resimde karşılaştırmalı boyutlar Güneş (sağda) ve ikili sistem IK Pegasus bileşen B - beyaz cüce 35.500 K (ortada) yüzey sıcaklığı ve A bileşeni - A8 spektral tipinde bir yıldız (solda).
Açılış 1844 yılında Königsberg Gözlemevi müdürü Friedrich Bessel en parlak yıldız olan Sirius'u keşfetti. kuzey gökyüzü periyodik olarak çok zayıf da olsa sapma gösterir. düz yol hareket gök küresi. Bessel, Sirius'un görünmez bir "karanlık" uyduya sahip olması gerektiği ve her iki yıldızın da etrafındaki devrim periyoduna sahip olduğu sonucuna vardı. genel merkez kütle yaklaşık 50 yıl olmalıdır. Karanlık uydu gözlemlenemediğinden ve kütlesinin oldukça büyük olması gerektiğinden (Sirius'un kütlesiyle karşılaştırılabilir) mesaj şüpheyle karşılandı.
Ocak 1862'de A.G. Clark aile şirketi tarafından Chicago Gözlemevi'ne sağlanan, o zamanlar dünyanın en büyük teleskopu olan (Dearborn Teleskobu) 18 inçlik bir refraktörü ayarlayan Clark, Sirius'un hemen yakınında sönük bir yıldız keşfetti. Bu, Bessel tarafından tahmin edilen Sirius'un karanlık uydusu Sirius B idi. Sirius B'nin yüzey sıcaklığı 25.000 K'dir ve anormal derecede düşük parlaklık dikkate alındığında, çok küçük bir yarıçapa ve dolayısıyla son derece yüksek bir yoğunluğa işaret eder - 10 6 g/cm³ (Sirius yoğunluğu ~0,25 g/cm³, Güneş yoğunluğu) ~ 1,4 g/cm³).
1917'de Adrian Van Maanen bir sonraki beyaz cüceyi keşfetti; Van Maanen'in Balık burcundaki yıldızı.
Hidrojen bittiğinde kütle her yıldızın nasıl değişeceğini belirler. Küçük olanlar yakıtlarının geri kalanını emer ve tükenir. En büyük yıldızlar, muhteşem bir son çöküş yaşamadan önce karmaşık bir dizi birleşme reaksiyonundan geçerler. Arşivcilik ve Kütüphane Bilimi alanında Tarih ve Diploma Diploması.
Bu illüstrasyon, iki Hyades beyaz cüce yıldızının çevresinde bulunan ince, kayalık bir enkaz diskinin bir sanatçı tarafından çizilmiş izlenimidir. Kayalık asteroitlerin sistem içindeki gezegenler tarafından rahatsız edildiğine ve yıldıza doğru saptığına, burada parçalanıp enkazın etrafında döndüklerine ve daha sonra yıldızın kendisine doğru sürüklendiklerine inanılıyordu.
Yoğunluk paradoksu 20. yüzyılın başında Hertzsprung ve Russell, yıldızların spektral sınıfı (sıcaklık) ve parlaklığına ilişkin bir model keşfettiler: Hertzsprung-Russell diyagramı (H-R diyagramı). Görünüşe göre tüm yıldız çeşitliliği H-R diyagramının iki dalına (ana dizi ve kırmızı dev dalı) uyuyordu. Yıldızların spektral sınıfa ve parlaklığa göre dağılımına ilişkin istatistiklerin toplanması üzerine yapılan çalışmalar sırasında Russell, 1910'da Profesör E. Pickering'e başvurdu. Diğer etkinlikler Russell bunu şu şekilde açıklıyor:
Hayal edebiliyor musun? güçlü duygular keşfettiğinde astronomun ustalaşması gereken şey yeni gezegen ya da bir yıldız ya da teleskopuyla başka bir şey? Peki ya bu keşif gökyüzünde değil de, araştırmayı belgeleyen bir dosyada gözlemleniyorsa? Duygular için iyi bir dozda uyuşukluk eklemeliyiz. College London'da araştırmacı olan Jay Farihi'nin başına gelen de buydu.
Spektrum, uzaktaki bir yıldız tarafından yayılan ışığın bir kaydıdır ve bu ışığın kromatik ayrışması, o yıldızın bileşimi ve onun yolu boyunca nasıl etkilendiği hakkında bilgi edinmemizi sağlar. Teknoloji çok ilerledi ve bugün bu spektrumları kaydetmek için dijital sistemler kullanılıyor, ancak bir zamanlar cam plakalar üzerinde fotoğraf çekmek zorunda kalınıyordu ve bu, Fariha'nın Van Maanen'in yıldızına yaptığı göndermeydi: anıt plaket Mount Wilson Gözlemevi müdürü Walter Adams tarafından neredeyse bir asır önce çekilen fotoğraf.
Russell'ın şaşkınlığı oldukça anlaşılır: 40 Eridani B nispeten yakın yıldızları ifade ediyor ve gözlemlenen paralaksa göre ona olan mesafe ve buna bağlı olarak parlaklık oldukça doğru bir şekilde belirlenebiliyor. 40 Eridani B'nin parlaklığının, kendi tayf sınıfına göre anormal derecede düşük olduğu ortaya çıktı; beyaz cüceler oluştu yeni alan G-R diyagramında. Bu parlaklık, kütle ve sıcaklık kombinasyonu anlaşılmazdı ve 1920'lerde geliştirilen yıldız yapısının standart ana dizi modeliyle açıklanamazdı.
Beyaz cücelerin yüksek yoğunluğu, Fermi-Dirac istatistiklerinin ortaya çıkmasından sonra ancak kuantum mekaniği çerçevesinde açıklanabildi. 1926'da Fowler, "Yoğun madde" ("Yoğun madde", Monthly Notices R. Astron. Soc. 87, 114-122) makalesinde, durum denkleminin dayandığı ana dizi yıldızlarından farklı olarak şunu gösterdi: modeli ideal gaz (standart model Eddington), beyaz cüceler için maddenin yoğunluğu ve basıncı, dejenere maddenin özelliklerine göre belirlenir. elektron gazı(Fermi gazı).
Beyaz cücelerin doğasını açıklamanın bir sonraki aşaması Ya. I. Frenkel ve Chandrasekhar'ın çalışmasıydı. 1928'de Frenkel beyaz cüceler için olması gerektiğini belirtti. üst sınır kitleler ve 1930'da Chandrasekhar adlı eserinde " Maksimum ağırlık ideal beyaz cüce" ("İdeal beyaz cücelerin maksimum kütlesi", Astroph. J. 74, 81-82), kütlesi 1,4 güneş enerjisinin üzerinde olan beyaz cücelerin kararsız olduğunu (Chandrasekhar sınırı) ve çökmeleri gerektiğini gösterdi.
Görünüşe göre bu parçanın olağanüstü hiçbir yanı yoktu: bir resim ve kenarında yıldızın olduğunu belirten bir açıklama güneşten daha sıcak. Ancak daha detaylı inceledikten sonra Farihi bir sürprizle karşılaştı. İşaret edilen sözde soğurma çizgisi kimyasal bileşim süreklilik içinde bıraktığı boşluklardan dolayı kesiştiği cisimler, kalsiyum, magnezyum ve demir gibi henüz orada olmaması gereken elementleri fırlattı. Uzun zaman önce yıldızın içinde kaybolmaları gerekirdi.
Bu, Van Maanen'in enfekte bir beyaz cüce olduğunu gösterdi. nadir tip etrafında bir gezegen sisteminin kalıntılarından oluşan bir halka bulunan yıldızlar. Çevrelerindeki gezegenleri görmenin hala bir yolu yok ama her şey devam edecek çünkü böyle gezegenler olmasaydı bu halka var olmayacaktı. yerçekimi etkisi gerekli.
Beyaz cücelerin kökeni
Fowler'ın çözümü açıklandı iç yapı beyaz cüceler, ancak kökenlerinin mekanizmasını açıklamadı. Beyaz cücelerin oluşumunu açıklarken iki fikir kilit rol oynadı: E. Epic'in, nükleer yakıtın tükenmesi sonucu kırmızı devlerin ana dizi yıldızlarından oluştuğu fikri ve V.G. Fesenkov, 2. Dünya Savaşı'ndan kısa bir süre sonra ana dizi yıldızlarının kütle kaybetmesi gerektiğini ve bu kütle kaybının yıldızların evrimi üzerinde önemli bir etkisi olması gerektiğini öne sürdü. Bu varsayımlar tamamen doğrulandı.
Ana dizi yıldızlarının evrimi sırasında hidrojen "yanarak" helyumu oluşturur (Bethe döngüsü). Bu tür tükenmişlik, enerji salınımının durmasına yol açar. merkezi parçalar yıldız, sıkıştırma ve buna bağlı olarak çekirdeğindeki sıcaklık ve yoğunlukta artış, bu da etkinleştirildiği koşullara yol açar yeni kaynak termonükleer enerji: 10 8 K civarındaki sıcaklıklarda helyumun yanması ( üçlü helyum reaksiyonu veya üçlü alfa süreci), kırmızı devlerin ve süperdevlerin özelliği:
He 4 + He 4 = Be 8 - iki helyum çekirdeği (alfa parçacığı) birleşip oluşur kararsız izotop berilyum;
Be 8 + He 4 = C 12 + 7,3 MeV - en Be 8 yine iki alfa parçacığına bozunur, ancak Be 8 yüksek enerjili bir alfa parçacığına çarptığında kararlı bir C12 karbon çekirdeği oluşturulabilir.
Bununla birlikte, üçlü helyum reaksiyonunun Bethe döngüsünden önemli ölçüde daha düşük bir enerji salınımıyla karakterize edildiğine dikkat edilmelidir: birim kütle başına Helyumun "yanması" sırasındaki enerji salınımı, hidrojenin "yanması" sırasındaki enerji salınımından 10 kat daha düşüktür. Helyum yandıkça ve çekirdekteki enerji kaynağı tükendikçe daha karmaşık nükleosentez reaksiyonları mümkün olur, ancak öncelikle bu tür reaksiyonlar giderek daha yüksek sıcaklıklar gerektirir ve ikinci olarak bu tür reaksiyonlarda kütle sayıları arttıkça birim kütle başına enerji salınımı azalır. reaksiyona giren çekirdekler
Kırmızı dev çekirdeklerin evrimini açıkça etkileyen ek bir faktör, üçlü helyum reaksiyonunun yüksek sıcaklık hassasiyeti ve daha ağır çekirdeklerin füzyon reaksiyonlarının mekanizma ile birleşimidir. nötrino soğutma: saat yüksek sıcaklıklar Yüksek sıcaklıklarda ve basınçlarda, fotonlar, enerjiyi çekirdekten serbestçe taşıyan nötrino-anti-nötrino çiftlerinin oluşumuyla elektronlar tarafından saçılabilir: yıldız onlara karşı şeffaftır. Bunun hızı volumetrik klasik soğutmanın aksine nötrino soğutma yüzeysel Foton soğuması, bir yıldızın iç kısmından fotosferine enerji aktarımı süreçleriyle sınırlı değildir. Nükleosentez reaksiyonunun bir sonucu olarak, yıldız çekirdeğinde aynı çekirdek sıcaklığı ile karakterize edilen yeni bir dengeye ulaşılır: izotermal çekirdek.
Nispeten küçük bir kütleye sahip kırmızı devlerde (Güneş mertebesinde), izotermal çekirdekler esas olarak helyumdan oluşur; büyük yıldızlar- karbon veya daha fazlasından yapılmış ağır elementler. Bununla birlikte, her durumda, böyle bir izotermal çekirdeğin yoğunluğu o kadar yüksektir ki, çekirdeği oluşturan plazmanın elektronları arasındaki mesafeler, De Broglie dalga boylarıyla orantılı hale gelir. λ = H / Mv
yani elektron gazının dejenerasyon koşulları karşılanmıştır. Hesaplamalar, izotermal çekirdeklerin yoğunluğunun beyaz cücelerin yoğunluğuna karşılık geldiğini göstermektedir; Kırmızı devlerin çekirdekleri beyaz cücelerdir.
Yeni ortaya çıktı ve esasen karbon ve oksijenden oluşuyor. Başka nükleer reaksiyon üretilmediği için, yıldızı o zamana kadar sabit tutan iç basınç gücünü kaybeder ve artık amacına hizmet edemez. Yıldız kendi ağırlığı altında batmaya, boyutu küçülmeye ve yoğunluğu artmaya başlar.
Yoğunluğun o kadar güçlü olduğu ve belirsizlik ilkesinin devreye girdiği bir nokta gelir. Maddenin sıkışması nedeniyle her elektron küçük bir alana hapsedilir ve dolayısıyla konumu çok iyi tanımlanır. Ama göre kuantum mekaniğiÖdenecek bedel parçacığın hızıyla ilgili büyük belirsizliktir.
Kırmızı devlerden kütle kaybı
Nükleer reaksiyonlar kırmızı devlerde sadece çekirdekte meydana gelmez: çekirdekte hidrojen yanarken, helyum nükleosentezi yıldızın hala hidrojen açısından zengin bölgelerine yayılır ve fakir ve hidrojen açısından zengin bölgelerin sınırında küresel bir katman oluşturur. Benzer bir durum üçlü helyum reaksiyonunda da ortaya çıkar: helyum çekirdekte yanarken, helyum açısından fakir ve helyum açısından zengin bölgeler arasındaki sınırda küresel bir katmanda da yoğunlaşır. Bu tür "iki katmanlı" nükleosentez bölgelerine sahip yıldızların parlaklığı önemli ölçüde artarak Güneş'in yaklaşık birkaç bin parlaklığına ulaşırken, yıldız "şişerek" çapını boyutuna kadar arttırır. dünyanın yörüngesi. Helyum nükleosentez bölgesi yıldızın yüzeyine yükselir: Bu bölgenin içindeki kütle oranı yıldızın kütlesinin ~%70'idir. "Patlamaya", yıldızın yüzeyinden oldukça yoğun bir madde çıkışı eşlik eder; bu tür nesneler, örneğin Nebula HD44179 gibi protoplanet nebulalar olarak gözlemlenir ( çizim).
Bu tür yıldızlar açıkça kararsızdır ve 1956'da I.S. Shklovsky, kırmızı devlerin kabuklarının atılması yoluyla gezegenimsi bulutsuların oluşumu için bir mekanizma öne sürerken, bu tür yıldızların izotermal dejenere çekirdeklerinin açığa çıkması beyaz cücelerin doğuşuna yol açar (bu senaryo, kırmızı devlerin evriminin sona ermesine ilişkindir). genel olarak kabul edilir ve çok sayıda gözlemsel veriyle desteklenir). Bu tür yıldızlar için kütle kaybının ve kabuğun daha fazla dökülmesinin kesin mekanizmaları henüz tam olarak açık değildir, ancak aşağıdaki faktörlerin zarfın kaybına katkıda bulunabileceği varsayılabilir:
Böylece elektronlar çok hızlı hareketlerle canlanır ve karışmaları sağlanır. yeni tip Tamamen kuantum kökenli basınç kuvvetlerine dejenerasyon basıncı adı verilir. Bu, yıldızın çökmesine karşı koyar ve yerçekimi ile dengeyi yeniden sağlar. Yıldız beyaz cüceye dönüşür.
Chandra uydusu tarafından X-ışınlarında gözlemlenen, Dünya'dan 8,6 ışıkyılı uzaklıktaki Sirius A ve B yıldız çifti. Bu görüntüde Sirius B adında bir beyaz cüce var. parlak nesne 000 dereceye kadar ısıtılan yüzeyi çok fazla emisyon yaydığı için röntgen. Bir diğer nokta ise Sirius A, en çok parlak yıldızışıkta gökyüzünde görülebilir, ancak bu dalga boyunda zorlukla görülebilir. Yıldız şeklindeki yapı teleskoptan kaynaklanan optik bir etkidir.
- Genişletilmiş yıldız zarflarında kararsızlıklar gelişebilir ve bu da güçlü yıldız oluşumlarına yol açabilir. salınımlı süreçler değişiklikler eşliğinde termal rejim yıldızlar. Açık çizim Yıldızın fırlattığı maddenin yoğunluk dalgaları açıkça görülebiliyor, bu da bu tür dalgalanmaların sonucu olabilir.
- Fotosferin altındaki bölgelerde hidrojenin iyonlaşması nedeniyle güçlü konvektif kararsızlık gelişebilir. Benzer bir yapıya sahip güneş aktivitesi Kırmızı devler söz konusu olduğunda, konvektif akışların gücü güneş akışını önemli ölçüde aşmalıdır.
- Son derece yüksek parlaklık nedeniyle, yıldızın radyasyon akısının dış katmanları üzerindeki hafif basıncı önemli hale gelir ve bu, hesaplamalara göre birkaç bin yıl içinde kabuğun kaybına yol açabilir.
Öyle ya da böyle, ama yeterli uzun süre Kırmızı devlerin yüzeyinden nispeten sessiz bir madde akışı, kabuğunun fırlatılması ve çekirdeğinin açığa çıkmasıyla sona eriyor. Böyle fırlatılan bir kabuk, gezegenimsi bir bulutsu olarak gözlenir. Öngezegenimsi bulutsuların genişleme hızları onlarca km/s'dir, yani kırmızı devlerin yüzeyindeki parabolik hızların değerine yakındır; bu, kırmızı devlerin "fazla kütlesinin" salınmasıyla bunların oluşumunun ek bir doğrulaması olarak hizmet eder.
Maddenin güçlü sıkışması nedeniyle beyaz cüce, normal bir yıldızdan çok daha küçük ve daha yoğundur. Ortalama çap yaklaşık 000 kilometredir, yani Dünya'nın boyutuna benzer, ancak Güneş'in kütlesiyle aynı büyüklüktedir. Yoğunluk, yaklaşık bir ton gibi olağanüstü bir değere ulaşır. santimetreküp maddeler. Bir kaşık dolusu beyaz cüce malzemesi çorbası birkaç ton ağırlığındadır.
Beyaz cücenin küçük boyutu, parlaklığının çok düşük olmasından sorumludur. Beyaz cüceler bu nedenle oluşuyor ayrı grup Ana dizinin altındaki Hertzsprung-Russell diyagramında. Sönük olduklarından, Güneş'e yakın olanlar dışında beyaz cücelerin tespit edilmesi çok zordur. Bu etkiyi başka bir sönük yıldızın varlığına bağladı. yerçekimi çekimi Sirius'un hareketini etkileyen şey.
Spektrumun özellikleri
Beyaz cücelerin spektrumları ana dizi yıldızlarının ve devlerin spektrumlarından çok farklıdır. Ana özellikleri az sayıda oldukça genişlemiş soğurma çizgileridir ve bazı beyaz cüceler (spektral sınıf DC) hiçbir şekilde fark edilebilir soğurma çizgileri içermez. Bu sınıfın yıldızlarının spektrumundaki az sayıdaki soğurma çizgileri, çizgilerin çok güçlü bir şekilde genişlemesiyle açıklanmaktadır: yalnızca en güçlü soğurma çizgileri genişlerken farkedilmeye yetecek derinliğe sahiptir ve zayıf olanlar ise sığ olmaları nedeniyle derinlik, pratik olarak sürekli spektrumla birleşir.
Beyaz cücelerin spektrumlarının özellikleri çeşitli faktörlerle açıklanmaktadır. İlk olarak, çünkü yüksek yoğunluk beyaz cüce ivmesi serbest düşüş yüzeylerinde ~10 8 cm/s² (veya ~1000 km/s²) bulunur ve bu da fotosferlerinin küçük boyutlarına, içlerindeki büyük yoğunluklara ve basınçlara ve soğurma hatlarının genişlemesine yol açar. Güçlü olmanın bir başka sonucu yerçekimi alanı Yüzeyde, spektrumlarındaki çizgilerin yerçekimsel olarak kırmızıya kayması vardır; bu, birkaç on km/s'lik hızlara eşdeğerdir. İkinci olarak, güçlü manyetik alana sahip bazı beyaz cüceler, güçlü radyasyon polarizasyonu ve bölünmesi sergilerler. spektral çizgiler Zeeman etkisinden dolayı.
Daha sonra bu türden yaklaşık 500 ceset keşfedildi ve bu, diğerleriyle karşılaştırıldığında çok küçük. toplam sayı Galaksimizde on milyar olduğu tahmin ediliyor. Beyaz cücenin uzun ömrü. Yıldızımız beyaz cüceye dönüştüğünde, onun ömrü yalnızca küçük değişikliklerle işaretlenecektir. Yıldızın artık bir enerji kaynağı olmadığı için sıcaklığı ve parlaklığı azalır. Rengi beyazdan kırmızıya dönüyor ve daha sonra birkaç milyar yıl sonra görünür bölgede çok zayıf bir ışık yayıyor. Daha sonra siyah cüceye dönüşür.
İç yapı da zamanla değişir. İlk çöküşün ardından parçacıklar çok enerjiktir ve karbon ve oksijen iyonları serbestçe hareket edebilir. Ancak sıcaklığın düşmesiyle bu iyonlar özgürlüklerini kaybeder ve kendilerini düzenlerler. kristal kafes. Öte yandan elektronlar ışık hızına yakın hızlarda serbestçe hareket etmeye devam ediyor.
Beyaz cücelerden X-ışını emisyonu
Genç beyaz cücelerin (kabuklarının dökülmesinden sonra yıldızların izotropik çekirdekleri) yüzey sıcaklığı çok yüksektir - 2·10 5 K'den fazladır, ancak nötrino soğuması ve yüzeyden gelen radyasyon nedeniyle oldukça hızlı bir şekilde düşer. Bu tür çok genç beyaz cüceler X-ışınlarında gözlenmektedir. En sıcak beyaz cücelerin yüzey sıcaklığı 7·10 4 K, en soğuk olanı ise ~5·10³ K'dir.
Beyaz cücelerin X-ışını aralığındaki radyasyonunun bir özelliği, ana kaynağın x-ışını radyasyonu onlar için onları "normal" yıldızlardan keskin bir şekilde ayıran fotosfer vardır: ikincisi birkaç milyon kelvin'e kadar ısıtılan bir X-ışını koronasına sahiptir ve fotosferin sıcaklığı X-ışınlarını yaymak için çok düşüktür.
Birikmenin yokluğunda, beyaz cüceler için parlaklığın kaynağı, çekirdeklerinde iyonların depolanmış termal enerjisidir, dolayısıyla parlaklıkları yaşa bağlıdır. Beyaz cücelerin soğumasına ilişkin niceliksel bir teori, 1940'ların sonlarında S.A. Kaplan'ın.
Dejenerasyon basıncı sıcaklıktan bağımsız olduğundan ve yıldızı sonsuza kadar tutabildiğinden yıldızın boyutu artık değişmez. Beyaz cüce, burada görülen gezegenimsi sarmal bulutsunun merkezinde yer alıyor Uzay teleskopu ile Hubble. Tüm beyaz cücelerde yoktur aynı boyut. Beyaz cücenin kütlesi ne kadar büyük olursa, yerçekimine direnmek için gereken basınç ve yoğunluk da o kadar büyük olur, dolayısıyla nihai boyutu daha küçüktür.
Ancak dejenere elektron basıncı keyfi olarak büyük bir kütleyi destekleyemez. 1930'larda Hintli astrofizikçi Subrahmanyan Chandrasekhar şunları vurguladı: teorik seviye kütleleri Güneş'in kütlesinin 1,4 katından azsa çökmeye karşı koyabileceklerini.
İkili sistemlerde beyaz cücelere birikim
- Arkadaşı büyük bir kırmızı cüce olduğunda, beyaz cüceler üzerinde durağan olmayan birikim, cüce novaların (U Gem (UG) tipi yıldızlar) ve nova benzeri felaket niteliğinde değişken yıldızların oluşumuna yol açar.
- Beyaz cüceler üzerinde güçlü birikim manyetik alan, bölgeye doğru gidiyoruz manyetik kutuplar beyaz cüce ve alanın yakın kutup bölgelerinde biriken plazmadan gelen siklotron radyasyon mekanizması, görünür bölgede (kutuplar ve ara kutuplar) radyasyonun güçlü bir polarizasyonuna neden olur.
- Hidrojen açısından zengin maddenin beyaz cüceler üzerinde birikmesi, yüzeyde birikmesine (çoğunlukla helyumdan oluşur) ve helyum füzyon reaksiyon sıcaklıklarına ısınmasına yol açar; bu da termal kararsızlık durumunda nova olarak gözlemlenen bir patlamaya yol açar.
Kütlesi Güneş'in kütlesiyle karşılaştırılabilecek bir yıldızda termonükleer yakıt "yandıktan" sonra, merkezi kısmında (çekirdek) maddenin yoğunluğu o kadar yükselir ki, gazın özellikleri çarpıcı biçimde değişir. Böyle bir gaza dejenere, bundan oluşan yıldızlara da dejenere yıldız denir.
Yıldız rüzgârının madde kaybını hesaba katarsak, bu, sıradan bir ana dizi yıldızının, son çöküşünden önceki kütlesi Güneş'in kütlesinin sekiz katından az olması durumunda beyaz cüce statüsüne ulaşabileceği anlamına gelir. Sağdaki küçük yıldız Sirius B bir beyaz cücedir. Nötron yıldızı veya kara delik olacak kadar büyük olmayan bir yıldızın ölümünden sonra kalan yıldız sessizliğine diyoruz. Yani bir yıldızdan bir zamanlar anakolun sonunda ve kırmızı dev aşamasından geriye kalan şey, artık birleşmeyi devam ettirecek yakıta sahip değil.
Dejenere bir çekirdek oluştuktan sonra etrafındaki küresel tabaka şeklindeki kaynakta termonükleer yanma devam eder. Bu durumda yıldız kırmızı deve dönüşür. Bu tür yıldızların kabuğu devasa boyutlara ulaşır - yüzlerce güneş yarıçapı - ve yaklaşık 10-100 bin yıllık bir süre boyunca uzaya dağılır. Fırlatılan kabuk bazen gezegenimsi bir bulutsu olarak görülebilir. Geriye kalan sıcak çekirdek yavaş yavaş soğuyarak, dejenere elektron gazının basıncıyla yerçekimi kuvvetlerine direnen ve böylece yıldızın stabilitesini sağlayan beyaz bir cüceye dönüşür. Güneş'in etrafında bir kütleye sahip olan bir beyaz cücenin yarıçapı yalnızca birkaç bin kilometredir. Ortalama yoğunluk içindeki maddeler genellikle 109 kg/m3'ü (ton/santimetreküp) aşar.
Güneş büyüklüğünde bir yıldız için nihai kütle tipik olarak yaklaşık 0,6'dır. güneş kütleleri ancak Dünya gibi bir gezegen boyutuna küçülür. Gezegenimizle aynı büyüklükteki bir yıldızın, yörüngesindeki kayalık bir gezegeni yok edebilmesi şaşırtıcı görünebilir. Ancak cevap, uyguladıkları muazzam ciddiyette yatıyor. Bir yıldız bu son aşamaya ulaştığında, kırmızı deve dönüşmesine yol açan ters süreçten geçer.
Yani dış katmanlarındaki malzemenin çoğunu kaybeder ve geri kalan malzemenin tamamı yarıçapın yüzde biri kadar bir yarıçapta sıkıştırılır. orijinal yıldız. Bu, eğer bir gezegen yeterince yakınından geçerse, yıldıza daha yakın olan ve yıldıza daha yakın olan deneyimlenen yerçekimi arasındaki farkın, onu geren ve deforme eden uzak uçtakinden çok daha büyük olduğu gerçeğiyle sonuçlanır. Size bir fikir vermek gerekirse, beyaz bir cücenin yüzeyindeki yerçekimi, Güneş'in yüzeyindeki yerçekiminden yaklaşık on bin kat daha güçlüdür.
Beyaz cücelerin uzaysal yoğunluğunu tahmin etmek mümkündü: 30 ışıkyılı yarıçaplı bir kürede bu tür yaklaşık 100 yıldızın olması gerektiği ortaya çıktı. Şu soru ortaya çıkıyor: Tüm yıldızlar yaşamlarının sonunda beyaz cüceye mi dönüşüyor? evrimsel yol? Değilse, yıldızların ne kadarı beyaz cüce aşamasına geçiyor? Gökbilimciler gezegenimsi bulutsuların merkezi yıldızlarının konumlarını bir sıcaklık-parlaklık diyagramı üzerinde çizdiklerinde, sorunun çözümünde büyük bir adım atıldı. Gezegenimsi bulutsuların merkezinde yer alan yıldızların özelliklerini anlamak için şunları göz önünde bulundurun: gök cisimleri. Fotoğraflarda gezegenimsi bulutsu, merkezinde sönük ama sıcak bir yıldız bulunan, elipsoidal gazlardan oluşan geniş bir kütle olarak görünüyor. Gerçekte bu kütle, 15-50 km/s hızlarda genişleyen karmaşık, türbülanslı, eşmerkezli bir kabuktur. Bu oluşumlar halka gibi görünse de aslında kabuk ve hızdır. çalkantılı hareket içlerindeki gazın hızı yaklaşık 120 km/s'ye ulaşır. Mesafeyi ölçmenin mümkün olduğu birçok gezegenimsi bulutsunun çapının 1 mertebesinde olduğu ortaya çıktı. ışık yılı veya yaklaşık 10 trilyon kilometre.
Ancak daha sonraki gözlemlerde bu X ışınlarının kaynağının kara delik olmadığını gördüler. Bir yerden merkezden uzaklaşmış gibiydiler. X-ışını sinyalleri yayan birden fazla kaynağın veya birden fazla yıldızın biriktiği alanlarda görüntü beyaz görünür.
Kırmızı çizgi gezegenin normal geçişini temsil ediyor. Gördüğünüz gibi yıldızın parlaklığı oldukça düzenli bir şekilde azalıyor. Mavi renkte, yok edilmekte olan bir gezegende bir yıldızın saklanması görülüyor. Tipik olarak, bir gezegen geçişi sırasında bir yıldızın parlaklığı düşer ve yavaş yavaş normal seviyesine döner.
Yukarıdaki oranlarda genişleyen kabuklardaki gaz, çok seyrekleşir ve uyarılamaz, dolayısıyla 100.000 yıl sonra görülemez. Bugün gördüğümüz gezegenimsi bulutsuların birçoğu son 50.000 yılda doğmuştur ve tipik yaşları 20.000 yıla yakındır. Bu tür bulutsuların merkez yıldızları doğada bilinen en sıcak nesnelerdir. Yüzey sıcaklıkları 50.000 ile 1 milyon arasında değişmektedir. K. Alışılmadık derecede yüksek sıcaklıklar nedeniyle yıldızın radyasyonunun çoğu, elektromanyetik spektrumun uzak ultraviyole bölgesine düşer.
Bu, güneş sisteminin geleceğine bakmamızı sağlar
Bu sanatsal konseptte küçük bir kayalık nesne, beyaz bir cücenin dönmesiyle yok edilir. Yavaş yavaş çürüyecek ve sonunda yıldızın üzerine düşecek bir malzeme izi bırakacak. Gökbilimciler gezegenin Dünya'nın kütlesinin üçte birini içermesi gerektiğini ve beyaz cücenin Güneş'in kütlesinin 1,4 katı olduğunu tahmin ediyor. Aynı şekilde, oldukça yüksek derece Bunun gezegenin yok oluşu olduğuna dair kesinlik var çünkü X-ışını emisyonları başka hiçbir yapıya uymuyor.
Bu ultraviyole radyasyon spektrumun görünür bölgesindeki kabuk gazı tarafından emilir, dönüştürülür ve yeniden yayılır, bu da kabuğu gözlemlememize olanak sağlar. Bu, kabukların aslında enerji kaynağı olan merkezdeki yıldızlardan çok daha parlak olduğu anlamına gelir, çünkü büyük miktar Yıldızın radyasyonu spektrumun görünmez kısmına düşer. Gezegenimsi bulutsuların merkezi yıldızlarının özelliklerinin analizinden, kütlelerinin tipik değerinin 0,6-1 güneş kütlesi aralığında olduğu anlaşılmaktadır. Ve bir yıldızın bağırsaklarındaki ağır elementlerin sentezi için gereklidir. büyük kitleler. Bu yıldızlardaki hidrojen miktarı ihmal edilebilir düzeydedir. Ancak gaz kabukları hidrojen ve helyum açısından zengindir.
Bu fenomen ilk kez doğrudan gözlemleniyor. Şimdiye kadar bu sadece sahnelenen bir şeydi. olası hipotez uzak geleceğimizi daha iyi aydınlatmamızı sağlar. güneş sistemi. Güneş kırmızı bir deve dönüştüğünde muhtemelen Merkür'ü, Venüs'ü ve muhtemelen gezegenimizi yok edecektir. Dünya örneğinde şüpheler var. Bazı modellere göre Güneş kendisini kuşatacak kadar genişlemeden yeni yörüngesine ulaşabilir.
Güneş gibi yıldızlar, yaşamlarının sonunda arkalarında beyaz cüce adı verilen bir yıldız kalıntısı bırakırlar. Bu süreçte çevresinde bulunan karasal gezegenlerin tamamen yanması çok olasıdır. Ancak beyaz cüceler çok ilginç senaryo Evrendeki yaşamın geleceği. Sahne nükleer füzyon içinde yaşadığımız yıldızlar Evrenin yaşamının küçük bir bölümünü kaplayacak. Öte yandan beyaz cüceler milyarlarca yıl sonra da parlamaya devam edecek. son yıldız dışarı çıkacak.
Bazı gökbilimciler beyaz cücelerin 50-95'inin gezegenimsi bulutsulardan ortaya çıkmadığına inanıyor. Bu nedenle, bazı beyaz cüceler tamamen gezegenimsi bulutsularla ilişkili olsa da, bunların en az yarısı veya daha fazlası, bu aşamadan geçmeyen normal ana dizi yıldızlarından kaynaklanmıştır. gezegenimsi bulutsu. Tam resim Beyaz cücelerin oluşumu belirsiz ve belirsizdir. O kadar çok ayrıntı eksik ki en iyi senaryo Evrimsel sürecin bir tanımı ancak mantıksal çıkarımlarla yapılabilir. Ve yine de genel sonuçşudur: Pek çok yıldız, tıpkı beyaz cüce aşamasına benzer şekilde, sonlarına doğru giderken maddelerinin bir kısmını kaybeder ve daha sonra siyah, görünmez cüceler şeklinde göksel “mezarlıklar”da saklanır. Bir yıldızın kütlesi Güneş'in kütlesinin yaklaşık iki katı ise bu tür yıldızlar son aşamalar evrimleri istikrarı kaybeder. Bu tür yıldızlar süpernova olarak patlayabilir ve daha sonra yarıçapı birkaç kilometre olan top boyutlarına küçülebilir. nötron yıldızlarına dönüşür.
Beyaz cücenin içinde nükleer reaksiyonlar meydana gelmez. Ve parıltı yavaş soğuma nedeniyle oluşur. Beyaz cücenin ana termal enerjisi rezervi salınım hareketleri 15 bin Kelvin'in altındaki sıcaklıklarda kristal kafes oluşturan iyonlar. Mecazi anlamda konuşursak, beyaz cüceler dev sıcak kristallerdir. Yavaş yavaş, beyaz cücenin yüzey sıcaklığı azalır ve yıldız beyaz (renkli) olmaktan çıkar - daha çok kahverengi veya kahverengi bir cücedir. Beyaz cücelerin kütlesi belirli bir değeri aşamaz - bu sözde Chandrasekhar sınırıdır (adını Amerikalı astrofizikçi, doğuştan Hintli Subrahmanyan Chandrasekhar'dan almıştır), yaklaşık 1,4 güneş kütlesine eşittir. Yıldızın kütlesi daha büyükse, yozlaşmış elektronların basıncı yerçekimi kuvvetlerine dayanamaz ve birkaç saniye içinde beyaz cücenin feci bir sıkışması meydana gelir - çöker. Çökme sırasında yoğunluk keskin bir şekilde artar, protonlar dejenere elektronlarla birleşerek nötronlar oluşturur (buna maddenin nötronizasyonu denir) ve açığa çıkan yerçekimi enerjisi esas olarak nötrinolar tarafından taşınır. Bu süreç nasıl biter? İle modern fikirler 1017 kg/m3 düzeyindeki yoğunluğa ulaşıldığında, nötronların kendileri dejenere olduğunda çöküş durabilir ve ardından nötron yıldızı; ya da açığa çıkan enerji beyaz cüceyi tamamen yok eder ve çöküş esasen bir patlamaya dönüşür.
