Baltosios nykštukės: vėsinančios žvaigždės visatoje. Baltieji nykštukai yra dar viena Visatos paslaptis

Beselis padarė išvadą, kad Sirijus turėtų turėti nematomą „tamsųjį“ palydovą, o abiejų žvaigždžių apsisukimo aplink bendrą masės centrą laikotarpis turėtų būti apie 50 metų. Žinia buvo sutikta skeptiškai, nes tamsusis palydovas liko nepastebimas, o jo masė turėjo būti gana didelė – panaši į Sirijaus masę.

Tankio paradoksas

„Buvau pas savo draugą... profesorių E. Pickeringą verslo vizito metu. Su būdingu gerumu jis pasisiūlė gauti visų žvaigždžių, kurias mes ir Hinksas stebėjome, spektrus, kad nustatytų jų paralaksus. Šis iš pažiūros įprastas darbas pasirodė esąs labai vaisingas – jo dėka buvo atrasta, kad visos labai mažo absoliutaus dydžio (ty mažo šviesumo) žvaigždės turi M spektrinę klasę (tai yra, labai žemą paviršiaus temperatūrą). Kiek pamenu, diskutuodamas šiuo klausimu paklausiau Pikeringo apie kai kurias kitas silpnas žvaigždes..., ypač paminėdamas 40 Eridani B. Jam būdingu būdu, jis iš karto nusiuntė užklausą į (Harvardo) observatorijos biurą ir netrukus gavo atsakymą (manau, iš ponios Fleming), kad šios žvaigždės spektras yra A (tai yra aukšta paviršiaus temperatūra). Net tais paleozojaus laikais aš žinojau pakankamai apie šiuos dalykus, kad iš karto suprasčiau, kad egzistuoja didžiulis neatitikimas tarp to, ką tada vadintume „galimų“ paviršiaus ryškumo ir tankio verčių. Matyt, neslėpiau, kad mane ne tik nustebino, bet tiesiogine prasme nustebino ši, atrodytų, visiškai normali žvaigždžių savybių taisyklė. Pickeringas man nusišypsojo ir pasakė: „Būtent tokios išimtys lemia mūsų žinių plėtrą“ – ir baltieji nykštukai pateko į tiriamąjį pasaulį.

Russello nuostaba yra gana suprantama: 40 Eridani B reiškia gana arti esančias žvaigždes, o iš stebimo paralakso galima gana tiksliai nustatyti atstumą iki jo ir atitinkamai šviesumą. 40 Eridani B šviesumas pasirodė neįprastai mažas jo spektrinei klasei – baltosios nykštukės H-R diagramoje suformavo naują sritį. Šis šviesumo, masės ir temperatūros derinys buvo nesuprantamas ir negalėjo būti paaiškintas standartiniu pagrindinės žvaigždžių struktūros sekos modeliu, sukurtu XX a. 20-ajame dešimtmetyje.

Didelis baltųjų nykštukų tankis liko nepaaiškinamas klasikinės fizikos ir astronomijos rėmuose ir buvo paaiškintas tik kvantinės mechanikos rėmuose po Fermi-Dirac statistikos atsiradimo. 1926 m. Fowleris savo straipsnyje „Tanki medžiaga“ „Apie tankią medžiagą“, – mėnesiniai pranešimai R. Astron. Soc. 87, 114-122) parodė, kad, skirtingai nuo pagrindinės sekos žvaigždžių, kurių būsenos lygtis pagrįsta idealiųjų dujų modeliu (standartinis Edingtono modelis), baltosioms nykštukėms medžiagos tankį ir slėgį lemia išsigimusių elektronų dujų (Fermi dujų) savybės. ).

Kitas baltųjų nykštukų prigimties paaiškinimo etapas buvo Jakovo Frenkelio ir Čandrasekharo darbas. 1928 m. Frenkelis nurodė, kad turėtų būti nustatyta viršutinė baltųjų nykštukų masės riba, o 1931 m. Chandrasekharas savo darbe „Maksimali idealaus baltojo nykštuko masė“ „Didžiausia idealių baltųjų nykštukų masė“, Astroph. J. 74, 81-82) parodė, kad yra viršutinė baltųjų nykštukų masės riba, tai yra, šios žvaigždės, kurių masė viršija tam tikrą ribą, yra nestabilios (Chandrasekhar riba) ir turi sugriūti.

Baltųjų nykštukų kilmė

Fowlerio sprendimas paaiškino baltųjų nykštukų vidinę sandarą, tačiau nepaaiškino jų atsiradimo mechanizmo. Dvi idėjos suvaidino pagrindinį vaidmenį aiškinant baltųjų nykštukų atsiradimą: astronomo Ernsto Epiko idėja, kad raudonieji milžinai susidaro iš pagrindinės sekos žvaigždžių, išdegus branduoliniam kurui, ir astronomo Vasilijaus Fesenkovo ​​prielaida, iškelta netrukus po to. Antrasis pasaulinis karas, kad pagrindinės sekos žvaigždės turėtų prarasti masę, o toks masės praradimas turėtų turėti didelės įtakos žvaigždžių evoliucijai. Šios prielaidos visiškai pasitvirtino.

Triguba helio reakcija ir raudonųjų milžinų izoterminiai branduoliai

Pagrindinės sekos žvaigždžių evoliucijos metu vandenilis „perdega“ - nukleosintezė, susidarant heliui (žr. Bethe ciklą). Dėl tokio perdegimo nutrūksta energijos išsiskyrimas centrinėse žvaigždės dalyse, suspaudimas ir atitinkamai padidėja temperatūra bei tankis jos šerdyje. Temperatūros ir tankio padidėjimas žvaigždžių šerdyje lemia sąlygas, kai įsijungia naujas termobranduolinės energijos šaltinis: helio deginimas (triguba helio reakcija arba trigubas alfa procesas), būdingas raudoniesiems milžinams ir supergigantams.

Esant maždaug 10 8 K temperatūrai, helio branduolių kinetinė energija tampa pakankamai didelė, kad įveiktų Kulono barjerą: du helio branduoliai (4He, alfa dalelės) gali susilieti ir sudaryti nestabilų berilio izotopą:

Dauguma 8 Be vėl skyla į dvi alfa daleles, bet kai 8 Be susiduria su didelės energijos alfa dalele, gali susidaryti stabilus anglies 12 C branduolys:

+ 7,3 MeV.

Nepaisant labai mažos 8 Be pusiausvyros koncentracijos (pavyzdžiui, esant ~10 8 K temperatūrai koncentracijos santykis [ 8 Be]/[ 4 He] ~10 −10), greitis yra toks. triguba helio reakcija pasirodo, kad to pakanka norint pasiekti naują hidrostatinę pusiausvyrą karštojoje žvaigždės šerdyje. Energijos išsiskyrimo priklausomybė nuo temperatūros trinarės helio reakcijoje yra itin didelė, pvz., temperatūros intervalui ~1-2·10 8 K energijos išsiskyrimas yra:

kur yra dalinė helio koncentracija šerdyje (nagrinėjamu vandenilio „perdegimo“ atveju ji artima vienetui).

Tačiau reikia pažymėti, kad trigubai helio reakcijai būdingas žymiai mažesnis energijos išsiskyrimas nei Betės ciklas: skaičiuojant masės vienetui energijos išsiskyrimas helio „degimo“ metu yra daugiau nei 10 kartų mažesnis nei vandenilio „degimo“ metu. Heliui perdegus ir energijos šaltiniui šerdyje išsenkant, galimos sudėtingesnės nukleosintezės reakcijos, tačiau, pirma, tokioms reakcijoms reikia vis aukštesnės temperatūros, o antra, energijos išsiskyrimas masės vienetui tokiose reakcijose mažėja didėjant masės masei. didėja reaguojančių branduolių skaičius.

Papildomas veiksnys, turėjęs įtakos raudonųjų milžiniškų branduolių evoliucijai, yra trigubo helio reakcijos ir sunkesnių branduolių sintezės reakcijos aukštai temperatūrai derinys su mechanizmu. neutrinų aušinimas: esant aukštai temperatūrai ir slėgiui, fotonai gali būti išsklaidyti elektronų, susidarant neutrino-antineutrino poroms, kurios laisvai nuneša energiją iš šerdies: žvaigždė jiems yra skaidri. Tai greitis tūrinis neutrininis aušinimas, priešingai nei klasikinis paviršutiniškas fotonų aušinimo neriboja energijos perdavimo procesai iš žvaigždės vidaus į jos fotosferą. Dėl nukleosintezės reakcijos žvaigždės šerdyje pasiekiama nauja pusiausvyra, kuriai būdinga ta pati šerdies temperatūra: izoterminė šerdis(2 pav.).

Santykinai mažos masės raudonųjų milžinų (Saulės tvarka) izoterminės šerdys daugiausia susideda iš helio, masyvesnių žvaigždžių – iš anglies ir sunkesnių elementų. Tačiau bet kuriuo atveju tokios izoterminės šerdies tankis yra toks didelis, kad atstumai tarp plazmos elektronų, sudarančių šerdį, tampa proporcingi jų De Broglie bangos ilgiui, tai yra, tenkinamos elektronų dujų degeneracijos sąlygos. Skaičiavimai rodo, kad izoterminių branduolių tankis atitinka baltųjų nykštukų tankį, t. Raudonųjų milžinų šerdys yra baltosios nykštukės.

Taigi, yra viršutinė baltųjų nykštukų masės riba (Chandrasekhar riba). Įdomu tai, kad stebimoms baltosioms nykštukėms yra panaši apatinė riba: kadangi žvaigždžių evoliucijos greitis yra proporcingas jų masei, mažos masės baltąsias nykštukus galime stebėti tik kaip likučius tų žvaigždžių, kurios sugebėjo išsivystyti per laikotarpį nuo pradinis Visatos žvaigždžių formavimosi laikotarpis iki šių dienų.

Spektrai ir spektrinė klasifikacija

Baltieji nykštukai yra klasifikuojami į atskirą spektrinę klasę D (iš anglų kalbos. Nykštukas- nykštukas), šiuo metu naudojama klasifikacija, atspindinti baltųjų nykštukų spektro ypatybes, kurią 1983 m. pasiūlė Edvardas Sionas; šioje klasifikacijoje spektrinė klasė parašyta tokiu formatu:

yra apibrėžti šie poklasiai:

• DA - spektre yra Balmer serijos vandenilio linijos, helio linijos nepastebimos
• DB - spektre yra helio linijų He I, vandenilio ar metalų linijų nėra
• DC – nuolatinis spektras be sugerties linijų
• DO – spektre yra stiprių helio He II linijų, taip pat gali būti He I ir H linijų
• DZ – tik metalinės linijos, nėra H arba He linijų
• DQ – anglies linijos, įskaitant molekulinę C2

ir spektrinės savybės:

• P - stebima šviesos poliarizacija magnetiniame lauke
• H - poliarizacija nepastebima esant magnetiniam laukui
• V - ZZ Ceti tipo žvaigždės ar kiti kintami baltieji nykštukai
• X – saviti arba neklasifikuojami spektrai

Baltųjų nykštukų evoliucija

Ryžiai. 8. Protoplanetinis ūkas NGC 1705. Matoma eilė sferinių kriauklių, kuriuos išliejo raudonasis milžinas, pačią žvaigždę slepia dulkių diržas.

Baltosios nykštukės pradeda savo evoliuciją kaip atviros išsigimusios raudonųjų milžinų šerdys, kurios nusimetė savo apvalkalą – tai yra, kaip centrinės jaunų planetinių ūkų žvaigždės. Jaunų planetinių ūkų šerdies fotosferų temperatūros yra itin aukštos – pavyzdžiui, centrinės ūko žvaigždės NGC 7293 temperatūra svyruoja nuo 90 000 K (apskaičiuota pagal absorbcijos linijas) iki 130 000 K (apskaičiuota iš rentgeno spindulių). spektras). Esant tokiai temperatūrai, didžiąją spektro dalį sudaro kietieji ultravioletiniai ir minkštieji rentgeno spinduliai.

Tuo pačiu metu stebimos baltosios nykštukės pagal savo spektrą daugiausia skirstomos į dvi dideles grupes – „vandenilio“ spektrinę klasę DA, kurių spektruose nėra helio linijų, kurios sudaro ~80% populiacijos. baltųjų nykštukų ir „helio“ spektrinės klasės DB be vandenilio linijų spektruose, sudarančios didžiąją dalį likusių 20% populiacijos. Šio baltųjų nykštukų atmosferų sudėties skirtumo priežastis ilgą laiką liko neaiški. 1984 m. Iko Ibenas svarstė baltųjų nykštukų „išėjimo“ scenarijus iš pulsuojančių raudonųjų milžinų, esančių ant asimptotinės milžiniškos šakos įvairiose pulsacijos fazėse. Vėlyvajame raudonųjų milžinų, kurių masė yra iki dešimties saulės, evoliucijos etape dėl helio šerdies „sudegimo“ susidaro išsigimusi šerdis, susidedanti daugiausia iš anglies ir sunkesnių elementų, apsupta neišsigimusio. helio sluoksnio šaltinis, kuriame vyksta triguba helio reakcija. Savo ruožtu virš jo yra sluoksniuotas vandenilio šaltinis, kuriame vyksta termobranduolinės Bethe ciklo reakcijos, vandenilį paverčiant heliu, apsuptu vandenilio apvalkalo; taigi, išorinis vandenilio sluoksnio šaltinis yra helio „gamintojas“ helio sluoksnio šaltiniui. Helio degimas sluoksnio šaltinyje yra nestabilus terminis dėl itin didelės temperatūros priklausomybės, o tai apsunkina didesnis vandenilio pavertimo heliu greitis, palyginti su helio degimo greičiu; rezultatas yra helio kaupimasis, jo suspaudimas iki degeneracijos pradžios, staigus trigubos helio reakcijos greičio padidėjimas ir vystymasis sluoksniuotos helio blykstės.

Per itin trumpą laiką (~30 metų) helio šaltinio šviesumas padidėja tiek, kad helio degimas pereina į konvekcinį režimą, sluoksnis plečiasi, išstumdamas vandenilio sluoksnio šaltinį, o tai lemia jo atšalimą ir vandenilio nutrūkimą. degimo. Pertekliniam heliui išdegus pliūpsnio metu, helio sluoksnio šviesumas sumažėja, raudonojo milžino išoriniai vandenilio sluoksniai susitraukia ir įvyksta naujas vandenilio sluoksnio šaltinio užsidegimas.

Ibenas pasiūlė, kad pulsuojantis raudonasis milžinas gali nusimesti savo apvalkalą, sudarydamas planetinį ūką tiek helio pliūpsnio fazėje, tiek ramybės fazėje su aktyviu sluoksniuotu vandenilio šaltiniu, o kadangi apvalkalo atskyrimo paviršius priklauso nuo fazės, tada helio pliūpsnio metu apvalkalas išsilieja DB spektrinės klasės baltasis nykštukas, o kai apvalkalą išskleidžia milžinas su aktyviu sluoksniuotu vandenilio šaltiniu, atidengiama "vandenilio" nykštukė DA; Helio sprogimo trukmė yra apie 20% pulsacijos ciklo trukmės, o tai paaiškina vandenilio ir helio nykštukų santykį DA:DB ~ 80:20.

Didelės žvaigždės (7–10 kartų sunkesnės už Saulę) tam tikru momentu „sudega“ vandenilį, helią ir anglį ir virsta baltosiomis nykštukėmis su deguonies turtinga šerdimi. Žvaigždės SDSS 0922+2928 ir SDSS 1102+2054 su deguonies turinčia atmosfera tai patvirtina.

Kadangi baltieji nykštukai neturi savo termobranduolinės energijos šaltinių, jie spinduliuoja iš savo šilumos atsargų. Absoliučiai juodo kūno spinduliuotės galia (integruota galia visame spektre) paviršiaus vienetui yra proporcinga ketvirtajai kūno temperatūros galiai:

kur yra spinduliuojančio paviršiaus ploto vieneto galia, o W/(m²·K 4) ​​yra Stefano-Boltzmanno konstanta.

Kaip jau buvo pažymėta, temperatūra nėra įtraukta į išsigimusių elektronų dujų būsenos lygtį - tai yra, baltosios nykštukės spindulys ir spinduliavimo sritis išlieka nepakitę: dėl to, pirma, baltosioms nykštukėms nėra masės - šviesumo. santykiai, tačiau yra amžiaus ir šviesumo santykis (priklauso tik nuo temperatūros, bet ne nuo skleidžiamo paviršiaus ploto), ir, antra, labai karštos jaunos baltosios nykštukės turėtų gana greitai atvėsti, nes radiacijos srautas ir atitinkamai aušinimo greitis yra proporcingas ketvirtajai temperatūros laipsniai.

Astronominiai reiškiniai, susiję su baltosiomis nykštukėmis

Baltųjų nykštukų rentgeno spinduliuotė

Ryžiai. 9 Minkštas Sirijaus rentgeno vaizdas. Ryškus komponentas yra baltasis nykštukas Sirius B, blankus komponentas yra Sirius A

Jaunų baltųjų nykštukų – izotropinių žvaigždžių šerdies po jų apvalkalų išsiliejimo – paviršiaus temperatūra yra labai aukšta – daugiau nei 2·10 5 K, tačiau gana greitai nukrenta dėl neutrinų aušinimo ir spinduliavimo iš paviršiaus. Tokios labai jaunos baltosios nykštukės stebimos rentgeno spindulių diapazone (pavyzdžiui, baltosios nykštukės HZ 43 stebėjimai iš ROSAT palydovo). Rentgeno spindulių diapazone baltųjų nykštukų šviesumas viršija pagrindinės sekos žvaigždžių šviesumą: iliustracija gali pasitarnauti Sirijaus nuotraukos, darytos Chandra rentgeno teleskopu (žr. 9 pav.) – jose baltasis nykštukas Sirius B. atrodo ryškesnis nei A1 spektrinės klasės Siriusas A, kurio optinis diapazonas yra ~10 000 kartų ryškesnis nei Sirius B.

Karščiausių baltųjų nykštukų paviršiaus temperatūra siekia 7·10 4 K, šalčiausių – ~5·10 3 K (žr., pvz., Van Maaneno žvaigždę).

Baltųjų nykštukų spinduliavimo rentgeno spindulių diapazone ypatumas yra tai, kad pagrindinis jų rentgeno spinduliuotės šaltinis yra fotosfera, kuri ryškiai skiria juos nuo „įprastų“ žvaigždžių: pastarosios turi rentgeno vainiką. kaitinama iki kelių milijonų kelvinų, o fotosferos temperatūra per žema rentgeno spinduliuotei.

Akrecija ant baltųjų nykštukų dvejetainėse sistemose

Dvejetainėse sistemose vykstant skirtingos masės žvaigždžių evoliucijai, komponentų evoliucijos greičiai nėra vienodi, o masyvesnis komponentas gali išsivystyti į baltąją nykštuką, o mažiau masyvus iki to laiko gali likti pagrindinėje sekoje. . Savo ruožtu, kai evoliucijos metu mažiau masyvus komponentas palieka pagrindinę seką ir pereina į raudoną milžinišką šaką, besivystančios žvaigždės dydis pradeda augti, kol užpildo savo Roche skiltį. Kadangi dvejetainės sistemos komponentų Roche skiltys liečiasi Lagranžo taške L1, tai šiame mažiau masyvios komponento evoliucijos etape per tašką L1 medžiaga teka iš raudonojo milžino į Roche skiltį. prasideda baltosios nykštukės, o ant jos paviršiaus toliau kaupiasi vandenilio turinčios medžiagos (žr. 10 pav.), o tai lemia daugybę astronominių reiškinių:

• Nestacionarus priaugimas prie baltųjų nykštukų, jei kompanionas yra masyvi raudonoji nykštukė, sukelia nykštukinių novų (U Gem (UG) tipo žvaigždžių) ir į novas panašių katastrofiškų kintamų žvaigždžių atsiradimą.
• Akrecija ant baltųjų nykštukų, turinčių stiprų magnetinį lauką, nukreipiama į baltosios nykštukės magnetinių polių sritį, o ciklotroninis spinduliuotės iš besikaupiančios plazmos mechanizmas nykštuko magnetinio lauko cirkumpoliarinėse srityse sukelia stiprią spinduliuotės poliarizaciją. matoma sritis (poliai ir tarpiniai poliai).
• Vandenilio turinčios medžiagos kaupimasis ant baltųjų nykštukų sukelia jos kaupimąsi paviršiuje (daugiausia sudarytą iš helio) ir įkaista iki helio sintezės reakcijos temperatūros, o tai, esant šiluminiam nestabilumui, sukelia sprogimą, stebimą kaip nova.
• Pakankamai ilgas ir intensyvus masyvios baltosios nykštukės augimas lemia tai, kad jos masė viršija Chandrasekhar ribą ir gravitacinis žlugimas, stebimas kaip Ia tipo supernovos sprogimas (žr. 11 pav.).

Pastabos

1. B. Zeldovičius, S. I. Blinnikovas, N. I. Šakura.. - M.: MSU, 1981 m.
2. Sinuosités observées dans le mouvement propre de Sirius, pav. 320, Flammarion C., Les étoiles et les curiosités du ciel, supplément de "l'Astronomie populaire", Marpon et Flammarion, 1882 m.
3. Apie tinkamus Procyon ir Sirius judesius (anglų k.). (1844 12 d.). Suarchyvuota
4. Flammarion C. (1877). „Sirijaus palydovas“. Astronominis registras 15 : 186-189. Žiūrėta 2010-01-05.
5. van Maanen A. Dvi silpnos žvaigždės su dideliu tinkamu judesiu. Ramiojo vandenyno astronomijos draugijos leidiniai(1917 12 d.). – t. 29, Nr. 172, p. 258-259. Suarchyvuota nuo originalo 2011 m. rugpjūčio 23 d.
6. V. V. Ivanovas. Baltieji nykštukai. Astronetas(2002 09 17). Suarchyvuota nuo originalo 2011 m. rugpjūčio 23 d. Gauta 2009 m. gegužės 6 d.
7. Fowleris R.H. Apie tankią medžiagą (anglų k.). Karališkosios astronomijos draugijos mėnesiniai pranešimai(1926 12 d.). Suarchyvuota nuo originalo 2011 m. rugpjūčio 23 d. Gauta 2009 m. liepos 22 d.
8. Chandrasekharas S. Didžiausia idealių baltųjų nykštukų masė. Astrofizikos žurnalas(1931-07-07). Suarchyvuota nuo originalo 2011 m. rugpjūčio 23 d. Gauta 2009 m. liepos 22 d.
9. Šklovskis I. S. Apie planetinių ūkų ir jų branduolių prigimtį // Astronomijos žurnalas. - 1956. - T. 33. - Nr. 3. - P. 315-329.
10. Siūloma nauja baltųjų nykštukų spektrinė klasifikavimo sistema, E. M. Sionas, J. L. Greensteinas, J. D. Landstreetas, J. Liebertas, H. L. Shipmanas ir G. A. Wegneris, Astrofizikos žurnalas 269 , #1 (1983 m. birželio 1 d.), p. 253-257.
11. Leahy, D. A.; C. Y. Zhang, Sun Kwok (1994). „Dviejų temperatūrų rentgeno spinduliuotė iš planetinio ūko NGC 7293“. Astrofizikos žurnalas 422 : 205-207. Žiūrėta 2010-07-05.
12. Ibenas jaunesnysis, I. (1984). "Dėl planetinių ūkų branduolių, maitinamų helio deginimo, dažnio ir baltųjų nykštukų, kurių atmosferoje trūksta vandenilio, dažnio." Astrofizikos žurnalas 277 : 333-354. ISSN 0004-637X.
13. Sofija Neskučnaja Nykštukas kvėpuoja deguonimi (rusiškai). newspaper.ru (13.11.09 10:35). Suarchyvuota nuo originalo 2011 m. rugpjūčio 23 d. Gauta 2011 m. gegužės 23 d.
14. Sirijus A ir B: dviguba žvaigždžių sistema „Canis Major“ žvaigždyne // Chandra rentgeno observatorijos nuotraukų albumas
15. Ivanovas V.V. Baltieji nykštukai. Astronomijos institutas pavadintas. V. V. Soboleva. Suarchyvuota nuo originalo 2011 m. rugpjūčio 23 d. Gauta 2010 m. sausio 6 d.

Literatūra

• Deborah Jean Warner. Alvanas Clarkas ir sūnūs: menininkai optikos srityje. – Smithsonian Press, 1968 m.
• B. Zeldovičius, S. I. Blinnikovas, N. I. Šakura. Fizinis žvaigždžių sandaros ir evoliucijos pagrindas. - M., 1981 m.
• Šklovskis I. S.Žvaigždės: jų gimimas, gyvenimas ir mirtis. - M.: Nauka, 1984 m.
• Stevenas D. Kawaleris, Igorʹ Dmitrievich Novikov, Ganesan Srinivasan, G. Meynet, Daniel Schaerer.Žvaigždžių liekanos. – Springeris, 1997 m. – ISBN 3540615202, 9783540615200
• Kippenhanas R. (anglų kalba) rusų 100 milijardų saulių: žvaigždžių gimimas, gyvenimas ir mirtis = 100 Milliarden Sonnen / Vertimas. su juo. A. S. Dobroslavsky, B. B. Straumal, red. I. M. Chalatnikova, A. V. Tutukova. - Pasaulis. - M., 1990. - 293 p. – 88 000 egz.

- ISBN 5-03-001195-1

Maždaug prieš šimtą penkiasdešimt metų garsus astronomas ir matematikas Beselis atliko Sirijaus – ryškiausios žvaigždės danguje – stebėjimus. Tuo pačiu metu jis susidūrė su labai kuriozišku reiškiniu: jis atrado, kad judėdamas dangumi Sirijus periodiškai nukrypsta nuo tiesaus kelio, kuris įprastas daugumai. Šis faktas buvo postūmis atrasti nuostabius dangaus kūnus - „baltuosius nykštukus“. Mokslinės fantastikos rašytojai jiems skyrė daug įvairių kūrinių. Bet, ko gero, jie sukėlė dar didesnį mokslo žmonių susidomėjimą. Baltųjų nykštukų tyrimas toli gražu nesibaigė. Ir šiandien jie ir toliau kelia mįsles astronomams ir fizikams. Mes jums papasakosime apie šiuos neįprastus kūnus ir jų dar neišspręstas savybes.

KEISTASIS PALYDOVAS

Ši prielaida netrukus pasitvirtino: netoli numatytos vietos buvo aptikta labai silpna žvaigždė. Tačiau terminas „labai silpnas“ yra per daug neaiškus. Todėl turėsime įvesti ypatingą kiekį – šviesumą. Jis matuoja šviesos energijos kiekį, kurį žvaigždė skleidžia per tam tikrą laikotarpį. Taigi, Sirius palydovo šviesumas pasirodė labai mažas – kelis šimtus kartų mažesnis nei Saulės. Tuo pačiu metu pagal įtakos Sirijaus judėjimui laipsnį buvo galima nustatyti palydovo masę. Ir štai netikėtai gavome labai įspūdingą figūrą: palydovas pasirodė beveik toks pat masyvus kaip !

Pabandykime išsiaiškinti, kas gali paaiškinti tokio didelio Sirijaus ir Saulės palydovo savybių skirtumo priežastį. Pirmiausia atkreipkime dėmesį, kad šviesumas daugiausia priklauso nuo dviejų dydžių: žvaigždės paviršiaus temperatūros ir šio paviršiaus dydžio. Kai šios vertės mažėja, šviesumas mažėja. Ir jei taip, tai mažas palydovo šviesumas gali būti paaiškintas dviem būdais: arba jo temperatūra yra žema, arba jo dydis yra mažas, palyginti su Saule.

Iš pradžių mokslininkai ėjo pirmuoju – paprastesniu ir, kaip paaiškėjo, neteisingu – keliu. Sirijaus palydovas (jis buvo pavadintas Sirius-B) buvo klasifikuojamas kaip gana šalta žvaigždė. Susidomėjimas tuo dingo: niekada nežinai, kiek šaltų žvaigždžių yra Visatoje! Ir ilgą laiką jis netraukė į save daug dėmesio.

Tačiau atėjo laikas, kai astronomų ramybė buvo sulaužyta. Taip atsitiko atsiradus galimybei ištirti Sirius-B spinduliuotės spektrą ir, visų pirma, jo spalvų kompoziciją. Faktas yra tas, kad astronomai išmoko įvertinti žvaigždžių paviršiaus temperatūrą pagal spalvą. (Verta priminti, kad nustatant kaitinimo laipsnį nuo seno naudojamas tas pats iš esmės fizinis principas: juk kaitinant metalas keičia spalvą iš tamsiai raudonos į baltai mėlyną.)

Trumpai tariant, visų nuostabai, specialūs tyrimai parodė, kad Sirius-B yra ne tik ne šalta žvaigždė, bet, priešingai, labai karšta žvaigždė. Ji priklauso baltųjų žvaigždžių klasei, o paviršiaus temperatūra yra apie 8000 laipsnių – 2000 laipsnių aukštesnė nei Saulės.

Ir tada iškilo užduotis naujai paaiškinti žemą paslaptingojo palydovo šviesumą. Tiesą sakant, atsakymas į šį klausimą buvo paruoštas anksčiau - turėjau prisiminti antrąją galimybę, kuri anksčiau buvo atmesta: manyti, kad Sirius-B yra labai mažo dydžio. Atlikome skaičiavimus. Ir paaiškėjo, kad žvaigždės spindulys turėtų būti maždaug 50 kartų mažesnis už Saulės spindulį. Kitaip tariant, Sirius B yra panašus į mūsų Žemę.

Jei dabar prisiminsime, kad jos masė yra artima Saulės masei, padarysime visiškai nuostabią išvadą: vidutinis Sirius-B medžiagos tankis yra apie 105 gramai (šimtas kilogramų) kubiniame centimetre. 100 000 kartų didesnis už vandens tankį! Žmogus niekada nesusidūrė su niekuo net iš tolo panašaus – net ir sunkiausios žemiškos medžiagos tankis neviršija 20 gramų kubiniame centimetre. Skaitytojas geriausiai pajus tokio masto milžiniškumą, jei pabandys suskaičiuoti, kiek draugų jam teks kviestis pagalbos, kad perverstų mūsų žurnalo, pagaminto iš Sirius-B medžiagos, puslapį, jei jis būtų senamadiškas. popieriuje, o ne virtualiai.

RAUDONAS SHIFT

Išvada, kurią padarėme, gali pasirodyti ne visiems pakankamai įtikinama. Todėl verta paminėti dar vieną tai patvirtinantį faktą. Kalbame apie vadinamojo „raudonojo poslinkio“ poveikį, kurį numatė garsus fizikas Einšteinas. Poveikis toks, kad šviesos virpesių dažnis priklauso nuo gravitacijos jėgos, veikiančios šviesos sklidimo kelią, dydžio. Jei šviesos šaltinį veikia didesnė gravitacijos jėga nei imtuvą, tada skleidžiamos šviesos dažnis bus didesnis nei gaunamos šviesos dažnis. Šviesa, kaip sako optikos specialistai, „paraudonuos“, kai keliauja iš didesnės gravitacijos zonos į mažesnės gravitacijos sritį.

Pabandykime paaiškinti, kodėl taip atsitiks. Skaitytojas tikriausiai žino, kad tam tikromis sąlygomis šviesa gali būti laikoma sudaryta iš dalelių, vadinamų fotonais. O jų energija proporcinga šviesos dažniui. Kitas dalykas aiškus: tam, kad bet koks kūnas – ar tai būtų erdvėlaivis, ar fotonas – ištrūktų iš regiono, kuriame stipri gravitacija, turi būti išeikvota tam tikra energijos dalis. Ir kadangi fotonas neturi jokios „paleidimo raketos“, jis tam išleidžia savo energiją. Dėl to „išsilauždamas iš gravitacijos pančių“, jis netenka energijos, sumažina šviesos virpesių dažnį ir į imtuvą patenka su mažiau energijos, tai yra mažesniu dažniu.

Sirijaus-B paviršiuje gravitacijos jėga yra daug kartų didesnė nei Žemėje (maždaug tokiu pačiu spinduliu ši žvaigždė turi daug didesnę masę). Todėl iš Sirius-B sklindančios šviesos dažnis turėtų būti pastebimai mažesnis nei šviesa iš to paties šaltinio, esančio Žemėje. Ir žinant dažnio pokytį, nesunku apskaičiuoti gravitacijos jėgą Sirius-B paviršiuje ir taip patikrinti anksčiau gautus duomenis apie jo masę ir spindulį. Tokie tyrimai buvo atlikti. „Titanikas“ pasirodė tikrai užfiksuotas žvaigždės šviesoje.

BALTI nykštukai

Dėmesingas skaitytojas tikriausiai jau suprato, kodėl tokios žvaigždės kaip Sirius B gavo šį neįprastą mokslinio termino pavadinimą. Tačiau prieš einant toliau, pravartu susipažinti su visa žvaigždžių sistema ir išsiaiškinti, kokią vietą joje užima baltieji nykštukai.

Paveiksle parodyta vadinamoji Russell diagrama čia labai patogi. Tai grafikas, kuriame žvaigždžių šviesumas vaizduojamas išilgai vertikalios ašies, o jų paviršių temperatūros – išilgai horizontalios ašies (dažniausiai nukreipta iš dešinės į kairę). Kiekviena diagramos žvaigždė atitinka atskirą tašką. Ir pasirodo, kad žvaigždžių taškai grafike nėra atsitiktinai. Jie sudaro tris aiškiai apibrėžtas sritis - tas, kurios yra tamsesnės.

Visų pirma, matome ilgą siaurą juostelę, įstrižai kertančią diagramą. Tai yra „pagrindinė seka“. Tai apima įprastas žvaigždes, tokias kaip mūsų Saulė. „Raudonieji milžinai“ yra viršutiniame dešiniajame kampe. Kaip matote iš diagramos, jie turi žemą temperatūrą („raudona“). Jų šviesumas yra didelis, o tai įmanoma tik esant dideliems dydžiams („milžinai“). Galiausiai apatiniame kairiajame kampe yra žvaigždės, kurioms skirtas šis straipsnis. Jų temperatūra aukšta („balta“), o šviesumas, taigi ir spindulys, mažas („nykštukai“).

Taigi baltieji nykštukai jokiu būdu nėra neįprasti. Jie sudaro atskirą, ryškią žvaigždžių klasę. Jame yra didžiulis žvaigždžių skaičius, tikriausiai keli procentai viso Galaktikos žvaigždžių skaičiaus. Tačiau iki šiol buvo atrasta tik apie šimtas baltųjų nykštukų. Visų jų masė yra lygi Saulės, o spindulį - Žemės. Tačiau jų savybės gali labai skirtis.

Kaip matyti iš Russell diagramos, baltųjų nykštukų sritis yra ištempta išilgai temperatūros ašies. „Geltoni“ nykštukai atitinka žemą temperatūrą, o „mėlyni“ – aukštą. Nykštukų šviesumas taip pat gali skirtis. Paprastai tai yra mažiau nei saulės, o kartais ir dešimtis tūkstančių kartų.

Tačiau daug svarbesnis yra klausimas, kiek gali siekti baltųjų nykštukų tankis. Pateiksime duomenis apie vieną tankiausių šios klasės žvaigždžių – žvaigždę Ross-627. Jo masė lygi saulei, o spindulys yra tik 3000 kilometrų. 200 kartų mažiau nei saulė ir perpus mažesnis už žemę! Ir vidutinis jo medžiagos tankis viršija 10: gramų (10 tonų) kubiniame centimetre! Žvaigždės centre tankis dar didesnis. Faktas, galintis patraukti net labiausiai patyrusio skeptiko vaizduotę. Tačiau galima manyti, kad tai dar ne riba.

NAUJA IR SUPERNOVA

Žvelgdami į Russell diagramą, galite paklausti: kokia yra tuščių erdvių, skiriančių žvaigždžių klases, buvimo priežastis? Atsakymas yra toks: ne kiekviena žvaigždė yra stabili. Į šią spragą patekusi žvaigždė gana greitai pakeičia savo savybes ir patenka į tamsesnę diagramos sritį.

Dabar šiek tiek nukrypsime ir pakalbėsime apie nestabilias žvaigždes, nes šis klausimas yra susijęs su baltųjų nykštukų praeitimi ir, galbūt, ateitimi. Yra daug žinomų žvaigždžių nestabilumo pavyzdžių. Trumpalaikis ir net silpnas Saulės stabilumo praradimas sukelia galingus blyksnius, kurių metu sutrinka radijo ryšys Žemėje, kyla magnetinės audros ir kt.

Labai įdomus reiškinys – novų (arba tiesiog novų) protrūkis. Blyški žvaigždė staiga smarkiai padidina savo ryškumą ir po trumpo laiko išnyksta. Tuo pačiu metu jis „išmeta“ savo apvalkalą, kuris palaipsniui plečiasi į aplinkinę erdvę. Ir tai gali kartotis daug kartų iš eilės.

Tačiau ryškiausia žvaigždžių nestabilumo apraiška yra supernovų sprogimai, kurie yra absoliučiai išskirtiniai savo galia. 1054 metais du bevardžiai astronomai – kinai ir japonai – savo rankraščiuose užfiksavo neįprastą gamtos reiškinį: danguje blykstelėjo išskirtinio ryškumo žvaigždė, matoma net dieną. Neseniai atlikti Krabo ūko, esančio maždaug tame pačiame dangaus taške, „dribsnių“ greičio matavimai parodė, kad šis ūkas plečiasi, o plėtimosi pradžia siekia maždaug 900 metų. Tai du skirtingi to paties reiškinio – Supernovos sprogimo – etapai.

Su tokiais blyksniais įvyksta galingas sprogimas, dėl kurio nemaža žvaigždės masės dalis išmetama į aplinkinę erdvę. Dėl to susidaro kažkas panašaus į „vyšnią“: centre yra tanki sėklinė žvaigždė, aplink yra biri minkštimas - ūkas. Pastaroji palaipsniui plinta ir įgauna netaisyklingas formas.

Dėl ko žvaigždės praranda stabilumą? Matyt, galingi branduoliniai sprogimai, kurių metu išsiskiria didžiulis energijos kiekis. Gali būti, kad žvaigždžių magnetiniai laukai vaidina svarbų vaidmenį. Tačiau vis dar nėra visiško supratimo apie protrūkių pobūdį. Tai ypač pasakytina apie supernovą.

Po šių nukrypimų grįžkime prie pagrindinės temos ir užduokime klausimą: kaip atsirado baltieji nykštukai ir koks jų tolesnis likimas? Deja, kol kas daug apie tai pasakyti negalima.

Remiantis šiuo metu labiausiai paplitusia hipoteze, pagrindinės sekos žvaigždės vystymosi metu pereina į raudonojo milžino būseną. Po to prarandamas stabilumas, išsilieja žvaigždės apvalkalas, šerdis tampa tankesnė ir atsiranda balta nykštukė. Remiantis šia hipoteze, tai yra „mirštanti“ žvaigždė, paskutinė žvaigždės, kaip šviečiančio kūno, evoliucijos etapas. Tada, kai jis atvėsta, jis palaipsniui virsta "juodu" nykštuku ir tampa nematomas.

Yra ir kitų požiūrių. Buvo iškelta hipotezė, kad nykštukas kyla ne iš raudonojo milžino, o per Novos protrūkį. Tačiau kadangi tokie protrūkiai kartojasi dešimtis ir šimtus kartų, nykštukas išvis negali būti mirštanti žvaigždė. Priešingai, jis turi turėti didelių energijos atsargų. Yra ir kitų hipotezių, tačiau apskritai šis svarbus klausimas dar toli gražu nėra išspręstas.

Su masėmis, atitinkančiomis Saulės masę (M?), o spinduliai yra maždaug 100 kartų mažesni už Saulės spindulį. Vidutinis baltųjų nykštukų medžiagos tankis yra 10 8 -10 9 kg/m 3. Baltosios nykštukės sudaro kelis procentus visų Galaktikos žvaigždžių. Daugelis baltųjų nykštukų yra dvinarių žvaigždžių sistemos dalis. Pirmoji žvaigždė, priskirta prie baltosios nykštukės, buvo Sirius B (Sirijaus palydovas), kurią 1862 m. atrado amerikiečių astronomas A. Clarkas. 1910-aisiais baltosios nykštukės buvo identifikuotos kaip ypatinga žvaigždžių klasė; jų vardas siejamas su pirmųjų šios klasės atstovų spalva.

Žvaigždės masės ir mažos planetos dydžio baltoji nykštukė turi milžinišką gravitacinę trauką šalia savo paviršiaus, kuri linkusi suspausti žvaigždę. Tačiau ji palaiko stabilią pusiausvyrą, nes gravitacinėms jėgoms priešinasi išsigimusių elektronų dujų slėgis: esant dideliam medžiagos tankiui, būdingam baltosioms nykštukėms, praktiškai laisvųjų elektronų koncentracija joje yra tokia didelė, kad, pasak Pauli principas, jie turi didelį impulsą. Išsigimusių dujų slėgis praktiškai nepriklauso nuo jų temperatūros, todėl baltoji nykštukė vėsdama nesitraukia.

Kuo didesnė baltojo nykštuko masė, tuo mažesnis jos spindulys. Teorija rodo, kad viršutinė baltųjų nykštukų masės riba yra apie 1,4 M? (vadinamoji Chandrasekhar riba), kurios viršijimas sukelia gravitacinį kolapsą. Tokios ribos buvimas atsiranda dėl to, kad didėjant dujų tankiui, elektronų greitis jose artėja prie šviesos greičio ir negali toliau didėti. Dėl to išsigimusių dujų slėgis nebegali atlaikyti gravitacijos jėgos.

Ar baltosios nykštukės susiformuoja įprastų žvaigždžių, kurių pradinė masė mažesnė nei 8M, evoliucijos pabaigoje? išnaudojus termobranduolinio kuro atsargas. Per šį laikotarpį žvaigždė, perėjusi raudonojo milžino ir planetinio ūko stadiją, išmeta savo išorinius sluoksnius ir atskleidžia šerdį, kurios temperatūra yra labai aukšta. Palaipsniui vėsdama, žvaigždės šerdis pereina į baltosios nykštukės būseną ir toliau ilgai šviečia dėl gelmėse sukauptos šiluminės energijos. Su amžiumi baltosios nykštukės šviesumas mažėja. Maždaug 1 milijardo metų amžiaus baltosios nykštukės šviesumas yra tūkstantį kartų mažesnis nei Saulės. Tirtų baltųjų nykštukų paviršiaus temperatūra svyruoja nuo 5·10 3 iki 10 5 K.

Kai kurios baltosios nykštukės pasižymi optiniu kintamumu, kurio laikotarpiai svyruoja nuo kelių minučių iki pusvalandžio, o tai paaiškinama gravitacinių neradialinių žvaigždės svyravimų pasireiškimu. Šių svyravimų analizė naudojant asteroseismologijos metodus leidžia ištirti vidinę baltųjų nykštukų struktūrą. Maždaug 3% baltųjų nykštukų spektruose pastebima stipri spinduliuotės poliarizacija arba Zemano spektro linijų skilimas, o tai rodo magnetinių laukų, kurių indukcija yra 3 · 10 4 -10 9 G, egzistavimą.

Jei baltoji nykštukė yra glaudžios dvejetainės sistemos dalis, tai reikšmingą indėlį į jos šviesumą gali turėti termobranduolinis vandenilio, tekančio iš kaimyninės žvaigždės, deginimas. Šis deginimas dažnai yra nestacionarus, kuris pasireiškia novų ir į novas panašių žvaigždžių protrūkiais. Retais atvejais vandenilio kaupimasis baltosios nykštukės paviršiuje sukelia termobranduolinį sprogimą su visišku žvaigždės sunaikinimu, stebimu kaip supernovos sprogimas.

Lit.: Blinnikovas S.I. Baltieji nykštukai. M., 1977; Shapiro S., Tyukolski S. Juodosios skylės, baltosios nykštukės ir neutroninės žvaigždės: 2 dalis M., 1985 m.

Vokiečių astronomas Friedrichas Wilhelmas Beselis daugelį metų stebėjo dviejų ryškių žvaigždžių – Sirijaus ir Prokiono – tinkamą judėjimą danguje ir 1844 m. nustatė, kad jos abi juda ne tiesiomis linijomis, o būdingomis banguotomis trajektorijomis. Šis atradimas paskatino mokslininką galvoti, kad kiekviena iš šių žvaigždžių turi mums nematomą palydovą, tai yra, tai yra fiziškai dvinarė žvaigždžių sistema.

Tačiau Saulė, savo mase beveik lygi Sirijui B, iš tolo šviestų beveik taip pat ryškiai kaip Šiaurinė žvaigždė. Taigi kodėl Sirius B 18 metų buvo laikomas „nematomu palydovu“? Gal dėl mažo kampinio atstumo tarp jo ir Sirijaus A? Ne tik tai. Kaip vėliau paaiškėjo, plika akimi jis akivaizdžiai nepasiekiamas dėl mažo šviesumo, 400 kartų mažesnio už Saulės šviesumą. Tiesa, pačioje XX amžiaus pradžioje. šis atradimas neatrodė itin keistas, nes buvo žinoma gana daug mažo šviesumo žvaigždžių, o ryšys tarp žvaigždės masės ir jos šviesumo dar nebuvo nustatytas. Tik tada, kai buvo gauti Sirijaus B ir Procyon B spinduliuotės spektrai bei jų temperatūros matavimai, paaiškėjo šių žvaigždžių „nenormalumas“.

Fizikoje yra tokia sąvoka - visiškai juodas kūnas. Ne, tai nėra juodos spalvos sinonimas skyles- skirtingai nei jis, visiškai juodas kūnas gali spindėti akinamai! Jis vadinamas visiškai juodu, nes pagal apibrėžimą sugeria visą ant jo patenkančią elektromagnetinę spinduliuotę. Teorija teigia, kad bendras šviesos srautas (per visą bangos ilgių diapazoną) iš vienetinio absoliučiai juodo kūno paviršiaus nepriklauso nuo jo struktūros ar cheminės sudėties, o yra nulemtas tik temperatūros. Pagal Stefano-Boltzmanno dėsnį, jo šviesumas yra proporcingas ketvirtajai temperatūros galiai. Absoliučiai juodas kūnas, kaip ir idealios dujos, yra tik fizinis modelis, kuris praktiškai niekada nėra griežtai įgyvendinamas. Tačiau žvaigždės šviesos spektrinė sudėtis matomoje spektro srityje yra gana artima „juodajam kūnui“. Todėl galime manyti, kad juodo kūno modelis kaip visuma teisingai apibūdina tikros žvaigždės spinduliavimą.

Efektyvi temperatūraŽvaigždės temperatūra yra absoliučiai juodo kūno, išskiriančio tiek pat energijos paviršiaus ploto vienetui, temperatūra. Paprastai tariant, ji nėra lygi žvaigždės fotosferos temperatūrai. Nepaisant to, tai yra objektyvi charakteristika, pagal kurią galima įvertinti kitas žvaigždės savybes: šviesumą, dydį ir kt.

10-aisiais. XX amžiuje amerikiečių astronomas Walteris Adamsas bandė nustatyti efektyviąją Sirijaus B temperatūrą. Ji buvo 8000 K, o vėliau paaiškėjo, kad astronomas klydo ir iš tikrųjų ji yra dar aukštesnė (apie 10 000 K). Vadinasi, šios žvaigždės, jei ji būtų Saulės dydžio, šviesumas turėjo būti bent 10 kartų didesnis nei Saulės. Stebimas Sirijaus B šviesumas, kaip žinome, yra 400 kartų mažesnis už Saulės šviesą, t.y., pasirodo, jis yra daugiau nei 4 tūkstančius kartų mažesnis nei tikėtasi! Vienintelė išeitis iš šio prieštaravimo yra manyti, kad Sirius B turi daug mažesnį matomo paviršiaus plotą, taigi ir mažesnį skersmenį. Skaičiavimai parodė, kad Sirius B yra tik 2,5 karto didesnis už Žemę. Tačiau ji išlaiko Saulės masę – pasirodo, jos vidutinis tankis turėtų būti beveik 100 tūkstančių kartų didesnis nei Saulės! Daugelis astronomų atsisakė tikėti tokių egzotiškų objektų egzistavimu.

Tik 1924 m., daugiausia anglų astrofiziko Arthuro Eddingtono, sukūrusio žvaigždės vidinės sandaros teoriją, pastangomis. Kompaktiškus Sirijaus ir Procyono palydovus astronomijos bendruomenė pagaliau pripažino kaip tikrus visiškai naujos žvaigždžių klasės, dabar žinomos kaip baltosios nykštukės, atstovais. "Balta" - nes pirmieji šio tipo atstovai buvo karšti mėlynai balti šviesuliai, "nykštukai" - nes jie turi labai mažą šviesumą ir dydžius.

Kaip jau išsiaiškinome, baltųjų nykštukų tankis yra daug tūkstančių kartų didesnis nei paprastų žvaigždžių. Tai reiškia, kad jų medžiaga turi būti kokios nors ypatingos, anksčiau nežinomos fizinės būsenos. Tai rodė ir neįprasti baltųjų nykštukų spektrai.

Pirma, jų sugerties linijos yra daug kartų platesnės nei įprastų žvaigždžių. Antra, vandenilio linijos gali būti baltųjų nykštukų spektruose esant tokioms aukštoms temperatūroms, kuriose jų nėra paprastų žvaigždžių spektruose, nes visas vandenilis yra jonizuotas. Visa tai teoriškai būtų galima paaiškinti labai dideliu medžiagos slėgiu baltųjų nykštukų atmosferose.

Kitas šių egzotiškų žvaigždžių spektrų bruožas yra tas, kad visų cheminių elementų linijos yra šiek tiek raudonai pasislinkusios, palyginti su atitinkamomis linijomis spektruose, gautuose antžeminėse laboratorijose. Tai vadinamojo gravitacinio raudonojo poslinkio efektas, atsirandantis dėl to, kad baltosios nykštukės paviršiuje gravitacijos pagreitis yra daug kartų didesnis nei Žemėje.

Iš tiesų, iš visuotinės gravitacijos dėsnio išplaukia, kad gravitacijos pagreitis žvaigždės paviršiuje yra tiesiogiai proporcingas jos masei ir atvirkščiai proporcingas spindulio kvadratui. Baltųjų nykštukų masė yra artima normalių žvaigždžių masėms, o jų spindulys yra daug kartų mažesnis. Todėl gravitacijos pagreitis baltųjų nykštukų paviršiuje yra labai didelis: apie 10 5 - 10 6 m/s 2. Prisiminkime, kad Žemėje jis yra 9,8 m/s 2, tai yra 10 000 - 100 000 kartų mažiau.

Pagal identifikuotą cheminę sudėtį baltųjų nykštukų spektrai skirstomi į dvi kategorijas: vieni su vandenilio linijomis, kiti be vandenilio linijų, bet su neutralaus arba jonizuoto helio arba sunkiųjų elementų linijomis. „Vandenilinių“ nykštukų temperatūra kartais yra žymiai aukštesnė (iki 60 000 K ir aukštesnė) nei „helio“ nykštukų (11 000–20 000 K). Remdamiesi tuo, mokslininkai padarė išvadą, kad pastarojo medžiagoje vandenilio praktiškai nėra.

Be to, buvo aptiktos baltosios nykštukės, kurių spektrų nepavyko identifikuoti su mokslui žinomais cheminiais elementais ir junginiais. Vėliau buvo atrasta šių žvaigždžių magnetiniai laukai, kurie buvo 1000–100 000 kartų stipresni nei Saulės. Esant tokiam magnetinio lauko stiprumui, atomų ir molekulių spektrai yra neatpažįstamai iškraipomi, todėl juos sunku atpažinti.

1926 m. anglų fizikas Ralphas Fowleris sėkmingai pritaikė išsigimusių dujų teoriją baltiesiems nykštukams (ir tik vėliau Fermio teorija rado daugybę pritaikymų „žemės“ fizikoje). Remiantis šia teorija, buvo padarytos dvi svarbios išvados. Pirma, baltosios nykštukės spindulį tam tikrai cheminei medžiagos sudėčiai vienareikšmiškai lemia jos masė. Antra, baltosios nykštukės masė negali viršyti tam tikros kritinės vertės, kurios vertė yra maždaug 1,4 saulės masės.

Tolesni stebėjimai ir tyrimai patvirtino šias teorines prielaidas ir leido padaryti galutinę išvadą, kad baltųjų nykštukų viduje vandenilio praktiškai nėra. Kadangi išsigimusių dujų teorija gerai paaiškino pastebėtas baltųjų nykštukų savybes, jas imta vadinti išsigimusios žvaigždės. Kitas etapas buvo jų formavimosi teorijos sukūrimas.

Šiuolaikinėje žvaigždžių evoliucijos teorijoje baltosios nykštukės laikomos paskutiniu vidutinės ir mažos masės (mažiau nei 3–4 Saulės masės) žvaigždžių evoliucijos etapu.

Po to, kai senstančios žvaigždės centriniuose regionuose išdegė visas vandenilis, jos šerdis turėtų susitraukti ir įkaisti. Tuo pačiu metu išoriniai sluoksniai labai išsiplečia, efektyvi žvaigždės temperatūra nukrenta ir ji tampa raudonu milžinu. Gautas išretėjęs žvaigždės apvalkalas yra labai silpnai sujungtas su šerdimi, galiausiai išsisklaido erdvėje. Vietoje buvusio raudonojo milžino lieka labai karšta ir kompaktiška žvaigždė, kurią daugiausia sudaro helis – baltoji nykštukė. Dėl aukštos temperatūros jis skleidžia daugiausia ultravioletinių spindulių diapazone ir jonizuoja besiplečiančio apvalkalo dujas.

Besiplečiantys apvalkalai, supantys karštas žvaigždes, buvo žinomi jau seniai. Jie vadinami planetiniai ūkai ir buvo atidarytos XVIII a. Viljamas Heršelis. Jų stebimas skaičius puikiai sutampa su raudonųjų milžinų ir baltųjų nykštukų skaičiumi, taigi ir su tuo, kad pagrindinis baltųjų nykštukų susidarymo mechanizmas yra paprastų žvaigždžių evoliucija, išstumiant jų dujų apvalkalą iš raudonojo milžino. etapas.

Artimose dvinarėse žvaigždžių sistemose komponentai yra taip arti vienas kito, kad tarp jų keičiasi medžiaga. Raudonojo milžino išsipūtęs kiautas nuolat teka ant kaimyninės žvaigždės, kol lieka tik balta nykštukė. Tikriausiai būtent tokiu būdu susiformavo pirmieji atrasti baltųjų nykštukų atstovai – Sirius B ir Procyon B.

40-ųjų pabaigoje. Sovietų astrofizikas Samuilas Aronovičius Kaplanas parodė, kad baltųjų nykštukų spinduliuotė sukelia jų aušinimą. Tai reiškia, kad šios žvaigždės neturi vidinių energijos šaltinių. Kaplanas taip pat sukūrė kiekybinę baltųjų nykštukų aušinimo teoriją, o šeštojo dešimtmečio pradžioje. Anglų ir prancūzų mokslininkai padarė panašias išvadas. Tiesa, dėl mažo paviršiaus ploto šios žvaigždės vėsta itin lėtai.

Taigi, daugumą pastebėtų baltųjų nykštukų savybių galima paaiškinti didžiuliu jų medžiagos tankiu ir labai stipriu gravitaciniu lauku ant jų paviršių. Dėl to baltieji nykštukai yra unikalūs objektai: dar neįmanoma atkurti sąlygų, kuriomis jų medžiaga randama antžeminėse laboratorijose.

Atidarymas 1844 m. Karaliaučiaus observatorijos direktorius Friedrichas Beselis atrado, kad Sirijus, ryškiausia žvaigždė šiauriniame danguje, periodiškai, nors ir labai silpnai, nukrypsta nuo tiesios trajektorijos dangaus sferoje. Beselis padarė išvadą, kad Sirijus turėtų turėti nematomą „tamsųjį“ palydovą, o abiejų žvaigždžių apsisukimo aplink bendrą masės centrą laikotarpis turėtų būti apie 50 metų. Žinia buvo sutikta skeptiškai, nes tamsusis palydovas liko nepastebimas, o jo masė turėjo būti gana didelė – panaši į Sirijaus masę.
1862 metų sausį A.G. Clarkas, reguliuodamas 18 colių refraktorių, didžiausią tuo metu pasaulyje teleskopą (Dearborn Telescope), kurį Klarkų šeimos įmonė tiekė Čikagos observatorijai, netoli Sirijaus aptiko blankią žvaigždę. Tai buvo tamsusis Sirijaus palydovas Sirius B, kurį numatė Beselis. Sirijaus B paviršiaus temperatūra yra 25 000 K, o tai, atsižvelgiant į jo anomaliai mažą šviesumą, rodo labai mažą spindulį ir atitinkamai itin didelį tankį - 10 6 g/cm³ (Sirijaus tankis ~0,25 g/cm³, Saulės tankis ~ 1,4 g/cm³).
1917 metais Adrianas Van Maanenas atrado kitą baltąją nykštuką – Van Maaneno žvaigždę Žuvų žvaigždyne.

Tankio paradoksas XX amžiaus pradžioje Hertzsprungas ir Russellas atrado žvaigždžių spektrinės klasės (temperatūros) ir šviesumo modelį – Hertzsprung-Russell diagramą (H-R diagrama). Atrodė, kad visa žvaigždžių įvairovė telpa į dvi H-R diagramos atšakas – pagrindinę seką ir raudonąją milžinišką šaką. Kaupdamas statistiką apie žvaigždžių pasiskirstymą pagal spektrines klases ir šviesumą, Russellas 1910 m. kreipėsi į profesorių E. Pickeringą. Russellas taip apibūdina tolesnius įvykius:

Russello nuostaba yra gana suprantama: 40 Eridani B reiškia gana arti esančias žvaigždes, o iš stebimo paralakso galima gana tiksliai nustatyti atstumą iki jo ir atitinkamai šviesumą. 40 Eridani B šviesumas pasirodė neįprastai mažas jo spektrinei klasei – baltosios nykštukės H-R diagramoje suformavo naują sritį. Šis šviesumo, masės ir temperatūros derinys buvo nesuprantamas ir negalėjo būti paaiškintas standartiniu pagrindinės žvaigždžių struktūros sekos modeliu, sukurtu XX a. 20-ajame dešimtmetyje.
Didelis baltųjų nykštukų tankis buvo paaiškintas tik kvantinės mechanikos rėmuose po Fermi-Dirac statistikos atsiradimo. 1926 m. Fowleris savo straipsnyje „Tanki medžiaga“, Monthly Notices R. Astron, 87, 114-122, parodė, kad, skirtingai nei pagrindinės sekos žvaigždės, kurių būsenos lygtis pagrįsta idealiu dujų modeliu (standartas). Edingtono modelis), baltosioms nykštukėms medžiagos tankį ir slėgį lemia išsigimusių elektronų dujų (Fermi dujos) savybės.
Kitas baltųjų nykštukų prigimties paaiškinimo etapas buvo Ya I. Frenkelio ir Čandrasekharo darbas. 1928 m. Frenkelis nurodė, kad baltiesiems nykštukams turi būti nustatyta viršutinė masės riba, o 1930 m. Chandrasekharas savo darbe „Maksimali idealių baltųjų nykštukų masė“, Astroph, J. 74, 81-82) parodė, kad baltieji nykštukai virš 1,4 saulės masės yra nestabilios (Chandrasekhar riba) ir turi žlugti.

Baltųjų nykštukų kilmė
Fowlerio sprendimas paaiškino baltųjų nykštukų vidinę sandarą, tačiau nepaaiškino jų atsiradimo mechanizmo. Aiškinant baltųjų nykštukų atsiradimą, pagrindinį vaidmenį suvaidino dvi idėjos: E. Epic idėja, kad raudonieji milžinai susidaro iš pagrindinės sekos žvaigždžių dėl branduolinio kuro perdegimo ir V.G. Fesenkovo, padaryto netrukus po Antrojo pasaulinio karo, kad pagrindinės sekos žvaigždės turėtų prarasti masę, o toks masės praradimas turėtų turėti didelės įtakos žvaigždžių evoliucijai. Šios prielaidos visiškai pasitvirtino.
Vykstant pagrindinės sekos žvaigždžių evoliucijai, vandenilis „išdega“ ir susidaro helis (Bethe ciklas). Dėl tokio perdegimo nutrūksta energijos išsiskyrimas centrinėse žvaigždės dalyse, suspaudimas ir atitinkamai padidėja temperatūra bei tankis jos šerdyje, o tai lemia sąlygas, kuriomis įjungiamas naujas termobranduolinės energijos šaltinis: helio perdegimas. maždaug 10 8 K temperatūroje ( triguba helio reakcija arba trigubas alfa procesas), būdingas raudoniesiems milžinams ir supergigantams:
He 4 + He 4 = Be 8 - susilieja du helio branduoliai (alfa dalelės) ir susidaro nestabilus berilio izotopas;
Be 8 + He 4 = C 12 + 7,3 MeV – Dauguma Be 8 vėl skyla į dvi alfa daleles, bet kai Be 8 susiduria su didelės energijos alfa dalele, gali susidaryti stabilus C 12 anglies branduolys.
Tačiau reikia pažymėti, kad trigubai helio reakcijai būdingas žymiai mažesnis energijos išsiskyrimas nei Betės ciklas: masės vieneto atžvilgiu. energijos išsiskyrimas helio „degimo“ metu yra daugiau nei 10 kartų mažesnis nei vandenilio „degimo“ metu. Heliui perdegus ir energijos šaltiniui šerdyje išsenkant, galimos sudėtingesnės nukleosintezės reakcijos, tačiau, pirma, tokioms reakcijoms reikia vis aukštesnės temperatūros ir, antra, energijos išsiskyrimas masės vienetui tokiose reakcijose mažėja didėjant masių skaičiams. reaguojantys branduoliai.
Papildomas veiksnys, kuris, matyt, turi įtakos raudonųjų milžiniškų branduolių evoliucijai, yra trigubo helio reakcijos jautrumo aukštai temperatūrai ir sunkesnių branduolių sintezės reakcijų derinys su mechanizmu. neutrinų aušinimas: esant aukštai temperatūrai ir slėgiui, fotonai gali būti išsklaidyti elektronų, susidarant neutrino-antineutrino poroms, kurios laisvai nuneša energiją iš šerdies: žvaigždė jiems yra skaidri. Tai greitis tūrinis neutrininis aušinimas, priešingai nei klasikinis paviršutiniškas fotonų aušinimo neriboja energijos perdavimo procesai iš žvaigždės vidaus į jos fotosferą. Dėl nukleosintezės reakcijos žvaigždės šerdyje pasiekiama nauja pusiausvyra, kuriai būdinga ta pati šerdies temperatūra: izoterminė šerdis.
Santykinai mažos masės raudonųjų milžinų (Saulės tvarka) izoterminės šerdys daugiausia susideda iš helio, masyvesnių žvaigždžių – iš anglies ir sunkesnių elementų. Tačiau bet kuriuo atveju tokios izoterminės šerdies tankis yra toks didelis, kad atstumai tarp plazmos elektronų, sudarančių šerdį, tampa proporcingi jų De Broglie bangos ilgiui. λ = h / mv , tai yra, elektronų dujų degeneracijos sąlygos yra įvykdytos. Skaičiavimai rodo, kad izoterminių branduolių tankis atitinka baltųjų nykštukų tankį, t.y. Raudonųjų milžinų šerdys yra baltosios nykštukės.

Masiniai raudonųjų milžinų nuostoliai
Branduolinės reakcijos raudonuosiuose milžinuose vyksta ne tik šerdyje: šerdyje sudegus vandeniliui, helio nukleosintezė plinta į vis dar daug vandenilio turinčias žvaigždės sritis, sudarydama sferinį sluoksnį prie vandenilio skurdžios ir daug vandenilio ribos. regionuose. Panaši situacija susidaro ir su triguba helio reakcija: heliui perdegus šerdyje, jis taip pat koncentruojasi sferiniame sluoksnyje ties riba tarp helio neturtingų ir helio turtingų regionų. Žvaigždžių, turinčių tokias „dviejų sluoksnių“ nukleosintezės sritis, šviesumas žymiai padidėja ir pasiekia apie kelis tūkstančius Saulės šviesų, o žvaigždė „išsipučia“, padidindama savo skersmenį iki Žemės orbitos dydžio. Helio nukleosintezės zona pakyla į žvaigždės paviršių: masės dalis šioje zonoje sudaro ~70% žvaigždės masės. „Sprogdinimą“ lydi gana intensyvus medžiagos nutekėjimas iš žvaigždės paviršiaus, tokie objektai stebimi kaip protoplanetiniai ūkai, pavyzdžiui, ūkas HD44179 (; piešimas).
Tokios žvaigždės yra aiškiai nestabilios, o 1956 m. I.S. Šklovskis pasiūlė planetų ūkų susidarymo mechanizmą, kai išliejami raudonųjų milžinų kiautai, o tokių žvaigždžių izoterminių išsigimusių branduolių poveikis lemia baltųjų nykštukų gimimą (šis raudonųjų milžinų evoliucijos pabaigos scenarijus yra visuotinai priimtas ir pagrįstas daugybe stebėjimų duomenų). Tikslūs tokių žvaigždžių masės praradimo ir tolesnio apvalkalo išskleidimo mechanizmai dar nėra visiškai aiškūs, tačiau galima daryti prielaidą, kad šie veiksniai gali prisidėti prie apvalkalo praradimo:

• Išsiplėtusiuose žvaigždžių apvalkaluose gali išsivystyti nestabilumas, sukeliantis stiprius svyravimo procesus, lydimus žvaigždės šiluminio režimo pokyčių. Įjungta piešimas Aiškiai matomos žvaigždės išmestos medžiagos tankio bangos, kurios gali būti tokių svyravimų pasekmės.
• Dėl vandenilio jonizacijos regionuose, esančiuose žemiau fotosferos, gali išsivystyti stiprus konvekcinis nestabilumas. Saulės aktyvumas yra panašaus pobūdžio, tačiau raudonųjų milžinų atveju konvekcinių srautų galia turėtų gerokai viršyti saulės.
• Dėl itin didelio šviesumo žvaigždės spinduliuotės srauto šviesos slėgis jos išoriniuose sluoksniuose tampa reikšmingas, o tai, skaičiavimais, gali sukelti apvalkalo praradimą per kelis tūkstančius metų.

Vienaip ar kitaip, gana ilgas gana ramaus medžiagos nutekėjimo iš raudonųjų milžinų paviršiaus laikotarpis baigiasi jo apvalkalo išstūmimu ir šerdies atidengimu. Toks išmestas apvalkalas stebimas kaip planetinis ūkas. Protoplanetinių ūkų plėtimosi greičiai yra dešimtys km/s, t.

Spektro ypatumai
Baltųjų nykštukų spektrai labai skiriasi nuo pagrindinės sekos žvaigždžių ir milžinų spektrų. Pagrindinis jų bruožas yra nedidelis labai išsiplėtusių sugerties linijų skaičius, o kai kuriose baltosiose nykštukėse (spektrinė klasė DC) visiškai nėra pastebimų sugerties linijų. Mažas sugerties linijų skaičius šios klasės žvaigždžių spektruose paaiškinamas labai stipriu linijų išsiplėtimu: tik stipriausios sugerties linijos, besiplečiančios, turi pakankamai gylio, kad išliktų pastebimos, o silpnos dėl savo seklių. gylio, praktiškai susilieja su ištisiniu spektru.
Baltųjų nykštukų spektrų ypatybės paaiškinamos keliais veiksniais. Pirma, dėl didelio baltųjų nykštukų tankio gravitacijos pagreitis jų paviršiuje yra ~10 8 cm/s² (arba ~1000 Km/s²), o tai savo ruožtu lemia nedidelius jų fotosferų plotus, didžiulius tankius ir slėgis juose ir sugerties linijų išsiplėtimas. Kita stipraus gravitacinio lauko paviršiuje pasekmė – gravitacinis raudonasis linijų poslinkis jų spektruose, prilygstantis kelių dešimčių km/s greičiams. Antra, kai kurios baltosios nykštukės, turinčios stiprius magnetinius laukus, pasižymi stipria spinduliuotės poliarizacija ir spektrinių linijų padalijimu dėl Zeemano efekto.

Baltųjų nykštukų rentgeno spinduliuotė
Jaunų baltųjų nykštukų – izotropinių žvaigždžių šerdies po jų apvalkalų išsiliejimo – paviršiaus temperatūra yra labai aukšta – daugiau nei 2·10 5 K, tačiau gana greitai nukrenta dėl neutrinų aušinimo ir spinduliavimo iš paviršiaus. Rentgeno spinduliuose stebimos tokios labai jaunos baltosios nykštukės. Karščiausių baltųjų nykštukų paviršiaus temperatūra yra 7·10 4 K, šalčiausių – ~5·10³ K.
Baltųjų nykštukų spinduliavimo rentgeno spindulių diapazone ypatumas yra tai, kad pagrindinis jų rentgeno spinduliuotės šaltinis yra fotosfera, kuri ryškiai skiria juos nuo „įprastų“ žvaigždžių: pastarosios turi rentgeno vainiką. kaitinama iki kelių milijonų kelvinų, o fotosferos temperatūra per žema rentgeno spinduliuotei.
Nesant akrecijos, baltųjų nykštukų šviesumo šaltinis yra jų šerdyje sukaupta jonų šiluminė energija, todėl jų šviesumas priklauso nuo amžiaus. Kiekybinę baltųjų nykštukų aušinimo teoriją 1940-ųjų pabaigoje sukūrė S.A. Kaplanas.

Akrecija ant baltųjų nykštukų dvejetainėse sistemose

• Nestacionarus priaugimas prie baltųjų nykštukų, kai kompanionas yra masyvi raudonoji nykštukė, sukelia nykštukinių novų (U Gem (UG) tipo žvaigždžių) ir į novas panašių katastrofiškų kintamų žvaigždžių susidarymą.
• Akrecija ant baltųjų nykštukų, turinčių stiprų magnetinį lauką, yra nukreipta į baltosios nykštukės magnetinius polius, o ciklotroninis spinduliuotės iš besikaupiančios plazmos mechanizmas lauko cirkumpoliarinėse srityse sukelia stiprią spinduliuotės poliarizaciją matomoje srityje (poliaruose). ir tarpiniai poliai).
• Vandenilio turinčios medžiagos kaupimasis ant baltųjų nykštukų sukelia jos kaupimąsi paviršiuje (daugiausia sudarytą iš helio) ir įkaista iki helio sintezės reakcijos temperatūros, o tai, esant šiluminiam nestabilumui, sukelia sprogimą, stebimą kaip nova.