોંધ્યું છે તેમ, ડિજનરેટ ઇલેક્ટ્રોન ગેસની સ્થિતિના સમીકરણમાં તાપમાનનો સમાવેશ થતો નથી - એટલે કે, સફેદ દ્વાર્ફની ત્રિજ્યા અને ઉત્સર્જન ક્ષેત્ર યથાવત રહે છે: પરિણામે, પ્રથમ, સફેદ દ્વાર્ફ માટે કોઈ સમૂહ નથી - તેજ સંબંધ છે, પરંતુ ત્યાં એક ઉંમર છે - તેજસ્વીતા સંબંધ (ફક્ત તાપમાન પર આધાર રાખે છે, પરંતુ ઉત્સર્જિત સપાટીના ક્ષેત્ર પર નહીં), અને બીજું, સુપરહોટ યુવાન સફેદ દ્વાર્ફ ખૂબ જ ઝડપથી ઠંડુ થવું જોઈએ, કારણ કે રેડિયેશન ફ્લક્સ અને તે મુજબ, ઠંડક દર તાપમાનની ચોથી શક્તિના પ્રમાણસર છે.

સફેદ દ્વાર્ફને સંડોવતા ખગોળીય ઘટના

સફેદ દ્વાર્ફમાંથી એક્સ-રે ઉત્સર્જન

ચોખા. 9 સિરિયસની સોફ્ટ એક્સ-રે છબી. તેજસ્વી ઘટક સફેદ વામન સિરિયસ B છે, મંદ ઘટક સિરિયસ A છે

યુવાન સફેદ દ્વાર્ફની સપાટીનું તાપમાન - તેમના શેલને ઉતાર્યા પછી તારાઓના આઇસોટ્રોપિક કોરો - ખૂબ ઊંચું છે - 2·10 5 K કરતાં વધુ, પરંતુ સપાટી પરથી ન્યુટ્રિનો ઠંડક અને કિરણોત્સર્ગને કારણે ખૂબ જ ઝડપથી ઘટી જાય છે. આવા ખૂબ જ યુવાન સફેદ દ્વાર્ફ એક્સ-રે શ્રેણીમાં જોવા મળે છે (ઉદાહરણ તરીકે, ROSAT ઉપગ્રહ દ્વારા સફેદ દ્વાર્ફ HZ 43 નું અવલોકન). એક્સ-રે શ્રેણીમાં, સફેદ દ્વાર્ફની તેજસ્વીતા મુખ્ય ક્રમના તારાઓની તેજસ્વીતા કરતાં વધી જાય છે: ચંદ્ર એક્સ-રે ટેલિસ્કોપ દ્વારા લેવામાં આવેલા સિરિયસના ફોટોગ્રાફ્સ (ફિગ. 9 જુઓ) એક ઉદાહરણ તરીકે સેવા આપી શકે છે - તેમાં સફેદ વામન સિરિયસ બી. સ્પેક્ટ્રલ વર્ગ A1 ના સિરિયસ A કરતાં વધુ તેજસ્વી દેખાય છે, જે ઓપ્ટિકલ શ્રેણી સિરિયસ B કરતાં ~ 10,000 ગણી વધુ તેજસ્વી છે.

સૌથી ગરમ સફેદ દ્વાર્ફનું સપાટીનું તાપમાન 7·10 4 K છે, સૌથી ઠંડુ - ~5·10 3 K (ઉદાહરણ તરીકે, વેન માનેન સ્ટાર જુઓ).

એક્સ-રે રેન્જમાં સફેદ દ્વાર્ફના કિરણોત્સર્ગની એક ખાસિયત એ છે કે તેમના માટે એક્સ-રે રેડિયેશનનો મુખ્ય સ્ત્રોત ફોટોસ્ફિયર છે, જે તેમને "સામાન્ય" તારાઓથી તીવ્ર રીતે અલગ પાડે છે: બાદમાં એક્સ-રે કોરોના હોય છે. કેટલાક મિલિયન કેલ્વિન સુધી ગરમ થાય છે, અને ફોટોસ્ફિયરનું તાપમાન એક્સ-રે ઉત્સર્જન માટે ખૂબ ઓછું છે.

દ્વિસંગી પ્રણાલીઓમાં સફેદ દ્વાર્ફમાં વધારો

દ્વિસંગી પ્રણાલીઓમાં વિવિધ સમૂહના તારાઓના ઉત્ક્રાંતિ દરમિયાન, ઘટકોના ઉત્ક્રાંતિના દરો એકસરખા હોતા નથી, જ્યારે વધુ વિશાળ ઘટક સફેદ દ્વાર્ફમાં વિકસિત થઈ શકે છે, જ્યારે ઓછા મોટા ભાગનો આ સમય સુધીમાં મુખ્ય ક્રમ પર રહી શકે છે. . બદલામાં, જ્યારે ઓછા મોટા ઘટક તેના ઉત્ક્રાંતિ દરમિયાન મુખ્ય ક્રમ છોડી દે છે અને લાલ વિશાળ શાખામાં સંક્રમણ કરે છે, ત્યારે વિકસતા તારાનું કદ તેના રોશ લોબને ભરે ત્યાં સુધી વધવા માંડે છે. દ્વિસંગી સિસ્ટમના ઘટકોના રોશ લોબ્સ લેગ્રેન્જ પોઈન્ટ L1 પર સ્પર્શ કરે છે, તેથી ઓછા મોટા ઘટકના ઉત્ક્રાંતિના આ તબક્કે, L1 બિંદુ દ્વારા, દ્રવ્યનો પ્રવાહ લાલ જાયન્ટમાંથી રોશ લોબ તરફ જાય છે. સફેદ દ્વાર્ફની શરૂઆત થાય છે અને તેની સપાટી પર હાઇડ્રોજન-સમૃદ્ધ દ્રવ્યનું વધુ સંવર્ધન થાય છે (જુઓ આકૃતિ. 10), જે સંખ્યાબંધ ખગોળશાસ્ત્રીય ઘટનાઓ તરફ દોરી જાય છે:

• સફેદ દ્વાર્ફ પર બિન-સ્થિર વૃદ્ધિ, જો સાથી એક વિશાળ લાલ દ્વાર્ફ હોય, તો વામન નોવા (યુ જેમ (યુજી) પ્રકારના તારાઓ) અને નોવા જેવા વિનાશક ચલ તારાઓના ઉદભવ તરફ દોરી જાય છે.
• મજબૂત ચુંબકીય ક્ષેત્ર ધરાવતા સફેદ દ્વાર્ફ પરનું વિસ્તરણ સફેદ દ્વાર્ફના ચુંબકીય ધ્રુવોના પ્રદેશ તરફ નિર્દેશિત થાય છે, અને વામનના ચુંબકીય ક્ષેત્રના વર્તુળાકાર પ્રદેશોમાં એક્રેટિંગ પ્લાઝમામાંથી રેડિયેશનનું સાયક્લોટ્રોન મિકેનિઝમ રેડિયેશનના મજબૂત ધ્રુવીકરણનું કારણ બને છે. દૃશ્યમાન પ્રદેશ (ધ્રુવીય અને મધ્યવર્તી ધ્રુવીય).
• સફેદ દ્વાર્ફ પર હાઇડ્રોજન-સમૃદ્ધ સામગ્રીનું વિસ્તરણ સપાટી પર તેના સંચય તરફ દોરી જાય છે (મુખ્યત્વે હિલીયમનો સમાવેશ થાય છે) અને હિલીયમ ફ્યુઝન પ્રતિક્રિયા તાપમાને ગરમ થાય છે, જે થર્મલ અસ્થિરતાના કિસ્સામાં, નોવા તરીકે જોવામાં આવતા વિસ્ફોટ તરફ દોરી જાય છે.
• વિશાળ સફેદ દ્વાર્ફ પર પૂરતો લાંબો અને તીવ્ર વધારો તેના દળને ચંદ્રશેખર મર્યાદાને ઓળંગી જાય છે અને ગુરુત્વાકર્ષણ પતન તરફ દોરી જાય છે, જે Ia સુપરનોવા વિસ્ફોટના પ્રકાર તરીકે જોવા મળે છે (ફિગ. 11 જુઓ).

નોંધો

1. યા. બી. ઝેલ્ડોવિચ, એસ. આઈ. બ્લિનીકોવ, એન. આઈ. શકુરા.. - એમ.: MSU, 1981.
2. Sinuosités observées dans le mouvement propre de Sirius, Fig. 320, ફ્લેમરિયન સી., લેસ એટોઇલ્સ એટ લેસ ક્યુરિયોસિટ્સ ડુ સીએલ, પૂરક ડી "લ' એસ્ટ્રોનોમી પોપ્યુલેર", માર્પોન એટ ફ્લેમરિયન, 1882
3. પ્રોસીઓન અને સિરિયસ (અંગ્રેજી) ની યોગ્ય ગતિ પર. (12/1844). આર્કાઇવ
4. ફ્લેમેરિયન સી. (1877). "ધ કમ્પેનિયન ઓફ સિરિયસ". ખગોળીય રજિસ્ટર 15 : 186-189. સુધારો 2010-01-05.
5. વાન માનેન એ.મોટી યોગ્ય ગતિ સાથે બે ઝાંખા તારા. એસ્ટ્રોનોમિકલ સોસાયટી ઓફ ધ પેસિફિકના પ્રકાશનો(12/1917). - ભાગ. 29, નં. 172, પૃષ્ઠ. 258-259. ઑગસ્ટ 23, 2011 ના રોજ મૂળમાંથી આર્કાઇવ કરેલ.
6. વી.વી.સફેદ દ્વાર્ફ. એસ્ટ્રોનેટ(17.09.2002). ઑગસ્ટ 23, 2011 ના રોજ મૂળમાંથી આર્કાઇવ કરેલ. મે 6, 2009 ના રોજ સુધારો.
7. ફાઉલર આર.એચ.ગાઢ બાબત પર (અંગ્રેજી). રોયલ એસ્ટ્રોનોમિકલ સોસાયટીની માસિક સૂચનાઓ(12/1926). ઑગસ્ટ 23, 2011 ના રોજ મૂળમાંથી આર્કાઇવ કરેલ. 22 જુલાઈ, 2009 ના રોજ સુધારો.
8. ચંદ્રશેખર એસ.આદર્શ સફેદ દ્વાર્ફનો મહત્તમ સમૂહ. એસ્ટ્રોફિઝિકલ જર્નલ(07/1931). ઑગસ્ટ 23, 2011 ના રોજ મૂળમાંથી આર્કાઇવ કરેલ. 22 જુલાઈ, 2009 ના રોજ સુધારો.
9. શ્ક્લોવ્સ્કી આઈ. એસ.ગ્રહોની નિહારિકા અને તેમના કોરોની પ્રકૃતિ પર // એસ્ટ્રોનોમિકલ મેગેઝિન. - 1956. - ટી. 33. - નંબર 3. - પૃષ્ઠ 315-329.
10. પ્રસ્તાવિત નવી વ્હાઇટ ડ્વાર્ફ સ્પેક્ટ્રલ વર્ગીકરણ સિસ્ટમ, ઇ.એમ. સાયન, જે.એલ. ગ્રીનસ્ટીન, જે.ડી. લેન્ડસ્ટ્રીટ, જે. લીબર્ટ, એચ.એલ. શિપમેન અને જી.એ. વેગનર, ધ એસ્ટ્રોફિઝિકલ જર્નલ 269 , #1 (જૂન 1, 1983), પીપી. 253-257.
11. લેહી, ડી.એ.; સી. વાય. ઝાંગ, સન ક્વોક (1994). "ગ્રહોની નિહારિકા NGC 7293 માંથી બે-તાપમાન એક્સ-રે ઉત્સર્જન." ધ એસ્ટ્રોફિઝિકલ જર્નલ 422 : 205-207. સુધારો 2010-07-05.
12. Iben Jr, I. (1984). "હીલિયમ બર્નિંગ દ્વારા સંચાલિત ગ્રહોની નિહારિકા ન્યુક્લીની આવર્તન પર અને હાઇડ્રોજન-ઉણપવાળા વાતાવરણ સાથે સફેદ દ્વાર્ફની આવર્તન પર." ધ એસ્ટ્રોફિઝિકલ જર્નલ 277 : 333-354. ISSN 0004-637X.
13. સોફિયા નેસ્કુચનાયાએક વામન ઓક્સિજન શ્વાસ લે છે (રશિયન). news.ru (13.11.09 10:35). ઑગસ્ટ 23, 2011 ના રોજ મૂળમાંથી આર્કાઇવ કરેલ. મે 23, 2011 ના રોજ સુધારો.
14. સિરિયસ એ અને બી: એ ડબલ સ્ટાર સિસ્ટમ ઇન ધ કોન્સ્ટેલેશન કેનિસ મેજર // ચંદ્ર એક્સ-રે ઓબ્ઝર્વેટરીનું ફોટો આલ્બમ
15. ઇવાનવ વી.વી.સફેદ દ્વાર્ફ. એસ્ટ્રોનોમિકલ ઇન્સ્ટિટ્યૂટ નામ આપવામાં આવ્યું છે. વી.વી. સોબોલેવા. ઑગસ્ટ 23, 2011 ના રોજ મૂળમાંથી આર્કાઇવ કરેલ. 6 જાન્યુઆરી, 2010 ના રોજ સુધારો.

સાહિત્ય

• ડેબોરાહ જીન વોર્નર.એલવાન ક્લાર્ક અને સન્સ: ઓપ્ટિક્સમાં કલાકારો. - સ્મિથસોનિયન પ્રેસ, 1968.
• યા. બી. ઝેલ્ડોવિચ, એસ. આઈ. બ્લિનીકોવ, એન. આઈ. શકુરા.તારાઓની રચના અને ઉત્ક્રાંતિનો ભૌતિક આધાર. - એમ., 1981.
• શ્ક્લોવ્સ્કી આઈ. એસ.તારાઓ: તેમનો જન્મ, જીવન અને મૃત્યુ. - એમ.: નૌકા, 1984.
• સ્ટીવન ડી. કાવેલર, ઇગોર દિમિત્રીવિચ નોવિકોવ, ગણેશન શ્રીનિવાસન, જી. મેયનેટ, ડેનિયલ સ્કેરર.તારાઓની અવશેષો. - સ્પ્રિંગર, 1997. - ISBN 3540615202, 9783540615200
• કિપ્પનહાન આર. (અંગ્રેજી)રશિયન 100 બિલિયન સન્સ: ધ બર્થ, લાઇફ એન્ડ ડેથ ઓફ સ્ટાર્સ = 100 મિલિઅર્ડન સોનેન/ટ્રાન્સલ. તેની સાથે. A. S. Dobroslavsky, B. B. Straumal, ed. આઈ.એમ. ખલાત્નિકોવા, એ.વી. તુતુકોવા. - વિશ્વ. - એમ., 1990. - 293 પૃ. - 88,000 નકલો.

- ISBN 5-03-001195-1

લગભગ દોઢસો વર્ષ પહેલાં, પ્રખ્યાત ખગોળશાસ્ત્રી અને ગણિતશાસ્ત્રી બેસલે આકાશમાં સૌથી તેજસ્વી તારા સિરિયસનું અવલોકન કર્યું હતું. તે જ સમયે, તે એક ખૂબ જ વિચિત્ર ઘટના સામે આવ્યો: તેણે શોધ્યું કે, આકાશમાં આગળ વધતા, સિરિયસ સીધા માર્ગથી સામયિક વિચલનો અનુભવે છે જે મોટાભાગના લોકો માટે સામાન્ય છે. આ હકીકત આશ્ચર્યજનક અવકાશી પદાર્થો - "સફેદ દ્વાર્ફ" ની શોધ માટે પ્રેરણા તરીકે સેવા આપી હતી. વિજ્ઞાન સાહિત્ય લેખકોએ તેમને ઘણી જુદી જુદી કૃતિઓ સમર્પિત કરી. પરંતુ, કદાચ, તેઓએ વિજ્ઞાનના લોકોમાં વધુ રસ જગાડ્યો. સફેદ દ્વાર્ફનો અભ્યાસ હજી પૂરો થયો નથી. અને આજે તેઓ ખગોળશાસ્ત્રીઓ અને ભૌતિકશાસ્ત્રીઓ માટે કોયડાઓ ઉભા કરવાનું ચાલુ રાખે છે. અમે તમને આ અસામાન્ય સંસ્થાઓ અને તેમની હજુ સુધી વણઉકેલાયેલી વિશેષતાઓ વિશે જણાવીશું.

વિચિત્ર ઉપગ્રહ

આ ધારણાની ટૂંક સમયમાં પુષ્ટિ થઈ હતી: અપેક્ષિત સ્થાનની નજીક એક ખૂબ જ ઝાંખો તારો મળી આવ્યો હતો. શબ્દ "ખૂબ જ મંદ" છે, જો કે, ખૂબ અસ્પષ્ટ છે. તેથી, આપણે એક વિશેષ માત્રા - તેજ રજૂ કરવી પડશે. તે ચોક્કસ સમયગાળા દરમિયાન તારા દ્વારા ઉત્સર્જિત પ્રકાશ ઊર્જાની માત્રાને માપે છે. તેથી, સિરિયસ ઉપગ્રહની તેજસ્વીતા ખૂબ ઓછી હોવાનું બહાર આવ્યું - સૂર્ય કરતા ઘણા સો ગણું ઓછું. તે જ સમયે, સિરિયસની હિલચાલ પર પ્રભાવની ડિગ્રી દ્વારા, ઉપગ્રહના સમૂહને નિર્ધારિત કરવાનું શક્ય હતું. અને અહીં અમને અણધારી રીતે ખૂબ જ પ્રભાવશાળી આકૃતિ મળી: ઉપગ્રહ લગભગ તેટલો જ વિશાળ બન્યો!

ચાલો એ શોધવાનો પ્રયાસ કરીએ કે સિરિયસ અને સૂર્યના ઉપગ્રહના ગુણધર્મોમાં આવા તીવ્ર તફાવતનું કારણ શું સમજાવી શકે છે. ચાલો આપણે નોંધ લઈએ કે સૌ પ્રથમ, તે તેજસ્વીતા મુખ્યત્વે બે જથ્થા પર આધારિત છે: તારાની સપાટીનું તાપમાન અને આ સપાટીનું કદ. જેમ જેમ આ મૂલ્યો ઘટે છે તેમ તેમ તેજ ઘટે છે. અને જો એમ હોય તો, ઉપગ્રહની ઓછી તેજને બે રીતે સમજાવી શકાય છે: કાં તો તેનું તાપમાન ઓછું છે, અથવા તેનું કદ સૂર્યની તુલનામાં નાનું છે.

શરૂઆતમાં, વૈજ્ઞાનિકોએ પ્રથમ - સરળ અને, જેમ તે બહાર આવ્યું, અયોગ્ય - માર્ગને અનુસર્યો. સિરિયસનો ઉપગ્રહ (તેને સિરિયસ-બી નામ આપવામાં આવ્યું હતું) પ્રમાણમાં કૂલ સ્ટાર તરીકે વર્ગીકૃત કરવામાં આવ્યું હતું. તેમાં રસ અદૃશ્ય થઈ ગયો: તમે ક્યારેય જાણતા નથી કે બ્રહ્માંડમાં કેટલા ઠંડા તારાઓ છે! અને લાંબા સમય સુધી તેણે પોતાની તરફ વધુ ધ્યાન આકર્ષિત કર્યું ન હતું.

પરંતુ સમય એવો આવ્યો જ્યારે ખગોળશાસ્ત્રીઓની શાંતિનો ભંગ થયો. આ ત્યારે થયું જ્યારે સિરિયસ-બી રેડિયેશનના સ્પેક્ટ્રમ અને સૌ પ્રથમ, તેની રંગ રચનાનો અભ્યાસ કરવાની તક ઊભી થઈ. હકીકત એ છે કે ખગોળશાસ્ત્રીઓ રંગ દ્વારા તારાઓની સપાટીના તાપમાનનો અંદાજ કાઢવાનું શીખ્યા છે. (એ યાદ રાખવું યોગ્ય છે કે ગરમીની ડિગ્રી નક્કી કરવા માટે સમાન આવશ્યક ભૌતિક સિદ્ધાંતનો લાંબા સમયથી ઉપયોગ કરવામાં આવ્યો છે: છેવટે, જ્યારે ગરમ થાય છે, ત્યારે ધાતુ ઘેરા લાલથી સફેદ-વાદળી રંગમાં બદલાય છે.)

ટૂંકમાં, દરેકના આશ્ચર્ય માટે, વિશેષ અભ્યાસોએ દર્શાવ્યું છે કે સિરિયસ-બી માત્ર કોલ્ડ સ્ટાર જ નથી, પરંતુ તેનાથી વિપરીત, ખૂબ જ ગરમ તારો છે. તે સફેદ તારાઓના વર્ગ સાથે સંબંધિત છે અને તેની સપાટીનું તાપમાન લગભગ 8000 ડિગ્રી છે - સૂર્ય કરતાં 2000 ડિગ્રી વધારે.

અને પછી રહસ્યમય ઉપગ્રહની ઓછી તેજને નવી રીતે સમજાવવાનું કાર્ય ઉભું થયું. વાસ્તવમાં, આ પ્રશ્નનો જવાબ અગાઉ તૈયાર હતો - મારે બીજી શક્યતા યાદ રાખવાની હતી, જે અગાઉ કાઢી નાખવામાં આવી હતી: ધ્યાનમાં લેવા માટે કે સિરિયસ-બી કદમાં અત્યંત નાનું છે. અમે ગણતરીઓ કરી. અને તે બહાર આવ્યું કે તારાની ત્રિજ્યા સૂર્યની ત્રિજ્યા કરતા લગભગ 50 ગણી ઓછી હોવી જોઈએ. બીજા શબ્દોમાં કહીએ તો, સિરિયસ B કદમાં આપણી પૃથ્વી સમાન છે.

જો આપણે હવે યાદ રાખીએ કે તેનો સમૂહ સૂર્યની નજીક છે, તો પછી આપણે એકદમ આશ્ચર્યજનક નિષ્કર્ષ પર આવીએ છીએ: સિરિયસ-બી પદાર્થની સરેરાશ ઘનતા લગભગ 105 ગ્રામ (એકસો કિલોગ્રામ) પ્રતિ ઘન સેન્ટિમીટર છે. પાણીની ઘનતા 100,000 ગણી! માણસે ક્યારેય કોઈ પણ વસ્તુ સાથે દૂરથી સમાન રીતે વ્યવહાર કર્યો નથી - પૃથ્વી પરના સૌથી ભારે પદાર્થોની ઘનતા 20 ગ્રામ પ્રતિ ઘન સેન્ટિમીટરથી વધુ નથી. જો તે જૂના જમાનામાં હોય તો સિરિયસ-બીના પદાર્થમાંથી બનેલા અમારા સામયિકનું પૃષ્ઠ ફેરવવા માટે તેણે કેટલા મિત્રોને મદદ માટે બોલાવવા પડશે તેની ગણતરી કરવાનો પ્રયાસ કર્યો હોય તો વાચકને આ વિશાળતાની શ્રેષ્ઠતાનો અનુભવ થશે. કાગળ પર માર્ગ, અને વર્ચ્યુઅલ નથી.

રેડ શિફ્ટ

અમે જે નિષ્કર્ષ પર પહોંચ્યા છીએ તે દરેકને પૂરતું વિશ્વાસપાત્ર ન લાગે. તેથી, તે અન્ય હકીકતને ટાંકવા યોગ્ય છે જે તેની પુષ્ટિ કરે છે. અમે પ્રખ્યાત ભૌતિકશાસ્ત્રી આઈન્સ્ટાઈન દ્વારા આગાહી કરાયેલ કહેવાતા "રેડ શિફ્ટ" ની અસર વિશે વાત કરી રહ્યા છીએ. અસર એ છે કે પ્રકાશ સ્પંદનોની આવર્તન પ્રકાશના પ્રસારના માર્ગ પર કામ કરતા ગુરુત્વાકર્ષણ બળની તીવ્રતા પર આધારિત છે. જો પ્રકાશ સ્ત્રોત રીસીવર કરતાં વધુ ગુરુત્વાકર્ષણ બળને આધીન હોય, તો ઉત્સર્જિત પ્રકાશની આવર્તન પ્રાપ્ત પ્રકાશ કરતાં વધુ હશે. પ્રકાશ, જેમ કે ઓપ્ટિશિયન કહે છે, તે "લાલ થઈ જશે" કારણ કે તે મોટા ગુરુત્વાકર્ષણના ક્ષેત્રમાંથી ઓછા ગુરુત્વાકર્ષણના ક્ષેત્રમાં જાય છે.

ચાલો આ શા માટે થશે તે સમજાવવાનો પ્રયાસ કરીએ. વાચક કદાચ જાણતા હશે કે અમુક પરિસ્થિતિઓમાં પ્રકાશમાં ફોટોન નામના કણોનો સમાવેશ થાય છે. અને તેમની ઊર્જા પ્રકાશની આવર્તન માટે પ્રમાણસર છે. બીજી બાબત સ્પષ્ટ છે: કોઈપણ શરીર માટે - તે સ્પેસશીપ હોય કે ફોટોન હોય - એવા પ્રદેશમાંથી છટકી જવા માટે જ્યાં ગુરુત્વાકર્ષણ મજબૂત હોય, ચોક્કસ માત્રામાં ઉર્જાનો વ્યય થવો જોઈએ. અને ફોટોન કોઈપણ "લોન્ચ રોકેટ" થી સજ્જ ન હોવાથી, તે તેની પોતાની શક્તિ આના પર ખર્ચ કરે છે. પરિણામે, "ગુરુત્વાકર્ષણના બંધનમાંથી બહાર નીકળીને," તે તેની ઊર્જા ગુમાવે છે, પ્રકાશ સ્પંદનોની આવર્તન ઘટાડે છે અને ઓછી ઊર્જા સાથે રીસીવરમાં પ્રવેશ કરે છે, એટલે કે, ઓછી આવર્તન સાથે.

સિરિયસ-બીની સપાટી પર, ગુરુત્વાકર્ષણ બળ પૃથ્વી કરતાં અનેક ગણું વધારે છે (લગભગ સમાન ત્રિજ્યા પર, આ તારાનો સમૂહ ઘણો વધારે છે). તેથી, સિરિયસ-બીમાંથી આવતા પ્રકાશની આવર્તન પૃથ્વી પર સ્થિત સમાન સ્ત્રોતમાંથી આવતા પ્રકાશ કરતાં નોંધપાત્ર રીતે ઓછી હોવી જોઈએ. અને આવર્તનમાં ફેરફારને જાણીને, સિરિયસ-બીની સપાટી પર ગુરુત્વાકર્ષણ બળની ગણતરી કરવી મુશ્કેલ નથી અને તેના દ્વારા તેના સમૂહ અને ત્રિજ્યા પર અગાઉ મેળવેલા ડેટાને તપાસો. આવા અભ્યાસ કરવામાં આવ્યા છે. ટાઇટેનિક સાચા અર્થમાં તારાના પ્રકાશમાં કેપ્ચર થયું હતું.

સફેદ દ્વાર્ફ

સચેત વાચક કદાચ પહેલેથી જ સમજી ગયા છે કે સિરિયસ બી જેવા તારાઓને વૈજ્ઞાનિક શબ્દ માટે આ અસામાન્ય નામ શા માટે મળ્યું. પરંતુ આગળ જતા પહેલા, સમગ્ર રીતે સ્ટાર સિસ્ટમથી પરિચિત થવું અને સફેદ દ્વાર્ફ તેમાં કયું સ્થાન ધરાવે છે તે સ્પષ્ટ કરવું ઉપયોગી છે.

આકૃતિમાં બતાવવામાં આવેલ કહેવાતા રસેલ ડાયાગ્રામ અહીં ખૂબ અનુકૂળ છે. તે એક આલેખ છે જેમાં તારાઓની તેજસ્વીતા ઊભી અક્ષ સાથે અને તેમની સપાટીઓનું તાપમાન આડી અક્ષ (સામાન્ય રીતે જમણેથી ડાબે નિર્દેશિત) સાથે રચાયેલ છે. ગ્રાફ પરનો દરેક તારો એક અલગ બિંદુને અનુલક્ષે છે. અને તે તારણ આપે છે કે તારાના બિંદુઓ ગ્રાફ પર આડેધડ રીતે સ્થિત નથી. તેઓ ત્રણ સ્પષ્ટ રીતે વ્યાખ્યાયિત વિસ્તારો બનાવે છે - જે છાંયો છે.

સૌ પ્રથમ, આપણે ચાર્ટને ત્રાંસા રીતે ક્રોસ કરતી લાંબી સાંકડી પટ્ટી જોઈએ છીએ. આ "મુખ્ય ક્રમ" છે. આમાં આપણા સૂર્ય જેવા સામાન્ય તારાઓનો સમાવેશ થાય છે. "લાલ જાયન્ટ્સ" ઉપર જમણી બાજુએ સ્થિત છે. જેમ તમે આકૃતિમાંથી જોઈ શકો છો, તેમનું તાપમાન ઓછું છે ("લાલ"). તેમની તેજસ્વીતા ઊંચી છે, જે ફક્ત ત્યારે જ શક્ય છે જો તેમના કદ મોટા હોય ("જાયન્ટ્સ"). છેલ્લે, નીચેના ડાબા ખૂણામાં તારાઓ છે જેને આ લેખ સમર્પિત છે. તેમનું તાપમાન ઊંચું છે ("સફેદ"), જ્યારે તેમની તેજસ્વીતા, અને તેથી તેમની ત્રિજ્યા નાની છે ("વામન").

આમ, સફેદ દ્વાર્ફ કોઈ પણ રીતે અસામાન્ય નથી. તેઓ એક અલગ, અલગ સ્ટાર ક્લાસ બનાવે છે. તેમાં મોટી સંખ્યામાં તારાઓનો સમાવેશ થાય છે, જે કદાચ ગેલેક્સીમાં તારાઓની કુલ સંખ્યાના કેટલાક ટકા છે. જો કે, આજની તારીખમાં, માત્ર સો જેટલા સફેદ દ્વાર્ફની શોધ થઈ છે. તે બધાનું દળ સૂર્યના ક્રમ પર છે અને પૃથ્વીના ક્રમ પર ત્રિજ્યા છે. તેમ છતાં તેમની મિલકતો નોંધપાત્ર રીતે અલગ હોઈ શકે છે.

રસેલ ડાયાગ્રામ પરથી જોઈ શકાય છે તેમ, સફેદ દ્વાર્ફનો પ્રદેશ તાપમાનની ધરી સાથે વિસ્તરેલો છે. "પીળા" દ્વાર્ફ નીચા તાપમાનને અનુરૂપ છે, અને "વાદળી" વામન ઊંચા તાપમાનને અનુરૂપ છે. દ્વાર્ફની તેજસ્વીતા પણ બદલાઈ શકે છે. તે, એક નિયમ તરીકે, સૌર કરતાં ઓછું છે, અને કેટલીકવાર હજારો વખત.

જો કે, વધુ મહત્વનો પ્રશ્ન એ છે કે સફેદ દ્વાર્ફની ઘનતા કેટલી વધી શકે છે. અમે આ વર્ગના સૌથી ગીચ તારાઓમાંથી એક, સ્ટાર રોસ-627 પર ડેટા રજૂ કરીશું. તેનું દળ સૂર્ય જેટલું જ છે અને તેની ત્રિજ્યા માત્ર 3000 કિલોમીટર છે. સૂર્ય કરતાં 200 ગણો ઓછો અને પૃથ્વીના કદ કરતાં અડધો! અને તેના પદાર્થની સરેરાશ ઘનતા 10: ગ્રામ (10 ટન) પ્રતિ ઘન સેન્ટીમીટર કરતાં વધી જાય છે! તારાના કેન્દ્રમાં ઘનતા પણ વધારે છે. એક હકીકત જે સૌથી વધુ અનુભવી સંશયવાદીની કલ્પનાને પણ પકડી શકે છે. જો કે, કોઈ વિચારી શકે છે કે આ મર્યાદા નથી.

નવી અને સુપરનોવા

રસેલ ડાયાગ્રામને જોતા, તમે પૂછી શકો છો: તારાઓના વર્ગોને અલગ કરતી ખાલી જગ્યાઓની હાજરીનું કારણ શું છે? જવાબ છે: દરેક તારો સ્થિર નથી હોતો. આ ગેપમાં પડતો તારો તેના ગુણધર્મોને પ્રમાણમાં ઝડપથી બદલી નાખે છે અને રેખાકૃતિના છાંયેલા વિસ્તારમાં આવે છે.

હવે આપણે થોડું વિષયાંતર કરીશું અને અસ્થિર તારાઓ વિશે વાત કરીશું, કારણ કે આ પ્રશ્ન ભૂતકાળ અને સંભવતઃ, સફેદ દ્વાર્ફના ભાવિ સાથે સંબંધિત છે. તારાઓની અસ્થિરતાના ઘણા જાણીતા ઉદાહરણો છે. સૂર્યની સ્થિરતાના ટૂંકા ગાળાના અને નબળા નુકસાનથી શક્તિશાળી જ્વાળાઓ થાય છે, જે દરમિયાન પૃથ્વી પર રેડિયો સંચાર વિક્ષેપિત થાય છે, ચુંબકીય તોફાનો થાય છે, વગેરે.

નોવા (અથવા ખાલી નોવા) નો ફાટી નીકળવો એ ખૂબ જ રસપ્રદ ઘટના છે. એક ઝાંખો તારો અચાનક તેની તેજસ્વીતામાં તીવ્ર વધારો કરે છે અને થોડા સમય પછી ઝાંખું થઈ જાય છે. તે જ સમયે, તે તેના શેલને "શેડ" કરે છે, જે ધીમે ધીમે આસપાસની જગ્યામાં વિસ્તરે છે. અને આ સળંગ ઘણી વખત પુનરાવર્તિત થઈ શકે છે.

જો કે, તારાઓની અસ્થિરતાનું સૌથી આકર્ષક અભિવ્યક્તિ સુપરનોવા વિસ્ફોટો છે જે તેમની શક્તિમાં એકદમ અસાધારણ છે. 1054 માં, બે નામહીન ખગોળશાસ્ત્રીઓ - ચાઇનીઝ અને જાપાનીઝ - તેમની હસ્તપ્રતોમાં એક અસામાન્ય કુદરતી ઘટના નોંધવામાં આવી હતી: અસાધારણ તેજનો તારો આકાશમાં ચમકતો હતો, દિવસ દરમિયાન પણ દૃશ્યમાન હતો. આકાશમાં લગભગ સમાન બિંદુએ સ્થિત ક્રેબ નેબ્યુલાના "ફ્લેક્સ" ની ઝડપના તાજેતરના માપ દર્શાવે છે કે આ નિહારિકા વિસ્તરી રહી છે, અને વિસ્તરણની શરૂઆત લગભગ 900 વર્ષ પહેલાંની છે. આ એક જ ઘટનાના બે જુદા જુદા તબક્કા છે - સુપરનોવા વિસ્ફોટ.

આવા જ્વાળાઓ સાથે, એક શક્તિશાળી વિસ્ફોટ થાય છે, જેના કારણે તારાના સમૂહનો નોંધપાત્ર ભાગ આસપાસની જગ્યામાં ફેંકવામાં આવે છે. પરિણામે, "ચેરી" જેવું કંઈક રચાય છે: કેન્દ્રમાં એક ગાઢ બીજ-તારો છે, આસપાસ છૂટક પલ્પ છે - એક નિહારિકા. બાદમાં ધીમે ધીમે ફેલાય છે અને અનિયમિત આકાર લે છે.

તારાઓ સ્થિરતા ગુમાવવાનું કારણ શું છે? દેખીતી રીતે, શક્તિશાળી પરમાણુ વિસ્ફોટો, જે ઊર્જાનો વિશાળ જથ્થો છોડે છે. તે શક્ય છે કે તારાઓના ચુંબકીય ક્ષેત્રો નોંધપાત્ર ભૂમિકા ભજવે છે. જો કે, હજુ પણ ફાટી નીકળવાના પ્રકાર વિશે સંપૂર્ણ સમજણ નથી. આ ખાસ કરીને સુપરનોવાને લાગુ પડે છે.

આ વિષયાંતર પછી, ચાલો આપણા મુખ્ય વિષય પર પાછા જઈએ અને પ્રશ્ન ઉઠાવીએ: સફેદ વામન કેવી રીતે ઉદ્ભવ્યા અને તેમનું ભાવિ ભાવિ શું છે? કમનસીબે, આ વિશે હજી ઘણું કહી શકાય નહીં.

હાલમાં સૌથી વધુ પ્રચલિત પૂર્વધારણા અનુસાર, મુખ્ય ક્રમના તારાઓ તેમના વિકાસ દરમિયાન લાલ જાયન્ટ અવસ્થામાં સંક્રમણ કરે છે. આ પછી, સ્થિરતાની ખોટ થાય છે, તારાનું શેલ છૂટી જાય છે, કોર ગાઢ બને છે અને સફેદ વામન દેખાય છે. આ પૂર્વધારણા અનુસાર, તે "મૃત્યુ પામતો" તારો છે, જે તેજસ્વી શરીર તરીકે તારાની ઉત્ક્રાંતિનો છેલ્લો તબક્કો છે. પછી, જેમ જેમ તે ઠંડુ થાય છે, તે ધીમે ધીમે "કાળા" વામનમાં ફેરવાય છે અને અદ્રશ્ય બની જાય છે.

અન્ય દૃષ્ટિકોણ છે. એવું અનુમાન કરવામાં આવ્યું હતું કે વામન લાલ જાયન્ટમાંથી ઉદ્ભવતો નથી, પરંતુ નોવા વિસ્ફોટ દરમિયાન. પરંતુ આવા વિસ્ફોટો દસ અને સેંકડો વખત પુનરાવર્તિત થતા હોવાથી, વામન જરાય મૃત્યુ પામતો તારો ન હોઈ શકે. તેનાથી વિપરિત, તે ઉર્જાનો નોંધપાત્ર ભંડાર ધરાવતો હોવો જોઈએ. ત્યાં અન્ય પૂર્વધારણાઓ છે, પરંતુ સામાન્ય રીતે આ મહત્વપૂર્ણ મુદ્દો હજુ પણ ઉકેલવાથી દૂર છે.

સૂર્યના દળ (M?) અને ત્રિજ્યાના ક્રમમાં દળ અને સૂર્યની ત્રિજ્યા કરતા લગભગ 100 ગણા નાના હોય છે. સફેદ દ્વાર્ફના પદાર્થની સરેરાશ ઘનતા 10 8 -10 9 kg/m 3 છે. સફેદ દ્વાર્ફ ગેલેક્સીના તમામ તારાઓના કેટલાક ટકા બનાવે છે. ઘણા સફેદ દ્વાર્ફ બાઈનરી સ્ટાર સિસ્ટમનો ભાગ છે. સફેદ વામન તરીકે વર્ગીકૃત થયેલો પ્રથમ તારો સિરિયસ બી (સિરિયસનો ઉપગ્રહ) હતો, જેની શોધ અમેરિકન ખગોળશાસ્ત્રી એ. ક્લાર્ક દ્વારા 1862માં કરવામાં આવી હતી. 1910ના દાયકામાં, સફેદ દ્વાર્ફને તારાઓના એક વિશેષ વર્ગ તરીકે ઓળખવામાં આવ્યા હતા; તેમનું નામ આ વર્ગના પ્રથમ પ્રતિનિધિઓના રંગ સાથે સંકળાયેલું છે.

તારાના સમૂહ અને નાના ગ્રહના કદ સાથે, સફેદ દ્વાર્ફ તેની સપાટીની નજીક એક પ્રચંડ ગુરુત્વાકર્ષણ ખેંચે છે જે તારાને સંકુચિત કરવાનું વલણ ધરાવે છે. પરંતુ તે સ્થિર સંતુલન જાળવે છે, કારણ કે ગુરુત્વાકર્ષણ દળો ઇલેક્ટ્રોનના ક્ષીણ ગેસના દબાણ દ્વારા પ્રતિકાર કરે છે: દ્રવ્યની ઉચ્ચ ઘનતા પર, સફેદ દ્વાર્ફની લાક્ષણિકતા, તેમાં વ્યવહારિક રીતે મુક્ત ઇલેક્ટ્રોનની સાંદ્રતા એટલી ઊંચી છે કે, પાઉલી સિદ્ધાંત, તેમની પાસે મોટી ગતિ છે. ડીજનરેટ ગેસનું દબાણ તેના તાપમાનથી વ્યવહારીક રીતે સ્વતંત્ર હોય છે, તેથી સફેદ વામન ઠંડું થતાં સંકોચાતું નથી.

સફેદ દ્વાર્ફનું દળ જેટલું વધારે છે, તેની ત્રિજ્યા ઓછી છે. સિદ્ધાંત લગભગ 1.4M ની સફેદ વામન માટે ઉપલી માસ મર્યાદા સૂચવે છે? (કહેવાતી ચંદ્રશેખર મર્યાદા), જે ગુરુત્વાકર્ષણ પતન તરફ દોરી જાય છે. આવી મર્યાદાની હાજરી એ હકીકતને કારણે છે કે જેમ જેમ ગેસની ઘનતા વધે છે, તેમ તેમ તેમાં રહેલા ઇલેક્ટ્રોનની ઝડપ પ્રકાશની ઝડપની નજીક આવે છે અને વધુ વધી શકતી નથી. પરિણામે, ડીજનરેટ ગેસનું દબાણ હવે ગુરુત્વાકર્ષણ બળ સામે ટકી શકતું નથી.

શું 8M કરતાં ઓછા પ્રારંભિક દળવાળા સામાન્ય તારાઓની ઉત્ક્રાંતિના અંતે સફેદ દ્વાર્ફ રચાય છે? તેઓ થર્મોન્યુક્લિયર ઇંધણનો પુરવઠો ખતમ કરી નાખે પછી. આ સમયગાળા દરમિયાન, તારો, લાલ જાયન્ટ અને ગ્રહોની નિહારિકાના તબક્કામાંથી પસાર થઈને, તેના બાહ્ય સ્તરોને ઉતારે છે અને ખૂબ ઊંચા તાપમાન ધરાવતા કોરને ખુલ્લા પાડે છે. ધીમે ધીમે ઠંડક સાથે, તારાનો મુખ્ય ભાગ સફેદ વામનની સ્થિતિમાં પસાર થાય છે, ઊંડાણોમાં સંગ્રહિત થર્મલ ઊર્જાને કારણે લાંબા સમય સુધી ચમકતો રહે છે. સફેદ દ્વાર્ફની તેજસ્વીતા વય સાથે ઘટે છે. લગભગ 1 અબજ વર્ષની ઉંમરે, સફેદ વામનની તેજસ્વીતા સૂર્ય કરતા હજાર ગણી ઓછી છે. અભ્યાસ કરાયેલ સફેદ દ્વાર્ફની સપાટીનું તાપમાન 5·10 3 થી 10 5 K ની રેન્જમાં રહેલું છે.

કેટલાક સફેદ દ્વાર્ફ કેટલાક મિનિટોથી અડધા કલાક સુધીના સમયગાળા સાથે ઓપ્ટિકલ પરિવર્તનશીલતા દર્શાવે છે, જે તારાના ગુરુત્વાકર્ષણ બિન-રેડિયલ ઓસિલેશનના અભિવ્યક્તિ દ્વારા સમજાવવામાં આવે છે. એસ્ટરોઝિઝમોલોજી પદ્ધતિઓનો ઉપયોગ કરીને આ ઓસિલેશનનું વિશ્લેષણ સફેદ દ્વાર્ફની આંતરિક રચનાનો અભ્યાસ કરવાનું શક્ય બનાવે છે. લગભગ 3% સફેદ દ્વાર્ફના સ્પેક્ટ્રામાં, કિરણોત્સર્ગનું મજબૂત ધ્રુવીકરણ અથવા સ્પેક્ટ્રલ રેખાઓનું ઝીમેન વિભાજન જોવા મળે છે, જે 3·10 4 -10 9 G ના ઇન્ડક્શન સાથે ચુંબકીય ક્ષેત્રોનું અસ્તિત્વ સૂચવે છે.

જો સફેદ વામન નજીકની દ્વિસંગી પ્રણાલીનો ભાગ છે, તો તેની તેજસ્વીતામાં નોંધપાત્ર યોગદાન પડોશી તારામાંથી વહેતા હાઇડ્રોજનના થર્મોન્યુક્લિયર બર્નિંગથી આવી શકે છે. આ બર્નિંગ ઘણીવાર પ્રકૃતિમાં બિન-સ્થિર હોય છે, જે પોતાને નોવા અને નોવા જેવા તારાઓના વિસ્ફોટના સ્વરૂપમાં પ્રગટ કરે છે. દુર્લભ કિસ્સાઓમાં, સફેદ દ્વાર્ફની સપાટી પર હાઇડ્રોજનનું સંચય થર્મોન્યુક્લિયર વિસ્ફોટ તરફ દોરી જાય છે અને તારાનો સંપૂર્ણ વિનાશ થાય છે, જેને સુપરનોવા વિસ્ફોટ તરીકે જોવામાં આવે છે.

લિટ.: બ્લિનીકોવ S.I. વ્હાઇટ ડ્વાર્ફ્સ. એમ., 1977; શાપિરો એસ., ટ્યુકોલ્સ્કી એસ. બ્લેક હોલ્સ, વ્હાઇટ ડ્વાર્ફ અને ન્યુટ્રોન સ્ટાર્સ: ભાગ 2 એમ., 1985.

ઘણા વર્ષો સુધી, જર્મન ખગોળશાસ્ત્રી ફ્રેડરિક વિલ્હેમ બેસેલે બે તેજસ્વી તારાઓ - સિરિયસ અને પ્રોસીઓન - ની આકાશમાં યોગ્ય હિલચાલનું અવલોકન કર્યું અને 1844 માં તેમણે સ્થાપિત કર્યું કે તે બંને સીધી રેખામાં નથી, પરંતુ લાક્ષણિક લહેરિયાત માર્ગો સાથે. આ શોધે વૈજ્ઞાનિકને વિચારવા માટે પ્રેરિત કર્યો કે આ દરેક તારામાં આપણા માટે અદ્રશ્ય ઉપગ્રહ છે, એટલે કે તે ભૌતિક રીતે બાઈનરી સ્ટાર સિસ્ટમ છે.

પરંતુ સૂર્ય, સિરિયસ બીના દળમાં લગભગ સમાન છે, તે તેના અંતરથી ઉત્તર તારા જેટલો તેજસ્વી ચમકશે. તો શા માટે સિરિયસ બીને 18 વર્ષ સુધી "અદ્રશ્ય ઉપગ્રહ" ગણવામાં આવ્યો? કદાચ તેની અને સિરિયસ એ વચ્ચેના નાના કોણીય અંતરને કારણે? એટલું જ નહીં. જેમ તે પછીથી બહાર આવ્યું છે, તે તેની ઓછી તેજને કારણે, સૂર્યની તેજસ્વીતા કરતાં 400 ગણી ઓછી હોવાને કારણે તે સ્પષ્ટપણે નગ્ન આંખ માટે અગમ્ય છે. સાચું, 20 મી સદીની શરૂઆતમાં. આ શોધ ખાસ વિચિત્ર લાગતી ન હતી, કારણ કે ઘણા ઓછા પ્રકાશવાળા તારાઓ જાણીતા હતા, અને તારાના સમૂહ અને તેની તેજસ્વીતા વચ્ચેનું જોડાણ હજી સ્થાપિત થયું ન હતું. જ્યારે સિરિયસ બી અને પ્રોસીયોન બીના ઉત્સર્જન સ્પેક્ટ્રા તેમજ તેમના તાપમાનના માપન મેળવવામાં આવ્યા ત્યારે જ આ તારાઓની "અસામાન્યતા" સ્પષ્ટ થઈ.

ભૌતિકશાસ્ત્રમાં આવો ખ્યાલ છે - એકદમ કાળું શરીર. ના, આ કાળા માટે સમાનાર્થી નથી છિદ્રો- તેનાથી વિપરીત, એકદમ કાળું શરીર ચમકી શકે છે! તેને એકદમ કાળો કહેવામાં આવે છે કારણ કે, વ્યાખ્યા મુજબ, તે તેના પરના તમામ ઇલેક્ટ્રોમેગ્નેટિક રેડિયેશનને શોષી લે છે. થિયરી જણાવે છે કે એકદમ બ્લેક બોડીની એકમ સપાટીમાંથી કુલ તેજસ્વી પ્રવાહ (તરંગલંબાઇની સમગ્ર શ્રેણી પર) તેની રચના અથવા રાસાયણિક રચના પર આધારિત નથી, પરંતુ તે માત્ર તાપમાન દ્વારા નક્કી કરવામાં આવે છે. સ્ટેફન-બોલ્ટ્ઝમેનના કાયદા અનુસાર, તેની તેજસ્વીતા તાપમાનની ચોથી શક્તિના પ્રમાણસર છે. એક આદર્શ વાયુની જેમ એકદમ કાળું શરીર, માત્ર એક ભૌતિક મોડેલ છે જે વ્યવહારમાં ક્યારેય સખત રીતે અમલમાં આવતું નથી. જો કે, સ્પેક્ટ્રમના દૃશ્યમાન પ્રદેશમાં તારા પ્રકાશની સ્પેક્ટ્રલ રચના "બ્લેકબોડી" ની તદ્દન નજીક છે. તેથી, અમે ધારી શકીએ છીએ કે બ્લેક બોડી મોડેલ સંપૂર્ણ રીતે વાસ્તવિક તારાના રેડિયેશનનું યોગ્ય રીતે વર્ણન કરે છે.

અસરકારક તાપમાનતારાનું તાપમાન એ એકદમ કાળા શરીરનું તાપમાન છે જે એકમ સપાટી વિસ્તાર દીઠ સમાન માત્રામાં ઊર્જાનું ઉત્સર્જન કરે છે. સામાન્ય રીતે કહીએ તો, તે તારાના ફોટોસ્ફિયરના તાપમાનની બરાબર નથી. તેમ છતાં, આ એક ઉદ્દેશ્ય લાક્ષણિકતા છે જેનો ઉપયોગ તારાની અન્ય લાક્ષણિકતાઓનું મૂલ્યાંકન કરવા માટે થઈ શકે છે: તેજ, ​​કદ, વગેરે.

10 ના દાયકામાં. 20મી સદીમાં, અમેરિકન ખગોળશાસ્ત્રી વોલ્ટર એડમ્સે સિરિયસ B નું અસરકારક તાપમાન નક્કી કરવાનો પ્રયાસ કર્યો. તે 8000 K હતું, અને પાછળથી તે બહાર આવ્યું કે ખગોળશાસ્ત્રી ભૂલથી હતા અને હકીકતમાં તે તેનાથી પણ વધારે છે (આશરે 10,000 K). પરિણામે, આ તારાની તેજસ્વીતા, જો તેનું કદ સૂર્યનું હતું, તો તે સૌર કરતાં ઓછામાં ઓછું 10 ગણું વધારે હોવું જોઈએ. સિરિયસ બી ની અવલોકન કરેલ તેજ, ​​જેમ આપણે જાણીએ છીએ, સૌર તેજ કરતાં 400 ગણી ઓછી છે, એટલે કે, તે અપેક્ષા કરતા 4 હજાર ગણી ઓછી હોવાનું બહાર આવ્યું છે! આ વિરોધાભાસમાંથી બહાર નીકળવાનો એકમાત્ર રસ્તો એ ધ્યાનમાં લેવાનો છે કે સિરિયસ B ની સપાટીનો વિસ્તાર ઘણો નાનો છે અને તેથી તેનો વ્યાસ પણ ઓછો છે. ગણતરીઓ દર્શાવે છે કે સિરિયસ B પૃથ્વીના કદના માત્ર 2.5 ગણા છે. પરંતુ તે સૌર સમૂહને જાળવી રાખે છે - તે તારણ આપે છે કે તેની સરેરાશ ઘનતા સૂર્ય કરતા લગભગ 100 હજાર ગણી વધારે હોવી જોઈએ! ઘણા ખગોળશાસ્ત્રીઓએ આવા વિચિત્ર પદાર્થોના અસ્તિત્વમાં વિશ્વાસ કરવાનો ઇનકાર કર્યો હતો.

ફક્ત 1924 માં, મુખ્યત્વે અંગ્રેજી ખગોળશાસ્ત્રી આર્થર એડિંગ્ટનના પ્રયત્નોને આભારી, જેમણે તારાની આંતરિક રચનાનો સિદ્ધાંત વિકસાવ્યો. સિરિયસ અને પ્રોસીઓનના કોમ્પેક્ટ ઉપગ્રહોને ખગોળશાસ્ત્રીય સમુદાય દ્વારા સંપૂર્ણપણે નવા વર્ગના તારાઓના વાસ્તવિક પ્રતિનિધિઓ તરીકે ઓળખવામાં આવ્યા હતા, જે હવે સફેદ દ્વાર્ફ તરીકે ઓળખાય છે. "સફેદ" - કારણ કે આ પ્રકારના પ્રથમ પ્રતિનિધિઓ ગરમ વાદળી-સફેદ લ્યુમિનાયર હતા, "વામન" - કારણ કે તેમની પાસે ખૂબ જ ઓછી તેજસ્વીતા અને કદ છે.

જેમ આપણે પહેલેથી જ શોધી કાઢ્યું છે તેમ, સફેદ દ્વાર્ફની ઘનતા સામાન્ય તારાઓ કરતા હજારો ગણી વધારે છે. આનો અર્થ એ છે કે તેમનો પદાર્થ અમુક વિશિષ્ટ, અગાઉ અજાણી ભૌતિક સ્થિતિમાં હોવો જોઈએ. આ સફેદ દ્વાર્ફના અસામાન્ય સ્પેક્ટ્રા દ્વારા પણ સૂચવવામાં આવ્યું હતું.

પ્રથમ, તેમની શોષણ રેખાઓ સામાન્ય તારાઓની તુલનામાં અનેક ગણી પહોળી હોય છે. બીજું, હાઈડ્રોજન રેખાઓ સફેદ દ્વાર્ફના સ્પેક્ટ્રામાં આવા ઊંચા તાપમાને હાજર હોઈ શકે છે કે જ્યાં તેઓ સામાન્ય તારાઓના સ્પેક્ટ્રામાં હાજર હોતા નથી, કારણ કે તમામ હાઈડ્રોજન આયનોઈઝ્ડ છે. આ બધું સૈદ્ધાંતિક રીતે સફેદ દ્વાર્ફના વાતાવરણમાં પદાર્થના ખૂબ ઊંચા દબાણ દ્વારા સમજાવી શકાય છે.

આ વિદેશી તારાઓના સ્પેક્ટ્રાની આગલી વિશેષતા એ છે કે તમામ રાસાયણિક તત્વોની રેખાઓ પાર્થિવ પ્રયોગશાળાઓમાં મેળવેલા સ્પેક્ટ્રામાં અનુરૂપ રેખાઓની તુલનામાં સહેજ લાલ-શિફ્ટ થાય છે. આ કહેવાતા ગુરુત્વાકર્ષણીય રેડશિફ્ટની અસર છે, કારણ કે સફેદ દ્વાર્ફની સપાટી પર ગુરુત્વાકર્ષણનું પ્રવેગ પૃથ્વી કરતાં અનેક ગણું વધારે છે.

ખરેખર, સાર્વત્રિક ગુરુત્વાકર્ષણના નિયમથી તે અનુસરે છે કે તારાની સપાટી પર ગુરુત્વાકર્ષણનું પ્રવેગ તેના દળના સીધા પ્રમાણમાં અને ત્રિજ્યાના વર્ગના વિપરિત પ્રમાણસર છે. સફેદ દ્વાર્ફનો સમૂહ સામાન્ય તારાઓના સમૂહની નજીક હોય છે, અને તેમની ત્રિજ્યા અનેક ગણી નાની હોય છે. તેથી, સફેદ દ્વાર્ફની સપાટી પર ગુરુત્વાકર્ષણનું પ્રવેગ ખૂબ જ વધારે છે: લગભગ 10 5 - 10 6 m/s 2. ચાલો યાદ રાખીએ કે પૃથ્વી પર તે 9.8 m/s 2 છે, એટલે કે 10,000 - 100,000 ગણું ઓછું.

ઓળખાયેલી રાસાયણિક રચના અનુસાર, સફેદ દ્વાર્ફના સ્પેક્ટ્રાને બે વર્ગોમાં વિભાજિત કરવામાં આવે છે: કેટલાક હાઇડ્રોજન રેખાઓ સાથે, અન્ય હાઇડ્રોજન રેખાઓ વિના, પરંતુ તટસ્થ અથવા આયનાઇઝ્ડ હિલીયમ અથવા ભારે તત્વોની રેખાઓ સાથે. "હાઇડ્રોજન" દ્વાર્ફ ક્યારેક "હિલિયમ" દ્વાર્ફ (11,000 - 20,000 K) કરતા નોંધપાત્ર રીતે ઊંચા તાપમાન (60,000 K અને તેથી વધુ) ધરાવે છે. આના આધારે, વૈજ્ઞાનિકો નિષ્કર્ષ પર આવ્યા કે બાદમાંનો પદાર્થ વ્યવહારીક રીતે હાઇડ્રોજનથી વંચિત છે.

વધુમાં, સફેદ દ્વાર્ફની શોધ કરવામાં આવી હતી જેમના સ્પેક્ટ્રાને રાસાયણિક તત્વો અને વિજ્ઞાન માટે જાણીતા સંયોજનો સાથે ઓળખી શકાયા નથી. પાછળથી, આ તારાઓમાં ચુંબકીય ક્ષેત્રો હોવાનું જાણવા મળ્યું હતું જે સૂર્ય પરના તારા કરતા 1,000 થી 100,000 ગણા વધુ મજબૂત હતા. આવા ચુંબકીય ક્ષેત્રની શક્તિઓ પર, અણુઓ અને પરમાણુઓના સ્પેક્ટ્રા ઓળખની બહાર વિકૃત થાય છે, જે તેમને ઓળખવા મુશ્કેલ બનાવે છે.

1926 માં, અંગ્રેજ ભૌતિકશાસ્ત્રી રાલ્ફ ફાઉલરે સફેદ દ્વાર્ફ પર ડીજનરેટ ગેસનો સિદ્ધાંત સફળતાપૂર્વક લાગુ કર્યો (અને માત્ર પછીથી ફર્મીના સિદ્ધાંતને "પાર્થિવ" ભૌતિકશાસ્ત્રમાં અસંખ્ય એપ્લિકેશનો મળ્યાં). આ સિદ્ધાંતના આધારે, બે મહત્વપૂર્ણ તારણો દોરવામાં આવ્યા હતા. સૌપ્રથમ, પદાર્થની આપેલ રાસાયણિક રચના માટે સફેદ દ્વાર્ફની ત્રિજ્યા તેના સમૂહ દ્વારા વિશિષ્ટ રીતે નક્કી કરવામાં આવે છે. બીજું, સફેદ દ્વાર્ફનો સમૂહ ચોક્કસ નિર્ણાયક મૂલ્ય કરતાં વધી શકતો નથી, જેનું મૂલ્ય આશરે 1.4 સૌર સમૂહ છે.

વધુ અવલોકનો અને અભ્યાસોએ આ સૈદ્ધાંતિક પરિસરની પુષ્ટિ કરી અને અમને અંતિમ નિષ્કર્ષ કાઢવાની મંજૂરી આપી કે સફેદ દ્વાર્ફના આંતરિક ભાગમાં વ્યવહારીક રીતે કોઈ હાઇડ્રોજન નથી. ડિજનરેટ ગેસના સિદ્ધાંતે સફેદ દ્વાર્ફના અવલોકન કરેલા ગુણધર્મોને સારી રીતે સમજાવ્યું હોવાથી, તેઓ કહેવા લાગ્યા. ક્ષીણ થતા તારા. આગળનો તબક્કો તેમની રચનાના સિદ્ધાંતનું નિર્માણ હતું.

તારાઓની ઉત્ક્રાંતિના આધુનિક સિદ્ધાંતમાં, સફેદ દ્વાર્ફને મધ્યમ અને નીચા દળના (3 - 4 સૌર દળ કરતાં ઓછા) તારાઓની ઉત્ક્રાંતિમાં અંતિમ તબક્કો ગણવામાં આવે છે.

વૃદ્ધ તારાના મધ્ય પ્રદેશોમાં તમામ હાઇડ્રોજન બળી ગયા પછી, તેનો કોર સંકોચાઈને ગરમ થવો જોઈએ. તે જ સમયે, બાહ્ય સ્તરો મોટા પ્રમાણમાં વિસ્તરે છે, તારાનું અસરકારક તાપમાન ઘટે છે, અને તે લાલ જાયન્ટ બની જાય છે. તારાનું પરિણામી દુર્લભ શેલ કોર સાથે ખૂબ જ નબળા રીતે જોડાયેલું છે; ભૂતપૂર્વ લાલ જાયન્ટની જગ્યાએ, એક ખૂબ જ ગરમ અને કોમ્પેક્ટ તારો રહે છે, જેમાં મુખ્યત્વે હિલીયમનો સમાવેશ થાય છે - એક સફેદ વામન. તેના ઊંચા તાપમાનને કારણે, તે મુખ્યત્વે અલ્ટ્રાવાયોલેટ શ્રેણીમાં ઉત્સર્જન કરે છે અને વિસ્તરતા શેલના ગેસને આયનાઇઝ કરે છે.

ગરમ તારાઓની આસપાસના વિસ્તરણ શેલો લાંબા સમયથી જાણીતા છે. તેઓ કહેવાય છે ગ્રહોની નિહારિકાઅને 18મી સદીમાં ખોલવામાં આવ્યા હતા. વિલિયમ હર્ષલ. તેમની અવલોકન કરેલ સંખ્યા લાલ જાયન્ટ્સ અને શ્વેત દ્વાર્ફની સંખ્યા સાથે સારી રીતે સંમત છે, અને પરિણામે, એ હકીકત સાથે કે સફેદ દ્વાર્ફની રચનાની મુખ્ય પદ્ધતિ એ છે કે લાલ જાયન્ટ પર તેમના ગેસ પરબિડીયુંના ઇજેક્શન સાથે સામાન્ય તારાઓની ઉત્ક્રાંતિ છે. સ્ટેજ

નજીકની દ્વિસંગી સ્ટાર સિસ્ટમ્સમાં, ઘટકો એકબીજાની એટલા નજીક સ્થિત છે કે તેમની વચ્ચે દ્રવ્યનું વિનિમય થાય છે. લાલ જાયન્ટનું ફૂલેલું કવચ સતત પડોશી તારા પર વહે છે જ્યાં સુધી બાકી રહેલું બધું સફેદ વામન ન બની જાય. સંભવતઃ, સફેદ દ્વાર્ફના પ્રથમ શોધાયેલા પ્રતિનિધિઓ - સિરિયસ બી અને પ્રોસીઓન બી - બરાબર આ રીતે રચાયા હતા.

40 ના દાયકાના અંતમાં. સોવિયેત એસ્ટ્રોફિઝિસ્ટ સેમ્યુઇલ એરોનોવિચ કેપ્લાને બતાવ્યું કે સફેદ દ્વાર્ફનું રેડિયેશન તેમના ઠંડક તરફ દોરી જાય છે. મતલબ કે આ તારાઓ પાસે કોઈ આંતરિક ઉર્જા સ્ત્રોત નથી. કેપ્લાને 50 ના દાયકાની શરૂઆતમાં અને સફેદ દ્વાર્ફના ઠંડકનો એક માત્રાત્મક સિદ્ધાંત પણ બનાવ્યો. અંગ્રેજી અને ફ્રેન્ચ વૈજ્ઞાનિકો સમાન નિષ્કર્ષ પર આવ્યા. સાચું છે, તેમના નાના સપાટી વિસ્તારને લીધે, આ તારાઓ ખૂબ જ ધીમે ધીમે ઠંડુ થાય છે.

તેથી, શ્વેત દ્વાર્ફના મોટા ભાગના અવલોકન કરેલા ગુણધર્મો તેમના પદાર્થની પ્રચંડ ઘનતા અને તેમની સપાટી પરના ખૂબ જ મજબૂત ગુરુત્વાકર્ષણ ક્ષેત્ર દ્વારા સમજાવી શકાય છે. આ સફેદ દ્વાર્ફને અનન્ય પદાર્થો બનાવે છે: પાર્થિવ પ્રયોગશાળાઓમાં તેમની દ્રવ્ય જોવા મળે તેવી પરિસ્થિતિઓનું પુનઃઉત્પાદન કરવું હજી શક્ય નથી.

ઓપનિંગ 1844 માં, કોનિગ્સબર્ગ ઓબ્ઝર્વેટરીના ડિરેક્ટર, ફ્રેડરિક બેસેલ, શોધ્યું કે સિરિયસ, ઉત્તરીય આકાશમાં સૌથી તેજસ્વી તારો, સમયાંતરે, ખૂબ જ નબળો હોવા છતાં, અવકાશી ગોળાની સાથે એક લંબચોરસ માર્ગથી વિચલિત થાય છે. બેસેલ એવા નિષ્કર્ષ પર આવ્યા કે સિરિયસ પાસે એક અદ્રશ્ય “શ્યામ” ઉપગ્રહ હોવો જોઈએ, અને સમૂહના સામાન્ય કેન્દ્રની આસપાસ બંને તારાઓની ક્રાંતિનો સમયગાળો લગભગ 50 વર્ષનો હોવો જોઈએ. સંદેશ સંશય સાથે મળ્યો હતો, કારણ કે શ્યામ ઉપગ્રહ અવલોકનક્ષમ રહ્યો હતો, અને તેનો સમૂહ ઘણો મોટો હોવો જોઈએ - સિરિયસના સમૂહ સાથે તુલનાત્મક.
જાન્યુઆરી 1862માં એ.જી. ક્લાર્ક, 18-ઇંચના રીફ્રેક્ટરને સમાયોજિત કરતી વખતે, તે સમયે વિશ્વનું સૌથી મોટું ટેલિસ્કોપ (ડિયરબોર્ન ટેલિસ્કોપ), ક્લાર્ક પરિવારની પેઢી દ્વારા શિકાગો ઓબ્ઝર્વેટરીને પૂરું પાડવામાં આવ્યું હતું, તેણે સિરિયસની નજીકમાં એક ઝાંખો તારો શોધી કાઢ્યો હતો. બેસેલ દ્વારા આગાહી કરાયેલ સિરિયસ, સિરિયસ બીનો આ શ્યામ ઉપગ્રહ હતો. સિરિયસ B નું સપાટીનું તાપમાન 25,000 K છે, જે તેની અસાધારણ રીતે ઓછી તેજસ્વીતાને ધ્યાનમાં લેતા, ખૂબ જ નાની ત્રિજ્યા સૂચવે છે અને તે મુજબ, અત્યંત ઊંચી ઘનતા - 10 6 g/cm³ (સિરિયસ ઘનતા ~0.25 g/cm³, સૂર્યની ઘનતા ~ 1.4 g/cm³).
1917 માં, એડ્રિયન વાન માનને મીન રાશિમાં આગામી સફેદ વામન - વેન માનેનનો તારો શોધી કાઢ્યો.

ઘનતા વિરોધાભાસ 20મી સદીની શરૂઆતમાં, હર્ટ્ઝસ્પ્રંગ અને રસેલે સ્પેક્ટ્રલ ક્લાસ (તાપમાન) અને તારાઓની તેજસ્વીતા સંબંધિત પેટર્ન શોધી કાઢી હતી - હર્ટ્ઝસ્પ્રંગ-રસેલ ડાયાગ્રામ (એચ-આર ડાયાગ્રામ). એવું લાગતું હતું કે તારાઓની સમગ્ર વિવિધતા H-R રેખાકૃતિની બે શાખાઓમાં બંધબેસે છે - મુખ્ય ક્રમ અને લાલ વિશાળ શાખા. સ્પેક્ટ્રલ વર્ગ અને તેજસ્વીતા દ્વારા તારાઓના વિતરણ પર આંકડા એકઠા કરવાના કાર્ય દરમિયાન, રસેલ 1910 માં પ્રોફેસર ઇ. પિકરિંગ તરફ વળ્યા. રસેલ આગળની ઘટનાઓનું વર્ણન નીચે પ્રમાણે કરે છે:

રસેલનું આશ્ચર્ય તદ્દન સમજી શકાય તેવું છે: 40 એરિડાની બી પ્રમાણમાં નજીકના તારાઓનો ઉલ્લેખ કરે છે, અને અવલોકન કરેલ લંબનમાંથી કોઈ વ્યક્તિ તેના માટેનું અંતર અને તે મુજબ, તેજની ચોક્કસતા નક્કી કરી શકે છે. 40 એરિડાની B ની તેજસ્વીતા તેના સ્પેક્ટ્રલ વર્ગ માટે અસાધારણ રીતે ઓછી હોવાનું બહાર આવ્યું - સફેદ વામનોએ H-R ડાયાગ્રામ પર એક નવો પ્રદેશ બનાવ્યો. તેજસ્વીતા, સમૂહ અને તાપમાનનું આ સંયોજન અગમ્ય હતું અને 1920 ના દાયકામાં વિકસિત તારાઓની રચનાના પ્રમાણભૂત મુખ્ય ક્રમ મોડેલમાં સમજાવી શકાયું નથી.
ફર્મી-ડીરાક આંકડાઓના આગમન પછી માત્ર ક્વોન્ટમ મિકેનિક્સના માળખામાં સફેદ દ્વાર્ફની ઉચ્ચ ઘનતા સમજાવવામાં આવી હતી. 1926 માં, ફાઉલરે તેમના લેખ "ડેન્સ મેટર", મંથલી નોટિસ આર. એસ્ટ્રોન 87, 114-122, બતાવ્યું કે, મુખ્ય ક્રમના તારાઓથી વિપરીત, જેના માટે રાજ્યનું સમીકરણ આદર્શ ગેસ મોડેલ પર આધારિત છે. એડિંગ્ટન મોડેલ), સફેદ દ્વાર્ફ માટે પદાર્થની ઘનતા અને દબાણ ડીજનરેટ ઇલેક્ટ્રોન ગેસ (ફર્મી ગેસ) ના ગુણધર્મો દ્વારા નક્કી કરવામાં આવે છે.
સફેદ દ્વાર્ફના સ્વભાવને સમજાવવા માટેનો આગળનો તબક્કો યા આઈ. ફ્રેન્કેલ અને ચંદ્રશેખરનું કાર્ય હતું. 1928 માં, ફ્રેંકલે સૂચવ્યું કે સફેદ દ્વાર્ફ માટે સમૂહની ઉપરની મર્યાદા હોવી જોઈએ, અને 1930 માં ચંદ્રશેખરે તેમના કાર્ય "આદર્શ સફેદ દ્વાર્ફનો મહત્તમ સમૂહ", એસ્ટ્રોફ જે. 74, 81-82) બતાવ્યું કે સફેદ દ્વાર્ફ 1.4 થી ઉપરનો સૌર સમૂહ અસ્થિર છે (ચંદ્રશેખર મર્યાદા) અને તે તૂટી જવો જોઈએ.

સફેદ દ્વાર્ફનું મૂળ
ફાઉલરના સોલ્યુશનમાં સફેદ દ્વાર્ફની આંતરિક રચના સમજાવવામાં આવી હતી, પરંતુ તેમની ઉત્પત્તિની પદ્ધતિને સ્પષ્ટ કરી નથી. સફેદ દ્વાર્ફની ઉત્પત્તિને સમજાવવામાં, બે વિચારોએ મુખ્ય ભૂમિકા ભજવી હતી: એપિકનો વિચાર કે પરમાણુ બળતણના બર્નઆઉટ અને વી.જી.ની ધારણાના પરિણામે લાલ જાયન્ટ્સ મુખ્ય ક્રમના તારામાંથી રચાય છે. ફેસેન્કોવ, બીજા વિશ્વયુદ્ધના થોડા સમય પછી બનાવવામાં આવ્યું હતું, કે મુખ્ય ક્રમના તારાઓએ સમૂહ ગુમાવવો જોઈએ, અને આવા સામૂહિક નુકશાનની તારાઓના ઉત્ક્રાંતિ પર નોંધપાત્ર અસર થવી જોઈએ. આ ધારણાઓની સંપૂર્ણ પુષ્ટિ થઈ.
મુખ્ય ક્રમના તારાઓના ઉત્ક્રાંતિ દરમિયાન, હાઇડ્રોજન હિલીયમ (બેથે ચક્ર) બનાવવા માટે "બર્ન આઉટ" થાય છે. આવા બર્નઆઉટ તારાના કેન્દ્રિય ભાગોમાં ઊર્જાના પ્રકાશનને સમાપ્ત કરવા તરફ દોરી જાય છે, સંકોચન અને, તે મુજબ, તેના મૂળમાં તાપમાન અને ઘનતામાં વધારો થાય છે, જે એવી પરિસ્થિતિઓ તરફ દોરી જાય છે જેમાં થર્મોન્યુક્લિયર ઊર્જાનો નવો સ્ત્રોત સક્રિય થાય છે: હિલીયમ બર્નઆઉટ 10 8 K ના ક્રમના તાપમાને ( ટ્રિપલ હિલીયમ પ્રતિક્રિયાઅથવા ટ્રિપલ આલ્ફા પ્રક્રિયા), લાલ જાયન્ટ્સ અને સુપરજાયન્ટ્સની લાક્ષણિકતા:
He 4 + He 4 = Be 8 - બે હિલીયમ ન્યુક્લી (આલ્ફા કણો) મર્જ થાય છે અને એક અસ્થિર બેરિલિયમ આઇસોટોપ બને છે;
Be 8 + He 4 = C 12 + 7.3 MeV - મોટા ભાગના Be 8 ફરીથી બે આલ્ફા કણોમાં ક્ષીણ થાય છે, પરંતુ જ્યારે Be 8 ઉચ્ચ-ઊર્જાવાળા આલ્ફા કણ સાથે અથડાય છે, ત્યારે સ્થિર C 12 કાર્બન ન્યુક્લિયસ રચાઈ શકે છે.
જો કે, એ નોંધવું જોઈએ કે ટ્રિપલ હિલીયમ પ્રતિક્રિયા બેથે ચક્ર કરતાં નોંધપાત્ર રીતે ઓછી ઉર્જા પ્રકાશન દ્વારા વર્ગીકૃત થયેલ છે: પ્રતિ એકમ સમૂહની દ્રષ્ટિએ હિલીયમના "બર્નિંગ" દરમિયાન ઉર્જાનું પ્રકાશન હાઇડ્રોજનના "બર્નિંગ" દરમિયાન કરતાં 10 ગણા કરતાં ઓછું હોય છે.. જેમ જેમ હિલીયમ બળી જાય છે અને કોરમાંથી ઉર્જા સ્ત્રોત ખતમ થઈ જાય છે, વધુ જટિલ ન્યુક્લિયોસિન્થેસિસ પ્રતિક્રિયાઓ શક્ય છે, જો કે, પ્રથમ, આવી પ્રતિક્રિયાઓને વધુને વધુ ઊંચા તાપમાનની જરૂર પડે છે અને બીજું, આવી પ્રતિક્રિયાઓમાં એકમ દળ દીઠ ઊર્જા પ્રકાશન ઘટે છે કારણ કે દળની સંખ્યામાં વધારો થાય છે. પ્રતિક્રિયાશીલ ન્યુક્લી.
એક વધારાનું પરિબળ જે દેખીતી રીતે લાલ જાયન્ટ ન્યુક્લીના ઉત્ક્રાંતિને પ્રભાવિત કરે છે તે ટ્રિપલ હિલીયમ પ્રતિક્રિયાની ઉચ્ચ તાપમાન સંવેદનશીલતા અને મિકેનિઝમ સાથે ભારે ન્યુક્લીની ફ્યુઝન પ્રતિક્રિયાઓનું સંયોજન છે. ન્યુટ્રિનો ઠંડક: ઊંચા તાપમાન અને દબાણમાં, ન્યુટ્રિનો-એન્ટિન્યુટ્રિનો જોડીની રચના સાથે ફોટોન ઇલેક્ટ્રોન દ્વારા વિખેરાઈ શકે છે, જે મુક્તપણે કોરમાંથી ઊર્જા દૂર કરે છે: તારો તેમના માટે પારદર્શક છે. આની ઝડપ વોલ્યુમેટ્રિકન્યુટ્રિનો કૂલિંગ, ક્લાસિકલથી વિપરીત સુપરફિસિયલફોટોન ઠંડક એ તારાના આંતરિક ભાગમાંથી તેના ફોટોસ્ફિયરમાં ઊર્જા સ્થાનાંતરણની પ્રક્રિયાઓ દ્વારા મર્યાદિત નથી. ન્યુક્લિયોસિન્થેસિસ પ્રતિક્રિયાના પરિણામે, તારાઓની કોરમાં એક નવું સંતુલન પ્રાપ્ત થાય છે, જે સમાન મુખ્ય તાપમાન દ્વારા વર્ગીકૃત થયેલ છે: ઇસોથર્મલ કોર.
પ્રમાણમાં નાના સમૂહ (સૂર્યના ક્રમ પર) ધરાવતા લાલ જાયન્ટ્સના કિસ્સામાં, આઇસોથર્મલ કોરોમાં મુખ્યત્વે હિલીયમ હોય છે, વધુ મોટા તારાઓના કિસ્સામાં - કાર્બન અને ભારે તત્વો હોય છે. જો કે, કોઈ પણ સંજોગોમાં, આવા આઇસોથર્મલ કોરની ઘનતા એટલી ઊંચી હોય છે કે કોર બનાવતા પ્લાઝમાના ઇલેક્ટ્રોન વચ્ચેનું અંતર તેમની ડી બ્રોગ્લી તરંગલંબાઇ સાથે સુસંગત બને છે. λ = h / mવિ , એટલે કે, ઇલેક્ટ્રોન ગેસના અધોગતિ માટેની શરતો સંતુષ્ટ છે. ગણતરીઓ દર્શાવે છે કે આઇસોથર્મલ ન્યુક્લીની ઘનતા સફેદ દ્વાર્ફની ઘનતાને અનુરૂપ છે, એટલે કે. લાલ જાયન્ટ્સના કોરો સફેદ દ્વાર્ફ છે.

લાલ જાયન્ટ્સથી સામૂહિક નુકસાન
લાલ જાયન્ટ્સમાં ન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયાઓ માત્ર કોરમાં જ થતી નથી: જેમ કે હાઈડ્રોજન કોરમાંથી બળી જાય છે, હિલીયમ ન્યુક્લિયોસિન્થેસિસ તારાના સ્થિર હાઈડ્રોજન-સમૃદ્ધ પ્રદેશોમાં ફેલાય છે, જે હાઈડ્રોજન-ગરીબ અને હાઈડ્રોજન-સમૃદ્ધની સીમા પર ગોળાકાર સ્તર બનાવે છે. પ્રદેશો ટ્રિપલ હિલીયમ પ્રતિક્રિયા સાથે સમાન પરિસ્થિતિ ઊભી થાય છે: જેમ હિલીયમ મૂળમાં બળી જાય છે, તે હિલીયમ-ગરીબ અને હિલીયમ-સમૃદ્ધ પ્રદેશો વચ્ચેની સીમા પર ગોળાકાર સ્તરમાં પણ કેન્દ્રિત થાય છે. ન્યુક્લિયોસિન્થેસિસના આવા "દ્વિ-સ્તર" પ્રદેશો ધરાવતા તારાઓની તેજસ્વીતા નોંધપાત્ર રીતે વધે છે, જે સૂર્યની લગભગ હજારો તેજસ્વીતાઓ સુધી પહોંચે છે, જ્યારે તારો "ફ્લેટ" કરે છે, તેના વ્યાસને પૃથ્વીની ભ્રમણકક્ષાના કદ સુધી વધારી દે છે. હિલીયમ ન્યુક્લિયોસિન્થેસિસ ઝોન તારાની સપાટી પર વધે છે: આ ઝોનની અંદર દળનો અપૂર્ણાંક તારાના સમૂહના ~70% છે. "બ્લોઇંગ અપ" સાથે તારાની સપાટી પરથી દ્રવ્યનો એકદમ તીવ્ર પ્રવાહ જોવા મળે છે, ઉદાહરણ તરીકે નેબ્યુલા HD44179 ( રેખાંકન).
આવા તારાઓ સ્પષ્ટપણે અસ્થિર છે, અને 1956 માં I.S. શ્ક્લોવ્સ્કીએ લાલ જાયન્ટ્સના શેલ્સના શેડિંગ દ્વારા ગ્રહોની નિહારિકાની રચના માટે એક પદ્ધતિનો પ્રસ્તાવ મૂક્યો હતો, જ્યારે આવા તારાઓના આઇસોથર્મલ ડિજનરેટ કોરોના એક્સપોઝરથી સફેદ દ્વાર્ફનો જન્મ થાય છે (લાલ જાયન્ટ્સના ઉત્ક્રાંતિના અંત માટે આ દૃશ્ય સામાન્ય રીતે અસંખ્ય અવલોકન ડેટા દ્વારા સ્વીકૃત અને સમર્થિત છે). આવા તારાઓ માટે સામૂહિક નુકશાન અને પરબિડીયુંના વધુ શેડિંગની ચોક્કસ પદ્ધતિઓ હજુ સુધી સંપૂર્ણપણે સ્પષ્ટ નથી, પરંતુ નીચેના પરિબળોને ધારી શકાય છે કે જે પરબિડીયુંના નુકસાનમાં ફાળો આપી શકે છે:

• વિસ્તૃત તારાઓની પરબિડીયુંમાં, અસ્થિરતા વિકસી શકે છે, જે મજબૂત ઓસીલેટરી પ્રક્રિયાઓ તરફ દોરી જાય છે, જે તારાના થર્મલ શાસનમાં ફેરફારો સાથે છે. ચાલુ રેખાંકનતારા દ્વારા બહાર કાઢવામાં આવેલા પદાર્થના ઘનતાના તરંગો સ્પષ્ટપણે દેખાય છે, જે આવા વધઘટના પરિણામ હોઈ શકે છે.
• ફોટોસ્ફિયરની નીચેના પ્રદેશોમાં હાઇડ્રોજનના આયનીકરણને કારણે, મજબૂત સંવહન અસ્થિરતા વિકસી શકે છે. સૌર પ્રવૃત્તિ સમાન પ્રકૃતિ ધરાવે છે, પરંતુ લાલ જાયન્ટ્સના કિસ્સામાં, સંવાહક પ્રવાહની શક્તિ નોંધપાત્ર રીતે સૌર કરતાં વધી જવી જોઈએ.
• અત્યંત ઊંચી તેજસ્વીતાને લીધે, તેના બાહ્ય સ્તરો પર તારાના કિરણોત્સર્ગ પ્રવાહનું પ્રકાશ દબાણ નોંધપાત્ર બને છે, જે ગણતરીઓ અનુસાર, કેટલાક હજાર વર્ષોમાં શેલના નુકસાન તરફ દોરી શકે છે.

એક યા બીજી રીતે, લાલ જાયન્ટ્સની સપાટી પરથી પદાર્થના પ્રમાણમાં શાંત આઉટફ્લોનો એકદમ લાંબો સમય તેના શેલના શેડિંગ અને તેના મુખ્ય ભાગના એક્સપોઝર સાથે સમાપ્ત થાય છે. આવા બહાર નીકળેલા શેલને ગ્રહોની નિહારિકા તરીકે જોવામાં આવે છે. પ્રોટોપ્લેનેટરી નેબ્યુલાના વિસ્તરણ વેગ દસ કિમી/સેકંડ છે, એટલે કે, લાલ જાયન્ટ્સની સપાટી પરના પેરાબોલિક વેગના મૂલ્યની નજીક છે, જે લાલ જાયન્ટ્સના "વધારા સમૂહ" ના પ્રકાશન દ્વારા તેમની રચનાની વધારાની પુષ્ટિ તરીકે કામ કરે છે.

સ્પેક્ટ્રાની વિશેષતાઓ
સફેદ દ્વાર્ફનો સ્પેક્ટ્રા મુખ્ય ક્રમના તારાઓ અને જાયન્ટ્સના સ્પેક્ટ્રાથી ખૂબ જ અલગ છે. તેમની મુખ્ય વિશેષતા એ ખૂબ જ વિસ્તૃત શોષણ રેખાઓની થોડી સંખ્યા છે અને કેટલાક સફેદ દ્વાર્ફ (સ્પેક્ટ્રલ વર્ગ ડીસી)માં ધ્યાનપાત્ર શોષણ રેખાઓ બિલકુલ હોતી નથી. આ વર્ગના તારાઓના સ્પેક્ટ્રામાં શોષણ રેખાઓની નાની સંખ્યાને રેખાઓના ખૂબ જ મજબૂત વિસ્તરણ દ્વારા સમજાવવામાં આવે છે: માત્ર સૌથી મજબૂત શોષણ રેખાઓ, જ્યારે વિસ્તૃત થતી હોય ત્યારે, ધ્યાનપાત્ર રહેવા માટે પૂરતી ઊંડાઈ હોય છે, અને નબળી રેખાઓ, તેમના છીછરાને કારણે. ઊંડાઈ, સતત સ્પેક્ટ્રમ સાથે વ્યવહારીક રીતે મર્જ કરો.
સફેદ દ્વાર્ફના સ્પેક્ટ્રાની વિશેષતાઓ ઘણા પરિબળો દ્વારા સમજાવવામાં આવી છે. સૌપ્રથમ, સફેદ દ્વાર્ફની ઊંચી ઘનતાને કારણે, તેમની સપાટી પર ગુરુત્વાકર્ષણનો પ્રવેગ ~10 8 cm/s² (અથવા ~1000 Km/s²) છે, જે બદલામાં, તેમના ફોટોસ્ફિયરના નાના વિસ્તારો, વિશાળ ઘનતા અને તેમનામાં દબાણ અને શોષણ રેખાઓનું વિસ્તરણ. સપાટી પરના મજબૂત ગુરુત્વાકર્ષણ ક્ષેત્રનું બીજું પરિણામ એ છે કે તેમના સ્પેક્ટ્રામાં રેખાઓની ગુરુત્વાકર્ષણીય લાલ શિફ્ટ, જે કેટલાંક દસ કિમી/સેકન્ડના વેગની સમકક્ષ છે. બીજું, મજબૂત ચુંબકીય ક્ષેત્રો સાથેના કેટલાક સફેદ દ્વાર્ફ ઝીમેન અસરને કારણે રેડિયેશનનું મજબૂત ધ્રુવીકરણ અને વર્ણપટ રેખાઓનું વિભાજન દર્શાવે છે.

સફેદ દ્વાર્ફમાંથી એક્સ-રે ઉત્સર્જન
યુવાન સફેદ દ્વાર્ફની સપાટીનું તાપમાન - તેમના શેલને ઉતાર્યા પછી તારાઓના આઇસોટ્રોપિક કોરો - ખૂબ ઊંચું છે - 2·10 5 K કરતાં વધુ, પરંતુ સપાટી પરથી ન્યુટ્રિનો ઠંડક અને કિરણોત્સર્ગને કારણે ખૂબ જ ઝડપથી ઘટી જાય છે. આવા ખૂબ જ યુવાન સફેદ દ્વાર્ફ એક્સ-રેમાં જોવા મળે છે. સૌથી ગરમ સફેદ દ્વાર્ફનું સપાટીનું તાપમાન 7·10 4 K છે, સૌથી ઠંડુ - ~5·10³ K.
એક્સ-રે રેન્જમાં સફેદ દ્વાર્ફના કિરણોત્સર્ગની એક ખાસિયત એ છે કે તેમના માટે એક્સ-રે રેડિયેશનનો મુખ્ય સ્ત્રોત ફોટોસ્ફિયર છે, જે તેમને "સામાન્ય" તારાઓથી તીવ્ર રીતે અલગ પાડે છે: બાદમાં એક્સ-રે કોરોના હોય છે. કેટલાક મિલિયન કેલ્વિન સુધી ગરમ થાય છે, અને ફોટોસ્ફિયરનું તાપમાન એક્સ-રે ઉત્સર્જન માટે ખૂબ ઓછું છે.
અભિવૃદ્ધિની ગેરહાજરીમાં, સફેદ દ્વાર્ફ માટે તેજસ્વીતાનો સ્ત્રોત તેમના મૂળમાં આયનોની સંગ્રહિત થર્મલ ઊર્જા છે, તેથી તેમની તેજસ્વીતા વય પર આધારિત છે. શ્વેત દ્વાર્ફના ઠંડકનો એક માત્રાત્મક સિદ્ધાંત 1940ના અંતમાં S.A. દ્વારા બનાવવામાં આવ્યો હતો. કેપલાન.

દ્વિસંગી પ્રણાલીઓમાં સફેદ દ્વાર્ફમાં વધારો

• જ્યારે સાથી મોટા લાલ દ્વાર્ફ હોય ત્યારે સફેદ દ્વાર્ફ પર બિન-સ્થિર વૃદ્ધિ વામન નોવા (યુ જેમ (યુજી) પ્રકારના તારાઓ) અને નોવા જેવા વિનાશક ચલ તારાઓની રચના તરફ દોરી જાય છે.
• મજબૂત ચુંબકીય ક્ષેત્ર સાથે સફેદ દ્વાર્ફ પર વૃદ્ધિ સફેદ દ્વાર્ફના ચુંબકીય ધ્રુવો તરફ નિર્દેશિત થાય છે, અને ક્ષેત્રના પરિભ્રમણ પ્રદેશોમાં એક્રેટિંગ પ્લાઝ્મામાંથી કિરણોત્સર્ગની સાયક્લોટ્રોન પદ્ધતિ દૃશ્યમાન પ્રદેશ (ધ્રુવીય) માં કિરણોત્સર્ગના મજબૂત ધ્રુવીકરણનું કારણ બને છે. અને મધ્યવર્તી ધ્રુવીય).
• સફેદ દ્વાર્ફ પર હાઇડ્રોજન-સમૃદ્ધ દ્રવ્યનું વિસ્તરણ સપાટી પર તેના સંચય તરફ દોરી જાય છે (મુખ્યત્વે હિલીયમનો સમાવેશ થાય છે) અને હિલીયમ ફ્યુઝન પ્રતિક્રિયા તાપમાને ગરમ થાય છે, જે થર્મલ અસ્થિરતાના કિસ્સામાં, નોવા તરીકે જોવામાં આવતા વિસ્ફોટ તરફ દોરી જાય છે.