Hvit dverg er en stjerne som er ganske vanlig i rommet vårt. Forskere kaller det resultatet av utviklingen av stjerner, det siste utviklingsstadiet. Tot alt er det to scenarier for modifisering av et stjernelegeme, i ett tilfelle er det siste stadiet en nøytronstjerne, i det andre et sort hull. Dverger er det siste evolusjonstrinnet. De har planetsystemer rundt seg. Forskere var i stand til å fastslå dette ved å undersøke metallanrikede prøver.
Bakgrunn
Hvite dverger er stjerner som vakte oppmerksomhet fra astronomer i 1919. For første gang ble et slikt himmellegeme oppdaget av en forsker fra Nederland, Maanen. For sin tid gjorde spesialisten en ganske atypisk og uventet oppdagelse. Dvergen han så så ut som en stjerne, men hadde ikke-standard små størrelser. Spekteret var imidlertid som om det var et massivt og stort himmellegeme.
Årsakene til et så merkelig fenomen har tiltrukket seg forskere i ganske lang tid, så det har blitt gjort mye arbeid for å studere strukturen til hvite dverger. Gjennombruddet ble gjort da de uttrykte og beviste antagelsen om overflod av forskjellige metallstrukturer i atmosfæren til et himmellegeme.
Det er nødvendig å klargjøre at metaller i astrofysikk er alle slags grunnstoffer, hvis molekyler er tyngre enn hydrogen, helium, og deres kjemiske sammensetning er mer progressiv enn disse to forbindelsene. Helium, hydrogen, som forskere klarte å fastslå, er mer utbredt i universet vårt enn noen andre stoffer. Basert på dette ble det besluttet å betegne alt annet som metaller.
Temautvikling
Selv om hvite dverger som var svært forskjellige i størrelse fra solen først ble sett på tjuetallet, oppdaget folk bare et halvt århundre senere at tilstedeværelsen av metalliske strukturer i stjerneatmosfæren ikke er et typisk fenomen. Som det viste seg, når de er inkludert i atmosfæren, fortrenges de i tillegg til de to vanligste stoffene, tyngre, inn i de dypere lagene. Tunge stoffer, som er blant molekylene til helium, hydrogen, må til slutt bevege seg til kjernen av stjernen.
Det var flere årsaker til denne prosessen. Radiusen til en hvit dverg er liten, slike stjernekropper er veldig kompakte - det er ikke for ingenting at de fikk navnet sitt. I gjennomsnitt er radius sammenlignbar med jordens, mens vekten er lik vekten til en stjerne som lyser opp planetsystemet vårt. Dette forholdet mellom dimensjoner og vekt forårsaker en eksepsjonelt stor gravitasjonsoverflateakselerasjon. Følgelig skjer avsetningen av tungmetaller i hydrogen- og heliumatmosfæren bare noen få jorddager etter at molekylet kommer inn i den totale gassmassen.
Funksjoner og varighet
Noen ganger kjennetegn ved hvite dvergerer slik at prosessen med sedimentering av molekyler av tunge stoffer kan bli forsinket i lang tid. De mest gunstige alternativene, sett fra en observatør fra jorden, er prosesser som tar millioner, titalls millioner år. Likevel er slike tidsrom eksepsjonelt korte sammenlignet med levetiden til selve stjernelegemet.
Utviklingen av en hvit dverg er slik at de fleste formasjonene som er observert av mennesker for øyeblikket allerede er flere hundre millioner jordår gamle. Hvis vi sammenligner dette med den langsomste prosessen med absorpsjon av metaller i kjernen, er forskjellen mer enn betydelig. Derfor lar påvisningen av metall i atmosfæren til en viss observerbar stjerne oss med sikkerhet konkludere med at kroppen i utgangspunktet ikke hadde en slik atmosfærisk sammensetning, ellers ville alle metallinneslutninger ha forsvunnet for lenge siden.
Teori og praksis
Observasjonene beskrevet ovenfor, samt informasjon samlet inn over mange tiår om hvite dverger, nøytronstjerner, sorte hull, antydet at atmosfæren mottar metalliske inneslutninger fra eksterne kilder. Forskere bestemte først at dette er mediet mellom stjernene. Et himmellegeme beveger seg gjennom slik materie, samler mediet på overflaten, og beriker dermed atmosfæren med tunge elementer. Men ytterligere observasjoner viste at en slik teori er uholdbar. Som ekspertene spesifiserte, hvis endringen i atmosfæren skjedde på denne måten, ville dvergen hovedsakelig motta hydrogen fra utsiden, siden mediet mellom stjernene ble dannet i sin bulk av hydrogen oghelium molekyler. Bare en liten prosentandel av mediet er tunge forbindelser.
Hvis teorien dannet fra primærobservasjoner av hvite dverger, nøytronstjerner, svarte hull ville rettferdiggjøre seg selv, ville dverger bestå av hydrogen som det letteste grunnstoffet. Dette ville ikke tillate eksistensen av selv helium himmellegemer, fordi helium er tyngre, noe som betyr at hydrogenakkresjon vil fullstendig skjule det for øyet til en ekstern observatør. Basert på tilstedeværelsen av heliumdverger, kom forskerne til den konklusjon at det interstellare mediet ikke kan tjene som den eneste og til og med hovedkilden til metaller i atmosfæren til stjernelegemer.
Hvordan forklare?
Forskere som studerte sorte hull, hvite dverger på 70-tallet av forrige århundre, antydet at metalliske inneslutninger kan forklares med fallet av kometer på overflaten av et himmellegeme. Riktignok ble slike ideer en gang ansett som for eksotiske og fikk ikke støtte. Dette skyldtes i stor grad det faktum at folk ennå ikke visste om tilstedeværelsen av andre planetsystemer - bare vårt "hjemme" solsystem var kjent.
Et betydelig skritt fremover i studiet av sorte hull, hvite dverger ble laget på slutten av neste, det åttende tiåret av forrige århundre. Forskere har til disposisjon spesielt kraftige infrarøde instrumenter for å observere verdensdypet, som gjorde det mulig å oppdage infrarød stråling rundt en av de kjente hvite dvergastronomene. Dette ble avslørt nøyaktig rundt dvergen, hvis atmosfære inneholdt metalliskinkludering.
Infrarød stråling, som gjorde det mulig å anslå temperaturen til den hvite dvergen, fort alte også forskerne at stjernekroppen er omgitt av et eller annet stoff som kan absorbere stjernestråling. Dette stoffet varmes opp til et bestemt temperaturnivå, mindre enn en stjerne. Dette lar deg gradvis omdirigere den absorberte energien. Stråling forekommer i det infrarøde området.
Vitenskapen går fremover
Spektraene til den hvite dvergen har blitt gjenstand for studier av de avanserte sinnene i astronomenes verden. Som det viste seg, fra dem kan du få ganske mye informasjon om funksjonene til himmellegemer. Av spesiell interesse var observasjoner av stjernelegemer med overflødig infrarød stråling. For tiden har det vært mulig å identifisere rundt tre dusin systemer av denne typen. Hovedprosenten deres ble studert med det kraftigste Spitzer-teleskopet.
Forskere, som observerte himmellegemer, fant at tettheten til hvite dverger er betydelig mindre enn denne parameteren, karakteristisk for kjemper. Det ble også funnet at overflødig infrarød stråling skyldes tilstedeværelsen av disker dannet av et spesifikt stoff som kan absorbere energistråling. Det er den som da utstråler energi, men i et annet bølgelengdeområde.
Diskene er usedvanlig nære og påvirker massen av hvite dverger til en viss grad (som ikke kan overskride Chandrasekhar-grensen). Den ytre radius kalles detritalskiven. Det har blitt antydet at det ble dannet under ødeleggelsen av en kropp. I gjennomsnitt er radius sammenlignbar i størrelse med solen.
Hvis du tar hensyn til planetsystemet vårt, blir det klart at vi relativt nær "hjemmet" kan observere et lignende eksempel - dette er ringene rundt Saturn, hvis størrelse også kan sammenlignes med radiusen til stjernen vår. Over tid har forskere funnet ut at denne funksjonen ikke er den eneste som dverger og Saturn har til felles. For eksempel har både planeten og stjernene svært tynne skiver, som ikke er gjennomsiktige når de prøver å skinne gjennom lyset.
Konklusjoner og utvikling av teorien
Fordi ringene til hvite dverger er sammenlignbare med de som omgir Saturn, har det blitt mulig å formulere nye teorier som forklarer tilstedeværelsen av metaller i atmosfæren til disse stjernene. Astronomer vet at ringene rundt Saturn er dannet av tidevannsavbrudd av noen kropper som er nær nok planeten til å bli påvirket av gravitasjonsfeltet. I en slik situasjon kan ikke den ytre kroppen opprettholde sin egen tyngdekraft, noe som fører til brudd på integriteten.
For omtrent femten år siden ble det presentert en ny teori som forklarte dannelsen av hvite dvergeringer på lignende måte. Det ble antatt at dvergen opprinnelig var en stjerne i sentrum av planetsystemet. Himmellegemet utvikler seg over tid, noe som tar milliarder av år, svulmer opp, mister skallet, og dette forårsaker dannelsen av en dverg, som gradvis kjøles ned. Forresten, fargen på hvite dverger forklares nøyaktig av temperaturen deres. For noen er det anslått til 200 000 K.
Planetsystemet i løpet av en slik utvikling kan overleve, noe som fører tilutvidelse av den ytre delen av systemet samtidig med en reduksjon i stjernens masse. Som et resultat dannes et stort system av planeter. Planeter, asteroider og mange andre elementer overlever evolusjonen.
Hva er det neste?
Fremgangen til systemet kan føre til ustabilitet. Dette fører til bombardement av rommet rundt planeten med steiner, og asteroider flyr delvis ut av systemet. Noen av dem beveger seg imidlertid inn i baner, før eller senere befinner de seg innenfor dvergens solradius. Kollisjoner forekommer ikke, men tidevannskrefter fører til et brudd på kroppens integritet. En klynge av slike asteroider antar en form som ligner på ringene rundt Saturn. Dermed dannes det en ruskskive rundt stjernen. Tettheten til den hvite dvergen (ca. 10^7 g/cm3) og dens detritalskiven er betydelig forskjellige.
Den beskrevne teorien er blitt en ganske fullstendig og logisk forklaring på en rekke astronomiske fenomener. Gjennom den kan man forstå hvorfor skiver er kompakte, fordi en stjerne ikke kan være omgitt av en skive med en radius som kan sammenlignes med solens under hele dens eksistens, ellers ville slike skiver vært inne i kroppen i begynnelsen.
Ved å forklare dannelsen av skiver og deres størrelse, kan man forstå hvor den særegne tilførselen av metaller kommer fra. Det kan ende opp på stjerneoverflaten og forurense dvergen med metallmolekyler. Den beskrevne teorien, uten å motsi de avslørte indikatorene for den gjennomsnittlige tettheten til hvite dverger (i størrelsesorden 10^7 g/cm3), beviser hvorfor metaller observeres i atmosfæren til stjerner, hvorfor målingen av kjemikalietkomposisjon med midler som muligens er tilgjengelige for mennesket, og av hvilken grunn er fordelingen av elementer lik den som er karakteristisk for planeten vår og andre studerte objekter.
Teorier: er det noen fordel?
Den beskrevne ideen ble mye brukt som grunnlag for å forklare hvorfor skjellene til stjerner er forurenset med metaller, hvorfor det dukket opp ruskskiver. I tillegg følger det av det at det eksisterer et planetsystem rundt dvergen. Det er liten overraskelse i denne konklusjonen, fordi menneskeheten har slått fast at de fleste stjernene har sine egne planetsystemer. Dette er karakteristisk for både de som ligner på Solen, og de som er mye større enn dens dimensjoner - nemlig hvite dverger dannes av dem.
Emner ikke oppbrukt
Selv om vi anser teorien beskrevet ovenfor for å være generelt akseptert og bevist, er noen spørsmål for astronomer fortsatt åpne den dag i dag. Av spesiell interesse er spesifisiteten til overføringen av materie mellom skivene og overflaten til et himmellegeme. Som noen antyder, skyldes dette stråling. Teorier som på denne måten kaller for å beskrive transport av materie er basert på Poynting-Robertson-effekten. Dette fenomenet, under påvirkning av hvilke partikler beveger seg sakte i en bane rundt en ung stjerne, spiralerer gradvis mot midten og forsvinner i et himmellegeme. Antagelig bør denne effekten manifestere seg i ruskskivene som omgir stjernene, det vil si at molekylene som finnes i skivene før eller siden befinner seg i eksepsjonell nærhet til dvergen. Faste stofferer utsatt for fordampning, dannes det gass - slikt i form av skiver er registrert rundt flere observerte dverger. Før eller siden når gassen overflaten til dvergen og transporterer metaller hit.
De avslørte fakta er estimert av astronomer som et betydelig bidrag til vitenskapen, ettersom de antyder hvordan planetene er dannet. Dette er viktig, siden objektene for forskning som tiltrekker seg spesialister ofte er utilgjengelige. For eksempel er planeter som kretser rundt stjerner større enn Solen ekstremt sjeldne å studere – det er for vanskelig på det tekniske nivået som er tilgjengelig for vår sivilisasjon. I stedet har folk vært i stand til å studere planetsystemer etter transformasjonen av stjerner til dverger. Hvis vi klarer å utvikle oss i denne retningen, vil det helt sikkert være mulig å avsløre nye data om tilstedeværelsen av planetsystemer og deres særegne egenskaper.
Hvite dverger, i atmosfæren som metaller er påvist, lar oss få en ide om den kjemiske sammensetningen til kometer og andre kosmiske kropper. Faktisk har forskere rett og slett ingen annen måte å vurdere sammensetningen på. For eksempel, ved å studere de gigantiske planetene, kan man bare få en ide om det ytre laget, men det er ingen pålitelig informasjon om det indre innholdet. Dette gjelder også for vårt "hjemme"-system, siden den kjemiske sammensetningen kun kan studeres fra det himmellegemet som f alt til jordoverflaten eller hvor det var mulig å lande forskningsapparatet.
Hvordan går det?
Før eller siden vil planetsystemet vårt også bli "hjemmet" til en hvit dverg. Som forskere sier, har stjernekjernenen begrenset mengde materie for å få energi, og før eller senere er termonukleære reaksjoner oppbrukt. Gassen avtar i volum, tettheten stiger til et tonn per kubikkcentimeter, mens i de ytre lagene pågår reaksjonen fortsatt. Stjernen utvider seg og blir en rød gigant, hvis radius er sammenlignbar med hundrevis av stjerner lik Solen. Når det ytre skallet slutter å "brenne", er det innen 100 000 år en spredning av materie i rommet, som er ledsaget av dannelsen av en tåke.
Kjernen til stjernen, frigjort fra skallet, senker temperaturen, noe som fører til dannelsen av en hvit dverg. Faktisk er en slik stjerne en gass med høy tetthet. I vitenskapen blir dverger ofte referert til som degenererte himmellegemer. Hvis stjernen vår ble komprimert og dens radius ville være bare noen få tusen kilometer, men vekten ville være fullstendig bevart, ville en hvit dverg også finne sted her.
Funksjoner og tekniske punkter
Typen kosmisk kropp som vurderes er i stand til å gløde, men denne prosessen forklares av andre mekanismer enn termonukleære reaksjoner. Gløden kalles residual, det forklares med en nedgang i temperaturen. Dvergen er dannet av et stoff hvis ioner noen ganger er kaldere enn 15 000 K. Oscillerende bevegelser er karakteristiske for elementene. Gradvis blir himmellegemet krystallinsk, gløden svekkes, og dvergen utvikler seg til brun.
Forskere har identifisert en massegrense for et slikt himmellegeme – opptil 1,4 vekten av solen, men ikke mer enn denne grensen. Hvis massen overskrider denne grensen,stjernen kan ikke eksistere. Dette skyldes trykket til et stoff i komprimert tilstand - det er mindre enn gravitasjonsattraksjonen som komprimerer stoffet. Det er en veldig sterk kompresjon, som fører til utseendet av nøytroner, stoffet er nøytronisert.
Kompresjonsprosessen kan føre til degenerasjon. I dette tilfellet dannes en nøytronstjerne. Det andre alternativet er fortsatt komprimering, som før eller siden fører til en eksplosjon.
Generelle parametere og funksjoner
Den bolometriske lysstyrken til den betraktede kategorien av himmellegemer i forhold til karakteristikken til solen er mindre enn omtrent ti tusen ganger. Dvergens radius er mindre enn hundre ganger solen, mens vekten er sammenlignbar med egenskapen til hovedstjernen i planetsystemet vårt. For å bestemme massegrensen for en dverg ble Chandrasekhar-grensen beregnet. Når den overskrides, utvikler dvergen seg til en annen form for et himmellegeme. Fotosfæren til en stjerne består i gjennomsnitt av tett materiale, anslått til 105–109 g/cm3. Sammenlignet med hovedsekvensen er den omtrent en million ganger tettere.
Noen astronomer tror at bare 3 % av alle stjerner i galaksen er hvite dverger, og noen er overbevist om at hver tiende tilhører denne klassen. Anslagene varierer så mye om årsaken til vanskeligheten med å observere himmellegemer – de er langt fra planeten vår og lyser for svakt.
Historier og navn
I 1785 dukket det opp et lik i listen over dobbeltstjerner, som Herschel observerte. Stjernen ble k alt 40 Eridani B. Det er hun som regnes som den første personen sett fra den hvite kategorien.dverger. I 1910 la Russell merke til at dette himmellegemet har et ekstremt lavt nivå av lysstyrke, selv om fargetemperaturen er ganske høy. Over tid ble det bestemt at himmellegemer av denne klassen skulle deles inn i en egen kategori.
I 1844, studerte Bessel informasjonen som ble oppnådd ved å spore Procyon B, Sirius B, og bestemte seg for at begge skiftet fra en rett linje fra tid til annen, noe som betyr at det er nære satellitter. En slik antakelse virket usannsynlig for det vitenskapelige samfunnet, siden ingen satellitt kunne sees, mens avvikene bare kunne forklares av et himmellegeme, hvis masse er eksepsjonelt stor (lik Sirius, Procyon).
I 1962 identifiserte Clark, som jobbet med det største teleskopet som eksisterte på den tiden, et veldig svakt himmellegeme nær Sirius. Det var han som ble k alt Sirius B, den samme satellitten som Bessel hadde foreslått lenge før. I 1896 viste studier at Procyon også hadde en satellitt – den ble k alt Procyon B. Derfor ble Bessels ideer fullt ut bekreftet.
