Beyaz cücenin terimi ne anlama geliyor? Beyaz cüceler

Evrende birçok farklı yıldız var. Büyük ve küçük, sıcak ve soğuk, şarj edilmiş ve şarj olmadı. Bu makalede, ana yıldız türlerini arayacağız, yanı sıra sarı ve beyaz cücelerle ayrıntılı bir açıklama yapacağız.

Sarı cüce. Sarı cücenin, güneşin 0,8 ila 1.2 kütlesine sahip bir kitleye sahip olan ana dizinin küçük yıldızlarının tipidir ve 5000-6000 K yüzey sıcaklığı. Bu tür yıldızlar hakkında daha fazla bilgi edinin, aşağıya bakın.
kırmızı dev. Kırmızı dev büyük yıldız kırmızımsı veya turuncu renk. Bu tür yıldızların oluşumu hem yıldız oluşumunda hem de varlıklarının daha sonraki aşamalarında mümkündür. En büyük devler kırmızı en üst düzeylere dönüşür. Constellenation Orion'dan Bethelgeuse adlı yıldız, en parlak kırmızı supergigant örneğidir.
Beyaz cüce. Beyaz cüce, her zamanki yıldızın, 1.4 güneş kütlesini geçmeyen bir kitle ile kalıntılar, kırmızı devin aşamasını geçtikten sonra. Bu tür yıldızlar hakkında daha fazla bilgi için aşağıya bakın.
Kırmızı cüce. Kırmızı cüceler, evrendeki en yaygın yıldız tipi nesnelerdir. Numaralarının değerlendirilmesi, galaksideki tüm yıldızların sayısının% 70 ila 90'ına kadar değişmektedir. Diğer yıldızlardan oldukça farklı.
Kahverengi cüce. Kahverengi cüce - sübvansiyonlar (yaklaşık 0.01 ila 0.08 güneş kütlesi, sırasıyla, sırasıyla, sırasıyla, 12.57 ila 80.35 jüpiter kitlesine ve Jüpiter'in çapına eşit bir çapa eşittir), bunların derinliklerinde , ana dizinin yıldızlarından aksine, termonükleer sentezin reaksiyonu hidrojenin helyumda dönüşümü ile gerçekleşmez.
Subcaric Cüceler. Subcaric cüceler veya kahverengi alt arabalar, kahverengi cüceler sınırının altında yatan kütleyle soğuk oluşumlarıdır. Kütleleri, güneşin yaklaşık bir hücre kütlesinden az veya sırasıyla, 12.57 Jüpiter kitlesi, alt sınır tanımlanmamıştır. Gezegenler tarafından daha sık görülürler, ancak gezegeni ne düşünecekleri hakkında nihai sonucu ve ne - Subcaric Cüce tarafından, bilimsel topluluk henüz gelmedi.
Kara cücelik. Siyah cüceler - soğutulmuş ve sonuç olarak, görünür beyaz cücelerde yayılmaz. Beyaz cücelerin evriminin son aşamasıdır. Beyaz cüce kitleleri gibi siyah cücelerin kütleleri, güneşin 1.4 kitlesinin üzerinde sınırlıdır.
Çift yıldız. Çift Yıldız - Bunlar etrafında görünen iki yerçekimi ile ilgili yıldızdır. genel merkez kitleler.
Yeni yıldız. Parlaklığı aniden 10.000 kez artar. Yeni yıldız, ana dizide bulunan beyaz cüce ve eşlik eden yıldızlardan oluşan çift bir sistemdir. Bu tür sistemlerde, yıldızdan gelen gaz yavaş yavaş akar beyaz cüce Ve periyodik olarak orada patlar, parlaklık salgını neden olur.
Süpernova. Supernova yıldızı, başarılı bir patlayıcı süreçte evrimi biten bir yıldızdır. Flaş, yeni bir yıldız durumuna göre birkaç büyüklük sırası olabilir. Yani güçlü patlama Son evrimin son aşamasında yıldızda meydana gelen süreçlerin bir sonucu var.
Nötron yıldızı. Nötron Yıldızları (NZ), yaklaşık 1.5 Güneş ve Boyutlar, göze çarpan daha küçük beyaz cüceler, yaklaşık 10-20 km çapındaki kitleli yıldız oluşumlarıdır. Esas olarak nötr alt otomatik parçacıklardan oluşurlar - nötronlar, sıkıca sıkıştırılmış yerçekimi kuvvetleri. Galaksimizde, bilim insanlarının tahminlerine göre, 100 milyon ila 1 milyar nötron yıldızından, yani, bir ila bin sıradan yıldızın bir yerinde olabilir.
Nazik. Nazik - Uzay Yayları elektromanyetik radyasyonperiyodik patlamalar şeklinde (darbeler) toprağa geliyor. Hakim astrofizik modele göre, pulsarlar nötron yıldızlarını döndürme eksenine yatırılan bir manyetik alanla döndürür. Dünya, bu radyasyonla oluşturulan koni girdiğinde, radyasyon darbesi sabitlenebilir, yıldızların periyoduna eşit zaman aralıkları boyunca tekrarlanabilir. Bazı nötron yıldızları saniyede 600 devir yapar.
Cefeida. Cefeida - Star Delta Cefhea'yı adlandırılan parlaklığın oldukça doğru bir bağımlılığına sahip titreşimli yıldızların sınıfı. En ünlü sefeidlerden biri kutup Yıldızı. Ana tiplerin listesi (türleri) yıldızları kısa KarakteristikTabii ki, tüm olası yıldızların evrendeki tüm olası manifoldunu tüketmiyor.

Sarı cüce

Onların çeşitli aşamalarında olmak evrimsel gelişmeYıldızlar normal yıldızlara, cücelerin yıldızları, yıldızlar devlerle ayrılmıştır. Normal yıldızlar, bu ana dizinin yıldızlarıdır. Örneğin, güneşimize aittir. Bazen bu tür normal yıldızlar denir sarı cüceler.

Karakteristik

Bugün sarı yıldız olarak da adlandırılan sarı cüceler hakkında kısaca söyleyeceğiz. Sarı cüceler - genellikle yıldızlar orta kütle, parlaklık ve yüzey sıcaklığı. Herzshprung grafiğinde yaklaşık ortada bulunan ana dizinin yıldızlarıdır - Russell ve daha soğuk ve daha az masif kırmızı cücelerden sonra.

Morgan-KINA'nın spektral sınıflandırmasına göre, sarı cüceler, parlaklık G'nin ana sınıfına karşılık gelir, ancak, sarı-beyaz cücelerde geçiş değişimlerinde, bazen K (turuncu cüceler) veya sınıf f sınıfında.

Sarı cücelerin kütlesi genellikle güneşin 0,8 ila 1.2 kütlesi arasındadır. Aynı zamanda, yüzeylerinin sıcaklığı Kelvin'de 5 ila 6 bin dereceden biridir.

Sarı cüceler arasından en parlak ve en önemlisi bilinen temsilcimiz güneşimizdir.

Güneşe ek olarak, en yakın sarı Carlikov arasında, dikkate değer:

Üçlü Alfa Centauri sisteminde, aydınlatma spektrumuna göre olan Alpha Centaurus'un güneşe benzer olduğu ve Alpha Centauro B - tipik turuncu cüce sınıfı K., her iki bileşenin de sadece 4 ışıkyılın üzerindedir.
Rus turuncu cüce - Rus Bilimler Akademisi'nin yıldızı, Luminosity K sınıfı olan Epsilon Eridan'dır. Astronomların yarasına olan mesafe yaklaşık 10 buçuk ışık yılında tahmin edildi.
Çift Yıldız 61 Kuğu, 11 ışıkyıldan biraz üzerinde bir süredir yerden kaldırıldı. 61 Kuğu tipik Turuncu Cüceler Sınıfı K. bileşeninin her iki bileşeni
Tau balinanın güneşten gelen yıldızı, dünyadan yaklaşık 12 ışık yılı boyunca, parlaklık g spektrumu ve en az 5 exoplanet'ten oluşan ilginç bir gezegen sistemi ile birlikte.

Eğitim

Sarı cücelerin evrimi çok ilginç. Sarı cücenin yaşam beklentisi yaklaşık 10 milyar yıldır.

Derinliklerinde çoğu yıldızda olduğu gibi, hidrojenin esas olarak helyumda yandığı yoğun termonükleer reaksiyonlar akışı. Yıldızın çekirdeğinde helyum içeren reaksiyonların başlamasından sonra, hidrojen reaksiyonları yüzeye gittikçe daha fazla hareket eder. Bu, sarı cücenin kırmızı devin dönüşümündeki başlangıç \u200b\u200bnoktası olur. Böyle bir dönüşümün sonucu kırmızı dev bir aldebaran olarak hizmet edebilir.

Zamanla, yıldız yüzeyi kademeli olarak serin olacak ve dış katmanlar genişlemeye başlayacaktır. Evrimin son aşamalarında, kırmızı dev, gezegen bir bulutsu oluşturan kabuğunu sıfırlar ve çekirdeği, beyaz bir cüceye dönüşecek ve bu da daha fazla sıkıştıracak ve serin olacaktır.

Benzer bir gelecek, şu anda gelişiminin orta aşamasında olan güneşimizi bekliyor. Yaklaşık 4 milyar yaşında, photoshere sadece toprağı ve Mars'ı değil, Jüpiter'i bile emerten sonra kırmızı bir deve dönüşmeye başlayacak.

Sarı cücenin ömrü ortalama 10 milyar yıldır. Hidrojen yanıklarının tüm stokundan sonra, yıldız birçok kez büyüklükte arttırır ve kırmızı bir deve dönüşür. En gezegenli bulutsu ve çekirdek, küçük, yoğun bir beyaz cüceye çöküyor.

Beyaz cüceler

Beyaz cüceler - daha büyük bir kitle (güneş siparişi) ve küçük bir yarıçapa sahip (Dünya'nın yarıçapı), kırmızı devlerin evriminin ürünü olan seçilen kitle için Chandaran limitinden daha az olandır. İçlerinde termonükleer enerji üretim süreci durdurulur, bu da bu yıldızların özel özelliklerine yol açar. Çeşitli tahminlere göre, galaksimizde, toplam nüfusun% 3 ila 10'u arasında değişmektedir.

Tarih Açılışı

1844'te, Sirius'u denetlendiğinde, Alman astronomu ve matematikçi Friedrich Bessel, yıldızın düz çizgiden hafif bir sapma buldu ve Sirius'un varlığının varlığının görünmez bir büyük uydu yıldızı olduğunu belirtti.

Varsayımı, 1862'de, Amerikan Astronomu ve Teleskopter Alvan Graham Clark'ın en büyük refraktörün ayarlanmasıyla uğraştığında, Sirius B.'nin daha sonra olduğunu belirten en büyük refraktörün ayarlanmasıyla uğraştığında

Beyaz Cüce Sirius B düşük parlaklığa sahiptir ve yerçekimi alanının parlak arkadaşını etkiler, bu yıldızın önemli bir kitle ile son derece küçük bir yarıçapı olduğunu gösteren oldukça belirgindir. Yani ilk kez beyaz cüceler adı verilen nesnelerin türü açıldı. İkinci benzer nesne, balık takımyıldızında bulunan Maanna Star'dı.

Beyaz cüceler nasıl oluşur?

Yaşlanan bir yıldızın ardından, tüm hidrojen kaldırılacak, çekirdeği sıkıştırılır ve ısıtılır, dış katmanlarının genişlemesine katkıda bulunur. Etkili yıldız sıcaklığı düşer ve kırmızı bir deve dönüşür. Nükleden çok kötü bir yıldız kabuğu, çekirdeğe çok kötü bir şekilde bağlanmış, uzayda dağılmış, komşu gezegenlere akan, beyaz cüce denilen çok kompakt bir yıldız ve beyaz cüce denilen çok kompakt bir yıldız, kırmızı devin yerine kalır.

Uzun zamandır bir gizem kaldı, neden güneşin sıcaklığına göre daha üstün bir sıcaklığa sahip olan beyaz cüceler güneşin büyüklüğüne kıyasla, içerideki maddenin yoğunluğunun son derece yüksek (içinde 10 5 - 10 9 g / cm3 aralığı). Standart bağımlılık, kitlesel parlaklıktır - beyaz cüceler için, onları diğer yıldızlardan ayırır. Son derece küçük bir hacimde "paketlenmiş" büyük miktar Maddeler, neden beyaz cüce yoğunluğu, su yoğunluğunun neredeyse 100 katıdır.

Beyaz cücelerin sıcaklığı, içlerinde termonükleer reaksiyonların olmamasına rağmen neredeyse sabit kalır. Açıklandı? Güçlü sıkıştırma nedeniyle, atomların elektronik kabukları birbirlerine nüfuz etmeye başlar. Çekirdek arasındaki mesafe en az elektronik kabuğun yarıçapına eşit olan en az olana kadar devam eder.

İyonizasyonun bir sonucu olarak, elektronlar çekirdeğe göre özgürce hareket etmeye başlar ve beyaz cüce içindeki madde kazanır. fiziki ozelliklerihangi metallerin özelliğidir. Böyle bir maddede, yıldızın yüzeyindeki enerji, hızı giderek artan olan elektronlar tarafından aktarılır: Bazıları bir milyon derece sıcaklığına karşılık gelen bir hızda hareket eder. Yüzeydeki ve içinde beyaz cücenin içindeki sıcaklık keskin bir şekilde farklılık gösterebilir, bu, yıldızın çapında bir değişikliğe yol açmaz. Burada Cannon Core - soğutma ile bir karşılaştırma yapabilirsiniz, hacimde azalmaz.

Beyaz cüce son derece yavaş sigortalıdır: Yüz milyonlarca yıl boyunca radyasyon yoğunluğu sadece% 1 düşer. Ancak sonunda, trilyonların gerekli olabileceği, siyah cüce giren, kaybolması gerekecektir. Beyaz cüceler evrenin benzersiz nesneleri olarak adlandırılabilir. Var oldukları dünyevi laboratuvarlarda oyun koşulları, başka hiç kimse yönetmedi.

Beyaz Cücelerin X-ışını Radyasyonu

Genç beyaz cücelerin, izotropik yıldız çekirdeklerinin yüzey sıcaklığı, kabukları sıfırladıktan sonra çok yüksektir - 2 · 10 5 K'tan fazla, ancak yüzeyden radyasyon nedeniyle hızla düşer. Bu tür çok genç beyaz cüceler röntgen aralığında gözlenir (örneğin, beyaz cüce HZ 43 rosat uydusunun gözlemleri). X-ışını aralığında, beyaz cücelerin parlaklığı ana dizinin yıldızlarının parlaklığını aşıyor: X-ışını teleskopu "CHANDRA" tarafından yapılan Sirius'un resimleri resimler olabilir - üzerinde beyaz cüce Sirius B daha parlak görünüyor ~ 10.000 kat parlak Sirius B. optik aralığında olan Sirius ve Spektral Sınıf A1'den daha fazla

En sıcak beyaz cücelerin yüzey sıcaklığı - 7 · 10 4 K, en soğuk - en az 4 · 10 3 K

X-ışını menzilinde beyaz cücelerin radyasyonunun tuhaflığı, X-ışını radyasyonunun ana kaynağının, onları "normal" yıldızlardan keskin bir şekilde ayıran bir Photosphere olduğu gerçeğidir: Taç tacı yecir, ısındı Birkaç milyon Kelvin ve fotoserinin sıcaklığı, X-ışını emisyonları için çok düşüktür.

Birikimin yokluğunda, beyaz cücelerin parlaklık kaynağı, iyonların derinliklerinde ısıl enerjisinin teminidir, bu nedenle parlaklıkları yaşa bağlıdır. Beyaz cücelerin soğutulmasının kantitatif teorisi, 1940'ların sonlarında Profesör Samuel Kaplan'da inşa edildi.

Beyaz cüce - yıldız, alanımızda oldukça yaygındır. Bilim adamları, yıldızların evriminin sonucu, gelişimin son aşamasıdır. Yıldız gövdesinin değiştirilmesinin iki senaryosu var, bir durumda nihai aşama bir nötron yıldızı, diğerinde - kara delik. Cüceler son bir evrim adımdır. Etrafında gezegensel sistemler var. Bilim adamları, metallerle zenginleştirilmiş kopyaları inceleyerek bunu belirleyebildiler.

Sorunun Tarihi

Beyaz cüceler - yıldızlar, 1919'da astronomun dikkatini çekti. İlk defa, açmak mümkün oldu. göksel vücut Hollanda'dan bilim adamı Maanen. Zaman için, uzman, oldukça tipik olmayan ve beklenmedik bir keşif yaptı. Onun tarafından görülen cücenin yıldıza benzerdi, ancak standart olmayan küçük boyutlar vardı. Bununla birlikte, spektrum, sanki büyük ve büyük bir cennet gibi bir vücut olsaydı.

Böyle garip bir fenomenin nedenleri, uzun süredir bilim insanlarını çekti, bu nedenle beyaz cücelerin yapısını incelemek için çok fazla çaba sarf edildi. Atılım, çeşitli metal yapıların cennetteki gövdelerinin atmosferindeki bolluğun varsayımını ifade ettikleri ve kanıtladıklarında muhasebeleştirildi.

Astrofizikteki metallerin, molekülleri hidrojenden, helyumdan daha ağır olan her türlü eleman olduğunu netleştirmek gereklidir. kimyasal bileşim Bu iki bileşikten daha ilericidirler. Helyum, hidrojen, bilim adamları kurmayı başardığımız için, evrenimizde diğer maddelerden daha geniştir. Ondan sıyırma, diğerlerini metaller tarafından belirlemeye karar verildi.

Konunun gelişimi

Her ne kadar beyaz cüceler güneşten çok farklı olsa da, beyaz cüceler yirmili yaşlarda görüldü, sadece yarım yüzyıldan sonra, insanlar yıldız atmosferindeki metal yapıların varlığının tipik bir fenomen olmadığını ortaya koydu. Çıktı, atmosfere dahil olduğunda, en yaygın iki maddeye ek olarak, derin katmanlardaki yer değiştirmeleri meydana gelir. Helyum molekülleri arasında olan ağır maddeler, hidrojen, zaman içinde yıldızların çekirdeğine geçmelidir.

Bu işlemin nedenleri birkaçını tespit etmeyi başardı. Beyaz cüce yarıçapı küçüktür, bu yıldız gövdeleri çok kompakt - isimlerini aldılar. Ortalama olarak, yarıçapı Dünya ile karşılaştırılabilirken, ağırlık planet sistemimizi aydınlatan yıldızın ağırlığına benzer. Bu boyut ve ağırlık oranı, son derece büyük bir yerçekimi yüzey hızının nedenidir. Sonuç olarak, yerleşim ağır metaller Hidrojen ve helyum atmosferi sadece molekül toplam gaz kütlesine girdikten sonra sadece birkaç karasal günde meydana gelir.

Fırsatlar ve Süre

Bazen beyaz cücelerin özellikleri, ağır madde moleküllerinin sedimantasyonu sürecinin uzun süre ertelenebileceği şekildedir. Dünyadan gözlemcinin bakış açısına göre en uygun seçenekler, milyonlarca yıllık milyonlarca yıl izin verilen süreçlerdir. Bununla birlikte, bu tür geçici boşluklar, yıldız vücudunun varlığının süresine kıyasla son derece küçüktür.

Beyaz cücenin evrimi, şu anda gözlenen oluşumların çoğunun zaten birkaç yüz milyon Dünya yılı var. Bunu çekirdeği ile en yavaş metal emme işlemiyle karşılaştırırsanız, fark önemlidir. Sonuç olarak, belirli bir gözlenebilir yıldızın atmosferindeki metalin tespiti, vücudun başlangıçta atmosferin böyle bir bileşimine sahip olmadığına dair güvenle sonuçlandırmanıza olanak tanır, aksi takdirde tüm metal kapanımları uzun süre hareket etmiş olurdu.

Teori ve pratik

Yukarıda açıklanan gözlem yanı sıra beyaz cüceler, nötron yıldızları, kara delikler hakkında bilgi, atmosferin dış kaynaklardan metal kapanımlarını aldığını varsaymanızı mümkün kılmıştır. Bilim adamları ilk önce yıldızlar arasındaki çevre olduğuna karar verdi. Göksel gövde böyle bir maddeden geçer, ortamı yüzeyine biriktirir, böylece atmosferi ağır elementli zenginleştirir. Ancak daha fazla gözlem, böyle teorinin savunulanmadığını gösterdi. Uzmanlar netleştikçe, atmosferdeki değişim bu şekilde meydana geldiğinde, esas olarak dıştan gelen cüce hidrojen alır, çünkü yıldızlar arasındaki ortam hidrojen ve helyum moleküllerinin kütlesinde oluşur. Ağır bileşikler için orta hesapların sadece küçük bir yüzdesi.

Teori, beyaz cücelerin arkasındaki birincil gözlemlerden edinmesi durumunda, nötron yıldızları, teori kendilerini haklı çıkarır, cüceler en kolay eleman olarak hidrojenden oluşur. Helyum göksel gövdelerinin varlığına izin vermez, çünkü helyum ağırdır ve bu nedenle hidrojen birikimi onu dış gözlemcinin gözünden tamamen gizleyecektir. Helyum cücelerinin varlığına dayanarak, bilim adamları, yıldızlararası ortamın Stellar Tel'in atmosferindeki tek ve hatta ana metal kaynağı olarak hizmet edemediği sonucuna vardılar.

Nasıl açıklanır?

Son yüzyılın 70'sinde kara deliklerle, beyaz cücelerle meşgul olan bilim adamları, metal kapanmalarının gök gövdesinin yüzeyinde bir damla kuyruklu yıldızla açıklanabileceğini öne sürdü. Doğru, bir zamanlar böyle fikirler çok egzotik tanındı ve destek almadı. Bu, büyük ölçüde, insanların diğer gezegen sistemlerinin varlığını henüz bilmediği gerçeğinden dolayıydı - sadece "evimiz" güneşimiz vardı.

Kara deliklerin çalışmasında öne çıkan önemli bir adım, geçen yüzyılın gelecek sekizinci on yılının sonunda beyaz cüceler yapıldı. Bilim adamları, beyaz cücenin kızılötesi radyasyonu tespit etmek için bilinen gökbilimcilerin etrafındaki boşluğun derinliklerini izlemek için özellikle güçlü kızılötesi cihazlarda elden çıkardılar. Bu, tam olarak cüce çevresinde, atmosferi metal kapanımları içerdiği ortaya çıkmıştır.

Beyaz cücenin sıcaklığını tahmin etmeyi mümkün kılan kızılötesi radyasyon, bilimciyi yıldız gövdesinin yıldız gövdesinin, yıldız radyasyonunu emebilecek bir madde ile çevrili olduğunu da bildirdi. Bu madde, yıldızda daha küçük bir miktarda, belirli bir sıcaklık seviyesine ısıtılır. Bu, absorbe edilen enerjiyi yavaş yavaş yönlendirmenizi sağlar. Radyasyon kızılötesi aralığında meydana gelir.

Bilim ileri hareket eder

Beyaz cüce spektrumları, astronomların dünyasının ileri zihinlerini inceleme amacı haline gelmiştir. Çıktığı gibi, göksel organların özellikleri hakkında oldukça toplu bir bilgi elde etmek mümkündür. Özellikle ilginç, aşırı kızılötesi radyasyona sahip yıldız gövdelerinin gözlemleri idi. Halen, bu türün üç düzine sistemini tanımlamak mümkündü. Ana yüzdeleri, "Spitzer" en popüler teleskopu tarafından incelendi.

Cennetteki gövdeleri izleyen bilim adamları, beyaz cücelerin yoğunluğunun, devlerin bu parametre özelliğinden önemli ölçüde daha az olduğunu belirtir. Ayrıca, aşırı kızılötesi radyasyonun, enerji emisyonlarını emebilen belirli bir maddenin oluşturduğu disklerin varlığı ile açıklandığı ortaya çıktı. Bu o zaman enerji yayar, ancak başka bir dalgalar aralığında.

Diskler son derece yakındır ve bir dereceye kadar beyaz cücelerin kütlesini (Chandrayer sınırını aşamayan) etkiler. Dış yarıçap, bir enkaz diski denir. Böyle bir vücudun yıkımında oluştuğu önerildi. Ortalama olarak, boyut yarıçapı güneşle karşılaştırılabilir.

Gezegen sistemimize dikkat ederseniz, "evin" ile ilgili benzer bir örnek gözlemleyebileceğimizden açıkça ortaya çıkıyor - bu, bedenimizin yanı sıra parlayan yarıçapıyla da karşılaştırılabilir olan çevresindeki Saturn halkaları. Zamanla, bilim adamları bu özelliğin, Dwarika ve Satürn'ü Rodnits'in teklerinden biri olmadığını tespit etmişlerdir. Örneğin, gezegen ve yıldızlar, saydam ışığa dayanırken saydamlığın göze çarpmadığını çok ince disklere sahiptir.

Sonuçlar ve teori gelişimi

Beyaz cüce halkaları çevreleyen satürnlerle karşılaştırılabilir olduğundan, bu yıldızların atmosferindeki metallerin varlığını açıklayan yeni teorileri formüle etmek mümkün hale geldi. Gökbilimciler, Satürn halkalarının etrafında, bazı cisimlerin gelgit tahribatıyla oluşturulduğu, gezegenden yeterince yakın olan, böylece yerçekimi alanını etkiledi. Böyle bir durumda, dış gövde kendi yerçekimini koruyamaz, bu da bütünlük ihlaline yol açar.

Yaklaşık onbeş yıl önce sunuldu yeni teoriBeyaz cücelerin halkalarının oluşumunu benzer şekilde açıklamak. Başlangıçta cüce, gezegen sisteminin merkezinde bir yıldız olduğunu varsayalım. Zamanla cennetteki vücut, milyarlarca yılın ayrıldığı, kabuğu çıkardığı, kabuğu kaybeder ve cüce oluşumunun nedeni, yavaş yavaş soğutulmasının nedeni haline gelir. Bu arada, beyaz cücelerin rengi sıcaklıkları ile açıklanmaktadır. Bazıları 200.000 K'de tahmin ediliyor.

Bu tür evrim sırasında gezegenlerin sistemi, sistemin dış kısmının, yıldızın kütlesindeki bir düşüşle aynı anda genişlemesine yol açan hayatta kalabilir. Sonuç olarak, oluşur büyük sistem Asteroitler ve diğer birçok eleman evrimde hayatta kalmaktadır.

Sıradaki ne?

Sistemin ilerleyişi istikrarsızlığına yol açabilir. Bu, gezegenin etrafındaki dünyanın taşları tarafından bombardımanlara yol açar ve asteroitler kısmen sistemden uçuyor. Bununla birlikte, bazıları, yörüngelere, er ya da geç cücenin güneşli yarıçapı içinde ortaya çıktığını belirtti. Çarpışma gerçekleşmez, ancak gelgit kuvvetleri bozulmuş vücut bütünlüğüne yol açar. Bu tür asteroitlerin birikimi, Satürn'ü çevreleyen halkalara benzer şekilde form edinir. Böylece, enkaz diski yıldızın etrafında oluşturulur. Beyaz cücenin yoğunluğu (yaklaşık 10 ^ 7 g / cm3) ve çip diski önemli ölçüde farklılık gösterir.

Açıklanan teori, bir dizi astronomik olayların oldukça eksiksiz ve mantıklı bir açıklaması haline gelmiştir. Bun boyunca, disklerin neden kompakt olduğunu anlamak mümkündür, çünkü yıldızın bir diskle çevrilemeyeceği, yarıçapı güneşli ile karşılaştırılabilir, aksi takdirde bu tür disklerin vücudunun içinde olacaktır.

Disklerin oluşumunu ve boyutlarını açıklamak, tuhaf metal stokunun nerede alındığı anlaşılabilir. Dwarf metal moleküllerini kirleterek yıldız yüzeyinde olabilir. Beyaz cücelerin ortalama yoğunluğunun (yaklaşık 10 ^ 7 g / cm3) tanımlanmış göstergelerinin belirlenmesi ile ilgili tarif edilen teori, metallerin yıldızların atmosferinde gözlemlendiğini kanıtlar, kimyasal bileşimin ölçülmesi uygun fiyatlıdır. İnsan araçlarına ve elementlerin dağılımının ne sebep olduğu için gezegenimize ve çalışılan diğer nesnelere özgü olana benzer.

Teoriler: Herhangi bir fayda var mı?

Açıklanan fikir, açıklamak için bir temel olarak yaygın olarak dağıtıldı, çünkü yıldızların kabuğunun metallerle kirlendiği, neden yongaları ortaya çıktı. Ek olarak, cüce çevresinde gezegensel bir sistem olduğu için izler. Böyle bir aşağılama içinde şaşırtıcı değil, çünkü insanlık çoğu yıldızın kendi gezegen sistemlerine sahip olduğunu belirlemiştir. Bu, güneşe benzer olmaları ve boyutlarından çok daha büyük olması gerçeğinin karakteristiğidir - yani beyaz cüceler oluşturulur.

Konular tükenmez

Yukarıda açıklanan konuyu genel olarak kabul edilen ve kanıtlanmış olarak kabul etseniz bile, astronomlar için bazı konular hala açık kalır. Özellikle ilgi, maddenin diskler ile gök gövdesinin yüzeyi arasındaki transferinin özgüllüğüdür. Bazı önerdiği gibi, açıklandı radyasyon radyasyonu. Bu şekilde çağrılan teoriler, maddenin transferini tanımlamak, işaret eden Robertson etkisine dayanmaktadır. Bu fenomen, parçacıkların genç yıldızın etrafındaki yörüngede yavaşça hareket ettiği etkisi altında, yavaş yavaş merkeze virgülle değişen ve göksel vücutta kaybolur. Muhtemelen, bu etki yıldızları çevreleyen çip disklerinde, yani disklerde bulunan moleküller, er ya da geç olan moleküller kendilerini cüce için olağanüstü bir yakınlıkta bulmalıdır. Katı maddeler buharlaşmaya maruz kalır, gaz oluşur - diskler şeklinde, gözlenen birkaç cücenin etrafına kaydedildi. Er ya da geç, gaz, burada metal taşıyan cücenin yüzeyine gelir.

Tanımlanan gerçekler, gökbilimciler tarafından bilime önemli bir katkı olarak değerlendirilir, çünkü gezegenler oluşturulur. Bu önemlidir, çünkü uzmanları çeken nesneler genellikle kullanılamaz. Örneğin, yıldızların çevreleyen güneşin etrafında dönen gezegenler, öğrenmek son derece nadirdir - medeniyetimiz için uygun olan teknik düzeyde çok zordur. Bunun yerine, insanlar cücelerdeki yıldızları çevirdikten sonra gezegenlerin sistemlerini inceleme fırsatı buldular. Bu yönde gelişmeyi başarırsanız, gezegenlerin ve ayırt edici özelliklerinin varlığında yeni verileri kesinlikle tanımlayabilirsiniz.

Beyaz cüceler, metallerin ortaya çıktığı atmosferde, kuyruklu yıldızların kimyasal bileşimi ve diğer uzay gövdelerinin bir fikir edinmenize izin verir. Aslında, kompozisyonun bileşimini değerlendirmek için başka bir yol yoktur. Örneğin, gezegenlerin devrelerini incelemek için, yalnızca dış katman hakkında bir fikir edinebilirsiniz, ancak iç içerik hakkında güvenilir bir bilgi yoktur. Bu aynı zamanda "ev" sistemimiz için de geçerlidir, çünkü kimyasal bileşim sadece dünyanın yüzeyine düşen ya da aygıtı araştırma için arazinin aranması mümkün olduğu göksel vücutta incelenebilir.

Her şey nasıl olur?

Er ya da geç, planet sistemimiz de beyaz cücenin bir "evi" olacak. Bilim adamları söylese de, yıldız çekirdeği enerji için sınırlı bir madde var ve er ya da geç, termonükleer reaksiyonlar tükendi. Gaz hacimlerinde azalır, yoğunluk bir tona yükselir santimetre küpDış katmanlardayken, reaksiyon akmaya devam eder. Yıldız genişler, yarıçapı güneşe eşit yüzlerce yıldızla karşılaştırılabilir olan kırmızı bir devi haline gelir. Dış kabuk, Nebula'nın oluşumu eşlik eden 100.000 yıl boyunca uzayda bir madde ortamları "yanmayı" durdurduğunda.

Kabuktan serbest bırakılan yıldızın çekirdeği, beyaz cücenin oluşumuna yol açan sıcaklığı düşürür. Aslında, böyle bir yıldız, yüksek kesin bir gazdır. Bilimde, cüceler genellikle dejenere gök cisimleri olarak adlandırılır. Armatürlerimiz sıkılır ve yarıçapı sadece birkaç bin kilometreye sahip olurdu, ancak ağırlık tamamen korunacaktı, sonra da beyaz bir cücenin yeri olacaktı.

Özellikler ve teknik noktaları

Kozmik gövdenin kabul edilen türü parlayabilir, ancak bu işlem termonükleer reaksiyonlar dışındaki diğer mekanizmalarla açıklanmaktadır. Glow artık denir, sıcaklık azaltılarak açıklanmaktadır. Cüce, iyonları bazen 15.000 K'tan daha soğuk olan madde tarafından oluşturulur. Öğeler, osilatör hareketlerle karakterize edilir. Yavaş yavaş, gök gövdesi kristalleşir, parıltısı zayıfladı ve cüce kahverengiye dönüşüyor.

Bilim adamları, böyle bir gök cisiminin kütle limitini - güneşin 1,4 ağırlığına kadar, ancak bu sınırdan daha fazla olmadığını ortaya koydu. Kütle bu sınırı aşarsa, yıldız var olamaz. Bunun nedeni, sıkıştırılmış bir durumda olan maddenin basıncından kaynaklanmaktadır - özü sıkıştırarak yerçekimi çekiminden daha azdır. Nötronların görünümüne yol açan çok güçlü bir sıkıştırma meydana gelir, madde nötronize edilir.

Sıkıştırma işlemi dejenerasyona neden olabilir. Bu durumda, bir nötron yıldızı oluşur. İkinci seçenek, sıkıştırma devam etmek, er ya da geç bir patlamaya yol açar.

Genel Parametreler ve Özellikler

Karakteristik güneşe göre göksel gövdeler kategorisinin bolometrik parlaklığı yaklaşık on bin kattan daha azdır. Cüce yarıçapı güneşten daha az, yüzlerce kez daha azdır, kilo gezegenlerimizin en karakteristik ana yıldızı ile karşılaştırılabilir. Cüce için kütle sınırını belirlemek için, Chandrekar limiti hesaplandı. Aşındığında, cüce başka bir gök bedeni şeklinde gelişir. Ortalama olarak yıldız takibi, 105-109 g / cm3'te tahmin edilen yoğun bir maddeden oluşur. Ana yıldız dizisine kıyasla, yaklaşık milyon kez daha yoğundur.

Bazı astronomlar, galaksideki tüm yıldızların sadece% 3'ünün beyaz cüceler olduğuna inanıyor ve bazıları, her birinin böyle bir sınıfa ait olduğuna ikna olduklarına inanıyor. Tahminler, göksel gövdelerin gözlemlenmesinin nedeni hakkında çok farklıdır - gezegenimizden kaldırılır ve çok fazla parlayacaklardır.

Hikayeler ve İsimler

1785 yılında, gövde, çift yıldızların listesinde, Herschel'in nişanlandığı gözlemler. Yıldız, 40 Eridan B denirdi. Bunu, beyaz cüceler kategorisindeki adamı ilk gören kişi olarak kabul edilir. 1910'da Russell, bu gök bedeninin gerekli olduğunu fark etti. düşük seviye Glow, renk sıcaklığı oldukça yüksek olmasına rağmen. Zamanla, bu sınıfın göksel organlarının ayrı bir kategoride tahsis edilmesi gerektiğine karar verildi.

1844'te, Sirius'taki ilanları izlerken elde edilen bilgileri keşfetmek, ikisinin de düz bir çizgiden geçtiğine karar verdi ve bu nedenle yakın uydular var. Bilimsel topluluğun böyle bir varsayımı, herhangi bir uyduyu görmenin mümkün olmadığı için, sapmalar ancak kitlesel, kitlesinin son derece büyük (Sirius, işleme benzer şekilde) açıklanabileceği gibi olası değildir.

1962'de Clark, o sırada var olanlardan en büyük teleskopla birlikte, Sirius'un yakınında çok sıkıcı bir gök bedeni olduğunu ortaya çıkardı. Sirius olarak adlandırılan, bu yüzden, besimsiz bir uydu, besimsiz olarak kabul etti. 1896'da çalışmalar rahibin de bir arkadaşı olduğunu göstermiştir - rahip V'nin adını aldı. Sonuç olarak, besim fikirleri tamamen doğrulandı.

Beyaz cüceler nereden geliyor?

Sonunda yıldızın başına ne olacak hayat yolu Yıldızın doğumda olduğu kitleye bağlıdır. Başlangıçta büyük bir kitleye sahip olan yıldızlar, kara delikler ve nötron yıldızları gibi hayatlarını bitirdi. Küçük veya Orta Kütle Yıldızları (kütlelerle birlikte, güneşin 8 kütlesinden az) beyaz cüceler olacaktır. Tipik beyaz cüce güneşin yaklaşık bir kütlesine sahiptir ve boyutta yerden biraz daha üstündür. Beyaz cüce, sadece nötron yıldızları ve kara delikler yoğunlukta üstün olan en yoğun madde biçimlerinden biridir.

Orta kütlenin yıldızları, güneşimiz olarak, helyumda hidrojenin işlenmesi nedeniyle yaşıyor. Bu işlem şu anda güneşte gerçekleşir. Güneşin hidrojenden helyum helyumun termalid sentezi boyunca ürettiği enerji, iç basınç yaratır. Önümüzdeki 5 milyar yılda, güneş çekirdeğe hidrojen tedarikini geçirir.

Star, düdüklü tencere ile karşılaştırılabilir. Isıtmalı hermetik kabın içinde basıncı arttırır. Sun'da benzer bir şey olur, tabii ki, kesinlikle konuşursak, güneşin bir hermetik kabı olarak adlandırılamaz. Yerçekimi Yıldızların Maddesine, sıkmaya çalışıyor ve çekirdeğindeki sıcak gazın yarattığı basınç yıldızı genişletmeye çalışıyor. Basınç ve yerçekimi arasındaki denge çok incedir.
Hidrojen stoğu güneşte sona erdiğinde, yerçekimi bu dengeye hükmetmeye başlayacak ve yıldız küçülmeye başlayacak. Bununla birlikte, sıkıştırma, ısıtma ve hidrojenin bir kısmı sırasında, dış katmanlarda kalan kalan yıldızlar yanmaya başlar. Bu yanan hidrojen kılıfı, yıldızın dış yıldızlarını genişletir. Bu olduğunda, güneşimiz kırmızı bir dev olacak, bu yüzden cıvanın tamamen emileceği kadar büyük olacak. Yıldız boyutu arttığında, soğutulur. Bununla birlikte, kırmızı dev çekirdeğin sıcaklığı, helyum yakalamak için yeterince yüksek olana kadar artar (hidrojenden sentezlenir). Sonunda, helyum karbon ve daha ağır elemanlara dönüşecektir. Güneşin kırmızı bir dev olacağı sahne 1 milyar yıl sürer, hidrojen yanma aşaması 10 milyar sürer.

Top Küme M4. Yer teleskopundan (solda) optik görüntü ve bir Hubble teleskopunun (sağda) bir anlık görüntüyü. Beyaz cüceler daireler ile işaretlenmiştir. Bağlantı: Harvey Richer (British Columbia Üniversitesi, Vancouver, Kanada), M. Bolte (Kaliforniya Üniversitesi, Santa Cruz) ve NASA / ESA

Güneşimizin kırmızı devlerin olduğu için orta kütlenin yıldızlarının zaten olduğunu zaten biliyoruz. Ama sonra ne olur? Kırmızı devimiz helyumdan karbon üretecek. Helyum sonu olduğunda, çekirdek karbon yanmayı başlatmak için yeterince sıcak olmayacak. Şimdi ne olacak?

Güneş, karbon yanma sürecini yapacak kadar sıcak olmadığından, bir yerçekimi tekrar bir yerçekimi alacaktır. Yıldızı sıkıştırırken, enerji serbest bırakılacak, bu da yıldız kabuğunun daha fazla genişlemesine yol açacaktır. Şimdi yıldız öncekinden daha fazla olacak! Güneşimizin yarıçapı, dünyanın yörüngelerinin yarıçapından daha fazla olacak!

Bu süre zarfında, güneş kararsız hale gelir ve maddesini kaybeder. Yıldız dış katmanlarını tamamen düşürene kadar devam edecektir. Yıldızın çekirdeği bütün kalacak ve beyaz cüceler olacak. Beyaz cüce, gezegen bulutsu olarak adlandırılan genişleyen bir gaz kabuğu ile çevrili olacaktır. Nebula'nın planet olarak denir, çünkü ilk gözlemciler onları Uranüs ve Neptün'e benzer şekilde değerlendirdi. Amatör teleskopda görülebilen birkaç gezegensiz bulutsu vardır. Merkezde yaklaşık yarısı, bir teleskop kullanırken, oldukça mütevazı bir boyutta beyaz bir cüceyi görebilirsiniz.

Planet Bulutsusu, Orta Kitle yıldızının, beyaz cüce aşamasında kırmızı devin sahnesinden geçişinin bir işaretidir. Sunumuzla karşılaştırılabilir yıldızlar, yaklaşık 75.000 yıl boyunca beyaz cücelere dönüşecek, kabuklarını yavaş yavaş düşürecek. Sonunda, güneşimiz gibi, yavaş yavaş serinleyecek ve siyah karbon bloklara dönüşecek, bu süreç yaklaşık 10 milyar yıl sürecek.

Beyaz Carlikov'un gözlemleri

Beyaz cüceleri gözlemlemenin birkaç yolu vardır. İlk Açık Beyaz Cüce - Star Companion Sirius, Takımyıldızda Parlak Yıldız büyük psa. 1844'te, Astronom Friedrich Bessel, Sirius'taki zayıf ilerleyici ve sevgilim hareketlerini, çünkü görünmez bir nesnenin etrafında döndüğünü fark etti. 1863 yılında teleskopların optik ve tasarımcısı Elvan Clark bunu keşfetti gizemli nesne. Companion yıldızı daha sonra beyaz cüceyle tanımlandı. Şu anda, bu çift Sirius A ve Sirius B olarak bilinir. Bu sistemin yörünge dönemi 50 yaşında.

Ok, büyük Sirius A'nın yanında beyaz cüce, Sirius B'yi belirtir: McDonald Gözlemevi, NASA / SAO / CXC)

Beyaz cüceler çok küçük olduğundan ve bu yüzden çalışmak zordur, çift sistemler - bunlardan biri onları tespit etmek için. Sirius durumunda olduğu gibi, yıldızın belirli bir türün açıklanamayan bir hareketi varsa, tek bir yıldızın aslında birden fazla sistem olduğunu görebilir. Daha ayrıntılı bir çalışma ile, yıldız arkadaşı beyaz cüce olup olmadığını belirlemek mümkündür. Hubble uzay teleskopu 2.4 metrelik bir aynalı ve geliştirilmiş optiği ile geniş açılı bir gezegen odası kullanarak beyaz cüceleri başarıyla gözlemledi. Ağustos 1995'te, Scorpio'nun takımyıldızında M4 topundaki 75'in üzerinde beyaz cüceler bu oda kullanılarak yapıldı. Bu beyaz cüceler o kadar zayıftı ki, en parlakların, ayın bir mesafesinde bulunan 100 W ampulden daha parlak değildi. M4, ABD'den 7.000 ışıkyılı bir mesafededir ve bize en yakın top kümesidir. Yaşı yaklaşık 14 milyar yıldır, bu yüzden bu kümenin çoğunun çoğu, kendi yaşamlarının son aşamasındadır.

Nötron yıldızı

Hesaplamalar, patlamanın M ~ 25m ile süpernova olduğunda, yoğun bir nötron çekirdeği (nötron yıldızı) ~ 1.6M kütlesi ile kalır. Artık kütleli bir kütle miktarı olan yıldızlarda, süpernova altında, dejenere elektronik gazın basıncı da yerçekimi kuvvetlerini dengeleyemez ve yıldız nükleer yoğunluğun durumundan önce sıkıştırılıyor. Bu çekimsel çöküşün mekanizması, patlamanın süpernova olduğu ile aynıdır. Yıldızın içindeki basınç ve sıcaklık, elektronların ve protonların birbirlerine "basıldığı" ve reaksiyonun bir sonucu olduğu değerlere ulaşır.

ejeksiyon nötrinolarından sonra, nötronlar, elektronlardan çok daha küçük bir faz hacmini işgal eder. Sözde nötron yıldızı, yoğunluğu 10 14 - 10 g / cm3'e ulaşan gerçekleşir. Nötron yıldızının karakteristik boyutu 10 - 15 km'dir. Bir anlamda, nötron yıldızı devasa bir atom çekirdeğidir. Diğer yerçekimi sıkıştırma basıncı önler nükleer maddenötronların etkileşiminden kaynaklanmaktadır. Aynı zamanda, beyaz cücelerde olduğu gibi, dejenerasyonun basıncıdır, ancak dejenerasyonun dajenerasyonunun çok daha yoğun nötron gazının basıncı. Bu basınç, kitleleri 3.2 metreye kadar tutabilir.
Darban sırasında oluşturulan nötrinolar, nötron yıldızını oldukça hızlı bir şekilde soğutur. Teorik tahminlere göre, sıcaklık ~ 100 s sırasında 10 11 ila 10 9 K arasında düşer. Soğutma oranı hafifçe azalır. Ancak, astronomik ölçek için yeterince yüksek. 10 9 ila 10 8 K arasındaki sıcaklıkta bir azalma, 100 yıl içinde ve milyon yılda 10 6 k - 10 ila 10 k arasında gerçekleşir. Nötron yıldızları tespiti Optik yöntemler, küçük boyut ve düşük sıcaklık nedeniyle oldukça zordur.
1967'de Cambridge Üniversitesi, Hewish ve Bell, kozmik periyodik elektromanyetik radyasyon kaynaklarını açtı - pulsarlar. Pulsün nabız darbelerinin tekrarı periyotları, 3.3 · 10 -2 ila 4,3 p arasında uzanır. Modern fikirlere göre, pulsarlar, 1 - 3m'lik bir kütleye sahip olan nötron yıldızları döndürüyor ve 10 - 20 km çap. Nötron yıldızlarının özelliklerine sahip olan yalnızca kompakt nesneler şeklini koruyabilir, bu tür hızlarda yok edemez. Açısal momentumun korunması ve manyetik alan Nötron yıldızı oluştuğunda, güçlü bir manyetik alan B ~ 10 12 GS ile hızla dönen pulsarların doğumuna yol açar.
Nötron yıldızının bir manyetik alanı olduğuna inanılmaktadır, bu eksen, yıldızın dönme ekseni ile çakışmaz. Bu durumda, yıldızın radyasyonu (radyo dalgası ve görünür ışık), deniz fenerinin ışınları olarak yere kaydırır. Kiriş zemini geçtiğinde, nabız kaydedilir. Nötron yıldızının radyasyonu, yıldız yüzeyinden gelen yüklü parçacıkların manyetik alanın güç hatlarında hareket etmesi nedeniyle oluşur. elektromanyetik dalgalar. Pulsarın bu mekanizması, ilk olarak altınla önerilen pulsarın bu mekanizması, Şekil 2'de gösterilmiştir. 39.

Radyasyon ışını yeryüzünün gözlemcisine düşerse, radyo teleskopu, Radyo emisyonunun kısa darbelerini, nötron yıldızının dönüş süresine eşit bir süre ile sabitler. Nabız şekli, nötron yıldız magnetosferinin geometrisi nedeniyle çok karmaşık olabilir ve her pulsarın özelliğidir. Nazik rotasyon süreleri kesinlikle sabit ve bu sürelerin ölçülmesinin doğruluğu 14 basamaklı bir basamağa ulaşır.
Halen, pulsarlar çift sistemlerde keşfedilir. Pulsar, ikinci bileşenin etrafındaki yörüngede dönerse, Doppler etkisi nedeniyle pulsar periyodunun varyasyonları gözlenmelidir. Pulsar gözlemciye yaklaştığında, Doppler etkisi nedeniyle kayıtlı radyo darbe süresi azalır ve pulsar bizden çıkarıldığında, süresi artar. Bu fenomen dayanarak, çift yıldızların bir parçası olan pulsarlar keşfedilmiştir. İlk keşfedilen PSR 1913 + 16 pulsar, çift sistemin bir parçası olan orbital tedavi süresi 7 saat 45 dakika idi. PSR 1913 + 16 pulsarın kendi tedavisi süresi 59 ms.
Pulsarın emisyonu, nötron yıldızının dönüş hızında bir düşüşe yol açmalıdır. Böyle bir etki de keşfedildi. Çift sistemin bir parçası olan Nötron Yıldızı, yoğun röntgen radyasyonunun kaynağı olabilir.
Nötron yıldızının 1.4m'sinin ve 16 km'lik yarıçapının yapısı, Şekil 2'de gösterilmiştir. 40.

Ben sıkıca paketlenmiş atomların ince bir dış tabakasıdır. II ve III alanlarında çekirdek, hacim merkezli bir kübik kafes şeklinde bulunur. IV bölgesi esas olarak nötronlardan oluşur. V bölgesinde, madde, bir nötron yıldızının bir zımpara çekirdeğini oluşturan, peonies ve hiperonovdan oluşabilir. Nötron yıldızının yapısının ayrı detayları şu anda netleşmiştir.
Nötron yıldızlarının oluşumu her zaman süpernova salgını bir sonucu değildir. Nötron yıldızlarının oluşumu için başka bir mekanizma, beyaz cücelerin yakınında yıldız sistemleri. Beyaz cüce üzerindeki bir yıldız-eşlik maddesinin akışı, yavaş yavaş beyaz cüce kütlesini arttırır ve ulaştıktan sonra kritik kitle (ChandraCekar'ın sınırı) beyaz cüce nötron bir yıldıza dönüşür. Maddenin akışının devam ettiği ve bir nötron yıldızının oluşmasından sonra, kitlesi önemli ölçüde artabilir ve bir yerçekimi çöküşünün bir sonucu olarak, kara deliğe dönüşebilir. Bu, "sessiz" daraltmaya karşılık gelir.
Kompakt Çift yıldız X ışını radyasyonu kaynakları olarak kendini gösterir. Ayrıca, "normal" yıldızdan düşen maddenin birikimi nedeniyle daha kompakt. B\u003e 10 10 GS ile nötron yıldızındaki maddenin birikimi ile, madde manyetik direkler alanına düşer. X-ışını radyasyonu, eksen etrafındaki döndürülerek modüle edilir. Bu tür kaynaklar x-ışını pulsarları denir.
Periyodik olarak, günden birkaç saat önce periyodik olarak, radyasyon patlamaları meydana getiren röntgen kaynakları vardır. Sıçramanın karakteristik zamanı artar - 1 sn. Patlamanın süresi 3 ila 10 saniye arasında. Patlama sırasında yoğunluk, 2-3 büyüklük sırası, Sakin halde parlaklığı aşan büyüklüktedir. Halen, bu tür bu tür kaynaklar bilinmektedir. Sonuç olarak radyasyon patlamasının meydana geldiğine inanılmaktadır. termonükleer patlamalar Birikimin bir nötron yıldızının yüzeyinde biriken maddeler.
Nükleonlar arasındaki düşük mesafelerde iyi bilinmektedir (< 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 zehir, nötronize edilmiş maddenin sağlam bir kristalli duruma geçişi, hiperonne ve kuark gluon plazmasının oluşumu gibi bir süreçler gibi işlemler mümkündür. Nötron maddenin süperfluid ve süper iletken durumlarının oluşumu mümkündür.
Maddenin yoğunluklardaki davranışları ile ilgili modern fikirlere uygun olarak, 10 2 - 10'da 3 kez nükleerden (yani bu tür yoğunluklar) bu konuşmaNötron yıldızının iç yapısı tartışıldığında), Stabilite sınırının yakınındaki atom çekirdekleri yıldızın içinde oluşturulur. Proton sayısının egzotik oranlarının yoğunluğuna, sıcaklığına, sıcaklığına, sıcaklığına, sıcaklığına, sıcaklığına, sıcaklığına, sıcaklığına, sıcaklığına, sıcaklığına, sıcaklığına, hisse senetlerinin nötronlarının sayısına bağlı olarak daha derin bir anlayış elde edilebilir. nötrinoları içeren zayıf süreçler için. Halen, büyük nükleerin yoğunluklarında yapılan çalışmaların tek olasılıkları, ağır iyonlar arasında nükleer reaksiyonlardır. Bununla birlikte, ağır iyonların çarpışmasına ilişkin deneysel veriler yeterli bilgi değildir, çünkü hedef çekirdek için N P / N N'nin elde edilebilecek değerleri ve yıkama hızlandırılmış çekirdeği küçüktür (~ 1 - 0.7).
Radioulsarians dönemlerinin doğru ölçümleri, nötron yıldızının dönme hızının yavaş yavaş yavaşlandığını göstermiştir. Bu geçiş nedeniyle kinetik enerji Bir yıldızın pulsarın emisyon enerjisine dönüş ve nötrino emisyonu ile dönmesi. Radyo hastalıkları dönemlerinde küçük atlama değişiklikleri, nötron yıldızının yüzey tabakasındaki streslerin birikimi ile açıklanmaktadır, "çatlama" ve "hatalar" eşliğinde, yıldızın dönüş hızındaki bir değişikliğe yol açan "çatlama" ve "hatalar" eşliğinde . Radioulsarların gözlenen zamansal özellikleri, bir nötron yıldızının, içindeki fiziksel koşulların "kabuğunun" özellikleri ve nötron maddenin üstünlüğü hakkında bilgi içerir. İÇİNDE son zamanlarda Daha küçük 10 ms dönemleri olan önemli sayıda ra-diopoultarlar bulundu. Bu, nötron yıldızlarında meydana gelen süreçler hakkındaki fikirlerin iyileştirilmesini gerektirir.
Başka bir sorun, nötrino süreçlerinin nötron yıldızlarında çalışmasıdır. Emisyon Nötrino, formasyonundan 6 yıl sonra 10 5 - 10 arasında bir nötron yıldızıyla enerji kaybı mekanizmalarından biridir.