Kas yra baltasis nykštukas astronomijoje. Baltoji nykštukė, neutroninė žvaigždė, juodoji skylė

Baltosios nykštukės: vėsinančios žvaigždės visatoje

Baltosios nykštukės išsivysto, kurių masė neviršija Chandrasekhar ribos (didžiausios masės, kuriai esant žvaigždė gali egzistuoti kaip baltoji nykštukė), neturintys savo termobranduolinės energijos šaltinių.

Baltosios nykštukės yra kompaktiškos žvaigždės, kurių masė yra panaši į masę arba didesnė už masę, bet kurių spindulys yra 100 kartų mažesnis ir atitinkamai bolometrinis šviesumas ~10 000 kartų mažesnis nei Saulės. Vidutinis tankis Baltųjų nykštukų medžiaga jų fotosferose yra 105–109 g/cm³, o tai beveik milijoną kartų viršija pagrindinės sekos žvaigždžių tankį. Pagal paplitimą baltosios nykštukės, įvairiais skaičiavimais, sudaro 3–10% mūsų žvaigždžių populiacijos. Apskaičiavimo neapibrėžtumas atsiranda dėl to, kad sunku stebėti tolimus baltuosius nykštukus dėl mažo jų šviesumo.

Tariamas Sirijaus judėjimas dangaus sfera(pagal Flammarioną)

Pirmoji atrasta baltoji nykštukė buvo žvaigždė 40 Eridani B. triguba sistema sistema 40 Eridani, kurią Williamas Herschelis įtraukė į katalogą dar 1785 m dvigubos žvaigždės. 1910 m. Henry Norrisas Russellas atkreipė dėmesį į neįprastai mažą 40 Eridani B šviesumą esant aukštai spalvų temperatūrai, o tai vėliau padėjo tokias žvaigždes klasifikuoti į atskirą baltųjų nykštukų klasę.

Antrasis ir trečiasis aptikti baltieji nykštukai buvo Sirijus B ir Prokionas B. 1844 m. Karaliaučiaus observatorijos direktorius Friedrichas Beselis, analizuodamas stebėjimų duomenis, kurie buvo atlikti nuo 1755 m., atrado, kad Sirijus ryškiausia žvaigždė dangus, o Procyon periodiškai, nors ir labai silpnai, nuo nukrypsta tiesus kelias judėjimas per dangaus sferą. Beselis padarė išvadą, kad kiekvienas iš jų turi turėti artimą palydovą. Žinia buvo sutikta skeptiškai, nes silpnas palydovas liko nepastebimas, o jo masė turėjo būti gana didelė – atitinkamai panaši į Sirijaus ir Prokiono masę.

1862 m. sausio mėn. Alvinas Grahamas Clarkas, reguliuodamas 18 colių refraktorių, didžiausią tuo metu pasaulyje teleskopą (Dearborn telescope), kurį Clark šeimos įmonė vėliau tiekė Čikagos universiteto observatorijai, iš karto aptiko blankią žvaigždę. Sirijaus apylinkėse. Tai buvo Sirijaus palydovas Sirius B, kurį numatė Beselis. O 1896 m. amerikiečių astronomas D. M. Scheberle atrado Procyon B, taip patvirtindamas antrąją Beselio prognozę.

1915 metais amerikiečių astronomas Walteris Sidney Adamsas išmatavo Sirijaus B spektrą. Iš matavimų paaiškėjo, kad jo temperatūra buvo ne žemesnė nei Sirijaus A (šiuolaikiniais duomenimis Sirijaus B paviršiaus temperatūra yra 25 000 K, o Sirijaus A). - 10 000 K), kuris, atsižvelgiant į 10 000 kartų mažesnį šviesumą nei Sirius A, rodo labai mažą spindulį ir atitinkamai didelio tankio- 106 g/cm³ (Sirijaus tankis ~0,25 g/cm³, Saulės tankis ~1,4 g/cm³).

1917 metais Adrianas van Maanenas atrado dar vieną baltąją nykštuką – van Maaneno žvaigždę Žuvų žvaigždyne.

1922 m. Willemas Jacobas Leuthenas pasiūlė tokias žvaigždes vadinti „baltaisiais nykštukais“.

XX amžiaus pradžioje Hertzsprungas ir Russellas atrado žvaigždžių spektrinės klasės (ty 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 Edwardą Pickeringą. Russellas taip apibūdina tolesnius įvykius:

„Buvau pas savo draugą... profesorių E. Pickeringą verslo vizito metu. Su būdingu gerumu jis pasisiūlė gauti visų žvaigždžių, kurias mes ir Hinksas stebėjome, spektrus... siekdamas nustatyti jų paralaksus. Ši iš pažiūros įprasto darbo dalis pasirodė labai vaisinga – tai leido atrasti, kad visos žvaigždės yra labai mažos absoliuti vertė(t. y. mažo šviesumo) turi M spektrinę klasę (t. y. labai žemą paviršiaus temperatūrą). Kiek pamenu, aptardamas šį klausimą aš paklausiau Pickeringo apie kai kurias kitas silpnas žvaigždes..., ypač paminėdamas 40 Eridani B. Jam būdingu būdu, jis iš karto nusiuntė užklausą į (Harvardo) observatorijos biurą ir buvo netrukus gautas atsakymas (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 ir tiesiogine prasme nustebino ši išimtis iš to, kas atrodė gana normali taisyklė dėl žvaigždžių savybių. 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 savo spektrinei klasei – susiformavo baltosios nykštukės nauja sritis G-R diagramoje. 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 straipsnyje „Apie tankią medžiagą“, Monthly Notices R. Astron, 87, 114–122) parodė, kad, skirtingai nei pagrindinės sekos žvaigždės, kurių būsenos lygtis pagrįsta idealiųjų dujų modeliu. standartinis modelis Eddington), baltosioms nykštukėms medžiagos tankį ir slėgį lemia išsigimusių elektronų dujų (Fermi dujos) savybės.

Kitas baltųjų nykštukų prigimties aiškinimo etapas buvo Jakovo Frenkelio, E.Stonerio ir Čandrasekharo darbai. 1928 m. Frenkelis nurodė, kad baltiesiems nykštukams turėtų būti viršutinė riba masė, tai yra, šios žvaigždės, kurių masė viršija tam tikrą ribą, yra nestabilios ir turi subyrėti. Tokią pačią išvadą 1930 m. nepriklausomai padarė E. Stoneris, kuris teisingai įvertino ribinę masę. Tiksliau jį apskaičiavo 1931 m. Chandrasekharas savo darbe " Maksimalus svoris idealus baltasis nykštukas“ („The Maxim mass of ideal white dwarfs“, Astroph. J. 74, 81-82) (Chandrasekhar limit) ir nepriklausomai nuo jo 1932 m. L. D. Landau.

Fowlerio sprendimas paaiškintas vidinė struktūra baltųjų nykštukų, tačiau jų atsiradimo mechanizmo nesiaiškino. Dvi idėjos suvaidino pagrindinį vaidmenį aiškinant baltųjų nykštukų atsiradimą: astronomo Ernsto Epico idėja, kad raudonieji milžinai susidaro iš pagrindinės sekos žvaigždžių, išdegus branduoliniam kurui, ir astronomo Vasilijaus Fesenkovo prielaida. netrukus po Antrojo pasaulinio karo pagrindinės sekos žvaigždės turėtų prarasti masę, o toks masės praradimas turėtų turėti didelės įtakos žvaigždžių evoliucijai. Šios prielaidos visiškai pasitvirtino.

Pagrindinės sekos žvaigždės struktūra saulės tipas ir raudonasis milžinas su izotermine helio šerdimi ir sluoksniuota nukleosintezės zona (ne pagal mastelį).

Pagrindinės sekos žvaigždžių evoliucijos metu vandenilis „perdega“ - nukleosintezė, susidarant heliui (žr. Bethe ciklą). Toks perdegimas veda prie energijos išleidimo nutraukimo centrinės dalysžvaigždė, suspaudimas ir, atitinkamai, temperatūros ir tankio padidėjimas 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 108 K temperatūrai kinetinė energija helio branduoliai tampa pakankamai aukšti, kad įveiktų Kulono barjerą: du helio branduoliai (4He, alfa dalelės) gali susijungti ir sudaryti nestabilų berilio izotopą 8Be.

Nepaisant labai mažos 8Be pusiausvyros koncentracijos (pavyzdžiui, esant ~108 K temperatūrai koncentracijos santykis yra / ~10-10), tokios trigubos helio reakcijos greitis pasirodo esantis pakankamas naujai hidrostatinei pusiausvyrai pasiekti karštoji žvaigždės šerdis. Trinarės helio reakcijos metu energijos išsiskyrimo priklausomybė nuo temperatūros yra labai didelė.

Tačiau reikia pažymėti, kad trigubai helio reakcijai būdingas žymiai mažesnis energijos išskyrimas nei Bethe ciklas: skaičiuojant masės vienetu, energijos išsiskyrimas helio „degimo“ metu yra daugiau nei 10 kartų mažesnis nei jo metu. vandenilio „deginimas“. Heliui perdegus ir energijos šaltiniui branduolyje išsenkant, galimos sudėtingesnės nukleosintezės reakcijos, tačiau, pirma, tokioms reakcijoms reikia vis daugiau ir daugiau. aukšta temperatūra, ir, antra, energijos išsiskyrimas masės vienetui tokiose reakcijose mažėja, nes didėja į reakciją patenkančių branduolių masės skaičius.

Papildomas veiksnys, kuris, matyt, turi įtakos raudonųjų milžinų branduolių evoliucijai, yra trigubo helio reakcijos ir sunkesnių branduolių sintezės reakcijos aukštai temperatūrai derinys su neutrino aušinimo mechanizmu: esant aukštai temperatūrai ir slėgiui, fotonai gali būti išsklaidyti elektronų su susidaro neutrino-antineutrino poros, kurios laisvai nuneša energiją iš šerdies: žvaigždė jiems yra skaidri. Tokio tūrinio neutrinų aušinimo greičio, priešingai nei klasikinis paviršiaus fotonų aušinimas, neriboja energijos perdavimo procesai iš žvaigždės vidaus į jos fotosferą. Dėl nukleosintezės reakcijos žvaigždės šerdyje pasiekiama nauja pusiausvyra, kuriai būdinga ta pati šerdies temperatūra: susidaro izoterminė šerdis.

Baltųjų nykštukų populiacija rutuliniame pavidale žvaigždžių spiečius NGC 6397. Mėlyni kvadratai yra helio baltieji nykštukai, purpuriniai apskritimai yra „normalūs“ balti nykštukai, turintys daug anglies.

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, tai yra, raudonųjų milžinų branduoliai yra baltosios nykštukės.

Protoplanetinis ūkas HD 44179: asimetrinis dujų ir dulkių išmetimas iš raudonojo milžino.

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 jos skersmenį iki dydžio. žemės orbita. Helio nukleosintezės zona pakyla į žvaigždės paviršių: masės dalis šioje zonoje sudaro ~70% žvaigždės masės. „Sprogdinimą“ lydi gana intensyvus medžiagos nutekėjimas iš žvaigždės paviršiaus, pavyzdžiui, protoplanetiniai ūkai.

Planetinis ūkas NGC 3132: centre yra dviguba žvaigždė – Sirijaus analogas.

Tokios žvaigždės yra akivaizdžiai nestabilios, o 1956 m. astronomas ir astrofizikas Josephas Shklovsky pasiūlė planetų ūkų susidarymo mechanizmą, išsklaidant raudonųjų milžinų apvalkalus, o tokių žvaigždžių izoterminių išsigimusių šerdžių atskleidimas paskatintų jų gimimą. baltieji nykštukai. Tikslūs tokių žvaigždžių masės praradimo ir tolesnio apvalkalo išskleidimo mechanizmai vis dar neaiškūs, tačiau galima daryti prielaidą, kad šie veiksniai gali prisidėti prie apvalkalo praradimo:

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.

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.

Išsiplėtusiuose žvaigždžių apvalkaluose gali išsivystyti nestabilumas, dėl kurio gali atsirasti stiprūs virpesių procesai, kuriuos lydi žvaigždės terminio režimo pasikeitimas. Stebimos žvaigždės išstumtos medžiagos tankio bangos, kurios gali būti tokių svyravimų pasekmės.

Raudonuosiuose milžinuose, turinčiuose „dviejų sluoksnių“ termobranduolinį šaltinį, kuris vėlyvoje evoliucijos stadijoje perėjo į asimptotinę milžinišką šaką, stebimos šiluminės pulsacijos, kurias lydi vandenilio ir helio termobranduolinių šaltinių „perjungimas“ ir intensyvus masės praradimas.

Vienaip ar kitaip, bet pakankamai ilgas laikotarpis Santykinai tylus medžiagos nutekėjimas iš raudonųjų milžinų paviršiaus baigiasi jo apvalkalo išmetimu ir šerdies apnuoginimu. Toks išmestas apvalkalas stebimas kaip planetinis ūkas. Protoplanetinių ūkų plėtimosi greičiai yra dešimtys km/s, tai yra, artimi parabolinių greičių raudonųjų milžinų paviršiuje vertei, o tai yra papildomas jų susidarymo patvirtinimas, išleidžiant raudonųjų milžinų „perteklinę masę“.

Dabar Šklovskio pasiūlytas raudonųjų milžinų evoliucijos pabaigos scenarijus yra visuotinai priimtas ir pagrįstas daugybe stebėjimų duomenų.

Kaip jau buvo minėta, baltųjų nykštukų masės prilygsta Saulės dydžiui, tačiau jų dydis yra tik šimtoji (ar net mažesnė) saulės spindulio dalis, tai yra, baltųjų nykštukų medžiagos tankis yra itin didelis ir siekia g/cm³. Esant tokiam tankiui, sunaikinami atomų elektronų apvalkalai, o medžiaga yra elektronų-branduolinė plazma, o jos elektroninis komponentas yra išsigimusios elektronų dujos. Taigi baltosioms nykštukėms, skirtingai nei pagrindinės sekos žvaigždėms ir milžinams, masės ir šviesumo ryšio nėra.

Aukščiau pateikta būsenos lygtis galioja šaltoms elektronų dujoms, tačiau net kelių milijonų laipsnių temperatūra yra maža, palyginti su būdinga elektronų Fermio energija. Tuo pačiu metu, didėjant medžiagos tankiui dėl Paulio išskyrimo (du elektronai negali turėti tos pačios kvantinės būsenos, tai yra vienodos energijos ir sukimosi), elektronų energija ir greitis padidėja tiek, kad pradeda veikti reliatyvumo teorija – išsigimusios elektronų dujos tampa reliatyvistinės . Reliatyvistinių išsigimusių elektronų dujų slėgio priklausomybė nuo tankio jau skiriasi. Šio priklausomybių santykio pasekmė yra tam tikros žvaigždžių masės vertės, kuriai esant gravitacinių jėgų yra subalansuotos slėgio jėgų, o didėjant baltosios nykštukės masei, jos spindulys mažėja. Kita pasekmė yra ta, kad jei masė yra didesnė už tam tikrą ribą (Chandrasekhar riba), tada žvaigždė griūva.

Taigi, yra viršutinė baltųjų nykštukų masės 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 kaip tik tų žvaigždžių, kurios sugebėjo išsivystyti laikui bėgant, liekanas. pradinis laikotarpis Visatos žvaigždžių formavimasis iki šių dienų.

Baltųjų nykštukų spektrai viduje rutulinis spiečius NGC 6397. Palyginimui viršuje (raudona spalva) parodytas DA spektrinės klasės baltosios nykštukės "standartinis" spektras.

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 ~108 cm/s² (arba ~1000 km/s²), o tai savo ruožtu lemia nedidelius jų fotosferų dydžius, didžiulius tankius ir slėgius. juose ir sugerties linijų išplėtimas. Dar viena stipraus pasekmė gravitacinis laukas paviršiuje yra 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.

Baltosios nykštukės klasifikuojamos į atskirą spektrinę klasę D (iš anglų kalbos Dwarf – nykštukas), šiuo metu naudojamą klasifikaciją, atspindinčią baltųjų nykštukų spektro ypatybes, 1983 m. pasiūlytą Edvardo Siono; šioje klasifikacijoje spektrinė klasė parašyta tokiu formatu:

DA - spektre yra Balmer serijos vandenilio linijos, helio linijos nepastebimos
DB - spektre yra helio He I linijų, vandenilio ar metalų linijų nėra
DC – nuolatinis spektras be sugerties linijų
DO – spektre gali būti ir stiprių helio He II 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 kitos kintamos baltosios nykštukės
X – saviti arba neklasifikuojami spektrai

Egzotiška dvejetainė sistema PSR J0348+0432, susidedanti iš pulsaro ir baltosios nykštukės, kuri ją apskrieja kas 2,5 valandos.

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.

KOI-256 sistema, susidedanti iš raudonųjų ir baltųjų nykštukų. NASA iliustracija.

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, komponentai dauguma likusieji 20% gyventojų. Šio baltųjų nykštukų atmosferos sudėties skirtumo priežastis ilgą laiką liko neaišku. 1984 m. Iko Ibenas svarstė baltųjų nykštukų „išėjimo“ iš pulsuojančių raudonųjų milžinų ant asimptotinės milžiniškos šakos įvairiose pulsacijos fazėse scenarijus. 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 sluoksniuotos helio blyksnio išsivystymas.

Nepaprastai trumpas laikas(~30 metų), helio šaltinio šviesumas padidėja tiek, kad helio degimas pereina į konvekcinį režimą, sluoksnis plečiasi, išstumdamas vandenilio sluoksnio šaltinį, dėl ko jis atšaldomas ir nutrūksta vandenilio degimas. 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 atsiskyrimo paviršius priklauso nuo fazės, tada, kai apvalkalas išstumiamas helio blyksnio metu, atidengiama DB spektrinės klasės „helio“ baltoji nykštukė, o kai apvalkalą išmeta 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 ploto vienetui yra proporcinga ketvirtajai kūno temperatūros galiai.

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.

Riboje, po dešimčių milijardų metų aušinimo, bet kuri baltoji nykštukė turėtų virsti vadinamąja juodąja nykštuke (neskleidžiančia matomos šviesos). Nors tokių objektų Visatoje dar nebuvo pastebėta (kai kuriais vertinimais, kad baltoji nykštukė atvėstų iki 5K temperatūros, reikia mažiausiai 1015 milijardų metų), nuo laiko, kuris praėjo nuo pirmųjų žvaigždžių susidarymo. Visatoje yra (pagal šiuolaikines sampratas) apie 13 milijardų metų, tačiau kai kurios baltosios nykštukės jau atvėso iki žemesnės nei 4000 Kelvino laipsnių temperatūros (pavyzdžiui, baltosios nykštukės WD 0346+246 ir SDSS J110217, 48+411315.4, kurių temperatūra yra 0–370 K. 3800K ir M0 spektrinė klasė maždaug 100 šviesmečių atstumu nuo Saulės), todėl jų aptikimas kartu su mažais dydžiais yra labai sudėtingas uždavinys.

Minkštas Sirijaus rentgeno vaizdas. Ryškusis 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: Chandra rentgeno teleskopu padarytos Sirijaus nuotraukos gali pasitarnauti kaip iliustracija – jose baltasis nykštukas Sirijus B atrodo ryškesnis nei Sirijus A. spektrinė klasė A1, kuri optiniame diapazone yra ~10 000 kartų šviesesnė už Sirius B.

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 atšalimo teoriją XX amžiaus ketvirtojo dešimtmečio pabaigoje sukūrė profesorius Samuelis Kaplanas.

Kintamoji žvaigždė Mira (ο Ceti) ultravioletinių spindulių diapazone. Matoma akrecijos „uodega“, nukreipta nuo pagrindinio komponento - raudonojo milžino į kompanioną - baltąjį nykštuką.

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, o tai sukelia daugybę astronominių reiškinių:

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, nukreipiama į baltosios nykštukės magnetinių polių sritį, o ciklotroninis spinduliuotės iš besikaupiančios plazmos mechanizmas nykštuko magnetinio lauko cirkumpoliarinėse srityse sukelia stiprią spinduliuotės poliarizaciją matomoje srityje. (poliarai ir tarpiniai poliai).

Kairėje yra Ia tipo supernovos SN 1572 liekanų rentgeno vaizdas, kurį Tycho Brahe pastebėjo 1572 m. Dešinėje – optinė nuotrauka, kurioje matyti buvęs sprogusio baltojo nykštuko palydovas.

Vandenilio turinčios medžiagos kaupimasis ant baltųjų nykštukų sukelia jos kaupimąsi paviršiuje (daugiausia sudarytą iš helio) ir įkaista iki helio sintezės reakcijos temperatūros, o tai, esant termininiam nestabilumui, sukelia sprogimą, stebimą kaip pliūpsnis. 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.

Baltieji nykštukai yra žvaigždės, turinčios didelė masė(saulės tvarka) ir mažas spindulys (Žemės spindulys), kuris yra mažesnis už pasirinktos masės Chandrasekhar ribą, kurios yra raudonųjų milžinų evoliucijos produktas. Juose buvo sustabdytas termobranduolinės energijos gamybos procesas, o tai veda prie ypatingos savybėsšios žvaigždės. Įvairiais skaičiavimais, mūsų galaktikoje jų skaičius svyruoja nuo 3 iki 10% visos žvaigždžių populiacijos.

1844 metais vokiečių astronomas ir matematikas Friedrichas Beselis, stebėdamas, atrado nedidelį žvaigždės nukrypimą nuo tiesinis judėjimas, ir padarė prielaidą, kad Sirijus turi nematomą didžiulę žvaigždę.

Jo prielaida pasitvirtino jau 1862 m., kai amerikiečių astronomas ir teleskopų statytojas Alvanas Grahamas Clarkas, reguliuodamas didžiausią tuo metu refraktorių, netoli Sirijaus aptiko blankią žvaigždę, kuri vėliau buvo pavadinta Sirius B.

Baltasis nykštukas„Sirius B“ šviesumas yra mažas, o gravitacinis laukas gana pastebimai veikia jo šviesųjį kompanioną, o tai rodo, kad šios žvaigždės spindulys yra itin mažas ir didelė masė. Taip pirmą kartą buvo atrastas objekto tipas, vadinamas baltosiomis nykštukais. Antrasis panašus objektas buvo žvaigždė Maanen, esanti Žuvų žvaigždyne.

Švietimo mechanizmas

Baltosios nykštukės reiškia paskutinę mažos žvaigždės, kurios masė yra panaši į Saulės masę, evoliucijos etapą. Kada jie pasirodo? Kai visas žvaigždės, kaip ir mūsų Saulės, centre esantis vandenilis perdega, jos šerdis susitraukia iki didelio tankio, o išoriniai sluoksniai labai išsiplečia ir, lydima bendro šviesumo blankumo, žvaigždė virsta raudona milžine. Tada pulsuojantis raudonasis milžinas nusimeta savo apvalkalą, nes išoriniai žvaigždės sluoksniai yra laisvai sujungti su centrine karšta ir labai tankia šerdimi. Šis apvalkalas vėliau tampa besiplečiančiu planetiniu ūku. Kaip matote, raudonieji milžinai ir baltieji nykštukai yra labai glaudžiai susiję.

Šerdies suspaudimas vyksta iki ypač mažų dydžių, tačiau vis dėlto neviršija Chandrasekhar ribos, ty viršutinės žvaigždės masės ribos, kurioje ji gali egzistuoti kaip baltoji nykštukė.

Baltųjų nykštukų rūšys

Spektriniu požiūriu jie yra suskirstyti į dvi grupes. Baltosios nykštukės emisija skirstoma į labiausiai paplitusią „vandenilio“ spektrinę klasę DA (iki 80% viso), kurioje nėra spektrines linijas helio, ir retesnio „helio baltojo nykštuko“ tipo DB, kurio žvaigždžių spektruose vandenilio linijų nėra.

Amerikiečių astronomas Iko Ibenas pasiūlė įvairius jų atsiradimo scenarijus: dėl to, kad helio degimas raudonuosiuose milžinuose yra nestabilus, periodiškai išsivysto sluoksniuotas helio pliūpsnis. Jis sėkmingai pasiūlė apvalkalo išliejimo mechanizmą įvairiuose helio blyksnio vystymosi etapuose - jo piko metu ir laikotarpiu tarp dviejų blyksnių. Jo susidarymas priklauso atitinkamai nuo lukšto išsiliejimo mechanizmo.

Degeneruotos dujos

Prieš Ralph Fowler paaiškino tankio ir slėgio charakteristikas baltųjų nykštukų viduje savo 1922 m. darbe Tanki medžiaga, didelis tokios struktūros tankis ir fizinės savybės atrodė paradoksaliai. Fowleris pasiūlė, kad skirtingai nuo pagrindinės sekos žvaigždžių, kurių būsenos lygtis apibūdinama idealių dujų savybėmis, baltosiose nykštukėse ją lemia išsigimusių dujų savybės.

Baltosios nykštukės spindulio ir jo masės grafikas. Atkreipkite dėmesį, kad ultrareliatyvistinė Fermi dujų riba yra tokia pati kaip Chandrasekhar riba

Degeneruotos dujos susidaro, kai atstumas tarp jų dalelių tampa mažesnis už de Broglie bangą, o tai reiškia, kad kvantinis mechaninis poveikis, kurį sukelia dujų dalelių tapatumas, pradeda daryti įtaką jų savybėms.

Baltuosiuose nykštukuose dėl didžiulio tankio atomų apvalkalai sunaikinami veikiant vidinio slėgio jėgai ir medžiaga tampa elektronine-branduoline plazma, o elektroninė dalis apibūdinama išsigimusių elektronų dujų savybėmis, panašiomis į elektronų elgesys metaluose.

Tarp jų labiausiai paplitę yra anglies-deguonies, kurių apvalkalas susideda iš helio ir vandenilio.

Statistiškai baltosios nykštukės spindulys yra panašus į Žemės spindulį, o masė svyruoja nuo 0,6 iki 1,44 saulės masės. Paviršiaus temperatūra yra iki 200 000 K diapazone, o tai taip pat paaiškina jų spalvą.

Šerdis

Pagrindinė vidinės struktūros charakteristika yra labai didelis šerdies tankis, kuriame gravitacinę pusiausvyrą sukelia išsigimusios elektronų dujos. Baltosios nykštukės vidaus temperatūrą ir gravitacinį suspaudimą subalansuoja išsigimusių dujų slėgis, santykinis stabilumas skersmens, o jo šviesumas daugiausia atsiranda dėl išorinių sluoksnių aušinimo ir suspaudimo. Sudėtis priklauso nuo to, kiek išsivysčiusi motininė žvaigždė, tai daugiausia anglis su deguonimi ir nedideli vandenilio bei helio mišiniai, kurie virsta išsigimusiomis dujomis.

Evoliucija

Raudonojo milžino sprogus heliui ir išsiliejus išoriniams apvalkalams, žvaigždė varoma pagal Hertzsprung-Russell diagramą, nustatant jos vyraujančią cheminę sudėtį. Gyvenimo ciklas po to baltoji nykštukė išlieka stabili iki atvėsimo, kai žvaigždė praranda šviesumą ir tampa nematoma, patekusi į vadinamosios „juodosios nykštukės“ stadiją, - galutinis rezultatas evoliucija, nors in šiuolaikinė literatūrašis terminas vartojamas vis rečiau.

Medžiagos srautas nuo žvaigždės iki baltosios nykštukės, kurios nematyti dėl mažo šviesumo

Netoliese esančių žvaigždžių kompanionų buvimas pailgina jų gyvenimą dėl medžiagos kritimo į paviršių susidarius akrecijos diskui. Medžiagos kaupimosi porinėse sistemose ypatybės gali lemti medžiagos kaupimąsi baltųjų nykštukų paviršiuje, o tai galiausiai lemia Ia tipo novos ar supernovos (ypač masyvių) sprogimą.

Menininko įspūdis apie supernovos sprogimą

Jei sistemoje „baltasis nykštukas – raudonasis nykštukas“ akrecija yra nestacionari, rezultatas gali būti savotiškas baltosios nykštuko sprogimas (pavyzdžiui, U Gem (UG)) arba panašus į novą. kintamos žvaigždės, kurio sprogimas yra katastrofiškas.

Supernovos liekana SN 1006 yra susprogusi baltoji nykštukė, kuri buvo dvejetainėje sistemoje. Jis pamažu užfiksavo žvaigždės kompanionės materiją ir išprovokavo didėjančią masę termobranduolinis sprogimas kuris suplėšė nykštuką

Padėtis Hertzsprung-Russell diagramoje

Diagramoje jie užima apatinę kairę dalį, priklausančią žvaigždžių šakai, kuri paliko pagrindinę seką iš raudonųjų milžinų būsenos.

Yra mažo šviesumo karštų žvaigždžių regionas, kuris yra antras pagal dydį tarp žvaigždžių stebimoje Visatoje.

Spektrinė klasifikacija

Daug baltųjų nykštukų M4 rutuliniame spiečiuje, Hablo vaizdas

Jie priskiriami specialiai spektrinei D klasei (iš anglų Dwarfs – nykštukai, nykštukai). Tačiau 1983 m. Edwardas Zionas pasiūlė tikslesnę klasifikaciją, kurioje atsižvelgiama į jų spektrų skirtumus, būtent: D (poklasis) (spektrinė ypatybė) (temperatūros indeksas).

Yra šie DA, DB, DC, DO, DZ ir DQ spektrų poklasiai, kurie nurodo vandenilio, helio, anglies ir metalų linijų buvimą arba nebuvimą. O P, H, V ir X spektrinės ypatybės paaiškina poliarizacijos buvimą ar nebuvimą, magnetinį lauką, kai nėra poliarizacijos, baltųjų nykštukų kintamumą, savitumą ar neklasifikavimą.

Kokia baltoji nykštukė yra arčiausiai Saulės? Arčiausiai yra van Maaneno žvaigždė, kuri yra blankus objektas, esantis tik 14,4 šviesmečio nuo Saulės. Jis yra Žuvų žvaigždyno centre.
Van Maaneno žvaigždė yra artimiausia vienintelė baltoji nykštukė
Van Maaneno žvaigždė yra per silpna, kad galėtume pamatyti plika akimi, jos dydis yra 12,2. Tačiau jei laikysime baltą nykštuką sistemoje su žvaigžde, tai artimiausias yra Sirijus B, nutolęs nuo mūsų 8,5 šviesmečio atstumu. Beje, garsiausias baltasis nykštukas yra Sirijus B.
Sirijaus B ir Žemės dydžių palyginimas
Didžiausia baltoji nykštukė yra planetinio ūko M27 (NGC 6853), kuris geriau žinomas kaip Hantelio ūkas, centre. Jis yra Vulpecula žvaigždyne, maždaug 1360 šviesmečių atstumu nuo mūsų. Jos centrinė žvaigždė yra didesnė nei bet kurios kitos žinomos baltosios nykštukės šiuo metu.
Mažiausia baltoji nykštukė turi kakofonišką pavadinimą GRW +70 8247 ir yra maždaug 43 šviesmečių atstumu nuo Žemės Drako žvaigždyne. Jo dydis yra apie 13 ir matomas tik per didelį teleskopą.
Baltosios nykštukės gyvenimo trukmė priklauso nuo to, kaip lėtai ji atvėsta. Kartais ant jo paviršiaus susikaupia pakankamai dujų ir jos virsta Ia tipo supernova. Gyvenimo trukmė labai ilga – milijardai metų, tiksliau nuo 10 iki 19 laipsnio ir net daugiau. Ilgą jų gyvenimo trukmę lemia tai, kad jie atvėsta labai lėtai ir turi visas galimybes išgyventi iki Visatos pabaigos. O aušinimo laikas proporcingas ketvirtajai temperatūros laipsniai.
Vidutinė baltoji nykštukė yra 100 kartų mažesnė už mūsų Saulę, o tankis 29 000 kg/kubinis centimetras, 1 kubinio cm svoris yra 29 tonos. Bet verta manyti, kad tankis gali skirtis priklausomai nuo dydžio, nuo 10*5 iki 10*9 g/cm3.
Mūsų saulė ilgainiui pavirs balta nykštuke. Kad ir kaip liūdnai tai skambėtų, mūsų žvaigždės masė neleidžia jai virsti neutronine žvaigžde ar juodąja skyle. Saulė pavirs balta nykštuke ir tokia forma egzistuos milijardus metų.
Kaip žvaigždė virsta baltuoju nykštuku? Iš esmės viskas priklauso nuo masės, pažiūrėkime į mūsų Saulės pavyzdį. Praeis dar keli milijardai metų ir Saulė pradės didėti, virsdama raudonuoju milžinu dėl to, kad visas vandenilis sudegs jos šerdyje. Vandeniliui sudegus, prasideda helio ir anglies sintezės reakcija.
Dėl šių procesų žvaigždė tampa nestabili ir gali susidaryti žvaigždžių vėjai. Kadangi degimo reakcijų yra daugiau sunkūs elementai nei helis, sukelia didesnį šilumos išsiskyrimą. Su helio sinteze kai kurios išsiplėtusio išorinio Saulės apvalkalo atkarpos galės atitrūkti ir aplink mūsų žvaigždę susidarys planetinis ūkas. Dėl to iš mūsų žvaigždės liks tik viena šerdis, o Saulei pavirtus baltąja nykštuke, branduolių sintezės reakcijos joje nutrūks.
Planetinis ūkas, susidarantis plečiantis ir išsiliejus išoriniams apvalkalams, dažnai šviečia labai ryškiai. Priežastis ta, kad iš žvaigždės likęs šerdis (laikykime baltąja nykštuke) vėsta labai lėtai, o aukšta šimtų tūkstančių ir milijonų Kelvino laipsnių paviršiaus temperatūra daugiausia skleidžiama tolimajame ultravioletiniame spinduliuote. Ūko dujos, sugerdamos šiuos UV kvantus, vėl išspinduliuoja juos matomoje šviesos dalyje, tuo pačiu sugerdamos dalį kvantinės energijos ir šviečiančios labai ryškiai, priešingai nei likusi dalis, kuri matomame diapazone yra labai silpna.

Atsakymai į klausimus

Kuo skiriasi baltasis nykštukas nuo baltojo nykštuko? Visa žvaigždės evoliucija priklauso nuo jos pradinės masės, gyvenimo trukmės ir nuo šio parametro priklausys tai, kuo ji pavirs. Žvaigždės, kurios masė yra 0,5–1,44 saulės, gyvenimas baigsis žvaigždei išsiplėtus ir pavirtus raudonuoju milžinu, kuris, nusimetęs išorinius apvalkalus, sudaro planetinį ūką, palikdamas tik vieną šerdį, susidedančią iš išsigimusių dujų.

Tai supaprastintas baltosios nykštukės formavimosi mechanizmas. Jei žvaigždės masė didesnė nei 1,44 Saulės masės (vadinamoji Chandrasekhar riba, kai žvaigždė gali egzistuoti kaip baltoji nykštukė. Jei masė ją viršys, ji taps neutronine žvaigžde.), tada žvaigždė , sunaudojęs visą šerdyje esantį vandenilį, pradeda sunkesnių elementų sintezę iki pat geležies. Tolesnė už geležį sunkesnių elementų sintezė neįmanoma, nes reikia daugiau energijos, nei išsiskiria sintezės proceso metu, ir žvaigždės šerdis subyra į neutroninę žvaigždę. Elektronai pabėga iš savo orbitų ir patenka į branduolį, kur susilieja su protonais ir galiausiai sudaro neutronus. Neutronų medžiaga sveria šimtus ir milijonus kartų daugiau nei bet kuri kita.
Skirtumas tarp baltojo nykštuko ir pulsaro. Visi tie patys skirtumai kaip ir neutroninės žvaigždės atveju, tik verta manyti, kad pulsaras (ir tai yra neutroninė žvaigždė) taip pat sukasi labai greitai, dešimtis kartų per sekundę, o baltosios nykštukės sukimosi periodas, remiantis žvaigždės 40 Eri B pavyzdžiu, yra 5 valandos 17 minučių. Skirtumas pastebimas!
Pulsar PSR J0348 +0432 - neutroninė žvaigždė ir baltoji nykštukė
Kodėl baltieji nykštukai šviečia? Taigi termobranduolinės reakcijos nebevyksta; šiluminė energija, tai kodėl jie šviečia? Iš esmės jis atvėsta lėtai, kaip įkaitęs lygintuvas, kuris pradeda ryškiai baltas, o paskui tampa raudonas. Išsigimusios dujos labai gerai praleidžia šilumą iš centro ir per šimtus milijonų metų atšąla 1%. Laikui bėgant, aušinimas lėtėja ir gali trukti trilijonus metų.
Kuo virsta baltieji nykštukai? Visatos amžius yra per mažas, kad susidarytų vadinamosios juodosios nykštukės – paskutinė evoliucijos stadija. Taigi dar neturime jokių matomų įrodymų. Remdamiesi jo aušinimo skaičiavimais, žinome tik vieną dalyką: jų gyvenimo trukmė išties milžiniška, viršijanti Visatos amžių (13,7 mlrd. metų) ir teoriškai siekia trilijonus metų.
Ar yra baltoji nykštukė su stipriu magnetiniu lauku kaip neutroninė žvaigždė? Kai kurie iš jų turi galingus magnetinius laukus, daug stipresnius nei bet kuris mūsų sukurtas Žemėje. Pavyzdžiui, magnetinio lauko stipris Žemės paviršiuje yra tik 30–60 teslos ppm, o baltosios nykštukės magnetinio lauko stipris gali siekti net 100 000 teslų.
Tačiau neutroninė žvaigždė turi tikrai stiprų magnetinį lauką – 10 * 11 Tesla ir vadinama magnetare! Kai kurių magnetarų paviršiuje gali susidaryti smūgiai, kurie sukuria žvaigždės virpesius. Šie svyravimai dažnai sukelia didžiulius gama spindulių pliūpsnius iš magnetaro. Pavyzdžiui, magnetinis SGR 1900+14, esantis už 20 000 šviesmečių, Akvilo žvaigždyne, sprogo 1998 m. rugpjūčio 27 d. Galingas gama spinduliuotės blyksnis buvo toks stiprus, kad privertė išjungti įrangą. erdvėlaivis NEAR Batsiuvys tausojimo tikslais.

Populiarus mokslo filmas apie mūsų straipsnio herojus

Kai žiūrime į naktinį dangų, mums atrodo, kad visos žvaigždės yra vienodos. Žmogaus akis su su dideliais sunkumais skiria matomą tolimųjų dangaus kūnų skleidžiamos šviesos spektrą. Žvaigždė, kuri vis dar vos matoma, gali jau seniai užgesti, o mes matome tik jos šviesą. Kiekviena iš žvaigždžių gyvena savo gyvenimą. Vieni šviečia lygia balta šviesa, kiti atrodo kaip ryškūs taškai, pulsuojantys neonine šviesa. Dar kitos yra blankios šviečiančios dėmės, vos matomos danguje.

Kiekviena iš žvaigždžių yra tam tikrame savo evoliucijos etape ir laikui bėgant virsta skirtingos klasės dangaus kūnu. Vietoj ryškaus ir akinančio taško naktiniame danguje atsiranda naujas kosminis objektas – balta nykštukė – senstanti žvaigždė. Šis evoliucijos etapas būdingas daugumai įprastų žvaigždžių. Mūsų Saulė negali išvengti panašaus likimo.

Kas yra baltasis nykštukas: žvaigždė ar fantomas?

Tik neseniai, XX amžiuje, mokslininkams tapo aišku, kad iš paprastos žvaigždės kosmose lieka tik baltoji nykštukė. Žvaigždžių tyrimas termobranduolinės fizikos požiūriu leido suprasti dangaus kūnų gelmėse vykstančius procesus. Žvaigždės, susidarančios dėl gravitacinių jėgų sąveikos, yra didžiulė sintezės reaktorius, kuriame nuolat vyksta grandininės vandenilio ir helio branduolių dalijimosi reakcijos. Tokiose sudėtingose sistemose komponentų evoliucijos greitis nėra vienodas. Didžiulės vandenilio atsargos užtikrina žvaigždės gyvavimą milijardams metų. Lydymosi vandenilio reakcijos prisideda prie helio ir anglies susidarymo. Po termobranduolinės sintezės pradeda veikti termodinamikos dėsniai.

Žvaigždėi sunaudojus visą vandenilį, jos šerdis pradeda trauktis veikiama gravitacinių jėgų ir didžiulio vidinio slėgio. Prarasdamas pagrindinę savo apvalkalo dalį, dangaus kūnas pasiekia žvaigždės masės ribą, kurią pasiekęs jis gali egzistuoti kaip balta nykštukė, netekusi energijos šaltinių, toliau inercijos būdu spinduliuojanti šilumą. Tiesą sakant, baltieji nykštukai yra žvaigždės iš raudonųjų milžinų ir supergigantų klasės, praradusios išorinį apvalkalą.

Branduolio sintezė išsekina žvaigždę. Vandenilis baigiasi, o helis, kaip masyvesnis komponentas, gali vystytis toliau, pasiekdamas naują būseną. Visa tai veda prie to, kad vietoj įprastos žvaigždės susiformuoja pirmieji raudonieji milžinai, o žvaigždė palieka pagrindinę seką. Taigi dangaus kūnas, pradėjęs lėto ir neišvengiamo senėjimo kelią, pamažu transformuojasi. Žvaigždės senatvė – ilgas kelias į užmarštį. Visa tai vyksta labai lėtai. Baltoji nykštukė yra dangaus kūnas, su kuriuo už pagrindinės sekos įvyksta neišvengiamas išnykimo procesas. Dėl helio sintezės reakcijos senstančios žvaigždės šerdis susitraukia, o žvaigždė galiausiai praranda savo apvalkalą.

Baltųjų nykštukų evoliucija

Už pagrindinės sekos ribų vyksta žvaigždžių išnykimo procesas. Veikiamos gravitacinių jėgų, įkaitusios raudonųjų milžinų ir supergigantų dujos pasklinda po Visatą, sudarydamos jauną planetinį ūką. Po šimtų tūkstančių metų ūkas išsisklaido, o jo vietoje lieka išsigimęs raudonojo milžino šerdis. baltas. Tokio objekto temperatūros yra gana aukštos – nuo 90 000 K, vertinant pagal spektro sugerties liniją, ir iki 130 000 K, vertinant rentgeno spindulių spektre. Tačiau dėl mažo dydžio dangaus kūnas vėsta labai lėtai.

Žvaigždėto dangaus paveikslas, kurį stebime, yra nuo dešimčių iki šimtų milijardų metų. Ten, kur matome baltuosius nykštukus, erdvėje jau gali egzistuoti kitas dangaus kūnas. Žvaigždė perėjo į juodųjų nykštukų klasę, paskutinę evoliucijos stadiją. Realiai vietoje žvaigždės lieka medžiagos gumulas, kurio temperatūra lygi supančios erdvės temperatūrai. Pagrindinė savybėšio objekto visiškai nėra matoma šviesa. Pastebėkite tokią žvaigždę įprastu režimu optinis teleskopas gana sunku dėl mažo šviesumo. Pagrindinis baltųjų nykštukų aptikimo kriterijus yra galingos ultravioletinės spinduliuotės ir rentgeno spindulių buvimas.

Visi žinomi baltieji nykštukai, priklausomai nuo jų spektro, yra suskirstyti į dvi grupes:

vandenilio objektai, spektrinė klasė DA, kurių spektre helio linijų nėra;
helio nykštukai, spektrinė klasė DB. Pagrindinės spektro linijos yra helio.

Baltosios vandenilio tipo nykštukai sudaro didžiąją dalį populiacijos, iki 80% visų šiuo metu žinomų šio tipo objektų. Helio nykštukai sudaro likusius 20%.

Evoliucijos etapas, dėl kurio atsiranda baltoji nykštukė, yra paskutinis masyvios žvaigždės, kuri apima mūsų žvaigždę Saulę. Šiame etape žvaigždė turi šias charakteristikas. Nepaisant tokio mažo ir kompaktiško žvaigždės dydžio, jos žvaigždžių medžiaga sveria tiksliai tiek, kiek reikia jos egzistavimui. Kitaip tariant, baltieji nykštukai, kurių spindulys yra 100 kartų mažesnis nei spindulys saulės diskas turi masę lygus masei Saulės ar net sveria daugiau nei mūsų žvaigždė.

Tai rodo, kad baltosios nykštukės tankis yra milijonus kartų didesnis nei įprastų žvaigždžių, esančių pagrindinėje sekoje, tankis. Pavyzdžiui, mūsų žvaigždės tankis yra 1,41 g/cm³, o baltųjų nykštukų tankis gali siekti kolosalias 105–110 g/cm3 vertes.

Nesant savo energijos šaltinių, tokie objektai palaipsniui atšąla ir atitinkamai turi žemą temperatūrą. Baltųjų nykštukų paviršiaus temperatūra buvo užfiksuota 5000–50 000 laipsnių Kelvino diapazone. Kuo žvaigždė senesnė, tuo žemesnė jos temperatūra.

Pavyzdžiui, ryškiausios mūsų dangaus žvaigždės Sirijaus A kaimyno, baltojo nykštuko Sirijaus B paviršiaus temperatūra siekia vos 2100 Kelvino laipsnių. Viduje šis dangaus kūnas yra daug karštesnis, beveik 10 000°K. Sirijus B buvo pirmasis baltasis nykštukas, kurį atrado astronomai. Po Sirijaus B atrastų baltųjų nykštukų spalva pasirodė ta pati balta, todėl šiai žvaigždžių klasei buvo suteiktas toks pavadinimas.

Sirijaus A ryškumas yra 22 kartus didesnis nei mūsų Saulės ryškumas, tačiau jo sesuo Sirius B šviečia silpna šviesa, pastebimai prastesniu nei akinančio kaimyno. Baltosios nykštukės buvimas buvo aptiktas dėl Sirijaus vaizdų, padarytų Chandra rentgeno teleskopu. Baltosios nykštukės neturi ryškaus šviesos spektro, todėl tokios žvaigždės paprastai laikomos gana šaltomis, tamsiomis kosminiai objektai. Infraraudonųjų spindulių ir rentgeno spindulių diapazone Sirius B šviečia daug ryškiau, toliau išskirdamas didžiulį šiluminės energijos kiekį. Skirtingai nuo įprastų žvaigždžių, kur rentgeno bangų šaltinis yra vainika, baltųjų nykštukų spinduliuotės šaltinis yra fotosfera.

Būdamos už pagrindinės sekos pagal gausą, šios žvaigždės nėra labiausiai paplitę objektai Visatoje. Mūsų galaktikoje baltosios nykštukės sudaro tik 3–10% dangaus kūnų. Šiai mūsų galaktikos žvaigždžių populiacijos daliai įvertinimo neapibrėžtumą apsunkina spinduliuotės silpnumas matomoje poliarinėje srityje. Kitaip tariant, baltųjų nykštukų šviesa negali prasiskverbti pro didelius kosminių dujų sankaupas, kurios sudaro mūsų galaktikos rankas.

Mokslinis žvilgsnis į baltųjų nykštukų atsiradimo istoriją

Toliau dangaus kūnuose vietoje išdžiūvusių pagrindinių termobranduolinės energijos šaltinių atsiranda naujas termobranduolinės energijos šaltinis – trigubo helio reakcija arba trigubo alfa procesas, užtikrinantis helio perdegimą. Šios prielaidos visiškai pasitvirtino, kai tapo įmanoma stebėti žvaigždžių elgesį infraraudonųjų spindulių spinduliuose. Įprastos žvaigždės šviesos spektras gerokai skiriasi nuo paveikslo, kurį matome žiūrėdami į raudonuosius milžinus ir baltąsias nykštukus. Tokių žvaigždžių išsigimusiems branduoliams yra nustatyta viršutinė masės riba, kitaip dangaus kūnas tampa fiziškai nestabilus ir gali įvykti kolapsas.

Beveik neįmanoma paaiškinti tokio didelio tankio, kurį turi baltieji nykštukai, fizikinių dėsnių požiūriu. Vykstantys procesai paaiškėjo tik kvantinės mechanikos dėka, kuri leido ištirti žvaigždžių materijos elektronų dujų būseną. Skirtingai nuo paprastos žvaigždės, kur standartinis modelis naudojamas dujų būklei tirti, baltosiose nykštukėse mokslininkai sprendžia reliatyvistinių išsigimusių elektronų dujų slėgį. Paprasčiausia kalba pastebima tai. Suspaudus didžiulį 100 ar daugiau kartų, žvaigždžių medžiaga tampa kaip vienas didelis atomas, kuriame yra viskas atominiai ryšiai ir grandinės susilieja. Šioje būsenoje elektronai sudaro išsigimusias elektronų dujas, kurių naujas kvantinis susidarymas gali atsispirti gravitacijos jėgoms. Šios dujos sudaro tankią šerdį be apvalkalo.

Išsamiai tyrinėjant baltąsias nykštukus radijo teleskopais ir rentgeno optika, paaiškėjo, kad šie dangaus objektai nėra tokie paprasti ir nuobodūs, kaip gali pasirodyti iš pirmo žvilgsnio. Atsižvelgiant į tai, kad tokių žvaigždžių viduje nevyksta termobranduolinės reakcijos, netyčia kyla klausimas: iš kur atsiranda didžiulis slėgis, kuris sugebėjo subalansuoti gravitacijos ir vidinės traukos jėgas.

Kaip tyrimų rezultatas fizikai kvantinės mechanikos srityje buvo sukurtas baltojo nykštuko modelis. Gravitacinių jėgų įtakoje žvaigždžių medžiaga suspaudžiama tiek, kad sunaikinami atomų elektronų apvalkalai, elektronai pradeda savo chaotišką judėjimą, pereidami iš vienos būsenos į kitą. Atomų branduoliai, kai nėra elektronų, sudaro sistemą, sudarydami tvirtą ir stabilų ryšį vienas su kitu. Žvaigždžių medžiagoje yra tiek daug elektronų, kad susidaro daug būsenų, ir atitinkamai išlaikomas elektronų greitis. Didelis greitis elementariosios dalelės sukuria milžinišką vidinį elektronų išsigimusių dujų slėgį, kuris gali atsispirti gravitacijos jėgoms.

Kada tapo žinomi baltieji nykštukai?

Nepaisant to, kad Sirius B laikomas pirmuoju astrofizikų atrastu baltuoju nykštuku, yra ir ankstesnės mokslo bendruomenės pažinties su šios klasės žvaigždžių objektais versijos šalininkų. Dar 1785 metais astronomas Herschelis į žvaigždžių katalogą pirmą kartą įtraukė trigubą žvaigždžių sistemą Eridano žvaigždyne, visas žvaigždes padalindamas atskirai. Tik po 125 metų astronomai atrado neįprastai mažą 40 Eridani B šviesumą esant aukštai spalvinei temperatūrai, o tai buvo priežastis atskirti tokius objektus į atskirą klasę.

Objektas turėjo silpną blizgesį, atitinkantį dydžio+9,52m. Baltoji nykštukė turėjo ½ Saulės masės, o skersmuo buvo mažesnis nei Žemės. Šie parametrai prieštaravo žvaigždžių vidinės sandaros teorijai, kur žvaigždės šviesumas, spindulys ir paviršiaus temperatūra buvo pagrindiniai parametrai nustatant žvaigždės klasę. Mažas skersmuo ir mažas šviesumas fizikinių procesų požiūriu neatitiko aukštos spalvos temperatūros. Šis neatitikimas sukėlė daug klausimų.

Panašiai atrodė ir su kita baltąja nykštuke Sirus B. Kadangi baltoji nykštukė yra ryškiausios žvaigždės palydovas, ji yra mažo dydžio ir turi didžiulį žvaigždžių medžiagos tankį – 106 g/cm3. Palyginimui, šio dangaus kūno medžiaga yra apie degtukų dėžutė mūsų planetoje svertų daugiau nei milijoną tonų. Šio nykštuko temperatūra yra 2,5 karto aukštesnė pagrindinė žvaigždė Sirius sistemos.

Naujausi moksliniai atradimai

Dangaus kūnai, su kuriais susiduriame, yra natūralus bandymų poligonas, kurio dėka žmogus gali tyrinėti žvaigždžių sandarą ir jų evoliucijos etapus. Jei žvaigždžių gimimą galima paaiškinti fiziniai dėsniai, kurios bet kokioje aplinkoje veikia identiškai, tuomet žvaigždžių evoliuciją reprezentuoja visiškai skirtingi procesai. Daugelio jų mokslinis paaiškinimas patenka į kvantinės mechanikos – elementariųjų dalelių mokslo – kategoriją.

Šioje šviesoje baltieji nykštukai atrodo kaip paslaptingiausi objektai:

Pirma, labai įdomiai atrodo žvaigždės šerdies degeneracijos procesas, dėl kurio žvaigždžių medžiaga neskraido erdvėje, o, priešingai, suspaudžiama iki neįsivaizduojamų dydžių;
Antra, nesant termobranduolinių reakcijų, baltieji nykštukai išlieka gana karštais kosminiais objektais;
Trečia, šios žvaigždės, turinčios aukštą spalvų temperatūrą, turi mažą šviesumą.

Įvairių krypčių mokslininkai, astrofizikai, fizikai ir branduolinės energetikos mokslininkai dar turi atsakyti į šiuos ir daugelį kitų klausimų, kurie leis mums numatyti mūsų gimtosios žvaigždės likimą. Saulės laukia baltosios nykštukės likimas, tačiau lieka abejonių, ar žmonės galės stebėti Saulę atliekant šį vaidmenį.

Jei turite klausimų, palikite juos komentaruose po straipsniu. Mes arba mūsų lankytojai mielai į juos atsakys

Žvaigždžių rūšys stebimoje visatoje

Visatoje jų yra daug įvairios žvaigždės. Dideli ir maži, karšti ir šalti, įkrauti ir neįkrauti. Šiame straipsnyje įvardinsime pagrindinius žvaigždžių tipus, taip pat pateiksime išsamų geltonųjų ir baltųjų nykštukų aprašymą.

Geltonasis nykštukas. Geltona nykštukė yra mažos pagrindinės sekos žvaigždės tipas, kurio masė 0,8–1,2 Saulės masės ir 5000–6000 K paviršiaus temperatūra. Daugiau informacijos apie šio tipo žvaigždes rasite toliau.
Raudonasis milžinas. Raudonasis milžinas yra didelė žvaigždė rausvai arba oranžinė. Tokių žvaigždžių formavimasis galimas tiek žvaigždžių formavimosi stadijoje, tiek vėlesniuose jų egzistavimo etapuose. Didžiausias iš milžinų virsta raudonaisiais supergigantais. Žvaigždė, vadinama Betelgeuse, esanti Oriono žvaigždyne, yra ryškiausias raudonojo supermilžino pavyzdys.
Baltasis nykštukas. Baltoji nykštukė yra tai, kas lieka iš paprastos žvaigždės, kurios masė mažesnė nei 1,4 Saulės masės, jai perėjus raudonojo milžino stadiją. Daugiau informacijos apie šio tipo žvaigždes rasite toliau.
Raudonasis nykštukas. Raudonieji nykštukai yra labiausiai paplitę žvaigždžių tipo objektai Visatoje. Apskaičiuota, kad jų skaičius svyruoja nuo 70 iki 90% visų galaktikos žvaigždžių. Jie labai skiriasi nuo kitų žvaigždžių.
Rudasis nykštukas. Ruda nykštukė - subžvaigždiniai objektai (kurių masė svyruoja nuo maždaug 0,01 iki 0,08 saulės masės arba atitinkamai nuo 12,57 iki 80,35 Jupiterio masės ir maždaug lygus Jupiterio skersmeniui), kurių gylyje, priešingai nei pagrindinėje sekoje žvaigždžių, nevyksta termobranduolinės sintezės reakcija, kai vandenilis virsta heliu.
Subbrown nykštukai. Subbrown nykštukai arba rudieji žemaūgiai yra vėsūs dariniai, kurie nukrenta žemiau rudųjų nykštukų masės ribos. Jų masė yra mažesnė nei maždaug viena šimtoji Saulės masės arba atitinkamai 12,57 Jupiterio masės, apatinė riba nėra apibrėžta. Paprastai jos laikomos planetomis, nors mokslo bendruomenė dar nepriėjo prie galutinės išvados, kas laikoma planeta, o kas – poruda nykštuke.
Juodasis nykštukas. Juodosios nykštukės yra baltosios nykštukės, kurios atvėso ir dėl to neišspinduliuoja matomame diapazone. Reiškia paskutinį baltųjų nykštukų evoliucijos etapą. Juodųjų nykštukų, kaip ir baltųjų nykštukų, masė yra didesnė nei 1,4 Saulės masės.
Dviguba žvaigždė. Dvejetainė žvaigždė yra dvi gravitaciškai susietos žvaigždės, skriejančios aplink bendrą masės centrą.
Nauja žvaigždė. Žvaigždės, kurių šviesumas staiga padidėja 10 000 kartų. Naujoji žvaigždė yra dviguba sistema, susidedantis iš baltosios nykštukės ir žvaigždės kompanionės, esančios pagrindinėje sekoje. Tokiose sistemose dujos iš žvaigždės palaipsniui teka į baltąją nykštukę ir ten periodiškai sprogsta, sukeldamos šviesumo pliūpsnį.
Supernova . Supernova yra žvaigždė, kuri baigia savo evoliuciją katastrofišku sprogstamuoju procesu. Blyksnis šiuo atveju gali būti keliomis eilėmis didesnis nei novos atveju. Taigi galingas sprogimas yra procesų, vykstančių žvaigždėje paskutiniame evoliucijos etape, pasekmė.
Neutronų žvaigždė. Neutroninės žvaigždės (NS) yra žvaigždžių dariniai kurių masė yra maždaug 1,5 saulės ir dydžiai yra pastebimai mažesni nei baltųjų nykštukų, apie 10–20 km skersmens. Jie daugiausia susideda iš neutralių subatominių dalelių – neutronų, stipriai suspaustų gravitacinių jėgų. Mūsų galaktikoje, pasak mokslininkų, gali būti nuo 100 milijonų iki 1 milijardo neutroninių žvaigždžių, tai yra, kažkur apie 1 tūkstančiui paprastų žvaigždžių.
Pulsarai. pulsarai – kosminiai šaltiniai elektromagnetinė spinduliuotė, ateinantys į Žemę periodinių pliūpsnių (impulsų) pavidalu. Pagal vyraujantį astrofizinį modelį, pulsarai yra besisukančios neutroninės žvaigždės, kurių magnetinis laukas yra linkęs į sukimosi ašį. Kai Žemė patenka į šios spinduliuotės suformuotą kūgį, galima aptikti spinduliuotės impulsą, pasikartojantį intervalais, lygiais žvaigždės apsisukimo periodui. Kai kurios neutroninės žvaigždės sukasi iki 600 kartų per sekundę.
Cefeidai. Cefeidai yra pulsuojančių kintamų žvaigždžių klasė, turinti gana tikslų periodo ir šviesumo ryšį, pavadinta Delta Cephei žvaigždės vardu. Viena žinomiausių cefeidų yra Polaris. Toliau pateikiamas pagrindinių žvaigždžių tipų (tipų) sąrašas su jomis trumpas aprašymas, žinoma, neišsemia visos galimos žvaigždžių įvairovės Visatoje.

Geltonasis nykštukas

Įjungus įvairūs etapai Pagal savo evoliucinį išsivystymą žvaigždės skirstomos į įprastas žvaigždes, nykštukines ir milžiniškas žvaigždes. Įprastos žvaigždės yra pagrindinės sekos žvaigždės. Tai, pavyzdžiui, mūsų Saulė. Kartais tokios normalios žvaigždės vadinamos geltonieji nykštukai.

Būdingas

Šiandien trumpai pakalbėsime apie geltonąsias nykštukus, kurios dar vadinamos geltonosiomis žvaigždėmis. Geltonieji nykštukai dažniausiai yra žvaigždės vidutinis svoris, šviesumas ir paviršiaus temperatūra. Jos yra pagrindinės sekos žvaigždės, esančios maždaug Hertzsprung-Russell diagramos viduryje ir sekančios vėsesnes, ne tokias masyvias raudonąsias nykštukes.

Pagal Morgan-Keenan spektrinę klasifikaciją geltonosios nykštukės daugiausia atitinka G šviesumo klasę, tačiau pereinamuose variantuose kartais atitinka K klasę (oranžinės nykštukės) arba F klasę geltonai baltųjų nykštukų atveju.

Geltonųjų nykštukų masė dažnai svyruoja nuo 0,8 iki 1,2 saulės masės. Be to, jų paviršiaus temperatūra dažniausiai yra nuo 5 iki 6 tūkstančių Kelvino laipsnių.

Ryškiausias ir žinomiausias geltonųjų nykštukų atstovas yra mūsų Saulė.

Be Saulės, tarp arčiausiai Žemės esančių geltonųjų nykštukų verta paminėti:

Du trigubos sistemos „Alpha Centauri“ komponentai, tarp kurių „Alpha Centauri A“ yra panašus į Saulės šviesumo spektrą, o „Alpha Centauri B“ yra tipiškas oranžinės spalvos K klasės nykštukas. Atstumas iki abiejų komponentų yra šiek tiek daugiau nei 4 šviesmečiai.
Oranžinė nykštukė yra žvaigždė Ran, dar žinoma kaip Epsilon Eridani, kurios šviesumo klasė yra K. Astronomai apskaičiavo, kad atstumas iki Ran yra apie 10 su puse šviesmečių.
Dviguba žvaigždė 61 Cygni, esanti kiek daugiau nei 11 šviesmečių nuo Žemės. Abu 61 Cygni komponentai yra tipiški K šviesumo klasės oranžiniai nykštukai.
Į Saulę panaši žvaigždė Tau Ceti, maždaug 12 šviesmečių atstumu nuo Žemės, kurios šviesumo spektras yra G ir įdomi planetų sistema, susidedantis iš mažiausiai 5 egzoplanetų.

Išsilavinimas

Geltonųjų nykštukų evoliucija yra labai įdomi. Geltonosios nykštukės gyvenimo trukmė yra maždaug 10 milijardų metų.

Kaip ir daugumos žvaigždžių, jų gelmėse vyksta intensyvios termobranduolinės reakcijos, kurių metu daugiausia vandenilis sudega į helią. Prasidėjus reakcijoms, kai žvaigždės šerdyje dalyvauja helis, vandenilio reakcijos vis labiau juda paviršiaus link. Tai tampa geltonosios nykštukės virsmo raudonuoju milžinu atspirties tašku. Tokios transformacijos rezultatas gali būti raudonasis milžinas Aldebaranas.

Laikui bėgant žvaigždės paviršius palaipsniui atvės, o išoriniai sluoksniai pradės plėstis. Paskutiniuose evoliucijos etapuose raudonasis milžinas nusimeta savo apvalkalą, kuris sudaro planetinį ūką, o jo šerdis pavirs baltąja nykštuke, kuri toliau trauksis ir atvės.

Panaši ateitis laukia ir mūsų Saulės, kuri šiuo metu yra vidurinėje savo vystymosi stadijoje. Maždaug po 4 milijardų metų jis pradės virsti raudonuoju milžinu, kurio fotosfera besiplėtusi gali sugerti ne tik Žemę ir Marsą, bet net ir Jupiterį.

Geltonosios nykštukės gyvenimo trukmė yra vidutiniškai 10 milijardų metų. Sudegus visam vandenilio kiekiui, žvaigždė daug kartų padidėja ir virsta raudonu milžinu. daugumos planetinių ūkų, o šerdis subyra į mažą tankų baltą nykštuką.

Baltieji nykštukai

Baltosios nykštukės yra didelės masės (Saulės tvarka) ir mažo spindulio (Žemės spindulys), mažesnio už pasirinktos masės Chandrasekhar ribą, žvaigždės ir yra raudonųjų milžinų evoliucijos produktas. . Juose sustabdytas termobranduolinės energijos gamybos procesas, o tai lemia ypatingas šių žvaigždžių savybes. Įvairiais skaičiavimais, mūsų galaktikoje jų skaičius svyruoja nuo 3 iki 10% visos žvaigždžių populiacijos.

Atradimų istorija

1844 m. vokiečių astronomas ir matematikas Friedrichas Beselis, stebėdamas Sirijų, atrado nedidelį žvaigždės nukrypimą nuo tiesinio judėjimo ir padarė prielaidą, kad Sirijus turi nematomą masyvią žvaigždę.

Baltoji nykštukė Sirius B pasižymi mažu šviesumu, o gravitacinis laukas gana pastebimai veikia ryškų jo palydovą, o tai rodo, kad šios žvaigždės spindulys yra itin mažas ir didelė masė. Taip pirmą kartą buvo atrastas objekto tipas, vadinamas baltosiomis nykštukais. Antrasis panašus objektas buvo žvaigždė Maanen, esanti Žuvų žvaigždyne.

Kaip susidaro baltieji nykštukai?

Po to, kai visas senstančios žvaigždės vandenilis išdega, jos šerdis susitraukia ir įkaista, o tai prisideda prie jos išorinių sluoksnių išsiplėtimo. Žvaigždės efektyvi temperatūra nukrenta ir ji tampa raudonu milžinu. Išretėjęs žvaigždės apvalkalas, labai silpnai susietas su šerdimi, laikui bėgant išsisklaido erdvėje, tekėdamas į kaimynines planetas, o raudonojo milžino vietoje lieka labai kompaktiška žvaigždė, vadinama baltąja nykštuke.

Ilgą laiką liko paslaptis, kodėl baltosios nykštukės, kurių temperatūra viršija Saulės temperatūrą, yra mažos, palyginti su Saulės dydžiu, kol paaiškėjo, kad medžiagos tankis jų viduje yra itin didelis (per 10 5 - 10 9 g/cm 3). Nėra standartinio baltųjų nykštukų masės ir šviesumo santykio, kuris išskiria juos iš kitų žvaigždžių. Didžiulis kiekis medžiagos yra „supakuotas“ į itin mažą tūrį, todėl baltosios nykštukės tankis yra beveik 100 kartų didesnis tankis vandens.

Baltųjų nykštukų temperatūra išlieka beveik pastovi, nepaisant to, kad jų viduje nevyksta termobranduolinės reakcijos. Kas tai paaiškina? Dėl stipraus suspaudimo atomų elektroniniai apvalkalai pradeda skverbtis vienas į kitą. Tai tęsiasi tol, kol atstumas tarp branduolių tampa minimalus, lygus spinduliui mažiausias elektronų apvalkalas.

Dėl jonizacijos elektronai pradeda laisvai judėti branduolių atžvilgiu, o medžiaga baltosios nykštukės viduje tampa fizines savybes, kurios būdingos metalams. Tokioje medžiagoje energiją žvaigždės paviršiui perduoda elektronai, kurių greitis didėja jiems susispaudžiant: dalis jų juda greičiu, atitinkančiu milijono laipsnių temperatūrą. Temperatūra baltosios nykštukės paviršiuje ir viduje gali smarkiai skirtis, todėl žvaigždės skersmuo nesikeičia. Čia galima palyginti su patrankos sviediniu – jam vėsstant jo tūris nemažėja.

Baltoji nykštukė nyksta itin lėtai: per šimtus milijonų metų spinduliuotės intensyvumas sumažėja tik 1 proc. Tačiau galiausiai jis turės išnykti, virsdamas juoduoju nykštuku, o tai gali užtrukti trilijonus metų. Baltuosius nykštukus galima vadinti unikaliais Visatos objektais. Niekam dar nepavyko atkurti sąlygų, kuriomis jie egzistuoja žemiškose laboratorijose.

Baltųjų nykštukų rentgeno spinduliuotė

Jaunų baltųjų nykštukų, žvaigždžių izotropinių šerdžių, išmetus jų apvalkalus, paviršiaus temperatūra yra labai aukšta – daugiau nei 2·10 5 K, tačiau dėl spinduliuotės iš paviršiaus nukrenta gana greitai. 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: Chandra rentgeno teleskopu padarytos Sirijaus nuotraukos gali pasitarnauti kaip iliustracija – jose baltasis nykštukas Sirijus B atrodo ryškesnis nei Sirijus A. spektrinė klasė A1, kuri optiniame diapazone yra ~10 000 kartų šviesesnė už Sirius B.

Karščiausių baltųjų nykštukų paviršiaus temperatūra yra 7 10 4 K, šalčiausių – mažesnė nei 4 10 3 K.

2 Baltųjų nykštukų kilmė

2.1 Triguba helio reakcija ir raudonųjų milžinų izoterminiai branduoliai 2.2. Raudonųjų milžinų masės praradimas ir jų apvalkalų išliejimas 3 Baltųjų nykštukų fizika ir savybės

3.1 Masės ir spindulio santykis ir Chandrasekhar riba 3.2 Spektro ypatybės 4 Baltųjų nykštukų klasifikacija 5 Astronominiai reiškiniai, susiję su baltosiomis nykštukėmis

5.1. Baltųjų nykštukų rentgeno spinduliuotė 5.2. Baltųjų nykštukų akrecija dvejetainėse sistemose

Pastabos
Literatūra

Įvadas

Baltieji nykštukai- mažo šviesumo žvaigždės, kurių masė panaši į Saulės masę ir aukšta efektyvi temperatūra. Vardas baltieji nykštukai siejamas su pirmųjų atrastų šios klasės atstovų spalva - Sirijus B Ir 40 Eridani B. Hertzsprung-Russell diagramoje jie yra 10-12 m žemiau pagrindinės tos pačios spektrinės klasės sekos vaizdo.

Baltųjų nykštukų spindulys yra atitinkamai maždaug 100 kartų mažesnis nei saulės, jų šviesumas yra ~ kartų mažesnis nei saulės. Medžiagos tankis baltosiose nykštukėse yra g/cm3, milijonus kartų didesnis nei pagrindinės sekos žvaigždžių medžiagos tankis. Kalbant apie skaičių, baltosios nykštukės sudaro 3–10% Galaktikos regėjimo. Tačiau žinoma tik nedidelė jų dalis, nes dėl mažo šviesumo buvo aptikti tik tie, kurių atstumas neviršija 200-300 vnt.

Remiantis šiuolaikinėmis koncepcijomis, baltosios nykštukės yra galutinis normalių žvaigždžių, kurių masė svyruoja nuo saulės masės iki 8–10 saulės masių, evoliucijos produktas. Jie susidaro išnaudojus termobranduolinės energijos šaltinius žvaigždės žarnyne ir išmetus apvalkalą.

1. Atradimų istorija

1.1. Baltųjų nykštukų atradimai

tamsus palydovas, o abiejų vizijų sukimosi aplink bendrą masės centrą laikotarpis turėtų būti apie 50 metų. Žinia buvo sutikta skeptiškai, nes tamsusis palydovas liko nematomas, o jo masė turėtų būti gana didelė – panaši į masę. Sirijus.

Buvau pas savo draugą... Profesorių E. Pickeringą verslo vizito. Su jam būdingu gerumu jis pasiūlė paimti visų žvaigždžių spektrus, kuriuos mes su Hincksu stebėjome siekdami... jas nustatyti. paralaksai. Šis darbas, kuris atrodė lėtas, pasirodė esąs labai vaisingas – jo dėka buvo atrasta, kad visos labai mažo absoliutaus dydžio (t. y. mažo šviesumo) žvaigždės turi spektrinė klasė M (t. y. labai žema paviršiaus temperatūra). Prisimenu, kad aptardamas šį klausimą paklausiau Pikeringo apie keletą kitų silpnų žvaigždžių, prisimindamas skaičių 40 Eridani B. Jam būdingu būdu, jis iš karto nusiuntė užklausą (Harvardo) observatorijos biurui ir netrukus gavo atsakymą (manau, ponia Fleming), kad šios žvaigždės spektras yra A (t. y. aukšta paviršiaus temperatūra). Net tais „paleozojaus“ laikais aš žinojau pakankamai apie šiuos dalykus, kad iš karto suprasčiau, kad čia yra didelis neatitikimas tarp to, ką tuomet vadintume „galimų“ paviršiaus ryškumo ir tankio verčių. Aš, ko gero, neslėpiau, kad mane ne tik nustebino, bet ir tiesiog nustebino ši taisyklės išimtis, kuri žvaigždžių savybėms atrodė visai normali. Pickeringas man nusišypsojo ir pasakė: „Būtent tokios išimtys lemia mūsų žinių plėtrą“ – ir baltieji nykštukai pateko į studijų pasaulį.

Russello nuostaba yra gana suprantama: 40 Eridani B reiškia gana artimas žvaigždes, o naudojant paralaksą galima gana tiksliai nustatyti atstumą iki jo ir atitinkamai šviesumą. 40 Eridani B šviesumas pasirodė neįprastai mažas jo spektrinei klasei – baltosios nykštukės Hertzsprung-Russell diagramoje suformavo naują regioną. Šis šviesumo, masės ir temperatūros derinys buvo nesuprantamas ir negalėjo būti paaiškintas standartiniame pagrindinės sekos žvaigždžių struktūros modelyje, sukurtame XX a. 2 dešimtmetyje.

Didelis baltųjų nykštukų tankis išliko nepaaiškinamas klasikinės fizikos požiūriu, tačiau atsirado paaiškinimas kvantinėje mechanikoje po Fermi-Dirac statistikos atsiradimo. 1926 m. Fowleris straipsnyje „Tirkoji medžiaga“ ( „Tanki medžiaga“, Mėnesiniai pranešimai R. Astron. Soc. 87, 114-122 ) Įrodyta, kad, skirtingai nuo pagrindinės sekos žvaigždžių, kurių būsenos lygtys pagrįstos 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 Chandrasekharo darbas. 1928 m. Frenkelis nurodė, kad baltiesiems nykštukams turi būti nustatyta viršutinė masės riba, o 1930 m. Chandrasekharas darbe „Maksimali idealaus baltojo nykštuko masė“ ( " Didžiausia idealių baltųjų nykštukų masė“,Astrofas. J. 74, 81-82 ) Įrodyta, kad baltosios nykštukės, kurių masė didesnė nei 1,4 saulės, yra nestabilios (Chandrasekhar riba) ir linkusios žlugti.

2. Baltųjų nykštukų kilmė

Fowlerio sprendimas paaiškino baltųjų nykštukų vidinę sandarą, tačiau nepaaiškino jų atsiradimo mechanizmo. Dvi idėjos suvaidino pagrindinį vaidmenį aiškinant baltųjų nykštukų atsiradimą:

E. Epic nuomonė, kad raudonieji milžinai susidaro iš pagrindinės sekos žvaigždžių dėl branduolinio kuro perdegimo, netrukus po Antrojo pasaulinio karo padaryta prielaida, kad pagrindinės sekos žvaigždės turėtų prarasti masę, o toks masės praradimas turėtų reikšmingai paveikti žvaigždžių evoliuciją.

Šios prielaidos visiškai pasitvirtino.

2.1. 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 tankis bei temperatūra jos šerdyje. Tankio ir temperatūros padidėjimas žvaigždės šerdis sukelia sąlygas, kai įsijungia naujas termobranduolinės energijos šaltinis: helio perdegimas ( triguba helio reakcija arba trigubo alfa procesas), būdingas raudoniesiems milžinams ir supergigantams.

Esant maždaug 10 8 K temperatūrai, helio branduolių kinetinės energijos pakanka Kulono barjerui įveikti: du helio branduoliai (alfa dalelės) gali susijungti ir sudaryti nestabilų berilio izotopą Be 8:

Jis 4 + Jis 4 = būk 8

Didžioji dalis Be 8 vis dar skyla į dvi alfa daleles, bet jei per trumpą gyvavimo laiką Be 8 branduolys susiduria su didelės energijos alfa dalele, gali susidaryti stabilus C 12 anglies branduolys:

Būti 8 + He 4 = C 12 + 7,3 m eV.

Nepaisant gana mažos pusiausvyros Be 8 koncentracijos (pavyzdžiui, esant ~ 10 8 K temperatūrai koncentracijos santykis / ~, 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 reakcijos metu yra itin stipri, pavyzdžiui, temperatūros intervalui ~ 1-2? 10 8 K energijos išsiskyrimas http://*****/images/ukbase_2__1234.jpg" alt="\ Varepsilon _ (3 \ alfa) = 10 ^ 8 \ rho ^ 2 Y ^ 3 * \ left (((T \virš (10^8)))\dešinė)^(30)" width="210 height=46" height="46">!}

kur vandenilio degimas artimas vienybei).

Tačiau verta paminėti, kad trigubai helio reakcijai būdingas žymiai mažesnis energijos išsiskyrimas nei Bethe ciklas masės vienetui: Energijos išsiskyrimas helio „degimo“ metu yra daugiau nei 10 kartų mažesnis nei vandenilio „deginimo“ metu. Heliui perdegus ir šiam energijos šaltiniui branduolyje išsenkant, tampa įmanomos sudėtingos nukleosintezės reakcijos, tačiau, pirma, tokioms reakcijoms reikia vis aukštesnės temperatūros ir, antra, energijos išsiskyrimas, tenkantis tokių reakcijų masės vienetui, mažėja didėjant masių skaičiui. branduoliai, reaguoja.

http://*****/images/ukbase_2__519.jpg" alt="\" width="84" height="20 src=">, Tai yra, elektronų dujų išsigimimo sąlygos yra įvykdytos. Skaičiavimai rodo, kad izoterminių branduolių tankis atitinka baltųjų nykštukų tankį, t. Raudonųjų milžinų šerdys yra baltosios nykštukės.

normalūs" baltieji nykštukai, turintys daug anglies.

Rutulinio žvaigždžių spiečiaus NGC 6397 nuotraukoje (5 pav.) identifikuojamos abiejų tipų baltosios nykštukės: helio baltosios nykštukės, atsiradusios evoliucijos metu mažiau masyvioms žvaigždėms, ir anglies baltosios nykštukės, kurios atsirado dėl didesnės masės žvaigždžių evoliucijos. .

2.2. Raudonųjų milžinų masės praradimas ir jų lukšto nusileidimas

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 kelis tūkstančius Saulės šviesų, o žvaigždė „išsipučia“, padidindama savo skersmenį iki Žemės orbitos dydžio. Helio nukleosintezės zona pakyla į žvaigždės paviršių: masės dalis šios zonos viduje yra ~70% žvaigždės masės. „Infliaciją“ lydi gana intensyvus medžiagos nutekėjimas iš žvaigždės paviršiaus, tokie objektai stebimi kaip protoplanetiniai ūkai (žr. 6 pav.).

Shklov" href="/text/category/shklov/" rel="bookmark">Šklovskis pasiūlė planetinių ūkų susidarymo mechanizmą, išliejant raudonųjų milžinų kiautus, o tokių žvaigždžių izoterminių išsigimusių branduolių atodanga baltųjų nykštukų susidarymas Tikslūs tokių žvaigždžių masės praradimo ir vėlesnio apvalkalo išsiskyrimo mechanizmai vis dar nežinomi, tačiau galima pasiūlyti šiuos veiksnius, galinčius sukelti apvalkalo praradimą:

Išsiplėtusiuose žvaigždžių apvalkaluose gali išsivystyti nestabilumas, sukeliantis stiprius svyravimo procesus, lydimus žvaigždės šiluminio režimo pokyčių. Fig. 6 aiškiai matomos išmestos žvaigždžių medžiagos tankio bangos, kurios gali būti tokių svyravimų pasekmės. Dėl vandenilio jonizacijos regionuose, esančiuose žemiau fotosferos, gali išsivystyti stiprus konvekcinis nestabilumas. Saulės aktyvumas turi panašų pobūdį raudonųjų milžinų atveju, konvekcinių srautų galia yra žymiai didesnė nei saulės. Dėl per didelio šviesumo žvaigždės spinduliuotės srauto šviesos slėgis jos išoriniuose sluoksniuose, skaičiavimais, gali lemti apvalkalo praradimą per kelis tūkstančius metų.

perteklinė masė“ raudonųjų milžinų.

Šklovskio pasiūlytas raudonųjų milžinų evoliucijos scenarijus yra visuotinai priimtas ir jį patvirtina daugybė stebėjimų duomenų.

3. Baltųjų nykštukų fizika ir savybės

Kaip jau minėta, baltųjų nykštukų masė yra artima saulės, tačiau jų dydžiai sudaro tik šimtąją (ar net mažiau) saulės dalį, tai yra, baltųjų nykštukų medžiagos tankis yra labai didelis ir siekia g / cm 3. Esant tokiam tankiui, sunaikinami atomų elektronų apvalkalai ir medžiaga tampa elektronine-branduoline plazma, o jos elektroninė sudedamoji dalis yra išsigimusios elektronų dujos. Tokių dujų slėgis P paklūsta ryšiui:

kur http://*****/images/ukbase_2__17665.jpg" width="180" height="283 src=">

Ryžiai. 8. Baltųjų nykštukų masės ir spindulio santykis. Vertikali asimptotė atitinka Chandrasekhar ribą.

Aukščiau pateikta būsenos lygtis galioja šaltoms elektronų dujoms, tačiau net kelių milijonų laipsnių temperatūra yra maža, palyginti su būdinga elektronų Fermio energija (). Tuo pačiu metu, didėjant medžiagos tankiui dėl Paulio išskyrimo (du elektronai negali turėti tos pačios kvantinės būsenos, tai yra tos pačios energijos ir sukimosi), elektronų energija ir greitis padidėja tiek, kad pradeda veikti reliatyvumo teorija – išsigimusios elektronų dujos tampa reliatyvistinės. Reliatyvistinių išsigimusių elektronų dujų slėgio priklausomybė nuo tankio jau skiriasi:

Tokiai būsenos lygčiai atsiranda įdomi situacija. Vidutinis baltosios nykštukės tankis http://*****/images/ukbase_2__270.jpg" width="21" height="14 src=">- Masė, a - baltosios nykštuko spindulys. Tada slėgis http://** ***/images/ukbase_2__716.jpg" alt="(P \ virš R) \ sim ((M ^ (4/3)) \ virš (R ^ 5))" width="89 height=46" height="46">!}

Gravitacinės jėgos, prieštaraujančios slėgiui:

yra, nors slėgio kritimas ir gravitacinės jėgos vienodai priklauso nuo spindulio, skirtingai priklauso nuo masės - kaip ~ ir ~ diskas"> DA - spektre yra linijų, o helio linijų nėra. Šis tipas yra ~ 75% baltųjų nykštukų, jie randami visame temperatūrų diapazone - jonizuoto helio linijos yra stiprios, DF linijos - aukščiau; - yra kalcio, geležies linijų, nėra vandenilio linijų - jonizuoto helio linijos yra stiprios, yra neutralaus helio ir (arba) vandenilio linijos Tai karštos baltos nykštukės, jų temperatūra siekia K?

5. Astronominiai reiškiniai, susiję su baltosiomis nykštukėmis

5.1. Baltųjų nykštukų rentgeno spinduliuotė

Jaunų baltųjų nykštukų – izotropinių žvaigždžių šerdies po jų apvalkalų – paviršiaus temperatūra yra labai aukšta – daugiau nei 2? 10 5 K, tačiau jis gana greitai krenta dėl neutrinų aušinimo ir spinduliuotės iš paviršiaus. Tokios labai jaunos baltosios nykštukės stebimos rentgeno spindulių diapazone (pavyzdžiui, baltosios nykštukės HZ 43 stebėjimai iš ROSAT palydovo).

Karštų baltųjų nykštukų paviršiaus temperatūra yra 7? 10 4 K, šalta - ~ 5 ? 10 3 K.

Baltųjų nykštukų spinduliavimo rentgeno spindulių diapazone ypatumas yra tas, kad pagrindinis rentgeno spinduliuotės šaltinis jose yra fotosfera, kuri labai išskiria jas nuo „įprastų“ žvaigždžių: pastarosiose rentgeno spindulius skleidžia vainiką, įkaitintą iki kelių milijonų kelvinų, o fotosferos temperatūra per žema, kad susidarytų rentgeno spinduliuotė (juos žr. 9 pav.).

Nesant akrecijos, baltosios nykštukės savo šerdyje turi jonų šiluminės energijos rezervą, todėl jų šviesumas priklauso nuo amžiaus. 1940-ųjų pabaigoje buvo sukurta kiekybinė baltųjų nykštukų atšalimo teorija.

5.2. Akrecija ant baltųjų nykštukų dvejetainėse sistemose

diskas"> Nestacionarus priaugimas prie baltųjų nykštukų, jei kompanionas yra masyvi raudonoji nykštukė, sukelia nykštukinių novų (U Gem (UG) tipo žvaigždžių) arba į novas panašių kintamų žvaigždžių susidarymą. stiprus magnetinis laukas, nukreiptas į baltosios nykštukės magnetinius polius, o ciklotroninis akrecijos plazmos spinduliavimo mechanizmas subpolinėse srityse sukelia stiprią spinduliuotės poliarizaciją matomoje spektro srityje (poliaruose ir tarpiniuose poliuose). Vandenilio turinčios medžiagos patekimas ant baltųjų nykštukų sukelia jos kaupimąsi paviršiuje (daugiausia sudarytą iš helio) ir įkaista iki helio sintezės reakcijos temperatūrų, o tai, atsiradus terminiam nestabilumui, sukelia sprogimą. stebimas kaip novos sprogimas. Gana ilgas ir intensyvus augimas ant masyvios baltosios nykštukės sukelia masę, viršijančią jos ribą, ir gravitacinį kolapsą, kuris stebimas kaip supernovos tipo sprogimas (žr. 10 pav.).

Taip pat žr

Akrecija Idealios dujos Degeneruotų dujų žvaigždės nukleosintezė planetinis ūkas Supernova Sirius

Pastabos

1. ^ a b c Baltieji nykštukai – www. franko. /publish/astro/bukvy/b. pdf // Astronomija enciklopedinis žodynas- www. franko. /publish/astro/Under bendras leidimas Ir. - Lvovas: LNU-GAO NASU, 2003. - P. 54-55. - ISBN -X, UDC