Wenn wir den Nachthimmel betrachten, scheinen uns alle Sterne gleich zu sein. Das menschliche Auge unterscheidet mit großer Schwierigkeit das sichtbare Lichtspektrum, das von entfernten Himmelskörpern ausgestrahlt wird. Der Stern, der noch kaum sichtbar ist, ist möglicherweise schon lange erloschen, und wir beobachten nur noch sein Licht. Jeder der Sterne hat sein eigenes Leben. Einige leuchten mit einem konstanten weißen Licht, andere sehen pulsierend aus Neonlicht helle Punkte. Wieder andere sind schwach leuchtende Punkte, die am Himmel kaum sichtbar sind.
Jeder der Sterne befindet sich in einem bestimmten Stadium seiner Entwicklung und verwandelt sich im Laufe der Zeit in einen Himmelskörper einer anderen Klasse. Anstelle eines hellen und schillernden Punktes am Nachthimmel erscheint ein neues Weltraumobjekt - ein weißer Zwerg - ein alternder Stern. Dieses Entwicklungsstadium ist charakteristisch für die meisten gewöhnlichen Sterne. Ein ähnliches Schicksal lässt sich für unsere Sonne nicht vermeiden.
Was ist ein Weißer Zwerg: ein Stern oder ein Phantom?
Erst vor kurzem, im 20. Jahrhundert, wurde den Wissenschaftlern klar, dass ein Weißer Zwerg alles ist, was von einem gewöhnlichen Stern im Weltraum übrig geblieben ist. Das Studium der Sterne aus der Sicht der thermonuklearen Physik gab eine Vorstellung von den Prozessen, die in den Eingeweiden von Himmelskörpern wüten. Sterne, die durch die Wechselwirkung von Gravitationskräften entstehen, sind ein kolossaler thermonuklearer Reaktor, in dem ständig Kettenreaktionen der Spaltung von Wasserstoff- und Heliumkernen stattfinden. Solch komplexe Systeme die Entwicklungsgeschwindigkeiten der Komponenten sind nicht gleich. Riesige Wasserstoffreserven sichern das Leben eines Sterns für Milliarden von Jahren. Thermonukleare Wasserstoffreaktionen tragen zur Bildung von Helium und Kohlenstoff bei. Nach der thermonuklearen Fusion kommen die Gesetze der Thermodynamik ins Spiel.
Nachdem der Stern den gesamten Wasserstoff verbraucht hat, beginnt sein Kern unter dem Einfluss der Gravitationskräfte und des enormen Innendrucks zu schrumpfen. Der Himmelskörper verliert den Hauptteil seiner Hülle und erreicht die Grenze der Masse des Sterns, an der er als Weißer Zwerg ohne Energiequellen existieren kann und durch Trägheit weiterhin Wärme abstrahlt. Tatsächlich sind Weiße Zwerge Sterne aus der Klasse der Roten Riesen und Überriesen, die ihre äußere Hülle verloren haben.
Fusion erschöpft einen Stern. Wasserstoff trocknet aus und Helium kann sich als massivere Komponente weiterentwickeln und einen neuen Zustand erreichen. All dies führt dazu, dass sich zunächst anstelle eines gewöhnlichen Sterns rote Riesen bilden und der Stern die Hauptreihe verlässt. So wird der Himmelskörper, der sich auf den Weg seines langsamen und unvermeidlichen Alterns begeben hat, allmählich umgewandelt. Sternenalter ist langer Weg in Vergessenheit geraten. All dies geschieht sehr langsam. weißer Zwerg ist ein Himmelskörper, bei dem außerhalb der Hauptreihe ein unvermeidlicher Vernichtungsprozess eintritt. Die Helium-Fusionsreaktion führt dazu, dass der Kern eines alternden Sterns komprimiert wird, der Koryphäe schließlich seine Hülle verliert.
Die Evolution der Weißen Zwerge
Außerhalb der Hauptreihe findet der Prozess der Sternenlöschung statt. Unter dem Einfluss der Gravitationskräfte zerstreut sich das erhitzte Gas der Roten Riesen und Überriesen im gesamten Universum und bildet einen jungen planetarischen Nebel. Nach Hunderttausenden von Jahren löst sich der Nebel auf und bleibt an seiner Stelle der degenerierte Kern eines weißen roten Riesen. Die Temperaturen eines solchen Objekts sind ziemlich hoch, von 90.000 K, geschätzt aus der Absorptionslinie des Spektrums, bis zu 130.000 K, wenn die Bewertung innerhalb des Röntgenspektrums durchgeführt wird. Allerdings aufgrund ihrer geringen Größe, Kühlung göttlicher Körper passiert sehr langsam.
Das Bild des Sternenhimmels, das wir beobachten, hat ein Alter von zehn bis hundert Milliarden Jahren. Wo wir Weiße Zwerge sehen, existiert möglicherweise bereits etwas anderes im Weltraum. göttlicher Körper. Der Stern ist in die Klasse der Schwarzen Zwerge übergegangen, die Endstufe der Evolution. In Wirklichkeit bleibt anstelle des Sterns ein Materieklumpen zurück, dessen Temperatur gleich der Temperatur des umgebenden Raums ist. Hauptmerkmal dieses Objekts ist das völlige Fehlen von sichtbarem Licht. Aufgrund seiner geringen Leuchtkraft ist es ziemlich schwierig, einen solchen Stern in einem herkömmlichen optischen Teleskop zu erkennen. Das Hauptkriterium für die Erkennung von Weißen Zwergen ist das Vorhandensein von starker ultravioletter Strahlung und Röntgenstrahlen.
Alle bekannten Weißen Zwerge werden je nach Spektrum in zwei Gruppen eingeteilt:
- Wasserstoffobjekte, Spektralklasse DA, in deren Spektrum keine Heliumlinien vorhanden sind;
- Heliumzwerge, Spektraltyp DB. Die Hauptlinien im Spektrum sind für Helium.
Weiße Zwerge vom Typ Wasserstoff machen die Mehrheit der Population aus, bis zu 80 % aller derzeit bekannten Objekte dieses Typs. Helium-Zwerge machen die restlichen 20 % aus.
Die Evolutionsstufe, in deren Folge ein Weißer Zwerg erscheint, ist die letzte für nicht massereiche Sterne, zu denen auch unser Stern, die Sonne, gehört. In diesem Stadium hat der Stern die folgenden Eigenschaften. Trotz einer so kleinen und kompakten Größe eines Sterns wiegt seine Sternmaterie genau so viel, wie für seine Existenz erforderlich ist. Mit anderen Worten, Weiße Zwerge, deren Radien 100-mal kleiner sind als der Radius der Sonnenscheibe, haben eine Masse, die der Masse der Sonne entspricht oder sogar mehr wiegt als unser Stern.
Dies deutet darauf hin, dass die Dichte eines Weißen Zwergs millionenfach höher ist als die Dichte gewöhnlicher Sterne innerhalb der Hauptreihe. Beispielsweise beträgt die Dichte unseres Sterns 1,41 g/cm³, während die Dichte von Weißen Zwergen kolossale Werte von 105-110 g/cm³ erreichen kann.
In Ermangelung eigener Energiequellen kühlen solche Objekte allmählich ab bzw. haben eine niedrige Temperatur. Auf der Oberfläche von Weißen Zwergen wurden Temperaturen im Bereich von 5000 bis 50000 Grad Kelvin gemessen. Je älter der Stern, desto niedriger seine Temperatur.
Beispielsweise hat der Nachbar des hellsten Sterns an unserem Himmel Sirius A, der Weiße Zwerg Sirius B, eine Oberflächentemperatur von nur 2100 Grad Kelvin. Im Inneren dieses Himmelskörpers ist es viel heißer, fast 10.000 °K. Sirius B war der erste der von Astronomen entdeckten Weißen Zwerge. Die Farbe der Weißen Zwerge, die nach Sirius B entdeckt wurden, stellte sich als dasselbe Weiß heraus, was der Grund dafür war, dieser Klasse von Sternen einen solchen Namen zu geben.
In Bezug auf die Helligkeit ist Sirius A 22-mal so hell wie unsere Sonne, aber seine Schwester Sirius B leuchtet mit einem schwachen Licht und ist seinem blendenden Nachbarn in der Helligkeit deutlich unterlegen. Dank Bildern von Sirius, die mit dem Chandra-Röntgenteleskop aufgenommen wurden, war es möglich, die Anwesenheit eines Weißen Zwergs zu entdecken. Weiße Zwerge haben kein ausgeprägtes Lichtspektrum, daher werden solche Sterne gemeinhin als eher kalte dunkle kosmische Objekte angesehen. Bei Infrarot- und Röntgenstrahlen leuchtet Sirius B viel heller, während er weiterhin eine enorme Menge an Wärmeenergie abstrahlt. Im Gegensatz zu gewöhnlichen Sternen, bei denen die Korona als Quelle von Röntgenwellen dient, ist die Strahlungsquelle in Weißen Zwergen die Photosphäre.
Da diese Sterne in Bezug auf ihre Häufigkeit außerhalb der Hauptreihe liegen, sind sie nicht die häufigsten Objekte im Universum. In unserer Galaxie machen Weiße Zwerge nur 3-10% der Himmelskörper aus. Für diesen Teil der Sternpopulation unserer Galaxie macht es die Unsicherheit der Schätzung schwierig, dass die Strahlung im sichtbaren Bereich des Polars schwach ist. Mit anderen Worten, das Licht der Weißen Zwerge ist nicht in der Lage, die großen Ansammlungen von kosmischem Gas zu überwinden, aus denen die Arme unserer Galaxie bestehen.
Ein wissenschaftlicher Blick auf die Entstehungsgeschichte der Weißen Zwerge
Weiter in den Himmelskörpern entsteht anstelle der ausgetrockneten Hauptquellen thermonuklearer Energie eine neue Quelle thermonuklearer Energie, die Triple-Helium-Reaktion oder der Triple-Alpha-Prozess, der für den Helium-Ausbrand sorgt. Diese Annahmen wurden vollständig bestätigt, als es möglich wurde, das Verhalten von Sternen im Infrarotbereich zu beobachten. Das Lichtspektrum eines gewöhnlichen Sterns unterscheidet sich deutlich von dem Bild, das wir beim Betrachten von Roten Riesen und Weißen Zwergen beobachten. Für die entarteten Kerne solcher Sterne gibt es eine obere Massengrenze, sonst wird der Himmelskörper physikalisch instabil und es kann zum Kollaps kommen.
Es ist fast unmöglich, eine so hohe Dichte, die Weiße Zwerge haben, mit physikalischen Gesetzen zu erklären. Die ablaufenden Prozesse wurden erst dank der Quantenmechanik deutlich, die es ermöglichte, den Zustand des Elektronengases der Sternmaterie zu untersuchen. Im Gegensatz zu einem gewöhnlichen Stern, bei dem Gas verwendet wird, um den Zustand zu untersuchen Standardmodell, in Weißen Zwergen, beschäftigen sich Wissenschaftler mit dem Druck des relativistisch entarteten Elektronengases. Im Klartext gesprochen ist folgendes zu beachten. Bei einer enormen Komprimierung von 100 oder mehr Mal wird die Sternsubstanz wie ein großes Atom, in dem alle Atombindungen und Ketten miteinander verschmelzen. In diesem Zustand bilden die Elektronen ein entartetes Elektronengas, dessen Quantenneubildung der Schwerkraft widerstehen kann. Dieses Gas bildet einen dichten Kern ohne Schale.
Eine detaillierte Untersuchung von Weißen Zwergen mit Radioteleskopen und Röntgenoptiken ergab, dass diese Himmelsobjekte nicht so einfach und langweilig sind, wie es auf den ersten Blick erscheinen mag. Angesichts des Fehlens solcher Sterne im Inneren thermonukleare Reaktionen, stellt sich unwillkürlich die Frage - woher kommt der enorme Druck, der es geschafft hat, die Schwerkraft und die Kräfte der inneren Anziehung auszugleichen.
Als Ergebnis der Forschung Physiker Auf dem Gebiet der Quantenmechanik wurde ein White-Dwarf-Modell erstellt. Unter dem Einfluss der Gravitationskräfte wird die Sternmaterie so stark komprimiert, dass die Elektronenhüllen der Atome zerstört werden, die Elektronen ihre eigene chaotische Bewegung beginnen und von einem Zustand in einen anderen übergehen. Die Kerne von Atomen bilden in Abwesenheit von Elektronen ein System, das eine starke und stabile Bindung untereinander bildet. In der Sternmaterie gibt es so viele Elektronen, dass viele Zustände gebildet werden bzw. die Geschwindigkeit der Elektronen erhalten bleibt. Die hohe Geschwindigkeit der Elementarteilchen erzeugt einen enormen Innendruck des von Elektronen entarteten Gases, das der Schwerkraft widerstehen kann.
Wann wurden Weiße Zwerge bekannt?
Trotz der Tatsache, dass Sirius B als der erste von Astrophysikern entdeckte Weiße Zwerg gilt, gibt es Befürworter der Version der früheren Bekanntschaft der wissenschaftlichen Gemeinschaft mit Sternobjekten dieser Klasse. Bereits 1785 nahm der Astronom Herschel erstmals ein Dreifachsternsystem im Sternbild Eridanus in den Sternenkatalog auf und teilte alle Sterne separat ein. Erst 125 Jahre später entdeckten Astronomen eine ungewöhnlich geringe Leuchtkraft von 40 Eridani B bei hoher Farbtemperatur, was der Grund für die Einordnung solcher Objekte in eine eigene Klasse war.
Das Objekt hatte eine schwache Brillanz, die einer Helligkeit von +9,52 m entsprach. Der Weiße Zwerg hatte eine Masse von ½ Sonne und einen kleineren Durchmesser als die Erde. Diese Parameter widersprachen der Theorie der inneren Struktur von Sternen, bei der die Leuchtkraft, der Radius und die Temperatur der Sternoberfläche die Schlüsselparameter für die Bestimmung der Klasse eines Sterns waren. Der kleine Durchmesser, geringe Leuchtkraft aus physikalischer Sicht entsprach nicht der hohen Farbtemperatur. Diese Diskrepanz warf viele Fragen auf.
Ähnlich sah die Situation bei einem anderen Weißen Zwerg aus, Sirus B. Als Satellit des hellsten Sterns hat der Weiße Zwerg eine geringe Größe und eine enorme Dichte an Sternmaterie - 106 g / cm3. Zum Vergleich: Die Substanz dieses Himmelskörpers mit der Menge einer Streichholzschachtel würde auf unserem Planeten mehr als eine Million Tonnen wiegen. Die Temperatur dieses Zwergs ist 2,5-mal höher Hauptstern Sirius-Systeme.
Neueste wissenschaftliche Erkenntnisse
Die Himmelskörper, mit denen wir es zu tun haben, sind ein natürliches Versuchsfeld, dank dessen eine Person die Struktur der Sterne und die Stadien ihrer Entwicklung studieren kann. Wenn die Geburt von Sternen durch physikalische Gesetze erklärt werden kann, die in jeder Umgebung gleich wirken, dann wird die Evolution von Sternen durch völlig andere Prozesse repräsentiert. wissenschaftliche Erklärung Viele von ihnen fallen in die Kategorie der Quantenmechanik, der Wissenschaft der Elementarteilchen.
Weiße Zwerge sehen in diesem Licht wie die mysteriösesten Objekte aus:
- Erstens sieht der Prozess der Degeneration des Sternkerns sehr merkwürdig aus, wodurch die Sternmaterie im Weltraum nicht auseinanderfliegt, sondern im Gegenteil auf unvorstellbare Größen schrumpft;
- Zweitens bleiben Weiße Zwerge ohne thermonukleare Reaktionen ziemlich heiße Weltraumobjekte;
- Drittens haben diese Sterne mit hoher Farbtemperatur eine geringe Leuchtkraft.
Wissenschaftler aller Couleur, Astrophysiker, Physiker und Nuklearwissenschaftler müssen noch Antworten auf diese und viele andere Fragen geben, die es uns ermöglichen, das Schicksal unserer einheimischen Koryphäe vorherzusagen. Die Sonne ist dazu bestimmt, ein Weißer Zwerg zu werden, aber es bleibt fraglich, ob ein Mensch die Sonne in dieser Rolle beobachten kann.
Wenn Sie Fragen haben, hinterlassen Sie diese in den Kommentaren unter dem Artikel. Wir oder unsere Besucher beantworten sie gerne.
Der deutsche Astronom Friedrich Wilhelm Bessel beobachtete mehrere Jahre lang die Eigenbewegungen am Himmel zweier heller Sterne – Sirius und Procyon – und stellte 1844 fest, dass sich beide nicht auf geraden Linien bewegten, sondern auf charakteristischen wellenförmigen Bahnen. Die Entdeckung veranlasste den Wissenschaftler zu der Idee, dass jeder dieser Sterne einen für uns unsichtbaren Begleiter hat, das heißt, es handelt sich um ein physisches Doppelsternsystem.
Aber die Sonne, fast so massereich wie Sirius B, würde aus ihrer Entfernung fast so hell scheinen wie der Nordstern. Warum wurde Sirius B 18 Jahre lang als „unsichtbarer Satellit“ betrachtet? Vielleicht wegen des geringen Winkelabstands zwischen ihm und Sirius A? Nicht nur. Wie sich später herausstellte, ist es aufgrund seiner geringen Leuchtkraft, die 400-mal geringer ist als die Leuchtkraft der Sonne, für das bloße Auge offensichtlich unzugänglich. Richtig, ganz am Anfang des 20. Jahrhunderts. Diese Entdeckung schien nicht besonders seltsam, da einige Sterne mit geringer Leuchtkraft bekannt waren und die Beziehung zwischen der Masse eines Sterns und seiner Leuchtkraft noch nicht festgestellt worden war. Erst als die Emissionsspektren von Sirius B und Procyon B sowie Messungen ihrer Temperatur erhalten wurden, wurde die "Abnormalität" dieser Sterne offensichtlich.
In der Physik gibt es ein solches Konzept - absolut schwarzer Körper. Nein, das ist kein Synonym für Schwarz Löcher- im Gegensatz zu ihr kann ein komplett schwarzer Körper blendend strahlen! Es wird als absolut schwarz bezeichnet, weil es per Definition alle auf es einfallende elektromagnetische Strahlung absorbiert. Die Theorie besagt, dass der gesamte Lichtstrom (über den gesamten Wellenlängenbereich) von einer Einheitsfläche eines absolut schwarzen Körpers nicht von seiner Struktur oder chemischen Zusammensetzung abhängt, sondern nur von der Temperatur bestimmt wird. Nach dem Stefan-Boltzmann-Gesetz ist seine Leuchtkraft proportional zur vierten Potenz der Temperatur. Ein absolut schwarzer Körper ist wie ein ideales Gas nur ein physikalisches Modell, das in der Praxis nie strikt umgesetzt wird. Die spektrale Zusammensetzung des Sternenlichts im sichtbaren Bereich des Spektrums ist jedoch ziemlich nah an "Schwarzkörper". Daher können wir davon ausgehen, dass das Schwarzkörpermodell als Ganzes die Strahlung eines echten Sterns korrekt beschreibt.
wirksame Temperatur Die Temperatur eines Sterns ist die Temperatur eines absolut schwarzen Körpers, der die gleiche Energiemenge von einer Einheitsfläche abstrahlt. Im Allgemeinen ist sie nicht gleich der Temperatur der Photosphäre des Sterns. Dennoch ist dies ein objektives Merkmal, mit dem andere Eigenschaften eines Sterns bewertet werden können: Leuchtkraft, Größe usw.
In den 10er Jahren. Im 20. Jahrhundert unternahm der amerikanische Astronom Walter Adams einen Versuch, die effektive Temperatur von Sirius B zu bestimmen. Sie betrug 8000 K, und später stellte sich heraus, dass der Astronom sich irrte und tatsächlich sogar noch höher liegt (etwa 10.000 K). Folglich hätte die Leuchtkraft dieses Sterns, wenn er die Größe der Sonne hätte, mindestens 10-mal größer sein müssen als die der Sonne. Die beobachtete Leuchtkraft von Sirius B ist, wie wir wissen, 400-mal geringer als die der Sonne, d.h. sie erweist sich als mehr als 4000-mal geringer als erwartet! Der einzige Ausweg aus diesem Widerspruch ist die Annahme, dass Sirius B eine viel kleinere sichtbare Oberfläche und damit einen kleineren Durchmesser hat. Berechnungen haben ergeben, dass Sirius B nur 2,5-mal so groß ist mehr Erde. Aber es behält die Sonnenmasse bei - es stellt sich heraus, dass seine durchschnittliche Dichte fast 100.000 Mal größer sein sollte als die der Sonne! Viele Astronomen weigerten sich, an die Existenz solcher exotischen Objekte zu glauben.
Erst 1924, hauptsächlich aufgrund der Bemühungen des englischen Astrophysikers Arthur Eddington, der die Theorie der inneren Struktur des Sterns entwickelte. Die kompakten Satelliten von Sirius und Procyon wurden schließlich von der astronomischen Gemeinschaft als echte Vertreter einer völlig neuen Klasse von Sternen anerkannt, die jetzt als Weiße Zwerge bekannt sind. „Weiß“ – weil die ersten Vertreter dieser Art heiße blau-weiße Gestirne waren, „Zwerge“ – weil sie sehr kleine Leuchtkräfte und Größen haben.
Wie wir bereits herausgefunden haben, ist die Dichte von Weißen Zwergen viele tausend Mal höher als die von gewöhnlichen Sternen. Das bedeutet, dass sich ihre Substanz in einem besonderen, bisher unbekannten Aggregatzustand befinden muss. Darauf deuteten auch die ungewöhnlichen Spektren der Weißen Zwerge hin.
Erstens sind ihre Absorptionslinien um ein Vielfaches breiter als die normaler Sterne. Zweitens können Wasserstofflinien in den Spektren von Weißen Zwergen bei so hohen Temperaturen vorhanden sein, bei denen sie in den Spektren gewöhnlicher Sterne fehlen, da der gesamte Wasserstoff ionisiert ist. All dies wurde theoretisch durch den sehr hohen Materiedruck in den Atmosphären von Weißen Zwergen erklärt.
Das nächste Merkmal der Spektren dieser exotischen Sterne ist, dass die Linien aller chemischen Elemente im Vergleich zu den entsprechenden Linien in den Spektren, die in terrestrischen Labors erhalten wurden, leicht rotverschoben sind. Dies ist der Effekt der sogenannten gravitativen Rotverschiebung, da die Erdbeschleunigung auf der Oberfläche eines Weißen Zwergs um ein Vielfaches größer ist als auf der Erde.
Tatsächlich folgt aus dem Gesetz der universellen Gravitation, dass die Erdbeschleunigung auf der Oberfläche eines Sterns direkt proportional zu seiner Masse und umgekehrt proportional zum Quadrat des Radius ist. Die Masse der Weißen Zwerge ist nahe an der Masse normaler Sterne, und die Radien sind um ein Vielfaches kleiner. Daher ist die Erdbeschleunigung auf der Oberfläche von Weißen Zwergen sehr groß: etwa 10 5 - 10 6 m/s 2 . Denken Sie daran, dass es auf der Erde 9,8 m / s 2 ist, dh 10.000 - 100.000 Mal weniger.
Entsprechend der identifizierten chemischen Zusammensetzung werden die Spektren von Weißen Zwergen in zwei Kategorien eingeteilt: einige mit Wasserstofflinien, andere ohne Wasserstofflinien, aber mit Linien aus neutralem oder ionisiertem Helium oder schweren Elementen. „Wasserstoff“-Zwerge haben teilweise eine deutlich höhere Temperatur (bis zu 60.000 K und höher) als „Helium“-Zwerge (11.000 – 20.000 K). Auf dieser Grundlage kamen die Wissenschaftler zu dem Schluss, dass die Substanz des letzteren praktisch frei von Wasserstoff ist.
Außerdem wurden Weiße Zwerge entdeckt, deren Spektren nicht mit der Wissenschaft bekannten chemischen Elementen und Verbindungen identifiziert werden konnten. Später wurde festgestellt, dass diese Sterne Magnetfelder haben, die 1.000 bis 100.000 Mal stärker sind als die auf der Sonne. Bei solchen Magnetfeldstärken sind die Spektren von Atomen und Molekülen unkenntlich verzerrt, sodass sie schwer zu identifizieren sind.
In den Tiefen der Weißen Zwerge kann die Dichte Werte in der Größenordnung von 10 10 kg/m 3 erreichen. Bei solchen Dichtewerten (und sogar bei niedrigeren, typisch für die äußeren Schichten von Weißen Zwergen) physikalische Eigenschaften Gas stark verändern und die Gesetze eines idealen Gases sind darauf nicht mehr anwendbar. Mitte der 20er Jahre. Der italienische Physiker Enrico Fermi entwickelte eine Theorie, die die Eigenschaften von Gasen mit für Weiße Zwerge charakteristischen Dichten beschreibt. Es stellte sich heraus, dass der Druck eines solchen Gases nicht von seiner Temperatur bestimmt wird. Sie bleibt auch dann hoch, wenn die Materie auf den absoluten Nullpunkt abkühlt! Ein Gas mit diesen Eigenschaften wird genannt degenerieren.
1926 wendete der englische Physiker Ralph Fowler die Theorie entarteter Gase erfolgreich auf Weiße Zwerge an (und erst später fand Fermis Theorie zahlreiche Anwendungen in der „irdischen“ Physik). Basierend auf dieser Theorie wurden zwei wichtige Schlussfolgerungen gezogen. Erstens wird der Radius eines Weißen Zwergs für eine gegebene chemische Zusammensetzung der Materie eindeutig durch seine Masse bestimmt. Zweitens kann die Masse eines Weißen Zwergs einen bestimmten kritischen Wert nicht überschreiten, dessen Wert ungefähr 1,4 Sonnenmassen beträgt.
Weitere Beobachtungen und Studien bestätigten diese theoretischen Prämissen und ermöglichten den endgültigen Schluss, dass es in den Tiefen der Weißen Zwerge praktisch keinen Wasserstoff gibt. Da die Theorie des entarteten Gases die beobachteten Eigenschaften von Weißen Zwergen gut erklärte, begannen sie, sie zu nennen degenerierte Sterne. Der nächste Schritt war die Konstruktion einer Theorie ihrer Entstehung.
BEIM moderne Theorie In der Sternentwicklung gelten Weiße Zwerge als Endstadium in der Entwicklung von Sternen mittlerer und geringer Masse (weniger als 3–4 Sonnenmassen).
Nachdem der gesamte Wasserstoff in den zentralen Regionen eines alternden Sterns ausgebrannt ist, sollte sein Kern schrumpfen und sich erwärmen. In diesem Fall dehnen sich die äußeren Schichten stark aus, die effektive Temperatur des Sterns sinkt und er wird zu einem Roten Riesen. Die resultierende dünne Hülle des Sterns ist sehr schwach an den Kern gebunden und löst sich schließlich im Weltraum auf. Anstelle des ehemaligen Roten Riesen bleibt ein sehr heißer und kompakter Stern, der hauptsächlich aus Helium besteht - ein Weißer Zwerg. Aufgrund seiner hohen Temperatur emittiert es hauptsächlich im ultravioletten Bereich und ionisiert das Gas der expandierenden Hülle.
Die expandierenden Hüllen um heiße Sterne sind seit langem bekannt. Sie werden gerufen Planetarische Nebel und wurden im 18. Jahrhundert entdeckt. Wilhelm Herschel. Ihre beobachtete Anzahl stimmt gut mit der Anzahl der Roten Riesen und Weißen Zwerge überein und folglich mit der Tatsache, dass der Hauptmechanismus für die Bildung von Weißen Zwergen die Entwicklung gewöhnlicher Sterne mit dem Ausstoß einer Gashülle im Stadium der Roten Riesen ist .
In engen Doppelsternsystemen liegen die Komponenten so nahe beieinander, dass ein Materieaustausch zwischen ihnen stattfindet. Die geschwollene Hülle eines Roten Riesen fließt ständig auf einen Nachbarstern, bis nur noch ein Weißer Zwerg davon übrig ist. Die wahrscheinlich ersten entdeckten Vertreter der Weißen Zwerge – Sirius B und Procyon B – sind auf diese Weise entstanden.
Ende der 40er Jahre. Der sowjetische Astrophysiker Samuil Aronovich Kaplan zeigte, dass die Strahlung von Weißen Zwergen zu ihrer Abkühlung führt. Das bedeutet, dass diese Sterne keine internen Energiequellen haben. Kaplan baute auch eine quantitative Theorie der Abkühlung von Weißen Zwergen auf, und zwar in den frühen 50er Jahren. Britische und französische Wissenschaftler kamen zu ähnlichen Schlussfolgerungen. Allerdings kühlen diese Sterne aufgrund der kleinen Oberfläche extrem langsam ab.
Die meisten beobachteten Eigenschaften von Weißen Zwergen könnten also durch die enormen und sehr starken Werte der Dichte ihrer Materie erklärt werden Schwerkraftfeld auf ihren Oberflächen. Das macht Weiße Zwerge zu einzigartigen Objekten: Die Bedingungen, unter denen sich ihre Materie in irdischen Labors befindet, lassen sich noch nicht reproduzieren.
Wenn Sie den Nachthimmel genau betrachten, können Sie leicht feststellen, dass die Sterne, die uns betrachten, unterschiedliche Farben haben. Bläulich, weiß, rot leuchten sie gleichmäßig oder flackern wie eine Weihnachtsbaumgirlande. In einem Teleskop werden Farbunterschiede deutlicher. Der Grund für diese Vielfalt liegt in der Temperatur der Photosphäre. Und entgegen einer logischen Annahme sind die heißesten nicht rote, sondern blaue, weiß-blaue und weiße Sterne. Aber der Reihe nach.
Spektrale Klassifizierung
Sterne sind riesige heiße Gasbälle. Wie wir sie von der Erde aus sehen, hängt von vielen Parametern ab. Zum Beispiel funkeln Sterne nicht wirklich. Es ist sehr leicht, sich davon zu überzeugen: Es genügt, sich an die Sonne zu erinnern. Der Flimmereffekt entsteht dadurch, dass das Licht, das von kosmischen Körpern zu uns kommt, das interstellare Medium voller Staub und Gas überwindet. Eine andere Sache ist die Farbe. Sie ist eine Folge der Erwärmung der Schalen (insbesondere der Photosphäre) auf bestimmte Temperaturen. Die wahre Farbe kann von der sichtbaren abweichen, aber der Unterschied ist normalerweise gering.
Heute wird die Harvard-Spektralklassifikation von Sternen auf der ganzen Welt verwendet. Es ist eine Temperaturmessung und basiert auf der Form und relativen Intensität der Spektrallinien. Jede Klasse entspricht den Sternen einer bestimmten Farbe. Die Klassifikation wurde 1890-1924 am Harvard Observatory entwickelt.
Ein rasierter Engländer kaut Datteln wie Karotten
Es gibt sieben Hauptspektralklassen: O-B-A-F-G-K-M. Diese Sequenz spiegelt eine allmähliche Abnahme der Temperatur wider (von O nach M). Um sich daran zu erinnern, gibt es spezielle mnemotechnische Formeln. Auf Russisch klingt einer davon so: "One Shaved Englishman Chewed Dates Like Carrots." Zwei weitere werden zu diesen Klassen hinzugefügt. Die Buchstaben C und S bezeichnen kalte Leuchten mit Metalloxidbanden im Spektrum. Betrachten Sie die Sternklassen genauer:
- Klasse O zeichnet sich durch die höchste Oberflächentemperatur aus (von 30 bis 60.000 Kelvin). Sterne dieses Typs übertreffen die Masse der Sonne um das 60-fache und den Radius um das 15-fache. Ihre sichtbare Farbe ist blau. In Sachen Leuchtkraft sind sie unserem Stern mehr als eine Million Mal voraus. Der zu dieser Klasse gehörende blaue Stern HD93129A zeichnet sich durch eine der höchsten Leuchtkraft unter den bekannten kosmischen Körpern aus. Laut diesem Indikator ist es der Sonne 5 Millionen Mal voraus. Der blaue Stern befindet sich in einer Entfernung von 7,5 Tausend Lichtjahren von uns.
- Klasse B hat eine Temperatur von 10-30.000 Kelvin, eine Masse, die 18-mal größer ist als der gleiche Parameter der Sonne. Dies sind weiß-blaue und weiße Sterne. Ihr Radius ist 7-mal größer als der der Sonne.
- Klasse A ist durch eine Temperatur von 7,5 bis 10.000 Kelvin, einen Radius und eine Masse gekennzeichnet, die das 2,1- bzw. 3,1-fache der ähnlichen Parameter der Sonne überschreiten. Das sind weiße Sterne.
- Klasse F: Temperatur 6000-7500 K. Die Masse ist 1,7-mal größer als die Sonne, der Radius beträgt 1,3. Von der Erde aus sehen solche Sterne auch weiß aus, ihre wahre Farbe ist gelblich-weiß.
- Klasse G: Temperatur 5-6 Tausend Kelvin. Die Sonne gehört zu dieser Klasse. Die sichtbare und wahre Farbe solcher Sterne ist gelb.
- Klasse K: Temperatur 3500-5000 K. Der Radius und die Masse sind kleiner als die Sonne, sie betragen 0,9 und 0,8 der entsprechenden Parameter des Sterns. Die Farbe dieser Sterne von der Erde aus gesehen ist gelblich-orange.
- Klasse M: Temperatur 2-3,5 Tausend Kelvin. Die Masse und der Radius sind 0,3 und 0,4 der ähnlichen Parameter der Sonne. Von der Oberfläche unseres Planeten sehen sie rot-orange aus. Beta-Andromedae und Alpha-Pfifferlinge gehören zur M-Klasse. Der leuchtend rote Stern, der vielen bekannt ist, ist Beteigeuze (Alpha Orionis). Am besten sucht man ihn im Winter am Himmel. Der rote Stern befindet sich oben und leicht links
Jede Klasse ist in Unterklassen von 0 bis 9 unterteilt, dh von der heißesten bis zur kältesten. Die Anzahl der Sterne zeigt die Zugehörigkeit zu einem bestimmten Spektraltyp und den Grad der Erwärmung der Photosphäre im Vergleich zu anderen Leuchten in der Gruppe. Zum Beispiel gehört die Sonne zur Klasse G2.
visuelles Weiß
Daher können die Sternklassen B bis F von der Erde aus weiß aussehen. Und nur Gegenstände, die zum A-Typ gehören, haben tatsächlich diese Färbung. So erscheinen die Sterne Saif (das Sternbild Orion) und Algol (Beta Perseus) einem Beobachter, der nicht mit einem Teleskop bewaffnet ist, weiß. Sie gehören zur Spektralklasse B. Ihre wahre Farbe ist blau-weiß. Ebenfalls weiß erscheinen Mythrax und Procyon, die hellsten Sterne in den Himmelszeichnungen von Perseus und Canis Minor. Ihre wahre Farbe ist jedoch eher gelb (Klasse F).
Warum sind Sterne für einen irdischen Beobachter weiß? Die Farbe wird aufgrund der großen Entfernung verzerrt, die unseren Planeten von ähnlichen Objekten trennt, sowie von voluminösen Staub- und Gaswolken, die oft im Weltraum zu finden sind.
Klasse a
Weiße Sterne zeichnen sich durch eine nicht so hohe Temperatur aus wie Vertreter der Klassen O und B. Ihre Photosphäre erwärmt sich auf 7,5-10.000 Kelvin. Sterne der Spektralklasse A sind viel größer als die Sonne. Ihre Leuchtkraft ist auch größer - etwa 80-mal.
In den Spektren von A-Sternen sind Wasserstofflinien der Balmer-Reihe stark ausgeprägt. Die Linien anderer Elemente sind merklich schwächer, aber sie werden signifikanter, wenn Sie von der Unterklasse A0 zu A9 wechseln. Riesen und Überriesen der Spektralklasse A zeichnen sich durch etwas weniger ausgeprägte Wasserstofflinien aus als Hauptreihensterne. Bei diesen Leuchten machen sich die Schwermetalllinien deutlicher bemerkbar.
Viele eigenartige Sterne gehören zur Spektralklasse A. Dieser Begriff bezieht sich auf Leuchten, die auffällige Merkmale im Spektrum und in physikalischen Parametern aufweisen, was ihre Klassifizierung erschwert. Zum Beispiel ziemlich seltene Sterne Boötes Lambda-Typen zeichnen sich durch einen Mangel an Schwermetallen und eine sehr langsame Rotation aus. Zu den besonderen Leuchten gehören auch Weiße Zwerge.
Klasse A umfasst so helle Objekte am Nachthimmel wie Sirius, Menkalinan, Aliot, Castor und andere. Lernen wir sie besser kennen.
Alpha Canis Major
Sirius ist der hellste, wenn auch nicht der nächste Stern am Himmel. Seine Entfernung beträgt 8,6 Lichtjahre. Für einen irdischen Beobachter erscheint es so hell, weil es eine beeindruckende Größe hat und doch nicht so weit entfernt ist wie viele andere große und helle Objekte. Der sonnennächste Stern ist Sirius in dieser Liste auf dem fünften Platz.
Es bezieht sich auf und ist ein System aus zwei Komponenten. Sirius A und Sirius B sind durch 20 astronomische Einheiten getrennt und rotieren mit einem Zeitraum von knapp 50 Jahren. Die erste Komponente des Systems, ein Hauptreihenstern, gehört zum Spektraltyp A1. Seine Masse ist doppelt so groß wie die der Sonne und sein Radius beträgt das 1,7-fache. Es kann mit bloßem Auge von der Erde aus beobachtet werden.
Die zweite Komponente des Systems ist ein Weißer Zwerg. Der Stern Sirius B hat fast die gleiche Masse wie unsere Leuchte, was für solche Objekte nicht typisch ist. Typischerweise sind Weiße Zwerge durch eine Masse von 0,6-0,7 Sonnenmassen gekennzeichnet. Gleichzeitig kommen die Dimensionen von Sirius B denen der Erde nahe. Es wird angenommen, dass für diesen Stern vor etwa 120 Millionen Jahren das Stadium der Weißen Zwerge begann. Als sich Sirius B auf der Hauptreihe befand, war es wahrscheinlich ein Koryphäe mit einer Masse von 5 Sonnenmassen und gehörte zur Spektralklasse B.
Laut Wissenschaftlern wird Sirius A in etwa 660 Millionen Jahren in die nächste Evolutionsstufe übergehen. Dann verwandelt es sich in einen roten Riesen und wenig später in einen weißen Zwerg, wie sein Begleiter.
Alpha-Adler
Wie Sirius sind viele weiße Sterne, deren Namen unten angegeben sind, aufgrund ihrer Helligkeit und häufigen Erwähnung auf den Seiten der Science-Fiction-Literatur nicht nur astronomiebegeisterten Menschen bekannt. Altair ist eine dieser Koryphäen. Alpha Eagle findet sich zum Beispiel in Steven King. Am Nachthimmel ist dieser Stern aufgrund seiner Helligkeit und relativ geringen Nähe gut sichtbar. Die Entfernung zwischen Sonne und Altair beträgt 16,8 Lichtjahre. Von den Sternen der Spektralklasse A ist uns nur Sirius näher.
Altair ist 1,8-mal so massereich wie die Sonne. Sein charakteristisches Merkmal ist eine sehr schnelle Rotation. Der Stern dreht sich in weniger als neun Stunden einmal um seine Achse. Die Rotationsgeschwindigkeit in Äquatornähe beträgt 286 km/s. Dadurch wird der „flinke“ Altair von den Stangen plattgedrückt. Außerdem nehmen aufgrund der elliptischen Form die Temperatur und Helligkeit des Sterns von den Polen zum Äquator ab. Dieser Effekt wird als „Schwerkraftverdunklung“ bezeichnet.
Ein weiteres Merkmal von Altair ist, dass sich seine Brillanz im Laufe der Zeit ändert. Es gehört zu den Variablen vom Typ Delta Shield.
Alpha Lyrae
Vega ist nach der Sonne der am besten untersuchte Stern. Alpha Lyrae ist der erste Stern, dessen Spektrum bestimmt wurde. Sie wurde auch die zweite Koryphäe nach der Sonne, die auf dem Foto festgehalten wurde. Wega gehörte auch zu den ersten Sternen, zu denen Wissenschaftler die Entfernung mit der Parlax-Methode maßen. Lange Zeit wurde die Helligkeit des Sterns bei der Bestimmung der Helligkeit anderer Objekte mit 0 angenommen.
Lyras Alpha ist sowohl dem Amateurastronomen als auch dem einfachen Beobachter gut bekannt. Er ist der fünfthellste unter den Sternen und gehört zusammen mit Altair und Deneb zum Asterismus des Sommerdreiecks.
Die Entfernung von der Sonne zur Wega beträgt 25,3 Lichtjahre. Sein äquatorialer Radius und seine Masse sind 2,78- bzw. 2,3-mal größer als die ähnlichen Parameter unseres Sterns. Die Form eines Sterns ist weit davon entfernt, eine perfekte Kugel zu sein. Der Durchmesser am Äquator ist deutlich größer als an den Polen. Der Grund ist die enorme Rotationsgeschwindigkeit. Am Äquator erreicht es 274 km / s (für die Sonne beträgt dieser Parameter etwas mehr als zwei Kilometer pro Sekunde).
Eines der Merkmale von Vega ist die Staubscheibe, die es umgibt. Es wird vermutet, dass es daraus resultierte eine große Anzahl Kollisionen von Kometen und Meteoriten. Die Staubscheibe dreht sich um den Stern und wird durch seine Strahlung erhitzt. Dadurch erhöht sich die Intensität der Infrarotstrahlung von Vega. Vor nicht allzu langer Zeit wurden Asymmetrien in der Scheibe entdeckt. Ihre wahrscheinliche Erklärung ist, dass der Stern mindestens einen Planeten hat.
Alpha-Zwillinge
Das zweithellste Objekt im Sternbild Zwillinge ist Castor. Er gehört wie die bisherigen Koryphäen zur Spektralklasse A. Castor ist einer der hellsten Sterne am Nachthimmel. In der entsprechenden Liste steht er auf Platz 23.
Castor ist ein Mehrfachsystem, das aus sechs Komponenten besteht. Die beiden Hauptelemente (Castor A und Castor B) kreisen um einen gemeinsamen Schwerpunkt mit einer Periode von 350 Jahren. Jeder der beiden Sterne ist ein spektrales Binärsystem. Die Komponenten Castor A und Castor B sind weniger hell und gehören vermutlich zum M-Spektraltyp.
Castor C wurde nicht sofort mit dem System verbunden. Ursprünglich wurde es als unabhängiger Stern YY Gemini bezeichnet. Bei der Erforschung dieser Himmelsregion wurde bekannt, dass diese Leuchte physikalisch mit dem Castor-System verbunden war. Der Stern dreht sich um einen allen Komponenten gemeinsamen Massenschwerpunkt mit einer Periode von mehreren zehntausend Jahren und ist auch ein spektraler Doppelstern.
Beta Aurigae
Die Himmelszeichnung des Wagenlenkers umfasst etwa 150 "Punkte", viele davon sind weiße Sterne. Die Namen der Koryphäen werden einer Person, die weit von der Astronomie entfernt ist, wenig sagen, aber das ändert nichts an ihrer Bedeutung für die Wissenschaft. Das hellste Objekt im Himmelsmuster, das zur Spektralklasse A gehört, ist Mencalinan oder Beta Aurigae. Der Name des Sterns bedeutet auf Arabisch "Schulter des Besitzers der Zügel".
Mencalinan ist ein ternäres System. Seine beiden Komponenten sind Unterriesen der Spektralklasse A. Die Helligkeit jeder von ihnen übersteigt den ähnlichen Parameter der Sonne um das 48-fache. Sie sind durch einen Abstand von 0,08 astronomischen Einheiten voneinander getrennt. Die dritte Komponente ist ein Roter Zwerg in einer Entfernung von 330 AE von dem Paar. e.
Epsilon Ursa Major
Der hellste „Punkt“ im vielleicht berühmtesten Sternbild des Nordhimmels (Ursa Major) ist Aliot, ebenfalls zur Klasse A gehörend. Die scheinbare Helligkeit beträgt 1,76. In der Liste der hellsten Koryphäen belegt der Stern den 33. Platz. Alioth tritt in den Asterismus des Großen Wagens ein und befindet sich näher an der Schale als andere Koryphäen.
Das Aliot-Spektrum ist durch ungewöhnliche Linien gekennzeichnet, die mit einer Periode von 5,1 Tagen schwanken. Es wird angenommen, dass die Merkmale mit dem Einfluss des Magnetfelds des Sterns zusammenhängen. Schwankungen im Spektrum können nach neuesten Daten durch die Nähe eines kosmischen Körpers mit einer Masse von fast 15 Jupitermassen auftreten. Ob dem so ist, ist noch ein Rätsel. Sie, wie andere Geheimnisse der Sterne, versuchen Astronomen jeden Tag zu verstehen.
Weiße Zwerge
Die Geschichte über weiße Sterne wäre unvollständig, wenn wir nicht jenes Stadium in der Entwicklung der Sterne erwähnen, das als "weißer Zwerg" bezeichnet wird. Solche Objekte erhielten ihren Namen aufgrund der Tatsache, dass die ersten von ihnen entdeckten zur Spektralklasse A gehörten. Es waren Sirius B und 40 Eridani B. Heute werden Weiße Zwerge als eine der Optionen für das letzte Lebensstadium eines Sterns bezeichnet.
Lassen Sie uns näher auf den Lebenszyklus der Leuchten eingehen.
Sternenentwicklung
Sterne werden nicht in einer Nacht geboren: Jeder von ihnen durchläuft mehrere Stadien. Zunächst beginnt eine Wolke aus Gas und Staub unter ihrem eigenen Einfluss zu schrumpfen und nimmt langsam die Form einer Kugel an, während die Energie der Schwerkraft in Wärme umgewandelt wird - die Temperatur des Objekts steigt. In dem Moment, in dem es einen Wert von 20 Millionen Kelvin erreicht, beginnt die Reaktion der Kernfusion. Diese Phase gilt als Beginn des Lebens eines vollwertigen Stars.
Sonnen verbringen die meiste Zeit mit der Hauptsequenz. Wasserstoffkreislaufreaktionen finden in ihren Tiefen ständig statt. Die Temperatur der Sterne kann variieren. Wenn der gesamte Wasserstoff im Kern aufhört, beginnt eine neue Evolutionsstufe. Jetzt ist Helium der Brennstoff. Gleichzeitig beginnt der Stern sich auszudehnen. Seine Leuchtkraft nimmt zu, während die Oberflächentemperatur dagegen abnimmt. Der Stern verlässt die Hauptreihe und wird zum Roten Riesen.
Die Masse des Heliumkerns nimmt allmählich zu und beginnt unter seinem eigenen Gewicht zu schrumpfen. Die Rote-Riesen-Etappe endet viel schneller als die vorherige. Der Weg, den die weitere Evolution nehmen wird, hängt von der Anfangsmasse des Objekts ab. Massearme Sterne auf der Stufe des Roten Riesen beginnen anzuschwellen. Als Ergebnis dieses Prozesses wirft das Objekt seine Hüllen ab. Der nackte Kern des Sterns wird ebenfalls gebildet. In einem solchen Kern laufen alle Fusionsreaktionen ab. Er wird Heliumweißer Zwerg genannt. Massivere Rote Riesen (bis zu einer bestimmten Grenze) entwickeln sich zu Kohlenstoffweißen Zwergen. Ihre Kerne enthalten mehr schwere Elemente als Helium.
Eigenschaften
Weiße Zwerge sind Körper, deren Masse normalerweise der Sonne sehr nahe kommt. Gleichzeitig entspricht ihre Größe der Erde. Die kolossale Dichte dieser kosmischen Körper und die in ihrer Tiefe ablaufenden Prozesse sind aus Sicht der klassischen Physik unerklärlich. Die Geheimnisse der Sterne halfen zu enthüllen Quantenmechanik.
Die Substanz der Weißen Zwerge ist ein Elektron-Kern-Plasma. Es ist fast unmöglich, es selbst in einem Labor zu entwerfen. Daher bleiben viele Eigenschaften solcher Objekte unverständlich.
Selbst wenn Sie die ganze Nacht die Sterne beobachten, werden Sie ohne spezielle Ausrüstung nicht mindestens einen Weißen Zwerg entdecken können. Ihre Leuchtkraft ist viel geringer als die der Sonne. Wissenschaftlern zufolge machen Weiße Zwerge etwa 3 bis 10 % aller Objekte in der Galaxis aus. Bisher wurden jedoch nur diejenigen von ihnen gefunden, die sich nicht weiter als 200-300 Parsec von der Erde entfernt befinden.
Weiße Zwerge entwickeln sich weiter. Unmittelbar nach der Bildung haben sie eine hohe Oberflächentemperatur, kühlen aber schnell ab. Der Theorie zufolge verwandelt sich ein Weißer Zwerg einige zehn Milliarden Jahre nach seiner Entstehung in einen Schwarzen Zwerg – einen Körper, der kein sichtbares Licht aussendet.
Ein weißer, roter oder blauer Stern unterscheidet sich für den Betrachter vor allem durch die Farbe. Der Astronom schaut tiefer. Farbe sagt für ihn sofort viel über die Temperatur, Größe und Masse des Objekts aus. Ein blauer oder hellblauer Stern ist ein riesiger heißer Ball, der der Sonne in jeder Hinsicht weit voraus ist. Etwas kleiner sind weiße Leuchten, von denen Beispiele im Artikel beschrieben sind. Auch Sternzahlen in diversen Katalogen sagen Profis viel, aber nicht alles. Eine große Menge an Informationen über das Leben entfernter Weltraumobjekte wurde entweder noch nicht erklärt oder noch nicht einmal entdeckt.
Sterne: ihre Geburt, ihr Leben und ihr Tod [Dritte Auflage, überarbeitet] Shklovsky Iosif Samuilovich
Kapitel 10 Wie sind Weiße Zwerge angeordnet?
Kapitel 10 Wie sind Weiße Zwerge angeordnet?
Als wir in § 1 die physikalischen Eigenschaften verschiedener im Hertzsprung-Russell-Diagramm aufgetragener Sterne diskutierten, wurde bereits auf die sogenannten „Weißen Zwerge“ hingewiesen. Ein typischer Vertreter dieser Klasse von Sternen ist der berühmte Satellit von Sirius, der sogenannte "Sirius B". Gleichzeitig wurde betont, dass diese seltsamen Sterne keineswegs eine seltene Kategorie einiger pathologischer „Freaks“ in unserer Galaxie sind. Im Gegenteil, es ist eine sehr zahlreiche Gruppe von Sternen. Es sollte mindestens mehrere Milliarden davon in der Galaxie geben, vielleicht sogar zehn Milliarden, also bis zu 10 % aller Sterne in unserem riesigen Sternensystem. Daher müssen Weiße Zwerge als Ergebnis eines natürlichen Prozesses entstanden sein, der in einem bemerkenswerten Teil der Sterne stattfand. Und daraus folgt, dass unser Verständnis der Welt der Sterne noch lange nicht vollständig ist, wenn wir die Natur der Weißen Zwerge nicht verstehen und die Frage nach ihrem Ursprung nicht klären. In diesem Abschnitt werden wir jedoch keine Probleme im Zusammenhang mit dem Problem der Entstehung von Weißen Zwergen diskutieren – dies wird in § 13 geschehen. Unsere Aufgabe ist es jetzt, zu versuchen, die Natur dieser erstaunlichen Objekte zu verstehen. Die Hauptmerkmale von Weißen Zwergen sind:
a. Die Masse unterscheidet sich nicht allzu sehr von der Masse der Sonne bei einem Radius, der hundertmal kleiner ist als der der Sonne. Die Abmessungen der Weißen Zwerge liegen in der gleichen Größenordnung wie die Abmessungen des Globus.
b. Daraus folgt eine enorme durchschnittliche Dichte der Substanz, die bis zu 10 6 -10 7 g / cm 3 erreicht (dh bis zu zehn Tonnen, "gepresst" in einem Kubikzentimeter!).
c. Die Leuchtkraft von Weißen Zwergen ist sehr gering: hundert- und tausendmal geringer als die der Sonne.
Beim ersten Versuch, die Verhältnisse in den Tiefen der Weißen Zwerge zu analysieren, stoßen wir sofort auf eine sehr große Schwierigkeit. In § 6 wurde eine Beziehung zwischen der Masse eines Sterns, seinem Radius und seiner zentralen Temperatur hergestellt (siehe Formel (6.2)). Da letzterer umgekehrt proportional zum Radius des Sterns sein muss, scheint es, dass die Zentraltemperaturen von Weißen Zwergen enorme Werte in der Größenordnung von vielen hundert Millionen Kelvin erreichen sollten. Bei solch monströsen Temperaturen hätte dort unverhältnismäßig viel Atomenergie freigesetzt werden müssen. Selbst unter der Annahme, dass der gesamte Wasserstoff dort "ausgebrannt" ist, sollte die dreifache Heliumreaktion ziemlich effizient sein. Die bei Kernreaktionen freigesetzte Energie muss an die Oberfläche "sickern" und in Form von Strahlung in den interstellaren Raum gelangen, die extrem stark sein sollte. Inzwischen ist die Leuchtkraft von Weißen Zwergen völlig vernachlässigbar, mehrere Größenordnungen geringer als die von "normalen" Sternen gleicher Masse. Was ist hier los?
Versuchen wir, dieses Paradoxon zu verstehen.
Zunächst einmal bedeutet eine so starke Diskrepanz zwischen der erwarteten und der beobachteten Leuchtkraft, dass Formel (6.2) § 6 einfach nicht auf Weiße Zwerge anwendbar ist. Erinnern wir uns nun, welche Grundannahmen bei der Ableitung dieser Formel getroffen wurden. Zunächst wurde angenommen, dass sich der Stern unter der Wirkung zweier Kräfte in einem Gleichgewichtszustand befindet: Schwerkraft und Gasdruck. Weiße Zwerge befinden sich zweifellos in einem Zustand des hydrostatischen Gleichgewichts, das wir in § 6 ausführlich besprochen haben. Andernfalls würden sie in kurzer Zeit aufhören zu existieren: Sie würden sich im interstellaren Raum auflösen, wenn der Druck die Schwerkraft übersteigt, oder sie würde „auf einen Punkt“ schrumpfen, wenn die Schwerkraft nicht durch Gasdruck kompensiert würde. Es besteht auch kein Zweifel an der Universalität des Gesetzes der universellen Gravitation: Die Schwerkraft wirkt überall und hängt von keiner anderen Eigenschaft der Materie ab, außer von ihrer Menge. Dann gibt es nur eine Möglichkeit: die Abhängigkeit des Gasdrucks von der Temperatur anzuzweifeln, die wir mit Hilfe des bekannten Clapeyronschen Gesetzes erhalten haben.
Dieses Gesetz gilt für ein ideales Gas. In § 6 haben wir gesehen, dass die Materie des Inneren gewöhnlicher Sterne mit hinreichender Genauigkeit als ideales Gas angesehen werden kann. Daher ist die logische Schlussfolgerung genau das dichte Materie Eingeweide von Weißen Zwergen bereits ist kein ideales Gas.
Es ist zwar vernünftig, überhaupt zu bezweifeln, ob dieser Stoff ein Gas ist? Vielleicht ist es eine Flüssigkeit oder ein Feststoff? Dass dies nicht der Fall ist, lässt sich leicht nachweisen. In der Tat sind Flüssigkeiten und Feststoffe dicht gepackt Atome, die mit ihren nicht so kleinen Elektronenhüllen in Kontakt stehen: ca. 10 -8 cm Näher als dieser Abstand können sich Atomkerne, in denen fast die gesamte Masse der Atome konzentriert ist, nicht zueinander „bewegen“. . Daraus folgt direkt, dass die durchschnittliche Dichte eines festen oder flüssigen Stoffes nicht wesentlich überschritten werden kann
20g/cm3. Die Tatsache, dass die durchschnittliche Materiedichte in Weißen Zwergen zehntausendmal höher sein kann, bedeutet, dass die Kerne dort weit weniger als 10 -8 cm voneinander entfernt sind, was bedeutet, dass die Elektronenhüllen von Atomen wie folgt sind es würden "zerkleinert und die Kerne von den Elektronen getrennt. In diesem Sinne kann man die Materie im Inneren von Weißen Zwergen als sehr dichtes Plasma bezeichnen. Aber Plasma ist in erster Linie ein Gas, also ein solcher Aggregatzustand, wenn der Abstand zwischen den ihn bildenden Teilchen die Größe der letzteren deutlich übersteigt. In unserem Fall ist der Abstand zwischen den Kernen nicht kleiner als
10 -10 cm, während die Größe der Kerne vernachlässigbar ist - etwa 10 -12 cm.
Die Substanz der Eingeweide von Weißen Zwergen ist also ein sehr dichtes ionisiertes Gas. Aufgrund seiner enormen Dichte unterscheiden sich seine physikalischen Eigenschaften jedoch stark von denen eines idealen Gases. Verwechseln Sie diesen Unterschied zwischen Eigenschaften und Eigenschaften nicht. echte Gase, über die im Physikunterricht viel gesprochen wird.
Die spezifischen Eigenschaften eines ionisierten Gases bei ultrahoher Dichte werden bestimmt durch Degeneration. Dieses Phänomen kann nur in Bezug auf erklärt werden Quantenmechanik. Der Begriff „Entartung“ ist der klassischen Physik fremd. Was ist es? Um diese Frage zu beantworten, müssen wir uns zunächst ein wenig mit den Merkmalen der Bewegung von Elektronen in einem Atom befassen, die durch die Gesetze der Quantenmechanik beschrieben werden. Der Zustand jedes Elektrons in einem atomaren System wird durch die Zuordnung von Quantenzahlen bestimmt. Diese Zahlen sind die Hauptsache Quantenzahl n, die die Energie eines Elektrons in einem Atom bestimmt, die Quantenzahl l, die den Wert des Bahndrehimpulses des Elektrons angibt, die Quantenzahl m, die den Wert der Projektion dieses Moments auf eine physikalisch ausgewählte Richtung (z. B. die Richtung des Magnetfelds) angibt, und schließlich die Quantenzahl s, gibt den Wert an eigenes Drehmoment Elektron (Spin). Das Grundgesetz der Quantenmechanik lautet Pauli-Prinzip, was für jedes Quantensystem (zum Beispiel komplexes Atom) zu zwei beliebigen Elektronen, damit alle Quantenzahlen gleich sind. Lassen Sie uns dieses Prinzip anhand eines einfachen halbklassischen Bohr-Modells des Atoms erklären. Die Gesamtheit der drei Quantenzahlen (außer Spin) bestimmt die Bahn eines Elektrons in einem Atom. Das auf dieses Atommodell angewandte Pauli-Prinzip verbietet es, dass sich mehr als zwei Elektronen auf derselben Quantenbahn befinden. Befinden sich zwei Elektronen in einer solchen Umlaufbahn, dann müssen sie entgegengesetzt orientierte Spins haben. Das bedeutet, dass die drei Quantenzahlen solcher Elektronen zwar übereinstimmen können, aber die Quantenzahlen, die die Spins der Elektronen charakterisieren, unterschiedlich sein müssen.
Das Pauli-Prinzip ist für die gesamte Atomphysik von großer Bedeutung. Insbesondere kann man nur auf der Grundlage dieses Prinzips alle Merkmale verstehen Periodensystem Elemente Mendelejews. Das Pauli-Prinzip hat eine universelle Bedeutung und ist auf alle Quantensysteme anwendbar, die aus einer großen Anzahl identischer Teilchen bestehen. Ein Beispiel für ein solches System sind insbesondere gewöhnliche Metalle bei Raumtemperatur. Bekanntlich sind bei Metallen die Außenelektronen nicht mit "eigenen" Kernen assoziiert, sondern gleichsam "sozialisiert". Sie bewegen sich im komplexen elektrischen Feld des ionischen Metallgitters. In grober, halbklassischer Näherung kann man sich vorstellen, dass sich die Elektronen auf teilweise sehr komplexen Bahnen bewegen, für die natürlich auch das Pauli-Prinzip erfüllt sein muss. Das bedeutet, dass sich auf jeder der oben genannten Elektronenbahnen nicht mehr als zwei Elektronen bewegen können, die sich in ihrem Spin unterscheiden müssen. Es muss betont werden, dass nach quantenmechanischen Gesetzen die Anzahl solcher möglicher Trajektorien zwar sehr groß, aber endlich ist. Folglich werden nicht alle geometrisch möglichen Bahnen realisiert.
Tatsächlich ist unsere Argumentation natürlich recht simpel. Wir haben oben zur Verdeutlichung von „Trajektorien“ gesprochen. Anstelle des klassischen Bildes der Bewegung entlang einer Trajektorie spricht die Quantenmechanik nur von fähig Elektron, beschrieben durch mehrere vollständig definierte („Quanten“) Parameter. In jedem der möglichen Zustände hat das Elektron eine bestimmte Energie. Im Rahmen unseres Modells der Bewegung entlang Bahnen lässt sich das Pauli-Prinzip auch so formulieren: Auf derselben „erlaubten“ Bahn können sich nicht mehr als zwei Elektronen mit gleicher Geschwindigkeit (d.h. gleicher Energie) bewegen.
Angewendet auf komplexe Vielelektronenatome macht das Pauli-Prinzip verständlich, warum ihre Elektronen nicht in die „tiefsten“ Bahnen „gefallen“ sind, deren Energie minimal ist. Mit anderen Worten, es liefert den Schlüssel zum Verständnis der Struktur des Atoms. Genauso verhält es sich bei Elektronen in einem Metall und bei Materie im Inneren von Weißen Zwergen. Wenn die gleiche Anzahl von Elektronen und Atomkernen ein ausreichend großes Volumen füllen würde, dann "wäre genug Platz für alle". Aber stellen Sie sich jetzt vor, dass dieses Volumen begrenzt. Dann würde nur ein kleiner Teil der Elektronen alle möglichen Trajektorien für ihre Bewegung belegen, deren Anzahl notwendigerweise begrenzt ist. Die restlichen Elektronen müssten mitziehen das gleiche Trajektorien, die bereits „besetzt“ sind. Aber aufgrund des Pauli-Prinzips werden sie sich auf diesen Trajektorien mit hohen Geschwindigkeiten bewegen und haben es daher größer Energie. Die Situation ist genau die gleiche wie in einem Vielelektronenatom, wo aufgrund des gleichen Prinzips die "überschüssigen" Elektronen vorhanden sind gezwungen bewegen sich mit mehr Energie in Umlaufbahnen.
In einem Stück Metall oder in einem bestimmten Volumen innerhalb eines Weißen Zwergs ist die Anzahl der Elektronen größer als die Anzahl der erlaubten Bewegungsbahnen. Anders verhält es sich bei gewöhnlichem Gas, insbesondere im Inneren von Hauptreihensternen. Dort steht immer die Anzahl der Elektronen kleiner Anzahl erlaubter Trajektorien. Daher können sich Elektronen auf verschiedenen Bahnen mit unterschiedlichen Geschwindigkeiten bewegen, als ob sie sich "ohne gegenseitige Beeinflussung" stören würden. Das Pauli-Prinzip wirkt sich in diesem Fall nicht auf ihre Bewegung aus. In einem solchen Gas stellt sich die Maxwellsche Geschwindigkeitsverteilung ein und es gelten die aus der Schulphysik bekannten Gesetze des gasförmigen Aggregatzustandes, insbesondere das Gesetz von Clapeyron. Wenn das "normale" Gas stark komprimiert wird, wird die Anzahl der möglichen Flugbahnen für Elektronen viel kleiner und schließlich wird ein Zustand erreicht, in dem jede Flugbahn mehr als zwei Elektronen hat. Aufgrund des Pauli-Prinzips müssen diese Elektronen unterschiedliche Geschwindigkeiten haben, die einen bestimmten kritischen Wert überschreiten. Kühlen wir nun dieses komprimierte Gas stark ab, so nehmen die Elektronengeschwindigkeiten keineswegs ab. Andernfalls würde das Pauli-Prinzip, wie leicht zu verstehen ist, nicht mehr gelten. Selbst nahe dem absoluten Nullpunkt würden die Geschwindigkeiten von Elektronen in einem solchen Gas hoch bleiben. Ein Gas mit solch außergewöhnlichen Eigenschaften heißt degenerieren. Das Verhalten eines solchen Gases erklärt sich vollständig aus der Tatsache, dass seine Teilchen (in unserem Fall Elektronen) alle möglichen Flugbahnen belegen und sich „notwendigerweise“ mit sehr hohen Geschwindigkeiten darauf bewegen. Im Gegensatz zu einem entarteten Gas werden die Teilchengeschwindigkeiten in einem "normalen" Gas mit abnehmender Temperatur sehr klein. Dementsprechend nimmt auch sein Druck ab. Was ist mit dem Druck des entarteten Gases? Erinnern Sie sich dazu an das, was wir Gasdruck nennen. Dies ist der Impuls, den Gaspartikel in einer Sekunde übertragen, wenn sie mit einer „Wand“ kollidieren, die ihr Volumen begrenzt. Daraus wird deutlich, dass der Druck des entarteten Gases sehr hoch sein muss, da die Geschwindigkeiten der es bildenden Teilchen hoch sind. Auch mit sehr niedrige Temperaturen der Druck des entarteten Gases muss hoch bleiben, da die Geschwindigkeiten seiner Teilchen im Gegensatz zu gewöhnlichem Gas mit sinkender Temperatur fast nicht abnehmen. Es ist zu erwarten, dass der Druck eines entarteten Gases wenig von seiner Temperatur abhängt, da die Geschwindigkeit der ihn bildenden Teilchen hauptsächlich durch das Pauli-Prinzip bestimmt wird.
Neben Elektronen in den Tiefen von Weißen Zwergen sollte es „nackte“ Kerne sowie hoch ionisierte Atome geben, die „innere“ Elektronenhüllen behalten haben. Es stellt sich heraus, dass für sie die Zahl der „erlaubten“ Bahnen immer größer ist als die Zahl der Teilchen. Sie bilden daher kein entartetes, sondern ein „normales“ Gas. Ihre Geschwindigkeit wird durch die Temperatur der Materie von Weißen Zwergen bestimmt und ist aufgrund des Pauli-Prinzips immer viel kleiner als die Geschwindigkeit von Elektronen. In den Tiefen der Weißen Zwerge entsteht der Druck daher nur durch das entartete Elektronengas. Daraus folgt, dass das Gleichgewicht von Weißen Zwergen nahezu unabhängig von ihrer Temperatur ist.
Wie quantenmechanische Berechnungen zeigen, wird der Druck eines entarteten Elektronengases, ausgedrückt in Atmosphären, durch die Formel bestimmt
| (10.1) |
wo ist die Konstante K = 3
10 6 und die Dichte
wie üblich in Gramm pro Kubikzentimeter ausgedrückt. Formel (10.1) ersetzt die Clapeyron-Gleichung für ein entartetes Gas und ist ihre "Zustandsgleichung". Ein charakteristisches Merkmal dieser Gleichung ist, dass die Temperatur darin nicht enthalten ist. Außerdem ist hier im Gegensatz zur Clapeyron-Gleichung, wo der Druck proportional zur ersten Potenz der Dichte ist, die Abhängigkeit des Drucks von der Dichte stärker. Das ist nicht schwer zu verstehen. Schließlich ist der Druck proportional zur Konzentration der Partikel und ihrer Geschwindigkeit. Die Konzentration der Teilchen ist natürlich proportional zur Dichte, und die Geschwindigkeit der Teilchen eines entarteten Gases nimmt mit zunehmender Dichte zu, da nach dem Pauli-Prinzip die Anzahl der "überschüssigen" Teilchen, die gezwungen sind, sich mit hoher Geschwindigkeit zu bewegen erhöht sich.
Bedingung für die Anwendbarkeit von Formel (10.1) ist die Kleinheit der thermischen Geschwindigkeiten von Elektronen im Vergleich zu den Geschwindigkeiten durch "Entartung". Bei sehr hohen Temperaturen sollte Formel (10.1) in Clapeyrons Formel (6.2) übergehen. Wenn der Druck für ein Gas mit Dichte erhalten wird
nach Formel (10.1), mehr als nach Formel (6.2), was bedeutet, dass das Gas entartet ist. Daraus ergibt sich der „Entartungszustand“
|
(10.2) |
Durchschnittliches Molekulargewicht. Was macht es aus
in den Tiefen der Weißen Zwerge? Erstens sollte dort praktisch kein Wasserstoff vorhanden sein: Bei solch enormen Dichten und ziemlich hohen Temperaturen ist er in Kernreaktionen längst „ausgebrannt“. Das Hauptelement in den Tiefen der Weißen Zwerge soll Helium sein. Da seine Atommasse 4 ist und er bei der Ionisation zwei Elektronen abgibt (es muss auch berücksichtigt werden, dass nur Elektronen die Teilchen sind, die Druck erzeugen), sollte die mittlere Molekülmasse sehr nahe bei 2 liegen. Numerisch ist die Entartungsbedingung ( 10.2) wird so geschrieben:
|
(10.3) |
Wenn zum Beispiel die Temperatur T= 300 K (Raumtemperatur), dann
> 2, 510 –4 g/cm 3 . Dies ist eine sehr geringe Dichte, woraus unmittelbar folgt, dass die Elektronen in Metallen entartet sein müssen (tatsächlich sind in diesem Fall die Konstanten K und
haben eine andere Bedeutung, aber der Kern der Sache bleibt gleich). Wenn die Temperatur T nahe der Temperatur des Sterninneren, also etwa 10 Millionen Kelvin > 1000g/cm3. Daraus folgen unmittelbar zwei Schlussfolgerungen:
a. Im Inneren gewöhnlicher Sterne, wo die Dichte zwar hoch ist, aber sicher unter 1000 g/cm 3 liegt, ist das Gas nicht entartet. Dies rechtfertigt die Anwendbarkeit der üblichen Gesetze des gasförmigen Zustandes, von denen wir in § 6 ausgiebig Gebrauch gemacht haben.
b. Weiße Zwerge haben durchschnittliche und mehr noch zentrale Dichten, die offensichtlich größer als 1000 g/cm 3 sind. Daher sind die üblichen Gesetze des gasförmigen Zustands auf sie nicht anwendbar. Um Weiße Zwerge zu verstehen, ist es notwendig, die Eigenschaften eines entarteten Gases zu kennen, die durch seine Zustandsgleichung (10.1) beschrieben werden. Zunächst einmal folgt aus dieser Gleichung, dass die Struktur von Weißen Zwergen praktisch unabhängig von ihrer Temperatur ist. Da andererseits die Leuchtkraft dieser Objekte durch ihre Temperatur bestimmt wird (beispielsweise hängt die Geschwindigkeit thermonuklearer Reaktionen von der Temperatur ab), können wir schlussfolgern, dass auch die Struktur von Weißen Zwergen nicht von der Leuchtkraft abhängt. Im Prinzip kann ein Weißer Zwerg sogar bei einer Temperatur nahe dem absoluten Nullpunkt existieren (d. h. in einer Gleichgewichtskonfiguration sein). Wir kommen also zu dem Schluss, dass es bei Weißen Zwergen, anders als bei „gewöhnlichen“ Sternen, keine „Masse-Leuchtkraft“-Abhängigkeit gibt.
Für diese ungewöhnlichen Sterne gibt es jedoch eine spezifische Masse-Radius-Beziehung. So wie Kugeln gleicher Masse aus demselben Metall denselben Durchmesser haben müssen, müssen Weiße Zwerge gleicher Masse auch dieselbe Größe haben. Diese Aussage gilt offensichtlich nicht für andere Sterne: Riesensterne und Hauptreihensterne können die gleiche Masse haben, aber deutlich unterschiedliche Durchmesser. Dieser Unterschied zwischen Weißen Zwergen und anderen Sternen erklärt sich aus der Tatsache, dass die Temperatur in ihrem hydrostatischen Gleichgewicht, das die Struktur bestimmt, fast keine Rolle spielt.
Da dies der Fall ist, muss es einen universellen Zusammenhang zwischen der Masse der Weißen Zwerge und ihren Radien geben. Es ist nicht unsere Aufgabe, diese wichtige Abhängigkeit abzuleiten, die alles andere als elementar ist. Die Abhängigkeit selbst (auf einer logarithmischen Skala) ist in Abb. 1 dargestellt. 10.1. In dieser Abbildung markieren Kreise und Quadrate die Position einiger Weißer Zwerge mit bekannten Massen und Radien. Die in dieser Abbildung für Weiße Zwerge gezeigte Abhängigkeit von Masse und Radius weist zwei interessante Merkmale auf. Erstens folgt daraus, dass je größer die Masse eines Weißen Zwergs ist, desto kleiner sein Radius ist. In dieser Hinsicht verhalten sich Weiße Zwerge anders als Kugeln aus einem einzigen Metallblock ... Zweitens haben Weiße Zwerge eine Grenze zulässiger Wert Massen[ 27 ]. Die Theorie sagt voraus, dass weiße Zwerge in der Natur nicht existieren können, deren Masse 1,43 Sonnenmassen überschreiten würde [28]. Wenn sich die Masse eines Weißen Zwergs diesem kritischen Wert von der Seite kleinerer Massen nähert, dann wird sein Radius gegen Null gehen. In der Praxis bedeutet dies, dass ab einer bestimmten Masse der Druck des entarteten Gases die Gravitationskraft nicht mehr ausgleichen kann und der Stern katastrophal zusammenbricht.
Dieses Ergebnis ist ausschließlich sehr wichtig für das ganze Problem der Sternentwicklung. Daher lohnt es sich, näher darauf einzugehen. Mit zunehmender Masse eines Weißen Zwergs nimmt seine zentrale Dichte immer mehr zu. Die Entartung des Elektronengases wird immer stärker. Dies bedeutet, dass eine "erlaubte" Flugbahn eine zunehmende Anzahl von Partikeln aufweisen wird. Sie werden sehr „verkrampft“ sein und sich (um das Pauli-Prinzip nicht zu verletzen!) immer schneller bewegen. Diese Geschwindigkeiten werden der Lichtgeschwindigkeit ziemlich nahe kommen. Es entsteht ein neuer Materiezustand, den man "relativistische Entartung" nennt. Die Zustandsgleichung für ein solches Gas ändert sich – sie wird nicht mehr durch Formel (10.1) beschrieben. Anstelle von (10.1) erhalten wir die Beziehung
| (10.4) |
Um die entstandene Situation zu beurteilen, lassen Sie uns, wie in § 6 geschehen,
HERR 3 . Dann unter relativistischer Entartung P M 4/ 3 /R 4 , und die Kraft, die der Schwerkraft entgegenwirkt und gleich dem Druckabfall ist,Inzwischen ist die Gravitationskraft
GM/R 2 M 2 /R 5 . Wir sehen, dass beide Kräfte – Schwerkraft und Druckabfall – in gleicher Weise von der Größe des Sterns abhängen: als R-5 und hängen unterschiedlich von der Masse ab. Es muss also einen ganz bestimmten Wert der Masse des Sterns geben, bei dem beide Kräfte ausgeglichen sind. Überschreitet die Masse einen bestimmten kritischen Wert, dann überwiegt immer die Gravitationskraft die Kraft durch den Druckabfall und der Stern schrumpft katastrophal.Nehmen wir nun an, dass die Masse kleiner als die kritische Masse ist. Dann wird die Druckkraft größer als die Gravitationskraft, daher beginnt der Stern sich auszudehnen. Im Zuge der Erweiterung wird die relativistische Entartung durch die übliche „nicht-relativistische“ Entartung ersetzt. In diesem Fall aus der Zustandsgleichung P
5/ 3 folgt daraus P/R M 5/ 3 /R 6 , d. h. die Abhängigkeit der der Schwerkraft entgegenwirkenden Kraft von R wird stärker sein. Daher hört die Ausdehnung des Sterns bei einem bestimmten Wert des Radius auf.
Das qualitative Analyse veranschaulicht einerseits die Notwendigkeit der Existenz der Masse-Radius-Abhängigkeit für Weiße Zwerge und ihre Natur (d. h. je kleiner der Radius, desto größer die Masse) und rechtfertigt andererseits die Existenz von a Grenzmasse, was eine Folge der Unausweichlichkeit der kommenden relativistischen Entartung ist. Wie lange können Sterne mit einer Masse von mehr als 1,2 Sonnenmassen schrumpfen? Dieses Faszinierende, was geworden ist letzten Jahren sehr aktuell, das Problem wird in § 24 diskutiert.
Die Substanz des Inneren weißer Zwerge zeichnet sich durch hohe Transparenz und Wärmeleitfähigkeit aus. Die gute Transparenz dieser Substanz erklärt sich wiederum aus dem Pauli-Prinzip. Schließlich ist die Absorption von Licht in Materie mit einer Zustandsänderung der Elektronen aufgrund ihrer Übergänge von einer Umlaufbahn zur anderen verbunden. Aber wenn die überwältigende Mehrheit der "Umlaufbahnen" (oder "Trajektorien") in einem entarteten Gas "besetzt" sind, dann sind solche Übergänge sehr schwierig. Nur wenige, insbesondere die schnellen Elektronen im Plasma eines Weißen Zwergs, können Strahlungsquanten absorbieren. Die Wärmeleitfähigkeit eines entarteten Gases ist hoch – gewöhnliche Metalle dienen als Beispiel. Aufgrund der sehr hohen Transparenz und Wärmeleitfähigkeit kann es in der Materie eines Weißen Zwergs nicht zu großen Temperaturabfällen kommen. Nahezu der gesamte Temperaturabfall, wenn man sich von der Oberfläche eines Weißen Zwergs zu seinem Zentrum bewegt, findet in einer sehr dünnen, äußeren Materieschicht statt, die sich in einem nicht entarteten Zustand befindet. In dieser Schicht, deren Dicke etwa 1 % des Radius beträgt, steigt die Temperatur von einigen tausend Kelvin an der Oberfläche auf etwa zehn Millionen Kelvin an und ändert sich dann bis zum Zentrum des Sterns fast nicht.
Weiße Zwerge strahlen, obwohl schwach, immer noch. Was ist die Energiequelle dieser Strahlung? Wie bereits oben betont, gibt es im Darm von Weißen Zwergen praktisch keinen Wasserstoff, den wichtigsten Kernbrennstoff. Fast alles brannte in den Stadien der Entwicklung des Sterns aus, die dem Stadium des Weißen Zwergs vorausgingen. Andererseits weisen spektroskopische Beobachtungen eindeutig darauf hin, dass sich in den äußersten Schichten von Weißen Zwergen Wasserstoff befindet. Er hatte entweder keine Zeit zum Ausbrennen oder (wahrscheinlicher) kam aus dem interstellaren Medium dorthin. Es ist möglich, dass die Energiequelle für Weiße Zwerge Wasserstoffkernreaktionen sein können, die in einer sehr dünnen kugelförmigen Schicht an der Grenze der dichten entarteten Materie ihres Inneren und ihrer Atmosphäre ablaufen. Darüber hinaus können Weiße Zwerge durch normale Wärmeleitung eine ziemlich hohe Oberflächentemperatur aufrechterhalten. Das bedeutet, dass Weiße Zwerge, die keine Energiequellen haben, abkühlen und auf Kosten ihrer Wärmereserven strahlen. Und diese Reserven sind sehr solide. Da die Bewegung von Elektronen in der Materie von Weißen Zwergen auf dem Phänomen der Entartung beruht, ist die Wärmereserve in ihren Tiefen in den Kernen und ionisierten Atomen enthalten. Unter der Annahme, dass die Materie von Weißen Zwergen hauptsächlich aus Helium besteht (Atomgewicht ist 4), ist es einfach, die Menge an thermischer Energie zu finden, die in einem Weißen Zwerg enthalten ist:
|
(10.5) |
wo m H ist die Masse des Wasserstoffatoms, k ist die Boltzmann-Konstante. Die Abkühlzeit eines Weißen Zwergs lässt sich durch Division abschätzen E T zu seiner Leuchtkraft L. Es stellt sich heraus, dass sie in der Größenordnung von mehreren hundert Millionen Jahren liegt.
Auf Abb. 10.2 für eine Reihe von Weißen Zwergen zeigt die empirische Abhängigkeit der Leuchtkraft von der Oberflächentemperatur. Gerade Linien sind Orte konstanter Radien. Letztere werden in Bruchteilen des Sonnenradius ausgedrückt. Die empirischen Punkte scheinen gut in diese Richtung zu passen. Das bedeutet, dass sich die beobachteten Weißen Zwerge in unterschiedlichen Abkühlungsstadien befinden.
In den letzten Jahren wurde bei einem Dutzend Weißer Zwerge eine starke Aufspaltung der spektralen Absorptionslinien aufgrund des Zeeman-Effekts entdeckt. Aus der Größe der Aufspaltung folgt, dass die magnetische Feldstärke auf der Oberfläche dieser Sterne erreicht von großer Wichtigkeit etwa zehn Millionen Oersted (E). Ein so großer Wert des Magnetfelds erklärt sich offenbar durch die Bedingungen für die Bildung von Weißen Zwergen. Wenn wir beispielsweise davon ausgehen, dass sich der Stern ohne nennenswerten Masseverlust zusammenzieht, können wir das erwarten magnetischer Fluss(also das Produkt aus der Oberfläche des Sterns und der magnetischen Feldstärke) behält seinen Wert. Daraus folgt, dass die Stärke des Magnetfelds beim Zusammenziehen des Sterns umgekehrt proportional zum Quadrat seines Radius zunimmt. Daher kann es hunderttausendfach wachsen. Dieser Mechanismus zur Erhöhung des Magnetfelds ist besonders wichtig für Neutron Sterne, die in § 22 [ 29 ] besprochen werden. Es ist interessant festzustellen, dass die meisten Weißen Zwerge kein Feld haben, das stärker als ein paar tausend Oersted ist. So bilden "magnetisierte" Weiße Zwerge eine besondere Gruppe unter Sternen dieser Art. "Schwarze" und "weiße Löcher" des Universums Im März 1974 erschien am Eingang des P. N. Lebedev State Astronomical Institute der UdSSR-Akademie eine merkwürdige Ankündigung der Wissenschaften. Auf dem gemeinsamen Seminar war ein Paper mit dem Titel „Do White Holes Explode?“ zu lesen. Wissenschaftlich
Aus dem Buch Prinz aus dem Land der Wolken Autor Galfar ChristophKAPITEL 4 Tristam presste sein Ohr an die Wand und lauschte, wie Lazurros Schritte verklangen. Währenddessen untersuchte Tom die untere Tür, die ihren Sturz aufgehalten hatte. „Ist alles in Ordnung?“ - fragte Tristam flüsternd und kehrte zu seinem Freund zurück - Nein, überhaupt nicht! Es war besser, hinauszugehen und alles zu beichten. Sie sind
Aus dem Buch Auge und Sonne Autor Vavilov Sergej Iwanowitsch7. Kapitel Zu dieser Abendstunde war der Platz fast menschenleer. Tristam ging mit einem entscheidenden Schritt vorwärts, aber dann wurde er gerufen: - Und was machst du hier? Hey! Dorf! Ich sage dir! Hat Lazurro dich nicht in der Bibliothek geschnappt, es war Jerry, der Sohn des Wolkenoberhauptes
Aus dem Buch Interstellar: Die Wissenschaft hinter den Kulissen Autor Dorn Kip StevenKapitel 8 Tom verließ Tristam am anderen Ende des Gartens, ging hinauf in sein Zimmer und begann, sich trockene Kleidung anzuziehen. Es klingelte erneut, es war Zeit zum Tisch zu gehen. Eine Sache störte: Tom konnte das Buch aus der geheimen Bibliothek nicht vergessen. Selbst beim Umziehen riss er sich nicht von ihr los
Aus dem Buch des AutorsKapitel 16 Der Wind blies stärker. Die Stiele der Reisbesen peitschten Tom und Tristam gnadenlos, die vor ihren Verfolgern davonliefen. Verstört vor Angst dachten die Jungen nur daran, Mrs. Drake einzuholen. Bis zum Schutzzaun war es nicht mehr weit. Nahe der Stadtgrenze Tristams Mutter
Aus dem Buch des AutorsKapitel 1 Tristam und Tom flogen sehr hoch, viel höher als die Wolken aufsteigen natürlichen Ursprungs. Mehr als eine Stunde war vergangen, seit sie den eisigen Schleier hinter sich gelassen hatten, aus dem die Truppen des Tyrannen auf Myrtilville fielen. Der Himmel hier war nicht derselbe wie über ihrer Stadt:
Aus dem Buch des AutorsKapitel 2 Die Sterne der Milchstraße funkelten am Himmel. Von Beginn des Flugs an sagte Tom kein Wort, aber Tristam spürte, dass sein Freund nicht mehr so düster war wie zuvor.„Nachts erleuchtet die Sonne die andere Seite der Erde“, sprach Tom plötzlich.Tristam drehte sich um … „Wovon redest du?“ „Vom Himmel. Du
Aus dem Buch des AutorsKapitel 3 Es dämmerte. Raum und Sterne verschwanden allmählich. Der Himmel war voller Licht und verlor an Transparenz. Es wurde sehr, sehr kalt. Und ganz leise: Nichts schien Ärger anzudeuten. Tom und Tristam schliefen. Sie haben nicht gesehen, dass auf dem Bedienfeld lange Zeit geblinkt hat
Aus dem Buch des AutorsKapitel 4 - Kommt zur Besinnung, - sagte eine weibliche Stimme Tristam öffnete die Augen. Er lag auf einem Bett, daneben drei: ein Mann und zwei Frauen. Die Decke des Zimmers, in dem er sich befand, war dunkelgrün gestrichen. Die Wände waren ebenfalls grün, aber in einem helleren Farbton, es gab keine Fenster
Aus dem Buch des AutorsKAPITEL 5 Als sich die Krankenhaustür öffnete und den Konvoi herausließ, schloss Tristam unwillkürlich die Augen helles Licht. Die Gipfel der wolkigen Heptemorts, die die Stadt umgaben, funkelten in einem so reinen und blendenden Weiß, dass er den Polizisten mit geschlossenen Augen folgen musste. So,
Aus dem Buch des AutorsKAPITEL 6 Das Gefängnis, mit blinden Wänden ohne ein einziges Fenster, lag tief in den Eingeweiden der Wolke, auf der die Weiße Hauptstadt errichtet wurde. In der Zelle angekommen, saßen der verängstigte Tristam und Tom einige Zeit schweigend auf dem ihnen zugewiesenen Bett für zwei – in Wirklichkeit waren sie es
Aus dem Buch des AutorsKapitel 7 Stunden vergingen. Tristam und Tom lagen auf harten Kojen in einer dunklen, fensterlosen Zelle und wälzten sich ständig hin und her. Als die Flöte aufhörte zu singen, döste der alte Mann sofort ein und murmelte etwas Unverständliches im Schlaf.Tom fing wieder an zu zittern; Ich habe Tristam verstanden
Aus dem Buch des AutorsKAPITEL 8 Dicker Rauch aus den Schornsteinen vermischte sich mit der kühlen, feuchten Morgenluft. An allen Kreuzungen im Zentrum der Weißen Hauptstadt wurden Schneemänner aufgestellt. Sie sahen weniger wie Polizeibeamte als wie Besatzungstruppen aus, Tristam und Tom
Aus dem Buch des Autors Aus dem Buch des AutorsSternentod: Weiße Zwerge, Neutronensterne und Schwarze Löcher Sonne und Erde sind etwa 4,5 Milliarden Jahre alt, etwa ein Drittel des Alters des Universums. Nach etwa weiteren 6,5 Milliarden Jahren wird dem Kern der Sonne der Kernbrennstoff ausgehen, der die Sonne heiß hält. Dann wird beginnen
NeutronensternBerechnungen zeigen, dass die Explosion einer Supernova mit M ~ 25 M einen dichten Neutronenkern (Neutronenstern) mit einer Masse von ~ 1,6 M hinterlässt. Bei Sternen mit einer Restmasse M > 1,4 M, die das Supernova-Stadium noch nicht erreicht haben, kann sich der Druck des entarteten Elektronengases ebenfalls nicht ausgleichen Gravitationskräfte und der Stern schrumpft auf einen Zustand nuklearer Dichte. Der Mechanismus dieses Gravitationskollaps ist derselbe wie bei einer Supernova-Explosion. Druck und Temperatur im Inneren des Sterns erreichen solche Werte, bei denen Elektronen und Protonen scheinbar ineinander und als Folge der Reaktion „gepresst“ werden
Nach dem Ausstoß von Neutrinos entstehen Neutronen, die ein viel kleineres Phasenvolumen einnehmen als Elektronen. Es erscheint ein sogenannter Neutronenstern, dessen Dichte 10 14 - 10 15 g/cm 3 erreicht. charakteristische Größe Neutronenstern 10 - 15 km. Ein Neutronenstern ist gewissermaßen ein riesiger Atomkern. Eine weitere Gravitationskontraktion wird durch den Druck der Kernmaterie verhindert, der durch die Wechselwirkung von Neutronen entsteht. Dies ist auch der Entartungsdruck, wie früher im Fall eines Weißen Zwergs, aber der Entartungsdruck eines viel dichteren Neutronengases. Dieser Druck kann Massen bis zu 3,2 M halten.
Die im Moment des Zusammenbruchs produzierten Neutrinos kühlen den Neutronenstern ziemlich schnell ab. Nach theoretischen Schätzungen sinkt seine Temperatur in ~ 100 s von 10 11 auf 10 9 K. Außerdem nimmt die Abkühlungsgeschwindigkeit etwas ab. In astronomischer Hinsicht ist es jedoch ziemlich hoch. Der Temperaturabfall von 10 9 auf 10 8 K erfolgt in 100 Jahren und auf 10 6 K in einer Million Jahren. Der Nachweis von Neutronensternen mit optischen Methoden ist aufgrund ihrer geringen Größe und niedrigen Temperatur recht schwierig.
1967 entdeckten Hewish und Bell an der Universität von Cambridge kosmische Quellen periodischer elektromagnetischer Strahlung - Pulsare. Die Pulswiederholzeiten der meisten Pulsare liegen im Bereich von 3,3·10 -2 bis 4,3 s. Nach modernen Vorstellungen sind Pulsare rotierende Neutronensterne mit einer Masse von 1 - 3 M und einem Durchmesser von 10 - 20 km. Nur kompakte Objekte mit den Eigenschaften von Neutronensternen können bei solchen Rotationsgeschwindigkeiten ihre Form beibehalten, ohne zu kollabieren. Die Erhaltung von Drehimpuls und Magnetfeld während der Entstehung eines Neutronensterns führt zur Geburt schnell rotierender Pulsare mit einem starken Magnetfeld B ~ 10 12 G.
Es wird angenommen, dass ein Neutronenstern ein Magnetfeld hat, dessen Achse nicht mit der Rotationsachse des Sterns zusammenfällt. Dabei gleitet die Strahlung des Sterns (Radiowellen und sichtbares Licht) wie die Strahlen eines Leuchtfeuers über die Erde. Wenn der Strahl die Erde überquert, wird ein Impuls registriert. Die eigentliche Strahlung eines Neutronensterns entsteht dadurch, dass sich geladene Teilchen von der Oberfläche des Sterns nach außen entlang bewegen Kraftlinien Magnetfeld, emittieren Elektromagnetische Wellen. Dieser Pulsar-Radioemissionsmechanismus, der zuerst von Gold vorgeschlagen wurde, ist in Abb. 39.
Trifft der Strahl auf einen irdischen Beobachter, so erkennt das Radioteleskop kurze Radioimpulse mit einer Periode, die der Rotationsperiode des Neutronensterns entspricht. Die Form des Pulses kann sehr komplex sein, was auf die Geometrie der Magnetosphäre eines Neutronensterns zurückzuführen ist und für jeden Pulsar charakteristisch ist. Die Rotationsperioden von Pulsaren sind streng konstant und die Messgenauigkeit dieser Perioden erreicht 14-stellige Zahlen.
Pulsare, die Teil binärer Systeme sind, wurden jetzt entdeckt. Wenn der Pulsar um die zweite Komponente kreist, sollten Schwankungen in der Periode des Pulsars aufgrund des Doppler-Effekts beobachtet werden. Wenn sich der Pulsar dem Beobachter nähert, nimmt die aufgezeichnete Periode der Funkpulse aufgrund des Doppler-Effekts ab, und wenn sich der Pulsar von uns entfernt, verlängert sich seine Periode. Basierend auf diesem Phänomen wurden Pulsare entdeckt, die Teil von Doppelsternen sind. Für den zuerst entdeckten Pulsar PSR 1913 + 16, der Teil eines Doppelsternsystems ist, betrug die Umlaufzeit 7 Stunden 45 Minuten. Die Eigenumlaufzeit des Pulsars PSR 1913 + 16 beträgt 59 ms.
Die Strahlung des Pulsars sollte zu einer Abnahme der Rotationsgeschwindigkeit des Neutronensterns führen. Ein solcher Effekt wurde auch gefunden. Auch ein Neutronenstern, der Teil eines Doppelsternsystems ist, kann eine Quelle intensiver Röntgenstrahlung sein.
Die Struktur eines Neutronensterns mit einer Masse von 1,4 M und einem Radius von 16 km ist in Abb. 40.
I - dünne äußere Schicht aus dicht gepackten Atomen. In den Bereichen II und III sind die Kerne in Form eines kubisch-raumzentrierten Gitters angeordnet. Region IV besteht hauptsächlich aus Neutronen. In Region V kann Materie aus Pionen und Hyperonen bestehen, die den hadronischen Kern eines Neutronensterns bilden. Derzeit werden einzelne Details zum Aufbau eines Neutronensterns spezifiziert.
Die Entstehung von Neutronensternen ist nicht immer das Ergebnis einer Supernova-Explosion. Ein anderer Mechanismus für die Entstehung von Neutronensternen während der Entwicklung von Weißen Zwergen in engen Doppelsternsystemen ist ebenfalls möglich. Der Materiefluss vom Begleitstern zum Weißen Zwerg erhöht allmählich die Masse des Weißen Zwergs, und beim Erreichen der kritischen Masse (der Chandrasekhar-Grenze) verwandelt sich der Weiße Zwerg in einen Neutronenstern. Wenn der Materiefluss nach der Bildung eines Neutronensterns fortgesetzt wird, kann seine Masse erheblich zunehmen und sich infolge des Gravitationskollaps in ein Schwarzes Loch verwandeln. Dies entspricht dem sogenannten „stillen“ Kollaps.
Kompakt Doppelsterne können auch als Quellen von Röntgenstrahlen auftreten. Es entsteht auch durch die Akkretion von Materie, die von einem „normalen“ Stern auf einen kompakteren Stern fällt. Bei der Akkretion von Materie auf einen Neutronenstern mit B > 10 10 G fällt die Materie in den Bereich der Magnetpole. Röntgenstrahlung wird durch ihre Rotation um die Achse moduliert. Solche Quellen werden Röntgenpulsare genannt.
Es gibt Röntgenquellen (Burster genannt), bei denen periodisch in Abständen von mehreren Stunden bis Tagen Strahlungsstöße auftreten. Die charakteristische Burst-Anstiegszeit beträgt 1 Sekunde. Burst-Dauer von 3 bis 10 Sek. Die Intensität zum Zeitpunkt des Ausbruchs kann 2–3 Größenordnungen größer sein als die Leuchtkraft bei ruhiger Zustand. Derzeit sind mehrere hundert solcher Quellen bekannt. Es wird angenommen, dass Strahlungsausbrüche als Folge von thermonuklearen Explosionen von Materie auftreten, die sich infolge von Akkretion auf der Oberfläche eines Neutronensterns angesammelt hat.
Es ist bekannt, dass bei kleinen Abständen zwischen Nukleonen (<
0.3·10 -13 см) ядерные силы притяжения сменяются силами
оттал-кивания, т. е. противодействие ядерного вещества на малых расстояниях
сжимающей силе тяготения увеличивается. Если плотность вещества в центре
нейтронной звезды превышает ядерную плотность ρ яд
и достигает 10 15 г/см 3 , то в центре звезды наряду с
нуклонами и электронами образуются также мезоны, гипероны и другие более
массивные частицы. Исследования поведения вещества при плотностях, превышающих
ядерную плотность, в настоящее время находятся в начальной стадии и имеется
много нерешенных проблем. Расчеты показывают, что при плотностях вещества
ρ >ρ-Gift, solche Prozesse wie das Auftreten eines Pion-Kondensats, der Übergang einer neutronisierten Substanz in einen festen kristallinen Zustand, die Bildung von Hyperon und Quark-Gluon-Plasma sind möglich. Die Bildung von supraflüssigen und supraleitenden Zuständen von Neutronenmaterie ist möglich.
In Übereinstimmung mit modernen Vorstellungen über das Verhalten von Materie bei Dichten, die 10 2 - 10 3 mal höher sind als die nukleare (nämlich solche Dichten werden diskutiert, wenn die innere Struktur eines Neutronensterns diskutiert wird), werden Atomkerne in der Nähe des Sterns gebildet die Stabilitätsgrenze. Ein tieferes Verständnis kann durch die Untersuchung des Materiezustands in Abhängigkeit von Dichte, Temperatur, Stabilität der Kernmaterie mit exotischen Verhältnissen der Anzahl der Protonen zur Anzahl der Neutronen im Kern n p /n n unter Berücksichtigung von schwach erreicht werden Prozesse mit Neutrinos. Gegenwärtig sind Kernreaktionen zwischen Schwerionen praktisch die einzige Möglichkeit, Materie mit höheren Dichten als nuklear zu untersuchen. Allerdings liefern experimentelle Daten zur Kollision schwerer Ionen noch nicht genügend Informationen, da die erreichbaren Werte von n p /n n sowohl für den Zielkern als auch für den einfallenden beschleunigten Kern klein sind (~ 1 - 0,7).
Genaue Messungen der Perioden von Radiopulsaren haben gezeigt, dass sich die Rotationsgeschwindigkeit eines Neutronensterns allmählich verlangsamt. Dies ist auf den Übergang der kinetischen Energie der Rotation des Sterns in die Strahlungsenergie des Pulsars und auf die Emission von Neutrinos zurückzuführen. Kleine Sprünge in den Perioden von Radiopulsaren werden durch die Akkumulation von Spannungen in der Oberflächenschicht eines Neutronensterns erklärt, begleitet von „Knacken“ und „Brüchen“, was zu einer Änderung der Rotationsgeschwindigkeit des Sterns führt. Die beobachteten zeitlichen Eigenschaften von Radiopulsaren enthalten Informationen über die Eigenschaften der "Kruste" eines Neutronensterns, die physikalischen Bedingungen darin und die Suprafluidität von Neutronenmaterie. BEIM In letzter Zeit Eine beträchtliche Anzahl von Funkpulsaren mit Perioden von weniger als 10 ms wurde entdeckt. Dies erfordert eine Verfeinerung der Vorstellungen über die Prozesse, die in Neutronensternen ablaufen.
Ein weiteres Problem ist die Untersuchung von Neutrinoprozessen in Neutronensternen. Die Emission von Neutrinos ist einer der Mechanismen des Energieverlustes durch einen Neutronenstern während 10 5 - 10 6 Jahren nach seiner Entstehung.
