Kas yra baltasis nykštukas? Baltasis nykštukas

Atidarymas 1844 m. Karaliaučiaus observatorijos direktorius Friedrichas Beselis išsiaiškino, kad Sirijus, ryškiausia žvaigždė šiaurinis dangus, periodiškai, nors ir labai silpnai, nukrypsta nuo tiesus kelias judėjimas toliau dangaus sfera. Besselis padarė išvadą, kad Sirijus turi turėti nematomą „tamsų“ palydovą ir abiejų žvaigždžių apsisukimo periodą. bendras centras masė 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 modelį, susijusį su spektrinė klasė(temperatūra) ir žvaigždžių šviesumas – Hertzsprung-Russell diagrama (H-R diagrama). Atrodė, kad visa žvaigždžių įvairovė telpa į dvi H-R diagramos šakas – pagrindinę seką ir raudonąją milžinišką šaką. Kaupdamas statistiką apie žvaigždžių pasiskirstymą pagal spektrines klases ir šviesumą, Russellas 1910 m. kreipėsi į profesorių E. Pickeringą. Tolimesni renginiai Russellas tai apibūdina taip:

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 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 remiasi idealiu dujų modeliu. standartinis modelis Eddington), 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 turėtų būti viršutinė riba mases, o 1930 m. Chandrasekharas savo darbe “ Maksimalus svoris idealus baltasis nykštukas“ („The Maxim mass of ideal white dwarfs“, Astroph. J. 74, 81-82) parodė, kad baltosios nykštukės, kurių masė didesnė nei 1,4 saulės, yra nestabilios (Chandrasekhar riba) ir turėtų žlugti.

Baltųjų nykštukų kilmė
Fowlerio sprendimas paaiškintas vidinė struktūra baltųjų nykštukų, tačiau jų atsiradimo mechanizmo nesiaiškino. 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). Toks perdegimas veda prie energijos išleidimo nutraukimo centrinės dalysžvaigždė, suspaudimas ir, atitinkamai, temperatūros ir tankio padidėjimas jos šerdyje, dėl ko susidaro sąlygos, kuriomis ji aktyvuojama naujas šaltinis termobranduolinė energija: 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;
Būkite 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: at aukšta temperatūra Esant aukštai temperatūrai ir slėgiui, fotonus gali išsklaidyti elektronai, 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 atsiranda ne tik šerdyje: vandeniliui perdegus šerdyje, helio nukleosintezė plinta į vis dar daug vandenilio turinčius žvaigždės regionus, sudarydama sferinį sluoksnį prie skurdžių ir vandenilio turtingų regionų ribos. 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 šios zonos viduje yra ~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, dėl kurio gali atsirasti stiprių virpesių, lydimų pokyčių. terminis režimasžvaigždės. Įjungta piešimas Aiškiai matomos žvaigždės išstumtos materijos tankio bangos, kurios gali būti tokių svyravimų pasekmės.
• Dėl vandenilio jonizacijos regionuose, esančiuose žemiau fotosferos, gali išsivystyti stiprus konvekcinis nestabilumas. Turi panašų pobūdį saulės aktyvumas, 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, bet pakankamai ilgas laikotarpis Santykinai tylus medžiagos nutekėjimas iš raudonųjų milžinų paviršiaus baigiasi jo apvalkalo išmetimu 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 absorbcijos linijų skaičius šios klasės žvaigždžių spektruose paaiškinamas labai stipriu linijų išsiplėtimu: tik stipriausios sugerties linijos, besiplečiančios, turi pakankamai gylio, kad išliktų pastebimos, o silpnos dėl savo seklios. gylio, praktiškai susilieja su ištisiniu spektru.
Baltųjų nykštukų spektrų ypatybės paaiškinamos keliais veiksniais. Pirma, todėl didelio tankio baltosios nykštukės pagreitis laisvasis kritimas jų paviršiuje yra ~10 8 cm/s² (arba ~1000 km/s²), o tai savo ruožtu lemia nedidelius jų fotosferų plotus, didžiulius tankius ir slėgius jose bei sugerties linijų platėjimą. 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 skilimu spektrines linijas 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, o šalčiausių – ~5·10³ K.
Baltųjų nykštukų spinduliuotės rentgeno spindulių diapazone ypatumas yra tai, kad pagrindinis šaltinis rentgeno spinduliuotė joms yra fotosfera, kuri ryškiai skiria jas nuo „įprastų“ žvaigždžių: pastarosios turi iki kelių milijonų kelvinų įkaitintą rentgeno vainiką, o fotosferos temperatūra per žema, kad skleistų rentgeno spindulius.
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.
• Baltųjų nykštukų, turinčių stiprų magnetinį lauką, akrecija nukreipta į regioną magnetiniai poliai baltoji nykštukė, o besikaupiančios plazmos spinduliuotės ciklotroninis mechanizmas artimose poliarinėse lauko srityse sukelia stiprią spinduliuotės poliarizaciją matomoje srityje (poliaruose ir tarpiniuose poliuose).
• 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.

Baltosios nykštukės yra išsivysčiusios žvaigždės, kurių masė neviršija Chandrasekhar ribos (didžiausios masės, kuriai esant žvaigždė gali egzistuoti kaip baltoji nykštukė), neturinčios savo termobranduolinės energijos šaltinių. Baltosios nykštukės yra kompaktiškos žvaigždės, kurių masė yra panaši į Saulės masę arba didesnė už ją, tačiau spinduliai 100 kartų mažesni 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 galaktikos žvaigždžių populiacijos. Apskaičiavimo neapibrėžtumas atsiranda dėl to, kad sunku stebėti tolimus baltuosius nykštukus dėl mažo jų šviesumo.
Baltosios nykštukės reiškia paskutinę mažos žvaigždės, kurios masė yra panaši į Saulės masę, evoliucijos etapą. Kai visas žvaigždės centre esantis vandenilis, pavyzdžiui, kaip ir mūsų Saulė, išdega, jos šerdis susitraukia iki didelio tankio, o išoriniai sluoksniai labai išsiplečia ir, lydima bendro šviesumo pritemdymo, žvaigždė virsta. 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.

Pirmoji atrasta baltoji nykštukė buvo žvaigždė 40 Eridani B. triguba sistema 40 Eridani, kurį 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.

Antroji atrasta baltoji nykštukė buvo Sirijus B, ryškiausia žvaigždė žemės danguje. 1844 metais vokiečių astronomas ir matematikas Friedrichas Beselis, stebėdamas Sirijų, 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.

Trečiasis atrastas baltasis nykštukas buvo Procyon B. 1844 m. Karaliaučiaus observatorijos direktorius Friedrichas Beselis, analizuodamas stebėjimų duomenis, atrado, kad Procyon periodiškai, nors ir labai silpnai, nukrypsta nuo tiesios judėjimo dangaus sferoje trajektorijos. Besselis padarė išvadą, kad Procyon turi turėti artimą palydovą. Silpnas palydovas liko nepastebimas, o jo masė turėjo būti gana didelė – atitinkamai panaši į Sirijaus ir Prokiono masę. 1896 m. amerikiečių astronomas D. M. Scheberle atrado Procyon B, taip patvirtindamas Besselio prognozę.

Baltųjų nykštukų kilmė

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 didelę įtaką . Šios prielaidos visiškai pasitvirtino.

Baltosios nykštukės susideda iš anglies ir deguonies su nedideliais vandenilio ir helio priedais, tačiau masyvios, labai išsivysčiusios žvaigždės gali turėti deguonies, neono ar magnio branduolį. Pagrindinės sekos žvaigždžių evoliucijos metu vandenilis „išdega“ - nukleosintezė, susidarant heliui. Dėl tokio perdegimo nutrūksta energijos išsiskyrimas centrinėse žvaigždės dalyse, suspaudimas ir atitinkamai padidėja temperatūra bei tankis jos šerdyje. Temperatūros ir tankio padidėjimas žvaigždžių šerdyje lemia sąlygas, kai įsijungia naujas termobranduolinės energijos šaltinis: helio deginimas (triguba helio reakcija arba trigubas alfa procesas), būdingas raudoniesiems milžinams ir supergigantams.

Baltosios nykštukės turi itin didelį tankį (106 g/cm3). Baltoji nykštukė yra gravitacinės pusiausvyros būsenoje ir jos slėgį lemia išsigimusių elektronų dujų slėgis. Paviršiaus temperatūros baltosios nykštukės yra didelės – nuo ​​100 000 K iki 200 000 K. Baltųjų nykštukų masė yra artima Saulės. Baltiesiems nykštukams yra „masės ir spindulio“ santykis, be to, daugiau masės, tie mažesnis spindulys. Daugumos baltųjų nykštukų spindulys yra panašus į Žemės spindulį.

Po to baltosios nykštukės gyvenimo ciklas išlieka stabilus, kol atšąla, kai žvaigždė praranda savo šviesumą ir tampa nematoma, patekdama į vadinamąją "" stadiją - galutinis rezultatas evoliucija, nors in šiuolaikinė literatūrašis terminas vartojamas vis rečiau.

2 Baltųjų nykštukų kilmė

2.1 Triguba helio reakcija ir raudonųjų milžinų izoterminiai branduoliai 2.2. Raudonųjų milžinų masės praradimas ir jų apvalkalų išliejimas

3.1 Masės ir spindulio santykis ir Chandrasekhar riba 3.2 Spektro ypatybės

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 didelė efektyvios temperatūros. 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. Baltųjų nykštukų medžiagos tankis yra g/cm3, milijonus kartų didesnis tankis pagrindinės sekos žvaigždžių medžiagos. 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.

Autorius šiuolaikinės idėjos baltosios nykštukės yra galutinis normalių žvaigždžių, kurių masė svyruoja nuo saulės masės iki 8-10 saulės masių. 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 klasikinė fizika tačiau paaiškinimą rado kvantinė mechanika pasirodžius Fermi-Dirac statistikai. 1926 m. Fowleris straipsnyje „Tiršta 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 dujos) savybės. ).

Kitas baltųjų nykštukų prigimties paaiškinimo etapas buvo Chandrasekharo darbas. 1928 m. Frenkelis nurodė, kad baltiesiems nykštukams turėtų 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 gali žlugti.

2. Baltųjų nykštukų kilmė

Fowlerio sprendimas paaiškino baltųjų nykštukų vidinę sandarą, bet 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

Vykdoma žvaigždžių evoliucija Pagrindinėje sekoje vandenilis „išdega“ - nukleosintezė, susidarant heliui (žr. Bethe ciklą). Toks perdegimas veda prie energijos išsiskyrimo centrinėse žvaigždės dalyse, suspaudimo ir atitinkamai tankio bei temperatūros padidėjimo jos šerdyje. Tankio ir temperatūros padidėjimas žvaigždžių 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 kinetinė energija helio branduolių pakanka Kulono barjerui įveikti: du helio branduoliai (alfa dalelės) gali susijungti ir susidaryti nestabilus izotopas berilis Be 8:

Jis 4 + Jis 4 = būk 8

Didžioji dalis Be 8 vis tiek skyla į dvi alfa daleles, bet jei trumpas laikas Be 8 branduolys susijungs su didelės energijos alfa dalele, gali susidaryti stabilus anglies branduolys C 12:

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 „degimo“ 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.

DIV_ADBLOCK170">

Raudonųjų milžinų, kurių masė yra santykinai maža (apie Saulę), izoterminės šerdys daugiausia susideda iš helio. masyvios žvaigždės- iš anglies ir sunkūs elementai. Tačiau bet kuriuo atveju tokios izoterminės šerdies tankis yra toks didelis, kad atstumai tarp šerdį sudarančių plazmos elektronų tampa proporcingi jų De Broglie bangos ilgiui http://*****/images/ukbase_2__23813.jpg "width="220" height="220 src=">

Ryžiai. 5. Baltųjų nykštukų populiacija sferinės formos žvaigždžių spiečius NGC 6397. Mėlyni kvadratai yra helio baltieji nykštukai, purpuriniai apskritimai yra „normalūs“ daug anglies turintys baltieji nykštukai.

Rutulinio žvaigždžių spiečiaus NGC 6397 nuotraukoje (5 pav.) identifikuojamos abiejų tipų baltosios nykštukės: helio baltosios nykštukės, atsiradusios evoliucijos metu mažesnėms masyvioms žvaigždėms, ir anglies baltosios nykštukės, žvaigždžių evoliucijos rezultatas. su didesne mase.

2.2. Raudonųjų gigantų masės praradimas ir jų lukšto išsiliejimas

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 išsiliejimo mechanizmai vis dar nežinomi, tačiau galima pasiūlyti šiuos veiksnius, galinčius sukelti apvalkalo praradimą:

Nestabilumas gali išsivystyti išsiplėtusiuose žvaigždžių apvalkaluose, todėl stiprūs virpesių procesai, lydimas žvaigždės šiluminio režimo pasikeitimo. 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 elektroniniai apvalkalai atomai sunaikinami ir medžiaga tampa elektronine-branduoline plazma, o jos elektroninis komponentas išsigimsta elektronų dujos. Tokių dujų slėgis P paklūsta ryšiui:

kur DIV_ADBLOCK171">

3.1. Masės ir spindulio santykis ir Chandrasekhar riba

http://*****/images/ukbase_2__535.jpg" alt="kT<< E_F!}" width="91 height=17" height="17">). 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 susidaro 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 gravitacinių jėgų vienodai priklauso nuo spindulio, bet skirtingai priklauso nuo masės - kaip ~ ir ~ diskas"> DA - spektre yra linijų ir nėra helio linijų. Šis tipas yra ~ 75% baltųjų nykštukų, jie randami visas temperatūrų diapazonas DB - jonizuoto helio linijos yra stiprios, temperatūros yra aukštesnės nei K, kurių intensyvumas yra mažesnis nei 90% vandenilio linijų; DG - yra kalcio, geležies linijų, DO linijų yra stiprios, yra neutralaus helio ir (arba) vandenilio linijos, kurių 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 šiluminės energijos rezervą iš jonų, 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 augimas ant baltųjų nykštukų, kai kompanionas yra masyvi raudonoji nykštukė, sukelia nykštukinių novų (U Gem (UG) tipo žvaigždžių) arba į novas panašių formų susidarymą. kintamos žvaigždės. Akrecija ant baltųjų nykštukų, turinčių stiprų magnetinį lauką, nukreipiama į baltosios nykštukės magnetinių polių sritį, o besikaupiančios plazmos spinduliavimo ciklotroninis mechanizmas subpoliarinėse srityse sukelia stiprią spinduliuotės poliarizaciją matomoje srityje. spektro (poliai ir tarpiniai poliai). Vandenilio turinčios medžiagos kaupimasis ant baltųjų nykštukų sukelia jos kaupimąsi paviršiuje (kurią daugiausia sudaro helis) ir įkaista iki helio sintezės reakcijos temperatūros, o tai, esant termininiam nestabilumui, sukelia sprogimą, kuris stebimas kaip nova. protrūkis. Gana ilgalaikis ir intensyvus masyvios baltosios nykštukės augimas lemia tai, kad jos masė viršija Chandrasekhar ribą ir gravitacinis kolapsas, kuris stebimas kaip Ia tipo supernovos 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 NANU, 2003. - P. 54-55. - ISBN -X, UDC

Literatūra

Deborah Jean Warner. Alvanas Clarkas ir sūnūs: optikos menininkai, Smithsonian Press, 1968 Shklovsky, I. S. Apie planetinių ūkų ir jų branduolių prigimtį // Astronomical Journal. - 33 tomas, Nr. 3, 1956. - Ss. 315-329. , . Fiziniai pagrindaižvaigždžių struktūra ir evoliucija, M., 1981 - gamta. *****/db/msg. html? mid = 1159166 & uri = indeksas. html Žvaigždės: jų gimimas, gyvenimas ir mirtis, M.: Nauka, 1984 - shklovsky-ocr. *****/internete/shklovskij. htm Kippenhanas 100 milijardų saulės. Gimimas, gyvenimas ir mirtis žvaigždėse, M.: Mir, 1990 - . ru/astro/index. html Erdvės fizika. Mažoji enciklopedija, M.: Sovietinė enciklopedija, 1986 – www. *****/db/FK86/

Saulė yra ugnies kamuolys, kurio gelmėse yra termobranduolinė reakcija. Dėl to vandenilio atomai virsta helio atomais ir išsiskiria didžiulė energija. Maža jo dalis suteikia gyvybę planeta žemė. Ugnies kamuolys, suformuota per termobranduolinė sintezė, paskambino pagrindinės sekos žvaigždė.

Mūsų namų žvaigždė apibūdinama kaip " geltonasis nykštukas“ Tai yra, kosminiu mastu šis darinys yra mažas, o jo spalva yra geltona. Tačiau žmogaus akis jį suvokia kaip baltą. Geltonosios nykštukės gyvenimo trukmė yra įžeidžiamai trumpa. Tai tik apie 10 milijardų metų. Pagal visatos standartus amžius yra juokingas. Tačiau būtent tiek laiko reikia, kad vandenilis visiškai virstų heliu.

Po to žvaigždė išsiplečia ir virsta kitu kosminiu dariniu, vadinamu raudonuoju milžinu. Šiuo atveju helis užsidega. Jis pradeda virsti anglimi, o žvaigždės dydis didėja ir didėja. Pavyzdžiui, mūsų Saulės išorinės ribos pasieks Žemę ir pakeliui sugers Merkurijus Ir Venera. Natūralu, kad mėlynojoje planetoje gyvybės nebebus. Vandenynai išgaruos, bet visko pagrindas yra vanduo.

Žvaigždė paprastai būna raudonojo milžino būsenoje 1 milijardą metų. Tada ji eina į planetinis ūkas. Tai dujų debesis, kurio centre yra balta nykštukė. Tai taip pat žvaigždė, bet be jokio energijos šaltinio. Jis turi didžiulį tankį ir nereikšmingą šviesumą. Tokie baltieji nykštukai mūsų galaktikoje nuo bendras skaičius yra apie 10% žvaigždžių.

Bet tai yra kelio pabaiga, o kur ji prasideda? Kaip formuojasi jauna žvaigždė, kaip pasirodė mūsų Saulė ir saulės sistema? Šiuo klausimu yra aiški teorija, paaiškinanti pagrindinės sekos žvaigždžių atsiradimą.

Saulės atsiradimas

Maždaug prieš 5 milijardus metų toje vietoje, kur esame dabar, nieko nebuvo. Nebuvo nei Žemės, nei kitų planetų, nei Saulės. Visa erdvė buvo užpildyta vandenilio molekulėmis. Jie suformavo didžiulį ūką ir laisvai judėjo erdvėje. Bet po mėnuliu niekas netrunka amžinai (in šiuo atvejužemiau galaktikos centro). Veikiamas gravitacinių jėgų vandenilio debesis pamažu pradėjo suktis į piltuvą ir suktis aplink savo ašį.

Kodėl taip atsitiko? Dėl visko kalta gravitacija. Pavyzdžiui, toje pačioje Žemėje jų dėka susidaro galingi viesulai ir viesulai. Visas kosmosas gyvena pagal tuos pačius dėsnius. Tik tornadai beorė erdvė turi žymiai dideli dydžiai, bet egzistavo daug milijonų metų. Panašus tornadas įvyko prieš 5 milijardus metų. Būtent jis sukėlė geltonojo nykštuko pasirodymą.

Didžiulis dujų piltuvas sukosi vis greičiau, o jo centre augo vandenilio tankis. Temperatūra atitinkamai pakilo. Galiausiai jis pasiekė kritinę vertę ir išprovokavo termobranduolinės reakcijos pradžią. Taip gimė Saulė. Jis visiškai susiformavo prieš 4,6 milijardo metų. Tai yra, įjungta šiuo metu Geltonasis nykštukas jau nugyveno pusę savo gyvenimo. Su kiekvienu nauju milijardu metų jis tampa vis šviesesnis ir šviesesnis. Kokia jo vidinė struktūra?

Vidinė Saulės struktūra

Saulės masė atitinka 99% visos masės saulės sistema ir yra lygus 2×10 27 tonos. Likęs procentas gaunamas iš planetų, palydovų, kometų ir asteroidų. Žvaigždės skersmuo yra lygus 109 Žemės skersmenims ir yra 1,39 milijono km. Nuo geltonosios nykštukės iki mėlynosios planetos yra 149,6 mln. Tai yra vadinamasis astronominis vienetas . Į centrą pieno kelias 26 tūkstančiai šviesmečių nuo Saulės. Žvaigždė savo orbitoje padaro vieną apsisukimą kas 200 milijonų metų. Jis juda aplink galaktikos centrą 217 km/s greičiu.

Šviestuvo centre yra šerdis. Jame yra 40% visos saulės masės. Jo skersmuo yra maždaug 350 tūkstančių km. Šerdies tankis yra didžiulis ir yra 150 kartų didesnis už vandens tankį. Temperatūra saulės branduolys yra apie 13,6 milijono laipsnių Celsijaus. Būtent šerdyje vyksta termobranduolinė reakcija ir išsiskiria energija, nes vandenilio molekulės, veikiamos temperatūros ir tankio, susilieja viena su kita ir virsta heliu. Šiuo atveju išspinduliuojami neutrinai ir gama fotonai.

Gama fotonai, judėdami į išorinį Saulės apvalkalą, suyra į mažesnės energijos fotonus, o neutrinai, eidami per karštą masę, niekaip nesikeičia.

Už šerdies yra konvekcinė zona. Temperatūros sąlygos joje jis yra žymiai žemesnis ir šalia šerdies neviršija 5 milijonų laipsnių Celsijaus. Natūralu, kad esant tokiai temperatūrai branduolių sintezė negali atsitikti. Šios zonos storis yra apie 300 tūkstančių km. Šiuo atstumu temperatūra nukrenta iki 6 tūkstančių laipsnių Celsijaus. Zonos užduotis yra labai lėtai ir palaipsniui perkelti aukštą temperatūrą į žvaigždės paviršių. IN konvekcinė zona taip pat sukuriamas geltonosios nykštukės magnetinis laukas.

Tolesni tempimai fotosfera. Jis laikomas mūsų gimtosios žvaigždės paviršiumi. Štai iš kur jis ateina saulės spinduliuotės. Išoriniame fotosferos pakraštyje temperatūra siekia 4,5 tūkstančio laipsnių Celsijaus. Visi atstumai skaičiuojami nuo šio sluoksnio paviršiaus, įskaitant atstumą iki Žemės.

Fotosferą supa labai plonas išorinis apvalkalas. Jis vadinamas - chromosfera. Jo storis neviršija 2 tūkstančių km. Temperatūra fotosferoje pakyla ir pasiekia 10 tūkstančių laipsnių Celsijaus. Kai kuriose vietose ji gali siekti iki 20 tūkstančių laipsnių. Tankis šioje zonoje yra santykinai mažas, vyrauja vandenilio molekulės. Jie suteikia išoriniam apvalkalui raudoną spalvą.

Saulės vainikas virš Saulės paviršiaus

Iš viršaus supa fotosferą saulės korona. Sluoksnio tankis labai mažas, bet temperatūra aukšta. Jis pasiekia 1-2 milijonus laipsnių Celsijaus. Kodėl tai vyksta? Yra hipotezė, kad priežastis yra magnetinis laukas. Dėl savo įtakos yra saulės pliūpsniai. Jie įkaitina vainiką iki aukštos temperatūros. Pati karūna praktiškai nematoma dėl mažo tankio. Iš žemės jį galima stebėti Saulės užtemimo metu, kai Mėnulis visiškai užstoja Saulę. Būtent šiuo metu aplink Žemės palydovą, kuris yra ne kas kita, kaip vainikas, stebimas švytėjimas.

Iš vainiko nuolat išteka didžiulis jonizuotų dalelių srautas. Tai saulės vėjas, kuri yra helio-vandenilio plazma. Dalelės sklinda nuo 400 iki 750 km/s greičiu. Jie prasiskverbia per visą saulės sistemą ir baigia savo kelią heliosferoje. Tai čia ir prasideda tarpžvaigždinė terpė, o jonizuotų dalelių greitis linkęs į nulį.

Saulės vėjas neigiamai veikia Saulės sistemos planetų paviršius. Tai taip pat daro neigiamą poveikį Žemei. Tačiau mėlynosios planetos galingas magnetinis laukas sukuria apsauginis ekranas. Būtent jo dėka saulės vėjas negali prasiskverbti pro Žemės paviršių.

Magnetinis laukas

Saulės plazma turi labai didelis elektros laidumas. Atitinkamai jis atsiranda elektros srovė ir dėl to magnetinis laukas. Saulė turi bendrą magnetinį lauką ir vietinį magnetiniai laukai. Bendras magnetinis laukas keičia savo poliškumą kas 22 metus. Šis procesas priklauso nuo saulės aktyvumo. Kai aktyvumas yra minimalus, įtampa ties poliais yra maksimali. Saulės aktyvumas didėja, lauko stiprumas mažėja.

Vietiniai magnetiniai laukai turi didesnį stiprumą ir mažesnį reguliarumą mažas plotas palyginti su bendra sritimi. Jei plotas didelis, vadinasi, įtampa maža. Stipriausi magnetiniai laukai stebimi saulės dėmėse. Tai ypač pastebima, kai vietinio lauko poliškumas sutampa su poliškumu bendras laukas. Apskritai šie laukai yra nestabilūs ir trunka tik keletą Saulės apsisukimų.

Tamsios dėmės ant saulės

Saulės aktyvumas

Pirmiausia apibrėžkime saulės dėmės . Tai aiškiai matomos tamsios sritys, kurių temperatūra žemesnė nei kitose fotosferos dalyse. Reikalas tas, kad šiose vietose, iš geltonojo nykštuko vidurių, elektros linijos galingi magnetiniai laukai. Jie slopina medžiagos judėjimą, todėl mažina vienodas paskirstymasšiluminė energija. Saulės dėmių skaičius yra pagrindinis saulės aktyvumo rodiklis.

Pats saulės aktyvumas yra įvairūs reiškiniai, kurį sukelia magnetinių laukų susidarymas. Tai pasireiškia blyksniais, jėgos pokyčiais elektromagnetinė spinduliuotė, pasipiktinimas saulės vėjas ir kiti reiškiniai. Dėl viso to sutrinka tarpplanetinė terpė. Kas atrodo kaip geomagnetinis aktyvumas, tarkim, toje pačioje Žemėje.

Kalbant apie laiką, saulės aktyvumas gali būti trumpalaikis arba ilgalaikis. Antruoju atveju tai radikaliai veikia mėlynosios planetos klimatą. Pavyzdžiui, globalinis atšilimas, stebimas šiandien, yra tiesiogiai susijęs su ilgalaike geltonosios žvaigždės veikla. Tačiau tokio poveikio mechanizmas vis dar ištirtas labai mažai.

Mėnulis uždengė saulę ir buvo užtemimas

Saulės užtemimas įvyksta, kai Mėnulis visiškai arba iš dalies užstoja Saulę nuo stebėtojo Žemėje. Šis reiškinys galima tik in jaunatis. Tai tam tikra fazė, kai geltona žvaigždė, mėlyna planeta ir Mėnulis yra vienoje linijoje. Tuo pačiu metu žemės palydovas esančios viduryje. Intervalo tarp jaunaties trukmė yra 29,5 dienos.

Kas 100 metų įvyksta vidutiniškai 235 saulės užtemimai. Be to, saulės diskas yra visiškai uždarytas 62 atvejais. 159 atvejai yra dalinis disko uždarymas. Tai yra, Žemės palydovas nepraeina per Saulės disko centrą, o nuo stebėtojo slepia tik dalį jo. Dangus šiek tiek patamsėja. Tokį užtemimą galima stebėti maždaug 2 tūkstančių kilometrų atstumu nuo zonos, kurioje Mėnulis visiškai dengia Saulę.

14 atvejų yra žiedinis užtemimas. Tokiu atveju palydovas eina palei saulės diską, bet pasirodo mažesnio skersmens, todėl negali paslėpti žvaigždės nuo stebėtojo.

At visiškas užtemimas Saulės vainikas aiškiai matomas. Tačiau žmonija ja grožėtis galės ne ilgiau nei 600 milijonų metų. Praėjus šiam laikotarpiui, Mėnulis nutols nuo Žemės taip toli, kad iš viso saulės užtemimas taps neįmanoma. Faktas yra tas, kad palydovas juda vis greičiau, o mėlynoji planeta palaipsniui lėtina savo sukimąsi. Taigi Mėnulis kasmet nutolsta nuo žemės 4 cm.

Kalbant apie Saulę, ji dar ilgai švies. erdvės atstumas, suteikdamas žemiečiams šilumą ir gyvybę. Anksčiau praeis milijardai metų dramatiški pokyčiai, kuris gali neigiamai paveikti mėlyna planeta. Tikėkimės, kad iki šio laiko žmonių civilizacija ras progą apsisaugoti nuo sunaikinimo. Vienintelis dalykas, kurio nepavyks – išgelbėti pačią Saulę. Juk Visata gyvena kosminių ciklų rėmuose, kurių kiekvienas turi savo pradžią ir savo pabaigą.