Når vi ser på nattehimmelen, virker det for oss at alle stjernene er de samme. Det menneskelige øye med stor vanskelighet skiller det synlige spektret av lys som avgis av fjerne himmellegemer. Stjernen, som fortsatt er lite synlig, kan ha lenge blitt slukket, og vi ser bare lyset. Hver av stjernene lever sitt eget liv. Noen skinner selv hvitt lys, andre ser ut som lyse prikker som pulserer neonlys. Fortsatt andre er kjedelige glødende flekker, knapt synlige i himmelen.
Hver av stjernene forblir på et bestemt stadium av evolusjonen, og over tid blir den til en himmelsk kropp i en annen klasse. I stedet for et lyst og blendende punkt i nattehimmelen, vises et nytt romobjekt - en hvit dverg - en aldrende stjerne. Denne utviklingsstadiet er karakteristisk for de fleste vanlige stjerner. Ikke unngå en lignende skjebne og vår sol.
Hva er en hvit dverg: en stjerne eller et fantom?
Først i det 20. århundre ble det klart for forskere at en hvit dverg er alt som forblir i rommet fra en vanlig stjerne. Studien av stjerner fra det termonukleære fysikkens synspunkt ga en ide om prosesser som raser i dypet av himmellegemer. Stjernene som er dannet som et resultat av samspillet mellom tyngdekraftsstyrker, representerer en kolossal termonukleær reaktor hvor kjedereaksjonene av fisjonen av hydrogen og heliumkjerner skjer konstant. I slike komplekse systemer er utviklingshastigheten for komponenter ikke det samme. Store hydrogenreserver sikrer livet til en stjerne i milliarder år framover. Termonukleære hydrogenreaksjoner bidrar til dannelsen av helium og karbon. Etter termonukleær fusjon kommer lovene til termodynamikk til å spille.
Etter at stjernen har konsumert alt hydrogen, begynner kjernen under påvirkning av tyngdekraften og det enorme indre trykket å krympe. Ved å miste hoveddelen av konvolutten, når den himmelske kroppen stjernens massegrens, hvor den kan eksistere som en hvit dverg uten energikilder, og fortsetter å utstråle varme med treghet. Faktisk er hvite dverger stjerner fra klassen av røde giganter og supergiants som har mistet deres ytre skall.
Termonukleær fusjon tømmer en stjerne. Hydrogen tørker opp, og helium, som en mer massiv komponent, kan utvikle seg videre og nå en ny stat. Alt dette fører til at først de røde gigantene dannes på en vanlig stjerne, og stjernen forlater hovedsekvensen. Således forvandler den himmelske kroppen, som går langs sin langsomme og uunngåelige aldring, gradvis. Gamle alder av stjernen er en lang vei til ikke-eksistens. Alt dette skjer veldig sakte. En hvit dverg er en himmellegeme, som utenom hovedsekvensen oppstår den uunngåelige utryddelsesprosessen. Reaksjonen av heliumsyntese fører til det faktum at kjernen til en aldrende stjerne krymper, stjernen til slutt taper sitt skall.
Evolusjon av hvite dverger
Utenfor hovedsekvensen er stjernen fading ut. Under tyngdekraften påvirker den oppvarmede gassen av røde giganter og supergiants over hele universet, og danner en ung planetarisk nebula. Etter hundretusenvis av år har nebelen blitt spredt, og i sin plass forblir den degenererte kjernen av en rød gigant av hvitt. Temperaturen på et slikt objekt er ganske høyt fra 90000 K, estimert fra absorpsjonslinjen til spekteret og opp til 130 000 K, når evalueringen utføres i røntgenspekteret. Men på grunn av sin lille størrelse skjer kjølingen av en himmellegeme veldig sakte.
Det bildet av den stjerneklare himmelen, som vi observerer, har en alder av titalls til hundrevis av milliarder år. Der vi ser hvite dverger, finnes det kanskje et annet himmellegeme i verdensrommet. Stjernen flyttet til den svarte dvergklasse, det siste stadiet av evolusjonen. I virkeligheten, i stedet for en stjerne, forblir en stoffblanding, temperaturen som er lik temperaturen på det omkringliggende rommet. Hovedtrekk ved dette objektet er det totale fraværet av synlig lys. Å merke en slik stjerne i et vanlig optisk teleskop er ganske vanskelig på grunn av lav lysstyrke. Hovedkriteriet for deteksjon av hvite dverger er tilstedeværelsen av høy effekt ultrafiolett stråling og røntgenstråler.
Alle kjente hvite dverger, avhengig av deres spekter, er delt inn i to grupper:
- hydrogen objekter, spektral klasse DA, i spekteret der det ikke er noen helium linjer;
- helium dverger, spektral klasse DB. Hovedlinjer i spekteret er i helium.
Hvite dverger av hydrogen typen utgjør størstedelen av befolkningen, opptil 80% av alle kjente gjenstander av denne typen. Helium dverger står for de resterende 20%.
Den evolusjonære scenen, som et resultat av hvilken en hvit dverg vises, er den siste for ikke-massive stjerner, som inkluderer vår stjerne, Solen. På dette stadiet har stjernen følgende egenskaper. Til tross for en så liten og kompakt størrelse på en stjerne, veier den stjernelige saken nøyaktig så mye som kreves for eksistensen. Med andre ord, hvite dverger som har radius 100 ganger mindre enn solens radius, har en masse som er lik solens masse eller til og med veier mer enn vår stjerne.
Dette antyder at tettheten av den hvite dverg er millioner ganger høyere enn tettheten av vanlige stjerner som er innenfor hovedsekvensen. For eksempel er tettheten av vår stjerne 1,41 g / cm³, mens tettheten av hvite dverger kan nå kolossale verdier på 105-110 g / cm3.
I fravær av egne energikilder blir slike gjenstander gradvis avkjølt, henholdsvis, med lav temperatur. På overflaten av hvite dverger registrerte temperaturen i området 5000-50000 grader Kelvin. Jo eldre stjernen, jo lavere er temperaturen.
For eksempel har naboen til vår lyseste stjerne av vår himmel, Sirius A, den hvite dverg Sirius B, en overflatetemperatur på bare 2100 grader Kelvin. Inne i denne himmellegemet er mye varmere, nesten 10.000 ° K. Sirius B var den første hvite dvergen oppdaget av astronomer. Fargen på de hvite dvergene oppdaget etter Sirius B viste seg å være så hvit som grunnen til å gi dette navnet til denne klassen av stjerner.
Av lysets lysstyrke er Sirius A 22 ganger lysstyrken til solen vår, mens søsteren Sirius B skinner med svakt lys, merkbart dårligere i lysstyrken til den blendende naboen. Det var mulig å oppdage tilstedeværelsen av en hvit dverg takket være bilder av Sirius laget av Chandra X-ray teleskop. Hvite dverger har ikke et utpreget lysspekter, så disse stjernene anses å være kalde nok kosmiske gjenstander. I infrarød og i røntgenområdet skinner Sirius B mye lysere, og fortsetter å utgjøre enorme mengder termisk energi. I motsetning til vanlige stjerner, hvor korona er kilden til røntgenbølger, er den hvite dverg kilden til stråling fra fotosfæren.
Å være utenfor hovedsekvensen i utbredelsen av disse stjernene er ikke de vanligste gjenstandene i universet. I vår galakse står andelen hvite dverger for kun 3-10% av de himmelske legemene. For denne delen av stjernens befolkning i vår galakse gjør estimatets usikkerhet vanskelig for stråling å være svak i den synlige polare regionen. Med andre ord, lyset av hvite dverger er ikke i stand til å overvinne de store klyngene av kosmisk gass som utgjør våpen av vår galakse.
Vitenskapelig se på historien om utseendet på hvite dverger
Videre, i himmellegemene, i stedet for de tørkede hovedkildene til termonukleær energi, oppstår en ny kilde til termonukleær energi, en trippelheliumreaksjon eller en trippel alfa-prosess som gir heliumforbrenning. Disse antagelsene ble fullstendig bekreftet da det ble mulig å observere atferden til stjerner i infrarød rekkevidde. Lysets spektrum av en vanlig stjerne er forskjellig fra bildet vi ser når vi ser på de røde gigantene og de hvite dvergene. For degenererte kjerner av slike stjerner er det en øvre massegrense, ellers blir det himmelske legemet fysisk ustabilt og sammenbrudd kan forekomme.
Det er nesten umulig å forklare en så høy tetthet som hvite dverger har fra fysisk lovens synspunkt. De pågående prosessene ble bare klare takket være kvantemekanikken, som gjorde det mulig å studere tilstanden til elektrongassen av stellar materie. I motsetning til en vanlig stjerne, hvor en standardmodell brukes til å studere tilstanden til en gass, i hvite dverger, håndterer forskerne trykket av en relativistisk degenerert elektrongass. Enkelt sagt blir følgende observert. Med en stor kompresjon 100 eller flere ganger blir stjernens materie som et enkelt stort atom, hvor alle atomobligasjoner og -kjeder fusjonerer sammen. I denne tilstanden danner elektronene en degenerert elektrongass, hvor den nye kvanteformasjonen kan tåle tyngdekraften. Denne gassen danner en tett kjerne uten et skall.
En detaljert studie av hvite dverger som bruker radioteleskoper og røntgenoptikk viste seg at disse himmelske gjenstandene ikke er så enkle og kjedelige som det kan virke ved første øyekast. På grunn av fraværet av termonukleære reaksjoner inne i slike stjerner, oppstår spørsmålet ufrivillig - hvor kommer det enorme presset fra, som har klart å balansere tyngdekraftsstyrker og krefter av indre tiltrekning.
Som et resultat av forskningen fra fysikere innen kvantemekanikk ble en hvit dvergmodell opprettet. Under påvirkning av gravitasjonskrefter blir stjernemateriell komprimert i en slik grad at elektronskjellene av atomer blir ødelagt, elektronene begynner sin egen kaotiske bevegelse, beveger seg fra en stat til en annen. Kjernene til atomer i fravær av elektroner danner et system som danner en sterk og stabil binding mellom dem. Det er så mange elektroner i stjernespørsmålet at mange stater dannes, henholdsvis, elektronens hastighet bevares. Den høye hastigheten til elementære partikler skaper et enormt internt trykk av en elektron-degenerert gass, som er i stand til å tåle tyngdekraften.
Når ble hvite dverger kjent?
Til tross for at den første hvite dvergen, oppdaget av astrofysikere, anses å være Sirius B, er det tilhenger av en versjon av en tidligere bekjentskap fra det vitenskapelige samfunn med stjernens gjenstander av denne klassen. Så tidlig som 1785 inkluderte astronom Herschel for første gang i stjernekatalogen et trippelstjernesystem i konstellasjonen av Eridanus, som deler alle stjernene separat. Bare 125 år senere identifiserte astronomer den anomaløst lave lysstyrken på 40 Eridane B ved høy fargetemperatur, som var årsaken til at slike gjenstander ble separert i en egen klasse.
Objektet hadde en svak størrelse som tilsvarer en størrelsesorden på + 9,52m. Den hvite dverg hadde en masse ½ sol og hadde en diameter som var mindre enn jordens. Disse parametrene motsatte teorien om den indre strukturen av stjerner, hvor lysstyrken, radiusen og temperaturen til stjernens overflate var nøkkelparametrene for å bestemme stjerneklassen. Den lille diameteren, lavt lysstyrke fra utsiktspunktet til fysiske prosesser, stemte ikke overens med den høye fargetemperaturen. Denne uoverensstemmelsen førte til mange spørsmål.
Tilsvarende lignet situasjonen med en annen hvit dverg - Sirus B. Som en følgesvenn av den lyseste stjernen har den hvite dvergen små dimensjoner og en stor tetthet av stjernemateriale - 106 g / cm3. Til sammenligning ville mengden av stoffet i denne himmellegemet med en lommebok veie over en million tonn på vår planet. Temperaturen til denne dverg er 2,5 ganger høyere enn hovedstjernen til Sirius-systemet.
Nylige vitenskapelige funn
De himmellegemer som vi håndterer er en naturlig, naturlig testmasse, som en person kan studere stjernens struktur, stadiene av evolusjonen deres. Hvis stjernens fødsel kan forklares av fysiske lover som virker på samme måte i en hvilken som helst setting, så er evolusjonen av stjerner representert av helt forskjellige prosesser. Den vitenskapelige forklaringen til mange av dem går inn i kategorien kvantemekanikk, vitenskapen om elementære partikler.
Hvite dverger i dette lyset ser de mest mystiske gjenstandene:
- Først og fremst ser prosessen med degenerasjon av stjernens kjerne veldig nysgjerrig, noe som resulterer i at stjernens materie ikke flyr fra hverandre i rommet, men tvert imot krymper til ufattelige størrelser;
- For det andre, i fravær av termonukleære reaksjoner, forblir hvite dverger ganske varme plassobjekter;
- For det tredje har disse stjernene, med høy fargetemperatur, lav lysstyrke.
Forskere fra alle striper, astrofysikere, fysikere og kjernevitenskapsmenn har ennå ikke svar på disse og mange andre spørsmål, noe som gjør at vi kan forutsi skjebnen til vår egen luminary. Solen forventer skjebnen til en hvit dverg, men det er fortsatt tvilsomt om en person kan se solen i denne rollen.
