عندما ننظر إلى سماء الليل، يبدو لنا أن جميع النجوم متشابهة. تواجه العين البشرية صعوبة كبيرة في التمييز بين طيف الضوء المرئي المنبعث من الأجرام السماوية البعيدة. ربما يكون النجم الذي لا يزال مرئيًا بالكاد قد انطفأ منذ فترة طويلة، ولا نلاحظ سوى ضوءه. كل واحد من النجوم يعيش حياته الخاصة. بعضها يلمع بضوء أبيض ناعم، والبعض الآخر يبدو نابضًا ضوء النيونالنقاط الساطعة. والبعض الآخر عبارة عن نقاط مضيئة خافتة، لا تكاد تُرى في السماء.
كل واحد من النجوم على في مرحلة معينةتطوره ويتحول مع مرور الوقت إلى جرم سماوي من فئة مختلفة. وبدلا من نقطة مضيئة ومبهرة في سماء الليل، يظهر جسم كوني جديد - قزم أبيض - نجم عجوز. هذه المرحلة من التطور هي سمة معظم النجوم العادية. لا يمكن لشمسنا الهروب من مصير مماثل.
ما هو القزم الأبيض: نجم أم شبح؟
في الآونة الأخيرة فقط، في القرن العشرين، أصبح من الواضح للعلماء أن القزم الأبيض هو كل ما تبقى في الفضاء من نجم عادي. أعطت دراسة النجوم من وجهة نظر الفيزياء النووية الحرارية نظرة ثاقبة للعمليات التي تجري في أعماق الأجرام السماوية. النجوم التي تتشكل نتيجة تفاعل قوى الجاذبية هي مفاعل نووي حراري ضخم تحدث فيه باستمرار تفاعلات متسلسلة من انشطار نواة الهيدروجين والهيليوم. هذه أنظمة معقدةمعدلات تطور المكونات ليست هي نفسها. تضمن الاحتياطيات الضخمة من الهيدروجين حياة النجم لمليارات السنين القادمة. تساهم تفاعلات اندماج الهيدروجين في تكوين الهيليوم والكربون. بعد الاندماج النووي الحراري، تدخل قوانين الديناميكا الحرارية حيز التنفيذ.
بعد أن يستهلك النجم كل ما يحتويه من الهيدروجين، يبدأ قلبه بالانكماش تحت تأثير قوى الجاذبية والضغط الداخلي الهائل. بفقدان الجزء الرئيسي من قوقعته، يصل الجسم السماوي إلى الحد الأقصى لكتلة النجم، حيث يمكن أن يوجد كقزم أبيض، محرومًا من مصادر الطاقة، ويستمر في إشعاع الحرارة بالقصور الذاتي. في الواقع، الأقزام البيضاء هي نجوم من فئة العمالقة الحمراء والعملاقة الفائقة التي فقدت غلافها الخارجي.
الاندماج النووي يستنفد النجم. ينفد الهيدروجين، ويمكن للهيليوم، باعتباره مكونًا أكثر ضخامة، أن يتطور أكثر ليصل إلى حالة جديدة. كل هذا يؤدي إلى حقيقة أن العمالقة الحمراء الأولى تتشكل بدلاً من نجم عادي، ويترك النجم التسلسل الرئيسي. وهكذا، فإن الجسم السماوي، بعد أن شرع في طريق الشيخوخة البطيئة والحتمية، يتحول تدريجياً. شيخوخة النجم هي لمسافات طويلةفي غياهب النسيان. كل هذا يحدث ببطء شديد. قزم ابيضهو جسم سماوي به ما بعده التسلسل الرئيسي، تحدث عملية الانقراض الحتمية. يؤدي تفاعل اندماج الهيليوم إلى انكماش قلب النجم المتقدم في السن، ويفقد النجم قشرته في النهاية.
تطور الأقزام البيضاء
خارج التسلسل الرئيسي، تحدث عملية انقراض النجوم. تحت تأثير قوى الجاذبية، ينتشر الغاز الساخن للعمالقة الحمراء والعمالقة الفائقة في جميع أنحاء الكون، ويشكل سديمًا كوكبيًا شابًا. وبعد مئات الآلاف من السنين، يتبدد السديم، ويبقى في مكانه قلب العملاق الأحمر المتحلل. أبيض. درجات حرارة مثل هذا الجسم مرتفعة جدًا، من 90.000 كلفن، مقدرة من خط امتصاص الطيف، وتصل إلى 130.000 كلفن، عند تقييمها ضمن طيف الأشعة السينية. ومع ذلك، نظرا لصغر حجمها، والتبريد جسم سماوييحدث ببطء شديد.
إن صورة السماء المرصعة بالنجوم التي نلاحظها عمرها عشرات إلى مئات المليارات من السنين. وحيثما نرى أقزامًا بيضاء، فقد يكون آخر موجود بالفعل في الفضاء. جسم سماوي. انتقل النجم إلى فئة القزم الأسود، وهي المرحلة الأخيرة من التطور. في الواقع، تبقى كتلة من المادة بدلاً من النجم، ودرجة حرارتها تساوي درجة حرارة الفضاء المحيط. الميزة الأساسيةهذا الكائن هو الغياب التام للضوء المرئي. من الصعب جدًا ملاحظة مثل هذا النجم في التلسكوب البصري التقليدي بسبب سطوعه المنخفض. المعيار الرئيسي للكشف عن الأقزام البيضاء هو وجود الأشعة فوق البنفسجية والأشعة السينية القوية.
تنقسم جميع الأقزام البيضاء المعروفة، اعتمادًا على طيفها، إلى مجموعتين:
- أجسام الهيدروجين، الفئة الطيفية DA، التي لا يوجد في طيفها خطوط هيليوم؛
- أقزام الهيليوم، الفئة الطيفية DB. الخطوط الرئيسية في الطيف موجودة في الهيليوم.
تشكل الأقزام البيضاء من نوع الهيدروجين غالبية السكان، ما يصل إلى 80٪ من جميع الكائنات المعروفة على الأرض. هذه اللحظةكائنات من هذا النوع. وتمثل أقزام الهيليوم الـ 20% المتبقية.
مرحلة التطور التي ينتج عنها ظهور القزم الأبيض هي الأخيرة بالنسبة للنجوم غير الضخمة، والتي تشمل نجمنا الشمس. في هذه المرحلة يتمتع النجم بالخصائص التالية. على الرغم من صغر حجم النجم وصغر حجمه، إلا أن مادته النجمية تزن تمامًا ما هو مطلوب لوجودها. بمعنى آخر، الأقزام البيضاء، التي يبلغ نصف قطرها 100 مرة أصغر من نصف قطر القرص الشمسي، لها كتلة تساوي كتلة الشمس أو حتى تزن أكثر من نجمنا.
ويشير هذا إلى أن كثافة القزم الأبيض أعلى بملايين المرات من كثافة النجوم العادية الموجودة ضمن التسلسل الرئيسي. على سبيل المثال، تبلغ كثافة نجمنا 1.41 جم/سم3، بينما يمكن أن تصل كثافة الأقزام البيضاء إلى قيم هائلة تتراوح بين 105-110 جم/سم3.
في غياب مصادر الطاقة الخاصة بها، تبرد هذه الأجسام تدريجيًا، وبالتالي تكون درجة حرارتها منخفضة. تم تسجيل درجات الحرارة على سطح الأقزام البيضاء في نطاق 5000-50000 درجة كلفن. كلما زاد عمر النجم، انخفضت درجة حرارته.
على سبيل المثال، جار ألمع نجم في سمائنا، سيريوس أ، القزم الأبيض سيريوس ب، تبلغ درجة حرارة سطحه 2100 درجة كلفن فقط. في الداخل، هذا الجسم السماوي أكثر سخونة، حوالي 10000 درجة كلفن. كان سيريوس بي أول قزم أبيض اكتشفه علماء الفلك. وتبين أن لون الأقزام البيضاء المكتشفة بعد سيريوس بي هو نفس اللون الأبيض، وهو السبب في إعطاء مثل هذا الاسم لهذه الفئة من النجوم.
سطوع سيريوس أ أكبر 22 مرة من سطوع شمسنا، لكن أخته سيريوس ب تشرق بضوء خافت، وهو أقل سطوعًا بشكل ملحوظ من جارتها المبهرة. تم اكتشاف وجود قزم أبيض بفضل صور سيريوس التي التقطها تلسكوب شاندرا للأشعة السينية. لا تمتلك الأقزام البيضاء طيفًا ضوئيًا واضحًا، لذلك من الشائع اعتبار مثل هذه النجوم أجسامًا كونية باردة ومظلمة. في نطاق الأشعة تحت الحمراء والأشعة السينية، يضيء Sirius B بشكل أكثر سطوعًا، ويستمر في إصداره كمية كبيرةطاقة حرارية. على عكس النجوم العادية، حيث مصدر موجات الأشعة السينية هو الإكليل، فإن مصدر الإشعاع في الأقزام البيضاء هو الغلاف الضوئي.
نظرًا لكونها خارج التسلسل الرئيسي من حيث الوفرة، فإن هذه النجوم ليست أكثر الأشياء شيوعًا في الكون. في مجرتنا، تمثل الأقزام البيضاء ما بين 3 إلى 10% فقط من الأجرام السماوية. بالنسبة لهذا الجزء من المجموعة النجمية لمجرتنا، فإن عدم اليقين في التقدير معقد بسبب ضعف الإشعاع في المنطقة المرئية من القطب. بمعنى آخر، الضوء الصادر عن الأقزام البيضاء غير قادر على اختراق التراكمات الكبيرة من الغاز الكوني التي تشكل أذرع مجرتنا.
نظرة علمية على تاريخ ظهور الأقزام البيضاء
علاوة على ذلك، في الأجرام السماوية، بدلا من المصادر الرئيسية المجففة للطاقة النووية الحرارية، ينشأ مصدر جديد للطاقة النووية الحرارية، وهو رد فعل الهيليوم الثلاثي، أو عملية ألفا الثلاثية، مما يضمن حرق الهيليوم. تم تأكيد هذه الافتراضات بالكامل عندما أصبح من الممكن مراقبة سلوك النجوم في الأشعة تحت الحمراء. يختلف طيف الضوء الصادر عن نجم عادي بشكل كبير عن الصورة التي نراها عند النظر إلى العمالقة الحمراء والأقزام البيضاء. بالنسبة للنوى المتدهورة لمثل هذه النجوم، هناك حد أعلى للكتلة، وإلا فإن الجسم السماوي يصبح غير مستقر فيزيائيا وقد يحدث الانهيار.
يكاد يكون من المستحيل تفسير هذه الكثافة العالية التي تتمتع بها الأقزام البيضاء من وجهة نظر القوانين الفيزيائية. ولم تصبح العمليات الجارية واضحة إلا بفضل ميكانيكا الكم، التي مكنت من دراسة حالة غاز الإلكترون في المادة النجمية. على عكس النجم العادي، حيث يتم استخدام النموذج القياسي لدراسة حالة الغاز، يتعامل العلماء في الأقزام البيضاء مع ضغط غاز الإلكترون المنحل النسبي. وبلغة واضحة، لوحظ ما يلي. ومع الضغط الهائل الذي يصل إلى 100 مرة أو أكثر، تصبح المادة النجمية مثل ذرة واحدة كبيرة، تندمج فيها جميع الروابط والسلاسل الذرية معًا. في هذه الحالة، تشكل الإلكترونات غازًا إلكترونيًا متحللًا، والذي يمكن لتكوينه الكمي الجديد أن يقاوم قوى الجاذبية. يشكل هذا الغاز نواة كثيفة بدون غلاف.
تبين من دراسة مفصلة للأقزام البيضاء باستخدام التلسكوبات الراديوية وبصريات الأشعة السينية أن هذه الأجرام السماوية ليست بسيطة ومملة كما قد تبدو للوهلة الأولى. نظرا لعدم وجود مثل هذه النجوم في الداخل التفاعلات النووية الحراريةيطرح السؤال بشكل لا إرادي - من أين يأتي الضغط الهائل الذي تمكن من موازنة قوى الجاذبية وقوى الجذب الداخلي.
نتيجة للأبحاث الفيزيائيونوفي مجال ميكانيكا الكم تم إنشاء نموذج للقزم الأبيض. تحت تأثير قوى الجاذبية، يتم ضغط المادة النجمية إلى الحد الذي يتم فيه تدمير قذائف الإلكترون للذرات، وتبدأ الإلكترونات حركتها الفوضوية، والانتقال من حالة إلى أخرى. تشكل نوى الذرات في غياب الإلكترونات نظامًا يشكل رابطة قوية ومستقرة مع بعضها البعض. يوجد عدد كبير جدًا من الإلكترونات في المادة النجمية بحيث تتشكل العديد من الحالات، وبالتالي يتم الحفاظ على سرعة الإلكترونات. السرعه العاليه الجسيمات الأوليةيخلق ضغطًا داخليًا هائلاً من الغاز المنحل للإلكترون، القادر على مقاومة قوى الجاذبية.
متى أصبحت الأقزام البيضاء معروفة؟
على الرغم من حقيقة أن سيريوس ب يعتبر أول قزم أبيض اكتشفه علماء الفيزياء الفلكية، إلا أن هناك مؤيدين لنسخة التعارف المبكر للمجتمع العلمي مع الأجسام النجمية من هذه الفئة. في عام 1785، أدرج عالم الفلك هيرشل لأول مرة نظام النجوم الثلاثية في كوكبة أريدانوس في كتالوج النجوم، وقسم كل النجوم بشكل منفصل. وبعد 125 عامًا فقط، اكتشف علماء الفلك اللمعان المنخفض بشكل غير طبيعي لـ 40 Eridani B عند درجة حرارة اللون العالية، والذي كان بمثابة سبب لفصل هذه الأجسام إلى فئة منفصلة.
كان للكائن سطوع خافت يتوافق مع حجم +9.52 م. تبلغ كتلة القزم الأبيض نصف كتلة الشمس، وكان قطره أصغر من قطر الأرض. تناقضت هذه المعلمات مع نظرية البنية الداخلية للنجوم، حيث كان اللمعان ونصف القطر ودرجة حرارة سطح النجم من العوامل الأساسية في تحديد فئة النجم. القطر الصغير واللمعان المنخفض من وجهة نظر العمليات الفيزيائية لا يتوافق مع درجة حرارة اللون العالية. أثار هذا التناقض العديد من الأسئلة.
الوضع مع قزم أبيض آخر، سيروس بي، بدا مشابهًا، كونه تابع لألمع النجوم، القزم الأبيض صغير الحجم وله كثافة هائلة من المادة النجمية - 106 جم / سم 3. وعلى سبيل المقارنة، فإن مادة هذا الجرم السماوي، بحجم علبة الثقاب، تزن أكثر من مليون طن على كوكبنا. درجة حرارة هذا القزم أعلى بمقدار 2.5 مرة من النجم الرئيسي لنظام سيريوس.
أحدث النتائج العلمية
تمثل الأجرام السماوية التي نتعامل معها ساحة اختبار طبيعية، يستطيع الإنسان بفضلها دراسة بنية النجوم ومراحل تطورها. إذا كان من الممكن تفسير ولادة النجوم بقوانين فيزيائية تعمل بشكل متساوٍ في أي بيئة، فإن تطور النجوم يمثله عمليات مختلفة تمامًا. التفسير العلميويندرج العديد منها ضمن فئة ميكانيكا الكم، علم الجسيمات الأولية.
تبدو الأقزام البيضاء أكثر الأشياء غموضًا في هذا الضوء:
- أولا، تبدو عملية انحطاط النواة النجمية مثيرة للاهتمام للغاية، ونتيجة لذلك لا تطير المادة النجمية في الفضاء، ولكن على العكس من ذلك، يتم ضغطها بأحجام لا يمكن تصورها؛
- ثانيا، في غياب التفاعلات النووية الحرارية، تظل الأقزام البيضاء كائنات كونية ساخنة للغاية؛
- ثالثا، هذه النجوم ذات درجة حرارة اللون العالية، لديها لمعان منخفض.
لا يزال يتعين على العلماء من جميع المشارب وعلماء الفيزياء الفلكية والفيزيائيين والعلماء النوويين تقديم إجابات على هذه الأسئلة والعديد من الأسئلة الأخرى التي ستسمح لنا بالتنبؤ بمصير نجمنا الأصلي. تواجه الشمس مصير القزم الأبيض، لكن يظل من المشكوك فيه ما إذا كان البشر سيتمكنون من مراقبة الشمس في هذا الدور.
إذا كان لديك أي أسئلة، اتركها في التعليقات أسفل المقال. سنكون سعداء نحن أو زوارنا بالرد عليهم
قام عالم الفلك الألماني فريدريش فيلهلم بيسل بملاحظة ذلك لعدة سنوات الحركات الخاصةفي السماء نجمان ساطعان - سيريوس وبروسيون - وفي عام 1844 أثبت أن كلاهما لا يتحركان على طول خطوط مستقيمة، ولكن على طول مسارات متموجة مميزة. ودفع هذا الاكتشاف العالم إلى الاعتقاد بأن كل نجم من هذه النجوم لديه قمر صناعي غير مرئي بالنسبة لنا، أي أنه نظام نجمي ثنائي فيزيائيا.
لكن الشمس، التي تساوي تقريبًا كتلة سيريوس ب، ستشرق من مسافة بعيدة بنفس سطوع نجم الشمال تقريبًا. فلماذا تم اعتبار سيريوس بي "قمرًا صناعيًا غير مرئي" لمدة 18 عامًا؟ ربما بسبب الصغيرة المسافة الزاويةبينه وبين سيريوس أ؟ ليس فقط. كما اتضح لاحقا، من الواضح أنه لا يمكن الوصول إليه بالعين المجردة بسبب لمعانه المنخفض، 400 مرة أقل من لمعان الشمس. صحيح، في بداية القرن العشرين. لا يبدو هذا الاكتشاف غريبا بشكل خاص، حيث كان هناك الكثير من النجوم منخفضة اللمعان معروفة، ولم يتم بعد إثبات العلاقة بين كتلة النجم ولمعانه. فقط عندما تم الحصول على أطياف انبعاث سيريوس بي وبروسيون بي، بالإضافة إلى قياسات درجات حرارتهما، أصبح "الشذوذ" في هذين النجمين واضحًا.
في الفيزياء هناك مثل هذا المفهوم - جسم أسود تمامًا. لا، هذا ليس مرادفا للأسود الثقوب- على عكس ذلك، يمكن لجسم أسود تمامًا أن يلمع بشكل مبهر! يطلق عليه اللون الأسود المطلق لأنه، حسب التعريف، يمتص كل الإشعاع الكهرومغناطيسي الساقط عليه. تنص النظرية على أن إجمالي التدفق الضوئي (عبر النطاق الكامل للأطوال الموجية) من سطح وحدة جسم أسود تمامًا لا يعتمد على بنيته أو تركيبه الكيميائي، ولكن يتم تحديده فقط بواسطة درجة الحرارة. ووفقا لقانون ستيفان-بولتزمان، فإن لمعانه يتناسب مع القوة الرابعة لدرجة الحرارة. إن الجسم الأسود تمامًا، مثل الغاز المثالي، ليس سوى نموذج مادي لا يتم تنفيذه بشكل صارم في الممارسة العملية. ومع ذلك، فإن التركيب الطيفي لضوء النجوم في المنطقة المرئية من الطيف قريب جدًا من "الجسم الأسود". لذلك، يمكننا أن نفترض أن نموذج الجسم الأسود ككل يصف بشكل صحيح إشعاع النجم الحقيقي.
درجة الحرارة الفعالةدرجة حرارة النجم هي درجة حرارة الجسم الأسود تمامًا الذي ينبعث منه نفس كمية الطاقة لكل وحدة مساحة السطح. وبشكل عام، فهي لا تساوي درجة حرارة الغلاف الضوئي للنجم. ومع ذلك، فهذه خاصية موضوعية يمكن استخدامها لتقييم الخصائص الأخرى للنجم: اللمعان والحجم وما إلى ذلك.
في 10S. في القرن العشرين، حاول الفلكي الأمريكي والتر آدامز تحديد درجة الحرارة الفعالة لسيريوس ب. وكانت 8000 كلفن، وتبين لاحقًا أن الفلكي كان مخطئًا وفي الواقع أنها أعلى من ذلك (حوالي 10000 كلفن). وبالتالي، فإن لمعان هذا النجم، إذا كان بحجم الشمس، كان يجب أن يكون أعلى بـ 10 مرات على الأقل من النجم الشمسي. إن اللمعان المرصود لـ Sirius B، كما نعلم، أقل بـ 400 مرة من اللمعان الشمسي، أي أنه يتبين أنه أقل بأكثر من 4 آلاف مرة من المتوقع! الطريقة الوحيدة للخروج من هذا التناقض هي أن نعتبر أن سيريوس B لديه مساحة سطحية أصغر بكثير، وبالتالي قطر أصغر. أظهرت الحسابات أن حجم سيريوس بي يبلغ 2.5 مرة فقط أكثر من الأرض. لكنها تحتفظ بالكتلة الشمسية - اتضح أن متوسط \u200b\u200bكثافتها يجب أن يكون أكبر بحوالي 100 ألف مرة من كثافة الشمس! رفض العديد من علماء الفلك الاعتقاد بوجود مثل هذه الأجسام الغريبة.
فقط في عام 1924، ويرجع الفضل في ذلك بشكل أساسي إلى جهود عالم الفيزياء الفلكية الإنجليزي آرثر إدينجتون، الذي طور نظرية البنية الداخلية للنجم. تم الاعتراف أخيرًا بالقمرين الصناعيين الصغيرين Sirius وProcyon من قبل المجتمع الفلكي كممثلين حقيقيين لفئة جديدة تمامًا من النجوم، تُعرف الآن باسم الأقزام البيضاء. "أبيض" - لأن الممثلين الأوائل لهذا النوع كانوا من النجوم الساخنة ذات اللون الأزرق والأبيض، "الأقزام" - لأن لديهم لمعان وأحجام صغيرة جدًا.
كما اكتشفنا بالفعل، فإن كثافة الأقزام البيضاء أعلى بآلاف المرات من كثافة النجوم العادية. وهذا يعني أن مادتها يجب أن تكون في حالة فيزيائية خاصة لم تكن معروفة من قبل. وقد تمت الإشارة إلى ذلك أيضًا من خلال الأطياف غير العادية للأقزام البيضاء.
أولاً، خطوط امتصاصها أوسع بعدة مرات من خطوط امتصاص النجوم العادية. ثانيًا، يمكن أن تتواجد خطوط الهيدروجين في أطياف الأقزام البيضاء عند درجات حرارة عالية لا تتواجد عندها في أطياف النجوم العادية، نظرًا لأن كل الهيدروجين يتأين. كل هذا يمكن تفسيره نظريا بشكل جيد للغاية. ضغط مرتفعالمواد الموجودة في أجواء الأقزام البيضاء.
السمة التالية لأطياف هذه النجوم الغريبة هي أن خطوط جميع العناصر الكيميائية تكون ذات إزاحة حمراء طفيفة مقارنة بالخطوط المقابلة في الأطياف التي تم الحصول عليها في المختبرات الأرضية. هذا هو تأثير ما يسمى بالانزياح الأحمر الجاذبية، وذلك بسبب حقيقة أن تسارع الجاذبية على سطح القزم الأبيض أكبر بعدة مرات من الأرض.
في الواقع، من قانون الجذب العام يترتب على ذلك أن تسارع الجاذبية على سطح النجم يتناسب طرديا مع كتلته ويتناسب عكسيا مع مربع نصف القطر. كتل الأقزام البيضاء قريبة من كتل النجوم العادية، ونصف قطرها أصغر بعدة مرات. ولذلك، فإن تسارع الجاذبية على سطح الأقزام البيضاء مرتفع جدًا: حوالي 105 - 106 م/ث2. دعونا نتذكر أنه على الأرض تبلغ 9.8 م/ث 2، أي أقل بمقدار 10000 - 100000 مرة.
وفقًا للتركيب الكيميائي الذي تم تحديده، تنقسم أطياف الأقزام البيضاء إلى فئتين: بعضها يحتوي على خطوط هيدروجين، والبعض الآخر بدون خطوط هيدروجين، ولكن مع خطوط من الهيليوم المتعادل أو المتأين أو العناصر الثقيلة. في بعض الأحيان، تتمتع الأقزام "الهيدروجينية" بدرجة حرارة أعلى بكثير (تصل إلى 60 ألف كلفن وأكثر) من أقزام "الهيليوم" (11000 - 20000 كلفن). وبناء على ذلك، توصل العلماء إلى استنتاج مفاده أن مادة الأخير خالية عمليا من الهيدروجين.
بالإضافة إلى ذلك، تم اكتشاف الأقزام البيضاء، والتي لا يمكن التعرف على أطيافها مع تلك المعروفة للعلم. العناصر الكيميائيةوالاتصالات. وفي وقت لاحق، تم اكتشاف أن هذه النجوم لديها مجالات مغناطيسية أقوى بـ 1000 إلى 100000 مرة من تلك الموجودة في الشمس. عند مثل هذه الشدة للمجال المغناطيسي، تتشوه أطياف الذرات والجزيئات إلى درجة يصعب التعرف عليها، مما يجعل من الصعب التعرف عليها.
في داخل الأقزام البيضاء، يمكن أن تصل الكثافة إلى قيم في حدود 1010 كجم/م3. عند قيم الكثافة هذه (وحتى عند القيم المنخفضة التي تتميز بها الطبقات الخارجيةالأقزام البيضاء) الخصائص الفيزيائيةتتغير الغازات بشكل كبير ولم تعد قوانين الغاز المثالي قابلة للتطبيق عليها. في منتصف العشرينات. طور الفيزيائي الإيطالي إنريكو فيرمي نظرية تصف خصائص الغازات ذات الكثافة المميزة للأقزام البيضاء. اتضح أن ضغط مثل هذا الغاز لا يتحدد بدرجة حرارته. وتبقى مرتفعة حتى لو بردت المادة إلى الصفر المطلق! ويسمى الغاز الذي له هذه الخصائص منحط.
في عام 1926، نجح الفيزيائي الإنجليزي رالف فاولر في تطبيق نظرية الغاز المتحلل على الأقزام البيضاء (وفي وقت لاحق فقط وجدت نظرية فيرمي العديد من التطبيقات في الفيزياء "الأرضية"). وبناء على هذه النظرية تم التوصل إلى استنتاجين مهمين. أولاً، نصف قطر القزم الأبيض التركيب الكيميائييتم تحديد المادة بشكل فريد من خلال كتلتها. ثانيا، لا يمكن أن تتجاوز كتلة القزم الأبيض قيمة حرجة معينة تبلغ قيمتها حوالي 1.4 كتلة شمسية.
أكدت الملاحظات والدراسات الإضافية هذه الفرضيات النظرية وسمحت لنا بالتوصل إلى الاستنتاج النهائي بأنه لا يوجد عمليًا هيدروجين في داخل الأقزام البيضاء. نظرًا لأن نظرية الغاز المنحل أوضحت جيدًا الخصائص المرصودة للأقزام البيضاء، فقد بدأ تسميتها النجوم المنحطة. وكانت المرحلة التالية هي بناء نظرية تشكيلها.
في النظرية الحديثةفي التطور النجمي، تعتبر الأقزام البيضاء المرحلة النهائية في تطور النجوم ذات الكتلة المتوسطة والمنخفضة (أقل من 3-4 كتلة شمسية).
بعد أن يحترق كل الهيدروجين الموجود في المناطق المركزية للنجم المسن، يجب أن يتقلص قلبه ويسخن. وفي الوقت نفسه، تتوسع الطبقات الخارجية بشكل كبير، وتنخفض درجة الحرارة الفعالة للنجم، ويصبح عملاقًا أحمر. ترتبط قشرة النجم الناتجة بشكل ضعيف جدًا بالنواة، وتتبدد في النهاية في الفضاء. في مكان العملاق الأحمر السابق، يبقى نجم ساخن للغاية ومدمج، يتكون بشكل رئيسي من الهيليوم - قزم أبيض. نظرًا لارتفاع درجة حرارته، فإنه ينبعث بشكل رئيسي في نطاق الأشعة فوق البنفسجية ويؤين غاز القشرة المتوسعة.
من المعروف منذ زمن طويل أن الأصداف المتوسعة المحيطة بالنجوم الساخنة. انهم يسمى السدم الكوكبيةوتم افتتاحها في القرن الثامن عشر. وليام هيرشل. ويتوافق عددها المرصود بشكل جيد مع عدد العمالقة الحمراء والأقزام البيضاء، وبالتالي، مع حقيقة أن الآلية الرئيسية لتكوين الأقزام البيضاء هي تطور النجوم العادية مع قذف غلافها الغازي نحو العملاق الأحمر منصة.
في الأنظمة النجمية الثنائية القريبة، تقع المكونات بالقرب من بعضها البعض بحيث يتم تبادل المادة فيما بينها. تتدفق قشرة العملاق الأحمر المنتفخة باستمرار نحو النجم المجاور حتى لا يتبقى سوى قزم أبيض. من المحتمل أن أول ممثلي الأقزام البيضاء المكتشفين - Sirius B و Procyon B - قد تم تشكيلهم بهذه الطريقة تمامًا.
في نهاية الأربعينيات. أظهر عالم الفيزياء الفلكية السوفييتي صامويل أرونوفيتش كابلان أن إشعاع الأقزام البيضاء يؤدي إلى تبريدها. وهذا يعني أن هذه النجوم ليس لديها مصادر طاقة داخلية. كما بنى كابلان نظرية كمية لتبريد الأقزام البيضاء في أوائل الخمسينيات. توصل العلماء الإنجليز والفرنسيون إلى استنتاجات مماثلة. صحيح أن هذه النجوم، نظرًا لصغر مساحتها السطحية، تبرد ببطء شديد.
لذلك، فإن معظم الخصائص المرصودة للأقزام البيضاء يمكن تفسيرها من خلال القيم الهائلة لكثافة مادتها وقوتها الشديدة. مجال الجاذبيةعلى أسطحها. وهذا ما يجعل الأقزام البيضاء كائنات فريدة من نوعها: ليس من الممكن حتى الآن إعادة إنتاج الظروف التي توجد فيها مادتها في المختبرات الأرضية.
إذا نظرت عن كثب إلى سماء الليل، فمن السهل أن تلاحظ أن النجوم التي تنظر إلينا تختلف في اللون. مزرقة ، بيضاء ، حمراء ، تتألق بالتساوي أو تومض مثل إكليل شجرة عيد الميلاد. ومن خلال التلسكوب، تصبح اختلافات الألوان أكثر وضوحًا. السبب الذي أدى إلى هذا التنوع يكمن في درجة حرارة الغلاف الضوئي. وعلى عكس الافتراض المنطقي، فإن النجوم الأكثر سخونة ليست حمراء، بل النجوم الزرقاء والزرقاء والبيضاء. ولكن أول الأشياء أولا.
التصنيف الطيفي
النجوم عبارة عن كرات غازية ضخمة وساخنة. تعتمد الطريقة التي نراها بها من الأرض على العديد من العوامل. على سبيل المثال، النجوم لا تومض في الواقع. من السهل جدًا التحقق من ذلك: فقط تذكر الشمس. يحدث تأثير الخفقان بسبب حقيقة أن الضوء القادم من الأجسام الكونية إلينا يتغلب على الوسط النجمي المليء بالغبار والغاز. شيء آخر هو اللون. إنه نتيجة لتسخين الأصداف (خاصة الغلاف الضوئي) إلى درجات حرارة معينة. قد يختلف اللون الفعلي عن اللون الظاهر، ولكن الفرق عادة ما يكون صغيرًا.
اليوم، يتم استخدام تصنيف هارفارد الطيفي للنجوم في جميع أنحاء العالم. يعتمد على درجة الحرارة ويعتمد على النوع والكثافة النسبية لخطوط الطيف. كل فئة تتوافق مع نجوم من لون معين. تم تطوير التصنيف في مرصد هارفارد في 1890-1924.
رجل إنجليزي حليق يمضغ التمر مثل الجزر
هناك سبع فئات طيفية رئيسية: O—B—A—F—G—K—M. يعكس هذا التسلسل انخفاضًا تدريجيًا في درجة الحرارة (من O إلى M). لتذكرها، هناك صيغ ذاكري خاصة. في اللغة الروسية، يبدو أحدهم كالتالي: "رجل إنجليزي حليق يمضغ التمر مثل الجزر". تتم إضافة فئتين أخريين إلى هذه الفئات. يشير الحرفان C وS إلى نجوم باردة ذات نطاقات من أكاسيد المعادن في الطيف. دعونا نلقي نظرة فاحصة على فئات النجوم:
- تتميز الفئة O بأعلى درجة حرارة سطحية (من 30 إلى 60 ألف كلفن). وتتجاوز النجوم من هذا النوع الشمس بمقدار 60 مرة في الكتلة و15 مرة في نصف القطر. لونها المرئي أزرق. من حيث اللمعان، فهي أكبر بمليون مرة من نجمنا. بلو ستار HD93129A، الذي ينتمي إلى هذه الفئة، يتميز بواحد من أكثرها مؤشرات كبيرةاللمعان بين الأجسام الكونية المعروفة. وبحسب هذا المؤشر فهو يسبق الشمس بخمسة ملايين مرة. يقع النجم الأزرق على مسافة 7.5 ألف سنة ضوئية منا.
- تبلغ درجة حرارة الفئة ب 10-30 ألف كلفن، وهي كتلة أكبر بـ 18 مرة من كتلة الشمس. هذه هي النجوم الزرقاء والبيضاء والبيضاء. نصف قطرها أكبر بـ 7 مرات من نصف قطر الشمس.
- تتميز الفئة (أ) بدرجة حرارة تتراوح بين 7.5 و10 آلاف كلفن، ونصف قطر وكتلة أعلى بـ 2.1 و3.1 مرة على التوالي من الشمس. هذه نجوم بيضاء.
- الفئة F: درجة الحرارة 6000-7500 كلفن. الكتلة أكبر من الشمس بـ 1.7 مرة، ونصف القطر 1.3. ومن الأرض تظهر هذه النجوم أيضًا باللون الأبيض، ولونها الحقيقي هو الأبيض المصفر.
- الفئة G: درجة الحرارة 5-6 ألف كلفن. الشمس تنتمي إلى هذه الفئة. اللون المرئي والحقيقي لهذه النجوم هو اللون الأصفر.
- الفئة K: درجة الحرارة 3500-5000 كلفن. نصف القطر والكتلة أقل من الطاقة الشمسية، 0.9 و 0.8 من المعلمات المقابلة للنجم. لون هذه النجوم المرئية من الأرض هو برتقالي مصفر.
- الفئة م: درجة الحرارة 2-3.5 ألف كلفن. تبلغ الكتلة ونصف القطر 0.3 و 0.4 من معلمات مماثلة للشمس. من سطح كوكبنا تظهر باللون الأحمر البرتقالي. تنتمي بيتا أندروميدا وألفا شانتيريل إلى الفئة M. النجم الأحمر الساطع المألوف لدى الكثيرين هو منكب الجوزاء (alpha Orionis). من الأفضل البحث عنه في السماء في الشتاء. يقع النجم الأحمر في الأعلى وإلى اليسار قليلاً
وتنقسم كل فئة إلى فئات فرعية من 0 إلى 9، أي من الأكثر سخونة إلى الأبرد. تشير أرقام النجوم إلى العضوية في نوع طيفي محدد ودرجة تسخين الغلاف الضوئي مقارنة بالنجوم الأخرى في المجموعة. على سبيل المثال، تنتمي الشمس إلى الفئة G2.
بياض بصري
وبالتالي، قد تظهر فئات النجوم من B إلى F باللون الأبيض من الأرض. والأشياء التي تنتمي إلى النوع A هي فقط التي تمتلك هذا اللون. وهكذا فإن النجم سيف (كوكبة أوريون) والغول (بيتا بيرسي) سيظهران باللون الأبيض لراصد غير مسلح بالتلسكوب. إنهم ينتمون إلى الفئة الطيفية B. لونهم الحقيقي هو الأزرق والأبيض. كما يظهر أيضًا ميثراك وبروسيون، ألمع النجوم في الأنماط السماوية فرساوس وكانيس مينور، باللون الأبيض. ومع ذلك، فإن لونها الحقيقي أقرب إلى اللون الأصفر (الدرجة F).
لماذا تكون النجوم بيضاء بالنسبة لمراقب على الأرض؟ يتم تشويه اللون بسبب المسافة الهائلة التي تفصل كوكبنا عن هذه الأجسام، بالإضافة إلى السحب الضخمة من الغبار والغاز التي توجد غالبًا في الفضاء.
الفئة أ
لا تتميز النجوم البيضاء بدرجة حرارة عالية مثل ممثلي الفئتين O و B. وترتفع درجة حرارة الغلاف الضوئي الخاص بها إلى 7.5-10 آلاف كلفن. نجوم الفئة الطيفية A أكبر بكثير من الشمس. لمعانها أكبر أيضًا - حوالي 80 مرة.
يُظهر أطياف النجوم A خطوط هيدروجين قوية من سلسلة بالمر. خطوط العناصر الأخرى أضعف بشكل ملحوظ، لكنها تصبح أكثر أهمية عندما ننتقل من الفئة الفرعية A0 إلى A9. تتميز النجوم العملاقة والعملاقة الفائقة التي تنتمي إلى الفئة الطيفية A بخطوط هيدروجينية أقل وضوحًا من نجوم التسلسل الرئيسي. في حالة هذه النجوم، تصبح الخطوط أكثر وضوحًا معادن ثقيلة.
تنتمي العديد من النجوم الغريبة إلى الفئة الطيفية A. يشير هذا المصطلح إلى النجوم التي لها ميزات ملحوظة في الطيف و المعلمات الماديةمما يجعل تصنيفها صعبا. على سبيل المثال، تماما النجوم النادرةيتميز نوع Bootes lambda بنقص المعادن الثقيلة وبدوران بطيء جدًا. تشمل النجوم المميزة أيضًا الأقزام البيضاء.
تتضمن الفئة (أ) أجسامًا ساطعة في السماء ليلاً مثل سيريوس ومنكالينان وأليوث وكاستور وغيرها. دعونا نتعرف عليهم بشكل أفضل.
ألفا كانيس ماجوريس
سيريوس هو ألمع نجم في السماء، وإن لم يكن الأقرب. المسافة إليه 8.6 سنة ضوئية. بالنسبة لمراقب على الأرض، يبدو هذا الكوكب ساطعًا جدًا لأنه يتمتع بحجم مثير للإعجاب ولكنه ليس بعيدًا مثل العديد من الأجسام الكبيرة والمشرقة الأخرى. أقرب نجم إلى الشمس هو سيريوس، الذي يحتل المركز الخامس في هذه القائمة.
إنه يشير إلى نظام مكون من عنصرين. تفصل بين سيريوس أ وسيريوس ب مسافة 20 وحدة فلكية ويدوران بفترة تقل قليلاً عن 50 عامًا. العنصر الأول في النظام، وهو نجم التسلسل الرئيسي، ينتمي إلى الفئة الطيفية A1. كتلته ضعف كتلة الشمس، ونصف قطره 1.7 مرة. وهذا ما يمكن ملاحظته بالعين المجردة من الأرض.
المكون الثاني للنظام هو القزم الأبيض. النجم سيريوس ب يساوي تقريبًا كتلة نجمنا، وهو أمر غير نموذجي لمثل هذه الأجسام. عادة، تتميز الأقزام البيضاء بكتلة تتراوح بين 0.6-0.7 شمسية. وفي الوقت نفسه، فإن أبعاد سيريوس بي قريبة من تلك الموجودة على الأرض. ويعتقد أن مرحلة القزم الأبيض بدأت لهذا النجم منذ حوالي 120 مليون سنة. عندما تم تحديد موقع Sirius B في التسلسل الرئيسي، فمن المحتمل أنه كان نجمًا بكتلة تبلغ 5 أضعاف كتلة الشمس وينتمي إلى الفئة الطيفية B.
سيريوس أ، وفقا للعلماء، سينتقل إلى المرحلة التالية من التطور في حوالي 660 مليون سنة. ثم سيتحول إلى عملاق أحمر، وبعد ذلك بقليل - إلى قزم أبيض، مثل رفيقه.
ألفا النسر
مثل سيريوس، فإن العديد من النجوم البيضاء، التي ترد أسماؤها أدناه، معروفة جيدًا ليس فقط للأشخاص المهتمين بعلم الفلك بسبب سطوعها وذكرها المتكرر في صفحات أدب الخيال العلمي. Altair هو أحد هؤلاء النجوم البارزين. تم العثور على Alpha Eagle، على سبيل المثال، في ستيفن كينغ. ويمكن رؤية هذا النجم بوضوح في سماء الليل بسبب سطوعه وموقعه القريب نسبياً. المسافة التي تفصل بين الشمس والطير هي 16.8 سنة ضوئية. من بين نجوم الفئة الطيفية A، أقرب إلينا هو سيريوس فقط.
الطائر أكبر بـ 1.8 مرة من كتلة الشمس. السمة المميزة لها هي الدوران السريع للغاية. يكمل النجم دورة واحدة حول محوره في أقل من تسع ساعات. سرعة الدوران بالقرب من خط الاستواء هي 286 كم/ث. ونتيجة لذلك، سيتم تسطيح الطائر "الذكي" من القطبين. بالإضافة إلى ذلك، بسبب الشكل الإهليلجي، تنخفض درجة حرارة النجم وسطوعه من القطبين إلى خط الاستواء. ويسمى هذا التأثير "سواد الجاذبية".
ميزة أخرى لـ Altair هي أن لمعانه يتغير بمرور الوقت. إنه ينتمي إلى متغيرات نوع Scuti delta.
ألفا ليراي
فيغا هو النجم الأكثر دراسة بعد الشمس. Alpha Lyrae هو النجم الأول الذي تم تحديد طيفه. أصبحت النجم الثاني بعد الشمس الذي تم التقاطه في الصورة. كان فيجا أيضًا أحد النجوم الأولى التي قام العلماء بقياس المسافة إليها باستخدام طريقة بارلاكس. لفترة طويلة، تم اعتبار سطوع النجم صفرًا عند تحديد مقادير الأجسام الأخرى.
Alpha Lyrae معروف جيدًا لكل من علماء الفلك الهواة والمراقبين العاديين. إنه خامس ألمع النجوم بين النجوم وهو مدرج في مجموعة نجوم المثلث الصيفي إلى جانب الطائر والدينب.
المسافة من الشمس إلى فيجا هي 25.3 سنة ضوئية. يبلغ نصف قطرها الاستوائي وكتلتها 2.78 و 2.3 مرة أكبر من المعلمات المماثلة لنجمنا على التوالي. شكل النجم بعيد عن أن يكون كرة مثالية. القطر عند خط الاستواء أكبر بشكل ملحوظ منه عند القطبين. والسبب هو سرعة الدوران الهائلة. عند خط الاستواء تصل إلى 274 كم/ثانية (بالنسبة للشمس، تزيد هذه المعلمة قليلاً عن كيلومترين في الثانية).
من ميزات Vega هو قرص الغبار المحيط به. ويعتقد أنها نشأت نتيجة لذلك عدد كبيراصطدام المذنبات والنيازك. يدور قرص الغبار حول النجم ويتم تسخينه بواسطة إشعاعه. ونتيجة لذلك، تزداد شدة الأشعة تحت الحمراء لفيغا. منذ وقت ليس ببعيد، تم اكتشاف عدم التماثل في القرص. التفسير المحتمل هو أن النجم لديه كوكب واحد على الأقل.
ألفا الجوزاء
ثاني ألمع جسم في كوكبة الجوزاء هو الخروع. إنه، مثل النجوم البارزة السابقة، ينتمي إلى الفئة الطيفية A. Castor هو أحد ألمع النجوم في سماء الليل. في القائمة المقابلة يقع في المركز 23.
Castor هو نظام متعدد يتكون من ستة مكونات. العنصران الرئيسيان (الخروع A و الخروع B) يدوران حول مركز كتلة مشترك بفترة 350 سنة. كل من النجمين هو ثنائي طيفي. مكونات Castor A و Castor B أقل سطوعًا ومن المفترض أنها تنتمي إلى الفئة الطيفية M.
لم يتم ربط Castor S على الفور بالنظام. في البداية تم تصنيفها كنجمة مستقلة YY Gemini. وفي عملية دراسة هذه المنطقة من السماء، أصبح من المعروف أن هذا النجم مرتبط فعليًا بنظام الخروع. يدور النجم حول مركز كتلة مشترك بين جميع المكونات خلال فترة تصل إلى عدة عشرات الآلاف من السنين وهو أيضًا ثنائي طيفي.
بيتا اوريجاي
يشتمل النمط السماوي لممسك الأعنة على ما يقرب من 150 "نقطة"، كثير منها عبارة عن نجوم بيضاء. لن تخبر أسماء النجوم شخصًا بعيدًا عن علم الفلك كثيرًا، لكن هذا لا ينتقص من أهميتها بالنسبة للعلم. ألمع الكائن النمط السماوي، ينتمي إلى الفئة الطيفية A، وهو Mencalinan أو Beta Aurigae. اسم النجم المترجم من العربية يعني "كتف صاحب الزمام".
Mencalinan هو نظام ثلاثي. مكوناه هما عمالقة فرعية من الفئة الطيفية A. ويفوق سطوع كل منهما سطوع الشمس بمقدار 48 مرة. وتفصل بينهما مسافة 0.08 الوحدات الفلكية. المكون الثالث هو قزم أحمر، على بعد 330 وحدة فلكية من الزوج. ه.
إبسيلون أورسا ميجور
"النقطة" الأكثر سطوعًا في الكوكبة الأكثر شهرة في السماء الشمالية (Ursa Major) هي Alioth، المصنفة أيضًا ضمن الفئة A. القدر الظاهري هو 1.76. يحتل النجم المركز 33 في قائمة ألمع النجوم. تم تضمين Alioth في مجموعة Big Dipper النجمية ويقع بالقرب من الوعاء أكثر من النجوم البارزة الأخرى.
ويتميز طيف أليوت بخطوط غير عادية تتقلب بفترة 5.1 يوم. من المفترض أن الميزات مرتبطة بالتعرض حقل مغناطيسيالنجوم. وقد تنشأ التقلبات الطيفية، وفقا لأحدث البيانات، نتيجة لقرب جسم كوني تبلغ كتلته حوالي 15 مرة كتلة كوكب المشتري. ما إذا كان الأمر كذلك لا يزال لغزا. ويحاول علماء الفلك فهمها، مثل أسرار النجوم الأخرى، كل يوم.
الأقزام البيضاء
ولن تكتمل قصة النجوم البيضاء دون ذكر تلك المرحلة من تطور النجوم، والتي يطلق عليها "القزم الأبيض". حصلت هذه الأجسام على اسمها نظرًا لحقيقة أن الأجسام الأولى المكتشفة تنتمي إلى الفئة الطيفية A. وكانت هذه الأجسام هي Sirius B و40 Eridani B. واليوم، تُسمى الأقزام البيضاء بأحد الخيارات للمرحلة الأخيرة من حياة النجم.
دعونا نتناول المزيد من التفاصيل حول دورة حياة النجوم.
التطور النجمي
النجوم لا تولد بين عشية وضحاها: كل واحد منهم يمر بعدة مراحل. أولا، تبدأ سحابة الغاز والغبار في الانكماش تحت تأثيرها، وتأخذ ببطء شكل الكرة، بينما تتحول طاقة الجاذبية إلى حرارة - وترتفع درجة حرارة الجسم. وفي اللحظة التي تصل فيها درجة الحرارة إلى 20 مليون كلفن، يبدأ تفاعل الاندماج النووي. تعتبر هذه المرحلة بداية حياة النجم الكامل.
يقضي النجوم معظم وقتهم في التسلسل الرئيسي. تحدث تفاعلات دورة الهيدروجين باستمرار في أعماقها. قد تختلف درجة حرارة النجوم. عندما ينفد كل الهيدروجين الموجود في النواة، تبدأ مرحلة جديدة من التطور. الآن يصبح الهيليوم هو الوقود. وفي الوقت نفسه، يبدأ النجم في التوسع. يزداد لمعانه، وعلى العكس من ذلك، تنخفض درجة حرارة السطح. يترك النجم التسلسل الرئيسي ويصبح عملاقًا أحمر.
تزداد كتلة نواة الهيليوم تدريجيًا، وتبدأ في الضغط تحت ثقلها. تنتهي مرحلة العملاق الأحمر بشكل أسرع بكثير من المرحلة السابقة. يعتمد المسار الذي سيتخذه المزيد من التطور على الكتلة الأولية للكائن. تبدأ النجوم ذات الكتلة المنخفضة في مرحلة العملاق الأحمر في التضخم. ونتيجة لهذه العملية، يتخلص الجسم من قشرته. ويتشكل أيضًا اللب العاري للنجم. في مثل هذه النواة تم الانتهاء من جميع تفاعلات الاندماج. يطلق عليه اسم قزم الهيليوم الأبيض. المزيد من العمالقة الحمراء الضخمة (إلى حد ما) تتطور إلى أقزام بيضاء ذات أساس كربوني. تحتوي نواتها على أكثر من العناصر الثقيلةمن الهيليوم.
صفات
الأقزام البيضاء هي أجسام عادة ما تكون كتلتها قريبة جدًا من الشمس. علاوة على ذلك، فإن حجمها يتوافق مع حجم الأرض. لا يمكن تفسير الكثافة الهائلة لهذه الأجسام الكونية والعمليات التي تحدث في أعماقها من وجهة نظر الفيزياء الكلاسيكية. ساعد في كشف أسرار النجوم ميكانيكا الكم.
مادة الأقزام البيضاء هي بلازما إلكترونية نووية. يكاد يكون من المستحيل بنائه حتى في المختبر. ولذلك، فإن العديد من خصائص هذه الأجسام لا تزال غير واضحة.
حتى لو قمت بدراسة النجوم طوال الليل، فلن تتمكن من اكتشاف قزم أبيض واحد على الأقل بدون معدات خاصة. لمعانها أقل بكثير من لمعان الشمس. وفقًا للعلماء، تشكل الأقزام البيضاء ما يقرب من 3 إلى 10٪ من جميع الأجسام الموجودة في المجرة. ومع ذلك، حتى الآن، تم العثور على تلك التي لا تزيد عن مسافة 200-300 فرسخ فلكي من الأرض.
تستمر الأقزام البيضاء في التطور. مباشرة بعد التكوين، تكون درجة حرارة سطحها مرتفعة، ولكنها تبرد بسرعة. وبعد بضع عشرات المليارات من السنين بعد التكوين، وفقا للنظرية، يتحول القزم الأبيض إلى قزم أسود - جسم لا ينبعث منه ضوء مرئي.
بالنسبة للمراقب، يختلف النجم الأبيض أو الأحمر أو الأزرق في اللون بشكل أساسي. يبدو الفلكي أعمق. يخبر اللون على الفور الكثير عن درجة حرارة الجسم وحجمه وكتلته. النجم الأزرق أو الأزرق الفاتح عبارة عن كرة ساخنة عملاقة، تتقدم بفارق كبير عن الشمس من جميع النواحي. النجوم البيضاء، التي تم وصف الأمثلة عليها في المقالة، أصغر إلى حد ما. أرقام النجوم في الكتالوجات المختلفة تخبر المحترفين أيضًا بالكثير، ولكن ليس كل شيء. هناك قدر كبير من المعلومات حول حياة الأجسام الفضائية البعيدة إما لم يتم شرحها بعد أو لم يتم اكتشافها بعد.
النجوم: ولادتهم وحياتهم وموتهم [الطبعة الثالثة، المنقحة] شكلوفسكي جوزيف صامويلوفيتش
الفصل العاشر كيف تعمل الأقزام البيضاء؟
الفصل العاشر كيف تعمل الأقزام البيضاء؟
في الفقرة 1، عندما ناقشنا الخصائص الفيزيائية للنجوم المختلفة المرسومة على مخطط هيرتزسبرونغ-راسل، تم لفت الانتباه بالفعل إلى ما يسمى "الأقزام البيضاء". الممثل النموذجي لهذه الفئة من النجوم هو القمر الصناعي الشهير سيريوس، ما يسمى "سيريوس ب". وفي الوقت نفسه، تم التأكيد على أن هذه النجوم الغريبة ليست بأي حال من الأحوال فئة نادرة من نوع ما من "الوحوش" المرضية في مجرتنا. بالعكس هي مجموعة كبيرة جداً من النجوم. يجب أن يكون هناك ما لا يقل عن عدة مليارات منهم في المجرة، وربما يصل إلى عشرة مليارات، أي ما يصل إلى 10٪ من جميع نجوم نظامنا النجمي العملاق. وبالتالي، ينبغي أن تكون الأقزام البيضاء قد تشكلت نتيجة لبعض العمليات المنتظمة التي حدثت في نسبة ملحوظة من النجوم. ويترتب على ذلك أن فهمنا لعالم النجوم سيكون بعيدًا جدًا عن الاكتمال إذا لم نفهم طبيعة الأقزام البيضاء ولم نوضح مسألة أصلها. ومع ذلك، في هذا القسم لن نناقش القضايا المتعلقة بمشكلة تكوين الأقزام البيضاء، وسيتم ذلك في الفقرة 13. ومهمتنا الآن هي محاولة فهم طبيعة هذه الأجسام المذهلة. الملامح الرئيسية للأقزام البيضاء هي:
أ. ولا تختلف الكتلة كثيرًا عن كتلة الشمس في نصف قطر أصغر بمئة مرة من نصف قطر الشمس. أحجام الأقزام البيضاء هي بنفس ترتيب حجم الكرة الأرضية.
ب. وهذا يعني كثافة متوسطة ضخمة للمادة تصل إلى 106 -107 جم / سم 3 (أي ما يصل إلى عشرة أطنان "مضغوطة" في سنتيمتر مكعب!).
ج. لمعان الأقزام البيضاء منخفض جدًا: أقل بمئات وآلاف المرات من سطوع الشمس.
عندما نحاول لأول مرة تحليل الظروف الداخلية للأقزام البيضاء، نواجه على الفور صعوبة كبيرة جدًا. في الفقرة 6، تم إنشاء علاقة بين كتلة النجم ونصف قطره ودرجة الحرارة المركزية (انظر الصيغة (6.2)). وبما أن الأخير يجب أن يتناسب عكسيا مع نصف قطر النجم، يبدو أن درجات الحرارة المركزية للأقزام البيضاء يجب أن تصل إلى قيم هائلة تصل إلى مئات الملايين من الكلفن. في مثل هذه درجات الحرارة الوحشية، لا بد أن تكون هناك كمية باهظة من عدد كبير منالطاقة النووية. وحتى لو افترضنا أن كل الهيدروجين الموجود هناك قد "احترق"، فإن تفاعل الهيليوم الثلاثي يجب أن يكون فعالاً للغاية. يجب أن "تتسرب" الطاقة المنبعثة أثناء التفاعلات النووية إلى السطح وتنتقل إلى الفضاء بين النجوم على شكل إشعاع، والذي كان من المفترض أن يكون قويًا للغاية. وفي الوقت نفسه، فإن لمعان الأقزام البيضاء لا يكاد يذكر، حيث يقل عدة مرات عن سطوع النجوم "العادية" التي لها نفس الكتلة. ماذا جرى؟
دعونا نحاول فهم هذه المفارقة.
بادئ ذي بدء، يعني هذا التناقض القوي بين اللمعان المتوقع والمرصود أن الصيغة (6.2) § 6 لا تنطبق ببساطة على الأقزام البيضاء. دعونا نتذكر الآن ما هي الافتراضات الأساسية التي تم وضعها عند استخلاص هذه الصيغة. بادئ ذي بدء، كان من المفترض أن النجم في حالة توازن تحت تأثير قوتين: الجاذبية وضغط الغاز. ليس هناك شك في أن الأقزام البيضاء في حالة من التوازن الهيدروستاتيكي، وهو ما ناقشناه بالتفصيل في الفقرة 6. وإلا، وقت قصيرسوف تتوقف عن الوجود: سوف تتناثر في الفضاء بين النجوم إذا تجاوز الضغط الجاذبية، أو سوف تتقلص "إلى نقطة" إذا لم يتم تعويض الجاذبية بضغط الغاز. كما أنه ليس هناك شك في عالمية قانون الجاذبية الشاملة: فقوة الجاذبية تعمل في كل مكان ولا تعتمد على أي خصائص أخرى للمادة باستثناء كميتها. ثم لم يتبق سوى احتمال واحد: الشك في اعتماد ضغط الغاز على درجة الحرارة، وهو ما حصلنا عليه باستخدام قانون كلابيرون المعروف.
هذا القانون صالح للغاز المثالي. في الفقرة 6، كنا مقتنعين بأن المادة الداخلية للنجوم العادية يمكن اعتبارها بدقة كافية غازًا مثاليًا. ولذلك فإن الاستنتاج المنطقي هو أن جدا مادة كثيفةالمناطق الداخلية من الأقزام البيضاء بالفعل ليس غازا مثاليا.
صحيح أنه من المعقول الشك فيما إذا كانت هذه المادة غازية؟ هل يمكن أن يكون سائلاً أم صلبًا؟ ومن السهل أن نرى أن هذا ليس هو الحال. بعد كل شيء، في السوائل و المواد الصلبةمعبأة بإحكام الذراتوالتي تتلامس مع أغلفتها الإلكترونية وهي ليست صغيرة الحجم: حوالي 10-8 سم وأقرب من هذه المسافة النوى الذريةالتي تتركز فيها كتلة الذرات بأكملها تقريبًا، ولا يمكنها "التحرك" تجاه بعضها البعض. ويترتب على ذلك على الفور أن متوسط كثافة المادة الصلبة أو السائلة لا يمكن أن يتجاوز بشكل ملحوظ
20 جم/سم3 . حقيقة أن متوسط كثافة المادة في الأقزام البيضاء يمكن أن يكون أكبر بعشرات الآلاف من المرات يعني أن النوى هناك تقع عن بعضها البعض على مسافات أقل بكثير من 10 -8 سم، ويترتب على ذلك أن الأغلفة الإلكترونية للذرات هي، كما كانت "تسحق" وتنفصل النوى عن الإلكترونات. وبهذا المعنى، يمكننا أن نتحدث عن المادة الداخلية للأقزام البيضاء باعتبارها بلازما كثيفة للغاية. لكن البلازما هي في المقام الأول غاز، أي حالة المادة عندما تتجاوز المسافة بين الجزيئات التي تشكلها حجم الأخير بشكل كبير. في حالتنا، المسافة بين النوى لا تقل عن
10 -10 سم، في حين أن أبعاد النوى لا تذكر - حوالي 10 -12 سم.
لذا، فإن المادة الموجودة داخل الأقزام البيضاء عبارة عن غاز متأين كثيف للغاية. ومع ذلك، بسبب كثافته الهائلة، تختلف خصائصه الفيزيائية بشكل حاد عن خصائص الغاز المثالي. لا ينبغي الخلط بين هذا الاختلاف بين الخصائص والخصائص غازات حقيقيةوالتي تتم مناقشتها كثيرًا في دورات الفيزياء.
يتم تحديد الخصائص المحددة للغاز المتأين عند الكثافات العالية جدًا انحطاط. ولا يمكن تفسير هذه الظاهرة إلا في الإطار ميكانيكا الكم. إن مفهوم "الانحطاط" غريب على الفيزياء الكلاسيكية. ما هذا؟ للإجابة على هذا السؤال، سيتعين علينا أولا أن نتوقف قليلا عن ميزات حركة الإلكترونات في الذرة، التي تصفها قوانين ميكانيكا الكم. يتم تحديد حالة كل إلكترون في النظام الذري من خلال تحديد أرقام الكم. هذه الأرقام هي الشيء الرئيسيرقم الكم ن، الذي يحدد طاقة الإلكترون في الذرة، العدد الكمي ل، مما يعطي قيمة الزخم الزاوي المداري للإلكترون، العدد الكمي م، مع إعطاء قيمة إسقاط هذه اللحظة على الاتجاه المحدد ماديًا (على سبيل المثال، اتجاه المجال المغناطيسي)، وأخيرًا، الرقم الكمي س، وإعطاء القيمة عزم الدوران الخاصالإلكترون (تدور). القانون الأساسي لميكانيكا الكم هو مبدأ باولي، حظر أي نظام الكم (على سبيل المثال، ذرة معقدة) أي إلكترونين لهما نفس أعداد الكم. دعونا نشرح هذا المبدأ باستخدام نموذج بور شبه الكلاسيكي البسيط للذرة. يحدد مزيج ثلاثة أرقام كمومية (باستثناء الدوران) مدار الإلكترون في الذرة. يمنع مبدأ باولي، كما هو مطبق على هذا النموذج للذرة، وجود أكثر من إلكترونين في نفس المدار الكمي. إذا كان هناك إلكترونين في مثل هذا المدار، فيجب أن يكون لهما دورانان معاكسان. وهذا يعني أنه على الرغم من أن الأعداد الكمومية الثلاثة لهذه الإلكترونات قد تكون هي نفسها، إلا أن الأعداد الكمومية التي تميز دوران الإلكترونات يجب أن تكون مختلفة.
مبدأ باولي ذو أهمية كبيرة لجميع الفيزياء الذرية. على وجه الخصوص، فقط على أساس هذا المبدأ يمكن للمرء أن يفهم كل الميزات الجدول الدوريعناصر مندليف. مبدأ باولي له أهمية عالمية وينطبق على جميع الأنظمة الكمومية التي تتكون من عدد كبير من الجسيمات المتماثلة. ومن الأمثلة على هذا النظام، على وجه الخصوص، المعادن العادية في درجات حرارة الغرفة. وكما هو معروف، فإن الإلكترونات الخارجية في المعادن لا ترتبط بنواتها "الخاصة"، ولكنها تكون "اجتماعية" إذا جاز التعبير. إنها تتحرك في المجال الكهربائي المعقد للشبكة الأيونية للمعدن. وبتقريب تقريبي شبه كلاسيكي، يمكن للمرء أن يتخيل أن الإلكترونات تتحرك على طول بعض المسارات، وإن كانت معقدة للغاية. وبطبيعة الحال، بالنسبة لمثل هذه المسارات، يجب أيضا استيفاء مبدأ باولي. هذا يعني أنه على طول كل من مسارات الإلكترون المذكورة أعلاه، لا يمكن أن يتحرك أكثر من إلكترونين، ويجب أن يختلفا في دورانهما. ويجب التأكيد على أنه وفقًا لقوانين ميكانيكا الكم، فإن عدد هذه المسارات المحتملة، على الرغم من كونه كبيرًا جدًا، إلا أنه محدود. وبالتالي، لا تتحقق جميع المدارات الممكنة هندسيًا.
في الواقع، بالطبع، تفكيرنا مبسط للغاية. تحدثنا أعلاه عن "المسارات" من أجل الوضوح. فبدلاً من الصورة الكلاسيكية للحركة على طول المسار، تتحدث ميكانيكا الكم فقط عن حالةالإلكترون، موصوف بواسطة العديد من المعلمات المحددة جدًا ("الكمية"). في كل حالة من الحالات الممكنة، يمتلك الإلكترون طاقة محددة. في إطار نموذجنا للحركة على طول المسارات، يمكن صياغة مبدأ باولي على النحو التالي: لا يمكن لأكثر من إلكترونين التحرك على نفس المسار "المسموح به" بنفس السرعات (أي أن يكون لهما نفس الطاقة).
عند تطبيقه على ذرات معقدة ومتعددة الإلكترونات، فإن مبدأ باولي يجعل من الممكن فهم سبب عدم "تصب" إلكتروناتها في المدارات "الأعمق"، التي تكون طاقتها ضئيلة. وبعبارة أخرى، فإنه يوفر المفتاح لفهم بنية الذرة. والوضع مماثل تمامًا في حالة الإلكترونات الموجودة في المعدن، وفي حالة المادة الداخلية للأقزام البيضاء. إذا كان نفس العدد من الإلكترونات والنوى الذرية يملأ حجمًا كبيرًا بدرجة كافية، فعندئذ «سيكون هناك مساحة كافية للجميع». ولكن دعونا الآن نتخيل أن هذا الحجم محدود. عندها لن يشغل سوى جزء صغير من الإلكترونات جميع المسارات الممكنة لحركتها، والتي يكون عددها محدودًا بالضرورة. يجب أن تتحرك الإلكترونات المتبقية نفس الشيءمسارات "مشغولة" بالفعل. ولكن بسبب مبدأ باولي، فإنهم سيتحركون عبر هذه المسارات بسرعات عالية، وبالتالي فعلوا ذلك أكبرطاقة. الوضع هو نفسه تمامًا كما هو الحال في الذرة متعددة الإلكترونات، حيث، وفقًا لنفس المبدأ، تتراكم الإلكترونات "الزائدة" ملزمالتحرك في مدارات مع المزيد من الطاقة.
في قطعة معدنية أو في حجم ما داخل قزم أبيض، يكون عدد الإلكترونات أكبر من عدد مسارات الحركة المسموح بها. ويختلف الوضع في الغاز العادي، على وجه الخصوص، في الأجزاء الداخلية لنجوم التسلسل الرئيسي. هناك عدد الإلكترونات دائما أقلعدد المسارات المسموح بها لذلك، يمكن للإلكترونات أن تتحرك على طول مسارات مختلفة بسرعات مختلفة، كما لو كانت "دون التدخل" مع بعضها البعض. مبدأ باولي في هذه الحالة لا يؤثر على حركتهم. في مثل هذا الغاز، يتم إنشاء توزيع ماكسويل للسرعات ويتم استيفاء قوانين الحالة الغازية للمادة، المعروفة جيدًا في الفيزياء المدرسية، على وجه الخصوص، قانون كلابيرون. إذا تم ضغط الغاز "العادي" بقوة، فإن عدد المسارات المحتملة للإلكترونات سيصبح أقل بكثير، وأخيرا، ستأتي الحالة عندما يكون هناك أكثر من إلكترونين لكل مسار. وبموجب مبدأ باولي، يجب أن يكون لهذه الإلكترونات سرعات مختلفة تتجاوز قيمة حرجة معينة. إذا قمنا الآن بتبريد هذا الغاز المضغوط بدرجة كبيرة، فلن تنخفض سرعة الإلكترونات على الإطلاق. وإلا، كما هو سهل الفهم، فإن مبدأ باولي سوف يتوقف عن الصمود. وحتى بالقرب من الصفر المطلق، فإن سرعات الإلكترونات في مثل هذا الغاز ستظل مرتفعة. يسمى الغاز الذي له مثل هذه الخصائص غير العادية منحط. يتم تفسير سلوك مثل هذا الغاز بالكامل من خلال حقيقة أن جزيئاته (في حالتنا، الإلكترونات) تشغل جميع المسارات الممكنة وتتحرك عليها "بالضرورة" بسرعات عالية جدًا. وعلى النقيض من الغاز المنحل، فإن سرعات الجسيمات في الغاز "العادي" تصبح صغيرة جدًا مع انخفاض درجة حرارته. وفقا لهذا، ينخفض \u200b\u200bضغطه أيضا. ما هو الوضع مع ضغط الغاز المنحل؟ للقيام بذلك، دعونا نتذكر ما نسميه ضغط الغاز. هذا هو الدافع الذي تنتقل به جزيئات الغاز في ثانية واحدة أثناء الاصطدام بـ "جدار" معين يحد من حجمها. ومن هذا يتضح أن ضغط الغاز المنحل يجب أن يكون مرتفعاً جداً، لأن سرعات الجزيئات التي يتكون منه عالية. حتى مع جدا درجات الحرارة المنخفضةيجب أن يظل ضغط الغاز المنحل مرتفعا، لأن سرعات جزيئاته، على عكس الغازات العادية، لا تنخفض تقريبا مع انخفاض درجة الحرارة. من المتوقع أن ضغط الغاز المنحل يعتمد قليلاً على درجة حرارته، حيث أن سرعة حركة الجزيئات التي تشكله يتم تحديدها بشكل أساسي بواسطة مبدأ باولي.
جنبا إلى جنب مع الإلكترونات، في المناطق الداخلية من الأقزام البيضاء يجب أن يكون هناك نوى "عارية"، وكذلك الذرات عالية التأين التي احتفظت بقذائف الإلكترون "الداخلية". لقد اتضح أن عدد المسارات "المسموح بها" بالنسبة لهم يكون دائمًا أكبر من عدد الجزيئات. لذلك، فهي لا تشكل غازًا منحطًا، بل غازًا "طبيعيًا". يتم تحديد سرعاتها من خلال درجة حرارة مادة الأقزام البيضاء وتكون دائما أقل بكثير من سرعات الإلكترونات بسبب مبدأ باولي. لذلك، في الأجزاء الداخلية للأقزام البيضاء، يكون الضغط ناتجًا فقط عن غاز الإلكترون المتحلل. ويترتب على ذلك أن توازن الأقزام البيضاء يكاد يكون مستقلاً عن درجة حرارتها.
كما تظهر حسابات ميكانيكا الكم، فإن ضغط غاز الإلكترون المنحل، المعبر عنه في الأجواء، يتم تحديده بواسطة الصيغة
| (10.1) |
أين هو الثابت ك = 3
10 6 والكثافة
ويعبر عنها، كالعادة، بالجرام لكل سنتيمتر مكعب. تحل الصيغة (10.1) محل معادلة كلابيرون للغاز المنحل وهي "معادلة الحالة". ميزة مميزةهذه المعادلة هي أن درجة الحرارة ليست مدرجة فيها. بالإضافة إلى ذلك، على عكس معادلة كلابيرون، حيث يتناسب الضغط مع القوة الأولى للكثافة، هنا يكون اعتماد الضغط على الكثافة أقوى. ليس من الصعب أن نفهم. بعد كل شيء، الضغط يتناسب مع تركيز الجزيئات وسرعتها. يتناسب تركيز الجزيئات بشكل طبيعي مع الكثافة، وتزداد سرعة جزيئات الغاز المنحل مع زيادة الكثافة، لأنه في الوقت نفسه، وفقًا لمبدأ باولي، يزداد عدد الجزيئات "الزائدة" التي تضطر إلى التحرك بسرعات عالية .
وشرط تطبيق الصيغة (10.1) هو صغر السرعات الحرارية للإلكترونات مقارنة بالسرعات الناتجة عن "الانحطاط". عند درجات الحرارة المرتفعة جداً، يجب أن تتحول الصيغة (10.1) إلى صيغة كلابيرون (6.2). إذا تم الحصول على الضغط لغاز ذو كثافة
وفقا للصيغة (10.1)، أكثروذلك حسب الصيغة (6.2) مما يعني أن الغاز متحلل. وهذا يعطينا "حالة الانحطاط"
|
(10.2) |
متوسط الكتلة الجزيئية. ما هو يساوي؟
في المناطق الداخلية من الأقزام البيضاء؟ بادئ ذي بدء، يجب ألا يكون هناك أي هيدروجين عمليا: في مثل هذه الكثافات الهائلة ودرجات الحرارة المرتفعة إلى حد ما، فقد "أحرق" منذ فترة طويلة في التفاعلات النووية. يجب أن يكون العنصر الرئيسي في داخل الأقزام البيضاء هو الهيليوم. منذ ذلك الحين الكتلة الذريةيساوي 4 ويعطي إلكترونين أثناء التأين (يجب أيضًا مراعاة أن الجزيئات المنتجة للضغط لا يوجد بها سوى إلكترونات)، فيجب أن يكون متوسط الوزن الجزيئي قريبًا جدًا من 2. حالة الانحطاط عدديًا (10.2) مكتوب على النحو التالي:
|
(10.3) |
إذا، على سبيل المثال، درجة الحرارة ت= 300 كلفن (درجة حرارة الغرفة)، إذن
> 2, 510-4 جم/سم3 . هذه كثافة منخفضة جدًا، ويترتب على ذلك مباشرة أن الإلكترونات الموجودة في المعادن يجب أن تتحلل (في الواقع، في هذه الحالة الثوابت كو
لها معنى مختلف، ولكن جوهر الأمر لا يتغير). إذا كانت درجة الحرارة تقريبة من درجة حرارة باطن النجم أي حوالي 10 مليون كلفن، إذن > 1000 جم/سم3 . استنتاجين يتبعان مباشرة من هذا:
أ. في الأجزاء الداخلية للنجوم العادية، حيث تكون الكثافة، على الرغم من ارتفاعها، بالتأكيد أقل من 1000 جم/سم 3، لا يتحلل الغاز. وهذا يبرر إمكانية تطبيق القوانين المعتادة لحالة الغاز، والتي استخدمناها على نطاق واسع في الفقرة 6.
ب. تتمتع الأقزام البيضاء بكثافات متوسطة، بل وأكثر مركزية، ومن الواضح أنها أكبر من 1000 جم/سم3. ولذلك فإن القوانين المعتادة للحالة الغازية لا تنطبق عليهم. لفهم الأقزام البيضاء، لا بد من معرفة خصائص الغاز المنحل، التي تصفها معادلة حالته (10.1). من هذه المعادلة، في المقام الأول، يترتب على ذلك أن بنية الأقزام البيضاء مستقلة عمليا عن درجة حرارتها. ومن ناحية أخرى، يتم تحديد لمعان هذه الأجسام من خلال درجة حرارتها (على سبيل المثال، يعتمد معدل التفاعلات النووية الحرارية على درجة الحرارة)، فيمكننا أن نستنتج أن بنية الأقزام البيضاء لا تعتمد على اللمعان. من حيث المبدأ، يمكن أن يوجد القزم الأبيض (أي أن يكون في حالة توازن) عند درجة حرارة قريبة من الصفر المطلق. وهكذا نصل إلى استنتاج مفاده أنه بالنسبة للأقزام البيضاء، على عكس النجوم "العادية"، لا توجد علاقة بين "الكتلة واللمعان".
ومع ذلك، بالنسبة لهذه النجوم غير العادية، هناك علاقة محددة بين الكتلة ونصف القطر. مثلما يجب أن تكون الكرات ذات الكتلة المتساوية المصنوعة من نفس المعدن ذات أقطار متساوية، فإن أحجام الأقزام البيضاء التي لها نفس الكتلة يجب أن تكون هي نفسها أيضًا. من الواضح أن هذا البيان غير صحيح بالنسبة للنجوم الأخرى: النجوم العملاقة ونجوم التسلسل الرئيسي يمكن أن يكون لها نفس الكتلة، ولكن بأقطار مختلفة بشكل كبير. يُفسَّر هذا الاختلاف بين الأقزام البيضاء والنجوم الأخرى بحقيقة أن درجة الحرارة لا تلعب أي دور تقريبًا في توازنها الهيدروستاتيكي، الذي يحدد بنيتها.
وبما أن الأمر كذلك، فلا بد من وجود علاقة عالمية تربط كتل الأقزام البيضاء وأنصاف أقطارها. وليس من مهمتنا استخلاص هذا الاعتماد المهم، الذي هو أبعد ما يكون عن أن يكون أساسيا. يظهر الاعتماد نفسه (على مقياس لوغاريتمي) في الشكل. 10.1. في هذا الشكل، تشير الدوائر والمربعات إلى مواقع بعض الأقزام البيضاء ذات الكتل والأقطار المعروفة. إن اعتماد الكتلة ونصف القطر للأقزام البيضاء الموضح في هذا الشكل له ميزتان مثيرتان للاهتمام. أولاً، يترتب على ذلك أنه كلما زادت كتلة القزم الأبيض، قل نصف قطره. وفي هذا الصدد، تتصرف الأقزام البيضاء بشكل مختلف عن الكرات المصنوعة من كتلة واحدة من المعدن... ثانيًا، للأقزام البيضاء حد القيمة المسموح بهاالكتلة[27]. وتتنبأ النظرية بأن الأقزام البيضاء التي تتجاوز كتلتها 1.43 كتلة شمسية لا يمكن أن توجد في الطبيعة [28]. إذا اقتربت كتلة القزم الأبيض من هذه القيمة الحرجة من الكتل الأقل، فإن نصف قطره سوف يميل إلى الصفر. عمليًا، هذا يعني أنه بدءًا من كتلة معينة، فإن ضغط الغاز المنحل لم يعد قادرًا على موازنة قوة الجاذبية وسينهار النجم بشكل كارثي.
هذه النتيجة حصرا أهمية عظيمةلمشكلة التطور النجمي برمتها. ولذلك، فإن الأمر يستحق الخوض فيه بمزيد من التفصيل. ومع زيادة كتلة القزم الأبيض، فإن كثافته المركزية تزداد أكثر فأكثر. سوف يصبح انحطاط غاز الإلكترون أقوى على نحو متزايد. وهذا يعني أنه سيكون هناك عدد متزايد من الجسيمات لكل مسار "مسموح به". ستكون "ضيقة" للغاية وسوف تتحرك (حتى لا تنتهك مبدأ باولي!) بسرعات أعلى وأعلى. ستصبح هذه السرعات قريبة جدًا من سرعة الضوء. وسوف تنشأ حالة جديدة للمادة، والتي تسمى "الانحطاط النسبي". سوف تتغير معادلة حالة هذا الغاز - ولن يتم وصفها بالصيغة (10.1). بدلاً من (10.1)، ستصمد العلاقة
| (10.4) |
لتقييم الوضع الحالي، دعونا نفترض، كما حدث في الفقرة 6،
السيد 3. ثم، مع الانحطاط النسبي ص م 4/ 3 / ر 4، والقوة المضادة للجاذبية وتساوي انخفاض الضغطوفي الوقت نفسه، قوة الجاذبية
جي إم/آر 2 م 2 / ر 5 . نرى أن كلتا القوتين - الجاذبية وانخفاض الضغط - تعتمدان على حجم النجم بنفس الطريقة: كيف ر-5، وتعتمد بشكل مختلف على الكتلة. وبالتالي، يجب أن تكون هناك قيمة معينة ومحددة تمامًا لكتلة النجم التي تتوازن فيها القوتان. وإذا تجاوزت الكتلة قيمة حرجة معينة، فإن قوة الجاذبية سوف تسود دائما على القوة الناجمة عن اختلاف الضغط، وسوف ينهار النجم بشكل كارثي.لنفترض الآن أن الكتلة أقل من حرجة. عندها ستكون القوة الناتجة عن الضغط أكبر من قوة الجاذبية، وبالتالي يبدأ النجم في التوسع. خلال عملية التوسع، سيتم استبدال الانحطاط النسبي بانحطاط عادي "غير نسبي". في هذه الحالة، من معادلة الدولة ص
5/ 3 يترتب على ذلك ص/ر م 5/ 3 / ر 6، أي اعتماد القوة المضادة للجاذبية رسيكون أقوى. لذلك، عند نصف قطر معين، سيتوقف توسع النجم.
هذا التحليل النوعييوضح، من ناحية، ضرورة وجود علاقة بين الكتلة ونصف القطر للأقزام البيضاء وطبيعتها (أي أنه كلما كان نصف القطر أصغر، زادت الكتلة)، ومن ناحية أخرى، يبرر وجود الحد من الكتلة، وهو نتيجة لحتمية الانحطاط النسبي القادم. إلى متى يمكن ضغط النجوم التي تزيد كتلتها عن 1.2؟ الكتلة الشمسية؟ هذا رائع، الآن السنوات الاخيرةذات صلة جدًا، ستتم مناقشة المشكلة في الفقرة 24.
تتميز المادة الداخلية للأقزام البيضاء بالشفافية العالية والتوصيل الحراري. يتم تفسير الشفافية الجيدة لهذه المادة مرة أخرى من خلال مبدأ باولي. بعد كل شيء، يرتبط امتصاص الضوء في المادة بتغير في حالة الإلكترونات الناجمة عن انتقالها من مدار إلى آخر. ولكن إذا كانت الغالبية العظمى من "المدارات" (أو "المسارات") في الغاز المتحلل "مشغولة"، فإن مثل هذه التحولات تكون صعبة للغاية. فقط عدد قليل جدًا من الإلكترونات، وخاصة السريعة في بلازما القزم الأبيض، يمكنها امتصاص الكمات الإشعاعية. الموصلية الحرارية للغاز المنحل عالية - وتعتبر المعادن العادية مثالاً على ذلك. نظرًا للشفافية العالية جدًا والتوصيل الحراري، لا يمكن أن تحدث تغيرات كبيرة في درجة الحرارة في مادة القزم الأبيض. يحدث فرق درجة الحرارة بالكامل تقريبًا، إذا انتقلت من سطح القزم الأبيض إلى مركزه، في طبقة خارجية رقيقة جدًا من المادة، وهي في حالة غير متحللة. وفي هذه الطبقة التي يبلغ سمكها حوالي 1% من نصف القطر، ترتفع درجة الحرارة من عدة آلاف من الكلفن عند السطح إلى حوالي عشرة ملايين كلفن، ثم تبقى دون تغيير تقريبًا حتى مركز النجم.
الأقزام البيضاء، على الرغم من ضعفها، لا تزال تنبعث منها. ما هو مصدر الطاقة لهذا الإشعاع؟ كما تم التأكيد عليه أعلاه، لا يوجد عمليا الهيدروجين، وهو الوقود النووي الرئيسي، في أعماق الأقزام البيضاء. وقد احترق كله تقريبًا خلال مراحل تطور النجوم التي سبقت مرحلة القزم الأبيض. ولكن من ناحية أخرى، تشير الملاحظات الطيفية بوضوح إلى وجود الهيدروجين في الطبقات الخارجية للأقزام البيضاء. إما أنه لم يكن لديه الوقت ليحترق، أو (على الأرجح) وصل إلى هناك من الوسط بين النجوم. من الممكن أن يكون مصدر الطاقة للأقزام البيضاء هو الهيدروجين التفاعلات النووية، تحدث في طبقة كروية رقيقة جدًا على حدود المادة المتحللة الكثيفة في باطنها وغلافها الجوي. بالإضافة إلى ذلك، يمكن للأقزام البيضاء الحفاظ على درجات حرارة سطحية عالية جدًا من خلال التوصيل الحراري العادي. وهذا يعني أن الأقزام البيضاء، التي ليس لديها مصادر للطاقة، تبرد، وتشع من احتياطياتها الحرارية. وهذه الاحتياطيات كبيرة جدًا. وبما أن تحركات الإلكترونات في مادة الأقزام البيضاء ناتجة عن ظاهرة الانحلال، فإن احتياطي الحرارة الموجود في باطنها موجود في النوى والذرات المتأينة. بافتراض أن مادة الأقزام البيضاء تتكون أساسًا من الهيليوم ( الوزن الذريتساوي 4)، فمن السهل العثور على كمية الطاقة الحرارية الموجودة في القزم الأبيض:
|
(10.5) |
أين م H هي كتلة ذرة الهيدروجين، ك - ثابت بولتزمان. يمكن تقدير زمن تبريد القزم الأبيض عن طريق القسمة ه تعلى لمعانها ل. اتضح أنه في حدود عدة مئات من ملايين السنين.
في التين. يوضح الشكل 10.2 الاعتماد التجريبي للسطوع على درجة حرارة السطح لعدد من الأقزام البيضاء. الخطوط المستقيمة هي مواضع أنصاف أقطار ثابتة. ويتم التعبير عن الأخير بأجزاء من نصف قطر الشمس. ويبدو أن النقاط التجريبية تتناسب بشكل جيد مع هذه الخطوط. وهذا يعني أن الأقزام البيضاء المرصودة تمر بمراحل مختلفة من التبريد.
في السنوات الأخيرة، تم اكتشاف انقسام قوي في خطوط الامتصاص الطيفي بسبب تأثير زيمان بالنسبة لعشرات الأقزام البيضاء. ويترتب على حجم الانقسام أن تصل شدة المجال المغناطيسي على سطح هذه النجوم ذو اهمية قصوىحوالي عشرة ملايين أورستد (E). يبدو أن هذه القيمة الكبيرة للمجال المغناطيسي تفسرها ظروف تكوين الأقزام البيضاء. على سبيل المثال، إذا افترضنا أن النجم ينكمش دون خسارة كبيرة في الكتلة، فيمكننا أن نتوقع ذلك الفيض المغناطيسي(أي حاصل ضرب مساحة سطح النجم وشدة المجال المغناطيسي) يحتفظ بقيمته. ويترتب على ذلك أن قوة المجال المغناطيسي عندما ينكمش النجم ستزداد بنسبة عكسية مع مربع نصف قطره. ونتيجة لذلك، يمكن أن تنمو مئات الآلاف من المرات. هذه الآلية لزيادة المجال المغناطيسي مهمة بشكل خاص النيوترونالنجوم، والتي سيتم مناقشتها في § 22[29]. ومن المثير للاهتمام أن نلاحظ أن معظم الأقزام البيضاء ليس لديها مجال أقوى من بضعة آلاف من الأورستدات. وهكذا تشكل الأقزام البيضاء "الممغنطة" مجموعة خاصة بين النجوم من هذا النوع "الثقوب السوداء" و"البيضاء" للكون في مارس 1974، ظهر إعلان مثير للاهتمام في معهد بي إن ليبيديف الفلكي الحكومي التابع لأكاديمية العلوم في اتحاد الجمهوريات الاشتراكية السوفياتية. في المدخل. وفي الندوة المشتركة، كان من المقرر قراءة تقرير بعنوان "هل تنفجر الثقوب البيضاء؟". علمي
من كتاب الأمير من أرض الغيوم مؤلف جلفار كريستوفالفصل الرابع: وضع تريستام أذنه على الحائط، واستمع إلى صوت خطوات لازورو وهي تتلاشى. في هذه الأثناء، كان توم يتفحص الباب السفلي الذي أوقف سقوطهم: "هل كل شيء على ما يرام؟" - سأل تريستام هامسًا وهو يعود إلى صديقه: "لا، إطلاقًا!" كان من الأفضل الخروج والاعتراف بكل شيء. هم
من كتاب العين والشمس مؤلف فافيلوف سيرجي إيفانوفيتشالفصل السابع في هذه الساعة المسائية كانت الساحة شبه مهجورة. تقدم تريستام للأمام بخطوة حاسمة، ولكن بعد ذلك تم نداءه: "ماذا تفعل هنا؟" يا! قرية! أنا أخبرك! ألم يصطحبك لازورو إلى المكتبة لقد كان جيري ابن رئيس بناة السحابة
من كتاب بين النجوم: العلم وراء الكواليس مؤلف ثورن كيب ستيفنالفصل الثامن: ترك تريستام في أقصى نهاية الحديقة، وصعد توم إلى غرفته وبدأ في ارتداء ملابس جافة. رن الجرس مرة أخرى، وحان وقت الذهاب إلى الطاولة. هناك شيء واحد يعيق الطريق: لم يستطع توم أن ينسى الكتاب من المكتبة السرية. حتى أثناء تغيير ملابسه، لم يرفع عينيه عنها
من كتاب المؤلفالفصل 16 هبت الريح أكثر فأكثر. ضربت سيقان عناقيد الأرز توم وتريستام بلا رحمة أثناء فرارهما من مطاردهما. شعر الأولاد بالخوف، ولم يفكروا إلا في اللحاق بالسيدة دريك. لقد كان بالفعل قريبًا من السياج الواقي. بالقرب من حدود المدينة، والدة تريستام
من كتاب المؤلفالفصل الأول طار تريستام وتوم عالياً جداً، أعلى بكثير من ارتفاع السحب أصل طبيعي. لقد مرت أكثر من ساعة منذ أن تركوا وراءهم الحجاب الجليدي الذي سقطت منه قوات الطاغية على ميرتيلفيل، وكانت السماء هنا مختلفة عن السماء فوق مدينتهم:
من كتاب المؤلفالفصل 2 النجوم تتلألأ في السماء درب التبانة. منذ بداية الرحلة، لم ينطق توم بكلمة واحدة، لكن تريستام شعر أن صديقه لم يعد كئيبًا كما كان من قبل. "في الليل، تضيء الشمس الجانب الآخر من الأرض،" تحدث توم فجأة. استدار تريستام """عن ماذا تتحدث؟"""""""""""""""""""""""""""""""""""" أنت
من كتاب المؤلفالفصل 3 كان الضوء. اختفى الفضاء والنجوم تدريجيا. امتلأت السماء بالنور وفقدت شفافيتها. أصبح الجو باردًا جدًا. وبهدوء شديد: لا يبدو أن هناك أي علامات على وجود مشكلة. كان توم وتريستام نائمين. لم يروا أن لوحة التحكم كانت تومض لفترة طويلة
من كتاب المؤلفالفصل الرابع قال صوت أنثوي: "يعود إلى رشده"، وفتح تريستام عينيه. كان مستلقيا على سرير، وكان بالقرب منه ثلاثة أشخاص: رجل وامرأتان. تم طلاء سقف الغرفة التي كان فيها باللون الأخضر الداكن. وكانت الجدران أيضًا خضراء اللون، ولكن بدرجة أفتح، ولم تكن هناك نوافذ
من كتاب المؤلفالفصل الخامس عندما فتح باب المستشفى وسمح للقافلة بالخروج، أغلق تريستام عينيه لا إراديًا من ضوء ساطع. تألقت قمم منطقة الجبال السبعة الغائمة التي تحيط بالمدينة ببياض نقي ومبهر لدرجة أنه اضطر إلى متابعة الشرطة وعيناه مغمضتان. لذا،
من كتاب المؤلفالفصل السادس: كان السجن، ذو الجدران المسدودة دون نافذة واحدة، يقع في أعماق السحابة التي بنيت عليها العاصمة البيضاء. بمجرد وصولهما إلى الزنزانة، جلس تريستام وتوم الخائفان بصمت لبعض الوقت على السرير المخصص لهما - في الواقع، كان كذلك
من كتاب المؤلفالفصل 7 مرت عدة ساعات. استلقى تريستام وتوم على أسرة صلبة في زنزانة مظلمة بلا نوافذ، وكانا يتقلبان ويتقلبان باستمرار من جانب إلى آخر. وبمجرد توقف نغمة الناي، نعس الرجل العجوز على الفور، ويتمتم بشيء غير مسموع أثناء نومه، وبدأ توم يرتجف مرة أخرى؛ لقد فهمت تريستام
من كتاب المؤلفالفصل الثامن: دخان كثيف يتصاعد من المداخن ممزوجًا بهواء الفجر البارد والرطب. وتمركز رجال الثلج في كافة التقاطعات وسط العاصمة البيضاء. لقد بدوا أقل شبهاً بضباط إنفاذ القانون وأكثر شبهاً بقوات الاحتلال
من كتاب المؤلف من كتاب المؤلفالموت النجمي: الأقزام البيضاء والنجوم النيوترونية والثقوب السوداء يبلغ عمر الشمس والأرض حوالي 4.5 مليار سنة، أي حوالي ثلث عمر الكون. وبعد حوالي 6.5 مليار سنة أخرى، سوف ينفد الوقود النووي الذي يبقي الشمس ساخنة في قلب الشمس. ثم سوف تبدأ
النجم النيوترونيتظهر الحسابات أنه خلال انفجار سوبر نوفا مع M ~ 25M، يبقى قلب نيوتروني كثيف (نجم نيوتروني) بكتلة ~ 1.6M. في النجوم ذات الكتلة المتبقية M > 1.4M والتي لم تصل إلى مرحلة المستعر الأعظم، يكون ضغط غاز الإلكترون المنحل أيضًا غير قادر على التوازن قوى الجاذبيةوينكمش النجم إلى حالة الكثافة النووية. آلية هذا الانهيار الجاذبي هي نفسها التي تحدث أثناء انفجار المستعر الأعظم. يصل الضغط ودرجة الحرارة داخل النجم إلى هذه القيم التي يبدو عندها أن الإلكترونات والبروتونات "تضغط" على بعضها البعض ونتيجة للتفاعل
بعد انبعاث النيوترينوات، تتشكل النيوترونات، وتحتل حجم طور أصغر بكثير من الإلكترونات. ويظهر ما يسمى بالنجم النيوتروني تصل كثافته إلى 1014 - 1015 جم/سم3 . حجم مميز النجم النيوتروني 10 - 15 كم. بمعنى ما، النجم النيوتروني هو نواة ذرية عملاقة. يتم منع المزيد من ضغط الجاذبية من خلال ضغط المادة النووية الناتج عن تفاعل النيوترونات. وهذا أيضًا هو ضغط الانحطاط، كما حدث سابقًا في حالة القزم الأبيض، ولكنه ضغط الانحلال لغاز نيوتروني أكثر كثافة. هذا الضغط قادر على حمل كتل تصل إلى 3.2 م.
تعمل النيوترينوات الناتجة في لحظة الانهيار على تبريد النجم النيوتروني بسرعة كبيرة. وفقًا للتقديرات النظرية، تنخفض درجة حرارته من 1011 إلى 109 كلفن في زمن ~ 100 ثانية. وعلاوة على ذلك، فإن معدل التبريد ينخفض قليلا. ومع ذلك، فهو مرتفع جدًا على المقياس الفلكي. يحدث انخفاض في درجة الحرارة من 10 9 إلى 10 8 كلفن في 100 عام وإلى 10 6 كلفن في مليون سنة. يعد اكتشاف النجوم النيوترونية باستخدام الطرق البصرية أمرًا صعبًا للغاية نظرًا لصغر حجمها ودرجة حرارتها المنخفضة.
في عام 1967، اكتشف هيويش وبيل في جامعة كامبريدج المصادر الكونية للإشعاع الكهرومغناطيسي الدوري - النجوم النابضة. تتراوح فترات تكرار النبض لمعظم النجوم النابضة من 3.3·10 -2 إلى 4.3 ثانية. وفقًا للمفاهيم الحديثة، فإن النجوم النابضة هي نجوم نيوترونية دوارة كتلتها من 1 إلى 3 أمتار وقطرها من 10 إلى 20 كيلومترًا. فقط الأجسام المدمجة التي لها خصائص النجوم النيوترونية هي التي يمكنها الحفاظ على شكلها دون الانهيار بسرعات الدوران هذه. الحفظ الزخم الزاويويؤدي المجال المغناطيسي أثناء تكوين النجم النيوتروني إلى ولادة نجوم نابضة سريعة الدوران ذات مجال مغناطيسي قوي B ~ 10 12 G.
ويعتقد أن النجم النيوتروني له مجال مغناطيسي لا يتطابق محوره مع محور دوران النجم. في هذه الحالة، ينساب إشعاع النجم (موجات الراديو والضوء المرئي) عبر الأرض مثل أشعة المنارة. عندما يعبر الشعاع الأرض، يتم تسجيل النبض. يحدث إشعاع النجم النيوتروني نفسه بسبب حقيقة أن الجزيئات المشحونة من سطح النجم تتحرك نحو الخارج خطوط الكهرباءانبعاث المجال المغناطيسي موجات كهرومغناطيسية. تظهر آلية البث الراديوي للنجم النابض، التي اقترحها غولد لأول مرة، في الشكل 1. 39.
إذا ضرب شعاع من الإشعاع مراقبًا على الأرض، يكتشف التلسكوب الراديوي نبضات قصيرة من الانبعاث الراديوي بفترة تساوي فترة دوران النجم النيوتروني. يمكن أن يكون شكل النبض معقدًا للغاية، والذي يتم تحديده من خلال هندسة الغلاف المغناطيسي للنجم النيوتروني وهو ما يميز كل نجم نابض. فترات دوران النجوم النابضة ثابتة تمامًا وتصل دقة قياس هذه الفترات إلى أرقام مكونة من 14 رقمًا.
حاليًا، تم اكتشاف النجوم النابضة التي تعد جزءًا من الأنظمة الثنائية. إذا كان النجم النابض يدور حول المكون الثاني، فيجب ملاحظة التغيرات في فترة النجم النابض بسبب تأثير دوبلر. عندما يقترب النجم النابض من الراصد، تقل الفترة المسجلة لنبضات الراديو بسبب تأثير دوبلر، وعندما يتحرك النجم النابض بعيدًا عنا، تزداد دورته. وبناء على هذه الظاهرة، النجوم النابضة التي هي جزء من نجوم مزدوجة. بالنسبة لأول نجم نابض تم اكتشافه PSR 1913 + 16، وهو جزء من نظام ثنائي، كانت الفترة المدارية 7 ساعات و45 دقيقة. الفترة المدارية الطبيعية للنجم النابض PSR 1913 + 16 هي 59 مللي ثانية.
من المفترض أن يؤدي إشعاع النجم النابض إلى انخفاض سرعة دوران النجم النيوتروني. تم اكتشاف هذا التأثير أيضًا. يمكن أيضًا أن يكون النجم النيوتروني الذي يعد جزءًا من نظام ثنائي مصدرًا لإشعاع الأشعة السينية المكثف.
يظهر في الشكل هيكل نجم نيوتروني كتلته 1.4 متر ونصف قطره 16 كيلومترًا. 40.
أنا عبارة عن طبقة خارجية رقيقة من الذرات المكتظة بكثافة. في المنطقتين II و III، يتم ترتيب النوى على شكل شبكة مكعبة مركزية الجسم. المنطقة الرابعة تتكون بشكل رئيسي من النيوترونات. في المنطقة الخامسة، يمكن أن تتكون المادة من بيونات وهيبرونات، وتشكل النواة الهادرونية للنجم النيوتروني. ويجري حاليًا توضيح تفاصيل معينة حول بنية النجم النيوتروني.
إن تكوين النجوم النيوترونية لا يكون دائمًا نتيجة لانفجار سوبر نوفا. هناك آلية أخرى محتملة لتكوين النجوم النيوترونية أثناء تطور الأقزام البيضاء في أنظمة النجوم الثنائية القريبة. يؤدي تدفق المادة من النجم المرافق إلى القزم الأبيض إلى زيادة كتلة القزم الأبيض تدريجيًا، وعند الوصول إلى كتلة حرجة (حد شاندراسيخار)، يتحول القزم الأبيض إلى نجم نيوتروني. وفي حالة استمرار تدفق المادة بعد تكوين النجم النيوتروني، فإن كتلته يمكن أن تزيد بشكل كبير، ونتيجة لانهيار الجاذبية، يمكن أن يتحول إلى ثقب أسود. وهذا يتوافق مع ما يسمى بالانهيار "الصامت".
يمكن أن تظهر النجوم الثنائية المدمجة أيضًا كمصادر لإشعاع الأشعة السينية. وينشأ أيضًا بسبب تراكم المادة المتساقطة من نجم "عادي" إلى نجم أكثر إحكاما. عندما تتراكم المادة على نجم نيوتروني مع B > 10 10 G، تقع المادة في منطقة القطبين المغناطيسيين. يتم تعديل إشعاع الأشعة السينية من خلال دورانها حول محورها. تسمى هذه المصادر بالنجوم النابضة للأشعة السينية.
هناك مصادر للأشعة السينية (تسمى الانفجارات)، حيث تحدث رشقات من الإشعاع بشكل دوري على فترات تتراوح من عدة ساعات إلى يوم واحد. زمن الصعود المميز للانفجار هو ثانية واحدة. مدة الانفجار من 3 إلى 10 ثواني. يمكن أن تكون الشدة في لحظة الانفجار أعلى بمقدار 2-3 مرات من اللمعان عند حالة الهدوء. حاليا، عدة مئات من هذه المصادر معروفة. ويعتقد أن رشقات الإشعاع تحدث نتيجة للانفجارات النووية الحرارية للمادة المتراكمة على سطح النجم النيوتروني نتيجة التراكم.
ومن المعروف أنه على مسافات صغيرة بين النيوكليونات (<
0.3·10 -13 см) القوات النوويةيتم استبدال عوامل الجذب بقوى التنافر، أي أن مقاومة المادة النووية على مسافات قصيرة لقوة ضغط الجاذبية تزداد. إذا كانت كثافة المادة في مركز النجم النيوتروني تتجاوز الكثافة النووية ρ السم وتصل إلى 10 15 جم / سم 3، ثم في مركز النجم، إلى جانب النيوكليونات والإلكترونات، تكون الميزونات والهايبرونات وغيرها من الجزيئات الأكثر ضخامة تشكلت أيضا. إن البحث في سلوك المادة عند كثافات تتجاوز الكثافة النووية هو حاليًا في مراحله الأولى، وهناك العديد من المشكلات التي لم يتم حلها. تظهر الحسابات أنه عند كثافات المادة ρ > ρ السم، من الممكن حدوث عمليات مثل ظهور مكثفات البيون، وانتقال المادة النيوترونية إلى مادة صلبة الحالة البلوريةتكوين بلازما الهايبرون والكوارك جلون. من الممكن تكوين حالات فائقة السيولة وفائقة التوصيل للمادة النيوترونية.
وفقًا للأفكار الحديثة حول سلوك المادة عند كثافات 10 2 - 10 3 مرات أعلى من النووية (أي حول هذه الكثافات نحن نتحدث عنعندما تتم مناقشة البنية الداخلية للنجم النيوتروني)، تتشكل النوى الذرية داخل النجم بالقرب من حد الاستقرار. يمكن تحقيق فهم أعمق من خلال دراسة حالة المادة اعتمادًا على كثافة المادة النووية ودرجة حرارتها وثباتها عند نسب غريبة لعدد البروتونات إلى عدد النيوترونات في النواة n p / n n مع الأخذ في الاعتبار العمليات الضعيفة التي تنطوي على النيوترينوات . في الوقت الحاضر، الإمكانية الوحيدة عمليًا لدراسة المادة عند كثافات أعلى من الكثافة النووية هي التفاعلات النووية بين الأيونات الثقيلة. ومع ذلك، لا تزال البيانات التجريبية المتعلقة بتصادمات الأيونات الثقيلة توفر معلومات غير كافية، نظرًا لأن القيم القابلة للتحقيق لـ n p / n n لكل من النواة المستهدفة والنواة المتسارعة الحادثة صغيرة (~ 1 - 0.7).
أظهرت القياسات الدقيقة لفترات النجوم النابضة الراديوية أن سرعة دوران النجم النيوتروني تتباطأ تدريجياً. ويرجع ذلك إلى انتقال الطاقة الحركية لدوران النجم إلى الطاقة الإشعاعية للنجم النابض وانبعاث النيوترينوات. وتفسر التغيرات الصغيرة المفاجئة في فترات النجوم النابضة الراديوية بتراكم الضغط في الطبقة السطحية للنجم النيوتروني، المصحوب بـ"تشقق" و"كسور"، مما يؤدي إلى تغير في سرعة دوران النجم. تحتوي الخصائص الزمنية المرصودة للنجوم النابضة الراديوية على معلومات حول خصائص "قشرة" النجم النيوتروني، والظروف الفيزيائية بداخله، والسيولة الفائقة للمادة النيوترونية. في مؤخراتم اكتشاف عدد كبير من النجوم النابضة الراديوية ذات فترات أقل من 10 مللي ثانية. وهذا يتطلب توضيح الأفكار حول العمليات التي تحدث في النجوم النيوترونية.
مشكلة أخرى هي دراسة عمليات النيوترينو في النجوم النيوترونية. يعد انبعاث النيوترينو أحد الآليات التي يفقد بها النجم النيوتروني الطاقة خلال 10 5 - 10 6 سنوات بعد تكوينه.
