Bijeli patuljci: obilježje, fotografija

U svemiru je materija često u državama koje su prilično ekstremne za naš planet. Nema visokih temperatura i pritisaka, jakih gravitacijskih i magnetskih polja, intenzivne tvrde radijacije, zbog čega bi se zapravo mogla razviti i razviti kompleksna biosfera. Međutim, krajnost objekta je velika konvencija, jer za svemir takva stanja materije su vrlo česta. Čovječanstvo je o njima prvi put doznalo otkrićem posebne klase zvijezda - bijelih patuljaka.

Otkrivanje čudnih objekata

Povijest proučavanja neobičnih zvijezda započela je početkom 20. stoljeća, kada su astronomi kombinirali rezultate promatranja nekoliko blisko razmaknutih višestrukih zvjezdanih sustava - 40 Eridana, Siriusa i Procyona. Pokazalo se da u svakom od tih sustava jedna od komponenti karakterizira čudna kombinacija svojstava. Njihovi su orbitalni parametri pokazali prilično veliku masu, usporedivu s masom obične zvijezde; spektralne karakteristike ukazuju na visoku temperaturu. Osvijetljenost tih objekata pokazala se vrlo niskom - bile su slabe, zamagljene zvjezdice.

1917. otkriven je prvi pojedinačni objekt sa sličnim svojstvima - zvijezda Van Maanena, smještena 14 svjetlosnih godina od Sunca. Njegova masa iznosi 0,7 solarnih masa, au isto vrijeme naše Sunce zrači više od pet tisuća puta snažnije od zvijezde Van Maanen, nazvane po svom otkrivaču - nizozemskom astronomu koji je radio u Sjedinjenim Državama.

Godine 1922., još jedan nizozemski Amerikanac V. Ya Leyten, koji je otkrio nekoliko takvih objekata, predložio je ime za ovu klasu zvijezda, koju i danas koristimo: "bijeli patuljak". Ovdje izraz "bijeli" znači "vruć" i povezan je sa spektralnim značajkama.

Malo o evoluciji zvijezda

Ključni parametar svih zvijezda je masa. Ona određuje intenzitet svih procesa koji se odvijaju u zvijezdi, jer tlak, gustoća i, sukladno tome, temperatura materije u njezinim dubinama ovise o masi zvijezde. I što su veće vrijednosti tih količina, veća je vjerojatnost svakog čina termonuklearna fuzija, to jest, nastavlja se s većim intenzitetom. Stabilnost zvijezde održava ravnoteža između sile njezine gravitacijske kompresije i sile tlaka koji je istiskuje zbog oslobađanja energije tijekom nuklearnih reakcija.

Masa također određuje trajanje postojane postojanosti zvijezde dok se vodik ne iscrpi kao termonuklearno gorivo (faza "glavnog slijeda") i njegova kasnija sudbina. Na kraju tog razdoblja života zvijezde, ovisno o svojoj masi, doživljavaju određene promjene, što rezultira njihovom transformacijom u objekte jednog od tri tipa: bijelih patuljaka, neutronskih zvijezda ili crnih rupa. Bit ćemo zainteresirani za prvu opciju.

Srce crvenog diva

Ako masa zvijezde ne prelazi određeni prag (1,44 Masa Sunca), ona je predodređena da postane patuljak. Kako se to događa? Nakon iscrpljivanja vodika, u središtu zvijezde formira se gusta jezgra helija - u suštini, nakupljena tijekom života.

Energija se više ne odvraća od središta, što znači da se temperatura i gustoća povećavaju, jer je zvijezda stisnuta vlastitom gravitacijom. U jednom trenutku dosežu takvu vrijednost, pri kojoj je helij već sposoban za ulazak u reakciju sinteze, tvoreći ugljik. U ovom trenutku, procesi se odvijaju u ljusci zvijezde, što dovodi do njegovog oticanja i hlađenja vanjskih područja. Zvijezda postaje crveni div.

Jezgra crvenog diva ima izotermna svojstva, uglavnom se ne hladi emisijom zračenja s površine, već kao rezultat energije neutrina, čestica za koje je jezgra prozirna.

Crveni div je nestabilna zvijezda. Na kraju, ona gubi svoje vanjske slojeve - to stvara tako spektakularne kozmičke pojave kao planetarne magline. Ostaje samo vruća jezgra helija s većim ili manjim sadržajem ugljika i, u vrlo niskoj koncentraciji, teže elemente (kisik). Ova jezgra je bijeli patuljak.

Gasna degeneracija

Masa ove jezgre usporediva je s masom Sunca, ali je veličina dva reda veličine manja od veličine naše zvijezde. Otuda zaključak: gustoća bijelih patuljaka je ogromna. Može se kretati od stotina kilograma do tisuća tona po kubičnom centimetru. Što je tvar u takvom stanju: čvrsta ili, možda, tekućina? Ne, krute tvari i tekućine ne mogu postojati na takvim gustoćama, koje daleko premašuju najkompaktnije pakiranje atoma u tvari. To je posebno stanje materije.

Zbog gigantskih pritisaka uništavaju se elektronske ljuske atoma u ovom plinu. Tvar je monstruozno stisnuta plazma, čije se ponašanje može opisati samo uporabom kvantne mehanike. Elektroni ne mogu imati ista kvantna stanja ("Paulijeva zabrana"), zbog čega njihove brzine poprimaju različite vrijednosti. U običnom plinu, temperatura je povezana s brzinom čestica. U ovom slučaju, bez obzira na temperaturu koju ima tvar, brzine elektrona nisu ni na koji način povezane s njom i mogu doseći relativističke vrijednosti. Takav elektronski plin naziva se degeneriran.

Chandrasekharova granica

Tlak degeneriranog plina daje njegova gustoća. Ona, kao i sila protiv teže gravitacijske kompresije, ima izravnu ovisnost (ali u različitom stupnju) o masi bijelih patuljaka, a obratno - o njihovom radijusu. To jest, postoje takve masovne vrijednosti na kojima će pritisak biti u ravnoteži gravitacije, što će osigurati stabilno postojanje patuljaka. Ako se prekorači kritična vrijednost od 1,44 solarnih masa, patuljak neće biti patuljak: tlak neće zaustaviti kompresiju, radijus će se nastaviti smanjivati ​​i formirat će se neutronska zvijezda.

Ova kritična masa nazvana je Chandrasekhar granica u čast indijskog fizičara, koji je dokazao svoje postojanje 1931. Što je veća masa patuljka, to je manji njegov polumjer. Sila gravitacije na takve zvijezde je deset puta veća od sile Sunca. Međutim, Sunce je u tom smislu još uvijek ispred: predodređeno je da postane poput patuljka za nekoliko milijardi godina.

O temperaturi, veličini i svjetlosti

Površinska temperatura bijelih patuljaka može doseći nekoliko desetaka ili čak stotinu tisuća stupnjeva (Sunce ima oko 5800 K), a dimenzije su usporedive s veličinom Zemlje, tj. Područje zračeće površine je izuzetno malo. Sada je jasno zašto imaju tako nisku svjetlost - oni su samo mali.

Oni nemaju vlastite termonuklearne izvore energije, a njihova svjetlost je posljedica velike količine unutarnje topline, ovisno ne o tjelesnoj težini, nego o starosti. Patuljak se može jako dugo hladiti - desetke ili čak stotine milijardi godina upravo zato što emitira zračenje kroz malu površinu. Mladi vrući patuljci brže se ohlađuju. Maksimalno njihovo zračenje pada na rendgenske i tvrde ultraljubičaste zrake. Dakle, u rendgenskoj slici Siriusa, sićušni Sirius B sjaji snažnije od Siriusa A je najsjajnija zvijezda Zemljinog neba.

Spektri i kemijski sastav

Ovim zanimljivim objektima dodijeljena je zasebna spektralna klasa D, u kojoj postoji nekoliko podklasa povezanih s obilježjima spektara koji odražavaju sastav tanke atmosfere patuljaka.

Dakle, atmosfera može biti vodik ili helij, a može se karakterizirati i prisutnošću oba elementa i dodatkom težih (sve što je teže od helija u astronomiji se obično naziva "metali"). Linije ugljika, kisika, kalcija, željeza (ponekad je teško objasniti njihovu prisutnost) nalaze se u spektrima mnogih bijelih patuljaka.

Karakteristike sastava podzemlja, prema suvremenim modelima, su sljedeće: one sadrže dosta ugljika i kisika (koliko je "roditeljska zvijezda" radila), kao i helij s malom količinom vodika. Jezgre svih tih elemenata tvore rešetku, a elektroni su degenerirani plin, tako da tvar ima neka svojstva koja ga dovode blizu metala, na primjer, visoka toplinska vodljivost.

Bijeli patuljci u uskim binarnim sustavima

Patuljci mogu biti dio binarnih sustava čije su zvijezde toliko blizu da razmjenjuju materiju. U ovom slučaju, masivni, gusti patuljak će povući supstancu za pratnju na sebe.

Vodik iz susjedne zvijezde na vrućoj površini patuljka zagrijava se na temperaturu na kojoj počinje termonuklearna fuzija. U ovom slučaju, postoji bljesak, nazvan nova zvijezda.

Ako, kada vodik padne na patuljka, njegova masa prelazi Chandrasekharovu granicu, dolazi do kolapsa, praćenog eksplozijom supernove tipa Ia. Promatranje takvih supernova u udaljenim galaksijama od velikog je interesa jer svjetlost bljeskova s ​​istim karakteristikama određuje udaljenost do galaksija.

Tajanstveni objekti

Bijeli patuljak uopće nije rijetkost u svemiru, ali ih je teško promatrati zbog niske svjetlosti. Ali ponekad znanstvenici imaju sreće pronaći zanimljive fenomene.

Na primjer, u 1600 svjetlosnih godina od nas u zviježđu Raka nalazi se bliski sustav koji čine dva patuljaka. Prema astronomima, oni su udaljeni samo 80.000 km - pet puta manje nego od Zemlje do Mjeseca. Razdoblje njihovog međusobnog tretmana je 5,4 minute. Moguće je da će se uskoro spojiti, i doći će do eksplozije supernove. Kako su se ispostavilo da su komponente ovog sustava tako bliske zajedno još nije jasno.

Gore spomenute metalne linije u spektrima patuljaka. Znanstvenici vjeruju da ovi elementi mogu ukazivati ​​na uništenje planeta u procesu smrti roditeljske zvijezde. Tko zna, možda u dalekoj budućnosti, sve što je ostalo od našeg planeta bit će tragovi silicija, željeza i kisika u spektru patuljka u koje će se sunce okrenuti. Ne biste se trebali uzrujavati: to će se dogoditi vrlo brzo.

Pojedinosti o procesima koji vode do rađanja ovih zadivljujućih objekata također nisu u potpunosti shvaćeni, a njihov model evolucije daleko je od potpunog. Tako su bijeli patuljci zvijezde koje astrofizičari još uvijek imaju mnogo iznenađenja, unatoč činjenici da povijest njihova istraživanja ima više od stotinu godina.