Какво означава терминът бял джудже? Бели джуджета

Във вселената има много различни звезди. Големи и малки, горещи и студени, заредени и не заредени. В тази статия ще се обадим на основните видове звезди, както и да дам подробно описание с жълти и бели джуджета.

Жълт джудже. Жълтата джудже е видът на малките звезди на основната последователност, която има маса от 0,8 до 1.2 маса на слънцето и температурата на повърхността от 5000-6000 K. Прочетете повече за този тип звезди, вижте по-долу.
Червен гигант. Червен гигант е голяма звезда червеникаво или оранжев цвят. Образуването на такива звезди е възможно както на етапа на образуване на звезди, така и на по-късните етапи на тяхното съществуване. Най-големите гиганти се превръщат в червени леглаганци. Звездата, наречена Bethelgeuse от съзвездието Орион, е най-яркият пример за червения суперигант.
Бяла джудже. Бялата джудже е това, което остава от обичайната звезда с маса, която не надвишава 1,4 слънчеви маси, след като преминава етапа на червения гигант. За повече информация относно този тип звезди, вижте по-долу.
Червено джудже. Червените джуджета са най-често срещаните предмети тип звезди във вселената. Оценката на техния брой варира в диапазона от 70 до 90% от броя на всички звезди в галактиката. Те са доста различни от другите звезди.
Кафяво джудже. Кафяв джудже - субсидии (с маси в диапазона от приблизително 0,01 до 0.08 маса на слънцето, или съответно от 12.57 до 80.35 маси от Юпитер и диаметър приблизително равен на диаметъра на Юпитер), в дълбините на които За разлика от звездите на основната последователност, реакцията на термоядрения синтез не се среща с превръщането на водород в хелий.
Субкардни джуджета. Субкарните джуджета или кафявите субкардики са студени формации, чрез маса, подлежаща на границата на кафявите джуджета. Тяхната маса е по-малка от около една клетъчна маса на слънцето или съответно 12,57 маси от Юпитер, долната граница не е дефинирана. Те са по-често разгледани от планетите, макар и до окончателното заключение за това какво да разгледат планетата и какво - чрез субкарна джудже, научната общност все още не е дошла.
Черно джудже. Черните джуджета - охладени и в резултат, които не са излъчвани във видимата гама от бели джуджета. Това е последният етап на еволюцията на белите джуджета. Масите на черните джуджета, подобно на масите на бялото джудже, са ограничени от над 1.4 маса на слънцето.
Двойна звезда. Двойна звезда - това са две гравитационни звезди, които се появяват наоколо генерал център Маси.
Нова звезда. Звезди, чиято осветеност внезапно се увеличава 10 000 пъти. Новата звезда е двойна система, състояща се от бели джудже и звезди, разположени на главната последователност. В такива системи газът от звездата постепенно тече бяла джудже И периодично експлодира там, причинявайки огнище на светлина.
Свръхнова. Supernova Star е звезда, която завършва своята еволюция в катастрофален експлозивен процес. Светкавицата може да бъде няколко порядъка повече, отколкото в случай на нова звезда. Така мощна експлозия Налице е следствие от процесите, които се случват в звездата на последния етап на еволюцията.
Неутронна звезда. Неутронните звезди (NZ) са звездни образувания с маси от около 1,5 слънчеви и размери, забележими по-малки бели джуджета, около 10-20 км диаметър. Те се състоят предимно от неутрални субатазоматични частици - неутрони, плътно компресирани гравитационни сили. В нашата галактика, според оценките на учените, може да има от 100 милиона до 1 милиард неутронни звезди, т.е. някъде на една до хиляда обикновени звезди.
Пулсар. Пулсар - космически пружини електромагнитно излъчванеидват на земята под формата на периодични изблици (импулси). Според доминиращия астрофизичен модел пулсарите въртящи неутронни звезди с магнитно поле, което се накланя до оста на въртене. Когато Земята влезе в конуса, оформен от тази радиация, тогава радиационният импулс може да бъде фиксиран, като се повтаря през интервали от време, равен на периода на звездите. Някои неутронни звезди правят до 600 оборота в секунда.
Cefeida.. Cefeida - клас пулсиращи звезди със доста точна зависимост на светлината, наречена след звездата делта cefhea. Един от най-известните Cefeide е Полярна звезда. Списъкът на основните типове (типове) звезди с техните кратка характеристикаРазбира се, не изчерпва целия евентуален колектор на звездите във Вселената.

Жълт джудже

Да бъдеш на различни етапи от тях еволюционно развитиеЗвездите са разделени на нормални звезди, звездите на джуджетата, звездите на звездите. Нормални звезди, това са звездите на основната последователност. Такива, например, принадлежи на нашето слънце. Понякога такива нормални звезди се наричат жълти джуджета.

Характеристика

Днес ще разкажем накратко жълтите джуджета, които също се наричат \u200b\u200bжълти звезди. Жълти джуджета - обикновено звезди средна маса, осветеност и температура на повърхността. Те са звездите на основната последователност, разположени приблизително в средата на графиката на Herzshprung - Ръсел и следват по-студените и по-малко масивни червени джуджета.

Според спектралната класификация на Morgan-Kina, жълтите джуджета съответстват в основния клас на светлината g, но при преходни вариации, понякога клас K (оранжеви джудже) или клас F в случай на жълто-бели джуджета.

Масата на жълтите джуджета често е между 0.8 до 1.2 маса на слънцето. В същото време температурата на тяхната повърхност е една от най-много от 5 до 6 хиляди степени на Келвин.

Най-яркият и най-важният представител от жълтите джуджета е нашето слънце.

В допълнение към слънцето, сред най-близкия Жълт Карликов, си струва да се отбележи:

Два компонента в системата Triple Alfa Centauri, сред които алфа кентавър А съгласно спектъра на осветеността е подобен на слънцето, и алфа кентауро В - типичният оранжев джудже клас К. Разстоянието до двата компонента е малко над 4 светлинни години.
Orange Dwarf - звезда на Руската академия на науките, тя е Епсилон Еридан, с класа на светлината К. Разстоянието до раната на астрономите е оценено на около 10 години и половина светлина.
Двойна звезда 61 лебед, извадена от земята на малко над 11 светлинни години. И двата компонента от 61 лебед типични оранжеви джуджета клас К.
Слънчевата звезда на тау кита, извадена от земята за около 12 светлинни години, със спектър на осветеността g и интересна планетарна система, състояща се от минимум 5 екзопланети.

Образование

Еволюцията на жълтите джуджета е много интересна. Продължителността на живота на жълтата джудже е приблизително 10 милиарда години.

Както при повечето звезди в техните дълбочини, интензивните термонуклейни реакции, при които водородът се изгаря главно в хелий. След началото на реакциите, включващи хелий в ядрото на звездата, водородните реакции се движат все повече и повече на повърхността. Това става началната точка в превръщането на жълто джудже до червения гигант. Резултатът от такава трансформация може да служи като червен гигант Алдебаран.

С течение на времето звездната повърхност постепенно ще се охлади и външните слоеве ще започнат да се разширяват. На крайните етапи на еволюцията червеният гигант нулира обвивката, който образува планетарна мъглявина, а ядрото му ще се превърне в бяло джудже, което допълнително ще компресира и хладно.

Подобно бъдеще чака слънцето ни, което сега е в средния етап на неговото развитие. Около 4 милиарда години ще започне да се превръща в червен гигант, чиято фотосфера може да абсорбира не само земя и Марс, но дори Юпитер.

Животът на жълтата джудже е средно 10 милиарда години. След като целият запас от водород изгаря, звездата се увеличава многократно по размер и се превръща в червен гигант. Най-планетарната мъглявина и ядрото се съцразват в малък, гъст бял джудже.

Бели джуджета

Бели джуджета - звезди с по-голяма маса (слънчева поръчка) и малък радиус (радиус на земята), който е по-малък от границата на Чандаран за избраната маса, която е продукт на еволюцията на червените гиганти. Процесът на производство на термоядрена енергия в тях е преустановен, което води до специалните свойства на тези звезди. Според различни оценки, в нашата галактика тяхната сума варира от 3 до 10% от общото население.

Откриване на историята

През 1844 г. германският астроном и математик Фридрих Бесел, когато ръководител на Сириус са намерили леко отклонение на звездата от права линия и направиха предположението за съществуването на Сириус невидима масивна сателитна звезда.

Неговото предположение вече е потвърдено през 1862 г., когато американският астроном и телескоп Алван Греъм Кларк, участвал в корекцията на най-големия рефрактор, открит близо до Сириус, която не е нарязана звезда, която Сириус Б е впоследствие

Бялата джудже Sirius B има ниска осветеност, а гравитационното поле влияе върху неговия ярък спътник е доста забележим, което показва, че тази звезда има изключително малък радиус със значителна маса. За първи път беше открит вида на обектите, наречени бели джуджета. Вторият подобен обект е манаската звезда, разположена в съзвездието на рибата.

Как се формират белите джуджета?

След като в старейна звезда, целият водород ще бъде деинсталиран, ядрото му се компресира и нагрява, допринася за разширяването на външните му слоеве. Ефективната температура на звездите пада и се превръща в червен гигант. Разрежданата обвивка на звездите, много слабо свързана с ядрото, с времето, разсейвано в пространството, течащи към съседни планети, и много компактна звезда, наречена бяла джудже, остава на мястото на червения гигант.

От дълго време тя остава загадка, защо белите джуджета имат температура, по-вислява температурата на слънцето в сравнение с размера на слънцето, е малка, докато се оказа, че плътността на веществото вътре в тях е изключително висока (в диапазона от 10 5 - 10 9 g / cm 3). Стандартната зависимост е масово осветеност - за бели джуджета няма, което ги отличава от други звезди. В изключително малък обем "пакетиран" голямо количество Вещества, поради което плътността на бялата джудже е почти 100 пъти по-висока от плътността на водата.

Температурата на белите джуджета остава почти постоянна, въпреки липсата на термоядрени реакции вътре в тях. Какво е обяснено? Благодарение на силната компресия, електронните обвивки на атомите започват да проникват помежду си. Тя продължава, докато разстоянието между ядрата става минимум, равно на радиуса на най-малката електронна обвивка.

В резултат на йонизация електроните започват да се движат свободно спрямо ядрата, а веществото в бялото джудже придобива физически свойствакоито са характерни за металите. В такова вещество, енергията на повърхността на звездата се прехвърля от електрони, чиято скорост все повече се увеличава: някои от тях се движат със скорост, съответстваща на една милион градусова температура. Температурата на повърхността и вътре в бялото джудже може да се различава рязко, което не води до промяна в диаметъра на звездата. Тук можете да направите сравнение с Cannon Core - охлаждане, той не намалява обем.

Белият джудже се предпазва изключително бавно: за стотици милиони години радиационната интензивност намалява само с 1%. Но в крайна сметка ще трябва да изчезне, превръщайки се в черно джудже, за което може да се изисква трилиони. Белите джуджета могат да се наричат \u200b\u200bуникални предмети на Вселената. Условия в земните лаборатории, в които те съществуват, никой друг не успя.

Рентгено излъчване на бели джуджета

Повърхностната температура на младите бели джуджета, изотропната звезда ядра след нулиране на черупките е много високо - повече от 2 · 10 5 k, но бързо се дължи на радиация от повърхността. Такива много млади бели джуджета се наблюдават в рентгеновия диапазон (например наблюденията на белия джудже Hz 43 Rosat сателит). В рентгеновата диапазон светлината на белите джуджета надвишава осветеността на звездите на основната последователност: илюстрациите на Сириус, направени от рентгеновия телескоп "Чандра", могат да бъдат илюстрации - върху тях бял джудже Sirius b изглежда по-ярък от Sirius и Spectral Class A1, който в оптичния диапазон от ~ 10 000 пъти ярък Сириус Б.

Температурата на повърхността на най-горещите бели джуджета - 7 · 10 4 k, най-студеното - по-малко от 4 · 10 3 K.

Особеността на радиацията на белите джуджета в рентгеновата гама е фактът, че основният източник на рентгеново лъчение е фотофефер, което рязко ги отличава от "нормалните" звезди: короната излъчва короната, затоплена до Няколко милиона Келвин и температурата на фотофеферата е твърде ниска за рентгеновите емисии.

При липса на натрупване източникът на осветеност на белите джуджета е доставката на топлинна енергия на йони в техните дълбочини, поради което тяхната светлина зависи от възрастта. Количествената теория на охлаждането на белите джуджета е построена в края на 40-те години професор Самуел Каплан.

Бяла джудже - звезда, в нашето пространство е доста често срещано. Учените го наричат \u200b\u200bрезултата от еволюцията на звездите, последния етап на развитие. Има два сценария на промените на звездното тяло, в един случай последният етап е неутронна звезда, в друга - черна дупка. Джуджетата са стъпка на крайната еволюция. Около тях има планетарни системи. Учените успяха да определят това чрез изучаване на копия, обогатени с метали.

История на въпроса

Белите джуджета - звезди, привлече вниманието на астронома през 1919 г. За първи път е възможно да се отвори небесно тяло Учен от Холандия Манен. За своето време специалистът направи доста неприятно и неочаквано откритие. Джуджето, видяно от него, беше подобно на звездата, но имаше нестандартни малки размери. Спектърът обаче беше, сякаш ще бъде огромно и голямо небесно тяло.

Причините за такова странно явление привлече учени от доста време, затова бяха привързани много усилия за изучаване на структурата на белите джуджета. Пробивът се отчита, когато те изразиха и доказват предположението за изобилие в атмосферата на небесните тела на различни метални конструкции.

Необходимо е да се изясни, че металите в астрофизиката са всякакви елементи, чиито молекули са по-тежки от водород, хелий и химичен състав Те са по-прогресивни от тези две съединения. Хелий, водород, както успяхме да установим учени, в нашата вселена са по-широки от всички други вещества. Отстраняване от това беше решено да се определи всички други от метали.

Развитието на темата

Въпреки че белите джуджета са много различни от слънцето, белите джуджета са наблюдавани в двадесетте години, само след половин век, хората разкриват, че присъствието на метални конструкции в звездната атмосфера не е типично явление. Както се оказа, когато включва в атмосферата, в допълнение към двете най-често срещани вещества, се случва тяхното изместване в дълбоките слоеве. Тежки вещества, които са сред хелий молекулите, водород, трябва да се движат към ядрото на звездите с течение на времето.

Причините за този процес успяха да открият няколко. Радиусът на бялото джудже е малък, такива звездни тела са много компактни - нищо чудно, че са получили името си. Средно радиусът е сравним със земята, докато теглото е подобно на теглото на звездата, която осветява нашата планетарна система. Това съотношение на размерите и теглото става причина за изключително голямо гравитационно ускорение на повърхността. Следователно, сетълмент тежки метали В водородната и хелий атмосферата се появява само в няколко земни дни след като молекулата попадне в общата газова маса.

Възможности и продължителност

Понякога характеристиките на белите джуджета са такива, че процесът на утаяване на тежки вещества молекули може да бъде забавен за дълго време. Най-благоприятните възможности, от гледна точка на наблюдателя от Земята, са процесите, за които милиони, десетки милиони години. Въпреки това такива временни пропуски са изключително малки в сравнение с продължителността на съществуването на звездното тяло.

Еволюцията на бялото джудже е такава, че повечето от образуванията, наблюдавани в настоящия момент, вече имат няколко стотин милиона земни години. Ако го сравните с най-бавния процес на абсорбиране на метал с ядрото, разликата е повече от значима. Следователно, откриването на метал в атмосферата на определена наблюдавана звезда ви позволява да сключите с увереност, че тялото първоначално не е имало такъв състав на атмосферата, в противен случай всички метални включвания биха се преместили дълго.

Теория и практика

Описаното по-горе наблюдение, както и информация за белите джуджета, неутронните звезди, черни дупки позволяват да се предположи, че атмосферата получава метални включвания от външни източници. Учените за първи път решиха, че такава е околната среда между звездите. Небесното тяло се движи през такава субстанция, натрупва средната до нейната повърхност, като по този начин обогатява атмосферата с тежки елементи. Но допълнителни наблюдения показаха, че такава теория е несъстоятелна. Тъй като експертите изясниха, ако промяната в атмосферата се е случила по този начин, най-вече джуджето отвън ще получи водород, тъй като средата между звездите се образува в неговата насипна маса на молекулите на водородната и хелий. Само малък процент от средата отчитат тежки съединения.

Ако теорията би оправдала от първичните наблюдения зад белите джуджета, неутронните звезди, теорията ще се оправдае, джуджетата ще се състоят от водород като най-лесният елемент. Това не би позволило съществуването на дори хелий небесните тела, тъй като хелий е по-тежък и следователно пристъпът на водород ще го скрие напълно от окото на външния наблюдател. Въз основа на присъствието на хелий джуджета, учените заключават, че междузвездната среда не може да служи като единствен и дори основен източник на метали в атмосферата на Stellar TEL.

Как да обясним?

Учените ангажирани през 70-те години на миналия век от черни дупки, бели джуджета, предполагат, че металните включвания могат да бъдат обяснени с капка комета на повърхността на небесното тяло. Вярно е, че в едно време такива идеи са признати твърде екзотични и не получават подкрепа. Това до голяма степен се дължи на факта, че хората все още не знаят за наличието на други планетарни системи - имаше само нашата "дом" слънчева.

Значителна стъпка напред в изследването на черни дупки, белите джуджета бяха направени в края на следващото осмо десетилетие от миналия век. Учените разполагат с особено мощни инфрачервени устройства за наблюдение на дълбините на пространството, което позволи на бялото джудже около известните астрономи за откриване на инфрачервена радиация. Такова е разкрито именно около джуджето, а атмосферата, която съдържа метални включвания.

Инфрачервена радиация, която направи възможно да се оцени температурата на бялата джудже, също така информира ученият, че звездното тяло е заобиколено от някакво вещество, способно да абсорбира звездно радиация. Това вещество се загрява до специфично ниво на температура, по-малък присъщ на звездата. Това ви позволява постепенно да пренасочите абсорбираната енергия. Радиацията възниква в инфрачервения диапазон.

Науката се движи напред

Белите джуджет спектри са станали обект на изучаване на напредналите умове на света на астрономите. Както се оказа, е възможно да се получи доста голяма информация за особеностите на небесните тела. Особено интересни са наблюденията на звездните тела с излишък от инфрачервена радиация. В момента е възможно да се идентифицират около три дузини системи от този тип. Техният основен процент е проучен от най-популярния телескоп "Spitzer".

Учените, които гледат небесните тела, установиха, че плътността на белите джуджета е значително по-малка от този параметър, характерен за гиганти. Също така беше разкрито, че излишното инфрачервено лъчение се обяснява с наличието на дискове, образувани от конкретно вещество, което може да абсорбира енергийните емисии. Това е, че тогава излъчва енергия, но в друг диапазон от вълни.

Дисковете се намират изключително тясно и до известна степен влияят върху масата на белите джуджета (които не могат да надвишават границата на полиращия). Външният радиус се нарича дебрис диск. Предполага се, че такъв е оформен в унищожаването на някакво тяло. Средно, радиусът с размер е сравним със слънцето.

Ако обърнете внимание на нашата планетарна система, става ясно, че можем да наблюдаваме подобен пример спрямо "къщата" - това е заобикалящата се пръстена на Сатурн, чийто размер също е сравним с радиуса на нашето блестящо. С течение на времето учените са установили, че тази функция не е единствената от онези, които родни дилари и Сатурн. Например, планетата и звездите имат много тънки дискове, че прозрачността са незабележими, когато се опитват да получат прозрачна светлина.

Заключения и развитие на теорията

Тъй като белите джуджета са сравними с онези около Сатурн, стана възможно да се формулират нови теории, обясняващи присъствието на метали в атмосферата на тези звезди. Известно е астрономите, че около плодовете на Сатурн се образуват при отличие на някои тела, които се озоваха достатъчно близо до планетата, така че нейното гравитационно поле да ги е засегнало. В такава ситуация външният орган не може да запази собственото си гравитация, което води до нарушаване на целостта.

Беше представен преди около петнадесет години нова теорияОбясняване на образуването на пръстените на белите джуджета по подобен начин. Предполага се, че първоначално джуджето е звезда в центъра на планетата. Небесното тяло с течение на времето се развива, върху което милиарди години напускат, набъбват, губи черупката и става причина за образуването на джудже, постепенно охлажда. Между другото, цветът на белите джуджета се обяснява с тяхната температура. Някои се оценяват на 200 000 K.

Системата от планети по време на такава еволюция може да оцелее, което води до разширяване на външната част на системата едновременно с намаляване на масата на звездата. В резултат на това се формира голяма система Астероидите и много други елементи оцеляват в еволюцията.

Какво следва?

Напредъкът на системата може да доведе до нестабилността му. Това води до бомбардиране от камъните на света около планетата, а астероидите са частично излизащи от системата. Някои от тях обаче се преместват в орбити, рано или късно да се появят, за да бъдат в слънчевия радиус на джуджето. Сблъсъкът не се случва, но приливните сили водят до неприкосновена телесна почтеност. Натрупването на такива астероиди придобива формата, подобна на пръстените около Сатурн. Така дискът на останките се оформя около звездата. Плътността на бялото джудже (около 10 ^ 7 g / cm3) и нейният чип диск се различава значително.

Описаната теория се превърна в доста пълно и логично обяснение на редица астрономически явления. Чрез него е възможно да се разбере защо дисковете са компактни, защото звездата не може да бъде заобиколена от диск, радиусът на който е сравним със слънчевите, в противен случай тези дискове ще бъдат в тялото му.

Обясняване на образуването на дискове и техния размер, той може да бъде разбран, когато се вземат особеностите на металите. Може да бъде на повърхността на звездата, замърсявайки молекулите на джуджетата. Описаната теория, която не е противоположна на идентифицираните показатели за средната плътност на белите джуджета (около 10 ^ 7 g / cm3), доказва каква причина металите се наблюдават в атмосферата на звездите, защо измерването на химическия състав е възможно достъпен към човешкото средство и по каква причина разпределението на елементите е подобно на това, което е характерно за нашата планета и други проучени обекти.

Теории: Има ли някаква полза?

Описаната идея беше широко разпространена като основа за обяснение, по каква причина обвивката на звездите са замърсени с метали, защо се появяват чипс. Освен това от нея следва, че около джуджето има планетарна система. Невероятно в такава дерогация не е достатъчно, защото човечеството е установило, че повечето звезди имат свои собствени планета. Това е характерно за факта, че те са подобни на слънцето и факта, че тя е много по-голяма от нейните размери, а именно се образуват бели джуджета.

Темите не са изтощени

Дори ако смятате, че темата, описана по-горе, обикновено се приема и доказва, някои въпроси за астрономите все още остават отворени. От особен интерес е специфичността на прехвърлянето на веществото между дисковете и повърхността на небесното тяло. Както някои предполагат, това е обяснено радиационна радиация. Теориите, които се обаждат по този начин, описват прехвърлянето на веществото, се основават на посочването на ефекта на Робъртсън. Това явление, под влияние, на което частиците бавно се движат в орбита около младата звезда, постепенно спираща се в центъра и изчезват в небесното тяло. Предполага се, че този ефект трябва да се появи на чипове, свързани със звездите, т.е. молекулите, които присъстват в дисковете, рано или късно се намират в изключителна близост до джуджета. Твърдите вещества подлежат на изпаряване, се образува газ - така под формата на дискове се записва около няколко наблюдавани джуджета. Рано или късно газът идва на повърхността на джуджето, носейки металите тук.

Идентифицираните факти се оценяват от астрономите като значителен принос за науката, тъй като те предлагат, когато се формират планети. Това е важно, тъй като обектите за изследвания привличането на специалисти често са недостъпни. Например, планети, въртящи се около заобикалящото слънце на звездите, е изключително рядко да се научи - това е твърде трудно на техническото ниво, което е достъпно за нашата цивилизация. Вместо това, хората имат възможност да изучават системите на планетите след превръщането на звездите в джуджетата. Ако успеете да се развиете в тази посока, със сигурност можете да идентифицирате нови данни за наличието на системи за планети и техните отличителни характеристики.

Белите джуджета, в атмосферата на кои метали разкриха, ви позволяват да направите представа за химическия състав на кометите и други космически органи. Всъщност, просто няма друг начин за оценка на състава на състава. Например, изучаването на планетите-гиганти можете да направите идея само за външния слой, но няма надеждна информация за вътрешното съдържание. Това важи и за нашата система за "домашна", тъй като химическият състав може да бъде изследван само в небесното тяло, което падна на повърхността на земята или където е възможно да се приземи устройството за изследвания.

Как се случва всичко?

Рано или късно, нашата планетарна система също ще стане "къща" от бяло джудже. Тъй като учените казват, звездното ядро \u200b\u200bима ограничен обем вещество за енергия, а рано или късно, термоядрените реакции са изчерпани. Газът намалява в обемите, плътността се увеличава до тон кубичен сантиметърДокато във външните слоеве реакцията продължава да тече. Звездата се разширява, става червен гигант, чийто радиус е сравним със стотици звезди, равни на Слънцето. Когато външната обвивка спира "изгарянето", разпръскване на вещества в пространството за 100 000 години, което е придружено от образуването на мъглявина.

Ядрото на звездата, освободено от черупката, намалява температурата, която води до образуването на бяло джудже. Всъщност, такава звезда е високо определен газ. В науката джуджетата често се наричат \u200b\u200bдегенеративни небесни тела. Ако нашите светочести, и радиусът му биха преброили само няколко хиляди километра, но теглото ще бъде напълно запазено, тогава ще има и място на бяло джудже.

Характеристики и технически точки

Разглежданият тип космическо тяло е способен да светещ, но този процес се обяснява с други механизми, различни от термоядрени реакции. Главата се нарича остатъчна, обяснява се чрез намаляване на температурата. Джуджето се формира от веществото, чиито йони понякога са по-студени от 15 000 K. Елементите се характеризират с осцилаторни движения. Постепенно небесното тяло става кристално, блясъкът му е отслабен и джуджето се развива в кафяво.

Учените разкриват границата на масата за такова небесно тяло - до 1.4 тегло на слънцето, но не повече от тази граница. Ако масата надвишава този лимит, звездата не може да съществува. Това се дължи на налягането на веществото, което е в компресирано състояние - е по-малко от гравитационно привличане, компресиране на веществото. Настъпва много силна компресия, което води до появата на неутрони, веществото се неутронизира.

Процесът на компресия може да доведе до дегенерация. В този случай се образува неутронна звезда. Вторият вариант е да продължи компресията, рано или късно да доведе до експлозия.

Общи параметри и функции

Болометричната осветеност на категорията на небесните тела спрямо характерното слънце е по-малко от около десет хиляди пъти. Радиусът на джуджето е по-малък от слънчевия сто пъти, докато теглото е сравнимо с най-характерната главна звезда на нашите планети. За да се определи границата на масата за джудже, е изчислена границата на Chandrekar. Когато е превишен, джуджето се развива в друга форма на небесното тяло. Звездната фотосфера средно се състои от плътно вещество, оценено при 105-109 g / cm3. В сравнение с основната звездна последователност, тя е по-гъста около милион пъти.

Някои астрономи смятат, че само 3% от всички звезди в галактиката са бели джуджета, а някои са убедени, че всяка десета принадлежи на такъв клас. Оценките са много по-различни за причината за сложността на наблюдението на небесните тела - те се отстраняват от нашата планета и леко блестят твърде много.

Истории и имена

През 1785 г. тялото се появява в списъка на двойните звезди, наблюденията на които Хершел се ангажира. Звездата се нарича 40 Еридан Б. Тя е тя, която се счита за първата, която вижда човека от категорията бели джуджета. През 1910 г. Ръсел забеляза, че това небесно тяло е от съществено значение ниско ниво Глава, въпреки че цветовата температура е доста висока. С течение на времето беше решено небесните тела от този клас да бъдат разпределени в отделна категория.

През 1844 г. Бесел, изследвайки информацията, получена при проследяването на провъзгласяването в Сириус, реши, че и двамата са изместени от права линия и следователно има близки спътници. Такова предположение за научната общност изглеждаше малко вероятно, тъй като не беше възможно да се види спътник, докато отклоненията могат да бъдат обяснени само от небесното тяло, чиято маса е изключително голяма (подобна на Сириус, сделката).

През 1962 г. Кларк, работещ с най-големия телескоп от тези, които са съществували по това време, разкриха близо Сириус много тъмно небесно тяло. Именно той се нарича Сириус в така, спътник, който дълъг преди да приеме Бесел. През 1896 г. проучванията показват, че свещеникът има и спътник - той получава името на свещеника V. Следователно идеите на Бесел бяха напълно потвърдени.

Откъде идват белите джуджета?

Какво ще се случи със звездата в края на нея живот Зависи от масата, която звездата е имала при раждането. Звездите, които първоначално са имали голяма маса, завършват живота си като черни дупки и неутронни звезди. Звездите от малка или средна маса (с маси по-малко от 8 маси на слънцето) ще станат бели джуджета. Типичното бяло джудже има приблизителна маса на слънцето, а по-големи са малко по-добри от земята. Бялата джудже е една от най-гъстите форми на материя, които само неутронните звезди и черни дупки са по-добри в плътност.

Звездите на средната маса, като нашето слънце, живеят поради обработката на водород в техните ядки в хелий. Този процес се извършва на слънцето в момента. Енергията, която слънцето произвежда чрез термалидния синтез на хелий хелий от водород, създава вътрешно налягане. През следващите 5 милиарда години слънцето прекарва снабдяването с водород в ядрото.

Звездата може да бъде сравнена с тенджера под налягане. При нагряването на херметичния контейнер в него увеличава налягането. Подобно нещо се случва на слънцето, разбира се, строго говорене, слънцето не може да се нарече херметичен контейнер. Гравитацията действа върху веществото на звездите, опитвайки се да го стисне, а налягането, създадено от горещия газ в ядрото, се опитва да разшири звездата. Балансът между налягането и тежестта е много тънък.
Когато запасът от водород завърши на слънце, тежестта ще започне да доминира в този баланс и звездата ще започне да се свива. Въпреки това, по време на компресия, отопление и част от водорода, останалите звезди, останали във външните слоеве, започва да гори. Тази горяща водородна обвивка разширява външните звезди на звездата. Когато това се случи, нашето слънце ще стане червен гигант, той ще стане толкова голям, че живакът ще бъде напълно погълнат. Когато звездата се увеличи по размер, тя се охлажда. Въпреки това, температурата на червеното гигантско ядро \u200b\u200bсе увеличава, докато стане достатъчно високо, за да настигне хелий (синтезиран от водород). В крайна сметка хелий ще се превърне в въглерод и по-тежки елементи. Етапът, в който слънцето ще бъде червен гигант, ще отнеме 1 милиард години, докато изгарянето на водорода отнема 10 милиарда.

Клъстер за топка M4. Оптичният образ от земята телескоп (вляво) и моментна снимка на телескоп Hubble (вдясно). Белите джуджета са маркирани с кръгове. Link: Harvey Richer (Университет на Британска Колумбия, Ванкувър, Канада), М. Болте (Калифорнийски университет, Санта Круз) и НАСА / ЕКА

Вече знаем, че звездите на средната маса като нашето слънце ще станат червени гиганти. Но какво се случва по-късно? Нашият червен гигант ще произведе въглерод от хелий. Когато хелият край, ядрото няма да е достатъчно горещо, за да пусне изгаряне на въглерод. Сега какво?

Тъй като слънцето не е достатъчно горещо, за да направи процеса на изгаряне на въглерод, гравитацията отново ще отнеме гравитацията. При компресиране на звездата, енергията ще бъде освободена, което ще доведе до по-нататъшно разширяване на звездата. Сега звездата ще стане още повече от преди! Радиусът на слънцето ще стане повече от радиуса на земните орбити!

През този период слънцето ще стане нестабилно и ще загуби своето вещество. Тя ще продължи, докато звездата напълно пусне външните си пластове. Ядрата на звездата ще остане цяла и ще стане бяла джудже. Бялата джудже ще бъде заобиколена от разширяваща се газова обвивка, която се нарича планетарната мъглявина. Мъглявината се нарича планетарна, защото първите наблюдатели ги считат за подобни на планетата Уран и Нептун. Има няколко планетарни мъглялища, които могат да се видят в аматьорския телескоп. Приблизително половината от тях в центъра можете да видите бял джудже, когато използвате телескоп, доста скромен размер.

Планетарният мъглявина е знак за прехода на средната масова звезда от сцената на червения гигант в етапа на бялата джудже. Звездите, сравними от масата с нашето слънце, ще се превърнат в бели джуджета около 75 000 години, постепенно да пускат черупките си. В крайна сметка, те, като нашето слънце, постепенно ще се охладят и ще се превръщат в черно въглеродни блокове, този процес ще отнеме около 10 милиарда години.

Наблюдения на Бял Карликов

Има няколко начина да наблюдавате белите джуджета. Първо отворено бяло джудже - звезден спътник Сириус, ярка звезда в съзвездие голям PSA.. През 1844 г. астроном Фридрих Бесел забеляза слабите прогресивни и скъпи движения в Сириус, сякаш около него се завъртя невидим обект. През 1863 г. оптика и дизайнер на телескопи Елван Кларк откри това тайнствен обект. Спалската звезда по-късно беше идентифицирана с бяло джудже. В момента тази двойка е известна като Сириус А и Сириус Б, където в - бяло джудже. Орбиталният период на тази система е на 50 години.

Стрелката показва бял джудже, Сириус В, до големия Sirius A. Link: McDonald Обсерватория, НАСА / SAO / CXC)

Тъй като белите джуджета са много малки и, така е трудно да се работи, двойни системи - един от тях да ги открие. Както и в случая със Сириус, ако звездата има необяснимо движение на даден вид, може да се намери, че една звезда всъщност е многократна система. С по-подробно проучване е възможно да се определи дали звездният спътник е бял джудже. Космическият телескоп на Hubble с 2.4-метров огледало и подобрена оптика успешно наблюдаваха бели джуджета, използвайки широка планетарна камера. През август 1995 г. са извършени над 75 бели джуджета в топката клъстер M4 в съзвездието на Скорпион, използвайки тази камера. Тези бели джуджета бяха толкова слаби, че най-ярките от тях не са по-ярки от 100 W леки крушка, разположени на разстояние от Луната. M4 е на разстояние 7 000 светлинни години от нас и е най-близкият клъстер за топката. Неговата възраст е около 14 милиарда години, поради което повечето звезди на този клъстер са в последния етап на собствения им живот.

Неутронна звезда

Изчисленията показват, че когато експлозията е свръхнова с M ~ 25m, остава плътно неутронно ядро \u200b\u200b(неутронна звезда) с маса от ~ 1,6 метра. В звездите с остатъчна маса m\u003e 1,4 м, под свръхнова, налягането на дегенериращия електронен газ също не е в състояние да балансира гравитационните сили и звездата е компресирана преди състоянието на ядрената плътност. Механизмът на този гравитационен колапс е същият, както когато експлозията е свръхнова. Налягането и температурата вътре в звездата достига до такива стойности, в които електроните и протоните са "пресовани" взаимно и в резултат на реакцията

след изтласкване на неутрино се образуват неутрони, които заемат много по-малък обем от фаза от електроните. Така наречената неутронна звезда се случва, чиято плътност достига 10 14 - 10 g / cm3. Характерният размер на неутронната звезда е 10 - 15 км. В известен смисъл, неутронната звезда е гигантска атомна ядро. Допълнителна гравитационна компресия предотвратява натиска ядрена материяпроизтичащи от взаимодействието на неутроните. Също така е налягането на дегенерация, както преди в случай на бяло джудже, но налягането на дегенерацията на значително по-плътния неутрон газ. Това налягане може да държи масите до 3.2 м.
Неутрино, генерирани по време на колапса, доста бързо охлаждаше неутронната звезда. Според теоретичните оценки температурата спада от 10 11 до 10 9 k по време на ~ 100 s. Върху скоростта на охлаждане леко намалява. Въпреки това, тя е достатъчно висока за астрономическия мащаб. Намаляване на температурата от 10 9 до 10 8 k се среща за 100 години и до 10 6 K - на милион години. Откриване на неутронни звезди оптични методи са доста трудни поради малкия размер и ниска температура.
През 1967 г. Университетът в Кеймбридж е открит космически източници на периодична електромагнитна радиация - пулсари. Периодите на повторение на импулс на пулса са в диапазона от 3.3 · 10 -2 до 4.3 p. Според съвременните идеи, пулсарите въртящи неутронни звезди с маса от 1 - 3м и диаметър 10 - 20 км. Само компактни обекти, които имат свойства на неутронните звезди, могат да поддържат тяхната форма, без да унищожават такива скорости. Запазване на ъгловия инерция и магнитно поле Когато се образува неутронна звезда, води до раждане на бързо въртящи се пулсари със силно магнитно поле B ~ 10 12 GS.
Смята се, че неутронната звезда има магнитно поле, оста на което не съвпада с оста на въртене на звездата. В този случай радиацията на звездата (радио вълна и видима светлина) се плъзга на земята като лъчи на фара. Когато лъчът пресича земята, пулсът е регистриран. Радиацията на неутронната звезда се дължи на факта, че заредените частици от повърхността на звезда се движат по електропроводите на магнитното поле, излъчването електромагнитни вълни. Този механизъм на радио емисия на пулсара, първо предложен от злато, е показан на фиг. 39.

Ако лъчният лъч падне върху наблюдателя на Земята, тогава радиолескопът закрепва кратки импулси на радио емисии с период, равен на периода на въртене на неутронната звезда. Формата на импулса може да бъде много сложна, поради геометрията на магнитосферата на неутронната звезда и е характерна за всеки пулсар. Периодите на въртене на пулсарните стриктно постоянни и точствия на измерването на тези периоди достигат 14-цифрена цифра.
В момента Pulsars са открити в двойни системи. Ако Pulsar се върти в орбита около втория компонент, трябва да се наблюдават вариациите на периода на пулсара поради доплеров ефекта. Когато Пулсър се приближи до наблюдателя, регистрираният период на пулса, дължащ се на ефекта доплер, намалява и когато пулсарът се отстранява от нас, периодът му се увеличава. Въз основа на това явление, пулсарите, които са част от двойни звезди, са открити. За първия открит PSR 1913 + 16 Pulsar, който е част от двойната система, орбиталният период на лечение е 7 часа 45 минути. Собствен период на лечение на PSR 1913 + 16 Pulsar е 59 ms.
Емисията на пулсара трябва да доведе до намаляване на скоростта на въртене на неутронната звезда. Такъв ефект също беше открит. Неутронната звезда, която е част от двойната система, може да бъде източник на интензивно рентгеново лъчение.
Структурата на неутронната звезда с тегло 1,4 м и радиусът от 16 км е показана на фиг. 40.

Аз съм тънък външен слой от плътно опаковани атоми. В райони II и III, ядрата са разположени под формата на кубична решетка, центрираща обем. IV регионът се състои главно от неутрони. В региона V, веществото може да се състои от божури и хиперонов, образувайки ядро \u200b\u200bна непринудена звезда. Понастоящем се изясняват отделни подробности за структурата на неутронната звезда.
Образуването на неутронни звезди не винаги е следствие от избухването на Supernova. Друг механизъм за образуване на неутронни звезди по време на еволюцията на белите джуджета в тясно двойно звездни системи. Потокът от субстанция със спътник на звездите на бял джудже постепенно увеличава масата на бялото джудже и при достигане критична маса (лимитът на Chandracekar) бялото джудже се превръща в неутронна звезда. В случая, когато потокът на веществото продължава и след образуването на неутронна звезда, масата му може значително да се увеличи и в резултат на гравитационен колапс, той може да се превърне в черна дупка. Това съответства на така наречения "тихо" колапс.
Компактна двойни звезди Може да се прояви като източници на рентгеново лъчение. Той също така възниква поради натрупване на веществото, попадащо от "нормалната" звезда до по-компактна. При натрупването на веществото върху неутронна звезда с В\u003e 10 10 g, веществото попада в областта на магнитните полюси. Рентгеновата радиация се модулира чрез въртене около оста. Такива източници се наричат \u200b\u200bрентгенови пулсари.
Има рентгенови източници (наречени кариери), в които периодично, от няколко часа преди деня се появяват радиационни изблици. Характерното време на пръскането се увеличава - 1 сек. Продължителността на избухването от 3 до 10 секунди. Интензивността по време на избухването може да бъде 2-3 порядъка надвишаването на ослността в спокойното състояние. Понастоящем са известни няколко стотици такива източници. Смята се, че в резултат на това възникват радиационни изблици термонуклейни експлозии Вещества, натрупани на повърхността на неутронна звезда в резултат на натрупване.
Добре известно е, че при ниски разстояния между нуклеоните (< 0.3·10 -13 см) ядерные силы притяжения сменяются силами оттал-кивания, т. е. противодействие ядерного вещества на малых расстояниях сжимающей силе тяготения увеличивается. Если плотность вещества в центре нейтронной звезды превышает ядерную плотность ρ яд и достигает 10 15 г/см 3 , то в центре звезды наряду с нуклонами и электронами образуются также мезоны, гипероны и другие более массивные частицы. Исследования поведения вещества при плотностях, превышающих ядерную плотность, в настоящее время находятся в начальной стадии и имеется много нерешенных проблем. Расчеты показывают, что при плотностях вещества ρ > ρ отрова е възможна такива процеси като появата на пионната конденза, преходът на неутронизираното вещество в твърдо кристално състояние, образуването на хаперон и quark gluon плазма. Възможно е образуването на суперфлуид и свръхпроводящи състояния на неутронното вещество.
В съответствие със съвременните идеи за поведението на веществото при плътности при 10 2 - 10 3 пъти надвишаването на ядрената (а именно такива плътности това е речтаКогато се обсъжда вътрешната структура на неутронната звезда), вътре в звездата се образуват атомни ядки близо до границата на стабилност. По-дълбоко разбиране може да бъде постигнато в резултат на изследване на състоянието на веществото в зависимост от плътността, температурата, стабилността на ядрената част в екзотичните съотношения на протонния номер към броя на неутроните в NP / NN, счетоводство за слаби процеси, включващи неутрино. Понастоящем единствената възможност за проучвания в плътността на големите ядрени са ядрените реакции между тежките йони. Въпреки това, експерименталните данни за сблъсъка на тежките йони не са достатъчно информация, тъй като постижимите стойности на n p / n n за целевото ядро \u200b\u200bи за ускореното ядро \u200b\u200bна зачервяване са малки (~ 1 - 0.7).
Точните измервания на периодите на радиолузари показват, че скоростта на въртене на неутронната звезда постепенно се забавя. Това се дължи на прехода кинетична енергия Въртене на звезда в емисионната енергия на пулсара и с неутрино излъчването. Малките промени в разклащането на периодите на радио болести се обясняват с натрупването на напрежения в повърхностния слой на неутронната звезда, придружени от "напукване" и "грешки", което води до промяна в скоростта на въртене на звездата . Наблюдаваните времеви характеристики на радиауларите съдържат информация за свойствата на "кора" на неутронна звезда, физически условия в нея и за суперфуцидността на неутронното вещество. В напоследък Намерени са значителен брой ра-диопуларисти с периоди на по-малки 10 държави-членки. Това изисква усъвършенстване на идеи за процесите, които се случват в неутронни звезди.
Друг проблем е изследването на неутрино процесите в неутронните звезди. Емисионният неутрино е един от механизмите на енергийната загуба с неутронна звезда в рамките на 10 5 - 10 6 години след образуването му.