Xhuxhët e bardhë: yjet ftohës në univers. Xhuxhët e bardhë janë një tjetër mister i Universit

Bessel arriti në përfundimin se Sirius duhet të kishte një satelit "të errët" të padukshëm, dhe periudha e revolucionit të të dy yjeve rreth një qendre të përbashkët të masës duhet të jetë rreth 50 vjet. Mesazhi u prit me skepticizëm, pasi sateliti i errët mbeti i pavëzhgueshëm dhe masa e tij duhet të ishte mjaft e madhe - e krahasueshme me masën e Sirius.

Paradoksi i dendësisë

“Po vizitoja mikun tim ... Profesor E. Pickering në një vizitë pune. Me dashamirësi karakteristike, ai ofroi të merrte spektrat e të gjithë yjeve që Hincks dhe unë kishim vëzhguar... me synimin për të përcaktuar paralaksat e tyre. Kjo pjesë e punës në dukje rutinë doli të ishte shumë e frytshme - çoi në zbulimin se të gjithë yjet me madhësi absolute shumë të vogël (d.m.th., shkëlqim të ulët) kanë klasën spektrale M (d.m.th., temperaturë shumë të ulët të sipërfaqes). Me sa mbaj mend, teksa diskutoja për këtë çështje, pyeta Pickering-un për disa yje të tjerë të zbehtë..., duke përmendur veçanërisht 40 Eridani B. Në mënyrën e tij karakteristike, ai menjëherë dërgoi një kërkesë në zyrën e Observatorit (Harvard) dhe shpejt iu përgjigj (mendoj nga zonja Fleming) se spektri i këtij ylli ishte A (d.m.th., temperatura e lartë e sipërfaqes). Edhe në ato kohë paleozoike, unë dija mjaftueshëm për këto gjëra për të kuptuar menjëherë se kishte një mospërputhje ekstreme midis atyre që ne atëherë do t'i quanim vlerat "e mundshme" të shkëlqimit dhe densitetit të sipërfaqes. Me sa duket, nuk e fsheha faktin që jo thjesht u befasova, por fjalë për fjalë u mahnita nga ky përjashtim nga ai që dukej të ishte një rregull krejtësisht normal për karakteristikat e yjeve. Pickering më buzëqeshi dhe tha: "Janë pikërisht përjashtime të tilla që çojnë në zgjerimin e njohurive tona" - dhe xhuxhët e bardhë hynë në botën në studim."

Surpriza e Russell-it është mjaft e kuptueshme: 40 Eridani B i referohet yjeve relativisht të afërt, dhe nga paralaksa e vëzhguar mund të përcaktohet saktësisht distanca deri në të dhe, në përputhje me rrethanat, ndriçimi. Shkëlqimi i 40 Eridani B doli të ishte anomalisht i ulët për klasën e tij spektrale - xhuxhët e bardhë formuan një rajon të ri në diagramin H-R. Ky kombinim i shkëlqimit, masës dhe temperaturës ishte i pakuptueshëm dhe nuk mund të shpjegohej brenda modelit standard të sekuencës kryesore të strukturës yjore të zhvilluar në vitet 1920.

Dendësia e lartë e xhuxhëve të bardhë mbeti e pashpjegueshme brenda kornizës së fizikës dhe astronomisë klasike dhe u shpjegua vetëm brenda kornizës së mekanikës kuantike pas ardhjes së statistikave Fermi-Dirac. Në vitin 1926, Fowler, në artikullin e tij "Dense Matter" ( "Për materien e dendur," Monthly Notices R. Astron. Soc. 87, 114-122) tregoi se, ndryshe nga yjet e sekuencës kryesore, për të cilët ekuacioni i gjendjes bazohet në modelin ideal të gazit (modeli standard Eddington), për xhuxhët e bardhë densiteti dhe presioni i materies përcaktohen nga vetitë e gazit elektronik të degjeneruar (gazi Fermi ).

Faza tjetër në shpjegimin e natyrës së xhuxhëve të bardhë ishte puna e Yakov Frenkel dhe Chandrasekhar. Në 1928, Frenkel vuri në dukje se duhet të kishte një kufi të sipërm në masën e xhuxhëve të bardhë, dhe në 1931 Chandrasekhar në veprën e tij "Masa maksimale e një xhuxhi të bardhë ideal" ( "Masa maksimale e xhuxhëve të bardhë idealë", Astrof. J. 74, 81-82) tregoi se ekziston një kufi i sipërm në masat e xhuxhëve të bardhë, domethënë, këta yje me një masë mbi një kufi të caktuar janë të paqëndrueshëm (kufiri Chandrasekhar) dhe duhet të shemben.

Origjina e xhuxhëve të bardhë

Zgjidhja e Fowler shpjegoi strukturën e brendshme të xhuxhëve të bardhë, por nuk sqaroi mekanizmin e origjinës së tyre. Dy ide luajtën një rol kyç në shpjegimin e gjenezës së xhuxhëve të bardhë: ideja e astronomit Ernst Epic se gjigantët e kuq janë formuar nga yjet e sekuencës kryesore si rezultat i djegies së karburantit bërthamor, dhe supozimi i astronomit Vasily Fesenkov, i bërë pak më vonë. Lufta e Dytë Botërore, se yjet e sekuencës kryesore duhet të humbasin masën, dhe një humbje e tillë në masë duhet të ketë një ndikim të rëndësishëm në evolucionin e yjeve. Këto supozime u konfirmuan plotësisht.

Reaksioni i trefishtë i heliumit dhe bërthamat izotermale të gjigantëve të kuq

Gjatë evolucionit të yjeve të sekuencës kryesore, hidrogjeni "digjet" - nukleosinteza me formimin e heliumit (shiko ciklin Bethe). Një djegie e tillë çon në ndërprerjen e lëshimit të energjisë në pjesët qendrore të yllit, ngjeshjen dhe, në përputhje me rrethanat, në një rritje të temperaturës dhe densitetit në thelbin e tij. Një rritje e temperaturës dhe densitetit në bërthamën yjore çon në kushte në të cilat aktivizohet një burim i ri i energjisë termonukleare: djegia e heliumit (reaksioni i trefishtë i heliumit ose procesi i trefishtë alfa), karakteristik për gjigantët e kuq dhe supergjigantët.

Në temperatura të rendit 10 8 K, energjia kinetike e bërthamave të heliumit bëhet mjaft e lartë për të kapërcyer barrierën e Kulombit: dy bërthama helium (4 He, grimcat alfa) mund të shkrihen për të formuar një izotop të paqëndrueshëm të beriliumit:

Shumica e 8 Be zbërthehet përsëri në dy grimca alfa, por kur 8 Be përplaset me një grimcë alfa me energji të lartë, mund të formohet një bërthamë e qëndrueshme karboni 12 C:

+ 7.3 MeV.

Pavarësisht përqendrimit shumë të ulët të ekuilibrit të 8 Be (për shembull, në një temperaturë prej ~ 10 8 K raporti i përqendrimit [8 Be]/[4 He] ~10 −10), shkalla është e tillë reaksioni i trefishtë i heliumit rezulton të jetë e mjaftueshme për të arritur një ekuilibër të ri hidrostatik në bërthamën e nxehtë të yllit. Varësia e çlirimit të energjisë nga temperatura në reaksionin tresh të heliumit është jashtëzakonisht e lartë, për shembull, për diapazonin e temperaturës ~1-2·10 8 K çlirimi i energjisë është:

ku është përqendrimi i pjesshëm i heliumit në bërthamë (në rastin e konsideruar të "burnout" të hidrogjenit është afër unitetit).

Sidoqoftë, duhet të theksohet se reaksioni i trefishtë i heliumit karakterizohet nga një çlirim i energjisë dukshëm më i ulët se cikli Bethe: i llogaritur për njësi masë çlirimi i energjisë gjatë "djedhjes" së heliumit është më shumë se 10 herë më i ulët se gjatë "djegies" së hidrogjenit.. Ndërsa heliumi digjet dhe burimi i energjisë në bërthamë shterohet, janë të mundshme reaksione më komplekse të nukleosintezës, megjithatë, së pari, reaksione të tilla kërkojnë temperatura gjithnjë e më të larta dhe, së dyti, çlirimi i energjisë për njësi masë në reaksione të tilla zvogëlohet me masën e masës. rritet numri i bërthamave që reagojnë.

Një faktor shtesë që me sa duket ndikon në evolucionin e bërthamave të gjigantit të kuq është kombinimi i ndjeshmërisë së temperaturës së lartë të reaksionit të trefishtë të heliumit dhe reaksioneve të shkrirjes së bërthamave më të rënda me mekanizmin ftohja e neutrinos: në temperatura dhe presione të larta, fotonet mund të shpërndahen nga elektronet me formimin e çifteve neutrino-antineutrino, të cilat lirshëm bartin energjinë nga bërthama: ylli është transparent ndaj tyre. Shpejtësia e kësaj vëllimore ftohja me neutrino, ndryshe nga ajo klasike sipërfaqësore Ftohja e fotonit nuk kufizohet nga proceset e transferimit të energjisë nga brendësia e një ylli në fotosferën e tij. Si rezultat i reaksionit të nukleosintezës, arrihet një ekuilibër i ri në bërthamën yjore, i karakterizuar nga e njëjta temperaturë e bërthamës: bërthama izotermike(Fig. 2).

Në rastin e gjigantëve të kuq me një masë relativisht të vogël (sipas rendit të Diellit), bërthamat izotermale përbëhen kryesisht nga helium, në rastin e yjeve më masivë - nga karboni dhe elementë më të rëndë. Sidoqoftë, në çdo rast, dendësia e një bërthame të tillë izotermike është aq e lartë sa që distancat midis elektroneve të plazmës që formojnë bërthamën bëhen në përpjesëtim me gjatësinë e valës së tyre De Broglie, domethënë plotësohen kushtet për degjenerimin e gazit elektronik. Llogaritjet tregojnë se dendësia e bërthamave izotermale korrespondon me densitetin e xhuxhëve të bardhë, d.m.th. Bërthamat e gjigantëve të kuq janë xhuxhë të bardhë.

Kështu, ekziston një kufi i sipërm për masën e xhuxhëve të bardhë (kufiri Chandrasekhar). Është interesante që për xhuxhët e bardhë të vëzhguar ekziston një kufi i ngjashëm më i ulët: meqenëse shkalla e evolucionit të yjeve është proporcionale me masën e tyre, ne mund të vëzhgojmë xhuxhët e bardhë me masë të ulët vetëm si mbetje të atyre yjeve që arritën të evoluojnë gjatë kohës nga periudha fillestare e formimit të yjeve të Universit deri në ditët e sotme.

Veçoritë e spektrit dhe klasifikimit spektral

Xhuxhët e bardhë klasifikohen në një klasë të veçantë spektrale D (nga anglishtja. xhuxhi- xhuxh), një klasifikim i përdorur aktualisht që pasqyron tiparet e spektrave të xhuxhëve të bardhë, i propozuar në 1983 nga Edward Zion; në këtë klasifikim klasa spektrale shkruhet në formatin e mëposhtëm:

janë përcaktuar nënklasat e mëposhtme:

• DA - linjat e serisë së hidrogjenit Balmer janë të pranishme në spektër, linjat e heliumit nuk vërehen
• DB - spektri përmban linja të heliumit He I, linjat e hidrogjenit ose metaleve mungojnë
• DC - spektër i vazhdueshëm pa linja thithëse
• DO - linjat e forta të heliumit He II janë të pranishme në spektër dhe linjat H
• DZ - vetëm linja metalike, pa linja H ose He
• DQ - linja karboni, duke përfshirë molekulare C 2

dhe veçoritë spektrale:

• P - vërehet polarizimi i dritës në një fushë magnetike
• H - polarizimi nuk vërehet në prani të një fushe magnetike
• V - yje të tipit ZZ Ceti ose xhuxha të bardhë të ndryshueshëm
• X - spektra të veçantë ose të paklasifikueshëm

Evolucioni i xhuxhëve të bardhë

Oriz. 8. Mjegullnaja protoplanetare NGC 1705. Një seri predhash sferike janë të dukshme, të derdhura nga gjigandi i kuq, vetë ylli është i fshehur nga një rrip pluhuri.

Xhuxhët e bardhë fillojnë evolucionin e tyre si bërthama të degjeneruara të ekspozuara të gjigantëve të kuq që kanë hequr guaskën e tyre - domethënë si yjet qendrorë të mjegullnajave të reja planetare. Temperaturat e fotosferave të bërthamave të mjegullnajave të reja planetare janë jashtëzakonisht të larta - për shembull, temperatura e yllit qendror të mjegullnajës NGC 7293 varion nga 90,000 K (vlerësuar nga linjat e absorbimit) në 130,000 K (vlerësuar nga rrezet X spektri). Në temperatura të tilla, pjesa më e madhe e spektrit përbëhet nga rrezet x të forta ultraviolet dhe të buta.

Në të njëjtën kohë, xhuxhët e bardhë të vëzhguar, sipas spektrit të tyre, ndahen kryesisht në dy grupe të mëdha - klasa spektrale "hidrogjen" DA, në spektrat e të cilave nuk ka linja helium, të cilat përbëjnë ~ 80% të popullsisë. e xhuxhëve të bardhë dhe klasës spektrale "helium" DB pa linja hidrogjeni në spektra, që përbëjnë pjesën më të madhe të 20% të mbetur të popullsisë. Arsyeja e këtij ndryshimi në përbërjen e atmosferave të xhuxhëve të bardhë mbeti e paqartë për një kohë të gjatë. Në vitin 1984, Iko Iben shqyrtoi skenarë për "daljen" e xhuxhëve të bardhë nga gjigantët e kuq pulsues të vendosur në degën gjigante asimptotike, në faza të ndryshme pulsimi. Në një fazë të vonë të evolucionit në gjigantët e kuq me masa deri në dhjetë diellore, si rezultat i "djegjes" së bërthamës së heliumit, formohet një bërthamë e degjeneruar, e përbërë kryesisht nga karboni dhe elementë më të rëndë, të rrethuar nga një jo i degjeneruar. burimi i shtresës së heliumit, në të cilin ndodh një reaksion i trefishtë i heliumit. Nga ana tjetër, mbi të ka një burim hidrogjeni me shtresa, në të cilin zhvillohen reaksionet termonukleare të ciklit Bethe, duke e kthyer hidrogjenin në helium, i rrethuar nga një guaskë hidrogjeni; Kështu, burimi i shtresës së jashtme të hidrogjenit është "prodhuesi" i heliumit për burimin e shtresës së heliumit. Djegia e heliumit në një burim shtresash i nënshtrohet paqëndrueshmërisë termike për shkak të varësisë së tij jashtëzakonisht të lartë nga temperatura, dhe kjo përkeqësohet nga shkalla më e lartë e shndërrimit të hidrogjenit në helium në krahasim me shkallën e djegies së heliumit; rezultati është akumulimi i heliumit, ngjeshja e tij derisa të fillojë degjenerimi, një rritje e mprehtë e shkallës së reaksionit të trefishtë të heliumit dhe zhvillimi blic helium me shtresa.

Në një kohë jashtëzakonisht të shkurtër (~ 30 vjet), ndriçimi i burimit të heliumit rritet aq shumë, saqë djegia e heliumit kalon në një mënyrë konvektive, shtresa zgjerohet, duke shtyrë jashtë burimin e shtresës së hidrogjenit, gjë që çon në ftohjen e saj dhe ndërprerjen e hidrogjenit. djegie. Pasi heliumi i tepërt digjet gjatë një shpërthimi, shkëlqimi i shtresës së heliumit zvogëlohet, shtresat e jashtme të hidrogjenit të gjigantit të kuq tkurren dhe ndodh një ndezje e re e burimit të shtresës së hidrogjenit.

Iben sugjeroi që një gjigant i kuq pulsues mund të hedhë mbështjellësin e tij, duke formuar një mjegullnajë planetare, si në fazën e një ndezjeje heliumi, ashtu edhe në një fazë të qetë me një burim hidrogjeni me shtresa aktive, dhe meqenëse sipërfaqja e ndarjes së mbështjellësit varet nga faza, atëherë kur zarfi nxirret gjatë një ndezjeje heliumi, ekspozohet një xhuxh i bardhë "helium" i klasës spektrale DB dhe kur guaska derdhet nga një gjigant me një burim hidrogjeni me shtresa aktive, ekspozohet një xhuxh "hidrogjen" DA; Kohëzgjatja e shpërthimit të heliumit është rreth 20% e kohëzgjatjes së ciklit të pulsimit, gjë që shpjegon raportin e hidrogjenit dhe xhuxhëve të heliumit DA:DB ~ 80:20.

Yjet e mëdhenj (7-10 herë më të rëndë se Dielli) në një moment "digjen" hidrogjen, helium dhe karbon dhe shndërrohen në xhuxha të bardhë me një bërthamë të pasur me oksigjen. Këtë e konfirmojnë yjet SDSS 0922+2928 dhe SDSS 1102+2054 me atmosferë që përmbajnë oksigjen.

Meqenëse xhuxhët e bardhë nuk kanë burimet e tyre të energjisë termonukleare, ata rrezatojnë nga rezervat e tyre të nxehtësisë. Fuqia e rrezatimit të një trupi absolutisht të zi (fuqia e integruar në të gjithë spektrin) për njësi sipërfaqe është proporcionale me fuqinë e katërt të temperaturës së trupit:

ku është fuqia për njësi të sipërfaqes së sipërfaqes rrezatuese, dhe W/(m²·K 4) ​​është konstanta Stefan-Boltzmann.

Siç u përmend tashmë, temperatura nuk përfshihet në ekuacionin e gjendjes së një gazi elektronik të degjeneruar - domethënë, rrezja e xhuxhit të bardhë dhe zona emetuese mbeten të pandryshuara: si rezultat, së pari, për xhuxhët e bardhë nuk ka masë - shkëlqim marrëdhënie, por ekziston një marrëdhënie moshe - ndriçim (në varësi vetëm nga temperatura, por jo nga zona e sipërfaqes që lëshon), dhe, së dyti, xhuxhët e rinj të bardhë super të nxehtë duhet të ftohen mjaft shpejt, pasi fluksi i rrezatimit dhe, në përputhje me rrethanat, shkalla e ftohjes është proporcionale me fuqinë e katërt të temperaturës.

Fenomene astronomike që përfshijnë xhuxhët e bardhë

Emetimi i rrezeve X nga xhuxhët e bardhë

Oriz. 9 Imazhi i butë me rreze X të Sirius. Komponenti i ndritshëm është xhuxhi i bardhë Sirius B, komponenti i zbehtë është Sirius A

Temperatura e sipërfaqes së xhuxhëve të rinj të bardhë - bërthamat izotropike të yjeve pas derdhjes së predhave të tyre - është shumë e lartë - më shumë se 2·10 5 K, por bie mjaft shpejt për shkak të ftohjes së neutrinos dhe rrezatimit nga sipërfaqja. Xhuxha të tillë të bardhë shumë të rinj janë vërejtur në rrezet X (për shembull, vëzhgimet e xhuxhit të bardhë HZ 43 nga sateliti ROSAT). Në rangun e rrezeve X, shkëlqimi i xhuxhëve të bardhë tejkalon shkëlqimin e yjeve të sekuencës kryesore: fotografitë e Siriusit të marra nga teleskopi me rreze X Chandra (shih Fig. 9) mund të shërbejnë si ilustrim - në to xhuxhi i bardhë Sirius B. duket më i ndritshëm se Sirius A i klasës spektrale A1, i cili shtrihet optik ~ 10,000 herë më i ndritshëm se Sirius B.

Temperatura e sipërfaqes së xhuxhëve të bardhë më të nxehtë është 7·10 4 K, më e ftohta - ~ 5·10 3 K (shih, për shembull, Yllin e Van Maanen).

Një veçori e rrezatimit të xhuxhëve të bardhë në rangun e rrezeve X është fakti se burimi kryesor i rrezatimit me rreze X për ta është fotosfera, e cila i dallon ashpër nga yjet "normalë": këta të fundit kanë një koronë me rreze X. nxehet në disa milionë kelvin, dhe temperatura e fotosferës është shumë e ulët për emetimin e rrezeve X.

Akretimi mbi xhuxhët e bardhë në sistemet binare

Gjatë evolucionit të yjeve me masa të ndryshme në sistemet binare, ritmet e evolucionit të komponentëve nuk janë të njëjta, ndërsa një komponent më masiv mund të evoluojë në një xhuxh të bardhë, ndërsa një më pak masiv mund të mbetet në sekuencën kryesore deri në këtë kohë. . Nga ana tjetër, kur një komponent më pak masiv largohet nga sekuenca kryesore gjatë evolucionit të tij dhe kalon në degën e gjigantit të kuq, madhësia e yllit në zhvillim fillon të rritet derisa të mbushë lobin e tij Roche. Meqenëse lobet Roche të përbërësve të sistemit binar preken në pikën e Lagranzhit L1, atëherë në këtë fazë të evolucionit të përbërësit më pak masiv të së cilës, përmes pikës L1, rrjedha e materies nga gjigandi i kuq në lobin Roche. e xhuxhit të bardhë fillon dhe grumbullimi i mëtejshëm i lëndës së pasur me hidrogjen në sipërfaqen e tij (shih Fig. 10), gjë që çon në një sërë fenomenesh astronomike:

• Akretimi jo i palëvizshëm mbi xhuxhët e bardhë, nëse shoqëruesi është një xhuxh i kuq masiv, çon në shfaqjen e xhuxhëve novae (yje të tipit U Gem (UG)) dhe yjeve të ndryshueshëm katastrofikë të ngjashëm me nova.
• Akretimi mbi xhuxhët e bardhë, të cilët kanë një fushë magnetike të fortë, drejtohet në rajonin e poleve magnetike të xhuxhit të bardhë dhe mekanizmi i ciklotronit të rrezatimit nga plazma akretuese në rajonet rrethpolare të fushës magnetike të xhuxhit shkakton polarizim të fortë të rrezatimit në rajoni i dukshëm (polarë dhe polarë të ndërmjetëm).
• Akretimi i materialit të pasur me hidrogjen mbi xhuxhët e bardhë çon në akumulimin e tij në sipërfaqe (që përbëhet kryesisht nga helium) dhe ngrohjen në temperaturat e reaksionit të shkrirjes së heliumit, gjë që, në rast të paqëndrueshmërisë termike, çon në një shpërthim që vërehet si një nova.
• Akretimi mjaftueshëm i gjatë dhe intensiv mbi një xhuxh të bardhë masiv çon në tejkalimin e masës së tij të kufirit Chandrasekhar dhe kolapsit gravitacional, i vërejtur si një shpërthim i tipit Ia i supernovës (shih Fig. 11).

Shënime

1. Ya. B. Zeldovich, S. I. Blinnikov, N. I. Shakura.. - M.: MSU, 1981.
2. Sinuosités observées dans le mouvement propre de Sirius, Fig. 320, Flammarion C., Les étoiles et les curiosités du ciel, supplément de “l’Astronomie populaire”, Marpon et Flammarion, 1882
3. Mbi lëvizjet e duhura të Procyon dhe Sirius (anglisht). (12/1844). Arkivuar
4. Flammarion C. (1877). "Shoku i Siriusit". Regjistri astronomik 15 : 186-189. Marrë 2010-01-05.
5. van Maanen A. Dy yje të zbehtë me lëvizje të madhe të duhur. Publikimet e Shoqërisë Astronomike të Paqësorit(12/1917). - Vëll. 29, Nr. 172, fq. 258-259. Arkivuar nga origjinali më 23 gusht 2011.
6. V.V. Ivanov. Xhuxhët e bardhë. Astronet(17.09.2002). Arkivuar nga origjinali më 23 gusht 2011. Marrë më 6 maj 2009.
7. Fowler R.H. Për lëndën e dendur (anglisht). Njoftimet mujore të Shoqërisë Mbretërore Astronomike(12/1926). Arkivuar nga origjinali më 23 gusht 2011. Marrë më 22 korrik 2009.
8. Chandrasekhar S. Masa maksimale e xhuxhëve të bardhë idealë. Revista Astrofizike(07/1931). Arkivuar nga origjinali më 23 gusht 2011. Marrë më 22 korrik 2009.
9. Shklovsky I. S. Mbi natyrën e mjegullnajave planetare dhe bërthamave të tyre // Revista Astronomike. - 1956. - T. 33. - Nr 3. - F. 315-329.
10. Një sistem i ri i propozuar i klasifikimit spektral të xhuxhit të bardhë, E. M. Sion, J. L. Greenstein, J. D. Landstreet, J. Liebert, H. L. Shipman dhe G. A. Wegner, Revista Astrophysical 269 , #1 (1 qershor 1983), f. 253-257.
11. Leahy, D. A.; C. Y. Zhang, Sun Kwok (1994). "Emetimi i rrezeve X me dy temperatura nga mjegullnaja planetare NGC 7293." Revista Astrophysical 422 : 205-207. Marrë 2010-07-05.
12. Iben Jr, I. (1984). "Për frekuencën e bërthamave të mjegullnajave planetare të fuqizuara nga djegia e heliumit dhe mbi frekuencën e xhuxhëve të bardhë me atmosferë me mungesë hidrogjeni." Revista Astrophysical 277 : 333-354. ISSN 0004-637X.
13. Sofia Neskuchnaya Një xhuxh merr frymë oksigjen (rusisht). Gazeta.ru (13.11.09 10:35). Arkivuar nga origjinali më 23 gusht 2011. Marrë më 23 maj 2011.
14. Sirius A dhe B: A Double Star System In The Constellation Canis Major // Albumi fotografik i Observatorit me rreze X Chandra
15. Ivanov V.V. Xhuxhët e bardhë. Instituti Astronomik me emrin. V.V. Soboleva. Arkivuar nga origjinali më 23 gusht 2011. Marrë më 6 janar 2010.

Letërsia

• Deborah Jean Warner. Alvan Clark and Sons: Artists in Optics. - Shtypi Smithsonian, 1968.
• Ya. B. Zeldovich, S. I. Blinnikov, N. I. Shakura. Baza fizike e strukturës dhe evolucionit të yjeve. - M., 1981.
• Shklovsky I. S. Yjet: lindja, jeta dhe vdekja e tyre. - M.: Nauka, 1984.
• Steven D. Kawaler, Igorʹ Dmitrievich Novikov, Ganesan Srinivasan, G. Meynet, Daniel Schaerer. Mbetjet yjore. - Springer, 1997. - ISBN 3540615202, 9783540615200
• Kippenhan R. (anglisht) rusisht 100 Billion Suns: Lindja, Jeta dhe Vdekja e Yjeve = 100 Milliarden Sonnen / Përkth. me të. A. S. Dobroslavsky, B. B. Straumal, ed. I. M. Khalatnikova, A. V. Tutukova. - Bota. - M., 1990. - 293 f. - 88,000 kopje.

- ISBN 5-03-001195-1

Rreth njëqind e pesëdhjetë vjet më parë, astronomi dhe matematikani i famshëm Bessel kreu vëzhgime të Sirius, yllit më të ndritshëm në qiell. Në të njëjtën kohë, ai hasi në një fenomen shumë kurioz: ai zbuloi se, duke lëvizur nëpër qiell, Sirius përjeton devijime periodike nga rruga e drejtë që është e zakonshme për shumicën. Ky fakt shërbeu si një shtysë për zbulimin e trupave të mahnitshëm qiellorë - "xhuxhët e bardhë". Shkrimtarët e trillimeve shkencore u kushtuan atyre shumë vepra të ndryshme. Por, ndoshta, ata zgjuan edhe më shumë interes tek njerëzit e shkencës. Studimi i xhuxhëve të bardhë nuk ka përfunduar. Dhe sot ata vazhdojnë të parashtrojnë gjëegjëza për astronomët dhe fizikantët. Ne do t'ju tregojmë për këto trupa të pazakontë dhe veçoritë e tyre ende të pazgjidhura.

SATELIT I çuditshëm

Ky supozim u konfirmua shpejt: një yll shumë i zbehtë u zbulua pranë vendndodhjes së pritur. Termi "shumë i zbehtë" është, megjithatë, shumë i paqartë. Prandaj, do të duhet të prezantojmë një sasi të veçantë - shkëlqim. Ai mat sasinë e energjisë së dritës të emetuar nga një yll gjatë një periudhe të caktuar kohe. Pra, shkëlqimi i satelitit Sirius doli të ishte shumë i ulët - disa qindra herë më pak se Dielli. Në të njëjtën kohë, nga shkalla e ndikimit në lëvizjen e Sirius, ishte e mundur të përcaktohej masa e satelitit. Dhe këtu papritur morëm një shifër shumë mbresëlënëse: sateliti doli të ishte pothuajse po aq masiv sa !

Le të përpiqemi të kuptojmë se çfarë mund të shpjegojë arsyen e një ndryshimi kaq të mprehtë në vetitë e satelitit të Sirius dhe Diellit. Le të vërejmë, para së gjithash, se shkëlqimi varet kryesisht nga dy sasi: temperatura e sipërfaqes së yllit dhe madhësia e kësaj sipërfaqeje. Ndërsa këto vlera ulen, ndriçimi zvogëlohet. Dhe nëse po, atëherë ndriçimi i ulët i satelitit mund të shpjegohet në dy mënyra: ose temperatura e tij është e ulët, ose madhësia e tij është e vogël në krahasim me Diellin.

Në fillim, shkencëtarët ndoqën rrugën e parë - më të thjeshtë dhe, siç doli, e pasaktë -. Sateliti i Sirius (i dha emrin Sirius-B) u klasifikua si një yll relativisht i ftohtë. Interesi për të u zhduk: kurrë nuk e dini se sa yje të ftohtë ka në Univers! Dhe për një kohë të gjatë ai nuk tërhoqi shumë vëmendje ndaj vetes.

Por erdhi koha kur u prish paqja e astronomëve. Kjo ndodhi kur lindi mundësia për të studiuar spektrin e rrezatimit Sirius-B dhe, para së gjithash, përbërjen e tij të ngjyrave. Fakti është se astronomët kanë mësuar të vlerësojnë temperaturën e sipërfaqes së yjeve sipas ngjyrës. (Vlen të kujtojmë se i njëjti parim në thelb fizik është përdorur prej kohësh në përcaktimin e shkallës së ngrohjes: në fund të fundit, kur nxehet, metali ndryshon ngjyrën nga e kuqe e errët në të bardhë-blu.)

Me pak fjalë, për habinë e të gjithëve, studime të veçanta kanë treguar se Sirius-B jo vetëm që nuk është një yll i ftohtë, por, përkundrazi, një yll shumë i nxehtë. I përket klasës së yjeve të bardhë dhe ka një temperaturë sipërfaqësore prej rreth 8000 gradë - 2000 gradë më e lartë se Dielli.

Dhe më pas lindi detyra për të shpjeguar në një mënyrë të re shkëlqimin e ulët të satelitit misterioz. Në fakt, përgjigja për këtë pyetje ishte gati më herët - më duhej të kujtoja mundësinë e dytë, e cila më parë ishte hedhur poshtë: të konsideroja se Sirius-B është jashtëzakonisht i vogël në madhësi. Ne i bëmë llogaritjet. Dhe doli që rrezja e yllit duhet të jetë rreth 50 herë më e vogël se rrezja e Diellit. Me fjalë të tjera, Sirius B është i ngjashëm në madhësi me Tokën tonë.

Nëse tani kujtojmë se masa e tij është afër asaj të diellit, atëherë arrijmë në një përfundim absolutisht të mahnitshëm: dendësia mesatare e substancës Sirius-B është rreth 105 gram (njëqind kilogram) për centimetër kub. 100,000 herë dendësia e ujit! Njeriu kurrë nuk është marrë me ndonjë gjë edhe nga distanca të ngjashme - dendësia edhe e lëndës më të rëndë tokësore nuk i kalon 20 gram për centimetër kub. Lexuesi do ta ndiejë më së miri madhështinë e kësaj përmasash nëse përpiqet të llogarisë se sa miq do t'i duhet të thërrasë për ndihmë në mënyrë që të kthejë faqen e revistës sonë të bërë nga substanca e Sirius-B, nëse do të ishte në modën e vjetër. mënyrë në letër, dhe jo virtuale.

NDËRRIMI I KUQ

Përfundimi që kemi arritur mund të mos duket mjaft bindës për të gjithë. Prandaj, vlen të përmendet një fakt tjetër që e vërteton atë. Po flasim për efektin e të ashtuquajturës "ndërrim i kuq", i parashikuar nga fizikani i famshëm Ajnshtajni. Efekti është se frekuenca e dridhjeve të dritës varet nga madhësia e forcës së gravitetit që vepron në rrugën e përhapjes së dritës. Nëse burimi i dritës i nënshtrohet një force më të madhe graviteti sesa marrësi, atëherë frekuenca e dritës së emetuar do të jetë më e madhe se ajo e dritës së marrë. Drita, siç thotë optika, "do të skuqet" ndërsa udhëton nga një zonë me gravitet më të madh në një zonë me gravitet më të vogël.

Le të përpiqemi të shpjegojmë pse do të ndodhë kjo. Lexuesi ndoshta është i vetëdijshëm se në kushte të caktuara drita mund të konsiderohet se përbëhet nga grimca të quajtura fotone. Dhe energjia e tyre është proporcionale me frekuencën e dritës. Një gjë tjetër është e qartë: në mënyrë që çdo trup - qoftë një anije kozmike apo një foton - të shpëtojë nga një rajon ku graviteti është i fortë, duhet të shpenzohet një sasi e caktuar energjie. Dhe meqenëse fotoni nuk është i pajisur me asnjë "raketë lëshuese", ai shpenzon energjinë e tij për këtë. Si rezultat, "duke dalë nga prangat e gravitetit", ai humbet energjinë e tij, zvogëlon frekuencën e dridhjeve të dritës dhe hyn në marrës me më pak energji, domethënë me një frekuencë më të ulët.

Në sipërfaqen e Sirius-B, forca e gravitetit është shumë herë më e madhe se në Tokë (përafërsisht në të njëjtën rreze, ky yll ka një masë shumë më të madhe). Prandaj, drita që vjen nga Sirius-B duhet të ketë një frekuencë dukshëm më të ulët se drita nga i njëjti burim i vendosur në Tokë. Dhe duke ditur ndryshimin e frekuencës, nuk është e vështirë të llogaritet forca e gravitetit në sipërfaqen e Sirius-B dhe në këtë mënyrë të kontrollohen të dhënat e marra më parë për masën dhe rrezen e tij. Studime të tilla janë bërë. Titaniku doli të ishte kapur vërtet në dritën e një ylli.

Xhuxhët e BARDHË

Lexuesi i vëmendshëm ndoshta e ka kuptuar tashmë pse yjet si Sirius B morën këtë emër të pazakontë për një term shkencor. Por, para se të shkoni më tej, është e dobishme të njiheni me sistemin e yjeve në tërësi dhe të sqaroni se çfarë vendi zënë xhuxhët e bardhë në të.

I ashtuquajturi diagrami Russell i paraqitur në figurë është shumë i përshtatshëm këtu. Është një grafik në të cilin shkëlqimet e yjeve janë paraqitur përgjatë boshtit vertikal dhe temperaturat e sipërfaqeve të tyre përgjatë boshtit horizontal (zakonisht i drejtuar nga e djathta në të majtë). Çdo yll në grafik korrespondon me një pikë të veçantë. Dhe rezulton se pikat e yjeve nuk janë të vendosura rastësisht në grafik. Ata formojnë tre zona të përcaktuara qartë - ato që janë të hijezuara.

Para së gjithash, ne shohim një shirit të gjatë të ngushtë që kalon diagonalisht grafikun. Kjo është "sekuenca kryesore". Këtu përfshihen yjet e zakonshëm si Dielli ynë. "Gjiganët e kuq" janë të vendosur lart djathtas. Siç mund ta shihni nga diagrami, ato kanë një temperaturë të ulët ("e kuqe"). Shkëlqimi i tyre është i lartë, gjë që është e mundur vetëm nëse madhësitë e tyre janë të mëdha ("gjigantë"). Së fundi, në këndin e poshtëm majtas janë yjet të cilëve u kushtohet ky artikull. Temperatura e tyre është e lartë ("e bardhë"), ndërsa shkëlqimi i tyre, dhe për rrjedhojë rrezja e tyre, është e vogël ("xhuxhët").

Kështu, xhuxhët e bardhë nuk janë aspak të pazakontë. Ata formojnë një klasë të veçantë, të veçantë të yjeve. Ai përfshin një numër të madh yjesh, ndoshta disa për qind të numrit të përgjithshëm të yjeve në Galaxy. Megjithatë, deri më sot, janë zbuluar vetëm rreth njëqind xhuxha të bardhë. Të gjithë ata kanë një masë sipas rendit të Diellit dhe një rreze në rendin e Tokës. Megjithatë, vetitë e tyre mund të ndryshojnë dukshëm.

Siç mund të shihet nga diagrami Russell, rajoni i xhuxhëve të bardhë shtrihet përgjatë boshtit të temperaturës. Xhuxhët "e verdhë" korrespondojnë me temperatura të ulëta, dhe xhuxhët "blu" me temperatura të larta. Shkëlqimi i xhuxhëve gjithashtu mund të ndryshojë. Është, si rregull, më pak se diellor, dhe nganjëherë dhjetëra mijëra herë.

Megjithatë, shumë më e rëndësishme është çështja se sa e lartë mund të arrijë dendësia e xhuxhëve të bardhë. Ne do të paraqesim të dhëna për një nga yjet më të dendur të kësaj klase, yllin Ross-627. Ka një masë të barabartë me diellin dhe një rreze prej vetëm 3000 kilometrash. 200 herë më pak se dielli dhe gjysma e madhësisë së tokës! Dhe dendësia mesatare e substancës së saj kalon 10: gram (10 ton) për centimetër kub! Në qendër të yllit dendësia është edhe më e lartë. Një fakt që mund të rrëmbejë imagjinatën edhe të skeptikëve më të kalitur. Megjithatë, dikush mund të mendojë se ky nuk është kufiri.

E RE DHE SUPERNOVA

Duke parë një diagram të Russell-it, mund të pyesni: Cila është arsyeja e pranisë së hapësirave boshe që ndajnë klasat yjore? Përgjigja është: jo çdo yll është i qëndrueshëm. Një yll që bie në këtë hendek i ndryshon vetitë e tij relativisht shpejt dhe bie në zonën e hijes së diagramit.

Tani do të devijojmë pak dhe do të flasim për yje të paqëndrueshëm, sepse kjo pyetje lidhet me të kaluarën dhe, ndoshta, me të ardhmen e xhuxhëve të bardhë. Ka shumë shembuj të njohur të paqëndrueshmërisë yjore. Një humbje afatshkurtër dhe madje e dobët e stabilitetit të Diellit çon në shpërthime të fuqishme, gjatë të cilave komunikimet radio në Tokë ndërpriten, ndodhin stuhi magnetike, etj.

Një fenomen shumë interesant është shpërthimi i novae (ose thjesht novae). Një yll i zbehtë papritmas rritet ndjeshëm në shkëlqim dhe pas një kohe të shkurtër zbehet. Në të njëjtën kohë, ajo "derdh" guaskën e saj, e cila gradualisht zgjerohet në hapësirën përreth. Dhe kjo mund të përsëritet shumë herë radhazi.

Sidoqoftë, manifestimi më i mrekullueshëm i paqëndrueshmërisë së yjeve janë shpërthimet jashtëzakonisht të fuqishme të Supernovës. Në 1054, dy astronomë pa emër - kinezë dhe japonezë - regjistruan në dorëshkrimet e tyre një fenomen të pazakontë natyror: një yll me shkëlqim të jashtëzakonshëm shkëlqeu në qiell, i dukshëm edhe gjatë ditës. Matjet e fundit të shpejtësisë së “thekoneve” të Mjegullnajës së Gaforres, të vendosura afërsisht në të njëjtën pikë në qiell, kanë treguar se kjo mjegullnajë po zgjerohet dhe fillimi i zgjerimit daton afërsisht 900 vjet më parë. Këto janë dy faza të ndryshme të të njëjtit fenomen - një shpërthim Supernova.

Me ndezje të tilla, ndodh një shpërthim i fuqishëm, për shkak të të cilit një pjesë e konsiderueshme e masës së yllit hidhet në hapësirën përreth. Si rezultat, formohet diçka si një "qershi": në qendër ka një yll të dendur farash, rreth ka tul të lirshëm - një mjegullnajë. Kjo e fundit gradualisht përhapet dhe merr forma të çrregullta.

Çfarë i bën yjet të humbasin stabilitetin? Me sa duket, shpërthime të fuqishme bërthamore, të cilat çlirojnë një sasi të madhe energjie. Është e mundur që fushat magnetike të yjeve të luajnë një rol të rëndësishëm. Megjithatë, ende nuk ka një kuptim të plotë të natyrës së shpërthimeve. Kjo vlen veçanërisht për Supernovat.

Pas këtyre digresioneve, le të kthehemi në temën tonë kryesore dhe të shtrojmë pyetjen: si lindën xhuxhët e bardhë dhe cili është fati i tyre në të ardhmen? Fatkeqësisht, ende nuk mund të thuhet shumë për këtë.

Sipas hipotezës më të përhapur aktualisht, yjet e sekuencës kryesore kalojnë në gjendjen e gjigantit të kuq gjatë zhvillimit të tyre. Pas kësaj, ndodh një humbje e stabilitetit, guaska e yllit derdhet, thelbi bëhet më i dendur dhe shfaqet një xhuxh i bardhë. Sipas kësaj hipoteze, ai është një yll "duke vdekur", faza e fundit në evolucionin e një ylli si një trup i ndritshëm. Pastaj, ndërsa ftohet, gradualisht kthehet në një xhuxh "të zi" dhe bëhet i padukshëm.

Ka këndvështrime të tjera. U supozua se xhuxhi nuk lind nga një gjigant i kuq, por gjatë një shpërthimi të Nova. Por meqenëse shpërthime të tilla përsëriten dhjetëra e qindra herë, xhuxhi nuk mund të jetë aspak një yll që vdes. Përkundrazi, duhet të ketë rezerva të konsiderueshme energjie. Ka hipoteza të tjera, por në përgjithësi kjo çështje e rëndësishme është ende larg zgjidhjes.

Me masa në rendin e masës së Diellit (M?) dhe rreze afërsisht 100 herë më të vogla se rrezja e Diellit. Dendësia mesatare e substancës së xhuxhëve të bardhë është 10 8 -10 9 kg / m 3. Xhuxhët e bardhë përbëjnë disa për qind të të gjithë yjeve në Galaxy. Shumë xhuxha të bardhë janë pjesë e sistemeve binare të yjeve. Ylli i parë i klasifikuar si një xhuxh i bardhë ishte Sirius B (një satelit i Sirius), i zbuluar nga astronomi amerikan A. Clark në 1862. Në vitet 1910, xhuxhët e bardhë u identifikuan si një klasë e veçantë yjesh; emri i tyre lidhet me ngjyrën e përfaqësuesve të parë të kësaj klase.

Me masën e një ylli dhe madhësinë e një planeti të vogël, një xhuxh i bardhë ka një tërheqje gravitacionale kolosale pranë sipërfaqes së tij që tenton të ngjesh yllin. Por ajo ruan një ekuilibër të qëndrueshëm, pasi forcat gravitacionale rezistohen nga presioni i gazit të degjeneruar të elektroneve: në një densitet të lartë të materies, karakteristikë e xhuxhëve të bardhë, përqendrimi i elektroneve praktikisht të lira në të është aq i lartë sa, sipas parimi Pauli, ata kanë një vrull të madh. Presioni i gazit të degjeneruar është praktikisht i pavarur nga temperatura e tij, kështu që xhuxhi i bardhë nuk tkurret ndërsa ftohet.

Sa më e madhe të jetë masa e një xhuxhi të bardhë, aq më e vogël është rrezja e tij. Teoria tregon një kufi të sipërm të masës për xhuxhët e bardhë prej rreth 1.4 M? (i ashtuquajturi kufiri Chandrasekhar), tejkalimi i të cilit çon në kolaps gravitacional. Prania e një kufiri të tillë është për faktin se me rritjen e densitetit të një gazi, shpejtësia e elektroneve në të i afrohet shpejtësisë së dritës dhe nuk mund të rritet më tej. Si rezultat, presioni i gazit të degjeneruar nuk është më në gjendje të përballojë forcën e gravitetit.

A janë formuar xhuxhët e bardhë në fund të evolucionit të yjeve të zakonshëm me një masë fillestare më të vogël se 8 M? pasi të kenë shteruar furnizimin e tyre me lëndë djegëse termonukleare. Gjatë kësaj periudhe, ylli, pasi ka kaluar nëpër fazën e një gjiganti të kuq dhe një mjegullnaje planetare, hedh shtresat e tij të jashtme dhe ekspozon një bërthamë që ka një temperaturë shumë të lartë. Duke u ftohur gradualisht, bërthama e yllit kalon në gjendjen e një xhuxhi të bardhë, duke vazhduar të shkëlqejë për një kohë të gjatë për shkak të energjisë termike të ruajtur në thellësi. Shkëlqimi i një xhuxhi të bardhë zvogëlohet me moshën. Në një moshë prej rreth 1 miliard vjetësh, shkëlqimi i xhuxhit të bardhë është një mijë herë më i ulët se ai i Diellit. Temperatura e sipërfaqes së xhuxhëve të bardhë të studiuar shtrihet në intervalin nga 5·10 3 deri në 10 5 K.

Disa xhuxha të bardhë shfaqin ndryshueshmëri optike me periudha që variojnë nga disa minuta deri në gjysmë ore, gjë që shpjegohet me shfaqjen e lëkundjeve gravitacionale jo radiale të yllit. Analiza e këtyre lëkundjeve duke përdorur metodat e asteroseizmologjisë bën të mundur studimin e strukturës së brendshme të xhuxhëve të bardhë. Në spektrat e rreth 3% të xhuxhëve të bardhë, vërehet polarizim i fortë i rrezatimit ose ndarje Zeeman e vijave spektrale, gjë që tregon ekzistencën e fushave magnetike me një induksion prej 3·10 4 -10 9 G.

Nëse një xhuxh i bardhë është pjesë e një sistemi të ngushtë binar, atëherë një kontribut i rëndësishëm në shkëlqimin e tij mund të vijë nga djegia termonukleare e hidrogjenit që rrjedh nga një yll fqinj. Kjo djegie shpesh është e natyrës jo të palëvizshme, e cila manifestohet në formën e shpërthimeve të yjeve novae dhe të ngjashme me ato nova. Në raste të rralla, akumulimi i hidrogjenit në sipërfaqen e një xhuxhi të bardhë çon në një shpërthim termonuklear me shkatërrim të plotë të yllit, i vërejtur si një shpërthim supernova.

Lit.: Blinnikov S.I. Xhuxhët e bardhë. M., 1977; Shapiro S., Tyukolski S. Vrimat e zeza, xhuxhët e bardhë dhe yjet neutron: Pjesa 2 M., 1985.

Për disa vite, astronomi gjerman Friedrich Wilhelm Bessel vëzhgoi lëvizjet e duhura në qiell të dy yjeve të ndritshëm - Sirius dhe Procyon - dhe në 1844 ai vërtetoi se të dy nuk lëviznin në vija të drejta, por përgjatë trajektoreve karakteristike të valëzuar. Zbulimi e shtyu shkencëtarin të mendonte se secili prej këtyre yjeve ka një satelit të padukshëm për ne, domethënë është një sistem yjor fizikisht binar.

Por Dielli, pothuajse i barabartë në masë me Sirius B, do të shkëlqejë nga largësia e tij pothuajse aq shkëlqyeshëm sa Ylli i Veriut. Pra, pse Sirius B u konsiderua një "satelit i padukshëm" për 18 vjet? Ndoshta për shkak të distancës së vogël këndore midis tij dhe Sirius A? Jo vetëm kaq. Siç doli më vonë, është padyshim i paarritshëm për syrin e lirë për shkak të shkëlqimit të tij të ulët, 400 herë më të ulët se shkëlqimi i Diellit. Vërtetë, në fillim të shekullit të 20-të. ky zbulim nuk dukej veçanërisht i çuditshëm, pasi njiheshin mjaft yje me shkëlqim të ulët dhe lidhja midis masës së një ylli dhe shkëlqimit të tij nuk ishte vendosur ende. Vetëm kur u morën spektrat e emetimit të Sirius B dhe Procyon B, si dhe matjet e temperaturave të tyre, "anormaliteti" i këtyre yjeve u bë i dukshëm.

Në fizikë ekziston një koncept i tillë - trup absolutisht i zi. Jo, ky nuk është sinonim për të zezën vrima- ndryshe nga ajo, një trup absolutisht i zi mund të shkëlqejë verbues! Quhet absolutisht i zi sepse, sipas definicionit, thith të gjithë rrezatimin elektromagnetik që bie mbi të. Teoria thotë se fluksi total i dritës (për të gjithë gamën e gjatësive të valëve) nga një sipërfaqe njësi e një trupi absolutisht të zi nuk varet nga struktura ose përbërja kimike e tij, por përcaktohet vetëm nga temperatura. Sipas ligjit Stefan-Boltzmann, shkëlqimi i tij është proporcional me fuqinë e katërt të temperaturës. Një trup absolutisht i zi, si një gaz ideal, është vetëm një model fizik që nuk zbatohet kurrë rreptësisht në praktikë. Sidoqoftë, përbërja spektrale e dritës së yjeve në rajonin e dukshëm të spektrit është mjaft afër "trupit të zi". Prandaj, mund të supozojmë se modeli i trupit të zi në tërësi përshkruan saktë rrezatimin e një ylli të vërtetë.

Temperatura efektive Temperatura e një ylli është temperatura e një trupi absolutisht të zi që lëshon të njëjtën sasi energjie për njësi sipërfaqeje. Në përgjithësi, nuk është e barabartë me temperaturën e fotosferës së yllit. Sidoqoftë, kjo është një karakteristikë objektive që mund të përdoret për të vlerësuar karakteristikat e tjera të yllit: shkëlqimin, madhësinë, etj.

Në vitet 10. Në shekullin e 20-të, astronomi amerikan Walter Adams u përpoq të përcaktojë temperaturën efektive të Sirius B. Ishte 8000 K, dhe më vonë doli që astronomi gaboi dhe në fakt është edhe më i lartë (rreth 10,000 K). Rrjedhimisht, shkëlqimi i këtij ylli, nëse do të kishte përmasat e Diellit, duhet të ishte të paktën 10 herë më i lartë se ai diellor. Shkëlqimi i vëzhguar i Sirius B, siç e dimë, është 400 herë më pak se shkëlqimi diellor, domethënë rezulton të jetë më shumë se 4 mijë herë më i ulët se sa pritej! E vetmja rrugëdalje nga kjo kontradiktë është të merret parasysh se Sirius B ka një sipërfaqe shumë më të vogël të dukshme, dhe për rrjedhojë një diametër më të vogël. Llogaritjet treguan se Sirius B është vetëm 2.5 herë më i madh se Toka. Por ruan masën diellore - rezulton se dendësia mesatare e saj duhet të jetë pothuajse 100 mijë herë më e madhe se ajo e Diellit! Shumë astronomë refuzuan të besonin në ekzistencën e objekteve të tilla ekzotike.

Vetëm në vitin 1924, kryesisht falë përpjekjeve të astrofizikanit anglez Arthur Eddington, i cili zhvilloi një teori të strukturës së brendshme të një ylli. Satelitët kompakt të Sirius dhe Procyon më në fund u njohën nga komuniteti astronomik si përfaqësues të vërtetë të një klase krejtësisht të re yjesh, të njohur tani si xhuxhët e bardhë. "E bardhë" - sepse përfaqësuesit e parë të këtij lloji ishin ndriçuesit e nxehtë blu-të bardhë, "xhuxhët" - sepse ata kanë shkëlqim dhe madhësi shumë të vogla.

Siç kemi zbuluar tashmë, dendësia e xhuxhëve të bardhë është shumë mijëra herë më e lartë se ajo e yjeve të zakonshëm. Kjo do të thotë se substanca e tyre duhet të jetë në një gjendje fizike të veçantë, të panjohur më parë. Këtë e tregonin edhe spektri i pazakontë i xhuxhëve të bardhë.

Së pari, linjat e tyre të absorbimit janë shumë herë më të gjera se ato të yjeve normalë. Së dyti, linjat e hidrogjenit mund të jenë të pranishme në spektrat e xhuxhëve të bardhë në temperatura kaq të larta në të cilat ato nuk janë të pranishme në spektrat e yjeve të zakonshëm, pasi i gjithë hidrogjeni është i jonizuar. E gjithë kjo mund të shpjegohet teorikisht nga presioni shumë i lartë i materies në atmosferat e xhuxhëve të bardhë.

Karakteristika tjetër e spektrave të këtyre yjeve ekzotikë është se linjat e të gjithë elementëve kimikë janë lehtësisht të zhvendosura në të kuqe në krahasim me linjat përkatëse në spektrat e marra në laboratorët tokësorë. Ky është efekti i të ashtuquajturës zhvendosje gravitacionale në të kuqe, për faktin se përshpejtimi i gravitetit në sipërfaqen e një xhuxhi të bardhë është shumë herë më i madh se në Tokë.

Në të vërtetë, nga ligji i gravitetit universal rrjedh se nxitimi i gravitetit në sipërfaqen e një ylli është drejtpërdrejt proporcional me masën e tij dhe në përpjesëtim të zhdrejtë me katrorin e rrezes. Masat e xhuxhëve të bardhë janë afër masave të yjeve normalë dhe rrezet e tyre janë shumë herë më të vogla. Prandaj, përshpejtimi i gravitetit në sipërfaqen e xhuxhëve të bardhë është shumë i lartë: rreth 10 5 - 10 6 m/s 2. Le të kujtojmë se në Tokë është 9.8 m/s 2, pra 10.000 - 100.000 herë më pak.

Sipas përbërjes kimike të identifikuar, spektrat e xhuxhëve të bardhë ndahen në dy kategori: disa me linja hidrogjeni, të tjerë pa linja hidrogjeni, por me linja heliumi neutral ose jonizues ose elementë të rëndë. Xhuxhët "Hidrogjen" ndonjëherë kanë një temperaturë dukshëm më të lartë (deri në 60,000 K dhe më e lartë) se xhuxhët "helium" (11,000 - 20,000 K). Bazuar në këtë, shkencëtarët arritën në përfundimin se substanca e këtij të fundit praktikisht nuk ka hidrogjen.

Përveç kësaj, u zbuluan xhuxhë të bardhë, spektri i të cilëve nuk mund të identifikohej me elementë kimikë dhe komponime të njohura për shkencën. Më vonë, këto yje u zbuluan se kishin fusha magnetike që ishin 1,000 deri në 100,000 herë më të forta se ato në Diell. Në fuqi të tilla të fushës magnetike, spektrat e atomeve dhe molekulave shtrembërohen përtej njohjes, duke i bërë ato të vështira për t'u identifikuar.

Në vitin 1926, fizikani anglez Ralph Fowler zbatoi me sukses teorinë e gazit të degjeneruar te xhuxhët e bardhë (dhe vetëm më vonë teoria e Fermit gjeti aplikime të shumta në fizikën "tokësore"). Bazuar në këtë teori, u nxorën dy përfundime të rëndësishme. Së pari, rrezja e një xhuxhi të bardhë për një përbërje të caktuar kimike të substancës përcaktohet në mënyrë unike nga masa e saj. Së dyti, masa e një xhuxhi të bardhë nuk mund të kalojë një vlerë të caktuar kritike, vlera e së cilës është afërsisht 1.4 masa diellore.

Vëzhgimet dhe studimet e mëtejshme konfirmuan këto premisa teorike dhe na lejuan të nxjerrim përfundimin përfundimtar se praktikisht nuk ka hidrogjen në brendësi të xhuxhëve të bardhë. Meqenëse teoria e gazit të degjeneruar shpjegoi mirë vetitë e vëzhguara të xhuxhëve të bardhë, ata filluan të quhen yje të degjeneruar. Faza tjetër ishte ndërtimi i një teorie të formimit të tyre.

Në teorinë moderne të evolucionit yjor, xhuxhët e bardhë konsiderohen si faza përfundimtare në evolucionin e yjeve me masë të mesme dhe të ulët (më pak se 3 - 4 masa diellore).

Pasi të jetë djegur i gjithë hidrogjeni në rajonet qendrore të një ylli të plakur, thelbi i tij duhet të tkurret dhe të nxehet. Në të njëjtën kohë, shtresat e jashtme zgjerohen shumë, temperatura efektive e yllit bie dhe ai bëhet një gjigant i kuq. Predha e rralluar e yllit që rezulton është e lidhur shumë dobët me bërthamën, ajo përfundimisht shpërndahet në hapësirë. Në vend të ish-gjigantit të kuq, mbetet një yll shumë i nxehtë dhe kompakt, i përbërë kryesisht nga helium - një xhuxh i bardhë. Për shkak të temperaturës së tij të lartë, ai lëshon kryesisht në rrezen ultravjollcë dhe jonizon gazin e guaskës në zgjerim.

Predhat në zgjerim që rrethojnë yjet e nxehtë janë të njohura për një kohë të gjatë. Ata quhen mjegullnajat planetare dhe u hapën në shekullin e 18-të. William Herschel. Numri i tyre i vëzhguar është në përputhje të mirë me numrin e gjigantëve të kuq dhe xhuxhëve të bardhë, dhe, rrjedhimisht, me faktin se mekanizmi kryesor i formimit të xhuxhëve të bardhë është evolucioni i yjeve të zakonshëm me nxjerrjen e mbështjellësit të tyre të gazit në gjigantin e kuq. skenë.

Në sistemet binar të afërt të yjeve, komponentët janë të vendosur aq afër njëri-tjetrit sa që materia shkëmbehet midis tyre. Predha e fryrë e gjigantit të kuq rrjedh vazhdimisht mbi yllin fqinj derisa gjithçka që mbetet është një xhuxh i bardhë. Ndoshta, përfaqësuesit e parë të zbuluar të xhuxhëve të bardhë - Sirius B dhe Procyon B - u formuan pikërisht në këtë mënyrë.

Në fund të viteve 40. Astrofizikani sovjetik Samuil Aronovich Kaplan tregoi se rrezatimi i xhuxhëve të bardhë çon në ftohjen e tyre. Kjo do të thotë se këta yje nuk kanë burime të brendshme energjie. Kaplan ndërtoi gjithashtu një teori sasiore të ftohjes së xhuxhëve të bardhë, dhe në fillim të viteve '50. Shkencëtarët anglezë dhe francezë dolën në përfundime të ngjashme. Vërtetë, për shkak të sipërfaqes së tyre të vogël, këta yje ftohen jashtëzakonisht ngadalë.

Pra, shumica e vetive të vëzhguara të xhuxhëve të bardhë mund të shpjegohen nga dendësia e madhe e materies së tyre dhe fusha shumë e fortë gravitacionale në sipërfaqet e tyre. Kjo i bën xhuxhët e bardhë objekte unike: nuk është ende e mundur të riprodhohen kushtet në të cilat lënda e tyre gjendet në laboratorët tokësorë.

Hapja Në 1844, drejtori i Observatorit Königsberg, Friedrich Bessel, zbuloi se Sirius, ylli më i ndritshëm në qiellin verior, në mënyrë periodike, edhe pse shumë dobët, devijon nga një trajektore drejtvizore përgjatë sferës qiellore. Bessel arriti në përfundimin se Sirius duhet të kishte një satelit "të errët" të padukshëm, dhe periudha e revolucionit të të dy yjeve rreth një qendre të përbashkët të masës duhet të jetë rreth 50 vjet. Mesazhi u prit me skepticizëm, pasi sateliti i errët mbeti i pavëzhgueshëm dhe masa e tij duhet të ishte mjaft e madhe - e krahasueshme me masën e Sirius.
Në janar 1862 A.G. Clark, ndërsa rregullonte një refraktor 18 inç, teleskopi më i madh në botë në atë kohë (Teleskopi Dearborn), i furnizuar nga firma e familjes Clark në Observatorin e Çikagos, zbuloi një yll të zbehtë në afërsi të Sirius. Ky ishte sateliti i errët i Sirius, Sirius B, i parashikuar nga Bessel. Temperatura e sipërfaqes së Sirius B është 25,000 K, e cila, duke marrë parasysh ndriçimin e tij anormalisht të ulët, tregon një rreze shumë të vogël dhe, në përputhje me rrethanat, një densitet jashtëzakonisht të lartë - 10 6 g/cm³ (densiteti i Siriusit ~ 0,25 g/cm³, dendësia e diellit ~ 1.4 g/cm³).
Në 1917, Adrian Van Maanen zbuloi xhuxhin e bardhë tjetër - yllin e Van Maanen në yjësinë e Peshqve.

Paradoksi i dendësisë Në fillim të shekullit të 20-të, Hertzsprung dhe Russell zbuluan një model në lidhje me klasën spektrale (temperaturën) dhe shkëlqimin e yjeve - diagrami Hertzsprung-Russell (diagrami H-R). Dukej se e gjithë diversiteti i yjeve përshtatet në dy degë të diagramit H-R - sekuenca kryesore dhe dega e gjigantit të kuq. Gjatë punës për grumbullimin e statistikave mbi shpërndarjen e yjeve sipas klasës spektrale dhe shkëlqimit, Russell iu drejtua profesorit E. Pickering në 1910. Russell përshkruan ngjarje të mëtejshme si më poshtë:

Surpriza e Russell-it është mjaft e kuptueshme: 40 Eridani B i referohet yjeve relativisht të afërt, dhe nga paralaksa e vëzhguar mund të përcaktohet saktësisht distanca deri në të dhe, në përputhje me rrethanat, ndriçimi. Shkëlqimi i 40 Eridani B doli të ishte anomalisht i ulët për klasën e tij spektrale - xhuxhët e bardhë formuan një rajon të ri në diagramin H-R. Ky kombinim i shkëlqimit, masës dhe temperaturës ishte i pakuptueshëm dhe nuk mund të shpjegohej brenda modelit standard të sekuencës kryesore të strukturës yjore të zhvilluar në vitet 1920.
Dendësia e lartë e xhuxhëve të bardhë u shpjegua vetëm brenda kornizës së mekanikës kuantike pas ardhjes së statistikave Fermi-Dirac. Në vitin 1926, Fowler, në artikullin e tij “Dense Material”, Monthly Notices R. Astron 87, 114-122, tregoi se, ndryshe nga yjet e sekuencës kryesore, për të cilët ekuacioni i gjendjes bazohet në modelin ideal të gazit (standard. Modeli Eddington), për xhuxhët e bardhë, dendësia dhe presioni i materies përcaktohen nga vetitë e gazit elektronik të degjeneruar (gazi Fermi).
Faza tjetër në shpjegimin e natyrës së xhuxhëve të bardhë ishte puna e Ya I. Frenkel dhe Chandrasekhar. Në vitin 1928, Frenkel tregoi se për xhuxhët e bardhë duhet të kishte një kufi të sipërm në masë, dhe në vitin 1930 Chandrasekhar në veprën e tij "Masa maksimale e xhuxhëve të bardhë ideal", Astrof, tregoi se xhuxhët e bardhë Masat mbi 1.4 diellore janë të paqëndrueshme (kufiri Chandrasekhar) dhe duhet të shemben.

Origjina e xhuxhëve të bardhë
Zgjidhja e Fowler shpjegoi strukturën e brendshme të xhuxhëve të bardhë, por nuk sqaroi mekanizmin e origjinës së tyre. Në shpjegimin e gjenezës së xhuxhëve të bardhë, dy ide luajtën një rol kryesor: ideja e Epic se gjigantët e kuq janë formuar nga yjet e sekuencës kryesore si rezultat i djegies së karburantit bërthamor dhe supozimi i V.G. Fesenkov, i bërë menjëherë pas Luftës së Dytë Botërore, se yjet e sekuencës kryesore duhet të humbasin masën dhe një humbje e tillë në masë duhet të ketë një ndikim të rëndësishëm në evolucionin e yjeve. Këto supozime u konfirmuan plotësisht.
Gjatë evolucionit të yjeve të sekuencës kryesore, hidrogjeni "digjet" për të formuar helium (cikli Bethe). Një djegie e tillë çon në ndërprerjen e çlirimit të energjisë në pjesët qendrore të yllit, ngjeshjen dhe, në përputhje me rrethanat, në një rritje të temperaturës dhe densitetit në thelbin e tij, gjë që çon në kushte në të cilat aktivizohet një burim i ri i energjisë termonukleare: djegia e heliumit. në temperatura të rendit 10 8 K ( reaksioni i trefishtë i heliumit ose procesi i trefishtë alfa), karakteristik për gjigantët e kuq dhe supergjigantët:
He 4 + He 4 = Be 8 - bashkohen dy bërthama helium (grimca alfa) dhe formohet një izotop i paqëndrueshëm i beriliumit;
Be 8 + He 4 = C 12 + 7,3 MeV - Shumica Be 8 zbërthehet përsëri në dy grimca alfa, por kur Be 8 përplaset me një grimcë alfa me energji të lartë, mund të formohet një bërthamë e qëndrueshme karboni C 12.
Sidoqoftë, duhet të theksohet se reaksioni i trefishtë i heliumit karakterizohet nga një çlirim i energjisë dukshëm më i ulët se cikli Bethe: për sa i përket masës për njësi. çlirimi i energjisë gjatë "djedhjes" së heliumit është më shumë se 10 herë më i ulët se gjatë "djegies" së hidrogjenit.. Ndërsa heliumi digjet dhe burimi i energjisë në bërthamë shterohet, janë të mundshme reaksione më komplekse të nukleosintezës, megjithatë, së pari, reaksione të tilla kërkojnë temperatura gjithnjë e më të larta dhe, së dyti, çlirimi i energjisë për njësi masë në reaksione të tilla zvogëlohet me rritjen e numrit të masës. bërthamat reaguese.
Një faktor shtesë që me sa duket ndikon në evolucionin e bërthamave të gjigantit të kuq është kombinimi i ndjeshmërisë së lartë ndaj temperaturës së reaksionit të trefishtë të heliumit dhe reaksioneve të shkrirjes së bërthamave më të rënda me mekanizmin ftohja e neutrinos: në temperatura dhe presione të larta, fotonet mund të shpërndahen nga elektronet me formimin e çifteve neutrino-antineutrino, të cilat lirshëm bartin energjinë nga bërthama: ylli është transparent ndaj tyre. Shpejtësia e kësaj vëllimore ftohja me neutrino, ndryshe nga ajo klasike sipërfaqësore Ftohja e fotonit nuk kufizohet nga proceset e transferimit të energjisë nga brendësia e një ylli në fotosferën e tij. Si rezultat i reaksionit të nukleosintezës, arrihet një ekuilibër i ri në bërthamën yjore, i karakterizuar nga e njëjta temperaturë e bërthamës: bërthama izotermike.
Në rastin e gjigantëve të kuq me një masë relativisht të vogël (sipas rendit të Diellit), bërthamat izotermale përbëhen kryesisht nga helium, në rastin e yjeve më masivë - nga karboni dhe elementë më të rëndë. Sidoqoftë, në çdo rast, dendësia e një bërthame të tillë izotermike është aq e lartë sa distancat midis elektroneve të plazmës që formojnë bërthamën bëhen në përpjesëtim me gjatësinë e tyre valore De Broglie. λ = h / mv dmth janë plotësuar kushtet për degjenerimin e gazit elektronik. Llogaritjet tregojnë se dendësia e bërthamave izotermike korrespondon me dendësinë e xhuxhëve të bardhë, d.m.th. Bërthamat e gjigantëve të kuq janë xhuxhë të bardhë.

Humbje masive nga gjigantët e kuq
Reaksionet bërthamore në gjigantët e kuq ndodhin jo vetëm në bërthamë: ndërsa hidrogjeni digjet në bërthamë, nukleosinteza e heliumit përhapet në rajonet ende të pasura me hidrogjen të yllit, duke formuar një shtresë sferike në kufirin e hidrogjenit të varfër dhe të pasur me hidrogjen. rajone. Një situatë e ngjashme lind me reaksionin e trefishtë të heliumit: ndërsa heliumi digjet në bërthamë, ai gjithashtu përqendrohet në një shtresë sferike në kufirin midis rajoneve të varfëra dhe të pasura me helium. Shkëlqimi i yjeve me rajone të tilla "me dy shtresa" të nukleosintezës rritet ndjeshëm, duke arritur rreth disa mijëra shkëlqime të Diellit, ndërsa ylli "fryhet", duke rritur diametrin e tij në madhësinë e orbitës së Tokës. Zona e nukleosintezës së heliumit ngrihet në sipërfaqen e yllit: pjesa e masës brenda kësaj zone është ~ 70% e masës së yllit. "Shpërthimi" shoqërohet nga një rrjedhje mjaft intensive e materies nga sipërfaqja e yllit, objekte të tilla vërehen si mjegullnaja protoplanetare, për shembull Mjegullnaja HD44179 (; vizatim).
Yje të tillë janë qartësisht të paqëndrueshëm, dhe në vitin 1956 I.S. Shklovsky propozoi një mekanizëm për formimin e mjegullnajave planetare përmes derdhjes së predhave të gjigantëve të kuq, ndërsa ekspozimi i bërthamave të degjeneruara izotermale të yjeve të tillë çon në lindjen e xhuxhëve të bardhë (ky skenar për fundin e evolucionit të gjigantëve të kuq përgjithësisht pranohet dhe mbështetet nga të dhëna të shumta vëzhguese). Mekanizmat e saktë të humbjes së masës dhe derdhjes së mëtejshme të zarfit për yje të tillë nuk janë ende plotësisht të qarta, por faktorët e mëposhtëm mund të supozohen që mund të kontribuojnë në humbjen e zarfit:

• Në mbështjelljet e zgjatura yjore, mund të zhvillohen paqëndrueshmëri, duke çuar në procese të forta osciluese, të shoqëruara me ndryshime në regjimin termik të yllit. Aktiv vizatim Valët e densitetit të materies të nxjerra nga ylli janë qartë të dukshme, të cilat mund të jenë pasojat e luhatjeve të tilla.
• Për shkak të jonizimit të hidrogjenit në rajonet poshtë fotosferës, mund të zhvillohet paqëndrueshmëri e fortë konvektive. Aktiviteti diellor ka një natyrë të ngjashme, por në rastin e gjigantëve të kuq, fuqia e rrjedhave konvektive duhet të tejkalojë ndjeshëm atë diellore.
• Për shkak të shkëlqimit jashtëzakonisht të lartë, presioni i dritës i fluksit të rrezatimit të yllit në shtresat e jashtme të tij bëhet i rëndësishëm, gjë që, sipas llogaritjeve, mund të çojë në humbjen e guaskës brenda disa mijëra viteve.

Në një mënyrë apo tjetër, një periudhë mjaft e gjatë e daljes relativisht të qetë të materies nga sipërfaqja e gjigantëve të kuq përfundon me derdhjen e guaskës së saj dhe ekspozimin e bërthamës së saj. Një predhë e tillë e hedhur vërehet si një mjegullnajë planetare. Shpejtësitë e zgjerimit të mjegullnajave protoplanetare janë dhjetëra km/s, d.m.th., afër vlerës së shpejtësive parabolike në sipërfaqen e gjigantëve të kuq, gjë që shërben si konfirmim shtesë i formimit të tyre nga lëshimi i "masës së tepërt" të gjigantëve të kuq.

Karakteristikat e spektrit
Spektrat e xhuxhëve të bardhë janë shumë të ndryshëm nga spektrat e yjeve dhe gjigantëve të sekuencës kryesore. Karakteristika e tyre kryesore është një numër i vogël i linjave të përthithjes shumë të zgjeruara, dhe disa xhuxhë të bardhë (klasa spektrale DC) nuk përmbajnë fare linja të dukshme të absorbimit. Numri i vogël i linjave absorbuese në spektrat e yjeve të kësaj klase shpjegohet me një zgjerim shumë të fortë të linjave: vetëm linjat më të forta të absorbimit, ndërsa zgjerohen, kanë thellësi të mjaftueshme për të mbetur të dukshme, dhe ato të dobëta, për shkak të cekët. thellësia, praktikisht bashkohen me spektrin e vazhdueshëm.
Karakteristikat e spektrave të xhuxhëve të bardhë shpjegohen nga disa faktorë. Së pari, për shkak të densitetit të lartë të xhuxhëve të bardhë, përshpejtimi i gravitetit në sipërfaqen e tyre është ~10 8 cm/s² (ose ~1000 Km/s²), gjë që, nga ana tjetër, çon në përmasa të vogla të fotosferave të tyre, dendësi të mëdha dhe presionet në to dhe zgjerimi i linjave të absorbimit. Një pasojë tjetër e fushës së fortë gravitacionale në sipërfaqe është zhvendosja gravitacionale e kuqe e vijave në spektrat e tyre, ekuivalente me shpejtësi prej disa dhjetëra km/s. Së dyti, disa xhuxhë të bardhë me fusha të forta magnetike shfaqin polarizim të fortë të rrezatimit dhe ndarje të vijave spektrale për shkak të efektit Zeeman.

Emetimi i rrezeve X nga xhuxhët e bardhë
Temperatura e sipërfaqes së xhuxhëve të rinj të bardhë - bërthamat izotropike të yjeve pas derdhjes së predhave të tyre - është shumë e lartë - më shumë se 2·10 5 K, por bie mjaft shpejt për shkak të ftohjes së neutrinos dhe rrezatimit nga sipërfaqja. Xhuxha të tillë të bardhë shumë të rinj vërehen në rrezet X. Temperatura e sipërfaqes së xhuxhëve të bardhë më të nxehtë është 7·10 4 K, më e ftohta - ~ 5·10³ K.
Një veçori e rrezatimit të xhuxhëve të bardhë në rangun e rrezeve X është fakti se burimi kryesor i rrezatimit me rreze X për ta është fotosfera, e cila i dallon ashpër nga yjet "normalë": këta të fundit kanë një koronë me rreze X. nxehet në disa milionë kelvin, dhe temperatura e fotosferës është shumë e ulët për emetimin e rrezeve X.
Në mungesë të grumbullimit, burimi i shkëlqimit për xhuxhët e bardhë është energjia termike e ruajtur e joneve në thelbin e tyre, kështu që shkëlqimi i tyre varet nga mosha. Një teori sasiore e ftohjes së xhuxhëve të bardhë u ndërtua në fund të viteve 1940 nga S.A. Kaplan.

Akretimi mbi xhuxhët e bardhë në sistemet binare

• Akretimi jo i palëvizshëm mbi xhuxhët e bardhë kur shoqëruesi është një xhuxh masiv i kuq çon në formimin e xhuxhëve novae (yje të tipit U Gem (UG)) dhe yjeve të ndryshueshëm katastrofikë të ngjashëm me nova.
• Akretimi mbi xhuxhët e bardhë me një fushë magnetike të fortë drejtohet drejt poleve magnetike të xhuxhit të bardhë dhe mekanizmi i ciklotronit të rrezatimit nga plazma akretuese në rajonet rrethpolare të fushës shkakton një polarizim të fortë të rrezatimit në rajonin e dukshëm (polarë dhe polarë të ndërmjetëm).
• Akretimi i lëndës së pasur me hidrogjen në xhuxhët e bardhë çon në akumulimin e tij në sipërfaqe (që përbëhet kryesisht nga helium) dhe ngrohjen në temperaturat e reaksionit të shkrirjes së heliumit, gjë që, në rast të paqëndrueshmërisë termike, çon në një shpërthim që vërehet si një nova.