Astronomide beyaz cüce nedir? Beyaz cüce, nötron yıldızı, kara delik

Beyaz cüceler: evrendeki yıldızları soğutuyor

Beyaz cüceler, kendi termonükleer enerji kaynaklarından yoksun, Chandrasekhar sınırını (bir yıldızın beyaz cüce olarak var olabileceği maksimum kütle) aşmayan bir kütle ile evrimleşmişlerdir.

Beyaz cüceler, kütleleriyle karşılaştırılabilecek veya ondan daha büyük kütlelere sahip, ancak yarıçapları 100 kat daha küçük ve buna bağlı olarak bolometrik parlaklıkları Güneş'ten ~10.000 kat daha küçük olan kompakt yıldızlardır. Ortalama yoğunluk Beyaz cücelerin fotosferlerindeki madde miktarı 105-109 g/cm³'tür; bu, ana dizi yıldızlarının yoğunluğundan neredeyse bir milyon kat daha fazladır. Yaygınlık açısından beyaz cüceler, çeşitli tahminlere göre yıldız popülasyonumuzun %3-10'unu oluşturmaktadır. Tahmindeki belirsizlik, uzak beyaz cücelerin parlaklıklarının düşük olması nedeniyle gözlemlenmesinin zorluğundan kaynaklanmaktadır.

Sirius'un görünen hareketi Gök küresi(Flammarion'a göre)

Keşfedilen ilk beyaz cüce 40 Eridani B yıldızıydı. üçlü sistem William Herschel'in 1785'te kataloğa dahil ettiği sistem 40 Eridani çift yıldız. 1910'da Henry Norris Russell, 40 Eridani B'nin yüksek renk sıcaklığındaki anormal derecede düşük parlaklığına dikkat çekti; bu, daha sonra bu tür yıldızların ayrı bir beyaz cüce sınıfına sınıflandırılmasına hizmet etti.

Keşfedilen ikinci ve üçüncü beyaz cüceler Sirius B ve Procyon B'ydi. 1844'te Königsberg Gözlemevi müdürü Friedrich Bessel, 1755'ten bu yana yürütülen gözlem verilerini analiz ederek Sirius'un, en parlak yıldız gökyüzü ve Procyon periyodik olarak çok zayıf da olsa sapıyor düz yol gök küresi boyunca hareket. Bessel her birinin yakın bir arkadaşının olması gerektiği sonucuna vardı. Zayıf uydu gözlemlenemediğinden ve kütlesinin oldukça büyük olması gerektiğinden (sırasıyla Sirius ve Procyon'un kütlesiyle karşılaştırılabilir) mesaj şüpheyle karşılandı.

Ocak 1862'de, Alvin Graham Clark, daha sonra Clark aile şirketi tarafından Chicago Üniversitesi Gözlemevi'ne sağlanan, o zamanlar dünyanın en büyük teleskopu olan (Dearborn Teleskobu) 18 inçlik bir refraktörü ayarlarken, hemen yakınında sönük bir yıldız keşfetti. Sirius'un civarı. Bu, Bessel tarafından tahmin edilen Sirius'un uydusu Sirius B idi. Ve 1896'da Amerikalı gökbilimci D. M. Sheberle Procyon B'yi keşfetti ve böylece Bessel'in ikinci tahminini doğruladı.

1915 yılında Amerikalı gökbilimci Walter Sidney Adams, Sirius B'nin spektrumunu ölçtü. Ölçümlerden sıcaklığının Sirius A'nınkinden daha düşük olmadığı anlaşıldı (modern verilere göre Sirius B'nin yüzey sıcaklığı 25.000 K ve Sirius A - 10.000 K), Sirius A'dan 10.000 kat daha düşük parlaklık göz önüne alındığında, çok küçük bir yarıçapı belirtir ve buna göre, yüksek yoğunluk- 106 g/cm³ (Sirius yoğunluğu ~0,25 g/cm³, Güneş yoğunluğu ~1,4 g/cm³).

1917'de Adrian van Maanen başka bir beyaz cüce keşfetti; Van Maanen'in Balık burcundaki yıldızı.

1922'de Willem Jacob Leuthen bu tür yıldızlara "beyaz cüceler" adını vermeyi önerdi.

20. yüzyılın başında Hertzsprung ve Russell, yıldızların spektral sınıfına (yani sıcaklığa) 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 Edward Pickering'e başvurdu. Russell diğer olayları şu şekilde anlatıyor:

“Arkadaşımı ziyaret ediyordum… Profesör E. Pickering bir iş ziyaretindeydi. Karakteristik bir nezaketle, paralakslarını belirlemek amacıyla Hincks ve benim gözlemlediğimiz tüm yıldızların spektrumlarını elde etmeyi teklif etti. Görünüşte rutin olan çalışmanın bu kısmının çok verimli olduğu ortaya çıktı; bu, tüm yıldızların çok küçük olduğunun keşfedilmesine yol açtı. mutlak değer(yani düşük parlaklık) spektral sınıf M'ye (yani çok düşük yüzey sıcaklığına) sahiptir. Hatırladığım kadarıyla, bu soruyu tartışırken Pickering'e diğer bazı sönük yıldızlar hakkında sorular sordum... ve özellikle 40 Eridani B'den bahsettim. Kendi karakteristik tarzıyla hemen (Harvard) Gözlemevi'nin ofisine bir istek gönderdi ve Kısa süre sonra alınan cevap (sanırım Bayan Fleming'den) bu yıldızın spektrumunun A olduğu (yani yüksek yüzey sıcaklığı) oldu. O Paleozoik zamanlarda bile bu şeyler hakkında yeterince bilgim vardı ve o zamanlar yüzey parlaklığı ve yoğunluğunun "olası" değerleri olarak adlandıracağımız değerler arasında aşırı bir tutarsızlık olduğunu hemen fark ettim. Görünen o ki, bu oldukça istisnai durum karşısında sadece şaşırdığımı değil, kelimenin tam anlamıyla hayrete düştüğümü de gizlemedim. normal kural yıldızların özellikleri için Pickering bana gülümsedi ve şöyle dedi: "Bilgimizin genişlemesine yol açan şey tam da bu tür istisnalardır" - ve beyaz cüceler incelenen dünyaya girdiler."

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 yoğunluğunun yüksek olması, klasik fizik ve astronomi çerçevesinde açıklanamayan bir durum olarak kalmış ve Fermi-Dirac istatistiklerinin ortaya çıkmasından sonra ancak kuantum mekaniği çerçevesinde açıklanabilmiştir. 1926'da Fowler, "Yoğun madde hakkında" başlıklı makalesinde Monthly Notices R. Astron 87, 114-122), durum denkleminin ideal gaz modeline dayandığı ana dizi yıldızlarından farklı olarak şunu gösterdi. standart Model Eddington), beyaz cüceler için maddenin yoğunluğu ve basıncı, dejenere elektron gazının (Fermi gazı) özelliklerine göre belirlenir.

Beyaz cücelerin doğasını açıklamanın bir sonraki aşaması Yakov Frenkel, E. Stoner ve Chandrasekhar'ın çalışmalarıydı. 1928'de Frenkel beyaz cüceler için olması gerektiğini belirtti. üst sınır kütle, yani belli bir sınırın üzerinde kütleye sahip olan bu yıldızlar kararsızdır ve çökmeleri gerekir. Maksimum kütleye ilişkin doğru bir tahmin veren E. Stoner, 1930'da bağımsız olarak aynı sonuca vardı. 1931'de Chandrasekhar'ın " Azami ağırlık ideal beyaz cüce" ("İdeal beyaz cücelerin maksimum kütlesi", Astroph. J. 74, 81-82) (Chandrasekhar limiti) ve ondan bağımsız olarak 1932'de L. D. Landau tarafından.

Fowler'ın çözümü açıklandı iç yapı beyaz cüceler, ancak kökenlerinin mekanizmasını açıklamadı. Beyaz cücelerin oluşumunu açıklamada iki fikir kilit rol oynadı: Astronom Ernst Epic'in, kırmızı devlerin nükleer yakıtın tükenmesi sonucu ana dizi yıldızlarından oluştuğu fikri ve astronom Vasily Fesenkov'un varsayımı. Dünya Savaşı'ndan kısa bir süre sonra ana dizi yıldızlarının kütle kaybetmesi gerektiği ve bu kütle kaybının yıldızların evrimi üzerinde önemli bir etkisi olması gerektiği ortaya çıktı. Bu varsayımlar tamamen doğrulandı.

Bir ana dizi yıldızının yapısı güneş tipi ve izotermal helyum çekirdeği ve katmanlı bir nükleosentez bölgesi (ölçeksiz) olan kırmızı bir dev.

Ana dizi yıldızlarının evrimi sırasında hidrojen "yanar" - helyum oluşumuyla nükleosentez (bkz. Bethe döngüsü). Bu tür tükenmişlik, enerji salınımının durmasına yol açar. merkezi parçalar yıldız, sıkıştırma ve buna bağlı olarak çekirdeğindeki sıcaklık ve yoğunlukta artış. Yıldız çekirdeğindeki sıcaklık ve yoğunluktaki artış, yeni bir termonükleer enerji kaynağının etkinleştirildiği koşullara yol açar: kırmızı devlerin ve süperdevlerin özelliği olan helyum yanması (üçlü helyum reaksiyonu veya üçlü alfa süreci).

108 K düzeyindeki sıcaklıklarda kinetik enerji helyum çekirdekleri Coulomb bariyerini aşacak kadar yüksek hale gelir: iki helyum çekirdeği (4He, alfa parçacıkları) kararsız berilyum izotopu 8Be'yi oluşturmak için birleşebilir.

8Be'nin çok düşük denge konsantrasyonuna rağmen (örneğin, ~108 K sıcaklıkta konsantrasyon oranı / ~10−10'dur), böyle bir üçlü helyum reaksiyonunun hızının, yeni bir hidrostatik denge elde etmek için yeterli olduğu ortaya çıkar. yıldızın sıcak çekirdeği. Üçlü helyum reaksiyonunda enerji salınımının sıcaklığa bağımlılığı son derece yüksektir.

Bununla birlikte, üçlü helyum reaksiyonunun Bethe döngüsünden önemli ölçüde daha düşük bir enerji salınımı ile karakterize edildiğine dikkat edilmelidir: birim kütle açısından, helyumun "yanması" sırasındaki enerji salınımı, yanma sırasındaki enerji salınımından 10 kat daha düşüktür. Hidrojenin "yanması". Helyum yandıkça ve çekirdekteki enerji kaynağı tükendikçe daha karmaşık nükleosentez reaksiyonları mümkündür, ancak öncelikle bu tür reaksiyonlar giderek daha fazlasını gerektirir. yüksek sıcaklıklar ve ikinci olarak, bu tür reaksiyonlarda birim kütle başına enerji salınımı, reaksiyona giren çekirdeklerin kütle sayıları arttıkça azalır.

Kırmızı dev çekirdeklerin evrimini açıkça etkileyen ek bir faktör, üçlü helyum reaksiyonunun yüksek sıcaklık hassasiyeti ve daha ağır çekirdeklerin nötrino soğutma mekanizması ile füzyon reaksiyonlarının birleşimidir: yüksek sıcaklık ve basınçlarda, fotonlar elektronlar tarafından saçılabilir. enerjiyi çekirdekten serbestçe taşıyan nötrino-anti-nötrino çiftlerinin oluşumu: yıldız onlara karşı şeffaftır. Bu tür hacimsel nötrino soğumasının hızı, klasik yüzey foton soğumasının aksine, 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 bir çekirdek oluşur.

Küresel ölçekte beyaz cücelerin popülasyonu Yıldız kümesi NGC 6397. Mavi kareler helyum beyaz cüceleridir, mor daireler ise "normal" yüksek karbonlu beyaz cücelerdir.

Nispeten küçük bir kütleye sahip kırmızı devler durumunda (Güneş mertebesinde), izotermal çekirdekler çoğunlukla helyumdan, daha büyük yıldızlar durumunda ise karbon ve daha ağır elementlerden oluşur. Bununla birlikte, her durumda, böyle bir izotermal çekirdeğin yoğunluğu o kadar yüksektir ki, çekirdeği oluşturan plazmanın elektronları arasındaki mesafeler, De Broglie dalga boyları ile orantılı hale gelir, yani elektron gazının dejenerasyonu için koşullar karşılanır. Hesaplamalar, izotermal çekirdeklerin yoğunluğunun beyaz cücelerin yoğunluğuna karşılık geldiğini, yani kırmızı devlerin çekirdeklerinin beyaz cüceler olduğunu göstermektedir.

Öngezegen bulutsusu HD 44179: kırmızı devden gaz ve toz maddesinin asimetrik atılımı.

Kırmızı devlerde nükleer reaksiyonlar yalnızca çekirdekte meydana gelmez: Çekirdekte hidrojen yanarken, helyum nükleosentezi yıldızın hâlâ hidrojen açısından zengin bölgelerine yayılır ve hidrojen açısından fakir ve hidrojen açısından zengin bölgelerin sınırında küresel bir katman oluşturur. bölgeler. 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 akışı eşlik ediyor; protoplanet nebulalar gibi nesneler gözlemleniyor.

Gezegenimsi bulutsu NGC 3132: merkezde Sirius'un bir benzeri olan çift yıldız var.

Bu tür yıldızlar açıkça kararsızdır ve 1956'da gökbilimci ve astrofizikçi Joseph Shklovsky, kırmızı devlerin kabuklarının fırlatılması yoluyla gezegenimsi bulutsuların oluşumu için bir mekanizma önerdi; bu tür yıldızların izotermal dejenere çekirdeklerinin açığa çıkması, yeni yıldızların oluşmasına yol açtı. beyaz cüceler. Bu tür yıldızlar için kütle kaybının ve kabuğun daha fazla dökülmesinin kesin mekanizmaları hala belirsizdir, ancak aşağıdaki faktörlerin zarfın kaybına katkıda bulunabileceği varsayılabilir:

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.

Fotosferin altındaki bölgelerde hidrojenin iyonlaşması nedeniyle güçlü konvektif kararsızlık gelişebilir. Güneş aktivitesi de benzer bir yapıya sahiptir, ancak kırmızı devler söz konusu olduğunda, konvektif akışların gücünün güneş akışını önemli ölçüde aşması gerekir.

Genişletilmiş yıldız zarflarında, yıldızın termal rejiminde bir değişikliğin eşlik ettiği güçlü salınım süreçlerine yol açan kararsızlıklar gelişebilir. Yıldızın fırlattığı maddenin yoğunluk dalgaları gözlemleniyor ve bu, bu tür dalgalanmaların sonucu olabilir.

Evrimlerinin geç bir aşamasında asimptotik dev dalına geçen "iki katmanlı" termonükleer kaynağa sahip kırmızı devlerde, hidrojen ve helyum termonükleer kaynaklarının "değişimi" ve yoğun kütle kaybının eşlik ettiği termal titreşimler gözlemlenir.

Öyle ya da böyle, ama yeterli uzun bir dönem Kırmızı devlerin yüzeyinden nispeten sessiz madde akışı, kabuğunun fırlatılması ve çekirdeğinin açığa çıkmasıyla sona erer. 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" salınması yoluyla oluşumlarının ek bir doğrulaması olarak hizmet eder.

Artık Shklovsky'nin önerdiği kırmızı devlerin evriminin sonu senaryosu genel olarak kabul ediliyor ve çok sayıda gözlemsel veriyle destekleniyor.

Daha önce de belirtildiği gibi, beyaz cücelerin kütleleri güneş mertebesindedir, ancak boyutları güneş yarıçapının yalnızca yüzde biri (hatta daha azı) kadardır, yani beyaz cücelerdeki madde yoğunluğu son derece yüksektir ve g/cm³. Bu yoğunluklarda atomların elektron kabukları yok edilir ve madde bir elektron-nükleer plazmadır ve elektronik bileşeni dejenere bir elektron gazıdır. Dolayısıyla beyaz cüceler için, ana dizi yıldızları ve devlerin aksine, kütle-parlaklık ilişkisi yoktur.

Yukarıdaki durum denklemi soğuk bir elektron gazı için geçerlidir, ancak birkaç milyon derecelik sıcaklık bile elektronların karakteristik Fermi enerjisiyle karşılaştırıldığında küçüktür. Aynı zamanda Pauli dışlanması nedeniyle maddenin yoğunluğu arttıkça (iki elektron aynı kuantum durumuna, yani aynı enerjiye ve spine sahip olamaz), elektronların enerjisi ve hızı o kadar artar ki, görelilik teorisi işlemeye başlar - yozlaşmış elektron gazı göreli hale gelir. Göreli dejenere elektron gazının basıncının yoğunluğa bağımlılığı zaten farklıdır. Bu bağımlılık ilişkisinin bir sonucu, yıldız kütlesinin belirli bir değerinin varlığıdır. yerçekimi kuvvetleri basınç kuvvetleriyle dengelenir ve beyaz cücenin kütlesi arttıkça yarıçapı azalır. Diğer bir sonuç ise eğer kütle belirli bir sınırı (Chandrasekhar sınırı) aşarsa yıldız çöker.

Dolayısıyla beyaz cücelerin kütlesinin bir üst sınırı vardır. Gözlemlenen beyaz cüceler için de benzer bir alt sınırın olması ilginçtir: Yıldızların evrim hızı kütleleriyle orantılı olduğundan, düşük kütleli beyaz cüceleri yalnızca zamanla evrimleşmeyi başaran yıldızların kalıntıları olarak gözlemleyebiliriz. başlangıç dönemi Evrenin günümüze kadar yıldız oluşumu.

Beyaz cücelerin spektrumları küresel küme NGC 6397. DA spektral tipindeki bir beyaz cücenin "standart" spektrumu, karşılaştırma amacıyla üstte (kırmızı) gösterilmiştir.

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, beyaz cücelerin yüksek yoğunluğu nedeniyle, yüzeylerindeki yerçekimi ivmesi ~108 cm/s² (veya ~1000 km/s²)'dir, bu da fotosferlerinin küçük boyutlarına, büyük yoğunluklara ve basınçlara yol açar. içlerinde ve emilim hatlarının genişlemesi. 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 alanlara sahip bazı beyaz cüceler, Zeeman etkisi nedeniyle güçlü radyasyon polarizasyonu ve spektral çizgilerin bölünmesi sergiler.

Beyaz cüceler, 1983 yılında Edward Zion tarafından önerilen, beyaz cücelerin spektrumunun özelliklerini yansıtan, şu anda kullanılan bir sınıflandırma olan ayrı bir spektral D sınıfı (İngiliz Cüce - cüceden) olarak sınıflandırılır; Bu sınıflandırmada spektral sınıf aşağıdaki formatta yazılır:

DA - Balmer hidrojen serisinin çizgileri spektrumda mevcut, helyum çizgileri gözlenmiyor
DB - spektrum helyum çizgileri He I içerir, hidrojen çizgileri veya metaller yoktur
DC - soğurma çizgileri olmayan sürekli spektrum
DO - spektrumda güçlü helyum He II çizgileri mevcuttur; He I ve H çizgileri de mevcut olabilir;
DZ - yalnızca metal hatlar, H veya He hatları yoktur
DQ - moleküler C2 dahil karbon çizgileri
ve spektral özellikler:
P - manyetik alanda ışığın polarizasyonu gözlenir
H - manyetik alanın varlığında polarizasyon gözlenmez
V - ZZ Ceti tipi yıldızlar veya diğer değişken beyaz cüceler
X - tuhaf veya sınıflandırılamayan spektrumlar

Egzotik ikili sistem PSR J0348+0432, bir pulsar ve onun etrafında her 2,5 saatte bir dönen bir beyaz cüceden oluşur.

Beyaz cüceler evrimlerine, kırmızı devlerin kabuklarını döken dejenere çekirdekleri olarak, yani genç gezegenimsi bulutsuların merkez yıldızları olarak başlarlar. Genç gezegenimsi bulutsuların çekirdeklerinin ışık kürelerinin sıcaklıkları son derece yüksektir - örneğin, NGC 7293 bulutsunun merkez yıldızının sıcaklığı 90.000 K (absorbsiyon çizgilerinden tahmin edilir) ile 130.000 K (X-ışınından tahmin edilir) arasında değişir. spektrum). Bu sıcaklıklarda spektrumun büyük bir kısmı sert ultraviyole ve yumuşak x-ışınlarından oluşur.

Kırmızı ve beyaz cücelerden oluşan KOI-256 sistemi. NASA illüstrasyonu.

Aynı zamanda, gözlemlenen beyaz cüceler, spektrumlarına göre esas olarak iki büyük gruba ayrılır: "hidrojen" spektral sınıf DA, spektrumlarında helyum çizgileri bulunmayan ve popülasyonun ~%80'ini oluşturan. beyaz cücelerin ve spektrumlarda hidrojen çizgileri olmayan "helyum" spektral sınıfı DB'nin bileşenleri en nüfusun kalan %20'si. Beyaz cücelerin atmosferlerinin bileşimindeki bu farklılığın nedeni uzun zamandır belirsiz kaldı. 1984 yılında Iko Iben, beyaz cücelerin, asimptotik dev dalındaki çeşitli titreşim aşamalarında titreşen kırmızı devlerden "çıkış"ına ilişkin senaryoları değerlendirdi. On güneşe kadar kütleye sahip kırmızı devlerin evriminin geç bir aşamasında, helyum çekirdeğinin "yanması" sonucunda, esas olarak karbon ve daha ağır elementlerden oluşan, dejenere olmayan bir çekirdekle çevrelenmiş dejenere bir çekirdek oluşur. üçlü helyum reaksiyonunun meydana geldiği helyum katmanı kaynağı. Buna karşılık, üzerinde Bethe döngüsünün termonükleer reaksiyonlarının gerçekleştiği, hidrojeni helyuma dönüştüren, bir hidrojen kabuğuyla çevrelenmiş katmanlı bir hidrojen kaynağı vardır; dolayısıyla harici hidrojen katmanı kaynağı, helyum katmanı kaynağı için helyum "üreticisidir". Bir katman kaynağındaki helyumun yanması, aşırı yüksek sıcaklık bağımlılığı nedeniyle termal kararsızlığa maruz kalır ve bu, helyumun yanma hızıyla karşılaştırıldığında hidrojenin helyuma dönüşüm oranının daha yüksek olmasıyla daha da kötüleşir; Sonuç, helyumun birikmesi, dejenerasyon başlayana kadar sıkıştırılması, üçlü helyum reaksiyonunun oranında keskin bir artış ve katmanlı bir helyum parlamasının gelişmesidir.

Aşırı boyutta Kısa bir zaman(~30 yıl), helyum kaynağının parlaklığı o kadar artar ki, helyum yanması konvektif moda girer, katman genişler, hidrojen katmanı kaynağını dışarı iter, bu da onun soğumasına ve hidrojen yanmasının durmasına yol açar. Bir parlama sırasında fazla helyum yandıktan sonra, helyum katmanının parlaklığı azalır, kırmızı devin dış hidrojen katmanları büzülür ve hidrojen katmanı kaynağında yeni bir ateşlenme meydana gelir.

Iben, nabız gibi atan bir kırmızı devin, hem helyum parlaması aşamasında hem de aktif katmanlı bir hidrojen kaynağı ile hareketsiz bir aşamada gezegenimsi bir bulutsu oluşturarak zarfını atabileceğini ve zarf ayırma yüzeyi faza bağlı olduğundan, o zaman ne zaman olabileceğini öne sürdü. bir helyum parlaması sırasında zarf dökülür, spektral sınıf DB'den bir "helyum" beyaz cüce açığa çıkar ve kabuk, aktif katmanlı hidrojen kaynağına sahip bir dev tarafından döküldüğünde, bir "hidrojen" cüce DA açığa çıkar; Helyum patlamasının süresi, titreşim döngüsü süresinin yaklaşık %20'sidir; bu, hidrojen ve helyum cücelerinin DA:DB ~ 80:20 oranını açıklar.

Büyük yıldızlar (Güneş'ten 7-10 kat daha ağır) bir noktada hidrojen, helyum ve karbonu "yakar" ve oksijen açısından zengin bir çekirdeğe sahip beyaz cücelere dönüşür. Oksijen içeren bir atmosfere sahip SDSS 0922+2928 ve SDSS 1102+2054 yıldızları bunu doğrulamaktadır.

Beyaz cücelerin kendilerine ait termonükleer enerji kaynakları olmadığından ısı rezervlerinden ışınım yaparlar. Tamamen siyah bir cismin birim yüzey alanı başına radyasyon gücü (tüm spektrum üzerindeki entegre güç), vücut sıcaklığının dördüncü gücüyle orantılıdır.

Daha önce belirtildiği gibi, sıcaklık, dejenere bir elektron gazının durum denklemine girmez - yani, beyaz cücenin yarıçapı ve yayma alanı değişmeden kalır: sonuç olarak, ilk olarak, beyaz cüceler için kütle yoktur - parlaklık ilişki, ancak bir yaş - parlaklık ilişkisi var (yalnızca sıcaklığa bağlı, ancak yayan yüzeyin alanına bağlı değil) ve ikincisi, süper sıcak genç beyaz cüceler, radyasyon akışından bu yana oldukça hızlı soğumalı ve buna göre, Soğutma hızı sıcaklığın dördüncü kuvvetiyle orantılıdır.

Sınırda, on milyarlarca yıllık soğumanın ardından herhangi bir beyaz cücenin, Kara Cüce olarak adlandırılan (görünür ışık yaymayan) bir cüceye dönüşmesi gerekir. Bu tür nesneler Evrende henüz gözlemlenmemiş olsa da (bazı tahminlere göre bir beyaz cücenin 5K sıcaklığına soğuması için en az 1015 milyar yıl gerekiyor), ilk oluşumundan bu yana geçen süreden bu yana Evrendeki yıldızların yaşı (modern fikirlere göre) yaklaşık 13 milyar yıldır, ancak bazı beyaz cüceler zaten 4000 Kelvin derecenin altındaki sıcaklıklara kadar soğumuşlardır (örneğin, beyaz cüceler WD 0346+246 ve SDSS J110217, 48+411315.4, 3700K sıcaklıklarla) - 3800K ve Güneş'ten yaklaşık 100 ışık yılı uzaklıktaki spektral sınıf M0), küçük boyutlarıyla birlikte tespit edilmelerini çok zor bir iş haline getiriyor.

Sirius'un yumuşak röntgen görüntüsü. Parlak bileşen beyaz cüce Sirius B'dir, sönük bileşen Sirius A'dır

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-ışını aralığında gözlemlenir (örneğin, beyaz cüce HZ 43'ün ROSAT uydusu tarafından gözlemlenmesi). X-ışını aralığında, beyaz cücelerin parlaklığı ana dizi yıldızlarının parlaklığını aşıyor: Chandra X-ışını teleskopu tarafından çekilen Sirius fotoğrafları bir örnek olarak hizmet edebilir - bu fotoğraflarda beyaz cüce Sirius B, Sirius A'dan daha parlak görünüyor. spektral sınıf A1, optik aralıkta Sirius B'den ~10.000 kat daha parlaktır.

Beyaz cücelerin X-ışını aralığındaki radyasyonunun bir özelliği, onlar için ana X-ışını radyasyonu kaynağının, onları "normal" yıldızlardan keskin bir şekilde ayıran fotosfer olmasıdır: ikincisi bir X-ışını koronasına sahiptir. birkaç milyon kelvin'e kadar ısıtılır ve fotosferin sıcaklığı X-ışını emisyonu için çok düşüktür.

Birikmenin yokluğunda, beyaz cüceler için parlaklığın kaynağı, içlerindeki iyonların depolanmış termal enerjisidir, dolayısıyla parlaklıkları yaşa bağlıdır. Beyaz cücelerin soğumasına ilişkin niceliksel bir teori, 1940'ların sonlarında Profesör Samuel Kaplan tarafından geliştirildi.

Morötesi aralıktaki değişken yıldız Mira (ο Ceti). Ana bileşenden (kırmızı devten bir arkadaşa - beyaz cüceye) yönlendirilen bir birikim “kuyruğu” görülebilir.

İkili sistemlerde farklı kütlelerdeki yıldızların evrimi sırasında bileşenlerin evrim hızları aynı olmazken, daha büyük bir bileşen beyaz cüceye dönüşebilirken, daha az kütleli bir bileşen bu zamana kadar ana dizide kalabilir. . Buna karşılık, daha az kütleli bir bileşen, evrimi sırasında ana diziyi terk edip kırmızı dev dalına geçtiğinde, gelişen yıldızın boyutu, Roche lobunu doldurana kadar büyümeye başlar. İkili sistemin bileşenlerinin Roche lobları Lagrange L1 noktasına temas ettiğinden, daha az kütleli bileşenin evriminin bu aşamasında, L1 noktası boyunca maddenin kırmızı devden Roche lobuna akışı Beyaz cücenin yükselişi başlar ve hidrojen açısından zengin maddenin yüzeyinde daha fazla birikmesi başlar, bu da bir dizi astronomik olaya yol açar:

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.

Güçlü bir manyetik alana sahip beyaz cüceler üzerindeki birikim, beyaz cücenin manyetik kutuplarına doğru yönlendirilir ve cücenin manyetik alanının çevre kutup bölgelerinde biriken plazmadan gelen radyasyonun siklotron mekanizması, görünür bölgedeki radyasyonun güçlü polarizasyonuna neden olur ( kutuplar ve ara kutuplar).

Solda, Tycho Brahe tarafından 1572'de gözlemlenen tip Ia süpernova SN 1572'nin kalıntılarının X-ışını görüntüsü yer alıyor. Sağda, patlayan beyaz cücenin eski yoldaşını gösteren optik bir fotoğraf var.

Hidrojen açısından zengin maddenin beyaz cücelerin üzerinde birikmesi, yüzeyde birikmesine (çoğunlukla helyumdan oluşur) ve helyum füzyon reaksiyon sıcaklıklarına ısınmasına yol açar; bu, termal kararsızlık durumunda parlama olarak gözlemlenen bir patlamaya yol açar. nova.

Devasa bir beyaz cüce üzerinde yeterince uzun ve yoğun birikme, kütlesinin Chandrasekhar sınırını aşmasına ve tip Ia süpernova patlaması olarak gözlemlenen yerçekimsel çöküşe yol açar.

Beyaz cüceler sahip olan yıldızlardır. büyük kütle(güneş mertebesinde) ve kırmızı devlerin evriminin ürünü olan, seçilen kütle için Chandrasekhar sınırından daha küçük olan küçük yarıçap (Dünya'nın yarıçapı). İçlerinde termonükleer enerji üretme süreci durduruldu, bu da özel özellikler bu yıldızlar. Çeşitli tahminlere göre, galaksimizdeki sayıları toplam yıldız popülasyonunun %3 ila %10'u arasında değişmektedir.

1844'te Alman gökbilimci ve matematikçi Friedrich Bessel gözlem yaparken yıldızın kendisinden biraz saptığını keşfetti. doğrusal hareket ve Sirius'un görünmez, büyük bir eşlik yıldızı olduğu varsayımında bulundu.

Onun varsayımı, 1862'de Amerikalı gökbilimci ve teleskop yapımcısı Alvan Graham Clark'ın o zamanın en büyük refraktörünü ayarlarken Sirius'un yakınında daha sonra Sirius B olarak adlandırılan sönük bir yıldız keşfettiğinde doğrulandı.

Beyaz cüce Sirius B'nin parlaklığı düşük ve kütleçekim alanı parlak yoldaşını oldukça belirgin bir şekilde etkiliyor, bu da bu yıldızın son derece küçük bir yarıçapa ve önemli bir kütleye sahip olduğunu gösteriyor. Beyaz cüceler adı verilen bir cisim türü ilk kez bu şekilde keşfedildi. İkinci benzer nesne Balık takımyıldızında bulunan Maanen yıldızıydı.

Eğitim mekanizması

Beyaz cüceler, Güneş'in kütlesiyle karşılaştırılabilecek bir kütleye sahip küçük bir yıldızın evriminin son aşamasını temsil eder. Ne zaman ortaya çıkıyorlar? Güneşimiz gibi bir yıldızın merkezindeki hidrojenin tamamı yandığında, çekirdeği yüksek yoğunluklara ulaşacak şekilde büzülür, dış katmanlar büyük ölçüde genişler ve genel bir parlaklık azalmasıyla birlikte yıldız kırmızı bir deve dönüşür. Titreşen kırmızı dev daha sonra yıldızın dış katmanları merkezdeki sıcak ve çok yoğun çekirdeğe gevşek bir şekilde bağlandığından zarfını atar. Bu kabuk daha sonra genişleyen bir gezegenimsi bulutsuya dönüşür. Gördüğünüz gibi kırmızı devler ve beyaz cüceler çok yakından ilişkilidir.

Çekirdeğin sıkıştırılması son derece küçük boyutlarda meydana gelir, ancak yine de Chandrasekhar sınırını, yani bir yıldızın beyaz cüce olarak var olabileceği kütlesinin üst sınırını aşmaz.

Beyaz cüce türleri

Spektral olarak iki gruba ayrılırlar. Beyaz bir cücenin emisyonu, en yaygın "hidrojen" spektral DA sınıfına (toplamın% 80'ine kadar) bölünmüştür; spektral çizgiler helyum ve yıldızlarının spektrumunda hidrojen çizgileri bulunmayan daha nadir "helyum beyaz cüce" tipi DB.

Amerikalı gökbilimci Iko Iben, bunların kökeni için çeşitli senaryolar önerdi: Kırmızı devlerdeki helyum yanmasının kararsız olması nedeniyle, periyodik olarak katmanlı bir helyum patlaması gelişiyor. Bir helyum flaşının gelişiminin farklı aşamalarında - zirvede ve iki flaş arasındaki dönemde - kabuğun atılması için bir mekanizmayı başarıyla önerdi. Oluşumu sırasıyla kabuk atma mekanizmasına bağlıdır.

Dejenere gaz

Ralph Fowler, 1922 tarihli Yoğun Madde adlı çalışmasında beyaz cücelerin içindeki yoğunluk ve basınç özelliklerini açıklamadan önce, böyle bir yapının yüksek yoğunluğu ve fiziksel özellikleri çelişkili görünüyordu. Fowler, durum denkleminin ideal bir gazın özellikleriyle tanımlandığı ana dizi yıldızlarının aksine, beyaz cücelerde bunun dejenere bir gazın özellikleriyle belirlendiğini öne sürdü.

Beyaz bir cücenin yarıçapının kütlesine karşı grafiği. Ultrarelativistik Fermi gaz limitinin Chandrasekhar limitiyle aynı olduğuna dikkat edin.

Parçacıkları arasındaki mesafe de Broglie dalgasından daha az olduğunda dejenere bir gaz oluşur; bu, gaz parçacıklarının kimliğinin neden olduğu kuantum mekaniksel etkilerin gazın özelliklerini etkilemeye başladığı anlamına gelir.

Beyaz cücelerde, muazzam yoğunlukları nedeniyle, iç basınç kuvveti altında atomların kabukları yok edilir ve madde, elektron-nükleer plazma haline gelir ve elektronik kısım, dejenere bir elektron gazının özellikleriyle tanımlanır. Elektronların metallerdeki davranışı.

Bunlar arasında en yaygın olanı helyum ve hidrojenden oluşan bir kabuğa sahip karbon-oksijen olanlardır.

İstatistiksel olarak beyaz cücenin yarıçapı Dünya'nın yarıçapı ile karşılaştırılabilir ve kütlesi 0,6 ile 1,44 arasında değişmektedir. güneş kütleleri. Yüzey sıcaklığı 200.000 K'ye kadar olan aralıktadır ve bu da renklerini açıklamaktadır.

Çekirdek

İç yapının ana özelliği, dejenere elektron gazının yerçekimi dengesinin neden olduğu çekirdeğin çok yüksek yoğunluğudur. Beyaz cücenin iç kısmındaki sıcaklık ve yerçekimsel sıkıştırma, dejenere gazın basıncı ile dengelenir; göreceli stabiliteçapı ve parlaklığı esas olarak dış katmanların soğutulması ve sıkıştırılması nedeniyle oluşur. Bileşimi ana yıldızın ne kadar evrimleştiğine bağlıdır; esas olarak oksijenli karbon ve dejenere gaza dönüşen küçük hidrojen ve helyum karışımlarından oluşur.

Evrim

Helyum patlaması ve kırmızı devin dış kabuklarının dökülmesi, yıldızı Hertzsprung-Russell diyagramı boyunca ilerleterek, onun hakim kimyasal bileşimini belirler. Yaşam döngüsü Bundan sonra beyaz cüce, yıldız parlaklığını kaybedip görünmez hale gelinceye kadar soğuyana kadar sabit kalır ve sözde "kara cüce" aşamasına girer - son sonuç evrim, her ne kadar modern edebiyat bu terim giderek daha az kullanılıyor.

Düşük parlaklık nedeniyle görülemeyen bir yıldızdan beyaz cüceye madde akışı

Yakındaki yıldız arkadaşlarının varlığı, maddenin bir birikim diski oluşumu yoluyla yüzeye düşmesi nedeniyle yaşamlarını uzatır. Eşleştirilmiş sistemlerde madde birikiminin özellikleri, beyaz cücelerin yüzeyinde madde birikmesine yol açabilir, bu da sonuçta Ia tipi bir nova veya süpernovanın (özellikle büyük olanlar durumunda) patlamasına yol açar.

Bir sanatçının süpernova patlaması izlenimi

Eğer “beyaz cüce – kırmızı cüce” sistemindeki birikim durağan değilse, sonuç bir tür beyaz cüce patlaması (örneğin, U Gem (UG)) veya nova benzeri bir patlama olabilir. değişken yıldızlar patlaması felakettir.

Süpernova kalıntısı SN 1006, ikili sistemde bulunan patlamış bir beyaz cücedir. Yavaş yavaş eşlik eden yıldızın meselesini ve kışkırtılan artan kitleyi yakaladı. termonükleer patlama cüceyi kim yırttı

Hertzsprung-Russell diyagramındaki konum

Diyagramda, ana diziyi kırmızı devlerin durumundan bırakan yıldız dalına ait sol alt kısmı işgal ediyorlar.

Gözlemlenebilir Evrendeki yıldızlar arasında ikinci en büyük olan, düşük parlaklığa sahip sıcak yıldızlardan oluşan bir bölge vardır.

Spektral sınıflandırma

M4 küresel kümesindeki birçok Beyaz Cüce, Hubble görüntüsü

Özel bir spektral sınıf D'ye tahsis edilirler (İngiliz Cücelerinden - cüceler, cüceler). Ancak 1983'te Edward Zion, spektrumlarındaki farklılıkları dikkate alan daha kesin bir sınıflandırma önerdi: D (alt sınıf) (spektral özellik) (sıcaklık indeksi).

Hidrojen, helyum, karbon ve metal çizgilerinin varlığını veya yokluğunu belirten DA, DB, DC, DO, DZ ve DQ spektrumlarının aşağıdaki alt sınıfları vardır. Ve P, H, V ve X'in spektral özellikleri, beyaz cücelerin polarizasyonunun, değişkenliğinin, tuhaflığının veya sınıflandırılamazlığının yokluğunda bir manyetik alan olan polarizasyonun varlığını veya yokluğunu açıklığa kavuşturur.

Güneş'e en yakın beyaz cüce hangisidir? En yakın olanı, Güneş'ten yalnızca 14,4 ışıkyılı uzaklıkta bulunan sönük bir nesne olan van Maanen yıldızıdır. Balık burcu takımyıldızının merkezinde yer alır.
Van Maanen'in Yıldızı en yakın, tek beyaz cücedir
Van Maanen Yıldızı çıplak gözle göremeyeceğimiz kadar sönük olup büyüklüğü 12,2'dir. Ancak yıldız içeren bir sistemdeki beyaz cüceyi düşünürsek, bize en yakın olanı 8,5 ışıkyılı uzaklıktaki Sirius B'dir. Bu arada en ünlü beyaz cüce Sirius B'dir.
Sirius B ve Dünya'nın boyutlarının karşılaştırılması
En büyük beyaz cüce, daha çok Halter Bulutsusu olarak bilinen gezegenimsi bulutsu M27'nin (NGC 6853) merkezinde bulunur. Bizden yaklaşık 1360 ışıkyılı uzaklıkta, Vulpecula takımyıldızında yer almaktadır. Merkezi yıldızı bilinen diğer beyaz cücelerden daha büyüktür. şu an.
En küçük beyaz cüce, kakofon GRW +70 8247 ismine sahiptir ve Dünya'dan yaklaşık 43 ışıkyılı uzaklıkta, Draco takımyıldızında bulunur. Büyüklüğü yaklaşık 13'tür ve yalnızca büyük bir teleskopla görülebilir.
Beyaz cücenin ömrü ne kadar yavaş soğuduğuna bağlıdır. Bazen yüzeyinde yeterli miktarda gaz birikerek Tip Ia süpernovaya dönüşür. Yaşam beklentisi çok uzun - milyarlarca yıl, daha doğrusu 10'un 19'uncu kuvveti ve hatta daha fazlası. Uzun ömürleri, çok yavaş soğumalarından ve Evrenin sonuna kadar hayatta kalma şanslarının yüksek olmasından kaynaklanmaktadır. Soğutma süresi ise sıcaklığın dördüncü kuvvetiyle orantılıdır.
Ortalama beyaz cüce Güneşimizden 100 kat daha küçük olup, 29.000 kg/santimetreküp yoğunluğuyla 1 cm3'ün ağırlığı 29 tondur. Ancak yoğunluğun boyuta bağlı olarak 10*5 ila 10*9 g/cm3 arasında değişebileceğini dikkate almakta fayda var.
Güneşimiz sonunda beyaz bir cüceye dönüşecek. Kulağa ne kadar üzücü gelse de yıldızımızın kütlesi onun bir nötron yıldızına ya da kara deliğe dönüşmesine izin vermiyor. Güneş beyaz cüceye dönüşecek ve milyarlarca yıl bu haliyle varlığını sürdürecek.
Bir yıldız nasıl beyaz cüceye dönüşür? Temelde her şey kütleye bağlıdır, Güneşimiz örneğine bakalım. Birkaç milyar yıl daha geçecek ve çekirdeğindeki tüm hidrojenin yanması nedeniyle Güneş'in boyutu artmaya başlayacak ve kırmızı bir deve dönüşecek. Hidrojen yandıktan sonra helyum ve karbonun sentez reaksiyonu başlar.
Bu süreçler sonucunda yıldız kararsız hale gelir ve yıldız rüzgarları oluşabilir. Yanma reaksiyonları daha fazla olduğundan ağır elementler Helyumdan daha fazla ısı salınımına yol açar. Helyumun senteziyle Güneş'in genişleyen dış kabuğunun bazı bölümleri kopabilecek ve yıldızımızın etrafında bir gezegenimsi bulutsu oluşacak. Sonuç olarak yıldızımızdan geriye sadece bir çekirdek kalacak ve Güneş beyaz cüceye dönüştüğünde içindeki nükleer füzyon reaksiyonları duracaktır.
Dış kabuklarının genişlemesi ve dökülmesi sonucu oluşan gezegenimsi bulutsu çoğu zaman çok parlak bir şekilde parlar. Bunun nedeni, yıldızdan geriye kalan çekirdeğin (bir beyaz cüceyi düşünün) çok yavaş soğuması ve yüzbinlerce ve milyonlarca Kelvin derecelik yüksek yüzey sıcaklığının esas olarak uzak ultraviyole ışında yayılmasıdır. Bulutsunun bu UV kuantumlarını emen gazları, onları ışığın görünür kısmında yeniden yayar, aynı anda kuantum enerjisinin bir kısmını emer ve görünür aralıkta çok sönük olan geri kalanının aksine çok parlak bir şekilde parlar.

Sorulara verilen cevaplar

Beyaz cüce ile beyaz cüce arasındaki fark nedir? Bir yıldızın tüm evrimi, başlangıçtaki kütlesine bağlıdır; parlaklığı, yaşam beklentisi ve sonunda neye dönüşeceği bu parametreye bağlı olacaktır. Kütlesi 0,5-1,44 güneş olan bir yıldız için, yıldızın genişleyerek, dış kabuklarını dökerek gezegenimsi bir bulutsu oluşturan ve arkasında dejenere gazdan oluşan tek bir çekirdek bırakan kırmızı deve dönüşmesiyle hayat sona erecektir.

Bu, beyaz cücenin nasıl oluştuğuna dair basitleştirilmiş bir mekanizmadır. Yıldızın kütlesi 1,44 güneş kütlesinden büyükse (yıldızın beyaz cüce olarak var olabileceği Chandrasekhar sınırı denir. Kütle bunu aşarsa, o zaman bir nötron yıldızı olur), o zaman yıldız, Çekirdekteki tüm hidrojeni tükettikten sonra demire kadar daha ağır elementlerin sentezine başlar. Demirden daha ağır elementlerin daha fazla sentezi imkansızdır çünkü Füzyon işlemi sırasında açığa çıkandan daha fazla enerji gerektirir ve yıldızın çekirdeği bir nötron yıldızına çöker. Elektronlar yörüngelerinden kaçarak çekirdeğe düşerler, burada protonlarla birleşerek nötronları oluştururlar. Nötron maddesi diğerlerinden yüzlerce, milyonlarca kat daha ağırdır.
Beyaz cüce ile pulsar arasındaki fark. Nötron yıldızı durumundaki tüm farklılıklar, yalnızca bir pulsarın (ve bu nötron yıldızı) ayrıca saniyede onlarca kez çok hızlı bir şekilde döner ve beyaz cücenin dönüş süresi, örneğin 40 Eri B yıldızının 5 saat 17 dakikadır. Fark fark ediliyor!
Pulsar PSR J0348 +0432 - nötron yıldızı ve beyaz cüce
Beyaz cüceler neden parlıyor? Dolayısıyla artık termonükleer reaksiyonlar meydana gelmiyor; Termal enerji peki neden parlıyorlar? Esasen, parlak beyazla başlayan ve sonra kırmızıya dönen sıcak bir demir gibi yavaş yavaş soğur. Dejenere gaz ısıyı merkezden çok iyi iletir ve yüz milyonlarca yıl boyunca %1 oranında soğur. Zamanla soğuma yavaşlar ve trilyonlarca yıl sürebilir.
Beyaz cüceler neye dönüşüyor? Evrenin yaşı, evrimin son aşaması olan kara cücelerin oluşumu için çok küçüktür. Yani henüz görünür bir kanıtımız yok. Soğutma hesaplamalarına dayanarak tek bir şey biliyoruz: Yaşam beklentileri gerçekten çok büyük, Evrenin yaşını (13,7 milyar yıl) aşıyor ve teorik olarak trilyonlarca yıla tekabül ediyor.
Nötron yıldızı gibi güçlü manyetik alana sahip beyaz cüce var mı? Bazıları, Dünya'da yarattıklarımızdan çok daha güçlü, güçlü manyetik alanlara sahiptir. Örneğin, Dünya yüzeyindeki manyetik alan gücü yalnızca 30 ila 60 ppm Tesla arasındayken, beyaz bir cücenin manyetik alan gücü 100.000 Tesla kadar yüksek olabilir.
Ancak bir nötron yıldızının gerçekten güçlü bir manyetik alanı vardır - 10 * 11 Tesla ve buna magnetar denir! Bazı magnetarların yüzeyinde yıldızda salınımlar yaratan şoklar oluşabilir. Bu dalgalanmalar genellikle magnetardan gelen büyük gama ışınları patlamalarıyla sonuçlanır. Örneğin, 20.000 ışıkyılı uzaklıkta, Aquila takımyıldızında bulunan magnetar SGR 1900+14, 27 Ağustos 1998'de patladı. Güçlü gama radyasyonu parlaması o kadar güçlüydü ki, ekipmanın kapatılmasına neden oldu. uzay aracı Koruma amacıyla NEAR Shoemaker.

Makalemizin kahramanları hakkında popüler bilim filmi

Gece gökyüzüne baktığımızda tüm yıldızların aynı olduğunu düşünürüz. İnsan gözü ile büyük zorluklarla Uzak gök cisimlerinin yaydığı ışığın görünür spektrumunu ayırt eder. Hala zar zor görülebilen bir yıldız çoktan sönmüş olabilir ve biz sadece onun ışığını gözlemliyoruz. Yıldızların her biri kendi hayatını yaşar. Bazıları pürüzsüz beyaz bir ışıkla parlıyor, diğerleri ise neon ışıkla titreşen parlak noktalara benziyor. Bazıları ise gökyüzünde zorlukla görülebilen loş ışıklı noktalardır.

Yıldızların her biri evriminin belirli bir aşamasındadır ve zamanla farklı sınıftaki gök cisimlerine dönüşür. Gece gökyüzünde parlak ve göz kamaştırıcı bir nokta yerine yeni bir kozmik nesne, beyaz bir cüce, yaşlanan bir yıldız beliriyor. Evrimin bu aşaması çoğu sıradan yıldızın karakteristiğidir. Güneşimiz de benzer bir kaderden kaçamaz.

Beyaz cüce nedir: yıldız mı yoksa hayalet mi?

Ancak son zamanlarda, 20. yüzyılda, bilim adamları, uzayda sıradan bir yıldızdan geriye kalan tek şeyin beyaz bir cüce olduğu anlaşıldı. Yıldızların termonükleer fizik açısından incelenmesi, gök cisimlerinin derinliklerinde yaşanan süreçlere ışık tuttu. Yerçekimi kuvvetlerinin etkileşimi sonucu oluşan yıldızlar devasa bir kütleyi temsil eder. Füzyon reaktörü Hidrojen ve helyum çekirdeklerinin fisyonunun zincir reaksiyonlarının sürekli olarak meydana geldiği. Bu tür karmaşık sistemlerde bileşenlerin evrimleşme hızı aynı değildir. Devasa hidrojen rezervleri yıldızın milyarlarca yıl boyunca yaşamasını sağlıyor. Füzyon hidrojen reaksiyonları helyum ve karbon oluşumuna katkıda bulunur. Termonükleer füzyonun ardından termodinamik yasaları devreye giriyor.

Bir yıldız tüm hidrojenini tükettikten sonra çekirdeği, çekim kuvvetlerinin ve muazzam iç basıncın etkisi altında büzülmeye başlar. Kabuğunun ana kısmını kaybeden gök cismi, enerji kaynaklarından yoksun, atalet yoluyla ısı yaymaya devam eden beyaz bir cüce olarak var olabileceği yıldızın kütlesinin sınırına ulaşır. Aslında beyaz cüceler, dış kabuğunu kaybetmiş kırmızı devler ve süperdevler sınıfından yıldızlardır.

Nükleer füzyon yıldızı tüketir. Hidrojen tükenir ve daha büyük bir bileşen olan helyum daha da gelişerek yeni bir duruma ulaşabilir. Bütün bunlar, sıradan bir yıldızın yerinde ilk kırmızı devlerin oluşmasına ve yıldızın ana diziden ayrılmasına yol açıyor. Böylece yavaş ve kaçınılmaz yaşlanma yoluna giren gök cismi yavaş yavaş dönüşüyor. Bir yıldızın yaşlılığı, unutulmaya giden uzun bir yoldur. Bütün bunlar çok yavaş gerçekleşir. Beyaz cüce, ana dizi dışında kaçınılmaz bir yok olma sürecinin meydana geldiği bir gök cismidir. Helyum füzyon reaksiyonu, yaşlanan bir yıldızın çekirdeğinin büzülmesine ve yıldızın sonunda kabuğunu kaybetmesine yol açar.

Beyaz cücelerin evrimi

Ana dizinin dışında yıldızların yok olması süreci meydana gelir. Yerçekimi kuvvetlerinin etkisi altında, kırmızı devlerin ve süperdevlerin ısıtılmış gazı Evrenin her yerine dağılarak genç bir gezegenimsi bulutsu oluşturur. Yüzbinlerce yıl sonra nebula dağılır ve onun yerine kırmızı devin yozlaşmış çekirdeği kalır. beyaz. Böyle bir nesnenin sıcaklıkları oldukça yüksektir; spektrumun soğurma çizgisinden tahmin edildiği üzere 90.000 K'den X-ışını spektrumu içinde değerlendirildiğinde 130.000 K'ye kadar çıkar. Ancak boyutunun küçük olması nedeniyle gökcisminin soğuması çok yavaş gerçekleşir.

Gözlemlediğimiz yıldızlı gökyüzünün resmi onlarca ila yüz milyarlarca yıllıktır. Beyaz cüceleri gördüğümüz yerde, uzayda zaten başka bir gök cismi mevcut olabilir. Yıldız, evrimin son aşaması olan kara cüce sınıfına geçti. Gerçekte yıldızın yerinde sıcaklığı çevredeki alanın sıcaklığına eşit olan bir madde yığını kalır. ana özellik bu nesne tamamen yok görülebilir ışık. Normal zamanlarda böyle bir yıldıza dikkat edin optik teleskop düşük parlaklık nedeniyle oldukça zordur. Beyaz cüceleri tespit etmenin ana kriteri, güçlü ultraviyole radyasyonun ve X ışınlarının varlığıdır.

Bilinen tüm beyaz cüceler spektrumlarına bağlı olarak iki gruba ayrılır:

spektrumunda helyum çizgisi bulunmayan hidrojen nesneleri, spektral DA sınıfı;
helyum cüceleri, spektral sınıf DB. Spektrumun ana hatları helyumdadır.

Hidrojen tipi beyaz cüceler popülasyonun çoğunluğunu, yani bu türden şu anda bilinen tüm nesnelerin %80'ini oluşturuyor. Helyum cüceleri kalan %20'yi oluşturur.

Beyaz cücenin ortaya çıkmasıyla sonuçlanan evrim aşaması, sonuncudur. büyük yıldızlar Yıldızımız Güneş de buna dahildir. Bu aşamada yıldız aşağıdaki özellikler. Yıldızın bu kadar küçük ve kompakt boyutuna rağmen, yıldız maddesinin ağırlığı tam olarak varlığı için gerekli olan ağırlıktadır. Başka bir deyişle yarıçapı 100 kat olan beyaz cüceler yarıçaptan az güneş diskinin kütlesi var kütleye eşit Güneşler, hatta yıldızımızdan daha ağırdır.

Bu, beyaz cücenin yoğunluğunun, ana dizide yer alan sıradan yıldızların yoğunluğundan milyonlarca kat daha yüksek olduğunu göstermektedir. Örneğin yıldızımızın yoğunluğu 1,41 g/cm³ iken beyaz cücelerin yoğunluğu 105-110 g/cm3 gibi devasa değerlere ulaşabilmektedir.

Kendi enerji kaynaklarının yokluğunda, bu tür nesneler yavaş yavaş soğur ve buna bağlı olarak düşük bir sıcaklığa sahiptir. Beyaz cücelerin yüzeyindeki sıcaklıklar 5000-50000 Kelvin aralığında kaydedilmiştir. Yıldız ne kadar yaşlı olursa sıcaklığı da o kadar düşük olur.

Örneğin gökyüzümüzdeki en parlak yıldız olan Sirius A'nın komşusu beyaz cüce Sirius B'nin yüzey sıcaklığı yalnızca 2100 derece Kelvin'dir. Bu gök cisminin içi çok daha sıcaktır; neredeyse 10.000°K. Sirius B, gökbilimciler tarafından keşfedilen ilk beyaz cüceydi. Sirius B'den sonra keşfedilen beyaz cücelerin renginin aynı beyaz olduğu ortaya çıktı ve bu yıldız sınıfına böyle bir isim verilmesinin nedeni de buydu.

Sirius A'nın parlaklığı Güneşimizin parlaklığından 22 kat daha fazladır, ancak kız kardeşi Sirius B, göz kamaştırıcı komşusuna göre parlaklık açısından belirgin şekilde daha düşük, loş bir ışıkla parlıyor. Beyaz bir cücenin varlığı, Sirius'un Chandra X-ışını teleskopu tarafından çekilen görüntüleri sayesinde keşfedildi. Beyaz cücelerin belirgin bir ışık spektrumu yoktur, bu nedenle bu tür yıldızların genellikle oldukça soğuk, karanlık olduğu düşünülür. uzay nesneleri. Kızılötesi ve X-ışını aralığında Sirius B çok daha parlak parlıyor ve büyük miktarda termal enerji yaymaya devam ediyor. X-ışını dalgalarının kaynağının korona olduğu sıradan yıldızların aksine, beyaz cücelerdeki radyasyonun kaynağı fotosferdir.

Bolluk bakımından ana dizi dışında kalan bu yıldızlar, Evrendeki en yaygın nesneler değildir. Galaksimizde beyaz cüceler gök cisimlerinin yalnızca %3-10'unu oluşturur. Galaksimizin yıldız popülasyonunun bu kısmı için tahminin belirsizliği, kutupların görünür bölgesindeki radyasyonun zayıflığı nedeniyle karmaşıklaşmaktadır. Başka bir deyişle, beyaz cücelerden gelen ışık, galaksimizin kollarını oluşturan büyük kozmik gaz birikimlerine nüfuz edemiyor.

Beyaz cücelerin ortaya çıkış tarihine bilimsel bir bakış

Ayrıca gök cisimlerinde, kurumuş ana termonükleer enerji kaynaklarının yerine, helyumun tükenmesini sağlayan üçlü helyum reaksiyonu veya üçlü alfa süreci olan yeni bir termonükleer enerji kaynağı ortaya çıkar. Kızılötesinde yıldızların davranışlarını gözlemlemek mümkün olduğunda bu varsayımlar tamamen doğrulandı. Sıradan bir yıldızdan gelen ışığın spektrumu, kırmızı devlere ve beyaz cücelere baktığımızda gördüğümüz resimden önemli ölçüde farklıdır. Bu tür yıldızların dejenere çekirdekleri için kütlenin bir üst sınırı vardır, aksi takdirde gökcismi fiziksel olarak kararsız hale gelir ve çökme meydana gelebilir.

Beyaz cücelerin sahip olduğu bu kadar yüksek yoğunluğu fizik yasaları açısından açıklamak neredeyse imkansızdır. Devam eden süreçler ancak yıldız maddesinin elektron gazının durumunu incelemeyi mümkün kılan kuantum mekaniği sayesinde netleşti. Gazın durumunu incelemek için standart modelin kullanıldığı sıradan bir yıldızın aksine, beyaz cücelerde bilim insanları, göreli dejenere elektron gazının basıncıyla ilgileniyor. Sade bir dille aşağıdakiler gözlenir. 100 kat veya daha fazla büyük bir sıkıştırma ile yıldız maddesi, içindeki her şeyin bulunduğu büyük bir atom haline gelir. atom bağları ve zincirler birleşiyor. Bu durumda elektronlar, yeni kuantum oluşumu yerçekimi kuvvetlerine direnebilen dejenere bir elektron gazı oluşturur. Bu gaz, kabuğu olmayan yoğun bir çekirdek oluşturur.

Beyaz cüceler üzerinde radyo teleskopları ve X-ışını optikleri kullanılarak yapılan ayrıntılı bir çalışma, bu gök cisimlerinin ilk bakışta göründüğü kadar basit ve sıkıcı olmadığını ortaya çıkardı. Bu tür yıldızların içinde termonükleer reaksiyonların yokluğu göz önüne alındığında, istemsiz olarak şu soru ortaya çıkıyor: Yer çekimi kuvvetlerini ve iç çekim kuvvetlerini dengelemeyi başaran muazzam basınç nereden geliyor?

Araştırma sonucunda fizikçiler kuantum mekaniği alanında beyaz cücenin bir modeli oluşturuldu. Yerçekimi kuvvetlerinin etkisi altında yıldız maddesi, atomların elektron kabukları yok edilecek kadar sıkıştırılır, elektronlar bir durumdan diğerine geçerek kendi kaotik hareketlerine başlar. Elektronların yokluğunda atom çekirdekleri bir sistem oluşturarak birbirleriyle güçlü ve kararlı bir bağ oluşturur. Yıldız maddesinde o kadar çok elektron vardır ki birçok durum oluşur ve buna göre elektronların hızı korunur. Yüksek hız temel parçacıklar yerçekimi kuvvetlerine direnebilen elektron dejenere gazın devasa iç basıncını yaratır.

Beyaz cüceler ne zaman tanındı?

Sirius B'nin astrofizikçiler tarafından keşfedilen ilk beyaz cüce olarak kabul edilmesine rağmen, bilim camiasının bu sınıftaki yıldız nesnelerle daha önceki tanışma versiyonunun destekçileri var. 1785 yılında gökbilimci Herschel, yıldız kataloğundaki Eridanus takımyıldızına tüm yıldızları ayrı ayrı bölen üçlü bir yıldız sistemini ilk kez dahil etti. Yalnızca 125 yıl sonra gökbilimciler, yüksek renk sıcaklığında 40 Eridani B'nin anormal derecede düşük parlaklığını keşfettiler; bu, bu tür nesnelerin ayrı bir sınıfa ayrılmasına neden oldu.

Nesnenin hafif bir parlaklığı vardı; büyüklük+9.52m. Beyaz cücenin kütlesi ½ güneş kütlesine sahipti ve çapı Dünya'nınkinden daha küçüktü. Bu parametreler, bir yıldızın parlaklığının, yarıçapının ve yüzey sıcaklığının bir yıldızın sınıfını belirlemede anahtar parametreler olduğu yıldızların iç yapısı teorisiyle çelişiyordu. Fiziksel işlemler açısından küçük çap ve düşük parlaklık, yüksek renk sıcaklığına karşılık gelmiyordu. Bu tutarsızlık birçok soruyu gündeme getirdi.

Başka bir beyaz cüce olan Sirus B'nin durumu da benzer görünüyordu. En parlak yıldızın uydusu olan beyaz cücenin boyutu küçüktür ve 106 g/cm3 gibi büyük bir yıldız maddesi yoğunluğuna sahiptir. Karşılaştırma için, bu gök cisminin maddesi yaklaşık olarak Kibrit kutusu gezegenimizde bir milyon tondan fazla ağırlığa sahip olacaktır. Bu cücenin sıcaklığı 2,5 kat daha yüksek ana yıldız Sirius sistemleri.

En son bilimsel bulgular

Bahsettiğimiz gök cisimleri, kişinin yıldızların yapısını ve evrim aşamalarını inceleyebileceği doğal bir deneme alanıdır. Yıldızların doğuşu açıklanabilseydi fiziksel yasalar Her ortamda aynı şekilde hareket eden yıldızların evrimi tamamen farklı süreçlerle temsil edilir. Birçoğunun bilimsel açıklaması, temel parçacıkların bilimi olan kuantum mekaniği kategorisine girmektedir.

Beyaz cüceler bu ışıkta en gizemli nesneler gibi görünüyor:

Birincisi, yıldız çekirdeğinin dejenerasyon süreci çok ilginç görünüyor, bunun sonucunda yıldız maddesi uzayda uçmuyor, tam tersine hayal edilemeyecek boyutlara sıkıştırılıyor;
İkincisi, termonükleer reaksiyonların yokluğunda beyaz cüceler oldukça sıcak kozmik nesneler olarak kalır;
Üçüncüsü, renk sıcaklığı yüksek olan bu yıldızların parlaklıkları düşüktür.

Her kesimden bilim insanı, astrofizikçi, fizikçi ve nükleer bilimciler, yerli yıldızımızın kaderini tahmin etmemizi sağlayacak bu ve diğer birçok soruya henüz cevap vermediler. Güneş bir beyaz cücenin kaderiyle karşı karşıya, ancak insanların bu rolde Güneş'i gözlemleyip gözlemleyemeyecekleri hala şüpheli.

Sorularınız varsa makalenin altındaki yorumlara bırakın. Biz veya ziyaretçilerimiz onlara cevap vermekten mutluluk duyacağız

Gözlemlenebilir evrendeki yıldız türleri

Evrende çok sayıda var çeşitli yıldızlar. Büyük ve küçük, sıcak ve soğuk, yüklü ve yüksüz. Bu yazıda ana yıldız türlerini adlandıracağız ve ayrıca Sarı ve Beyaz cücelerin ayrıntılı bir tanımını vereceğiz.

Sarı cüce. Sarı cüce, kütlesi 0,8 ila 1,2 güneş kütlesi ve yüzey sıcaklığı 5000–6000 K olan küçük bir ana dizi yıldızı türüdür. Bu tür yıldız hakkında daha fazla bilgi için aşağıya bakın.
kırmızı dev. Kırmızı dev büyük yıldız kırmızımsı veya turuncu. Bu tür yıldızların oluşumu hem yıldız oluşumu aşamasında hem de varoluşlarının sonraki aşamalarında mümkündür. Devlerin en büyüğü kırmızı süper devlere dönüşüyor. Orion takımyıldızında yer alan Betelgeuse adlı yıldız, kırmızı üstdevin en çarpıcı örneğidir.
Beyaz cüce. Beyaz cüce, kütlesi 1,4 güneş kütlesinden az olan sıradan bir yıldızın, kırmızı dev aşamasından geçtikten sonra arta kalan kısmıdır. Bu yıldız türü hakkında daha fazla bilgi için aşağıya bakın.
kırmızı cüce. Kırmızı cüceler Evrendeki en yaygın yıldız tipi nesnelerdir. Sayılarına ilişkin tahminler galaksideki tüm yıldızların %70 ila %90'ı arasında değişmektedir. Diğer yıldızlardan oldukça farklıdırlar.
Kahverengi cüce. Kahverengi cüce - yıldız altı nesneler (kütleleri yaklaşık 0,01 ila 0,08 güneş kütlesi veya sırasıyla 12,57 ila 80,35 Jüpiter kütlesi arasında değişen ve yaklaşık olarak Jüpiter'in çapına eşit bir çapa sahip), derinlikleri ana diziden farklı olan yıldızlarda hidrojenin helyuma dönüşmesiyle termonükleer füzyon reaksiyonu yoktur.
Kahverengi cüceler. Kahverengi cüceler veya kahverengi yarı cüceler, kahverengi cüce kütle sınırının altına düşen serin oluşumlardır. Kütleleri Güneş'in kütlesinin yaklaşık yüzde birinden veya buna göre Jüpiter'in kütlesinin 12,57'sinden azdır, alt sınır tanımlanmamıştır. Bilim topluluğu neyin gezegen ve neyin alt-kahverengi cüce olduğu konusunda henüz nihai bir sonuca varmasa da, genellikle gezegen olarak kabul edilirler.
Siyah cüce. Siyah cüceler soğumuş ve sonuç olarak görünür aralıkta emisyon yaymayan beyaz cücelerdir. Beyaz cücelerin evriminin son aşamasını temsil eder. Beyaz cücelerin kütleleri gibi siyah cücelerin kütleleri de 1,4 güneş kütlesinin üzerinde sınırlıdır.
Çift yıldız. İkili yıldız, ortak bir kütle merkezinin etrafında dönen, yerçekimsel olarak birbirine bağlı iki yıldızdır.
Yeni yıldız. Parlaklığı aniden 10.000 kat artan yıldızlar. Yeni yıldız çift sistem, bir beyaz cüce ve ana dizide yer alan bir eşlik eden yıldızdan oluşur. Bu tür sistemlerde yıldızdan gelen gaz yavaş yavaş beyaz cüceye akar ve orada periyodik olarak patlayarak bir parlaklık patlamasına neden olur.
Süpernova . Süpernova, evrimini yıkıcı bir patlama süreciyle sonlandıran bir yıldızdır. Bu durumda parlama, bir nova durumunda olduğundan birkaç kat daha büyük olabilir. Bu yüzden güçlü patlama evrimin son aşamasında bir yıldızda meydana gelen süreçlerin bir sonucudur.
Nötron yıldızı. Nötron yıldızları (NS) yıldız oluşumları 1,5 güneş mertebesinde kütleleri ve beyaz cücelerden belirgin şekilde daha küçük boyutları olan, yaklaşık 10-20 km çapında. Esas olarak yerçekimi kuvvetleri tarafından sıkıca sıkıştırılmış nötr atom altı parçacıklardan - nötronlardan oluşurlar. Bilim adamlarına göre galaksimizde 100 milyondan 1 milyara kadar nötron yıldızı, yani sıradan yıldızların binde biri civarında bir sayı mevcut olabilir.
Pulsarlar. Pulsarlar – kozmik kaynaklar Elektromanyetik radyasyon periyodik patlamalar (darbeler) şeklinde Dünya'ya geliyor. Baskın astrofizik modele göre pulsarlar, dönme eksenine eğimli bir manyetik alanla dönen nötron yıldızlarıdır. Dünya bu radyasyonun oluşturduğu koninin içine düştüğünde, yıldızın dönüş periyoduna eşit aralıklarla tekrarlanan bir radyasyon darbesini tespit etmek mümkündür. Bazı nötron yıldızları saniyede 600 defaya kadar döner.
Sefeidler. Sefeidler, Delta Cephei yıldızının adını taşıyan, oldukça kesin bir dönem-parlaklık ilişkisine sahip, titreşen değişken yıldızların bir sınıfıdır. En ünlü Sefeidlerden biri Polaris'tir. Aşağıda yıldızların ana türlerinin (türlerinin) bir listesi bulunmaktadır. kısa açıklama elbette Evrendeki olası yıldız çeşitliliğinin tamamını tüketmez.

Sarı cüce

Açıkken çeşitli aşamalar Yıldızlar evrimsel gelişimlerine göre normal yıldızlar, cüce yıldızlar ve dev yıldızlar olarak ayrılırlar. Normal yıldızlar ana dizi yıldızlarıdır. Bunlara örneğin Güneşimiz dahildir. Bazen böyle normal yıldızlara denir sarı cüceler.

karakteristik

Bugün kısaca sarı yıldızlar olarak da adlandırılan sarı cücelerden bahsedeceğiz. Sarı cüceler genellikle yıldızlardır ortalama ağırlık parlaklık ve yüzey sıcaklığı. Bunlar, Hertzsprung-Russell diyagramında kabaca ortada yer alan ve daha soğuk, daha az kütleli kırmızı cüceleri takip eden ana dizi yıldızlarıdır.

Morgan-Keenan spektral sınıflandırmasına göre sarı cüceler esas olarak parlaklık sınıfı G'ye karşılık gelir, ancak geçiş varyasyonlarında bazen K sınıfına (turuncu cüceler) veya sarı-beyaz cüceler durumunda F sınıfına karşılık gelirler.

Sarı cücelerin kütlesi genellikle 0,8 ila 1,2 güneş kütlesi arasında değişir. Üstelik yüzey sıcaklıkları çoğunlukla 5 ila 6 bin Kelvin arasında.

Sarı cücelerin en parlak ve en ünlü temsilcisi Güneşimizdir.

Güneş'e ek olarak, Dünya'ya en yakın sarı cüceler arasında şunu da belirtmekte fayda var:

Alpha Centauri A'nın parlaklık spektrumu bakımından Güneş'e benzer olduğu ve Alpha Centauri B'nin tipik bir turuncu K sınıfı cüce olduğu üçlü sistemdeki iki bileşen, her iki bileşene olan mesafe 4 ışık yılının biraz üzerindedir.
Turuncu cüce, parlaklık sınıfı K olan, Epsilon Eridani olarak da bilinen Ran yıldızıdır. Gökbilimciler, Ran'a olan mesafenin yaklaşık 10 buçuk ışıkyılı olduğunu tahmin ettiler.
Çift yıldız 61 Cygni, Dünya'dan 11 ışık yılı kadar uzakta bulunuyor. 61 Cygni'nin her iki bileşeni de parlaklık sınıfı K olan tipik turuncu cücelerdir.
Güneş benzeri yıldız Tau Ceti, Dünya'dan yaklaşık 12 ışıkyılı uzaklıkta, parlaklık spektrumu G olan ve ilginç bir yıldızdır. gezegen sistemi en az 5 dış gezegenden oluşan.

Eğitim

Sarı cücelerin evrimi oldukça ilginçtir. Sarı cücenin ömrü yaklaşık 10 milyar yıldır.

Çoğu yıldız gibi, derinliklerinde çoğunlukla hidrojenin yanarak helyuma dönüştüğü yoğun termonükleer reaksiyonlar meydana gelir. Yıldızın çekirdeğinde helyum içeren reaksiyonlar başladıktan sonra hidrojen reaksiyonları giderek yüzeye doğru ilerler. Bu, sarı bir cücenin kırmızı deve dönüşmesinde başlangıç noktası olur. Böyle bir dönüşümün sonucu kırmızı dev Aldebaran olabilir.

Zamanla yıldızın yüzeyi yavaş yavaş soğuyacak ve dış katmanlar genişlemeye başlayacak. Evrimin son aşamalarında, kırmızı dev, gezegenimsi bir bulutsu oluşturan kabuğunu dökecek ve çekirdeği, daha da küçülecek ve soğuyacak bir beyaz cüceye dönüşecek.

Gelişiminin orta aşamasında olan Güneşimizi de benzer bir gelecek beklemektedir. Yaklaşık 4 milyar yıl içinde, fotosferi genişlediğinde yalnızca Dünya'yı ve Mars'ı değil, Jüpiter'i bile emebilecek kırmızı bir deve dönüşmeye başlayacak.

Sarı cücenin ömrü ortalama 10 milyar yıldır. Hidrojen kaynağının tamamı yandıktan sonra yıldızın boyutu birçok kez artar ve kırmızı bir deve dönüşür. çoğu gezegenimsi bulutsu ve çekirdek çökerek küçük, yoğun bir beyaz cüceye dönüşür.

Beyaz cüceler

Beyaz cüceler, büyük bir kütleye (Güneş mertebesinde) ve küçük bir yarıçapa (Dünya'nın yarıçapı) sahip, seçilen kütle için Chandrasekhar sınırından daha az olan yıldızlardır ve kırmızı devlerin evriminin bir ürünüdür. . İçlerinde termonükleer enerji üretme süreci durduruldu, bu da bu yıldızların özel özelliklerine yol açıyor. Çeşitli tahminlere göre, galaksimizdeki sayıları toplam yıldız popülasyonunun %3 ila %10'u arasında değişmektedir.

Keşif tarihi

1844'te Alman gökbilimci ve matematikçi Friedrich Bessel, Sirius'u gözlemlerken yıldızın doğrusal hareketten hafif bir saptığını keşfetti ve Sirius'un görünmez, büyük bir eşlik yıldızı olduğu varsayımında bulundu.

Beyaz cüce Sirius B'nin parlaklığı düşüktür ve kütleçekim alanı, parlak yoldaşını oldukça belirgin bir şekilde etkiler; bu, bu yıldızın son derece küçük bir yarıçapa ve önemli bir kütleye sahip olduğunu gösterir. Beyaz cüceler adı verilen bir cisim türü ilk kez bu şekilde keşfedildi. İkinci benzer nesne Balık takımyıldızında bulunan Maanen yıldızıydı.

Beyaz cüceler nasıl oluşur?

Yaşlanan bir yıldızdaki tüm hidrojen yandıktan sonra çekirdeği büzülür ve ısınır, bu da dış katmanlarının genişlemesine katkıda bulunur. Yıldızın etkin sıcaklığı düşer ve kırmızı dev haline gelir. Yıldızın çekirdekle çok zayıf bir şekilde bağlantılı olan nadir kabuğu zamanla uzayda dağılır, komşu gezegenlere akar ve kırmızı devin yerinde beyaz cüce adı verilen çok kompakt bir yıldız kalır.

Güneş'in sıcaklığını aşan bir sıcaklığa sahip olan beyaz cücelerin, içlerindeki madde yoğunluğunun son derece yüksek olduğu anlaşılıncaya kadar, Güneş'in boyutuna kıyasla neden küçük olduğu uzun süre bir sır olarak kaldı. 10 5 - 10 9 g/cm3). Beyaz cüceleri diğer yıldızlardan ayıran standart bir kütle-parlaklık ilişkisi yoktur. Son derece küçük bir hacimde büyük miktarda madde "paketlenir", bu nedenle beyaz cücenin yoğunluğunun neredeyse 100 katıdır. daha fazla yoğunluk su.

Beyaz cücelerin sıcaklığı, içlerinde termonükleer reaksiyonlar olmamasına rağmen neredeyse sabit kalır. Bunu ne açıklıyor? Güçlü sıkıştırma nedeniyle atomların elektron kabukları birbirine nüfuz etmeye başlar. Bu, çekirdekler arasındaki mesafe minimuma inene kadar devam eder, yarıçapa eşit en küçük elektron kabuğu.

İyonlaşma sonucunda elektronlar çekirdeğe göre serbestçe hareket etmeye başlar ve beyaz cücenin içindeki madde, fiziki ozellikleri metallerin karakteristik özelliğidir. Böyle bir durumda enerji, yıldızın yüzeyine, sıkıştırıldıkça hızları artan elektronlar tarafından aktarılır: Bazıları bir milyon derecelik bir sıcaklığa karşılık gelen bir hızla hareket eder. Beyaz cücenin yüzeyindeki ve içindeki sıcaklık keskin bir şekilde farklılık gösterebilir ve bu, yıldızın çapında bir değişikliğe yol açmaz. Burada gülleyle bir karşılaştırma yapabiliriz - soğudukça hacmi azalmaz.

Beyaz cüce son derece yavaş bir şekilde sönümleniyor: Yüz milyonlarca yıl boyunca radyasyon yoğunluğu yalnızca %1 oranında düşüyor. Ancak eninde sonunda yok olması ve bir kara cüceye dönüşmesi gerekecek; bu da trilyonlarca yıl sürebilir. Beyaz cücelere Evrenin eşsiz nesneleri denilebilir. Henüz hiç kimse dünyevi laboratuvarlarda bulundukları koşulları yeniden üretmeyi başaramadı.

Beyaz cücelerden X-ışını emisyonu

Kabuklarının fırlatılmasından sonra yıldızların izotropik çekirdekleri olan genç beyaz cücelerin yüzey sıcaklığı çok yüksektir - 2·10 5 K'den fazladır, ancak yüzeyden gelen radyasyon nedeniyle oldukça hızlı bir şekilde düşer. Bu tür çok genç beyaz cüceler X-ışını aralığında gözlemlenir (örneğin, beyaz cüce HZ 43'ün ROSAT uydusu tarafından gözlemlenmesi). X-ışını aralığında, beyaz cücelerin parlaklığı ana dizi yıldızlarının parlaklığını aşıyor: Chandra X-ışını teleskopu tarafından çekilen Sirius fotoğrafları bir örnek olarak hizmet edebilir - bu fotoğraflarda beyaz cüce Sirius B, Sirius A'dan daha parlak görünüyor. spektral sınıf A1, optik aralıkta Sirius B'den ~10.000 kat daha parlaktır.

En sıcak beyaz cücelerin yüzey sıcaklığı 7 10 4 K, en soğuk olanlarının ise 4 10 3 K'den azdır.

2 Beyaz cücelerin kökeni

2.1 Kırmızı devlerin üçlü helyum reaksiyonu ve izotermal çekirdekleri 2.2 Kırmızı devlerin kütle kaybı ve kabuklarının dökülmesi 3 Beyaz cücelerin fiziği ve özellikleri

3.1 Kütle-yarıçap ilişkisi ve Chandrasekhar sınırı 3.2 Spektrumun özellikleri 4 Beyaz cücelerin sınıflandırılması 5 Beyaz cüceleri içeren astronomik olaylar

5.1 Beyaz cücelerden X-ışını emisyonu 5.2 İkili sistemlerde beyaz cücelere birikim

Notlar
Edebiyat

giriiş

Beyaz cüceler- Güneş'in kütlesiyle karşılaştırılabilir kütlelere ve yüksek etkili sıcaklıklara sahip, düşük parlaklığa sahip yıldızlar. İsim beyaz cüceler bu sınıfın ilk keşfedilen temsilcilerinin rengiyle ilişkili - Sirius B Ve 40 Eridani B. Hertzsprung-Russell diyagramında aynı spektral sınıfın anakol görünümünün 10-12 m altında yer alırlar.

Beyaz cücelerin yarıçapları güneşten yaklaşık 100 kat daha küçüktür; buna göre parlaklıkları güneşten ~ kat daha düşüktür. Beyaz cücelerdeki madde yoğunluğu g/cm3 olup, ana dizi yıldızlarındaki madde yoğunluğundan milyonlarca kat daha fazladır. Sayısal olarak beyaz cüceler Galaksinin görüşünün %3 ila %10'unu oluşturur. Ancak bunların çok küçük bir kısmı biliniyor, çünkü parlaklıkları düşük olduğundan sadece mesafesi 200-300 pc'yi aşmayanlar keşfedildi.

Modern kavramlara göre beyaz cüceler, kütleleri güneş kütlesinden 8-10 güneş kütlesine kadar değişen normal yıldızların evriminin son ürünüdür. Yıldızın bağırsaklarındaki termonükleer enerji kaynaklarının tükenmesinden ve kabuğun fırlatılmasından sonra oluşurlar.

1. Keşif tarihi

1.1. Beyaz cüce keşifleri

karanlık uydu ve her iki görüntünün ortak bir kütle merkezi etrafında dönme süresi yaklaşık 50 yıl olmalıdır, çünkü karanlık uydu görünmez kaldığı ve kütlesinin oldukça büyük olması gerektiği - kütlesiyle karşılaştırılabilir. Sirius.

Arkadaşımı ziyaret ediyordum... Profesör E. Pickering'i bir iş ziyaretinde. Karakteristik nezaketiyle, Hincks ve benim gözlemlediğimiz tüm yıldızların spektrumlarını almayı teklif etti. paralakslar. Yavaş gibi görünen bu çalışmanın çok verimli olduğu ortaya çıktı; mutlak kadiri çok küçük olan (yani düşük parlaklığa sahip) tüm yıldızların keşfedilmesine yol açtı. spektral sınıf M (yani çok düşük yüzey sıcaklığı). Bu konuyu tartışırken 40 Eridani B sayısını hatırlayarak Pickering'e başka sönük yıldızlar hakkında sorular sorduğumu hatırlıyorum. Kendi karakteristik tarzıyla, hemen (Harvard) Gözlemevi'nin ofisine bir talep gönderdi ve kısa süre sonra (sanırım Bayan Fleming tarafından) bu yıldızın spektrumunun A (yani yüksek yüzey sıcaklığı) olduğu yanıtını aldı. O "Paleozoyik" zamanlarda bile, bu şeyler hakkında yeterince bilgim vardı ve burada o zamanlar yüzey parlaklığı ve yoğunluğunun "olası" değerleri olarak adlandıracağımız değerler arasında önemli bir tutarsızlık olduğunu hemen fark ettim. Belki de yıldızların özellikleri açısından oldukça normal görünen kuralın bu istisnasına sadece şaşırdığımı değil, aynı zamanda hayrete düştüğümü de gizlemedim. Pickering bana gülümsedi ve şöyle dedi: "Bilgimizin genişlemesine yol açan şey tam da bu tür istisnalardır" - ve beyaz cüceler çalışma dünyasına girdi.

Russell'ın şaşkınlığı oldukça anlaşılır: 40 Eridani B nispeten yakın yıldızları ifade ediyor ve paralaks kullanılarak ona olan mesafe ve buna bağlı olarak parlaklık oldukça doğru bir şekilde belirlenebiliyor. 40 Eridani B'nin parlaklığının, spektral sınıfına göre anormal derecede düşük olduğu ortaya çıktı; beyaz cüceler, Hertzsprung-Russell diyagramında yeni bir bölge oluşturdu. Bu parlaklık, kütle ve sıcaklık kombinasyonu anlaşılmazdı ve 1920'lerde geliştirilen ana dizi yıldızlarının yapısına ilişkin standart modelle açıklanamazdı.

Beyaz cücelerin yüksek yoğunluğu, klasik fizik açısından açıklanamaz halde kaldı, ancak Fermi-Dirac istatistiklerinin ortaya çıkmasından sonra kuantum mekaniğinde bir açıklama buldu. 1926 Fowler "Kalın Madde" makalesinde ( "Yoğun madde", Aylık Bildirimler R. Astron. Sosyal. 87, 114-122 ) Durum denklemlerinin ideal gaz modeline (standart Eddington modeli) dayandığı ana dizi yıldızlarından farklı olarak, beyaz cüceler için maddenin yoğunluğunun ve basıncının, dejenere elektron gazının (Fermi gazı) özelliklerine göre belirlendiği kanıtlanmıştır. ).

Beyaz cücelerin doğasını açıklamanın bir sonraki aşaması Chandrasekhar'ın çalışmasıydı. 1928 Frenkel beyaz cüceler için kütlede bir üst sınır olması gerektiğini belirtmiş ve 1930 Chandrasekhar “İdeal bir beyaz cücenin maksimum kütlesi” adlı çalışmasında ( " İdeal beyaz cücelerin maksimum kütlesi",Astrof. J. 74, 81-82 ) Kütlesi 1,4 Güneş'in üzerinde olan beyaz cücelerin kararsız oldukları (Chandrasekhar sınırı) ve çökme eğiliminde oldukları kanıtlanmıştır.

2. Beyaz cücelerin kökeni

Fowler'ın çözümü beyaz cücelerin iç yapısını açıkladı ancak kökenlerinin mekanizmasını açıklamadı. Beyaz cücelerin oluşumunu açıklamada iki fikir önemli bir rol oynadı:

E. Epic'in kırmızı devlerin nükleer yakıtın tükenmesi sonucu ana dizi yıldızlarından oluştuğu yönündeki görüşü, II. Dünya Savaşı'ndan kısa bir süre sonra ana dizi yıldızlarının kütle kaybetmesi gerektiği ve bu kütle kaybının yıldızların evrimini önemli ölçüde etkilemesi gerektiği varsayımı.

Bu varsayımlar tamamen doğrulandı.

2.1. Üçlü helyum reaksiyonu ve kırmızı devlerin izotermal çekirdekleri

Ana dizi yıldızlarının evrimi sırasında hidrojen "yanar" - helyum oluşumuyla nükleosentez (bkz. Bethe döngüsü). Bu tür bir tükenmişlik, yıldızın orta kısımlarında enerji salınımının durmasına, sıkışmaya ve buna bağlı olarak çekirdeğindeki yoğunluk ve sıcaklığın artmasına neden olur. Yoğunluğun ve sıcaklığın artması yıldız çekirdeği yeni bir termonükleer enerji kaynağının etkinleştirildiği koşullara yol açar: helyum tükenmesi ( üçlü helyum reaksiyonu veya üçlü alfa süreci), kırmızı devlerin ve süperdevlerin karakteristiğidir.

10 8 K civarındaki sıcaklıklarda, helyum çekirdeklerinin kinetik enerjisi Coulomb bariyerini aşmak için yeterli hale gelir: iki helyum çekirdeği (alfa parçacıkları) kararsız berilyum izotopu Be 8'i oluşturmak için birleşebilir:

O 4 + O 4 = 8 Ol

Be 8'in çoğu hala iki alfa parçacığına bozunur, ancak kısa ömrü boyunca Be 8 çekirdeği yüksek enerjili bir alfa parçacığıyla çarpışırsa, kararlı bir C12 karbon çekirdeği oluşturulabilir:

8 + He 4 = C 12 + 7,3 m eV olsun.

Be 8'in oldukça düşük denge konsantrasyonuna rağmen (örneğin, ~ 10 8 K sıcaklıkta konsantrasyon oranı / ~, oran şu şekildedir: üçlü helyum reaksiyonu yıldızın sıcak çekirdeğinde yeni bir hidrostatik denge elde etmek için yeterli olduğu ortaya çıktı. Üçlü helyum reaksiyonunda enerji salınımının sıcaklığa bağımlılığı son derece güçlüdür, örneğin ~ 1-2? 10 8 K enerji salınımı http://*****/images/ukbase_2__1234.jpg" alt="\ Varepsilon _ (3 \ alpha) = 10 ^ 8 \ rho ^ 2 Y ^ 3 * \ left ( (((T \üzerinde (10^8))\sağ)^(30)" width="210 height=46" height="46">!}

hidrojenin yanmasının birliğe yakın olduğu yer).

Bununla birlikte, üçlü helyum reaksiyonunun birim kütle başına Bethe döngüsünden önemli ölçüde daha düşük bir enerji salınımıyla karakterize edildiğini belirtmekte fayda var: Helyumun "yanması" sırasındaki enerji salınımı, hidrojenin "yanması" sırasındaki enerji salınımından 10 kat daha düşüktür. Helyum yandıkça ve çekirdekteki bu enerji kaynağı tükendikçe karmaşık nükleosentez reaksiyonları mümkün hale gelir, ancak öncelikle bu tür reaksiyonlar giderek daha yüksek sıcaklıklar gerektirir ve ikinci olarak bu tür reaksiyonların kütle sayıları arttıkça birim kütle başına enerji salınımı azalır. çekirdekler tepki veriyor.

http://*****/images/ukbase_2__519.jpg" alt = "\" width = "84" height = "20 src = ">, Yani elektron gazının dejenerasyonu için koşullar sağlanmıştır. Hesaplamalar, izotermal çekirdeklerin yoğunluğunun beyaz cücelerin yoğunluğuna karşılık geldiğini göstermektedir. Kırmızı devlerin çekirdekleri beyaz cücelerdir.

yüksek karbon içeriğine sahip normal" beyaz cüceler.

Küresel yıldız kümesi NGC 6397'nin fotoğrafı (Şekil 5), her iki türden beyaz cüceleri tanımlar: daha az kütleli yıldızların evrimi sırasında ortaya çıkan helyum beyaz cüceleri ve daha büyük kütleli yıldızların evriminin sonucu olan karbon beyaz cüceleri. .

2.2. Kırmızı devlerin kütle kaybı ve kabuklarının dökülmesi

Kırmızı devlerde nükleer reaksiyonlar yalnızca çekirdekte meydana gelmez: Çekirdekte hidrojen yanarken, helyum nükleosentezi yıldızın hâlâ hidrojen açısından zengin bölgelerine yayılır ve hidrojen açısından fakir ve hidrojen açısından zengin bölgelerin sınırında küresel bir katman oluşturur. bölgeler. 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 birkaç bin parlaklığına ulaşırken, yıldız "şişerek" çapını Dünya'nın yörüngesinin boyutuna kadar arttırır. Helyum nükleosentez bölgesi yıldızın yüzeyine yükselir: Bu bölgenin içindeki kütle oranı yıldızın kütlesinin ~%70'idir. "Şişme"ye yıldızın yüzeyinden oldukça yoğun bir madde sızıntısı eşlik eder; bu tür nesneler proto-gezegen nebulalar olarak gözlenir (bkz. Şekil 6).

Shklov" href="/text/category/shklov/" rel="bookmark">Shklovsky, kırmızı devlerin kabuklarını dökerek gezegenimsi bulutsuların oluşumu için bir mekanizma öne sürerken, bu tür yıldızların izotermal dejenere çekirdeklerinin açığa çıkması, gezegenimsi bulutsuların oluşumuna yol açıyor. Beyaz cücelerin oluşumu Bu tür yıldızlar için kütle kaybının kesin mekanizmaları ve daha sonra zarfın serbest bırakılması hala bilinmemektedir, ancak zarfın kaybına yol açabilecek aşağıdaki faktörler önerilebilir:

Genişletilmiş yıldız zarflarında, yıldızın termal rejimindeki değişikliklerle birlikte güçlü salınım süreçlerine yol açan kararsızlıklar gelişebilir. İncirde. Bu tür dalgalanmaların sonuçları olabilecek, dışarı atılan yıldız maddesinin 6 açıkça görülebilen yoğunluk dalgaları. Fotosferin altındaki bölgelerde hidrojenin iyonlaşması nedeniyle güçlü konvektif kararsızlık gelişebilir. Güneş aktivitesi de benzer bir yapıya sahiptir; kırmızı devlerde konvektif akışların gücü güneş akışından önemli ölçüde daha fazladır. Çok yüksek parlaklık nedeniyle, yıldızın radyasyon akısının dış katmanları üzerindeki hafif basıncı önemli hale gelir; hesaplamalara göre, birkaç bin yıl içinde kabuğun kaybolmasına yol açabilir.

kırmızı devlerin aşırı kütlesi.

Shklovsky'nin önerdiği kırmızı devlerin evrimi senaryosu genel olarak kabul ediliyor ve çok sayıda gözlemsel veriyle destekleniyor.

3. Beyaz cücelerin fiziği ve özellikleri

Daha önce belirtildiği gibi, beyaz cücelerin kütleleri güneş kütlesine yakındır, ancak boyutları güneş kütlesinin yalnızca yüzde biri (veya hatta daha azı) kadardır, yani beyaz cücelerdeki madde yoğunluğu son derece yüksektir ve g / cm3. Böyle bir yoğunlukta atomların elektron kabukları yok edilir ve madde elektron-nükleer plazma haline gelir ve elektron bileşeni dejenere bir elektron gazı olur. Böyle bir gazın basıncı P aşağıdaki ilişkiye uyar:

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

Pirinç. 8. Beyaz cüceler için kütle-yarıçap ilişkisi. Dikey asimptot Chandrasekhar sınırına karşılık gelir.

Böyle bir durum denklemi için ortaya çıkar ilginç durum. Bir beyaz cücenin ortalama yoğunluğu http://*****/images/ukbase_2__270.jpg" width="21" height="14 src=">- Kütle, a - Beyaz cücenin yarıçapı. Sonra basınç http://** ***/images/ukbase_2__716.jpg" alt="(P \ over R) \ sim ((M ^ (4/3)) \ over (R ^ 5))" width="89 height=46" height="46">!}

Basınca karşı çıkan yerçekimi kuvvetleri:

basınç düşüşü ve yerçekimi kuvvetleri yarıçapa eşit derecede bağlı olmasına rağmen, kütleye farklı şekilde bağlıdırlar - ~ ve ~ disk"> DA gibi - spektrumda çizgiler vardır ve helyum çizgileri yoktur. Bu tür ~% 75'tir. beyaz cücelerde, tüm sıcaklık aralıklarında bulunurlar; DB - iyonize helyum çizgileri güçlüdür, hidrojen çizgileri yoktur, sıcaklıklar - DF K'nin üzerinde - kalsiyum çizgileri vardır, hidrojen çizgileri yoktur; - kalsiyum, demir çizgileri var, hidrojen çizgileri yok; DO - iyonize helyum çizgileri güçlü, nötr helyum ve/veya hidrojen çizgileri var. Bunlar sıcak beyaz cüceler, sıcaklıkları K'ye ulaşıyor.

5. Beyaz cüceleri içeren astronomik olaylar

5.1. Beyaz cücelerden X-ışını emisyonu

Genç beyaz cücelerin (kabuklarının dökülmesinden sonra yıldızların izotropik çekirdekleri) yüzey sıcaklığı çok yüksektir - 2'den fazla? Ancak 10 5 K, nötrino soğuması ve yüzeyden gelen radyasyon nedeniyle oldukça hızlı bir şekilde düşer. Bu tür çok genç beyaz cüceler X-ışını aralığında gözlemlenir (örneğin, beyaz cüce HZ 43'ün ROSAT uydusu tarafından gözlemlenmesi).

Sıcak beyaz cücelerin yüzey sıcaklığı 7? 10 4 K, soğuk - ~ 5 ? 10 3 K.

Beyaz cücelerin X-ışını aralığındaki radyasyonunun bir özelliği, içlerindeki ana X-ışını radyasyonu kaynağının, onları "normal" yıldızlardan büyük ölçüde ayıran fotosfer olmasıdır: ikincisinde, X-ışınları, tarafından yayılır. korona birkaç milyon kelvin'e kadar ısıtıldı ve fotosferin sıcaklığı, X-ışınları radyasyonunun oluşması için çok düşük (bunlar için bkz. Şekil 9).

Birikme olmadığında, beyaz cücelerin çekirdeklerindeki iyonlardan gelen bir termal enerji rezervi vardır, dolayısıyla parlaklıkları yaşa bağlıdır. Beyaz cücelerin soğumasına ilişkin niceliksel bir teori 1940'ların sonlarında geliştirildi.

5.2. İkili sistemlerde beyaz cücelere birikim

Beyaz cüceler üzerindeki durağan olmayan birikim, eğer yoldaş büyük bir kırmızı cüce ise, cüce novaların (U Gem (UG) tipi yıldızlar) veya nova benzeri değişken yıldızların oluşumuna yol açar. Güçlü bir manyetik alan, beyaz cücenin manyetik kutuplarına yönlendirilir ve subpolar bölgelerdeki birikim plazmasının radyasyonunun siklotron mekanizması, spektrumun görünür bölgesinde (kutuplar ve ara kutuplar) radyasyonun güçlü polarizasyonuna neden olur. Hidrojen açısından zengin maddenin beyaz cüceler üzerinde birikmesi, yüzeyde birikmesine (esas olarak helyumdan oluşur) ve helyum füzyon reaksiyonunun sıcaklıklarına ısınmasına yol açar, bu da termal kararsızlığın gelişmesi durumunda bir patlamaya yol açar. Büyük bir beyaz cüce üzerinde oldukça uzun ve yoğun bir birikim, Chandrasekhar sınırını aşan bir kütleye ve süpernova tipi bir patlama Ia olarak gözlemlenen yerçekimsel çöküşe yol açar.

Ayrıca bakınız

Birikme İdeal gaz Dejenere gaz Yıldız Nükleosentez Gezegenimsi nebula Süpernova Sirius

Notlar

1. ^ a B C Beyaz cüceler - www. Franko. /publish/astro/bukvy/b. pdf // Astronomik ansiklopedik sözlük- www. Franko. /yayınla/astro/Altta genel baskı Ve. - Lvov: LNU-GAO NASU, 2003. - S. 54-55. - ISBN -X, UDC