وقتی به آسمان شب نگاه می کنیم، به نظرمان می رسد که همه ستاره ها یکسان هستند. چشم انسان در تشخیص طیف مرئی نور ساطع شده از اجرام سماوی دور بسیار مشکل دارد. ستاره ای که هنوز به سختی قابل رویت است ممکن است مدت هاست خاموش شده باشد و ما فقط نور آن را مشاهده می کنیم. هر یک از ستاره ها زندگی خود را دارند. برخی با نور سفید صاف می درخشند، برخی دیگر تپنده به نظر می رسند چراغ نئوننقاط روشن برخی دیگر نقاط نورانی کم نور هستند که به سختی در آسمان قابل مشاهده هستند.
هر یک از ستاره ها روشن است در یک مرحله خاصتکامل آن و با گذشت زمان به جرمی از طبقه متفاوت تبدیل می شود. به جای یک نقطه درخشان و خیره کننده در آسمان شب، یک شی کیهانی جدید ظاهر می شود - یک کوتوله سفید - یک ستاره پیر. این مرحله از تکامل مشخصه اکثر ستارگان معمولی است. خورشید ما نمی تواند از سرنوشت مشابهی فرار کند.
کوتوله سفید چیست: ستاره یا شبح؟
اخیراً، در قرن بیستم، برای دانشمندان روشن شد که یک کوتوله سفید تنها چیزی است که از یک ستاره معمولی در فضا باقی می ماند. مطالعه ستارگان از دیدگاه فیزیک گرما هسته ای بینشی در مورد فرآیندهایی که در اعماق اجرام آسمانی خشمگین هستند به دست داده است. ستارگانی که در نتیجه برهمکنش نیروهای گرانشی به وجود آمده اند، یک راکتور گرما هسته ای عظیم هستند که در آن واکنش های زنجیره ای شکافت هسته های هیدروژن و هلیوم به طور مداوم رخ می دهد. چنین سیستم های پیچیدهسرعت تکامل اجزاء یکسان نیست. ذخایر عظیم هیدروژن حیات ستاره را برای میلیاردها سال آینده تضمین می کند. واکنش های هیدروژن همجوشی به تشکیل هلیوم و کربن کمک می کند. پس از همجوشی ترموهسته ای، قوانین ترمودینامیک وارد عمل می شوند.
پس از اینکه یک ستاره تمام هیدروژن خود را مصرف کرد، هسته آن تحت تأثیر نیروهای گرانشی و فشار داخلی عظیم شروع به انقباض می کند. با از دست دادن بخش اصلی پوسته خود، جرم آسمانی به حدی از جرم ستاره می رسد که در آن می تواند به عنوان یک کوتوله سفید وجود داشته باشد که از منابع انرژی محروم است و به تابش گرما با اینرسی ادامه می دهد. در واقع کوتوله های سفید ستارگانی از کلاس غول های قرمز و ابرغول ها هستند که پوسته بیرونی خود را از دست داده اند.
همجوشی هسته ای ستاره را خسته می کند. هیدروژن تمام می شود و هلیوم، به عنوان یک جزء عظیم تر، می تواند بیشتر تکامل یابد و به حالت جدیدی برسد. همه اینها به این واقعیت منجر می شود که ابتدا غول های قرمز به جای یک ستاره معمولی تشکیل می شوند و ستاره دنباله اصلی را ترک می کند. بنابراین، جسم بهشتی که در مسیر پیری آهسته و اجتناب ناپذیر خود قرار گرفته است، به تدریج در حال دگرگونی است. پیری یک ستاره است مسافت طولانیبه فراموشی سپرده شود همه اینها خیلی کند اتفاق می افتد. کوتوله سفیدجسمی بهشتی است که با آن فراتر دنباله اصلی، یک روند اجتناب ناپذیر انقراض رخ می دهد. واکنش همجوشی هلیوم باعث کوچک شدن هسته یک ستاره پیر می شود و در نهایت ستاره پوسته خود را از دست می دهد.
تکامل کوتوله های سفید
خارج از سکانس اصلی، روند انقراض ستاره رخ می دهد. تحت تأثیر نیروهای گرانشی، گاز داغ غول‌های قرمز و ابرغول‌ها در سراسر جهان پراکنده می‌شوند و یک سحابی سیاره‌ای جوان را تشکیل می‌دهند. پس از صدها هزار سال، سحابی متلاشی می شود و در جای خود هسته منحط یک غول سرخ باقی می ماند. سفید. دمای چنین جسمی کاملاً بالاست، از 90000 کلوین که از خط جذب طیف تخمین زده می‌شود، و تا 130000 کلوین، زمانی که در طیف پرتو ایکس ارزیابی می‌شود. با این حال، به دلیل اندازه کوچک آن، خنک کننده است بدن آسمانیخیلی کند اتفاق می افتد
تصویری از آسمان پرستاره که مشاهده می کنیم ده ها تا صدها میلیارد سال قدمت دارد. جایی که ما کوتوله های سفید را می بینیم، ممکن است کوتوله ای دیگر در فضا وجود داشته باشد. بدن آسمانی. ستاره به کلاس کوتوله سیاه، آخرین مرحله تکامل، نقل مکان کرد. در واقع، به جای ستاره، توده ای از ماده باقی می ماند که دمای آن برابر با دمای فضای اطراف است. ویژگی اصلیاین شیء عدم وجود کامل نور مرئی است. به دلیل درخشندگی کم، مشاهده چنین ستاره ای در تلسکوپ های نوری معمولی بسیار دشوار است. معیار اصلی برای تشخیص کوتوله های سفید وجود پرتوهای قدرتمند فرابنفش و اشعه ایکس است.
همه کوتوله های سفید شناخته شده بسته به طیف آنها به دو گروه تقسیم می شوند:
- اجسام هیدروژنی، کلاس طیفی DA، که در طیف آنها خطوط هلیوم وجود ندارد.
- کوتوله های هلیوم، کلاس طیفی DB. خطوط اصلی در طیف در هلیوم هستند.
کوتوله‌های سفید هیدروژنی اکثریت جمعیت را تشکیل می‌دهند که تا 80 درصد از کل موجودات روی زمین را تشکیل می‌دهند. این لحظهاشیاء از این نوع کوتوله های هلیوم 20 درصد باقی مانده را تشکیل می دهند.
مرحله تکاملی که منجر به ظهور یک کوتوله سفید می شود آخرین مرحله برای ستارگان غیر پرجرم است که شامل ستاره ما خورشید می شود. در این مرحله ستاره دارای ویژگی های زیر است. با وجود چنین اندازه کوچک و فشرده ای از ستاره، وزن ماده ستاره ای آن دقیقاً به اندازه ای است که برای وجود آن لازم است. به عبارت دیگر، کوتوله های سفید که شعاع آنها 100 برابر کوچکتر از شعاع قرص خورشید است، جرمی برابر با جرم خورشید یا حتی وزنی بیشتر از ستاره ما دارند.
این نشان می دهد که چگالی کوتوله سفید میلیون ها بار بیشتر از چگالی ستارگان معمولی است که در دنباله اصلی قرار دارند. به عنوان مثال، چگالی ستاره ما 1.41 گرم بر سانتی متر مکعب است، در حالی که چگالی کوتوله های سفید می تواند به مقادیر عظیم 105-110 گرم در سانتی متر مکعب برسد.
در غیاب منابع انرژی خود، چنین اجسامی به تدریج سرد می شوند و بر این اساس دمای پایینی دارند. دمای سطح کوتوله های سفید در محدوده 5000-50000 درجه کلوین ثبت شده است. هر چه ستاره بزرگتر باشد دمای آن کمتر است.
به عنوان مثال، همسایه درخشان ترین ستاره در آسمان ما، سیریوس A، کوتوله سفید سیریوس B، دمای سطحی تنها 2100 درجه کلوین دارد. در داخل، این جرم آسمانی بسیار داغتر است، تقریباً 10000 درجه کلوین. سیریوس بی اولین کوتوله سفیدی بود که توسط ستاره شناسان کشف شد. رنگ کوتوله های سفید کشف شده پس از سیریوس B همان رنگ سفید بود که دلیل نامگذاری این دسته از ستارگان بود.
روشنایی سیریوس A 22 برابر بیشتر از روشنایی خورشید ما است، اما خواهرش سیریوس B با نور کم می درخشد و از نظر روشنایی به طور قابل توجهی کمتر از همسایه خیره کننده خود است. وجود یک کوتوله سفید به لطف تصاویری از سیریوس که توسط تلسکوپ اشعه ایکس چاندرا گرفته شده بود کشف شد. کوتوله‌های سفید طیف نور مشخصی ندارند، بنابراین معمولاً چنین ستاره‌هایی را اجرام کیهانی نسبتاً سرد و تاریک می‌دانیم. در محدوده اشعه مادون قرمز و اشعه ایکس، Sirius B بسیار درخشان‌تر می‌درخشد و به انتشار خود ادامه می‌دهد. مقدار زیادیانرژی حرارتی. برخلاف ستارگان معمولی که منبع امواج پرتو ایکس تاج است، منبع تابش در کوتوله‌های سفید فوتوسفر است.
این ستارگان از نظر فراوانی خارج از دنباله اصلی هستند، اما رایج ترین اجرام در کیهان نیستند. در کهکشان ما، کوتوله های سفید تنها 3 تا 10 درصد اجرام آسمانی را تشکیل می دهند. برای این بخش از جمعیت ستاره‌ای کهکشان ما، عدم قطعیت تخمین به دلیل ضعف تابش در ناحیه مرئی قطب پیچیده است. به عبارت دیگر، نور کوتوله‌های سفید قادر به نفوذ به انباشته‌های بزرگ گاز کیهانی که بازوهای کهکشان ما را تشکیل می‌دهند، نیست.
نگاهی علمی به تاریخچه پیدایش کوتوله های سفید
علاوه بر این، در اجرام آسمانی، به جای منابع اصلی خشک شده انرژی گرما هسته ای، منبع جدیدی از انرژی گرما هسته ای به وجود می آید، واکنش هلیوم سه گانه، یا فرآیند آلفای سه گانه، که فرسودگی هلیوم را تضمین می کند. زمانی که مشاهده رفتار ستارگان در فروسرخ ممکن شد، این فرضیات کاملاً تأیید شد. طیف نور یک ستاره معمولی با تصویری که هنگام نگاه کردن به غول‌های قرمز و کوتوله‌های سفید مشاهده می‌کنیم، تفاوت چشمگیری دارد. برای هسته های منحط چنین ستارگانی، حد بالایی برای جرم وجود دارد، در غیر این صورت جرم آسمانی از نظر فیزیکی ناپایدار می شود و ممکن است فروپاشی رخ دهد.
تقریباً غیرممکن است که بتوان چنین چگالی بالایی را که کوتوله های سفید دارند از نظر قوانین فیزیکی توضیح داد. فرآیندهای در حال انجام تنها به لطف مکانیک کوانتومی مشخص شدند، که امکان مطالعه وضعیت گاز الکترونی ماده ستاره ای را فراهم کرد. برخلاف یک ستاره معمولی، که در آن از مدل استاندارد برای مطالعه وضعیت گاز استفاده می‌شود، در کوتوله‌های سفید، دانشمندان با فشار گاز الکترونی منحط نسبیتی سر و کار دارند. به زبان ساده موارد زیر رعایت می شود. با فشردگی عظیم 100 برابر یا بیشتر، ماده ستاره ای مانند یک اتم بزرگ می شود که در آن همه پیوندها و زنجیره های اتمی با هم ادغام می شوند. در این حالت، الکترون ها یک گاز الکترونی منحط را تشکیل می دهند که تشکیل کوانتومی جدید آن می تواند در برابر نیروهای گرانش مقاومت کند. این گاز یک هسته متراکم بدون پوسته را تشکیل می دهد.
مطالعه دقیق کوتوله های سفید با استفاده از تلسکوپ های رادیویی و اپتیک اشعه ایکس نشان داد که این اجرام آسمانی آنقدرها هم که در نگاه اول به نظر می رسد ساده و خسته کننده نیستند. با توجه به عدم وجود چنین ستاره هایی در داخل واکنش های گرما هسته ای، این سوال به طور غیرارادی مطرح می شود - فشار عظیم از کجا می آید که توانسته نیروهای گرانش و نیروهای جاذبه داخلی را متعادل کند.
در نتیجه تحقیقات فیزیکداناندر زمینه مکانیک کوانتومی، مدلی از یک کوتوله سفید ایجاد شد. تحت تأثیر نیروهای گرانشی، ماده ستاره ای به حدی فشرده می شود که لایه های الکترونی اتم ها از بین می روند، الکترون ها حرکت آشفته خود را آغاز می کنند و از حالتی به حالت دیگر حرکت می کنند. هسته اتم ها در غیاب الکترون یک سیستم را تشکیل می دهند و یک پیوند قوی و پایدار با یکدیگر ایجاد می کنند. الکترون های زیادی در ماده ستاره ای وجود دارد که حالت های زیادی تشکیل می شود و بر این اساس سرعت الکترون ها حفظ می شود. سرعت بالا ذرات بنیادیفشار داخلی عظیمی از گاز منحط الکترونی ایجاد می کند که می تواند در برابر نیروهای گرانش مقاومت کند.
از چه زمانی کوتوله های سفید شناخته شدند؟
با وجود این واقعیت که سیریوس B را اولین کوتوله سفید کشف شده توسط اخترفیزیکدانان می دانند، طرفداران نسخه آشنایی قبلی جامعه علمی با اجرام ستاره ای این کلاس وجود دارند. در سال 1785، ستاره شناس هرشل برای اولین بار یک منظومه ستاره ای سه گانه در صورت فلکی اریدانوس را در فهرست ستارگان گنجاند و همه ستارگان را به طور جداگانه تقسیم کرد. تنها 125 سال بعد، اخترشناسان درخشندگی غیرعادی کم 40 Eridani B را در دمای رنگ بالا کشف کردند که دلیلی برای جداسازی چنین اجرامی در یک کلاس جداگانه بود.
این جسم دارای روشنایی ضعیفی بود که مطابق با قدر +9.52 متر است. جرم کوتوله سفید ½ خورشید بود و قطر آن کوچکتر از زمین بود. این پارامترها با نظریه ساختار داخلی ستارگان که درخشندگی، شعاع و دمای سطح یک ستاره پارامترهای کلیدی در تعیین کلاس یک ستاره بودند، تناقض داشتند. قطر کوچک و درخشندگی کم از نقطه نظر فرآیندهای فیزیکی با دمای رنگ بالا مطابقت نداشت. این تناقض سوالات زیادی را ایجاد کرد.
وضعیت با یک کوتوله سفید دیگر، سیروس B، مشابه به نظر می رسید.کوتوله سفید که ماهواره ای از درخشان ترین ستاره است، اندازه کوچکی دارد و چگالی عظیمی از ماده ستاره ای دارد - 106 گرم بر سانتی متر مکعب. برای مقایسه، وزن ماده این جرم آسمانی، به اندازه یک قوطی کبریت، بیش از یک میلیون تن در سیاره ما خواهد بود. دمای این کوتوله 2.5 برابر بیشتر از ستاره اصلی منظومه سیریوس است.
آخرین یافته های علمی
اجرام آسمانی که ما با آنها سر و کار داریم نشان دهنده یک محل آزمایش طبیعی هستند که به لطف آن فرد می تواند ساختار ستارگان و مراحل تکامل آنها را مطالعه کند. اگر بتوان تولد ستارگان را با قوانین فیزیکی توضیح داد که در هر محیطی به طور مساوی عمل می کنند، آنگاه تکامل ستارگان با فرآیندهای کاملاً متفاوتی نشان داده می شود. توضیح علمیبسیاری از آنها در دسته مکانیک کوانتومی، علم ذرات بنیادی قرار می گیرند.
کوتوله های سفید در این نور شبیه مرموزترین اجسام هستند:
- اولاً ، روند انحطاط هسته ستاره بسیار جالب به نظر می رسد ، در نتیجه ماده ستاره ای در فضا از هم جدا نمی شود ، بلکه برعکس به اندازه های غیر قابل تصور فشرده می شود.
- ثانیاً، در غیاب واکنش‌های گرما هسته‌ای، کوتوله‌های سفید اجرام کیهانی کاملاً داغ باقی می‌مانند.
- ثالثاً این ستارگان با داشتن دمای رنگ بالا، درخشندگی کمی دارند.
دانشمندان از همه اقشار، اخترفیزیکدانان، فیزیکدانان و دانشمندان هسته ای هنوز به این سؤالات و بسیاری از سؤالات دیگر پاسخی نداده اند که به ما امکان می دهد سرنوشت ستاره بومی خود را پیش بینی کنیم. خورشید با سرنوشت یک کوتوله سفید روبرو می شود، اما اینکه آیا انسان ها می توانند خورشید را در این نقش رصد کنند، جای سوال باقی می ماند.
اگر سوالی دارید، آنها را در نظرات زیر مقاله مطرح کنید. ما یا بازدیدکنندگان ما خوشحال خواهیم شد که به آنها پاسخ دهیم
ستاره شناس آلمانی فردریش ویلهلم بسل چندین سال رصد کرد حرکات خوددر آسمان دو ستاره درخشان - سیریوس و پروسیون - و در سال 1844 مشخص کرد که هر دوی آنها نه در امتداد خطوط مستقیم، بلکه در امتداد مسیرهای مواج مشخص حرکت می کنند. این کشف دانشمند را بر آن داشت تا فکر کند که هر یک از این ستارگان دارای یک ماهواره است که برای ما نامرئی است، یعنی یک سیستم ستاره ای دوتایی فیزیکی است.
اما خورشید، تقریباً از نظر جرم با سیریوس B، از فاصله خود تقریباً به روشنی ستاره شمالی می درخشد. پس چرا Sirius B به مدت 18 سال یک "ماهواره نامرئی" در نظر گرفته شد؟ شاید به خاطر کوچک بودن فاصله زاویه ایبین او و سیریوس A؟ نه فقط. همانطور که بعدا مشخص شد، بدیهی است که به دلیل درخشندگی کم، 400 برابر کمتر از درخشندگی خورشید، با چشم غیر مسلح قابل دسترس نیست. درست است، در همان آغاز قرن بیستم. این کشف چندان عجیب به نظر نمی رسید، زیرا تعداد زیادی از ستارگان کم درخشندگی شناخته شده بودند و ارتباط بین جرم یک ستاره و درخشندگی آن هنوز مشخص نشده بود. تنها زمانی که طیف گسیل سیریوس B و Procyon B و همچنین اندازه گیری دمای آنها به دست آمد، "غیر طبیعی" این ستاره ها آشکار شد.
در فیزیک چنین مفهومی وجود دارد - بدنه کاملا مشکی. نه، این مترادف برای سیاه نیست سوراخ ها- بر خلاف آن، یک بدن کاملا سیاه می تواند خیره کننده بدرخشد! آن را کاملا سیاه می نامند زیرا طبق تعریف، تمام تشعشعات الکترومغناطیسی وارد شده بر روی خود را جذب می کند. این تئوری بیان می کند که کل شار نوری (در کل محدوده طول موج ها) از سطح واحد یک جسم کاملا سیاه به ساختار یا ترکیب شیمیایی آن بستگی ندارد، بلکه فقط توسط دما تعیین می شود. طبق قانون استفان بولتزمن، درخشندگی آن با توان چهارم دما متناسب است. یک بدنه کاملا سیاه، مانند یک گاز ایده آل، تنها یک مدل فیزیکی است که هرگز در عمل به طور دقیق اجرا نمی شود. با این حال، ترکیب طیفی نور ستاره در ناحیه مرئی طیف کاملاً به "جسم سیاه" نزدیک است. بنابراین، می توانیم فرض کنیم که مدل بدن سیاه به طور کلی تابش یک ستاره واقعی را به درستی توصیف می کند.
دمای موثردمای یک ستاره دمای یک جسم کاملا سیاه است که در واحد سطح به همان میزان انرژی ساطع می کند. به طور کلی، با دمای فوتوسفر ستاره برابر نیست. با این وجود، این یک ویژگی عینی است که می تواند برای ارزیابی سایر ویژگی های ستاره استفاده شود: درخشندگی، اندازه و غیره.
در دهه 10. در قرن بیستم، ستاره شناس آمریکایی، والتر آدامز، تلاش کرد تا دمای موثر سیریوس B را تعیین کند. این دمای 8000 کلوین بود و بعداً مشخص شد که ستاره شناس اشتباه کرده است و در واقع حتی بالاتر است (حدود 10000 کلوین). در نتیجه، درخشندگی این ستاره، اگر به اندازه خورشید بود، باید حداقل 10 برابر بیشتر از خورشید می بود. درخشندگی مشاهده شده سیریوس B همانطور که می دانیم 400 برابر کمتر از درخشندگی خورشید است، یعنی معلوم می شود بیش از 4 هزار برابر کمتر از حد انتظار است! تنها راه برون رفت از این تناقض این است که در نظر بگیریم که Sirius B سطح قابل مشاهده بسیار کمتری دارد و بنابراین قطر کمتری دارد. محاسبات نشان داد که Sirius B تنها 2.5 برابر اندازه است بیشتر از زمین. اما جرم خورشید را حفظ می کند - معلوم می شود که چگالی متوسط آن باید تقریباً 100 هزار بار بیشتر از خورشید باشد! بسیاری از ستاره شناسان از باور وجود چنین اجرام عجیب و غریب خودداری کردند.
تنها در سال 1924، عمدتاً به لطف تلاش های اخترفیزیکدان انگلیسی آرتور ادینگتون، که نظریه ای در مورد ساختار داخلی یک ستاره ایجاد کرد. ماهواره های فشرده سیریوس و پروسیون در نهایت توسط جامعه نجومی به عنوان نمایندگان واقعی یک کلاس کاملاً جدید از ستارگان، که اکنون به عنوان کوتوله های سفید شناخته می شوند، شناخته شدند. "سفید" - زیرا اولین نمایندگان این نوع نورهای آبی-سفید داغ، "کوتوله ها" بودند - زیرا آنها درخشندگی و اندازه های بسیار کوچکی دارند.
همانطور که قبلا متوجه شدیم، چگالی کوتوله های سفید هزاران بار بیشتر از چگالی ستارگان معمولی است. این بدان معنی است که ماده آنها باید در یک حالت فیزیکی خاص و قبلاً ناشناخته باشد. این نیز توسط طیف های غیر معمول کوتوله های سفید نشان داده شد.
اول اینکه خطوط جذب آن ها چندین برابر پهن تر از خطوط جذب ستاره های معمولی است. ثانیاً، خطوط هیدروژنی می توانند در طیف کوتوله های سفید در چنین دماهای بالایی وجود داشته باشند که در طیف ستارگان معمولی وجود نداشته باشند، زیرا تمام هیدروژن یونیزه شده است. همه اینها را می‌توان از نظر تئوری به خوبی توضیح داد. فشار بالامواد موجود در جو کوتوله های سفید
ویژگی بعدی طیف این ستارگان عجیب و غریب این است که خطوط همه عناصر شیمیایی در مقایسه با خطوط متناظر در طیف های به دست آمده در آزمایشگاه های زمینی اندکی به رنگ قرمز تغییر می کنند. این اثر به اصطلاح انتقال گرانشی به سرخ است، به دلیل این واقعیت است که شتاب گرانش در سطح یک کوتوله سفید چندین برابر بیشتر از زمین است.
در واقع، از قانون گرانش جهانی چنین برمی‌آید که شتاب گرانش روی سطح یک ستاره با جرم آن نسبت مستقیم و با مربع شعاع آن نسبت معکوس دارد. جرم کوتوله های سفید به جرم ستارگان عادی نزدیک است و شعاع آنها چندین برابر کوچکتر است. بنابراین، شتاب گرانش در سطح کوتوله های سفید بسیار زیاد است: حدود 10 5 - 10 6 m/s 2. بیاد داشته باشیم که روی زمین 9.8 m/s 2 است، یعنی 10000 تا 100000 برابر کمتر.
با توجه به ترکیب شیمیایی شناسایی شده، طیف کوتوله های سفید به دو دسته تقسیم می شوند: برخی با خطوط هیدروژن، برخی دیگر بدون خطوط هیدروژن، اما با خطوطی از هلیوم خنثی یا یونیزه یا عناصر سنگین. کوتوله های "هیدروژن" گاهی اوقات دمای قابل توجهی بالاتر (تا 60000 کلوین و بالاتر) نسبت به کوتوله های "هلیوم" (11000 - 20000 K) دارند. بر این اساس، دانشمندان به این نتیجه رسیدند که ماده دومی عملاً فاقد هیدروژن است.
علاوه بر این، کوتوله‌های سفید کشف شدند که طیف‌های آنها را نمی‌توان با آنهایی که علم می‌شناسد شناسایی کرد. عناصر شیمیاییو اتصالات بعداً مشخص شد که این ستارگان دارای میدان های مغناطیسی 1000 تا 100000 برابر قوی تر از میدان های خورشید هستند. در چنین شدت میدان مغناطیسی، طیف اتم ها و مولکول ها غیرقابل تشخیص تحریف می شوند و شناسایی آنها را دشوار می کند.
در داخل کوتوله های سفید، چگالی می تواند به مقادیری از مرتبه 10 10 کیلوگرم بر متر مکعب برسد. در چنین مقادیر چگالی (و حتی در مقادیر پایین تر، مشخصه لایه های بیرونیکوتوله های سفید) مشخصات فیزیکیگازها به طور قابل توجهی تغییر می کنند و قوانین گاز ایده آل دیگر برای آن قابل اجرا نیستند. در اواسط دهه 20. فیزیکدان ایتالیایی انریکو فرمی نظریه ای ارائه کرد که خواص گازهای با چگالی مشخصه کوتوله های سفید را توصیف می کند. معلوم شد که فشار چنین گازی با دمای آن تعیین نمی شود. حتی اگر ماده تا صفر مطلق خنک شود، همچنان بالا می ماند! گازی با این خواص نامیده می شود منحط.
در سال 1926، رالف فاولر، فیزیکدان انگلیسی، نظریه گاز منحط را با موفقیت در مورد کوتوله های سفید به کار برد (و تنها بعداً نظریه فرمی کاربردهای متعددی در فیزیک «زمینی» یافت). بر اساس این نظریه دو نتیجه مهم گرفته شد. اولا، شعاع یک کوتوله سفید برای یک معین ترکیب شیمیایییک ماده به طور منحصر به فردی با جرم آن تعیین می شود. ثانیاً، جرم یک کوتوله سفید نمی تواند از مقدار بحرانی خاصی تجاوز کند که مقدار آن تقریباً 1.4 جرم خورشید است.
مشاهدات و مطالعات بیشتر این فرضیه های نظری را تأیید کرد و به ما اجازه داد تا نتیجه نهایی را بگیریم که عملاً هیچ هیدروژنی در داخل کوتوله های سفید وجود ندارد. از آنجایی که تئوری گاز منحط به خوبی خواص مشاهده شده کوتوله های سفید را توضیح داد، آنها شروع به نامیدن کردند. ستاره های منحط. مرحله بعدی ساخت نظریه شکل گیری آنها بود.
که در نظریه مدرندر تکامل ستاره‌ای، کوتوله‌های سفید آخرین مرحله در تکامل ستارگان با جرم متوسط و کم (کمتر از 3-4 جرم خورشید) در نظر گرفته می‌شوند.
پس از سوختن تمام هیدروژن در نواحی مرکزی یک ستاره پیر، هسته آن باید منقبض شده و گرم شود. در همان زمان، لایه های بیرونی به شدت منبسط می شوند، دمای موثر ستاره کاهش می یابد و به یک غول قرمز تبدیل می شود. پوسته نادر ستاره به طور بسیار ضعیفی به هسته متصل است و در نهایت در فضا پراکنده می شود. به جای غول سرخ سابق، یک ستاره بسیار داغ و فشرده باقی می ماند که عمدتاً از هلیوم تشکیل شده است - یک کوتوله سفید. به دلیل دمای بالا، عمدتاً در محدوده فرابنفش منتشر می شود و گاز پوسته در حال انبساط را یونیزه می کند.
پوسته های در حال گسترش اطراف ستارگان داغ برای مدت طولانی شناخته شده است. آنها نامیده می شوند سحابی های سیاره ایو در قرن 18 افتتاح شد. ویلیام هرشل. تعداد مشاهده شده آنها با تعداد غول‌های سرخ و کوتوله‌های سفید و در نتیجه با این واقعیت که مکانیسم اصلی تشکیل کوتوله‌های سفید تکامل ستارگان معمولی با بیرون راندن پوشش گاز آنها به سمت غول سرخ است مطابقت خوبی دارد. صحنه.
در سیستم‌های ستاره‌ای دوتایی نزدیک، اجزا به قدری نزدیک به هم قرار دارند که ماده بین آنها رد و بدل می‌شود. پوسته متورم غول قرمز دائماً روی ستاره همسایه جاری می شود تا اینکه تنها یک کوتوله سفید باقی می ماند. احتمالاً اولین نمایندگان کشف شده کوتوله های سفید - Sirius B و Procyon B - دقیقاً به همین ترتیب شکل گرفتند.
در پایان دهه 40. سامویل آرونوویچ کاپلان، اخترفیزیکدان شوروی نشان داد که تابش کوتوله های سفید منجر به سرد شدن آنها می شود. این بدان معناست که این ستاره ها هیچ منبع انرژی داخلی ندارند. کاپلان همچنین در اوایل دهه 50 یک نظریه کمی در مورد سرد شدن کوتوله های سفید ایجاد کرد. دانشمندان انگلیسی و فرانسوی به نتایج مشابهی رسیدند. درست است، به دلیل مساحت سطح کوچکشان، این ستارگان بسیار کند سرد می شوند.
بنابراین، بسیاری از خواص مشاهده شده کوتوله های سفید را می توان با مقادیر عظیم چگالی ماده و قدرت بسیار زیاد آنها توضیح داد. میدان گرانشیروی سطوح آنها این باعث می شود که کوتوله های سفید اشیاء منحصر به فردی داشته باشند: هنوز امکان بازتولید شرایطی که ماده آنها در آزمایشگاه های زمینی یافت می شود وجود ندارد.
اگر از نزدیک به آسمان شب نگاه کنید، به راحتی می توانید متوجه شوید که ستاره هایی که به ما نگاه می کنند از نظر رنگ متفاوت هستند. مایل به آبی، سفید، قرمز، به طور یکنواخت می درخشند یا مانند گلدسته درخت کریسمس سوسو می زنند. از طریق تلسکوپ، تفاوت رنگ ها آشکارتر می شود. دلیلی که منجر به چنین تنوعی شده در دمای فوتوسفر نهفته است. و برخلاف تصور منطقی، داغترین ستاره ها قرمز نیستند، بلکه ستاره های آبی، آبی-سفید و سفید هستند. اما اول از همه.
طبقه بندی طیفی
ستاره ها گلوله های بزرگ و داغ گازی هستند. نحوه دیدن آنها از زمین به پارامترهای زیادی بستگی دارد. به عنوان مثال، ستاره ها در واقع چشمک نمی زنند. تأیید این موضوع بسیار آسان است: فقط خورشید را به خاطر بسپارید. اثر سوسو زدن به این دلیل رخ می دهد که نوری که از اجرام کیهانی به ما می رسد بر محیط بین ستاره ای پر از غبار و گاز غلبه می کند. مورد دیگر رنگ است. این نتیجه گرم کردن پوسته ها (به ویژه فتوسفر) تا دماهای خاص است. رنگ واقعی ممکن است با رنگ ظاهری متفاوت باشد، اما تفاوت معمولاً اندک است.
امروزه طبقه بندی طیفی هاروارد از ستارگان در سراسر جهان استفاده می شود. مبتنی بر دما است و بر اساس نوع و شدت نسبی خطوط طیف است. هر کلاس مربوط به ستاره های یک رنگ خاص است. این طبقه بندی در رصدخانه هاروارد در سال های 1890-1924 توسعه یافت.
یک انگلیسی تراشیده خرما را مانند هویج می جوید
هفت کلاس طیفی اصلی وجود دارد: O—B—A—F—G—K—M. این دنباله منعکس کننده کاهش تدریجی دما (از O به M) است. برای به خاطر سپردن آن، فرمول های یادگاری خاصی وجود دارد. در زبان روسی، یکی از آنها به این شکل است: "یک انگلیسی تراشیده خرما را مانند هویج جوید." دو کلاس دیگر نیز به این کلاس ها اضافه می شود. حروف C و S نشانگر نورهای سرد با نوارهایی از اکسیدهای فلزی در طیف هستند. بیایید نگاهی دقیق تر به کلاس های ستاره بیندازیم:
- کلاس O با بالاترین دمای سطح (از 30 تا 60 هزار کلوین) مشخص می شود. ستارگانی از این نوع 60 برابر جرم و 15 برابر شعاع از خورشید فراتر می روند. رنگ قابل مشاهده آنها آبی است. از نظر درخشندگی، آنها بیش از یک میلیون بار بزرگتر از ستاره ما هستند. ستاره آبی HD93129A، متعلق به این کلاس، یکی از مهمترین آنها است شاخص های بزرگدرخشندگی در میان اجرام کیهانی شناخته شده بر اساس این شاخص، 5 میلیون بار جلوتر از خورشید است. ستاره آبی در فاصله 7.5 هزار سال نوری از ما قرار دارد.
- دمای کلاس B بین 10 تا 30 هزار کلوین است که جرم آن 18 برابر بیشتر از خورشید است. اینها ستاره های آبی-سفید و سفید هستند. شعاع آنها 7 برابر بیشتر از شعاع خورشید است.
- درجه A با دمای 7.5-10 هزار کلوین مشخص می شود، شعاع و جرمی که به ترتیب 2.1 و 3.1 برابر بیشتر از خورشید است. اینها ستاره های سفید هستند.
- کلاس F: درجه حرارت 6000-7500 K. جرم 1.7 برابر بیشتر از خورشید، شعاع 1.3 است. از روی زمین، چنین ستارگانی نیز سفید به نظر می رسند؛ رنگ واقعی آنها زرد مایل به سفید است.
- کلاس G: درجه حرارت 5-6 هزار کلوین. خورشید متعلق به این طبقه است. رنگ قابل مشاهده و واقعی چنین ستارگانی زرد است.
- کلاس K: درجه حرارت 3500-5000 کلوین. رنگ این ستارگان قابل مشاهده از زمین زرد مایل به نارنجی است.
- کلاس M: درجه حرارت 2-3.5 هزار کلوین. جرم و شعاع 0.3 و 0.4 از پارامترهای مشابه خورشید است. از سطح سیاره ما قرمز مایل به نارنجی به نظر می رسند. بتا Andromedae و Alpha Chanterelles متعلق به کلاس M هستند. ستاره قرمز درخشانی که برای بسیاری آشناست، بتلژوز (آلفا اوریونیس) است. بهتر است در زمستان به دنبال آن در آسمان بگردید. ستاره قرمز در بالا و کمی به سمت چپ قرار دارد
هر کلاس به زیر کلاس های 0 تا 9 تقسیم می شود، یعنی از گرم ترین تا سردترین. اعداد ستاره نشان دهنده عضویت در یک نوع طیفی خاص و درجه گرم شدن فوتوسفر در مقایسه با سایر ستارگان این گروه است. به عنوان مثال، خورشید متعلق به کلاس G2 است.
سفیدهای بصری
بنابراین، کلاس های ستاره B تا F ممکن است از زمین سفید به نظر برسند. و فقط اشیاء متعلق به نوع A در واقع این رنگ را دارند. بنابراین، ستاره سیف (صورت فلکی شکارچی) و الگول (بتا پرسی) برای ناظری که مجهز به تلسکوپ نیست سفید به نظر می رسد. آنها متعلق به کلاس طیفی B هستند. رنگ واقعی آنها آبی-سفید است. همچنین میتراک و پروسیون، درخشان ترین ستارگان در الگوهای آسمانی Perseus و Canis Minor، سفید به نظر می رسند. با این حال، رنگ واقعی آنها به زرد نزدیکتر است (درجه F).
چرا ستارگان برای یک ناظر روی زمین سفید هستند؟ این رنگ به دلیل فاصله بسیار زیاد سیاره ما از چنین اجسامی و همچنین ابرهای عظیم غبار و گاز که اغلب در فضا یافت می شوند، تحریف شده است.
کلاس A
ستارگان سفید با چنین دمای بالایی به عنوان نمایندگان کلاس O و B مشخص نمی شوند. فتوسفر آنها تا 7.5-10 هزار کلوین گرم می شود. ستاره های کلاس طیفی A بسیار بزرگتر از خورشید هستند. درخشندگی آنها نیز بیشتر است - حدود 80 برابر.
طیف ستارگان A خطوط هیدروژنی قوی از سری Balmer را نشان می دهد. خطوط دیگر عناصر به طور قابل توجهی ضعیف تر هستند، اما با حرکت از زیر کلاس A0 به A9، اهمیت بیشتری پیدا می کنند. غول‌ها و ابرغول‌های متعلق به کلاس طیفی A با خطوط هیدروژنی اندکی کمتر از ستاره‌های دنباله اصلی مشخص می‌شوند. در مورد این نورگیرها، خطوط بیشتر به چشم می آیند فلزات سنگین.
بسیاری از ستاره های عجیب و غریب متعلق به کلاس طیفی A هستند. این اصطلاح به چراغ هایی اطلاق می شود که دارای ویژگی های قابل توجهی در طیف و پارامترهای فیزیکی، که طبقه بندی آنها را دشوار می کند. به عنوان مثال، کاملا ستاره های کمیابنوع Bootes lambda با کمبود فلزات سنگین و چرخش بسیار کند مشخص می شود. نورهای عجیب و غریب نیز شامل کوتوله های سفید می شوند.
کلاس A شامل اجرام آسمان شب روشن مانند سیریوس، منکالینان، آلیوث، کاستور و غیره است. بیایید آنها را بهتر بشناسیم.
Alpha Canis Majoris
سیریوس درخشان ترین، هرچند نزدیک ترین ستاره آسمان نیست. فاصله تا آن 8.6 سال نوری است. برای یک ناظر روی زمین، آن بسیار درخشان به نظر می رسد زیرا اندازه چشمگیر دارد و در عین حال به اندازه بسیاری از اجرام بزرگ و درخشان دیگر دور نیست. نزدیکترین ستاره به خورشید سیریوس است که در جایگاه پنجم این فهرست قرار دارد.
به سیستمی از دو جزء اشاره دارد و می باشد. سیریوس A و سیریوس B با فاصله 20 واحد نجومی از هم جدا می شوند و با دوره ای کمتر از 50 سال می چرخند. اولین جزء سیستم، یک ستاره دنباله اصلی، متعلق به کلاس طیفی A1 است. جرم آن دو برابر خورشید و شعاع آن 1.7 برابر است. این چیزی است که می توان با چشم غیر مسلح از زمین مشاهده کرد.
دومین جزء سیستم یک کوتوله سفید است. ستاره سیریوس B تقریباً از نظر جرم برابر با ستاره ما است که برای چنین اجرامی معمول نیست. به طور معمول، کوتوله های سفید با جرم 0.6-0.7 خورشیدی مشخص می شوند. در عین حال، ابعاد سیریوس B به ابعاد روی زمین نزدیک است. اعتقاد بر این است که مرحله کوتوله سفید برای این ستاره تقریباً 120 میلیون سال پیش آغاز شده است. زمانی که سیریوس B روی دنباله اصلی قرار داشت، احتمالاً ستاره ای با جرم 5 جرم خورشیدی و متعلق به کلاس طیفی B بود.
به گفته دانشمندان، سیریوس A در حدود 660 میلیون سال آینده به مرحله بعدی تکامل خواهد رفت. سپس به یک غول قرمز تبدیل می شود، و کمی بعد - به یک کوتوله سفید، مانند همدمش.
عقاب آلفا
مانند سیریوس، بسیاری از ستارگان سفید، که نام آنها در زیر آورده شده است، نه تنها برای افراد علاقه مند به نجوم به دلیل درخشندگی و ذکر مکرر آنها در صفحات ادبیات علمی تخیلی، به خوبی شناخته شده اند. Altair یکی از این مشاهیر است. به عنوان مثال، عقاب آلفا در استیون کینگ یافت می شود. این ستاره به دلیل درخشندگی و موقعیت نسبتا نزدیک به وضوح در آسمان شب قابل مشاهده است. فاصله بین خورشید و الطیر 16.8 سال نوری است. از ستارگان کلاس طیفی A، فقط سیریوس به ما نزدیکتر است.
جرم Altair 1.8 برابر خورشید است. ویژگی بارز آن چرخش بسیار سریع است. این ستاره در کمتر از 9 ساعت یک دور دور محور خود را کامل می کند. سرعت چرخش در نزدیکی استوا 286 کیلومتر بر ثانیه است. در نتیجه، Altair "زیبا" از قطب ها صاف می شود. علاوه بر این، به دلیل شکل بیضوی، دما و روشنایی ستاره از قطب ها به سمت استوا کاهش می یابد. این اثر «تاریکی گرانشی» نامیده می شود.
یکی دیگر از ویژگی های Altair تغییر درخشش آن در طول زمان است. به متغیرهای نوع Scuti delta تعلق دارد.
آلفا لیرا
وگا پس از خورشید، پرمطالعه‌ترین ستاره است. آلفا لیرا اولین ستاره ای است که طیف آن مشخص شده است. او بعد از خورشید تبدیل به دومین نورانی شد که در این عکس ثبت شد. وگا همچنین یکی از اولین ستارگانی بود که دانشمندان با استفاده از روش پارلاکس فاصله تا آن را اندازه گرفتند. برای مدت طولانی، روشنایی ستاره هنگام تعیین قدر اجسام دیگر 0 در نظر گرفته می شد.
آلفا لیرا هم برای اخترشناسان آماتور و هم برای رصدگران عادی به خوبی شناخته شده است. این ستاره پنجمین درخشان در بین ستارگان است و همراه با Altair و Deneb در ستاره مثلث تابستانی قرار دارد.
فاصله خورشید تا وگا 25.3 سال نوری است. شعاع و جرم استوایی آن به ترتیب 2.78 و 2.3 برابر بیشتر از پارامترهای مشابه ستاره ما است. شکل ستاره از یک کره کامل فاصله زیادی دارد. قطر در استوا به طور قابل توجهی بزرگتر از قطب است. دلیل آن سرعت چرخش بسیار زیاد است. در خط استوا به 274 کیلومتر در ثانیه می رسد (برای خورشید این پارامتر کمی بیشتر از دو کیلومتر در ثانیه است).
یکی از ویژگی های Vega دیسک گرد و غبار اطراف آن است. اعتقاد بر این است که در نتیجه به وجود آمده است تعداد زیادیبرخورد دنباله دارها و شهاب سنگ ها دیسک گرد و غبار به دور ستاره می چرخد و با تابش آن گرم می شود. در نتیجه، شدت تابش مادون قرمز وگا افزایش می یابد. چندی پیش، عدم تقارن در دیسک کشف شد. یک توضیح احتمالی این است که این ستاره حداقل یک سیاره دارد.
آلفا جوزا
دومین جرم درخشان در صورت فلکی جوزا کرچک است. او مانند نورهای قبلی به کلاس طیفی A تعلق دارد. کاستور یکی از درخشان ترین ستاره های آسمان شب است. در لیست مربوطه در جایگاه 23 قرار دارد.
کاستور یک سیستم چندگانه است که از شش جزء تشکیل شده است. دو عنصر اصلی (Castor A و Castor B) حول یک مرکز جرم مشترک با دوره زمانی 350 سال می چرخند. هر یک از این دو ستاره یک دوتایی طیفی هستند. اجزای Castor A و Castor B روشنایی کمتری دارند و احتمالاً متعلق به کلاس طیفی M هستند.
Castor S بلافاصله با سیستم مرتبط نشد. در ابتدا به عنوان یک ستاره مستقل YY Gemini تعیین شد. در روند مطالعه این ناحیه از آسمان، مشخص شد که این نور از نظر فیزیکی با سیستم کاستور در ارتباط است. این ستاره حول یک مرکز جرم مشترک برای همه اجزا با دوره ای چند ده هزار ساله می چرخد و همچنین یک دوتایی طیفی است.
Beta Aurigae
الگوی آسمانی اوریگا تقریباً 150 نقطه را شامل می شود که بسیاری از آنها ستاره های سفید هستند. نام مفاخر برای فردی که از نجوم دور است چیز کمی می گوید، اما این از اهمیت آنها برای علم کم نمی کند. درخشان ترین جسم الگوی بهشتی، متعلق به کلاس طیفی A، Mencalinan یا beta Aurigae است. نام ستاره که از عربی ترجمه شده است به معنای "شانه صاحب افسار" است.
منکالینان یک سیستم سه گانه است. دو جزء آن زیرغول هایی از کلاس طیفی A هستند. روشنایی هر یک از آنها 48 برابر بیشتر از روشنایی خورشید است. آنها با فاصله 0.08 از هم جدا می شوند واحدهای نجومی. جزء سوم یک کوتوله قرمز است که 330 واحد نجومی از این جفت فاصله دارد. ه.
اپسیلون دب اکبر
درخشان ترین "نقطه" در شاید معروف ترین صورت فلکی آسمان شمالی (دب اکبر) Alioth است که به عنوان کلاس A طبقه بندی می شود. قدر ظاهری - 1.76. این ستاره جایگاه 33 را در فهرست درخشان ترین نورها به خود اختصاص داده است. Alioth در ستاره دب اکبر گنجانده شده است و نزدیکتر از سایر نورافکن ها به کاسه قرار دارد.
طیف آلیوت با خطوط غیرعادی مشخص می شود که با دوره 5.1 روزه در نوسان هستند. فرض بر این است که ویژگی ها با نوردهی مرتبط هستند میدان مغناطیسیستاره ها. طبق آخرین داده ها، نوسانات طیفی ممکن است به دلیل نزدیکی جسم کیهانی با جرم تقریباً 15 برابر جرم مشتری ایجاد شود. این که آیا این چنین است یا نه هنوز یک راز است. ستاره شناسان هر روز سعی می کنند آن را مانند دیگر اسرار ستارگان درک کنند.
کوتوله های سفید
داستان در مورد ستارگان سفید بدون ذکر آن مرحله از تکامل نورانی که به عنوان "کوتوله سفید" نامگذاری شده است، ناقص خواهد بود. چنین اجرامی به این دلیل نام خود را دریافت کردند که اولین موارد کشف شده متعلق به کلاس طیفی A بودند. اینها Sirius B و 40 Eridani B بودند. امروزه کوتوله های سفید یکی از گزینه های مرحله نهایی زندگی یک ستاره نامیده می شوند.
اجازه دهید با جزئیات بیشتری در مورد چرخه زندگی چراغ ها صحبت کنیم.
تکامل ستاره ای
ستاره ها یک شبه متولد نمی شوند: هر یک از آنها چندین مرحله را پشت سر می گذارد. ابتدا ابر گاز و غبار تحت تأثیر خود شروع به کوچک شدن می کند، به آرامی شکل یک توپ را به خود می گیرد، در حالی که انرژی گرانشی به گرما تبدیل می شود - دمای جسم افزایش می یابد. در لحظه ای که به مقدار 20 میلیون کلوین می رسد، واکنش همجوشی هسته ای آغاز می شود. این مرحله آغاز زندگی یک ستاره تمام عیار در نظر گرفته می شود.
نورپردازان بیشتر وقت خود را صرف سکانس اصلی می کنند. واکنش های چرخه هیدروژن به طور مداوم در اعماق آنها انجام می شود. دمای ستارگان ممکن است متفاوت باشد. وقتی تمام هیدروژن موجود در هسته تمام می شود، مرحله جدیدی از تکامل آغاز می شود. اکنون هلیوم تبدیل به سوخت می شود. در همان زمان، ستاره شروع به گسترش می کند. درخشندگی آن افزایش می یابد و برعکس دمای سطح کاهش می یابد. ستاره سکانس اصلی را ترک می کند و به یک غول سرخ تبدیل می شود.
جرم هسته هلیوم به تدریج افزایش می یابد و شروع به فشرده شدن تحت وزن خود می کند. مرحله غول سرخ بسیار سریعتر از مرحله قبلی به پایان می رسد. مسیری که تکامل بعدی طی خواهد کرد به جرم اولیه جسم بستگی دارد. ستاره های کم جرم در مرحله غول سرخ شروع به باد کردن می کنند. در نتیجه این فرآیند، جسم پوسته های خود را می ریزد. هسته برهنه ستاره نیز تشکیل شده است. در چنین هسته ای تمام واکنش های همجوشی کامل شد. به آن کوتوله سفید هلیوم می گویند. غول‌های قرمز عظیم‌تر (تا حد معینی) به کوتوله‌های سفید مبتنی بر کربن تبدیل می‌شوند. هسته آنها حاوی بیش از عناصر سنگیننسبت به هلیوم
مشخصات
کوتوله های سفید اجسامی هستند که معمولاً از نظر جرم بسیار نزدیک به خورشید هستند. علاوه بر این، اندازه آنها با اندازه زمین مطابقت دارد. چگالی عظیم این اجرام کیهانی و فرآیندهایی که در اعماق آنها رخ می دهد از دیدگاه فیزیک کلاسیک غیرقابل توضیح است. کمک کرد تا اسرار ستاره ها آشکار شود مکانیک کوانتومی.
ماده کوتوله های سفید یک پلاسمای الکترون-هسته ای است. ساختن آن حتی در آزمایشگاه تقریبا غیرممکن است. بنابراین، بسیاری از ویژگی های چنین اشیایی نامشخص است.
حتی اگر تمام شب ستارگان را مطالعه کنید، نمی توانید حداقل یک کوتوله سفید را بدون تجهیزات ویژه تشخیص دهید. درخشندگی آنها به طور قابل توجهی کمتر از نور خورشید است. به گفته دانشمندان، کوتوله های سفید تقریباً 3 تا 10 درصد از کل اجرام کهکشان را تشکیل می دهند. با این حال، تا به امروز، تنها مواردی از آنها یافت شده اند که در فاصله 200-300 پارسک از زمین قرار دارند.
کوتوله های سفید به تکامل خود ادامه می دهند. بلافاصله پس از تشکیل، دمای سطح بالایی دارند، اما به سرعت سرد می شوند. طبق این نظریه، چند ده میلیارد سال پس از شکل گیری، یک کوتوله سفید به یک کوتوله سیاه تبدیل می شود - جسمی که نور مرئی ساطع نمی کند.
برای یک ناظر، یک ستاره سفید، قرمز یا آبی در درجه اول در رنگ متفاوت است. ستاره شناس عمیق تر نگاه می کند. رنگ بلافاصله چیزهای زیادی در مورد دما، اندازه و جرم جسم می گوید. ستاره آبی یا آبی روشن یک توپ داغ غول پیکر است که از همه نظر بسیار جلوتر از خورشید است. نورهای سفید، که نمونه هایی از آنها در مقاله توضیح داده شده است، تا حدودی کوچکتر هستند. اعداد ستاره در کاتالوگ های مختلف نیز چیزهای زیادی را به حرفه ای ها می گوید، اما نه همه چیز. مقدار زیادی از اطلاعات در مورد زندگی اجرام فضایی دور یا هنوز توضیح داده نشده است یا کشف نشده باقی مانده است.
ستارگان: تولد، زندگی و مرگ آنها [نسخه سوم، اصلاح شده] Shklovsky Joseph Samuilovich
فصل 10 کوتوله های سفید چگونه کار می کنند؟
فصل 10 کوتوله های سفید چگونه کار می کنند؟
در بند 1، هنگامی که در مورد خواص فیزیکی ستارگان مختلف ترسیم شده در نمودار هرتسسپرونگ-راسل بحث کردیم، توجه قبلاً به به اصطلاح "کوتوله های سفید" جلب شد. نماینده معمولی این دسته از ستارگان، ماهواره معروف سیریوس، به اصطلاح "Sirius B" است. در عین حال، تأکید شد که این ستارگان عجیب به هیچ وجه یک دسته نادر از نوعی "هیولا" بیمارگونه در کهکشان ما نیستند. برعکس، این یک گروه بسیار بزرگ از ستارگان است. باید حداقل چندین میلیارد از آنها در کهکشان وجود داشته باشد، و شاید تا ده میلیارد، یعنی تا 10٪ از کل ستاره های منظومه ستاره ای غول پیکر ما. در نتیجه، کوتوله‌های سفید باید در نتیجه فرآیند منظمی که در نسبت قابل توجهی از ستارگان رخ می‌دهد، شکل گرفته باشند. و از این نتیجه می شود که اگر ماهیت کوتوله های سفید را درک نکنیم و مسئله منشأ آنها را روشن نکنیم، درک ما از دنیای ستارگان بسیار دور از دسترس خواهد بود. با این حال، در این بخش، مسائل مربوط به مشکل تشکیل کوتوله های سفید را مورد بحث قرار نخواهیم داد؛ این کار در بند 13 انجام خواهد شد. وظیفه ما در حال حاضر این است که سعی کنیم ماهیت این اجرام شگفت انگیز را درک کنیم. ویژگی های اصلی کوتوله های سفید عبارتند از:
آ. جرم با جرم خورشید در شعاع صد برابر کوچکتر از خورشید تفاوت چندانی ندارد. اندازه کوتوله های سفید به اندازه کره زمین است.
ب این به معنی چگالی متوسط عظیمی از ماده است که به 106-107g/cm3 می رسد (یعنی تا ده تن "فشرده" در یک سانتی متر مکعب!).
ج درخشندگی کوتوله های سفید بسیار کم است: صدها و هزاران بار کمتر از خورشید.
هنگامی که برای اولین بار سعی می کنیم شرایط موجود در فضای داخلی کوتوله های سفید را تجزیه و تحلیل کنیم، بلافاصله با یک مشکل بسیار بزرگ مواجه می شویم. در § 6، ارتباطی بین جرم یک ستاره، شعاع آن و دمای مرکزی برقرار شد (به فرمول (6.2) مراجعه کنید). از آنجایی که دومی باید با شعاع ستاره نسبت معکوس داشته باشد، به نظر می رسد دمای مرکزی کوتوله های سفید باید به مقادیر عظیمی در حد صدها میلیون کلوین برسد. در چنین دماهای هیولایی، باید مقدار گزافی وجود داشته باشد تعداد زیادی ازانرژی هسته ای. حتی اگر فرض کنیم که تمام هیدروژن موجود در آنجا «سوخته شده است»، واکنش هلیوم سه گانه باید بسیار مؤثر باشد. انرژی آزاد شده در طی واکنش های هسته ای باید به سطح "نشت" کند و به شکل تشعشع به فضای بین ستاره ای برود که باید بسیار قدرتمند بود. در همین حال، درخشندگی کوتوله‌های سفید کاملاً ناچیز است، چندین مرتبه قدر کمتر از قدر ستارگان «معمولی» با همان جرم. موضوع چیه؟
بیایید سعی کنیم این پارادوکس را درک کنیم.
اول از همه، چنین اختلاف شدید بین درخشندگی مورد انتظار و مشاهده شده به این معنی است که فرمول (6.2) § 6 به سادگی برای کوتوله های سفید قابل اجرا نیست. بیایید اکنون به یاد بیاوریم که چه مفروضاتی در هنگام استخراج این فرمول انجام شد. اول از همه، فرض بر این بود که ستاره تحت تأثیر دو نیرو در حالت تعادل قرار دارد: گرانش و فشار گاز. شکی نیست که کوتوله های سفید در حالت تعادل هیدرواستاتیکی هستند که در § 6 به تفصیل در مورد آن بحث کردیم. مدت کوتاهیآنها وجود ندارند: اگر فشار از گرانش بیشتر شود در فضای بین ستاره ای پراکنده می شوند، یا اگر گرانش با فشار گاز جبران نمی شود "تا یک نقطه" منقبض می شوند. در مورد جهانی بودن قانون گرانش جهانی نیز تردیدی وجود ندارد: نیروی گرانش در همه جا عمل می کند و جز کمیت آن به هیچ ویژگی دیگری از ماده بستگی ندارد. سپس تنها یک احتمال باقی می ماند: شک در وابستگی فشار گاز به دما، که ما با استفاده از قانون معروف کلاپیرون به دست آوردیم.
این قانون برای یک گاز ایده آل معتبر است. در بند 6 ما متقاعد شدیم که ماده درونی ستارگان معمولی را می توان با دقت کافی به عنوان گاز ایده آل در نظر گرفت. بنابراین، نتیجه منطقی این است که بسیار ماده متراکمفضای داخلی کوتوله های سفید در حال حاضر گاز ایده آل نیست.
درست است، منطقی است که شک کنیم که آیا این ماده یک گاز است؟ آیا می تواند مایع باشد یا جامد؟ به راحتی می توان فهمید که اینطور نیست. پس از همه، در مایعات و مواد جامدمحکم بسته بندی شده اتم هاکه با پوسته های الکترونی خود که اندازه آنها چندان کوچک نیست تماس دارند: حدود 10 -8 سانتی متر نزدیکتر از این فاصله هسته های اتمی، که تقریباً کل جرم اتم ها در آن متمرکز است ، نمی توانند به سمت یکدیگر حرکت کنند. بلافاصله نتیجه می شود که میانگین چگالی یک ماده جامد یا مایع نمی تواند به طور قابل توجهی بیشتر شود
20 گرم بر سانتی متر 3. این واقعیت که چگالی متوسط ماده در کوتوله‌های سفید می‌تواند ده‌ها هزار بار بیشتر باشد به این معنی است که هسته‌ها در آنجا در فواصل قابل توجهی کمتر از 10-8 سانتی‌متر از یکدیگر قرار دارند. همانطور که بود، "له شده" "و هسته ها از الکترون ها جدا می شوند. از این نظر می توان در مورد ماده داخلی کوتوله های سفید به عنوان یک پلاسمای بسیار متراکم صحبت کرد. اما پلاسما در درجه اول یک گاز است، یعنی حالتی از ماده که فاصله بین ذرات تشکیل دهنده آن به طور قابل توجهی از اندازه دومی بیشتر شود. در مورد ما، فاصله بین هسته ها کمتر از
10-10 سانتی متر، در حالی که ابعاد هسته ها ناچیز است - حدود 10-12 سانتی متر.
بنابراین، ماده داخلی کوتوله های سفید یک گاز یونیزه بسیار متراکم است. با این حال، به دلیل چگالی بسیار زیاد، خواص فیزیکی آن به شدت با گاز ایده آل متفاوت است. این تفاوت بین خواص را نباید با خواص اشتباه گرفت گازهای واقعی، که در دروس فیزیک بسیار مورد بحث قرار می گیرند.
خواص ویژه گاز یونیزه شده در چگالی های فوق العاده بالا تعیین می شود انحطاط. این پدیده فقط در چارچوب قابل توضیح است مکانیک کوانتومی. مفهوم "انحطاط" با فیزیک کلاسیک بیگانه است. چیست؟ برای پاسخ به این سوال، ابتدا باید کمی در مورد ویژگی های حرکت الکترون ها در یک اتم که توسط قوانین مکانیک کوانتومی توضیح داده شده است، صحبت کنیم. وضعیت هر الکترون در یک سیستم اتمی با تعیین اعداد کوانتومی تعیین می شود. این اعداد هستند نکته اصلیعدد کوانتومی n، که انرژی یک الکترون را در یک اتم تعیین می کند، عدد کوانتومی ل، مقدار تکانه زاویه ای مداری الکترون، عدد کوانتومی را می دهد متر، با دادن مقدار پرتاب این لحظه به یک جهت انتخاب شده از نظر فیزیکی (مثلا جهت میدان مغناطیسی) و در نهایت عدد کوانتومی س، دادن ارزش گشتاور خودالکترون (اسپین). قانون اساسی مکانیک کوانتومی است اصل پائولی، ممنوعیت برای هر سیستم کوانتومی (به عنوان مثال، اتم پیچیده) هر دو الکترون همه اعداد کوانتومی یکسانی دارند. اجازه دهید این اصل را با استفاده از یک مدل ساده نیمه کلاسیک بور از اتم توضیح دهیم. ترکیب سه عدد کوانتومی (به جز اسپین) مدار یک الکترون را در یک اتم تعیین می کند. اصل پائولی، همانطور که در این مدل از اتم اعمال می شود، بیش از دو الکترون را از قرار گرفتن در یک مدار کوانتومی منع می کند. اگر دو الکترون در چنین مداری وجود داشته باشد، در این صورت باید اسپین هایی با جهت مخالف داشته باشند. این بدان معنی است که اگرچه ممکن است سه عدد کوانتومی چنین الکترون هایی یکسان باشند، اما اعداد کوانتومی مشخص کننده اسپین الکترون ها باید متفاوت باشند.
اصل پائولی برای تمام فیزیک اتمی اهمیت زیادی دارد. به ویژه، تنها بر اساس این اصل می توان تمام ویژگی ها را درک کرد جدول تناوبیعناصر مندلیف اصل پائولی دارای اهمیت جهانی است و برای تمام سیستم های کوانتومی که از تعداد زیادی ذرات یکسان تشکیل شده اند قابل اجرا است. نمونه ای از چنین سیستمی، به ویژه، فلزات معمولی در دمای اتاق است. همانطور که مشخص است، در فلزات، الکترون‌های بیرونی با هسته‌های "خود" خود مرتبط نیستند، اما همانطور که گفته شد، "اجتماعی" هستند. آنها در میدان الکتریکی پیچیده شبکه یونی فلز حرکت می کنند. در یک تقریب تقریبی و نیمه کلاسیک، می توان تصور کرد که الکترون ها در امتداد برخی مسیرها، هرچند بسیار پیچیده، حرکت می کنند و البته، برای چنین مسیرهایی باید اصل پائولی نیز رعایت شود. این بدان معنی است که در طول هر یک از مسیرهای الکترونی ذکر شده در بالا، بیش از دو الکترون نمی توانند حرکت کنند، که باید در اسپین های آنها متفاوت باشد. باید تاکید کرد که طبق قوانین مکانیک کوانتومی، تعداد چنین مسیرهای ممکن، اگرچه بسیار زیاد است، محدود است. در نتیجه، همه مدارهای هندسی ممکن محقق نمی شوند.
در واقع، البته، استدلال ما بسیار ساده است. ما در بالا در مورد "مسیرها" برای وضوح صحبت کردیم. به جای تصویر کلاسیک حرکت در طول یک مسیر، مکانیک کوانتومی فقط از آن صحبت می کند وضعیتالکترون، که با چندین پارامتر بسیار خاص (کوانتومی) توصیف می شود. در هر یک از حالت های ممکن، الکترون مقداری انرژی خاص دارد. در چارچوب مدل حرکت ما در طول مسیرها، اصل پائولی را می توان به صورت زیر فرموله کرد: بیش از دو الکترون نمی توانند در امتداد یک مسیر "مجاز" با سرعت های یکسان حرکت کنند (یعنی انرژی یکسانی داشته باشند).
هنگامی که در مورد اتم های پیچیده و چند الکترونی اعمال می شود، اصل پائولی این امکان را به شما می دهد که بفهمیم چرا الکترون های آنها به "عمیق ترین" مدارها، که انرژی آنها حداقل است، "ریخته" نمی شوند. به عبارت دیگر، کلید درک ساختار اتم را فراهم می کند. در مورد الکترون‌های یک فلز و در مورد ماده داخلی کوتوله‌های سفید، وضعیت دقیقاً مشابه است. اگر همان تعداد الکترون و هسته اتمی حجم کافی بزرگ را پر می کرد، آنگاه «جای کافی برای همه وجود خواهد داشت». اما اجازه دهید اکنون تصور کنیم که این حجم محدود. در این صورت تنها بخش کوچکی از الکترون‌ها تمام مسیرهای ممکن را برای حرکت خود اشغال می‌کنند، که تعداد آنها لزوماً محدود است. الکترون های باقی مانده باید در امتداد حرکت کنند همان چیزمسیرهایی که قبلاً "اشغال" شده اند. اما با توجه به اصل پائولی، آنها در امتداد این مسیرها با سرعت بالا حرکت می کنند و بنابراین، دارند بزرگترانرژی. وضعیت دقیقاً مانند یک اتم چند الکترونی است، جایی که، به دلیل همان اصل، الکترون‌های "اضافی" موظف استبا انرژی بیشتری در مدارها حرکت کنید.
در یک قطعه فلز یا در حجمی در داخل یک کوتوله سفید، تعداد الکترون‌ها بیشتر از تعداد مسیرهای مجاز حرکت است. وضعیت در گاز معمولی، به ویژه در فضای داخلی ستاره های دنباله اصلی متفاوت است. در آنجا تعداد الکترون ها همیشه وجود دارد کمترتعداد مسیرهای مجاز بنابراین، الکترون ها می توانند در امتداد مسیرهای مختلف با سرعت های مختلف حرکت کنند، گویی "بدون تداخل" با یکدیگر. اصل پائولی در این مورد بر حرکت آنها تأثیر نمی گذارد. در چنین گازی، یک توزیع ماکسولی از سرعت ها برقرار می شود و قوانین حالت گازی ماده که در فیزیک مدرسه به خوبی شناخته شده است، به ویژه قانون کلاپیرون برآورده می شود. اگر یک گاز "معمولی" به شدت فشرده شود، تعداد مسیرهای ممکن برای الکترون‌ها بسیار کوچکتر می‌شود و در نهایت حالتی به وجود می‌آید که برای هر مسیر بیش از دو الکترون وجود داشته باشد. بر اساس اصل پائولی، این الکترون ها باید سرعت های متفاوتی داشته باشند که از مقدار بحرانی معینی فراتر رود. اگر اکنون این گاز فشرده شده را تا حد زیادی سرد کنیم، سرعت الکترون ها به هیچ وجه کاهش نخواهد یافت. در غیر این صورت، همانطور که به راحتی قابل درک است، اصل پائولی پابرجا خواهد ماند. حتی نزدیک به صفر مطلق، سرعت الکترون ها در چنین گازی بالا باقی می ماند. گازی با چنین خواص خارق العاده ای نامیده می شود منحط. رفتار چنین گازی به طور کامل با این واقعیت توضیح داده می شود که ذرات آن (در مورد ما، الکترون ها) تمام مسیرهای ممکن را اشغال می کنند و در امتداد آنها "ضرورت" با سرعت های بسیار بالا حرکت می کنند. برخلاف یک گاز منحط، سرعت ذرات در یک گاز "معمولی" با کاهش دمای آن بسیار کوچک می شود. بر این اساس فشار آن نیز کاهش می یابد. وضعیت فشار گاز منحط چگونه است؟ برای انجام این کار، بیایید آنچه را که فشار گاز می نامیم به یاد بیاوریم. این ضربه ای است که ذرات گاز در یک ثانیه در هنگام برخورد با "دیوار" خاصی که حجم آن را محدود می کند منتقل می شود. از اینجا مشخص می شود که فشار گاز منحط باید بسیار زیاد باشد، زیرا سرعت ذرات تشکیل دهنده آن زیاد است. حتی با خیلی دمای پایینفشار گاز منحط باید بالا بماند، زیرا سرعت ذرات آن، بر خلاف گازهای معمولی، تقریباً با کاهش دما کاهش نمی یابد. باید انتظار داشت که فشار یک گاز منحط کمی به دمای آن بستگی دارد، زیرا سرعت حرکت ذرات تشکیل دهنده آن در درجه اول توسط اصل پائولی تعیین می شود.
همراه با الکترون ها، در فضای داخلی کوتوله های سفید باید هسته های "لخت" و همچنین اتم های بسیار یونیزه شده وجود داشته باشد که پوسته های الکترونی "درونی" خود را حفظ کرده اند. معلوم می شود که برای آنها تعداد مسیرهای "مجاز" همیشه بیشتر از تعداد ذرات است. بنابراین، آنها نه یک گاز منحط، بلکه یک گاز "عادی" تشکیل می دهند. سرعت آنها توسط دمای ماده کوتوله های سفید تعیین می شود و به دلیل اصل پائولی همیشه بسیار کمتر از سرعت الکترون ها است. بنابراین، در فضای داخلی کوتوله های سفید، فشار فقط به دلیل گاز الکترونی منحط است. نتیجه این است که تعادل کوتوله های سفید تقریباً مستقل از دمای آنها است.
همانطور که محاسبات مکانیک کوانتومی نشان می دهد، فشار یک گاز الکترونی منحط، که در اتمسفر بیان می شود، با فرمول تعیین می شود.
| (10.1) |
ثابت کجاست ک = 3
10 6 و چگالی
طبق معمول بر حسب گرم بر سانتی متر مکعب بیان می شود. فرمول (10.1) جایگزین معادله کلاپیرون برای گاز منحط شده و "معادله حالت" آن است. ویژگی مشخصهاین معادله این است که دما در آن لحاظ نمی شود. علاوه بر این، بر خلاف معادله کلاپیرون، که در آن فشار متناسب با توان اول چگالی است، در اینجا وابستگی فشار به چگالی قوی‌تر است. درک آن سخت نیست. به هر حال، فشار با غلظت ذرات و سرعت آنها متناسب است. غلظت ذرات به طور طبیعی با چگالی متناسب است و سرعت ذرات یک گاز منحط با افزایش چگالی افزایش می‌یابد، زیرا در همان زمان، طبق اصل پائولی، تعداد ذرات «اضافی» که مجبور به حرکت با سرعت بالا هستند افزایش می‌یابد. .
شرط کاربرد فرمول (10.1) کوچک بودن سرعت های حرارتی الکترون ها در مقایسه با سرعت های ناشی از "انحطاط" است. در دماهای بسیار بالا، فرمول (10.1) باید به فرمول Clapeyron (6.2) تبدیل شود. اگر فشار به دست آمده برای گاز با چگالی
طبق فرمول (10.1) بیشتر، نسبت به فرمول (6.2) که به این معنی است که گاز منحط است. این به ما "شرایط انحطاط" می دهد
|
(10.2) |
میانگین جرم مولکولی. با چه چیزی برابر است؟
در فضای داخلی کوتوله های سفید؟ اول از همه، عملاً نباید هیدروژن در آنجا وجود داشته باشد: در چنین چگالی های عظیم و دماهای نسبتاً بالایی، مدت هاست که در واکنش های هسته ای "سوخته" شده است. عنصر اصلی در فضای داخلی کوتوله های سفید باید هلیوم باشد. از آنجایی که آن را جرم اتمیبرابر 4 است و در حین یونیزاسیون دو الکترون می دهد (این را نیز باید در نظر گرفت که ذرات ایجاد کننده فشار در آنجا فقط الکترون هستند) پس میانگین وزن مولکولی باید بسیار نزدیک به 2 باشد. از نظر عددی شرط انحطاط (10.2) به صورت زیر نوشته شده است:
|
(10.3) |
اگر مثلاً دما تی= 300 K (دمای اتاق)، سپس
> 2, 510 -4 گرم بر سانتی متر 3. این یک چگالی بسیار کم است، که بلافاصله از آن نتیجه می‌شود که الکترون‌های موجود در فلزات باید منحط شوند (در واقع، در این مورد ثابت‌ها کو
معنای دیگری دارند، اما اصل موضوع تغییر نمی کند). اگر درجه حرارت تینزدیک به دمای فضای داخلی ستاره است، یعنی حدود 10 میلیون کلوین، سپس > 1000 گرم بر سانتی متر 3. دو نتیجه بلافاصله از این نتیجه حاصل می شود:
آ. در فضای داخلی ستارگان معمولی، جایی که چگالی، اگرچه زیاد است، اما مطمئناً زیر 1000 گرم بر سانتی متر مکعب است، گاز منحط نیست. این قابلیت اعمال قوانین معمول حالت گاز را که ما به طور گسترده در § 6 استفاده می کنیم، توجیه می کند.
ب کوتوله های سفید چگالی متوسط و حتی مرکزی دارند که آشکارا بیشتر از 1000 گرم بر سانتی متر مکعب است. بنابراین، قوانین معمول حالت گاز برای آنها قابل اجرا نیست. برای درک کوتوله های سفید، لازم است خواص گاز منحط را که با معادله حالت آن (10.1) توصیف شده است، بدانیم. از این معادله، اول از همه، نتیجه می شود که ساختار کوتوله های سفید عملاً مستقل از دمای آنها است. از طرف دیگر، درخشندگی این اجسام با دمای آنها تعیین می شود (مثلاً سرعت واکنش های گرما هسته ای به دما بستگی دارد)، می توان نتیجه گرفت که ساختار کوتوله های سفید به درخشندگی بستگی ندارد. در اصل، یک کوتوله سفید می تواند در دمای نزدیک به صفر مطلق وجود داشته باشد (یعنی در یک پیکربندی تعادل باشد). بنابراین ما به این نتیجه می رسیم که برای کوتوله های سفید، بر خلاف ستارگان "معمولی"، هیچ رابطه "جرم-درخشندگی" وجود ندارد.
با این حال، برای این ستارگان غیر معمول، یک رابطه جرم-شعاع خاص وجود دارد. همانطور که توپ های با جرم مساوی ساخته شده از یک فلز باید قطرهای مساوی داشته باشند، اندازه کوتوله های سفید با جرم یکسان نیز باید یکسان باشد. بدیهی است که این جمله برای سایر ستارگان صادق نیست: ستارگان غول پیکر و ستاره های دنباله اصلی می توانند جرم های یکسانی داشته باشند، اما قطرهای متفاوتی دارند. این تفاوت بین کوتوله‌های سفید و سایر ستارگان با این واقعیت توضیح داده می‌شود که دما تقریباً هیچ نقشی در تعادل هیدرواستاتیک آنها که ساختار را تعیین می‌کند، ندارد.
از آنجایی که چنین است، باید یک رابطه جهانی وجود داشته باشد که توده های کوتوله های سفید و شعاع آنها را به هم متصل کند. وظیفه ما این نیست که این وابستگی مهم را که به دور از ابتدایی است، بدست آوریم. خود وابستگی (در مقیاس لگاریتمی) در شکل نشان داده شده است. 10.1. در این شکل دایره ها و مربع ها موقعیت چند کوتوله سفید را با جرم و شعاع مشخص مشخص می کنند. وابستگی جرم و شعاع برای کوتوله های سفید نشان داده شده در این شکل دو ویژگی جالب دارد. اولاً، نتیجه می شود که هر چه جرم یک کوتوله سفید بیشتر باشد، شعاع آن کوچکتر است. از این نظر، کوتوله های سفید رفتار متفاوتی با توپ های ساخته شده از یک قطعه فلزی دارند... دوم اینکه، کوتوله های سفید یک محدودیت دارند. ارزش مجازجرم [ 27 ]. این نظریه پیش‌بینی می‌کند که کوتوله‌های سفیدی که جرم آنها از جرم خورشیدی 1.43 تجاوز کند، نمی‌توانند در طبیعت وجود داشته باشند [28]. اگر جرم یک کوتوله سفید از توده های پایین تر به این مقدار بحرانی نزدیک شود، شعاع آن به صفر میل خواهد کرد. در عمل، این بدان معنی است که با شروع از یک جرم خاص، فشار گاز منحط دیگر نمی تواند نیروی گرانش را متعادل کند و ستاره به طور فاجعه باری فرو می ریزد.
این نتیجه به طور انحصاری است پراهمیتبرای کل مشکل تکامل ستارگان بنابراین، ارزش دارد که در مورد آن با جزئیات بیشتر صحبت کنیم. با افزایش جرم کوتوله سفید، چگالی مرکزی آن بیشتر و بیشتر می شود. انحطاط گاز الکترونی به طور فزاینده ای قوی تر خواهد شد. این بدان معناست که در هر مسیر "مجاز" تعداد ذرات فزاینده ای وجود خواهد داشت. آنها بسیار "تنگ" خواهند بود و (برای اینکه اصل پائولی را نقض نکنند!) با سرعت های بالاتر و بالاتر حرکت می کنند. این سرعت ها کاملاً به سرعت نور نزدیک خواهند شد. حالت جدیدی از ماده پدید خواهد آمد که به آن "انحطاط نسبیتی" می گویند. معادله وضعیت چنین گازی تغییر خواهد کرد - دیگر با فرمول (10.1) توصیف نخواهد شد. به جای (10.1)، رابطه برقرار خواهد بود
| (10.4) |
برای ارزیابی وضعیت فعلی، اجازه دهید فرض کنیم، همانطور که در § 6 انجام شد،
آقای 3. سپس، با انحطاط نسبیتی پ م 4/ 3 /ر 4، و نیروی خنثی کننده گرانش و برابر با افت فشار استدر ضمن نیروی گرانش است
GM/R 2 م 2 /ر 5 . ما می بینیم که هر دو نیرو - گرانش و افت فشار - به یک اندازه به اندازه ستاره بستگی دارند: چگونه آر-5، و به جرم متفاوت بستگی دارد. در نتیجه، باید مقداری کاملاً مشخص از جرم ستاره وجود داشته باشد که هر دو نیرو در آن متعادل باشند. اگر جرم از مقدار بحرانی معینی تجاوز کند، نیروی گرانش همیشه بر نیروی ناشی از اختلاف فشار غالب خواهد شد و ستاره به طرز فاجعه‌باری فرو می‌ریزد.اکنون فرض می کنیم که جرم کمتر از بحرانی است. سپس نیروی ناشی از فشار بیشتر از نیروی گرانشی خواهد بود، بنابراین ستاره شروع به انبساط خواهد کرد. در طول فرآیند گسترش، انحطاط نسبیتی با انحطاط "غیر نسبیتی" معمولی جایگزین خواهد شد. در این حالت از معادله حالت پ
5/ 3 به دنبال آن است P/R م 5/ 3 /ر 6، یعنی وابستگی نیروی خنثی کننده گرانش به آرقوی تر خواهد شد بنابراین، در شعاع خاصی، انبساط ستاره متوقف می شود.
این تحلیل کیفیاز یک سو لزوم وجود رابطه جرم-شعاع برای کوتوله های سفید و ماهیت آن را نشان می دهد (یعنی هر چه شعاع کوچکتر، جرم بیشتر باشد) و از سوی دیگر وجود یک را توجیه می کند. جرم محدود کننده، که نتیجه اجتناب ناپذیری انحطاط نسبیتی آینده است. ستارگان با جرم بیشتر از 1.2 چه مدت می توانند فشرده شوند؟ جرم خورشیدی? این جذاب، در حال حاضر سال های گذشتهبسیار مرتبط، مشکل در § 24 مورد بحث قرار خواهد گرفت.
ماده داخلی کوتوله های سفید با شفافیت بالا و هدایت حرارتی مشخص می شود. شفافیت خوب این ماده دوباره با اصل پائولی توضیح داده شده است. از این گذشته، جذب نور در یک ماده با تغییر در وضعیت الکترون ها، ناشی از انتقال آنها از یک مدار به مدار دیگر، همراه است. اما اگر اکثریت قریب به اتفاق "مدارها" (یا "مسیرها") در یک گاز منحط "تسخیر شده" باشند، چنین انتقالی بسیار دشوار است. فقط تعداد بسیار کمی از الکترون‌های سریع در پلاسمای یک کوتوله سفید می‌توانند کوانتوم‌های تابشی را جذب کنند. رسانایی حرارتی یک گاز منحط بالا است - فلزات معمولی به عنوان نمونه ای از این عمل می کنند. به دلیل شفافیت بسیار بالا و رسانایی حرارتی، تغییرات دما زیاد در ماده کوتوله سفید نمی تواند رخ دهد. تقریباً کل اختلاف دما، اگر از سطح یک کوتوله سفید به مرکز آن حرکت کنید، در یک لایه بسیار نازک و بیرونی از ماده رخ می دهد که در حالت غیر انحطاط است. در این لایه که ضخامت آن حدود 1 درصد شعاع است، دما از چند هزار کلوین در سطح به حدود ده میلیون کلوین افزایش می‌یابد و سپس تا مرکز ستاره تقریباً بدون تغییر باقی می‌ماند.
کوتوله های سفید، اگرچه ضعیف هستند، اما هنوز ساطع می کنند. منبع انرژی این تابش چیست؟ همانطور که قبلاً در بالا تأکید شد، عملاً هیچ هیدروژن، سوخت هسته‌ای اصلی، در اعماق کوتوله‌های سفید وجود ندارد. تقریباً تمام آن در طی مراحل تکامل ستاره که قبل از مرحله کوتوله سفید بود، سوخت. اما، از سوی دیگر، مشاهدات طیف‌سنجی به وضوح نشان می‌دهد که هیدروژن در بیرونی‌ترین لایه‌های کوتوله‌های سفید وجود دارد. یا وقت نداشت که بسوزد، یا (به احتمال زیاد) از محیط بین ستاره ای به آنجا رسیده است. ممکن است منبع انرژی کوتوله های سفید هیدروژن باشد واکنش های هسته ای، در یک لایه کروی بسیار نازک در مرز مواد متراکم منحط داخلی و جو آنها رخ می دهد. علاوه بر این، کوتوله‌های سفید می‌توانند دمای سطحی بسیار بالایی را از طریق هدایت حرارتی معمولی حفظ کنند. این بدان معنی است که کوتوله های سفید، بدون داشتن منبع انرژی، خنک می شوند و از ذخایر گرمایی خود تابش می کنند. و این ذخایر بسیار قابل توجه است. از آنجایی که حرکت الکترون‌ها در ماده کوتوله‌های سفید ناشی از پدیده انحطاط است، ذخیره گرمایی درون آنها در هسته‌ها و اتم‌های یونیزه شده وجود دارد. با فرض اینکه ماده کوتوله های سفید عمدتاً از هلیوم تشکیل شده است ( وزن اتمیبرابر 4 است)، به راحتی می توان مقدار انرژی حرارتی موجود در کوتوله سفید را پیدا کرد:
|
(10.5) |
جایی که متر H جرم اتم هیدروژن است، ک - ثابت بولتزمن. زمان خنک شدن یک کوتوله سفید را می توان با تقسیم تخمین زد E تیروی درخشندگی آن L. معلوم می شود که در حدود چند صد میلیون سال است.
در شکل شکل 10.2 وابستگی تجربی درخشندگی به دمای سطح را برای تعدادی از کوتوله های سفید نشان می دهد. خطوط مستقیم مکان هایی با شعاع ثابت هستند. دومی در کسری از شعاع خورشیدی بیان می شود. به نظر می رسد که نکات تجربی به خوبی در امتداد این خطوط قرار می گیرند. این بدان معنی است که کوتوله های سفید مشاهده شده در مراحل مختلف سرد شدن هستند.
در سال‌های اخیر، شکاف قوی از خطوط جذب طیفی به دلیل اثر زیمن برای ده‌ها کوتوله سفید کشف شده است. از بزرگی شکاف نتیجه می شود که قدرت میدان مغناطیسی در سطح این ستارگان به واجد اهمیت زیادحدود ده میلیون ارستد (E). چنین مقدار زیادی از میدان مغناطیسی ظاهراً با شرایط تشکیل کوتوله های سفید توضیح داده می شود. به عنوان مثال، اگر فرض کنیم که ستاره بدون کاهش جرم قابل توجهی منقبض می شود، می توانیم انتظار داشته باشیم شار مغناطیسی(یعنی حاصل ضرب سطح ستاره و قدرت میدان مغناطیسی) ارزش خود را حفظ می کند. نتیجه این است که با انقباض ستاره، شدت میدان مغناطیسی به نسبت معکوس مربع شعاع آن افزایش می یابد. در نتیجه، می تواند صدها هزار بار رشد کند. این مکانیسم برای افزایش میدان مغناطیسی از اهمیت ویژه ای برخوردار است نوترونستاره ها، که در § 22 [29] مورد بحث قرار خواهد گرفت. جالب است بدانید که بیشتر کوتوله های سفید میدانی قوی تر از چند هزار ارستد ندارند. بنابراین، کوتوله های سفید "مغناطیس شده" گروه خاصی را در میان ستارگان از این نوع تشکیل می دهند. "سیاه" و "سفیدچاله" کیهان در مارس 1974، در موسسه نجوم دولتی P.N. Lebedev آکادمی علوم اتحاد جماهیر شوروی، اعلامیه جالبی ظاهر شد. در ورودی در سمینار مشترک، قرار بود گزارشی با عنوان "آیا سفیدچاله ها منفجر شوند؟" خوانده شود. علمی
از کتاب شاهزاده از سرزمین ابرها نویسنده گالفر کریستففصل 4 با فشار دادن گوشش به دیوار، تریستام به صدای قدم های لازورو که محو می شد گوش داد. در همین حین، تام مشغول بررسی درب پایینی بود که جلوی سقوط آنها را گرفت: "همه چیز خوب است؟" - تریستام با زمزمه ای به دوستش بازگشت: "نه، اصلا!" بهتر بود بیرون بیایی و به همه چیز اعتراف کنی. آنها
از کتاب چشم و خورشید نویسنده واویلف سرگئی ایوانوویچفصل هفتم در این ساعت عصر میدان تقریباً خلوت بود. تریستام با یک قدم قاطع جلو رفت، اما بعد او را صدا زدند: "تو اینجا چه کار می کنی؟" سلام! دهکده! دارم بهت میگم! آیا لازورو تو را در کتابخانه نگرفت؟ این جری، پسر رئیس سازندگان ابر بود،
از کتاب بین ستاره ای: علم پشت صحنه نویسنده تورن کیپ استفنفصل 8 با ترک تریستام در انتهای باغ، تام به اتاق خود رفت و شروع به پوشیدن لباس های خشک کرد. زنگ دوباره به صدا درآمد، وقت رفتن به سمت میز بود. یک چیز مانع شد: تام نمی توانست کتاب کتابخانه مخفی را فراموش کند. حتی موقع تعویض لباس هم چشم از او برنداشت
از کتاب نویسندهفصل شانزدهم باد بیشتر و بیشتر می‌وزید. ساقه های خوشه برنج بی رحمانه تام و تریستام را در حالی که از دست تعقیب کنندگانشان فرار می کردند شلاق زدند. پسرها دیوانه از ترس، فقط به فکر رسیدن به خانم دریک افتادند. از قبل به حصار محافظ نزدیک بود. مادر تریستام در نزدیکی محدوده شهر
از کتاب نویسندهفصل 1 تریستام و تام بسیار بلند پرواز کردند، بسیار بالاتر از آن که ابرها بلند شوند منشاء طبیعی. بیش از یک ساعت از زمانی که آنها نقاب یخی را پشت سر گذاشتند، که از آن سربازان ستمگر به Myrtilville افتادند، می گذشت. آسمان اینجا با آسمان شهر آنها متفاوت بود:
از کتاب نویسندهفصل 2 ستاره ها در آسمان چشمک زدند راه شیری. از ابتدای پرواز، تام کلمه‌ای بر زبان نیاورده بود، اما تریستام احساس کرد که دوستش دیگر مثل قبل غمگین نیست. تام ناگهان گفت: «شب، خورشید آن طرف زمین را روشن می‌کند.» تریستام برگشت. "در مورد چه چیزی صحبت می کنید؟" "در مورد آسمان." شما
از کتاب نویسندهفصل 3 داشت روشن می شد. فضا و ستاره ها به تدریج ناپدید شدند. آسمان پر از نور شد و شفافیت خود را از دست داد. هوا خیلی خیلی سرد شد. و خیلی بی سر و صدا: به نظر می رسید هیچ نشانه ای از مشکل وجود ندارد. تام و تریستام خواب بودند. آنها ندیدند که کنترل پنل برای مدت طولانی چشمک می زند
از کتاب نویسندهفصل 4 صدای زن گفت: «به خود آمد.» تریستام چشمانش را باز کرد. روی تختی دراز کشیده بود که نزدیک آن سه نفر بودند: یک مرد و دو زن. سقف اتاقی که او در آنجا بود به رنگ سبز تیره رنگ شده بود. دیوارها هم سبز بودند اما سایه روشن تری داشتند.پنجره ای نبود
از کتاب نویسندهفصل 5 هنگامی که درب بیمارستان باز شد و کاروان را بیرون گذاشت، تریستام ناخواسته چشمانش را بست. نور روشن. قله های منطقه ابری هفت کوهی که شهر را احاطه کرده بود چنان سفیدی ناب و خیره کننده می درخشید که مجبور شد با چشمان بسته پلیس را تعقیب کند. بنابراین،
از کتاب نویسندهفصل ششم زندان، با دیوارهای کور بدون پنجره، در اعماق ابری قرار داشت که پایتخت سفید بر روی آن ساخته شده بود. یک بار در سلول، تریستام ترسیده و تام مدتی ساکت روی تختی که برای آنها اختصاص داده شده بود نشستند - در واقع اینطور بود.
از کتاب نویسندهفصل هفتم چند ساعت گذشت. تریستام و تام روی تخته های سفت در سلولی تاریک و بدون پنجره دراز کشیده بودند و مدام از این طرف به آن طرف می چرخیدند. به محض اینکه آهنگ فلوت قطع شد، پیرمرد بلافاصله چرت زد و در خواب چیزی نامفهوم زمزمه کرد. من تریستام را فهمیدم
از کتاب نویسندهفصل هشتم دود غلیظی که از دودکش ها بیرون می ریزد و با هوای خنک و مرطوب سحر مخلوط می شود. آدم برفی ها در تمام چهارراه های مرکز پایتخت سفید مستقر بودند. آنها کمتر شبیه افسران مجری قانون بودند و بیشتر شبیه به نیروهای اشغالگر بودند.
از کتاب نویسنده از کتاب نویسندهمرگ ستاره ای: کوتوله های سفید، ستاره های نوترونی و سیاهچاله ها خورشید و زمین حدود 4.5 میلیارد سال سن دارند، یعنی حدود یک سوم سن کیهان. پس از حدود 6.5 میلیارد سال دیگر، هسته خورشیدی سوخت هسته ای که خورشید را گرم نگه می دارد تمام خواهد شد. سپس شروع خواهد شد
ستاره نوترونیمحاسبات نشان می دهد که در طی یک انفجار ابرنواختری با M~25M، یک هسته نوترونی متراکم (ستاره نوترونی) با جرم ~ 1.6M باقی می ماند. در ستارگانی با جرم باقیمانده M > 1.4M که به مرحله ابرنواختر نرسیده اند، فشار گاز الکترونی منحط نیز قادر به تعادل نیست. نیروهای گرانشیو ستاره به حالت چگالی هسته ای منقبض می شود. مکانیسم این فروپاشی گرانشی مانند یک انفجار ابرنواختر است. فشار و دمای درون ستاره به مقادیری می رسد که به نظر می رسد الکترون ها و پروتون ها به یکدیگر و در نتیجه واکنش "فشرده" شده اند.
پس از انتشار نوترینوها، نوترون ها تشکیل می شوند که حجم فاز بسیار کمتری نسبت به الکترون ها اشغال می کنند. یک ستاره به اصطلاح نوترونی ظاهر می شود که چگالی آن به 10 14 - 10 15 g/cm 3 می رسد. اندازه مشخصه ستاره نوترونی 10-15 کیلومتر. به یک معنا، یک ستاره نوترونی یک هسته اتمی غول پیکر است. فشردگی بیشتر گرانشی با فشار ماده هسته ای که به دلیل برهمکنش نوترون ها ایجاد می شود، جلوگیری می کند. این نیز فشار انحطاط است، همانطور که قبلا در مورد یک کوتوله سفید وجود داشت، اما فشار انحطاط یک گاز نوترونی بسیار چگالتر است. این فشار قادر است جرم هایی تا 3.2M را نگه دارد.
نوترینوهای تولید شده در لحظه فروپاشی، ستاره نوترونی را به سرعت سرد می کنند. طبق برآوردهای نظری، دمای آن از 10 11 به 10 9 کلوین در یک زمان ~ 100 ثانیه کاهش می یابد. علاوه بر این، سرعت خنک کننده کمی کاهش می یابد. با این حال، در مقیاس نجومی بسیار بالا است. کاهش دما از 10 9 به 10 8 K در 100 سال و به 10 6 K در یک میلیون سال رخ می دهد. تشخیص ستاره های نوترونی با استفاده از روش های نوری به دلیل اندازه کوچک و دمای پایین آنها بسیار دشوار است.
در سال 1967، در دانشگاه کمبریج، هیویش و بل منابع کیهانی پرتوهای الکترومغناطیسی دوره ای - تپ اخترها را کشف کردند. دوره های تکرار پالس اکثر تپ اخترها در محدوده 3.3·10 -2 تا 4.3 ثانیه قرار دارد. بر اساس مفاهیم مدرن، تپ اخترها ستاره های نوترونی در حال چرخش با جرم 1 تا 3 متر و قطر 10 تا 20 کیلومتر هستند. فقط اجرام فشرده با ویژگی های ستاره های نوترونی می توانند شکل خود را بدون فروپاشی در چنین سرعت های چرخشی حفظ کنند. حفظ حرکت زاویه ایو میدان مغناطیسی در طول تشکیل یک ستاره نوترونی منجر به تولد تپ اخترهایی با سرعت چرخش با میدان مغناطیسی قوی B ~ 10 12 G می شود.
اعتقاد بر این است که یک ستاره نوترونی دارای میدان مغناطیسی است که محور آن با محور چرخش ستاره منطبق نیست. در این حالت، تابش ستاره (امواج رادیویی و نور مرئی) مانند پرتوهای یک فانوس دریایی روی زمین می‌چرخد. هنگامی که پرتو از زمین عبور می کند، یک پالس ثبت می شود. تابش یک ستاره نوترونی خود به این دلیل رخ می دهد که ذرات باردار از سطح ستاره به سمت بیرون حرکت می کنند. خطوط برقساطع میدان مغناطیسی امواج الکترومغناطیسی. این مکانیسم انتشار رادیویی تپ اختر، که برای اولین بار توسط طلا ارائه شد، در شکل نشان داده شده است. 39.
اگر پرتوی از تشعشع به ناظری روی زمین برخورد کند، تلسکوپ رادیویی پالس های کوتاه گسیل رادیویی را با دوره ای برابر با دوره چرخش ستاره نوترونی تشخیص می دهد. شکل پالس می تواند بسیار پیچیده باشد که با هندسه مگنتوسفر ستاره نوترونی مشخص می شود و مشخصه هر تپ اختر است. دوره های چرخش تپ اخترها کاملاً ثابت است و دقت اندازه گیری این دوره ها به ارقام 14 رقمی می رسد.
در حال حاضر تپ اخترهایی که بخشی از سیستم های دوتایی هستند کشف شده اند. اگر تپ اختر به دور جزء دوم بچرخد، تغییرات در دوره تپ اختر به دلیل اثر داپلر باید مشاهده شود. هنگامی که تپ اختر به ناظر نزدیک می شود، دوره ثبت شده پالس های رادیویی به دلیل اثر داپلر کاهش می یابد و زمانی که تپ اختر از ما دور می شود، دوره آن افزایش می یابد. بر اساس این پدیده، تپ اخترهایی که بخشی از دو ستاره. برای اولین تپ اختر کشف شده PSR 1913 + 16، که بخشی از یک سیستم دوتایی است، دوره مداری 7 ساعت و 45 دقیقه بود. دوره مداری طبیعی تپ اختر PSR 1913 + 16 59 میلی ثانیه است.
تابش تپ اختر باید به کاهش سرعت چرخش ستاره نوترونی منجر شود. این اثر نیز کشف شد. یک ستاره نوترونی که بخشی از یک سیستم دوتایی است نیز می تواند منبع تابش پرتو ایکس شدید باشد.
ساختار یک ستاره نوترونی با جرم 1.4M و شعاع 16 کیلومتر در شکل نشان داده شده است. 40.
I یک لایه بیرونی نازک از اتم های متراکم است. در نواحی II و III، هسته ها به شکل یک شبکه مکعبی در مرکز بدن قرار گرفته اند. منطقه IV عمدتاً از نوترون ها تشکیل شده است. در ناحیه V، ماده می تواند از پیون ها و هایپرون ها تشکیل شده باشد که هسته هادرونی یک ستاره نوترونی را تشکیل می دهند. جزئیات خاصی از ساختار یک ستاره نوترونی در حال حاضر در حال روشن شدن است.
تشکیل ستارگان نوترونی همیشه نتیجه یک انفجار ابرنواختری نیست. مکانیسم احتمالی دیگری برای تشکیل ستاره های نوترونی در طول تکامل کوتوله های سفید در سیستم های ستاره ای دوتایی نزدیک. جریان ماده از ستاره همراه به کوتوله سفید به تدریج جرم کوتوله سفید را افزایش می دهد و با رسیدن به جرم بحرانی (حد چاندراسخار)، کوتوله سفید به یک ستاره نوترونی تبدیل می شود. در صورتی که جریان ماده پس از تشکیل یک ستاره نوترونی ادامه یابد، جرم آن می تواند به میزان قابل توجهی افزایش یابد و در نتیجه فروپاشی گرانشی به سیاهچاله تبدیل شود. این مربوط به فروپاشی به اصطلاح "بی صدا" است.
ستاره های دوتایی فشرده نیز می توانند به عنوان منابع تابش اشعه ایکس ظاهر شوند. همچنین به دلیل تجمع ماده در حال سقوط از یک ستاره "عادی" به یک ستاره فشرده تر ایجاد می شود. هنگامی که ماده بر روی یک ستاره نوترونی با B> 10 10 G جمع می شود، ماده در ناحیه قطب های مغناطیسی قرار می گیرد. تابش اشعه ایکس با چرخش آن حول محور خود تعدیل می شود. به چنین منابعی تپ اخترهای اشعه ایکس می گویند.
منابع پرتو ایکس (به نام انفجار) وجود دارد که در آنها انفجارهای پرتو به طور دوره ای در فواصل چند ساعت تا یک روز رخ می دهد. زمان افزایش مشخصه انفجار 1 ثانیه است. مدت زمان انفجار از 3 تا 10 ثانیه است. شدت در لحظه انفجار می تواند 2 تا 3 مرتبه بزرگتر از درخشندگی در حالت آرام. در حال حاضر صدها منبع از این قبیل شناخته شده است. اعتقاد بر این است که انفجارهای تشعشع در نتیجه انفجارهای گرما هسته ای ماده انباشته شده در سطح یک ستاره نوترونی در نتیجه برافزایش رخ می دهد.
به خوبی شناخته شده است که در فواصل کوچک بین نوکلئون ها (<
0.3·10 -13 см) نیروهای هسته ایجاذبه ها با نیروهای دافعه جایگزین می شوند، یعنی مقاومت ماده هسته ای در فواصل کوتاه در برابر نیروی فشاری گرانش افزایش می یابد. اگر چگالی ماده در مرکز ستاره نوترونی از سم ρ چگالی هسته‌ای بیشتر شود و به 1015 گرم بر سانتی‌متر مکعب برسد، در مرکز ستاره همراه با نوکلئون‌ها و الکترون‌ها، مزون‌ها، هایپرون‌ها و سایر ذرات پرجرم‌تر قرار دارند. نیز تشکیل شده است. تحقیقات در مورد رفتار ماده در چگالی بیش از چگالی هسته ای در حال حاضر در مراحل اولیه است و بسیاری از مسائل حل نشده وجود دارد. محاسبات نشان می دهد که در چگالی ماده ρ > ρ سم، فرآیندهایی مانند ظهور میعانات پیون، انتقال ماده نوترونیزه شده به جامد امکان پذیر است. حالت کریستالی، تشکیل پلاسمای هایپرون و کوارک گلوئون. تشکیل حالت های ابر سیال و ابررسانای ماده نوترونی امکان پذیر است.
مطابق با ایده های مدرن در مورد رفتار ماده در چگالی های 10 2 - 10 3 برابر بیشتر از هسته (یعنی در مورد چنین چگالی هایی ما در موردهنگامی که ساختار درونی یک ستاره نوترونی مورد بحث قرار می گیرد، هسته های اتمی در داخل ستاره نزدیک به مرز پایداری تشکیل می شوند. با مطالعه وضعیت ماده بسته به چگالی، دما، پایداری ماده هسته ای در نسبت های عجیب و غریب تعداد پروتون ها به تعداد نوترون های هسته n p / n n، با در نظر گرفتن فرآیندهای ضعیف شامل نوترینوها می توان به درک عمیق تری دست یافت. . در حال حاضر، عملا تنها امکان مطالعه ماده در چگالی بالاتر از هسته ای، واکنش های هسته ای بین یون های سنگین است. با این حال، داده های تجربی در مورد برخورد یون های سنگین هنوز اطلاعات کافی را ارائه نمی دهند، زیرا مقادیر قابل دستیابی n p / n n برای هر دو هسته هدف و هسته شتاب یافته کوچک هستند (~ 1 - 0.7).
اندازه گیری های دقیق دوره های تپ اخترهای رادیویی نشان داده است که سرعت چرخش ستاره نوترونی به تدریج کاهش می یابد. این به دلیل انتقال انرژی جنبشی چرخش ستاره به انرژی تابشی تپ اختر و انتشار نوترینوها است. تغییرات ناگهانی کوچک در دوره های تپ اخترهای رادیویی با تجمع تنش در لایه سطحی ستاره نوترونی، همراه با "ترک خوردن" و "شکستگی" توضیح داده می شود، که منجر به تغییر در سرعت چرخش ستاره می شود. مشخصه های زمانی مشاهده شده تپ اخترهای رادیویی حاوی اطلاعاتی در مورد خواص "پوسته" ستاره نوترونی، شرایط فیزیکی درون آن، و فوق سیال بودن ماده نوترونی است. که در اخیراتعداد قابل توجهی تپ اختر رادیویی با دوره های کمتر از 10 میلی ثانیه کشف شد. این نیاز به روشن شدن ایده ها در مورد فرآیندهای رخ داده در ستاره های نوترونی دارد.
مشکل دیگر مطالعه فرآیندهای نوترینو در ستارگان نوترونی است. انتشار نوترینو یکی از مکانیسم هایی است که توسط آن یک ستاره نوترونی انرژی خود را طی 10 5 تا 10 6 سال پس از تشکیل خود از دست می دهد.
