Cüce. Yıldız Cüceleri, Devler ve Suchgian

Her yıldızın kendi kaderi ve yaşam beklentisi vardır. Solmaya başladığında bir an var.

Beyaz cüceler sıradışı yıldızlardır. Yoğunluğu aşırı derecede yüksek olan bir maddeden oluşur. Yıldız evrimi teorisinde, onlar olarak kabul edilirler. son aşama Küçük yıldızların evrimi ve orta kütleGüneşin kütlesi ile karşılaştırılabilir. Galaksimizdeki farklı tahminlere göre, bu yıldızların% 3-4'ü vardır.

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.

(Resimde, Dünya gezegeni ile iki beyaz cücelerin boyutlarının karşılaştırılması)

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.

(Star Wang Maenena'nın resminde - loş beyaz cüceBalık Takımyıldızı)

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.

Yıldızlar sadece güneş sisteminde değil, aynı zamanda tüm evrende de en sıcak nesnelerdir. İçlerinde sürekli termo olur nükleer reaksiyonlarVe bu reaksiyonların bir sonucu olarak, büyük miktarda enerji serbest bırakılacaktır. Yıldızların sıcaklığı dev değerlere ulaşır - 2 ila 60 bin santigrat derece. Ancak, bütün yıldızlar birbirlerine benzer değildir. Diğer, çok daha soğuk yıldızlar var.

Hangi nesnelerin sınıfı kahverengi cüceler içeriyor?

Kahverengi cüceler, evrenin en gizemli nesnelerinden biridir. Ağırlığı güneşten 10 kat daha az olan yıldızlar, kırmızı cüceler kategorisine aittir. Ancak hiçbir bilim adamı, kırmızı cüce bir yıldız olmadığı düşüncelere izin vermez. 1990'ların ortalarında, astronomlar "siyah hayaletler" olarak adlandırılan nesneleri buldular. Devasa boyutları ve etkileyici yerçekimi vardı.

Kütle Ölçümü

Bir kütlesi, genellikle kahverengi cücenin ağırlığını karşılaştıran gezegen, - Jüpiter. Bu gezegenin boyutlarında 12 kat daha üstün olan kahverengi cüceler var. Bilim adamları yıldızlara engellenir. Ancak gezegen, böyle büyük bir nesneyi aramak için çok imkansız. Halen, gökbilimciler, gaz devlerine ve kahverengi cücelerin farklı kategorilere değip değmeyeceğini aktif olarak tartışıyorlar (Jüpiter Gezegeninin bir gaz devi olduğunu hatırlıyoruz).

Kahverengi cüceler, jüpiterden boyutlarında üstündür, ancak aynı zamanda "Black Ghosts", güneşten yaklaşık yüz kat daha az. Kahverengi cücelerin bir başka adı kahverengi cücelerdir. Bilimde bu, onları sübvansiyonlar aramak alışılmıştır, ancak çok olağandışı özelliklere sahip olmalarına rağmen, hala yıldızlardır.

İlk varsayımlar

İlk defa, astronomlar bu tür nesneler hakkında 1960'larda konuşmaya başladı. Ancak, varlıklarının varsayımı doğrulanmadı. Birçok iddialı bilim adamı meraklıydı ve bu tür nesneleri bulmaya çalışarak evrenin en yakın mahallesini keşfedmeye başladı. Ancak 35 yıl boyunca, hiç kimse nesneyi bulamaz, en azından uzaktan kahverengi cücelere benzemektedir. Bununla birlikte, olayların bu sonucu oldukça doğaldı - çünkü bu tür yıldızların kendi ışığını yaymaz ya da parlaklık o kadar küçüktür ki bu kadar küçüktür ki bu kadar küçüktür. Ek olarak, yer teleskopları bu tür nesneleri bildirmek için oldukça düşük bir duyarlılığa sahiptir.

Brown Carlikov'un özellikleri

Astronomun kahverengi cüceleri gezegenleri veya yıldız kategorisini sayamaz. En basit tanımı böyle olacaktır: "Kusursuz yıldızların türü." Termonükleer reaksiyonların süreçlerinin onların içine başlayacağı, orijinal yıldızların gökyüzünde parıldadığı sayesinde ağırlığında belirli bir gösterge elde edebilecekleri çok kötü bir şekilde büyüdüler. Bu yüzden kahverengi cüceler bir ışık ve ısı kaynağı değildir. Gökbilimcilerin konumlarını belirlemek son derece zordur.

Ancak, bilim adamları her zaman yararlanabilecekleri birkaç sırrı vardır. Örneğin, kahverengi cücelerin spektrumunda, lityum izleri her zaman mevcuttur. Bu metal genellikle kullanılır farklı şekiller Sanayi, örneğin, pillerin üretiminde. Ama B. uzay alanı Lityum nadirdir, çünkü bu tür koşullarda kolayca parçalanır. Ancak, bu metal kahverengi cüceler için tipiktir.

Soğuk yıldız atmosferi

Böyle yıldızları bulabileceğiniz bir başka işaret, metanın varlığıdır. Bu gaz, yüksek sıcaklıkları nedeniyle sıradan yıldızlarda biriktiremez. Bununla birlikte, kahverengi cüceler nispeten soğuktur ve bu nedenle metan atmosferlerinde kolayca biriktirilir. Bu tür yıldızların metan atmosferi çok yoğundur.

Öfkeli rüzgarlar yüzeylerinde yarışıyorlar ve diğer yıldızların ışınları sırasıyla burada hiç nüfuz etmiyor, hava asla olumlu olmaz. Bu nedenle, fotoğrafta kahverengi cüceler dizinlere bakar. Uzay araştırmacıları bu yıldızlara asla yaklaşmazlar.

Yüzeylerine bir gemi ekmek imkansızdır. Yerçekimi, astronotların, gemi bir metal yığını haline gelmeden önce bile astronotların hemen yanında öldüğü belli.

Kahverengi cücelerin çoğu aktif olarak kendileriyle ilgili olarak, gezegenlerin oluşturulduğu gaz-kötülük bulutları hakkında aktif olarak oluşturur. Böyle bir gezegen sisteminin yakın zamanda bukalemun takımyıldızında keşfedildi.

En yakın nesne

Ve 2014 yılında tüm astronomik dergiler başlıklar tarafından vuruldu: "Güneş sisteminin civarında, kahverengi cüce bulundu." Cüce Bromot, Wise J085510.83-071442.5 adını atandı. Güneşten yaklaşık 7,2 ışık yılına kadar bir mesafede bulunur. Karşılaştırma için: Bize en yakın sistem, Alpha Centaurus'dur ve Planet Earth'tan 4 ışıkyılıdır. Bu kahverengi cüce kütlesi, bilim adamları tarafından yaklaşık olarak değerlendirildi. Bu nesnenin 3-10 kez olduğuna inanılmaktadır. daha fazla gezegen Jüpiter. Bazı astronomlar, böyle bir kahverengi cüce kitlesinin kategori ile ilgili olabileceğini önermektedir. gazak GiantsSonunda sınırın üzerine atıldı Güneş Sistemi.

Bununla birlikte, çoğu araştırmacı, bu nesnenin bir grup kahverengi cücelere atıfta bulunduğuna inanmaya meyillidir. Sonuçta, evrende oldukça yaygındır. Bu nesnenin anlık görüntülerini analiz eden diğer astronom Kevin Luman'da, iki kahverengi cüceler keşfedildi. Gezegenimizden 6.5 ışıkyılı bir mesafedeydiler. Doğrudan diğer kahverengi cücelerin güneş sisteminde astronomlar henüz keşfedilmemiştir. Belki de tüm bu keşifler sadece gelecekte geliyor.

Gizemli Güney Uydu

Güneş sisteminde özel bir kahverengi cüce varlığı hakkında başka bir varsayım var - nemesis. Bu, bir zamanlar güneşin "arkadaşı" olan teorik olarak iddia edilen yıldızdır. Bununla birlikte, bilim adamları hala tartışıyor, bu kategoriye katılıyor - kahverengi, kırmızı veya beyaz cüceler. Nemesidlerin varlığı teorisi, çeşitli tükenme sürecinin döngüsünü açıklamak için öne sürülmüştür. biyolojik türler Dünyada - bilim insanlarının gözlemlerine göre, her 27 milyar yılda bir oldu.

Bununla birlikte, astronomlar henüz nemesisin varlığının onayı bulunamamıştır. Bu yıldızın güneşin bir uydu olabileceğine inanılıyor ve daha uzun bir yörünge boyunca döndürüldüğüne inanılıyor. Başka bir yıldızın güneşin etrafında döndüğü teori, son yüzyılın 70'lerindeki 70'li yıllarda bilimsel çevrelerde popülerdi. Yıldız gezegenlere yaklaştığında, türlerin kitle tükenmesi olarak görev yapabilen yörüngelerinde yerçekimi bozulmalarına neden oldu. Buna ek olarak, yıldız, her 27 milyar yılda bir geçtikçe, Oort bulutundan dünyaya kuyruklu yıldızlar getirebilir.

Güneş sisteminin çevresindeki kahverengi cüceler

Çok uzun zaman önce güneş sisteminin yakınında gökbilimciler tarafından, ultra soğutulmuş bir yıldız - kahverengi cücelerden oluşan bir grup keşfedildi. Montreal J. Robert'tan Astronom Başlı Çalışmalar. Bu keşifler, gelecekte bilim adamlarının bu nesnelerin yanı sıra, diğer bölgelerde olduğu gibi bu nesnelerin ne kadar sıkı olduğunu belirlemeye yardımcı olacaktır. Astronoma J. Robert ekibi 165 kahverengi cüce açtı. Bu ultra soğutmalı yıldızların üçte biri (bu terim, yüzeylerinin sıcaklığının 2200 kelvinleri geçmediği anlamına gelir) yeterince sıradışı var kimyasal bileşim. Bilim adamları, bu türdeki yıldızların çoğunun keşfedilmesinin sadece gelecekte olması, çünkü önceki bilim insanları "prekast" çok sayıda nesnedir.

Nispeten aydınlık ve büyük armatürler çıplak gözü görmek oldukça basittir, ancak güneş sistemine yakın olmasa bile, sadece güçlü teleskoplar için görülebilen galakside çok daha fazla cüce yıldız vardır. Bunlar arasında hem mütevazı uzun karaciğerler - kırmızı cüceler var ve kahverengi olan ve beyaz cücelerin geri kalanına taşınan beyaz cücelerden ayrılanlar, yavaş yavaş siyaha dönüşüyor. Stok foto top spl / doğu haberi

Yıldız İlçesi büyüklüğüne ya da daha doğrusu kütleye bağlıdır. Bir sürü yıldızı daha iyi hayal etmek için böyle bir örnek getirebilirsiniz. Eğer bir ölçekte 333 bin ölçek koyarsak zemin toplarıve başka bir - güneş, sonra birbirlerini dengeliyorlar. Yıldız dünyasında, güneşimizin orta biberdir. Kütle ile 100 kat daha düşük büyük yıldızlar Ve 20'de bir kez en kolay olanı aşıyor. Aralığın küçük olduğu görülecektir: yaklaşık balina (15 ton) kediye (4 kilogram). Ancak yıldızlar memeliler değildir, fiziksel özellikleri kitleye bağlı olarak çok daha güçlüdür. En azından sıcaklığı karşılaştırın: Çin ve kedi neredeyse aynıdır ve yıldızlar onlarca farklıdır: 2000 Kelvinov'dan cücelerde 50.000'e kadar büyük yıldızlar arasında. Daha da fazlası - milyarlarca, radyasyonlarının gücü değişir. Bu yüzden gökyüzünde uzak dev yıldızları kolayca fark ettik ve cüceler güneşin yakınında bile görmüyor.

Gerçek şu ki, büyük bir yıldızın hayatının cüceden binlerce kez daha kısadır. Kendi bedeninizi yerçekimi çöküşünden korumak için, ağır yıldızlar geç kalmalı yüksek sıcaklıklar - Merkezde yüz milyonlarca derece. Termonükleer reaksiyonlar, çok yoğun bir şekilde onlara gider, bu da büyük radyasyon gücüne ve "yakıtın" hızlı bir şekilde yanmasına neden olur. Büyük yıldız, birkaç milyon yılda tüm enerjiyi yayıyor ve ekonomi cüceleri, yavaşça ağaçlar, termonükleer yüzyıllarını onlarca veya milyarlarca yıldan fazla uzatıyor. Öyleyse, cüce doğduğunda, şimdiye kadar yaşıyor, çünkü galaksinin yaşı sadece 13 milyar yıldır. Ancak 10 milyon yıl önce ortaya çıkan büyük yıldızlar uzun zamandır öldürüldü.

Bununla birlikte, bu, devlerin neden uzayda nadiren bulunduğunu soruya sadece yarım cevaptır. Ve ikinci yarısı, büyük yıldızların cüceden çok daha az doğduğudır. Güneşimiz gibi yüz yenidoğan yıldızlarda güneşten daha çok 10 kez daha sadece bir yıldız. Bu "Çevresel Desen" astrofiziğinin nedeni henüz çözülmedi.

Dejenere yıldızlar

Genellikle, yıldız oluşturma süresinde, yerçekimi sıkışması, merkezdeki yoğunluk ve sıcaklık, termonükleer reaksiyonları başlatmak için gerekli olan değerlere ve daha sonra nükleer enerjinin serbest bırakılmasıyla, gaz basıncı kendi yerçekimini dengelemek için gereken değerlere ulaşana kadar devam eder. cazibe. Büyük yıldızlarda, yukarıdaki sıcaklık ve reaksiyonlar, maddenin nispeten küçük bir yoğunluğu ile başlar, ancak daha az ağırlık, ateşleme yoğunluğu o kadar yüksek olur. Örneğin, güneşin ortasında plazma 150 grama sıkıştırılmış santimetre küp. Bununla birlikte, bir yoğunlukta, yüzlerce kat daha fazla bile, madde sıcaklık artışından bağımsız olarak, sıcaklık büyümesine bakılmaksızın, yıldızın sıkıştırılmasından önce, termonükleer reaksiyonlardaki enerji veriminden önce, yıldızın sıkıştırılması önemli hale gelir. Sıkıştırma durağının nedeni, fizikçilerin dejenere elektronik gazın basıncı olarak adlandırıldığı kuantum-mekanik bir etkidir.

Gerçek şu ki, elektronların 1925'te Phyico Wolfgang Pauli tarafından kurulan "Powli Prensibi" denenen parçacıkların türüne aittir. Bu ilke, elektronlar gibi aynı parçacıkların aynı anda aynı durumda olamayacağını savunuyor. Bu nedenle elektronlar farklı yörüngelerdeki atomda hareket ediyor. Yıldızın derinliklerinde hiçbir atom yoktur: büyük bir yoğunluklu, ezilirler ve tek bir "elektronik deniz" vardır. Onun için Pauli Prensibi şöyle geliyor: Yakındaki elektronlar aynı hızlara sahip olamaz. Bir elektron dinleniyorsa, diğeri hareket etmelidir ve üçüncüsü hala daha hızlıdır, vb. Bu elektronik gaz fizikçilerinin durumu dejenerasyon denir.

Küçük bir yıldız tüm termonükleer yakıtı yakartsa ve enerji kaynağını kaybetmiş olsa bile, sıkıştırması dejenere elektronik gazın basıncı ile durdurulabilir. Madde ne kadar soğutulursa, yüksek yoğunluklu, elektronların hareketi durmaz, bu da, maddenin basıncının sıcaklıktan bağımsız olarak sıkıştırmaya dayanacağı anlamına gelir: yoğunluk ne kadar yüksek olursa, basınç o kadar yüksek olur. Ölümcül yıldızın solara eşit bir kitle ile sıkıştırılması, dünyanın büyüklüğüne düştüğünde, yani, 100 kat ve madde yoğunluğu, su yoğunluğundan bir milyon kat daha yüksek olacaktır. Böylece beyaz cüceler oluşur. Daha küçük bir kitlenin yıldızı, gücü çok büyük olmadığı için daha küçük bir yoğunlukla sıkıştırmayı durdurur. Çok küçük bir yıldız kaybeden dejenere olabilir ve derinliklerinde sıkıştırmayı durdurabilir, sıcaklık "termonükleer ateşleme" eşiğine yükselir. Bu vücut asla gerçek bir yıldız olmayacak.

Eksik bağlantı

Yakın zamana kadar, astronomik nesnelerin sınıflandırılmasında, büyük bir delik açıldı: en küçük ünlü yıldızlar güneşten 10'lu bir kez ve en büyük gezegen - Jüpiter - 1000 kez idi. Doğada herhangi bir orta nesneler var mı - 1/1000 ila 1/10 güneşe sahip bir kütle ile gezegenler değil mi? Bu "eksik bağlantı" nasıl görünüyor? Tespit etmek mümkün mü? Bu sorular uzun zamandır endişeli gökbilimcilere sahiptir, ancak Cevap sadece 1990'ların ortalarında planlanmaya başladı, güneş sisteminin dışındaki gezegenlerin arama programları ilk meyveleri getirdiğinde. Birkaç güneş gibi yıldızlar etrafındaki yörüngelerde, Giyenler Devler keşfedildi ve hepsi Jüpiter'den çok büyüktü. Yıldızlar ile gezegenler arasındaki kitle boşluğu küçülmeye başladı. Fakat boyun eğmek ve nereden yıldız ve gezegen arasındaki sınırı çizmek mümkün mü?

Son zamanlarda oldukça basit görünüyordu: Yıldız kendi ışığı ile parlıyor ve gezegen yansıtıyordu. Bu nedenle, bu nesneler gezegenlerin kategorisine girer, tüm varoluş zamanında, termonükleer sentezin reaksiyonlarının akması değildir. Bazı evrim aşamasındaysa, güçleri parlaklık ile karşılaştırılabilir (yani termonükleer reaksiyonlar, ana enerji kaynağı olarak görev yapmıştır), o zaman böyle bir nesnenin yıldız olarak adlandırılmaya değer. Ancak, termonükleer reaksiyonların meydana geldiği, ancak asla ana enerji kaynağı olarak bulunmadığı ara cisimler olabileceği ortaya çıktı. 1996 yılında keşfedildiler, ancak uzun zaman önce kahverengi cüceler denemeden önce. Bu garip nesnelerin açılması, harika bir teorik tahminle başlayan otuz yıllık bir aramadan önce gelir.

1963'te, Hindistan menşeli Shiv Kumar'ın genç Amerikan astrofizikçisi, en küçük yıldızların modellerini hesapladı ve kozmik gövdenin kütlesinin% 7,5'lik güneş enerjisini aşması durumunda, çekirdeğindeki sıcaklığın birkaç milyon dereceye ve termal ilit reaksiyonlarına ulaştığını öğrendi. Hidrojenin helyumda dönüşümü buna başlar. Daha küçük bir kütlede, ortadaki sıcaklıktan daha erken durur, helyumun sentez reaksiyonunu aktarmak için gereken değere ulaşır. O zamandan beri, kütlenin bu kritik değeri "hidrojen tutuşma sınırını" veya Kumara sınırını denir. Yıldızı bu sınıra ne kadar yaklaştırsa, nükleer reaksiyonların yavaşlaması içine girer. Örneğin, güneş yıldızının% 8'inin bir kütlesi ile, yaklaşık 6 trilyon yıl - evrenin modern çağından 400 kat daha fazla olacak! Öyleyse, hangi dönemde, bu yıldızlar doğar, hepsi hala bebeklikte.

Ancak, daha az büyük nesnelerin hayatında normal bir yıldıza benzediklerinde kısa bir bölüm vardır. Konuşuyoruz Güneş kütlesinin% 1 ila% 7'sine olan kütleleri olan kütlelerle ilgili organlar hakkında, yani 13 ila 75 jüpiter kitlesidir. Oluşum döneminde, yerçekimi eyleminin altında sıkıştırılması, ısınırlar ve kızılötesi ve hatta küçük kırmızı - görünür bir ışıkla kızmaya başlarlar. Yüzeylerinin sıcaklığı 2500 Kelvin'e yükselebilir ve derinliklerde 1 milyon Kelvinov'u geçer. Bu, helyumun termalid sentezinin reaksiyonu için yeterlidir, ancak geleneksel hidrojenden değil, çok nadir bir ağır izotoptan değil, sıradan bir helyum değil, ancak hafif izotop helyum-3. Dış maddenindeki deuteryum çok küçük olduğundan, önemli bir enerji prizi vermemek için hızlı bir şekilde yanmasıdır. Coolingfire şenlik ateşine bir sayfa atmak gibidir: Anında yanar, ancak ısı vermez. Daha güçlü bir "stilborn" yıldızını ısıtmak mümkün değildir - sıkıştırma, dejenere gazın iç basıncının etkisi altında durur. Lained ısı kaynakları, sadece normal gezegen olarak soğur. Bu nedenle, bu başarısız yıldızların sadece kısa saçlı gençliklerinde sıcakken farkına varmak mümkündür. Sabit termonükleer yanma moduna girmeye mahkum değildir.

En yakın komşular

Çıplak bir gözle gökyüzünde görülebilen birkaç bin yıldızın sadece birkaç yüzlerce yüzlerce aldı kendi adı. Zaten donuk şoklar hakkında konuşurken, teleskopta bile dikkat ederek zorluk çekiyor gibi görünüyor. Ama hayır! Astronomik kitaplarda, bu tür nesneler genellikle Barnard, Karttein Yıldızları, Pshibyl, Van Maenena, Lytene'nin uçan yıldızı olan Proxima Centaur, ... genellikle onları okuyan astronomların isimleri ile isimlendirilir. Bu isimler, bilimde bir fincan Petri veya Raychi X-ray ile aynı şekilde kurulmuştur. Ve meraklı olan şey, hemen hemen bütün yıldızlar, bilim adamlarının isimlerini giyen tüm yıldızlar inanılmaz, çok küçük ve donuk olduğu ortaya çıktı.

Gökbilimcileri çeken bu minik yıldızlar çekiyor? Her şeyden önce, güneşimizin numaralarından geldiği gerçeği. Özelliklerin toplamı ile büyük cücelere atfedilebilir. Bu nedenle, küçük yıldızların hayatını okumak, geçmişini ve geleceği anlamaya çalışıyoruz. Ayrıca cüce yıldızlar bizim en yakın komşularımızdır. Ve şaşırtıcı değil, bir kez galaksideki çocuklar daha fazla. Centauro Centauro'daki proxima, ABD'den dört ışık yılında yer almaktadır - adını belirten diğer tüm yıldızlara (Lat. Proxima - "en yakın"). Ancak yakınlığına rağmen, sadece teleskopda görülebilir. Ve şaşırtıcı değil, çünkü optik parlaklığı güneşten 18 bin kat daha küçüktür. Boyutu olarak, Jüpiter'den sadece 1,5 kat daha büyük ve yüzey sıcaklığı yaklaşık 3000 K - iki kez ve güneşin yanı sıra. Proxima, güneşten 7 kat daha kolaydır ve STAR kütlelerinin alt sınırı olan Kumara sınırına oldukça yakındır. Thermonuclear reaksiyonlarını derinlemesine tutabiliyor.

Biraz daha fazla proxima, ancak onunla yerçekimi paketinde bulunur, Çift yıldız Alpha Centauri. Her iki bileşeni de güneşimizin neredeyse doğru kopyalarıdır. Doğru, yaklaşık 200 milyon yıl daha yaşlandılar, bu da onları incelemek anlamına gelir, güneşin geleceğini milyonlarca yıl boyunca tahmin ediyoruz.

Güneşin daha uzak bir geleceği temsil edilmektedir, örneğin, Wang Maenen'in yıldızı, STAR'ın geri kalanının, güneşe benzer şekilde en yakın tek beyaz cücedir. 6-7 milyar yıl sonra, aynı kader armatürümüz tarafından hazırlanır: dış mekan katmanlarını bırakarak, dünyanın boyutlarına sıkmak, yıldızların süper uygun bir soğutma "öğütülmesi" - ilk sıcaktan yüksek sıcaklıktan, sonra Yavaş yavaş kırmızı ve nihayet pratik olarak görünmez soğuk siyah cüce. Bu dönüşümün nasıl gerçekleşeceği hakkında, astronomik makalelerde "Sakurai'nin amacı" olarak görünen bir başka "kayıtlı" bir yıldız söyler. Japon Amatör Astronomi Yukio Sakurai, 20 Şubat 1996'da O sırada açtı. ani zoom Onun parlaklığı. İlk başta, bu sıradan bir genç beyaz cücedir, ancak altı ay boyunca yüzlerce kez şişmiş, nükleer yakıtlarının son damlalarından kurtulan yıldızların "ölüm kasılmalarını" gösterdi. Gökbilimciler helyum salgını çağırır. Hesaplamalara inanıyorsanız, biraz daha fazla yanıp söner ve cüce sonsuza dek sakinleşmelidir.

"Sonborn" yıldızların açılması

Fizik kendinden emin: bu korunma yasaları tarafından yasaklanmaz, izin verilir. Astronomlar buna ekle: Doğa hayal gücümüzden daha zengindir. Shiv Kumar kahverengi cücelerle gelebilirse, doğanın onları oluşturmak zor görünüyor. Yirmi yılda bu donuk parıldamak için başarısız araştırmalar devam etti. Tüm yeni ve yeni araştırmacılar işler dahil. Kumar teorisyeni bile, kağıt üzerinde açılan nesneleri bulmayı umarak teleskopla yapıştırılmış. Onun fikri basitti: tek bir kahverengi cüce tespit etmek çok zordur, çünkü sadece radyasyonunu düzeltmek için gereklidir, ancak ayrıca bunun soğuk bir dev yıldız olmadığını kanıtlamak için (yıldız standartlarına göre) atmosferi veya hatta Evrenin kenarındaki toz galaksisi ile çevrilidir. Astronomide en zor olanı, nesneye olan mesafeyi belirlemektir. Bu nedenle, normal yıldızların yanındaki cüceleri, zaten bilinen mesafeleri aramanız gerekir. Fakat parlak yıldız Teleskopu kör etmek ve donuk cüce görmesine izin vermez. Sonuç olarak, diğer cücelerin yanında onları aramanız gerekir! Örneğin, kırmızı - yıldızlar son derece küçük kütle veya beyaz - normal yıldızların soğutulması. 1980'lerde Kumara ve diğer gökbilimcilerin aranması sonucu getirmedi. Bir kereden fazla olmasına rağmen, kahverengi cücelerin açılışı hakkında raporlar ortaya çıktı, ancak her seferinde detaylı bir çalışma küçük yıldız olduğunu gösterdi. Ancak, arama fikri doğruydu ve on yıl sonra çalıştı.

1990'lı yıllarda, astronomlar yeni hassas radyasyon alıcıları - CCD matrisleri ve adaptif optiklerle 10 metreye kadar olan büyük teleskoplar vardı; bu, atmosferik bir bozulmayı telafi eden ve dünyanın yüzeyinden neredeyse aynı net görüntüler alacak boşluk. Hemen meyveyi getirdi: son derece donuk kırmızı cüceler bulundu, kelimenin tam anlamıyla kahverengi ile sınırlandı.

Ve ilk kahverengi cüce 1995'te, Kanarya Adaları'ndaki Astrofizik Enstitüsü'nden Rafael Rebolo'nun liderliğinde bir grup gökbilimcidir. La Palma adasındaki bir teleskopun yardımıyla, Teide Pleiades 1 olarak adlandırılan, Teide Pleiades 1 adlandırılan, Tenerife adasındaki Pico de Teid Volcano adını ödünç aldılar. Doğru, bu nesnenin niteliğindeki bazı şüpheler kaldı ve İspanyol gökbilimcileri bunun gerçekten kahverengi cüce olduğunu savundu, aynı yıl Amerikan meslektaşları keşifleri hakkında söyledi. Tadashi Nakagrai'nin Tadashi Nakagrai'nin Tadashi Nakagrai'nin, Palomaric Gözlemevi'nin teleskoplarından 19 ışıkyıldan oluşan bir mesafeden, çok küçük ve soğuk bir yıldızın yanında, hatta daha küçük ve soğuk - Soğuk Gleise Satellite 229b. Yüzeyinin sıcaklığı sadece 1000 K'dir ve radyasyon gücü güneşkinden 160 bin kat daha düşüktür.

Unrivarity Glise 229B nihayet 1997 yılında lityum testi tarafından onaylandı. Normal yıldızlarda, evrenin doğumunun dönüşünden korunmuş olan az miktarda lityum, termonükleer reaksiyonlarda hızla yanar. Ancak, kahverengi cüceler bunun için yeterince sıcak değildir. Lityum 229b'nin atmosferinde keşfedildiğinde, bu nesne ilk "Kuşkusuz" kahverengi cüce haline geldi. Boyutu, neredeyse Jüpiter ile çakışıyor ve kütlesi güneşin kütlesinin% 3-6'sında tahmin ediliyor. Yaklaşık 40 astronomik birimin (güneşin etrafındaki Pluto gibi) bir yarıçapı olan yörüngede Glyze 229a'nın daha büyük arkadaşı etrafında döner.

Çok hızlı bir şekilde en büyük teleskopların "başarısız yıldızlar" bulmak için uygun olmadığı ortaya çıktı. İlk tek kahverengi cüceler, sistemin planlı incelemeleri sırasında özel teleskopda keşfedilmiştir. Örneğin, Constellation Hydra'daki Kelu-1 nesnesi, 1987'de Şili'deki Avrupa Güney Gözlemevi'nde başlayan Güneş'in çevresindeki cüce yıldızları için uzun vadeli arama programı çerçevesinde bulundu. 1 metrelik teleskop Schmidt Schmidt'in yardımı ile Maria Teresa Riza'nın Şili Üniversitesi'nin Astronomu, uzun yıllar boyunca düzenli olarak gökyüzünün bazı bölümlerini fotoğraflar ve ardından yıllar boyunca aralıkta elde edilen resimleri karşılaştırır. Yüz binlerce zayıf yıldız arasında, gözle görülür şekilde başkalarına göre değişen olanları arıyor - bu, sevdiklerinin kusursuz bir işaretidir. Bu şekilde, Maria Ruiz, onlarca beyaz cüceler açtı ve 1997'de nihayet kahverengi oldu. Türü, lityum ve metan çizgilerinin olduğu spektrum tarafından belirlendi. Maria Ruhouse onu Kelu-1 olarak adlandırdı: Şili'nin orta kısmında yaşayan Mapuche halkının dilinde, "Kelu" kırmızı demektir. Güneşten yaklaşık 30 ışıkyılı bir mesafede bulunur ve herhangi bir yıldızla bağlantılı değildir.

Tüm bu bulgular 1995-1997 yılında yapılan ve yıldızlar ve gezegenler arasındaki yeri alan yeni bir astronomik nesnelerin prototipleri haline geldi. Genelde astronomide olduğu gibi, ilk keşifler hemen yenilerini takip etti. İÇİNDE son yıllar Sky 2Mass ve Denis hakkındaki rutin kızılötesi incelemeler sırasında birçok cüceler bulundu.

Şimdi seni nasıl aranır

Yıldız kaybedenler, "Kalemin ucunda" açık "" Kumar "denilen Kumar, ancak uzun zamandır onları tespit etmek mümkün olmadığından, yeni bir terim unutuldu (şimdi popüler bilim literatüründe, soğutulmuş beyaz cüceler olarak adlandırıldı) ). 1970'lerin ortalarında, gökbilimciler görünmez bir gizli kitle aramaya başladığında (şimdi karanlık madde olarak adlandırılır), kendilerini yalnızca yerçekimi ile tezahür ettirirken, Kumar tarafından tahmin edilen donuk cüce nesnelerine düştü. İsimlerinin üzerine yeni fikirler gelmeye başladı. Hala çok siyah olmadıklarını göz önüne alarak, Minnesota Üniversitesi'nden Chris Davidson, "Kızılötesi Cüceler" terimini önerdi, diğer astronomlar onlara "Ahududu cüceleri" diymeye çalıştı, ancak 1975 yılında Berkeley'deki üniversiteden bir öğrenci-Diploman Jill Tarter, Brown terimini icat etti. Cüce ve o karıştı. Rus diline "kahverengi cüce" \u200b\u200bolarak devredildi, daha sonra "kahverengi cüce" \u200b\u200bbir seçenek ortaya çıktı, ancak gerçekte bu nesnelerin kızılötesi rengine sahip olsa da ve belki de kahverengi "karanlık" veya "loş" olarak tercüme etmek daha kesin bir şekilde olacaktır. Ama çok geç: bizim içinde bilimsel edebiyat Onlar "kahverengi cüceler" denir ve popülerlikte "Brown" bulunur.

yıldız tozu

Çok yakında açılıştan hemen sonra, kahverengi cüceler, astronomları, yıldızların, yıllarca yıl önce, yıldızların spektral sınıflandırmasında ayarlamaları yaptılar. Yıldızın optik spektrumu yüzü ya da daha doğrusu bir pasaport. Spektrumdaki çizgilerin konum ve yoğunluğu, öncelikle yüzey sıcaklığı, özellikle de diğer parametreler, özellikle de kimyasal bileşim, özellikle kimyasal bileşim, gaz yoğunluğunu, manyetik alan gerginliği vb., Yaklaşık 100 yıl önce konuşur. astronomlar, her sınıf mektubunu belirleyen yıldız spektrumlarının bir sınıflandırması geliştirdiler. latin alfabesi. Siparişleri, birçok on yıl boyunca astronomlara sunan, genel kabul görmüş şema geliştirinceye kadar yeniden düzenleyerek, çıkarılarak ve harfleri ekleyerek tekrar tekrar revize edildi. Geleneksel halde, spektral sınıfların dizisi şöyle görünür: O-B-A-F-G-K-M. Sınıf O'dan Sınıfa kadar Yıldızların yüzeyinin sıcaklığı 100.000 ila 2000 K arasında azalır. İngilizce Astronom öğrencileri bile mektupların düzenini ezberlemek için Mnemonic bir kural icat etti: "Ah! Güzel bir kız ol, öp beni! " Ve yüzyıllar boyunca, bu klasik seri derhal iki harfe uzatmak zorunda kaldı. Son derece soğuk yıldızların spektrumlarının oluşumunda ve çok önemli bir rol oynayan tozun oluşumunda ortaya çıktı.

Yüksek sıcaklıklar nedeniyle çoğu yıldızın yüzeyinde, hiçbir molekül bulunamaz. Bununla birlikte, spektrumda M'nin en soğuk yıldızlarında (3000 k'nin altındaki bir sıcaklıkta), titanyum ve vanadyum oksitlerin (TIO, VO) güçlü emme bantları görünür. Doğal olarak, daha fazla soğuk kahverengi cücelerin, bu moleküler çizgilerin daha da güçlenmesi bekleniyordu. Hepsi aynı 1997'de, beyaz cüce GD 165, 1900 K yüzey sıcaklığı ve% 0.01 güneş ışığının bir parlaklığına sahip kahverengi bir arkadaşı GD 165b açıldı. Araştırmacılara, diğer Soğuk yıldızların aksine, "garip bir yıldız" olarak adlandırılan emme bandının Tio ve Vo olmadığı gerçeğiyle vurdu. Aynı spektrum ve diğer kahverengi cüceler 2000 K'nin altındaki sıcaklığa sahip. .

Bu özelliği dikkate almak için, California'dan Davy Kirkpatrick teknolojik Enstitü Gelecek yıl zaten, 1500-2000 K yüzey sıcaklığına sahip olan düşük kütleli kızılötesi yıldızlar için L sınıfı ekleyerek geleneksel spektral sınıflandırmayı genişletmeyi önerdi. Çoğu L-Sınıfı nesnelerin kahverengi cüceler olmalı Ayrıca 2000 K'nin altına da soğutabilir.

L-Cüceler çalışmasına devam eden gökbilimciler daha da egzotik cisimler keşfetti. Spektrumlarında, yüksek güçte su emme, metan ve moleküler hidrojen bantları görülebilir, bu nedenle "metan cüceler" denir. Bu sınıfın prototipi, ilk açık kahverengi cüce Glyze 229b'dir. 2000 yılında, Arizona Üniversitesi'nden meslektaşları olan James Libert, 1500-1000 K sıcaklığa sahip bağımsız bir T-Cüce grubuna tahsis edildi ve hatta biraz daha düşük. Kahverengi cüceler, gökbilimcilerden önce çok fazla karmaşık ve çok ilginç sorular verir. Yıldızın atmosferini daha soğuk olan, hem gözlemciler hem de teorisyenleri incelemek zor. Tozun varlığı bu görevi daha da zorlaştırır: katı parçacıkların yoğunlaşması yalnızca serbest kompozisyonu değiştirmez kimyasal elementler Atmosferde, aynı zamanda ısı değişimini ve spektrum şeklini etkiler. Özellikle, tozu dikkate alan teorik modeller, sera etkisini öngörmüştür. Üst katmanlar Gözlemler tarafından onaylanan atmosferik. Ek olarak, hesaplamalar yoğuşmadan sonra, tozun batmaya başladığını göstermektedir. Belki de atmosferdeki farklı seviyelerde, yoğun toz bulutları oluşur. Kahverengi cücelerin meteorolojisi, Gezegenlerin Giyenlerinden daha az farklı olmayabilir. Ancak Jüpiter'in atmosferi ve Satürn'ün yakınında çalışılabilirse, daha sonra metan siklonları ve kahverengi cücelerin toz fırtınalarını deşifre etmek sadece spektrumlarında olacaktır.

"Yarım cins" sırları

Kökeni ve kahverengi cüceler sayısı ile ilgili sorular açık kalır. Pleiad gibi genç yıldız manşonlarındaki miktarlarının ilk hesapları, normal yıldızlara kıyasla toplam ağırlık Görünüşe göre kahverengi cüceler, onlara galaksinin gizli kitlesine "yazmak" için çok iyi değil. Ancak bu sonuç hala doğrulanmalıdır.

Yıldızların kökeninin genel olarak kabul edilen teorisi bir cevap vermez ve kahverengi cücelerin nasıl oluştuğu sorusuna. Böyle küçük bir kütlenin nesneleri, midwall sürücülerdeki gezegenler-devler gibi oluşturulabilir. Ancak oldukça fazla tek kahverengi cüceler bulundu ve hepsinin daha büyük yoldaşları ile doğumdan kısa bir süre sonra kaybolduklarını varsaymak zor. Dahası, son zamanlarda kahverengi cücelerden birinin etrafındaki yörüngede gezegeni açtı ve bu nedenle komşuların güçlü yerçekimi etkisine maruz kalmadı, aksi takdirde cüceler onu kaybetmezdi.

Brown Cücelerin tamamen özel bir doğum yolu yakın zamanda iki yakın çift sistem - LL Andromeda ve EF Eridan'ın çalışmasında belirtilmiştir. Onlar onlar daha büyük bir arkadaş, beyaz bir cüce, yerçekimi, sözcük yıldızı olarak adlandırılan daha az büyük uyduya sahip bir madde ile sıkılır. Hesaplamalar, başlangıçta bu donör uydu sistemlerinde sıradan yıldızlar olduğunu göstermektedir, ancak birkaç milyar yıl boyunca kütleleri sınır değerinin altına düştü ve içlerinde termonükleer reaksiyonlar beslendi. Şimdi dış işaretler üzerinde tipik kahverengi cücelerdir. LL andromeda sisteminde donör yıldızının sıcaklığı yaklaşık 1300 K'dir ve EF Eridan sisteminde - yaklaşık 1650 K, ağırlıkça sadece birkaç kez, Jüpiter'in sadece birkaç katıdır ve metan çizgileri spektrumlarında görülebilir. İç yapıları ve kimyasal bileşimleri, "gerçek" kahverengi cücelerin benzer parametrelerine benzer şekilde, bilinmiyor. Böylece, maddenin önemli bir bölümünü kaybederek normal bir küçük kütleli bir yıldız kahverengi cüceler haline gelebilir.

Gökbilimciler haklıydı, doğanın hayal gücümüzden daha yaratıcı olduğunu savunuyorlardı. Kahverengi cüceler, bu "Yıldızlar ve gezegenler değil", sürprizleri önlemeye çoktan başladı. Son zamanlarda ortaya çıktığında, soğuk karakterine rağmen, bazıları radyo ve hatta X-ışını (!) Radyasyon kaynaklarıdır. Yani gelecekte bu yeni alan nesneleri bize çok ilginç keşifler vaat ediyor.

Yıldızın kaderi tamamen boyutuna ya da kısımdan daha ziyade bağlıdır. Bir sürü yıldızı daha iyi hayal etmek için böyle bir örnek getirebilirsiniz. Ölçeklerin ve güneşin bir şekilde 333 bin karasal daireyi koyarsak, birbirlerini dengeliyorlar. Yıldız dünyasında, güneşimizin orta biberdir. Kütle ile 100 kat daha düşük, en büyük yıldızlar ve 20 de en kolay olanı aşıyor. Aralığın küçük olduğu görülecektir: yaklaşık balina (15 ton) kediye (4 kilogram). Ancak yıldızlar memeliler değildir, fiziksel özellikleri kitleye bağlı olarak çok daha güçlüdür. En azından sıcaklığı karşılaştırın: Çin ve kedi neredeyse aynıdır ve yıldızlar onlarca farklıdır: 2000 Kelvinov'dan cücelerde 50.000'e kadar büyük yıldızlar arasında. Daha da fazlası - milyarlarca, radyasyonlarının gücü değişir. Bu yüzden gökyüzünde uzak dev yıldızları kolayca fark ettik ve cüceler güneşin yakınında bile görmüyor.

Ancak, temiz hesaplamalar yapıldığında, galaksideki devlerin ve cücelerin prevalansının, dünyadaki balinalar ve kedileri olan duruma güçlü bir şekilde andırdığı ortaya çıktı. Biyosferde bir kural var: Vücudun küçültülmesi, doğada bireyleri ne kadar büyük olur. Yıldızlar için doğru olduğu ortaya çıkıyor, ancak bu analojiyi açıklamak o kadar kolay değil. Yaban hayatı içinde gıda zincirleri var: büyük yenen küçük. Eğer ormandaki tilkiler tavşandan daha büyükse, bu tilki ne yerdi? Ancak, yıldızlar, bir kural olarak birbirlerini yemeyin. Öyleyse neden dev yıldızlar cücelerden daha az? Bu soruya yarım cevap Astronom zaten biliyor. Gerçek şu ki, binlerce masif bir yıldızın hayatının cüceden daha kısaca daha kısadır. Kendi bedeninizi yerçekimi çöküşünden korumak için, ağır yıldızların yüksek sıcaklıklara yüksek olması gerekir - merkezde yüz milyonlarca derece. Termonükleer reaksiyonlar, çok yoğun bir şekilde onlara gider, bu da büyük radyasyon gücüne ve "yakıtın" hızlı bir şekilde yanmasına neden olur. Büyük yıldız, birkaç milyon yılda tüm enerjiyi yayıyor ve ekonomi cüceleri, yavaşça ağaçlar, termonükleer yüzyıllarını onlarca veya milyarlarca yıldan fazla uzatıyor. Bu yüzden, cüce doğduğunda, şimdiye kadar yaşıyor, çünkü galaksinin yaşı yaklaşık 13 milyar yıldır, ancak 10 milyon yıldan beri ortaya çıkan büyük yıldızlar uzun zamandır öldürüldü.

Yakın zamana kadar, astronomik nesnelerin sınıflandırılması büyük bir delik açtı: en küçük ünlü yıldızlar güneşten 10'unda bir kez ve en büyük gezegen - Jüpiter - 1000 kez idi. Doğada herhangi bir orta nesneler var mı - 1/1000 ila 1/10 güneşe sahip bir kütle ile gezegenler değil mi? Bu "eksik bağlantı" nasıl görünüyor? Tespit etmek mümkün mü? Bu sorular uzun zamandır endişeli gökbilimcilere sahiptir, ancak Cevap sadece 1990'ların ortalarında planlanmaya başladı, güneş sisteminin dışındaki gezegenlerin arama programları ilk meyveleri getirdiğinde. Birkaç güneş gibi yıldızlar etrafındaki yörüngelerde, Giyenler Devler keşfedildi ve hepsi Jüpiter'den çok büyüktü. Yıldızlar ile gezegenler arasındaki kitle boşluğu küçülmeye başladı. Ancak boyun ve gezegen arasındaki sınırın nerede taşınması mümkün mü?

Son zamanlarda oldukça basit görünüyordu: Yıldız kendi ışığı ile parlıyor ve gezegen yansıtıyordu. Bu nedenle, bu nesneler, her zaman termonükleer sentezin reaksiyonu olmadığı derinliklerinde gezegenlerin kategorisine girer. Bazı evrim aşamasındaysa, güçleri parlaklık ile karşılaştırılabilir (yani termonükleer reaksiyonlar, ana enerji kaynağı olarak görev yapmıştır), o zaman böyle bir nesnenin yıldız olarak adlandırılmaya değer. Ancak, termonükleer reaksiyonların meydana geldiği, ancak asla ana enerji kaynağı olarak bulunmadığı ara cisimler olabileceği ortaya çıktı. 1996 yılında keşfedildiler, ancak uzun zaman önce kahverengi cüceler denemeden önce. Bu garip nesnelerin açılması, harika bir teorik tahminle başlayan otuz yıllık bir aramadan önce gelir.

1963'te, Hindistan inişi Shiv Kumar'ın genç Amerikan astrofizikçi, en az büyük yıldızların modellerini hesapladı ve kozmik gövdenin kütlesinin% 7,5'lik güneş enerjisini aşması durumunda, çekirdeğindeki sıcaklığın birkaç milyon dereceye ulaştığını ve Termonükleer hidrojen dönüşüm reaksiyonlarını helyum için başlatır. Daha küçük bir kütlede, ortadaki sıcaklıktan daha erken durur, helyumun sentez reaksiyonunu aktarmak için gereken değere ulaşır. O zamandan beri, kütlenin bu kritik değeri "hidrojen tutuşma sınırını" veya Kumara sınırını denir. Yıldızı buna ne kadar yakın olursa, sınır, daha yavaş, içinde nükleer reaksiyonlar vardır. Örneğin, güneş yıldızının% 8'inin bir kütlesi ile, yaklaşık 6 trilyon yıl - evrenin modern çağından 400 kat daha fazla olacak! Öyleyse, hangi dönemde, bu yıldızlar doğar, hepsi hala bebeklikte.

Ancak, daha az büyük nesnelerin hayatında normal bir yıldıza benzediklerinde kısa bir bölüm vardır. Güneş kütlesinin% 1 ila% 7'sine, yani Jüpiter'in 13 ila 75 kitlesi olan kütlelerden oluşan cisimler hakkında konuşuyoruz. Oluşum döneminde, yerçekimi eyleminin altında sıkıştırılması, ısınırlar ve kızılötesi ve hatta küçük kırmızı - görünür bir ışıkla kızmaya başlarlar. Yüzeylerinin sıcaklığı 2500 Kelvin'e yükselebilir ve derinliklerde 1 milyon Kelvinov'u geçer. Bu, helyumun termalid sentezinin reaksiyonu için yeterlidir, ancak geleneksel hidrojenden değil, çok nadir bir ağır izotoptan değil, sıradan bir helyum değil, ancak hafif izotop helyum-3. Dış maddenindeki deuteryum çok küçük olduğundan, önemli bir enerji prizi vermemek için hızlı bir şekilde yanmasıdır. Coolingfire şenlik ateşine bir sayfa atmak gibidir: Anında yanar, ancak ısı vermez. Daha güçlü bir "stilborn" yıldızını ısıtmak mümkün değildir - sıkıştırma, dejenere gazın iç basıncının etkisi altında durur. Lained ısı kaynakları, sadece normal gezegen olarak soğur. Bu nedenle, bu başarısız yıldızların sadece kısa saçlı gençliklerinde sıcakken farkına varmak mümkündür. Sabit termonükleer yanma moduna girmeye mahkum değildir.

"Sonborn" yıldızların açılması

Fizik kendinden emin: bu korunma yasaları tarafından yasaklanmaz, izin verilir. Astronomlar buna ekler; Doğa hayal gücümüzden daha zengindir. Shiv Kumar kahverengi cücelerle gelebilirse, doğanın onları oluşturmak zor görünüyor. Yirmi yılda bu donuk parıldamak için başarısız araştırmalar devam etti. Tüm yeni ve yeni araştırmacılar işler dahil. Kumar teorisyeni bile, kağıt üzerinde açılan nesneleri bulmayı umarak teleskopla yapıştırılmış. Onun fikri basitti: tek bir kahverengi cüce tespit etmek çok zordur, çünkü sadece radyasyonunu düzeltmek için gereklidir, ancak ayrıca bunun soğuk bir dev yıldız olmadığını kanıtlamak için (yıldız standartlarına göre) atmosferi veya hatta Evrenin kenarındaki toz galaksisi ile çevrilidir. Astronomide en zor olanı, nesneye olan mesafeyi belirlemektir. Bu nedenle, normal yıldızların yanındaki cüceleri, zaten bilinen mesafeleri aramanız gerekir. Ancak parlak bir yıldız teleskopu kör edecek ve bir zamanlar donuk cüce bakmak için izin vermeyecektir. Sonuç olarak, diğer cücelerin yanında onları aramanız gerekir! Örneğin, kırmızı - yıldızlar son derece küçük kütle veya beyaz - normal yıldızların soğutulması. 1980'lerde Kumara ve diğer gökbilimcilerin aranması sonucu getirmedi. Bir kereden fazla olmasına rağmen, kahverengi cücelerin açılışı hakkında raporlar ortaya çıktı, ancak her seferinde detaylı bir çalışma küçük yıldız olduğunu gösterdi. Ancak, arama fikri doğruydu ve on yıl sonra çalıştı.

1995 yılında, Rafael Rebolo'nun Astrofizik Enstitüsü'nden Kanarya Adaları'ndaki Rafael Rebolo liderliğindeki astronom grupları tarafından görülen ilk kahverengi bir cüce. La Palma adasındaki bir teleskopun yardımıyla, Teide Pleiades 1 olarak adlandırılan, Teide Pleiades 1 adlandırılan, Tenerife adasındaki Pico de Teid Volcano adını ödünç aldılar. Doğru, bu nesnenin niteliğindeki bazı şüpheler kaldı ve İspanyol gökbilimcileri bunun gerçekten kahverengi cüce olduğunu savundu, aynı yıl Amerikan meslektaşları keşifleri hakkında söyledi. Tadashi Nakagrai'nin Kaliforniya Technology'nin Tadashi Nakagrai'nin Liderliği altındaki, Palomarik Gözlemevi'nin teleskopları ile, çok küçük ve soğuk bir yıldızın yanında 229, daha küçük ve soğuk glesindeki uydu 229V. Yüzeyinin sıcaklığı sadece 1000 K'dir ve radyasyon gücü güneşkinden 160 bin kat daha düşüktür.

Glise 229V'nin geçersiz doğası nihayet 1997 yılında lityum testi tarafından onaylandı. Normal yıldızlarda, evrenin doğumunun dönüşünden korunmuş olan az miktarda lityum, termonükleer reaksiyonlarda hızla yanar. Ancak, kahverengi cüceler bunun için yeterince sıcak değildir. 229V glise atmosferinde bir lityum bulunduğunda, bu nesne ilk "şüphesiz" kahverengi cüce haline geldi. Boyutu, neredeyse Jüpiter ile çakışıyor ve kütlesi güneşin kütlesinin% 3-6'sında tahmin ediliyor. Yaklaşık 40 astronomik birimin (güneşin etrafındaki Pluto gibi) bir yarıçapı olan yörüngede Glyze 229a'nın daha büyük arkadaşı etrafında döner.

Tüm bu bulgular 1995-1997 yılında yapılan ve yıldızlar ve gezegenler arasındaki yeri alan yeni bir astronomik nesnelerin prototipleri haline geldi. Genelde astronomide olduğu gibi, ilk keşifler hemen yenilerini takip etti. Son yıllarda, Sky 2Mass ve Denis'in rutin kızılötesi incelemeleri sırasında birçok cüceler bulundu.

yıldız tozu

Çok yakında açılıştan hemen sonra, kahverengi cüceler, astronomları, yıldızların, yıllarca yıl önce, yıldızların spektral sınıflandırmasında ayarlamaları yaptılar. Yıldızın optik spektrumu yüzü ya da daha doğrusu bir pasaport. Spektrumdaki çizgilerin konum ve yoğunluğu, öncelikle yüzey sıcaklığı, özellikle de diğer parametreler, özellikle de kimyasal bileşim, özellikle kimyasal bileşim, gaz yoğunluğunu, manyetik alan gerginliği vb., Yaklaşık 100 yıl önce konuşur. Gökbilimciler, her bir sınıfı Latin alfabesinin harfini belirleyen yıldız spektrumlarının bir sınıflandırmasını geliştirdiler. Siparişleri, birçok on yıl boyunca astronomlara sunan, genel kabul görmüş şema geliştirinceye kadar yeniden düzenleyerek, çıkarılarak ve harfleri ekleyerek tekrar tekrar revize edildi. Geleneksel halde, spektral sınıfların dizisi şöyle görünür: O-B-A-F-G-K-M. Sınıftan Sınıftan Sınıftan Sınıftan Yıldız Yüzeyinin Sıcaklığı, 100.000 ila 2000 K'lık bir arasındadır. İngilizce Astronom öğrencileri bile "Oh! Güzel bir kız ol, öp beni! " Ve yüzyıllar boyunca, bu klasik seri derhal iki harfe uzatmak zorunda kaldı. Son derece soğuk yıldızların spektrumlarının oluşumunda ve çok önemli bir rol oynayan tozun oluşumunda ortaya çıktı.

Yüksek sıcaklıklar nedeniyle çoğu yıldızın yüzeyinde, hiçbir molekül bulunamaz. Bununla birlikte, spektrumda M'nin en soğuk yıldızlarında (3000 k'nin altındaki bir sıcaklıkta), titanyum ve vanadyum oksitlerin (TIO, VO) güçlü emme bantları görünür. Doğal olarak, daha fazla soğuk kahverengi cücelerin, bu moleküler çizgilerin daha da güçlenmesi bekleniyordu. Hepsi aynı 1997'de, beyaz cüce GD 165, 1900 K yüzey sıcaklığı ve% 0.01 güneş ışığının bir parlaklığına sahip kahverengi bir arkadaşı GD 165V açıldı. Araştırmacılara, diğer Soğuk yıldızların aksine, "garip bir yıldız" olarak adlandırılan emme bandının Tio ve Vo olmadığı gerçeğiyle vurdu. Aynı spektrum ve diğer kahverengi cüceler 2000 K'nin altındaki sıcaklığa sahip. .

Bu özelliği dikkate almak için, California Teknoloji Enstitüsünden California Teknoloji Enstitüsünden Davy Kirkpatrick, Geleneksel Spektral Sınıflandırmayı, 1500-2000 K yüzey sıcaklığına sahip, küçük masif kızılötesi yıldızlar için L sınıfı ekleyerek geleneksel spektral sınıflandırmayı genişletmeyi önerdi. Sınıf nesneleri kahverengi cüceler olmalı, ancak çok yaşlı küçük füze yıldızları 2000 K'nin altına da soğumaya da sokabilir.

Kahverengi cüceler, gökbilimcilerden önce çok fazla karmaşık ve çok ilginç sorular verir. Yıldızın atmosferini daha soğuk olan, hem gözlemciler hem de teorisyenleri incelemek zor. Tozun varlığı bu sorunu daha da karmaşık hale getirir: katı parçacıkların yoğunlaşması sadece atmosferdeki serbest kimyasal elementlerin bileşimini değiştirmez, aynı zamanda ısı değişimini ve spektrum şeklini etkiler. Özellikle, tozu dikkate alan teorik modeller, gözlemlerle doğrulanan atmosferin üst katmanlarındaki sera etkisini öngördü. Ek olarak, hesaplamalar yoğuşmadan sonra, tozun batmaya başladığını göstermektedir. Belki de atmosferdeki farklı seviyelerde, yoğun toz bulutları oluşur. Kahverengi cücelerin meteorolojisi, Gezegenlerin Giyenlerinden daha az farklı olmayabilir. Ancak Jüpiter'in atmosferi ve Satürn'ün yakınında çalışılabilirse, metan -iz siklonları ve kahverengi cücelerin toz fırtınalarının yalnızca spektrumlarında olduğunu çözebilir.

"Yarım cins" sırları

Kökeni ve kahverengi cüceler sayısı ile ilgili sorular açık kalır. Pleiad gibi genç yıldız kümelerinde miktarlarının ilk sayıları, normal yıldızlarla karşılaştırıldığında, kahverengi cücelerin toplam kütlesi, açıkça galaksinin gizli kitlesine "yazmak" için çok büyük değil. Ancak bu sonuç hala doğrulanmalıdır. Yıldızların kökeninin genel olarak kabul edilen teorisi bir cevap vermez ve kahverengi cücelerin nasıl oluştuğu sorusuna. Küçük kütle gibi nesneler, yola yakın disklerde gezegenler-devler gibi oluşturulabilir. Ancak oldukça fazla tek kahverengi cüceler bulundu ve hepsinin daha büyük yoldaşları ile doğumdan kısa bir süre sonra kaybolduklarını varsaymak zor. Dahası, son zamanlarda kahverengi cücelerden birinin etrafındaki yörüngede gezegeni açtı ve bu nedenle komşuların güçlü yerçekimi etkisine maruz kalmadı, aksi takdirde cüceler onu kaybetmezdi.

Brown Cücelerin tamamen özel bir doğum yolu yakın zamanda iki yakın çift sistem - LL Andromeda ve EF Eridan'ın çalışmasında belirtilmiştir. Daha büyük bir arkadaşı, beyaz bir cüceye sahipler, yerçekimi sıkılaştırıcıları, daha az büyük bir uyduya sahip olan STAR-NORA olarak adlandırılan. Hesaplamalar, başlangıçta bu donör uydu sistemlerinde sıradan yıldızlar olduğunu göstermektedir, ancak birkaç milyar yıl boyunca kütleleri sınır değerinin altına düştü ve içlerinde termonükleer reaksiyonlar beslendi. Şimdi dış işaretler üzerinde tipik kahverengi cücelerdir.

Andromeda'nın LL sistemindeki yıldız donörünün sıcaklığı yaklaşık 1300 K ve EF Eridan sisteminde - yaklaşık 1650 K, ağırlıkça sadece birkaç düzine keredir ve metan çizgileri görünürlerdir. spektrumlar. İç yapıları ve kimyasal bileşimleri, "gerçek" kahverengi cücelerin benzer parametrelerine benzer şekilde, bilinmiyor. Böylece, maddenin önemli bir bölümünü kaybederek normal bir küçük kütleli bir yıldız kahverengi cüceler haline gelebilir. Gökbilimciler haklıydı, doğanın hayal gücümüzden daha yaratıcı olduğunu savunuyorlardı. Kahverengi cüceler, bu "Yıldızlar ve gezegenler değil", sürprizleri önlemeye çoktan başladı. Son zamanlarda ortaya çıktığında, soğuk karakterine rağmen, bazıları radyo ve hatta X-ışını (!) Radyasyon kaynaklarıdır. Yani gelecekte bu yeni alan nesneleri bize çok ilginç keşifler vaat ediyor.

Dejenere yıldızlar

Bununla birlikte, bir yoğunlukta, yüzlerce kat daha fazla bile, madde sıcaklık artışından bağımsız olarak, sıcaklık büyümesine bakılmaksızın, yıldızın sıkıştırılmasından önce, termonükleer reaksiyonlardaki enerji veriminden önce, yıldızın sıkıştırılması önemli hale gelir. Sıkıştırma durağının nedeni, fizikçilerin dejenere elektronik gazın basıncı olarak adlandırıldığı kuantum-mekanik bir etkidir. Gerçek şu ki, elektronların 1925'te Phyico Wolfgang Pauli tarafından kurulan "Powli Prensibi" denenen parçacıkların türüne aittir. Bu ilke, elektronlar gibi aynı parçacıkların aynı anda aynı durumda olamayacağını savunuyor. Bu nedenle, atomda, elektron farklı yörüngelerde hareket ediyor. Yıldızın derinliklerinde atomlar yoktur: çok sıkı, ezilirler ve tek bir "elektronik deniz" vardır. Onun için Pauli Prensibi şöyle geliyor: Yakındaki elektronlar aynı hızlara sahip olamaz.

Bir elektron dinleniyorsa, diğeri hareket etmelidir ve üçüncüsü hala daha hızlıdır, vb. Bu elektronik gaz fizikçilerinin durumu dejenerasyon denir. Küçük bir yıldız tüm termonükleer yakıtı yakartsa ve enerji kaynağını kaybetmiş olsa bile, sıkıştırması dejenere elektronik gazın basıncı ile durdurulabilir. Madde ne kadar soğutulursa, yüksek yoğunluklu, elektronların hareketi durmaz, bu da, maddenin basıncının sıcaklıktan bağımsız olarak sıkıştırmaya dayanacağı anlamına gelir: yoğunluk ne kadar yüksek olursa, basınç o kadar yüksek olur.

Ölümcül yıldızın solara eşit bir kitle ile sıkıştırılması, dünyanın büyüklüğüne düştüğünde, yani, 100 kat ve madde yoğunluğu, su yoğunluğundan bir milyon kat daha yüksek olacaktır. Böylece beyaz cüceler oluşur. Daha küçük bir kitlenin yıldızı, gücü çok büyük olmadığı için daha küçük bir yoğunlukla sıkıştırmayı durdurur. Çok küçük bir yıldız kaybedeni dejenere olabilir ve daha önce derinliklerinde bile sıkıştırmayı durdurabilir, sıcaklık termo-nükleer ateşleme eşiğine yükselir. Bu vücut asla gerçek bir yıldız olmayacak.

Yıldızlar en farklı: küçük ve büyük, parlak ve çok, eski ve genç, sıcak ve soğuk, beyaz, mavi, sarı, kırmızı, vb.

Yıldızların sınıflandırılmasını anlamak için Herzshprung grafiğine izin verir - Russell.

Mutlak yıldız büyüklüğü, parlaklık, spektral sınıf ve yıldız yüzeyinin sıcaklığı arasındaki ilişkiyi gösterir. Bu diyagramdaki yıldızlar yanlışlıkla yerleştirilmez, ancak iyi ayırt edilebilir alanlar oluşturur.

Yıldızların çoğu sözde ana dizilim. Ana sıranın varlığı, hidrojen yanma adımının, çoğu yıldızın evrimi zamanın% 90'ının% 90'ının olduğu gerçeğinden kaynaklanmaktadır: Yıldızın merkezi alanlarındaki hidrojenin tükenmesi, bir izotermal helyum çekirdeğinin oluşumuna yol açar. , kırmızı devin sahnesine geçiş ve yıldızın ana dizisinden bakımı. Kırmızı devlerin nispeten kısa bir evrimi, kütlelerine bağlı olarak, beyaz cüceler, nötron yıldızları veya kara deliklerin oluşumuna bağlıdır.

Evrimsel gelişiminin çeşitli aşamalarında olmak, yıldızlar normal yıldızlara, cüce yıldızları olan devlerin yıldızlarına ayrılmıştır.

Normal yıldızlar, bu ana dizinin yıldızlarıdır. Bunlar, güneşimizi içerir. Bazen güneş gibi bu tür normal yıldızlar sarı cüceler denir.

Sarı cüce

Sarı cüceler - Güneşin 0,8 ila 1.2 kütlesinin kütlesine sahip ana dizinin küçük yıldızlarının tipi ve yüzey sıcaklığı 5000-6000 K.

Sarı cücenin ömrü ortalama 10 milyar yıldır.

Hidrojen yanıklarının tüm stokundan sonra, yıldız birçok kez büyüklükte arttırır ve kırmızı bir deve dönüşür. Bu tür yıldızların bir örneği Aldebaran olabilir.

Kırmızı dev dış gaz tabakalarını atar, böylece planet bulutsu oluşturur ve çekirdek, küçük, yoğun bir beyaz cüceye çöker.

Kırmızı dev, kırmızımsı veya turuncu büyük bir yıldızdır. Bu tür yıldızların oluşumu hem yıldız oluşumunda hem de varlıklarının daha sonraki aşamalarında mümkündür.

Erken aşamada, yıldız, sıkıştırma sırasında vurgulanan yerçekimi enerjisi nedeniyle, sıkıştırma ötesinde termonükleer reaksiyonun duruncaya kadar yayılır.

Yıldızların evriminin gelişiminin daha sonraki aşamalarında, derinliklerinde hidrojen tükendikten sonra, yıldızlar ana sıradan hareket eder ve herzshprung grafiğinin kırmızı devlerinin ve üst üste gelmesinin bölgesine taşınır - Russell: Bu aşama yaklaşık% 10 sürer Yıldızların "aktif" ömrü, yani nucleosynthesi reaksiyonlarının yıldız departmanlarına girdiği dönemde evrimlerinin aşamaları.

Yıldız Devi, yaklaşık 5000 derece, nispeten düşük bir yüzey sıcaklığına sahiptir. 800 güneşe ulaşan büyük bir yarıçap ve bu tür büyük boyutlarda büyük bir parlaklıktır. Maksimum radyasyon, spektrumun kırmızı ve kızılötesi menziline düşer, çünkü onlar kırmızı devler denir.

En büyük devler kırmızı en üst düzeylere dönüşür. Constellenation Orion'dan Bethelgeuse adlı yıldız, en parlak kırmızı supergigant örneğidir.

Cücelerin yıldızları devlerin zıttıdır ve aşağıdakiler olabilir.

Beyaz cüce, her zamanki yıldızın, 1.4 güneş kütlesini geçmeyen bir kitle ile kalıntılar, kırmızı devin aşamasını geçtikten sonra.

Hidrojen eksikliği nedeniyle, bu tür yıldızların çekirdeğindeki termonükleer reaksiyon meydana gelmez.

Beyaz cüceler çok yoğun. Boyutu, onlar topraklardan daha fazla değil, ancak güneş kütlesi ile karşılaştırılabilirler.

Bu inanılmaz derecede sıcak yıldızlar, sıcaklıkları 100.000 dereceye ve daha fazlasına ulaşır. Kalan enerjilerinin pahasına parlarlar, ancak zamanla bittiği ve çekirdek soğuduğu, siyah cüceye dönüşürler.

Kırmızı cüceler, evrendeki en yaygın yıldız tipi nesnelerdir. Numaralarının değerlendirilmesi, galaksideki tüm yıldızların sayısının% 70 ila 90'ına kadar değişmektedir. Diğer yıldızlardan oldukça farklı.

Kırmızı cücelerin kütlesi güneş kütlesinin üçte birini aşmaz (alt kütle limiti 0.08 güneş, sonra kahverengi cüceler izlenir), yüzey sıcaklığı 3500 K'ye ulaşır. Kırmızı cüceler spektral bir sınıf M veya geç K. Yıldızları Bu tür, bazen güneşten 10.000 kat daha az, çok az ışık yayar.

Düşük radyasyonlarını göz önüne alarak, kırmızı cücelerin hiçbiri yerden görünmüyor donanımsız göz. Güneşe en yakın olanı bile. Kırmızı Cüce Proxima Centauri (Üçlü Sistemdeki En Yakın Yıldız) ve en yakın tek kırmızı cüce, Barnard Star, sırasıyla 11.09 ve 9.53'lük bir yıldız büyüklüğüne sahiptir. Aynı zamanda, silahsız görünümü 7.72'ye yıldız büyüklüğüne sahip bir yıldız görülebilir.

Hidrojen düşük akış hızı nedeniyle, kırmızı cüceler çok daha fazla bir yaşam beklentisine sahiptir - onlarca milyarlarca onlarca trilyon yıldır (Güneşin 0,1 kütlesi kütlesi olan kırmızı cüce 10 trilyon yıl yakar).

Kırmızı cücelerde, helyum içeren termonükleer reaksiyonlar imkansızdır, bu yüzden kırmızı devlere dönüşemezler. Zamanla, kademeli olarak küçülürler ve tüm hidrojen yakıt tedariki tüketilinceye kadar giderek daha fazla ısıtılır.

Yavaş yavaş, teorik fikirlere göre, mavi cücelere dönüşürler - kırmızı cücelerden biri, daha sonra mavi bir cüceye dönüşmeyi ve ardından beyaz cücelerde bir helyum çekirdeğine sahip olana kadar, mavi cücelere dönüşürler.

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.

Ana sekansın yıldızlarının minimum sıcaklığı yaklaşık 4000 K, kahverengi cücelerin sıcaklığı 300 ila 3000 K arasında yatıyor. Hayatları boyunca kahverengi cüceler sürekli soğutulur, cüceden daha büyük olan daha yavaş, yavaşlar.

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, Ortak Kütle Merkezi'ni ekleyen iki ağırlıklı iki yıldızdır.

Bazen üç veya daha fazla yıldızdan gelen sistemler var, böyle genel bir durumda sistemin birden fazla yıldız denir.

Böyle durumlarda yıldız sistemi Yerden çok uzak değil, teleskop ayrı yıldızlar. Mesafe önemliyse, çift yıldızın astronomların sadece dolaylı işaretler üzerinde ortaya çıktığını anlamak mümkündür.

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 beyaz cüceye akar ve orada periyodik olarak patlar, bir 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 Boyutları, beyaz cücelerden daha küçük, nötron yıldızının tipik yarıçapı, muhtemelen yaklaşık 10-20 kilometredir.

Esas olarak nötr alt otomatik parçacıklardan oluşurlar - nötronlar, sıkıca sıkıştırılmış yerçekimi kuvvetleri. Bu tür yıldızların yoğunluğu son derece yüksektir, orantılıdır ve bazı tahminlere göre, atom çekirdeğinin ortalama yoğunluğunu aşmak için birkaç kez olabilir. NZ'nin bir kübik santimetre yüz milyonlarca ton ağırlığında olacaktır. Nötron yıldızının yüzeyinde yerçekimi kuvveti, dünyadaki yaklaşık 100 milyar kat daha yüksektir.

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.

Baskın astrofizik modele göre, pulsarlar dönüyor nötron yıldızları dan manyetik alanhangi dönme eksenine yatırılır. 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 Cefeid'in biri kutupsal bir yıldızdır.

Ana tiplerin listesi (türleri) yıldızları kısa KarakteristikTabii ki, tüm olası yıldızların evrendeki tüm olası manifoldunu tüketmiyor.