Amikor az éjszakai égboltra nézünk, úgy tűnik számunkra, hogy minden csillag egyforma. Az emberi szemnek nagy nehézségekbe ütközik a távoli égitestek által kibocsátott fény látható spektrumának megkülönböztetése. Egy még alig látható csillag már rég kialudhatott, és mi csak a fényét figyeljük. A sztárok mindegyike a saját életét éli. Egyesek sima fehér fénnyel világítanak, mások lüktetőnek tűnnek neonfény fényes pontok. Megint mások halványan világító foltok, alig láthatók az égen.
A csillagok mindegyike világít egy bizonyos szakaszban evolúciója és idővel más osztályba tartozó égitestté változik. Az éjszakai égbolt fényes és vakító pontja helyett egy új kozmikus objektum jelenik meg - egy fehér törpe - egy öregedő csillag. Az evolúció ezen szakasza a legtöbb hétköznapi csillagra jellemző. Napunk sem kerülheti el a hasonló sorsot.
Mi a fehér törpe: csillag vagy fantom?
Csak a közelmúltban, a 20. században vált világossá a tudósok számára, hogy egy közönséges csillagból csak egy fehér törpe marad az űrben. A csillagok termonukleáris fizika szemszögéből történő tanulmányozása betekintést engedett az égitestek mélyén zajló folyamatokba. A gravitációs erők kölcsönhatásának eredményeként létrejövő csillagok egy kolosszális termonukleáris reaktor, amelyben a hidrogén és a hélium atommagok hasadásának láncreakciói folyamatosan mennek végbe. Ilyen összetett rendszerek a komponensek fejlődési üteme nem azonos. Hatalmas hidrogéntartalékok biztosítják a csillag életét az elkövetkező év milliárdjaira. A fúziós hidrogénreakciók hozzájárulnak a hélium és a szén képződéséhez. A termonukleáris fúziót követően a termodinamika törvényei lépnek életbe.
Miután egy csillag az összes hidrogénjét elfogyasztotta, magja a gravitációs erők és a kolosszális belső nyomás hatására összehúzódni kezd. Az égitest elveszíti héjának fő részét, és eléri a csillag tömegének azt a határát, amelynél fehér törpeként létezhet, energiaforrásoktól megfosztva, tehetetlenségből tovább sugározva hőt. Valójában a fehér törpék a vörös óriások és szuperóriások osztályának csillagai, amelyek elvesztették külső héjukat.
A magfúzió kimeríti a csillagot. A hidrogén elfogy, és a hélium, mint nagyobb tömegű komponens, tovább fejlődhet, új állapotba kerülve. Mindez ahhoz a tényhez vezet, hogy egy közönséges csillag helyett először vörös óriások alakulnak ki, és a csillag elhagyja a fő sorozatot. Így az égi test, miután elindult lassú és elkerülhetetlen öregedésének útján, fokozatosan átalakul. Egy sztár öregkora az hosszú távon a feledésbe. Mindez nagyon lassan történik. fehér törpe egy mennyei test, melyen túl fő szekvencia, elkerülhetetlen kihalási folyamat következik be. A héliumfúziós reakció hatására egy öregedő csillag magja összezsugorodik, és a csillag végül elveszti héját.
A fehér törpék evolúciója
A fő sorozaton kívül a csillagok kihalásának folyamata következik be. A gravitációs erők hatására vörös óriások és szuperóriások felhevült gáza szétszóródik az Univerzumban, és egy fiatal bolygóködöt alkot. Több százezer év után a köd feloszlik, és a helyén egy vörös óriás elfajult magja marad. fehér. Egy ilyen objektum hőmérséklete meglehetősen magas, a spektrum abszorpciós vonala alapján becsült 90 000 K-től egészen 130 000 K-ig, ha a röntgenspektrumon belül értékeljük. Kis mérete miatt azonban hűtés égi test nagyon lassan történik.
A csillagos égbolt képe, amelyet megfigyelünk, több tíz-százmilliárd éves. Ahol fehér törpéket látunk, ott már létezhet egy másik az űrben. égi test. A csillag átkerült a fekete törpe osztályba, az evolúció utolsó szakaszába. A valóságban a csillag helyén egy anyagcsomó marad, amelynek hőmérséklete megegyezik a környező tér hőmérsékletével. fő jellemzője ennek a tárgynak a látható fény teljes hiánya. Elég nehéz észrevenni egy ilyen csillagot egy hagyományos optikai teleszkópban alacsony fényereje miatt. A fehér törpék kimutatásának fő kritériuma az erős ultraibolya sugárzás és a röntgensugárzás jelenléte.
Az összes ismert fehér törpe spektrumától függően két csoportra osztható:
- DA spektrális osztályú hidrogénobjektumok, amelyek spektrumában nincsenek héliumvonalak;
- hélium törpék, DB spektrális osztály. A spektrum fő vonalai héliumban vannak.
A hidrogén típusú fehér törpék alkotják a populáció nagy részét, a Földön ismert összes állomány 80%-át. Ebben a pillanatban ilyen típusú objektumok. A maradék 20%-ot a héliumtörpék teszik ki.
A fehér törpe megjelenését eredményező evolúciós szakasz a nem nagy tömegű csillagok utolsó szakasza, beleértve a mi csillagunkat, a Napot is. Ebben a szakaszban a csillag a következő jellemzőkkel rendelkezik. A csillag ilyen kicsi és kompakt mérete ellenére csillaganyaga pontosan annyit nyom, amennyi a létezéséhez szükséges. Más szóval, a fehér törpék, amelyek sugara 100-szor kisebb, mint a napkorong sugara, tömege megegyezik a Nap tömegével, vagy akár nagyobb tömegű, mint a mi csillagunk.
Ez arra utal, hogy a fehér törpe sűrűsége milliószor nagyobb, mint a fő sorozatban elhelyezkedő közönséges csillagok sűrűsége. Például csillagunk sűrűsége 1,41 g/cm3, míg a fehér törpék sűrűsége elérheti a 105-110 g/cm3 kolosszális értéket.
Saját energiaforrások hiányában az ilyen tárgyak fokozatosan lehűlnek, és ennek megfelelően alacsony hőmérsékletűek. A fehér törpék felszínén a hőmérsékletet 5000-50 000 Kelvin-fok között rögzítették. Minél idősebb a csillag, annál alacsonyabb a hőmérséklete.
Például égboltunk legfényesebb csillaga, a Sirius A szomszédja, a fehér törpe, a Sirius B felszíni hőmérséklete mindössze 2100 Kelvin fok. Belül ez az égitest sokkal melegebb, majdnem 10 000°K. A Sirius B volt az első fehér törpe, amelyet a csillagászok fedeztek fel. A Sirius B után felfedezett fehér törpék színe ugyanolyan fehérnek bizonyult, ezért adták ezt a nevet a csillagok osztályának.
A Sirius A fényessége 22-szer nagyobb, mint a mi Napunk fényessége, de testvére, Sirius B halvány fénnyel világít, fényességében észrevehetően gyengébb, mint káprázatos szomszédja. Egy fehér törpe jelenlétét a Chandra röntgenteleszkóp által a Siriusról készített képeknek köszönhetően fedezték fel. A fehér törpék nem rendelkeznek kifejezett fényspektrummal, ezért az ilyen csillagokat általában meglehetősen hideg, sötét kozmikus objektumoknak tekintik. Az infravörös és röntgensugár tartományban a Sirius B sokkal fényesebben világít, és továbbra is kibocsát nagy mennyiség hőenergia. A közönséges csillagoktól eltérően, ahol a röntgenhullámok forrása a korona, a fehér törpékben a sugárzás forrása a fotoszféra.
Mivel a bőség szempontjából kívül esik a fő sorozaton, ezek a csillagok nem a leggyakoribb objektumok az Univerzumban. Galaxisunkban a fehér törpék az égitestek mindössze 3-10%-át teszik ki. Galaxisunk csillagpopulációjának ezen része esetében a becslés bizonytalanságát bonyolítja a sugárzás gyengesége a sarki látható tartományban. Más szóval, a fehér törpék fénye nem képes áthatolni a galaxisunk karjait alkotó kozmikus gázok nagy felhalmozódásán.
Tudományos pillantás a fehér törpék megjelenésének történetére
Továbbá az égitestekben a kiszáradt fő termonukleáris energiaforrások helyett egy új termonukleáris energiaforrás keletkezik, a hármas hélium reakció, vagyis tripla alfa folyamat, amely biztosítja a hélium kiégését. Ezek a feltételezések teljes mértékben beigazolódtak, amikor lehetővé vált a csillagok viselkedésének megfigyelése az infravörösben. Egy közönséges csillag fényspektruma jelentősen eltér attól a képtől, amelyet vörös óriásokra és fehér törpékre nézve látunk. Az ilyen csillagok degenerált magjainál van egy felső tömeghatár, különben az égitest fizikailag instabillá válik, és összeomlás következhet be.
A fehér törpék ilyen nagy sűrűségét szinte lehetetlen megmagyarázni a fizikai törvények szempontjából. A folyamatban lévő folyamatok csak a kvantummechanikának köszönhetően váltak világossá, amely lehetővé tette a csillaganyag elektrongázának állapotának tanulmányozását. A közönséges csillagoktól eltérően, ahol a szabványos modellt használják a gáz állapotának tanulmányozására, a fehér törpékben a tudósok egy relativisztikus degenerált elektrongáz nyomásával foglalkoznak. Közérthető nyelven a következők figyelhetők meg. Hatalmas, legalább 100-szoros összenyomással a csillaganyag olyanná válik, mint egy nagy atom, amelyben az összes atomi kötés és lánc összeolvad. Ebben az állapotban az elektronok degenerált elektrongázt képeznek, amelynek új kvantumképződése ellenáll a gravitációs erőknek. Ez a gáz héj nélküli sűrű magot képez.
A fehér törpék rádióteleszkópok és röntgenoptika segítségével végzett részletes vizsgálata során kiderült, hogy ezek az égi objektumok nem olyan egyszerűek és unalmasak, mint amilyennek első pillantásra tűnhet. Tekintettel az ilyen csillagok hiányára belül termonukleáris reakciók, önkéntelenül is felmerül a kérdés - honnan ered az óriási nyomás, amivel sikerült egyensúlyba hozni a gravitációs erőket és a belső vonzási erőket.
A kutatás eredményeként fizikusok a kvantummechanika területén egy fehér törpe modelljét hozták létre. A gravitációs erők hatására a csillaganyag olyan mértékben összenyomódik, hogy az atomok elektronhéja megsemmisül, az elektronok saját kaotikus mozgásba kezdenek, egyik állapotból a másikba mozognak. Az atommagok elektron hiányában rendszert alkotnak, erős és stabil kötést alkotva egymással. A csillaganyagban annyi elektron van, hogy sok állapot jön létre, és ennek megfelelően az elektronok sebessége megmarad. Magassebesség elemi részecskék kolosszális belső nyomást hoz létre az elektron degenerált gázból, amely képes ellenállni a gravitációs erőknek.
Mikor váltak ismertté a fehér törpék?
Annak ellenére, hogy a Sirius B-t az első asztrofizikusok által felfedezett fehér törpének tekintik, vannak támogatói annak a verziónak, amely szerint a tudományos közösség korábban megismerkedett az ebbe az osztályba tartozó csillagtárgyakkal. Herschel csillagász 1785-ben először felvette a csillagkatalógusba az Eridanus csillagkép hármas csillagrendszerét, külön-külön felosztva az összes csillagot. Csak 125 évvel később a csillagászok felfedezték a 40 Eridani B rendellenesen alacsony fényességét magas színhőmérsékleten, ami indokolta az ilyen objektumok külön osztályba való elkülönítését.
Az objektum gyenge fényereje +9,52 m magnitúdónak felelt meg. A fehér törpe tömege ½ napenergia, átmérője pedig kisebb, mint a Földé. Ezek a paraméterek ellentmondtak a csillagok belső szerkezetére vonatkozó elméletnek, ahol a csillagok fényessége, sugara és felületi hőmérséklete volt a kulcsparaméter a csillag osztályának meghatározásában. A kis átmérő és a fizikai folyamatok szempontjából alacsony fényerő nem felelt meg a magas színhőmérsékletnek. Ez az eltérés sok kérdést vetett fel.
Hasonlónak tűnt a helyzet egy másik fehér törpével, a Sirus B-vel is. A legfényesebb csillag műholdjaként a fehér törpe kis méretű, és hatalmas csillaganyag-sűrűséggel rendelkezik - 106 g/cm3. Összehasonlításképpen ennek az égitestnek a gyufásdoboz méretű anyaga több mint egymillió tonnát nyomna bolygónkon. Ennek a törpenek a hőmérséklete 2,5-szer magasabb, mint a Szíriusz-rendszer fő csillagának.
Legújabb tudományos eredmények
Az égitestek, amelyekkel dolgunk van, egy természetes kísérleti terepet képviselnek, amelynek köszönhetően az ember tanulmányozhatja a csillagok szerkezetét és fejlődési szakaszait. Ha a csillagok születése bármilyen környezetben egyformán működő fizikai törvényekkel magyarázható, akkor a csillagok evolúcióját egészen más folyamatok képviselik. Tudományos magyarázat sok közülük a kvantummechanika, az elemi részecskék tudománya kategóriájába tartozik.
A fehér törpék ebben a fényben a legtitokzatosabb tárgyaknak tűnnek:
- Először is, a csillagmag degenerációs folyamata nagyon érdekesnek tűnik, amelynek eredményeként a csillaganyag nem repül szét az űrben, hanem éppen ellenkezőleg, elképzelhetetlen méretűre tömörül;
- Másodszor, termonukleáris reakciók hiányában a fehér törpék meglehetősen forró kozmikus objektumok maradnak;
- Harmadszor, ezeknek a magas színhőmérsékletű csillagoknak alacsony a fényereje.
A legkülönfélébb tudósok, asztrofizikusok, fizikusok és nukleáris tudósok még nem adtak választ ezekre és sok más kérdésre, amelyek lehetővé teszik, hogy megjósolhassuk natív csillagunk sorsát. A Nap egy fehér törpe sorsára néz, de továbbra is kérdéses, hogy az emberek képesek lesznek-e megfigyelni a Napot ebben a szerepben.
Ha bármilyen kérdése van, tegye fel őket a cikk alatti megjegyzésekben. Mi vagy látogatóink szívesen válaszolunk rájuk
Friedrich Wilhelm Bessel német csillagász évekig megfigyelte saját mozgások az égen két fényes csillag - a Szíriusz és a Procyon -, és 1844-ben megállapította, hogy mindkettő nem egyenes vonalak mentén, hanem jellegzetes hullámos pályákon halad. A felfedezés arra késztette a tudóst, hogy úgy gondolja, hogy ezeknek a csillagoknak mindegyikében van egy számunkra láthatatlan műhold, vagyis fizikailag kettős csillagrendszerről van szó.
De a Nap, amely tömege majdnem megegyezik a Szíriusz B-vel, majdnem olyan fényesen ragyogna a távolból, mint a Sarkcsillag. Miért tekintették tehát a Sirius B-t „láthatatlan műholdnak” 18 évig? Talán a kicsi miatt szögtávolság közte és Sirius A között? Nem csak. Mint utóbb kiderült, szabad szemmel nyilvánvalóan hozzáférhetetlen alacsony, a Nap fényességénél 400-szor alacsonyabb fényerő miatt. Igaz, a 20. század legelején. ez a felfedezés nem tűnt különösebben furcsának, hiszen elég sok kis fényerejű csillagot ismertek, és a csillag tömege és fényessége közötti összefüggést még nem sikerült megállapítani. Csak amikor a Sirius B és a Procyon B emissziós spektrumát, valamint hőmérsékletüket mértük, akkor derült ki ezeknek a csillagoknak a „rendellenessége”.
A fizikában van egy ilyen fogalom - teljesen fekete test. Nem, ez nem a fekete szinonimája lyukakat- Vele ellentétben egy teljesen fekete test vakítóan tud ragyogni! Abszolút feketének nevezik, mert értelemszerűen elnyeli az összes ráeső elektromágneses sugárzást. Az elmélet szerint a teljes fényáram (a hullámhosszok teljes tartományában) egy teljesen fekete test egységnyi felületéről nem függ a test szerkezetétől vagy kémiai összetételétől, hanem csak a hőmérséklet határozza meg. A Stefan-Boltzmann törvény szerint fényereje arányos a hőmérséklet negyedik hatványával. Az abszolút fekete test, mint egy ideális gáz, csak egy fizikai modell, amelyet a gyakorlatban soha nem alkalmaznak szigorúan. A csillagfény spektrális összetétele azonban a spektrum látható tartományában meglehetősen közel áll a „feketetesthez”. Ezért feltételezhetjük, hogy a fekete test modell egésze helyesen írja le egy valódi csillag sugárzását.
Hatékony hőmérséklet A csillag hőmérséklete egy teljesen fekete test hőmérséklete, amely azonos mennyiségű energiát bocsát ki egységnyi felületre. Általánosságban elmondható, hogy nem egyenlő a csillag fotoszférájának hőmérsékletével. Ennek ellenére ez egy objektív jellemző, amely felhasználható a csillag egyéb jellemzőinek értékelésére: fényesség, méret stb.
A 10-es években. A 20. században Walter Adams amerikai csillagász megpróbálta meghatározni a Sirius B effektív hőmérsékletét. Ez 8000 K volt, később kiderült, hogy a csillagász tévedett, és valójában még magasabb (kb. 10 000 K). Következésképpen ennek a csillagnak a fényességének, ha akkora lenne, mint a Napé, legalább 10-szer nagyobbnak kellett volna lennie, mint a Napé. A Sirius B megfigyelt fényessége, mint tudjuk, 400-szor kisebb, mint a napfény, vagyis kiderül, hogy több mint 4 ezerszer kisebb a vártnál! Az egyetlen kiút ebből az ellentmondásból, ha figyelembe vesszük, hogy a Sirius B látható felülete sokkal kisebb, és ezért kisebb az átmérője. A számítások azt mutatták, hogy a Sirius B csak 2,5-szer akkora több, mint a Föld. De megtartja a naptömegét - kiderül, hogy átlagos sűrűségének majdnem 100 ezerszer nagyobbnak kell lennie, mint a Napé! Sok csillagász nem akart hinni az ilyen egzotikus tárgyak létezésében.
Csak 1924-ben, főleg Arthur Eddington angol asztrofizikus erőfeszítéseinek köszönhetően, aki kidolgozta a csillagok belső szerkezetének elméletét. A Szíriusz és a Procyon kompakt műholdait a csillagásztársadalom végül a csillagok egy teljesen új osztályának valódi képviselőinek ismerte fel, amelyeket ma fehér törpékként ismernek. „Fehér” - mert ennek a típusnak az első képviselői forró kék-fehér világítótestek, „törpék” voltak - mert nagyon kicsi a fényességük és a méretük.
Amint azt már megtudtuk, a fehér törpék sűrűsége sok ezerszer nagyobb, mint a közönséges csillagoké. Ez azt jelenti, hogy anyaguknak valamilyen speciális, korábban ismeretlen fizikai állapotban kell lennie. Erre utalt a fehér törpék szokatlan színképe is.
Először is, az abszorpciós vonaluk sokszor szélesebb, mint a normál csillagoké. Másodszor, hidrogénvonalak jelen lehetnek a fehér törpék spektrumában olyan magas hőmérsékleten, amelyen nincsenek jelen a közönséges csillagok spektrumában, mivel az összes hidrogén ionizált. Mindez elméletileg nagyon jól megmagyarázható. magas nyomású anyagok a fehér törpék légkörében.
Ezen egzotikus csillagok spektrumának következő jellemzője, hogy az összes kémiai elem vonala enyhén vöröseltolódott a földi laboratóriumokban kapott spektrum megfelelő vonalaihoz képest. Ez az úgynevezett gravitációs vöröseltolódás hatása, ami abból adódik, hogy a fehér törpe felszínén a gravitáció gyorsulása sokszorosa a földinek.
Valójában az egyetemes gravitáció törvényéből az következik, hogy a gravitáció gyorsulása a csillag felszínén egyenesen arányos a tömegével és fordítottan arányos a sugár négyzetével. A fehér törpék tömege közel áll a normál csillagok tömegéhez, sugaruk pedig sokszor kisebb. Ezért a fehér törpék felszínén a gravitáció gyorsulása nagyon nagy: körülbelül 10 5 - 10 6 m/s 2. Ne felejtsük el, hogy a Földön 9,8 m/s 2, azaz 10 000-100 000-szer kevesebb.
Az azonosított kémiai összetétel szerint a fehér törpék spektruma két kategóriába sorolható: egyesek hidrogénvonalakkal, mások hidrogénvonalak nélkül, de semleges vagy ionizált hélium vagy nehéz elemek vonalaival. A „hidrogén” törpék hőmérséklete néha jelentősen magasabb (legfeljebb 60 000 K és magasabb), mint a „hélium” törpéké (11 000 - 20 000 K). Ennek alapján a tudósok arra a következtetésre jutottak, hogy az utóbbi anyaga gyakorlatilag mentes a hidrogéntől.
Ezen kívül fehér törpéket fedeztek fel, amelyek spektrumait nem tudták azonosítani a tudomány által ismertekkel. kémiai elemekés kapcsolatokat. Később felfedezték, hogy ezeknek a csillagoknak a mágneses mezője 1000-100 000-szer erősebb, mint a Napon. Ilyen mágneses térerősségek mellett az atomok és molekulák spektruma a felismerhetetlenségig torzul, így nehéz azonosítani őket.
A fehér törpék belsejében a sűrűség elérheti a 10 10 kg/m 3 nagyságrendű értéket. Ilyen sűrűségértékeknél (és még alacsonyabbaknál is, amelyek jellemzőek külső rétegek fehér törpék) fizikai tulajdonságok gázok jelentősen megváltoznak, és az ideális gáz törvényei már nem érvényesek rá. A 20-as évek közepén. Enrico Fermi olasz fizikus kidolgozott egy elméletet, amely a fehér törpékre jellemző sűrűségű gázok tulajdonságait írja le. Kiderült, hogy egy ilyen gáz nyomását nem a hőmérséklete határozza meg. Akkor is magas marad, ha az anyag abszolút nullára hűl! Az ilyen tulajdonságokkal rendelkező gázt ún elfajzott.
1926-ban Ralph Fowler angol fizikus sikeresen alkalmazta a degenerált gáz elméletét a fehér törpékre (és csak később Fermi elmélete számos alkalmazást talált a „földi” fizikában). Ezen elmélet alapján két fontos következtetést vontunk le. Először is, egy fehér törpe sugara adott adottsághoz kémiai összetétel az anyagot egyedileg a tömege határozza meg. Másodszor, a fehér törpe tömege nem haladhat meg egy bizonyos kritikus értéket, amelynek értéke körülbelül 1,4 naptömeg.
További megfigyelések és tanulmányok megerősítették ezeket az elméleti feltevéseket, és lehetővé tették számunkra, hogy levonjuk azt a végső következtetést, hogy a fehér törpék belsejében gyakorlatilag nincs hidrogén. Mivel a degenerált gáz elmélete jól megmagyarázta a fehér törpék megfigyelt tulajdonságait, elkezdték őket nevezni degenerált csillagok. A következő lépés a kialakulásuk elméletének felépítése volt.
BAN BEN modern elmélet A csillagok evolúciójában a fehér törpék a közepes és kis tömegű (3-4 naptömegnél kisebb tömegű) csillagok evolúciójának utolsó szakaszának számítanak.
Miután egy öregedő csillag központi részében az összes hidrogén kiégett, magjának össze kell zsugorodnia és fel kell melegednie. Ugyanakkor a külső rétegek nagymértékben kitágulnak, a csillag effektív hőmérséklete csökken, és vörös óriássá válik. Az így létrejövő ritka csillaghéj nagyon gyengén kapcsolódik a maghoz, végül eloszlik az űrben. Az egykori vörös óriás helyén egy nagyon forró és tömör csillag marad, amely főleg héliumból áll - egy fehér törpe. Magas hőmérséklete miatt főként ultraibolya tartományban bocsát ki és ionizálja a táguló héj gázát.
A forró csillagokat körülvevő táguló héjak régóta ismertek. Úgy hívják planetáris ködökés a 18. században nyitották meg. William Herschel. Megfigyelt számuk jó egyezést mutat a vörös óriások és a fehér törpék számával, következésképpen azzal a ténnyel, hogy a fehér törpék kialakulásának fő mechanizmusa a közönséges csillagok evolúciója, a vörös óriásnál lévő gázburok kilökődésével. színpad.
A szoros kettős csillagrendszerekben az összetevők olyan közel helyezkednek el egymáshoz, hogy anyagcsere zajlik közöttük. A vörös óriás puffadt héja folyamatosan ráfolyik a szomszédos csillagra, amíg csak egy fehér törpe marad. Valószínűleg a fehér törpék első felfedezett képviselői - a Sirius B és a Procyon B - pontosan így alakultak ki.
A 40-es évek végén. Samuil Aronovich Kaplan szovjet asztrofizikus kimutatta, hogy a fehér törpék sugárzása lehűléshez vezet. Ez azt jelenti, hogy ezeknek a csillagoknak nincs belső energiaforrásuk. Kaplan kvantitatív elméletet is felépített a fehér törpék lehűlésére, és az 50-es évek elején. Angol és francia tudósok hasonló következtetésekre jutottak. Igaz, kis felületük miatt ezek a csillagok rendkívül lassan hűlnek le.
Tehát a fehér törpék megfigyelt tulajdonságainak többsége anyaguk sűrűségének hatalmas értékeivel és nagyon erős gravitációs mező felületükön. Ez teszi a fehér törpéket egyedi tárgyakká: még nem lehet reprodukálni azokat a körülményeket, amelyek között az anyaguk megtalálható a földi laboratóriumokban.
Ha alaposan megnézzük az éjszakai égboltot, könnyen észrevehetjük, hogy a ránk néző csillagok színe különbözik. Kékek, fehérek, pirosak, egyenletesen csillognak, vagy karácsonyfafüzérként villognak. A teleszkóp segítségével a színkülönbségek nyilvánvalóbbá válnak. Ennek a sokféleségnek az oka a fotoszféra hőmérsékletében rejlik. És a logikus feltételezéssel ellentétben a legforróbb csillagok nem vörösek, hanem kék, kék-fehér és fehér csillagok. De először a dolgok.
Spektrális osztályozás
A csillagok hatalmas, forró gázgömbök. Az, hogy a Földről hogyan látjuk őket, sok paramétertől függ. Például a csillagok valójában nem pislognak. Ezt nagyon könnyű ellenőrizni: csak emlékezzünk a Napra. A villogó hatás annak köszönhető, hogy a kozmikus testekből hozzánk érkező fény legyőzi a porral és gázzal teli csillagközi közeget. A másik dolog a szín. Ez annak a következménye, hogy a héjakat (különösen a fotoszférát) bizonyos hőmérsékletre melegítik. A tényleges szín eltérhet a látszólagos színtől, de a különbség általában kicsi.
Ma a csillagok Harvard spektrális osztályozását használják szerte a világon. Hőmérsékleten alapul, és a spektrumvonalak típusán és relatív intenzitásán alapul. Minden osztály egy bizonyos színű csillagoknak felel meg. Az osztályozást a Harvard Obszervatóriumban dolgozták ki 1890-1924 között.
Egy borotvált angol datolyát rágott, mint a sárgarépát
Hét fő spektrális osztály van: O—B—A—F—G—K—M. Ez a sorozat a hőmérséklet fokozatos csökkenését tükrözi (O-ról M-re). Hogy emlékezzünk rá, léteznek speciális mnemonikus képletek. Oroszul az egyik így hangzik: „Egy borotvált angol úgy rágott datolyát, mint a sárgarépát”. Ezekhez az osztályokhoz további két osztály kerül hozzáadásra. A C és S betűk olyan hideg világítótesteket jelölnek, amelyek spektrumában fémoxid-sávok vannak. Nézzük meg közelebbről a sztárosztályokat:
- Az O osztályt a legmagasabb felületi hőmérséklet jellemzi (30-60 ezer Kelvin). Az ilyen típusú csillagok tömege 60-szor, sugara pedig 15-ször haladja meg a Napot. Látható színük kék. Fényességüket tekintve több mint egymilliószor nagyobbak csillagunknál. Kék csillag Az ebbe az osztályba tartozó HD93129A-t az egyik leginkább jellemzi nagy mutatók fényesség az ismert kozmikus testek között. E mutató szerint 5 milliószor előzi meg a Napot. A kék csillag 7,5 ezer fényévnyire található tőlünk.
- A B osztály hőmérséklete 10-30 ezer Kelvin, tömege 18-szor nagyobb, mint a Napé. Ezek kék-fehér és fehér csillagok. Sugárjuk hétszer nagyobb, mint a Napé.
- Az A osztályt 7,5-10 ezer Kelvin hőmérséklet jellemzi, amelynek sugara és tömege 2,1-szer, illetve 3,1-szer nagyobb, mint a Napé. Ezek fehér csillagok.
- F osztály: hőmérséklet 6000-7500 K. Tömege 1,7-szer nagyobb, mint a Napé, sugara 1,3. A Földről az ilyen csillagok is fehérnek tűnnek, valódi színük sárgásfehér.
- G osztály: hőmérséklet 5-6 ezer Kelvin. A Nap ebbe az osztályba tartozik. Az ilyen csillagok látható és valódi színe sárga.
- K osztály: hőmérséklet 3500-5000 K. A sugár és a tömeg kisebb, mint a napenergia, 0,9 és 0,8 a lámpatest megfelelő paramétereitől. A Földről látható csillagok színe sárgás-narancssárga.
- M osztály: hőmérséklet 2-3,5 ezer Kelvin. A tömeg és a sugár 0,3 és 0,4 a Nap hasonló paramétereitől. Bolygónk felszínéről vörös-narancssárgának tűnnek. A Beta Andromedae és az Alpha rókagombák az M osztályba tartoznak. Sokak számára ismerős élénkvörös csillag a Betelgeuse (alpha Orionis). Télen a legjobb az égen keresni. A vörös csillag fent és kissé balra található
Minden osztály 0-tól 9-ig terjedő alosztályokra van felosztva, vagyis a legmelegebbtől a leghidegebbig. A csillagszámok egy adott spektrális típushoz való tartozást és a fotoszféra felmelegedési fokát jelzik a csoport többi csillagához képest. Például a Nap a G2 osztályba tartozik.
Vizuális fehérek
Így a B–F csillagosztályok fehérnek tűnhetnek a Földről. És valójában csak az A-típushoz tartozó tárgyak rendelkeznek ezzel a színnel. Így a Saif (Orion csillagkép) és az Algol (béta Persei) csillag fehérnek tűnik egy távcsővel nem felfegyverzett megfigyelő számára. A B spektrális osztályba tartoznak. Valódi színük kék-fehér. Ugyancsak fehérnek tűnnek a Mithrac és a Procyon, a Perseus és a Canis Minor égi minták legfényesebb csillagai. Valódi színük azonban közelebb áll a sárgához (F fokozat).
Miért fehérek a csillagok egy megfigyelő számára a Földön? A szín torzul a bolygónkat az ilyen objektumoktól elválasztó hatalmas távolság, valamint az űrben gyakran előforduló, terjedelmes por- és gázfelhők miatt.
A osztály
A fehér csillagokra nem jellemző olyan magas hőmérséklet, mint az O és B osztály képviselőire. Fotoszférájuk 7,5-10 ezer Kelvinre melegszik fel. Az A spektrális osztályba tartozó csillagok sokkal nagyobbak, mint a Nap. Fényességük is nagyobb - körülbelül 80-szor.
Az A csillagok spektruma a Balmer sorozat erős hidrogénvonalait mutatja. A többi elem vonalai észrevehetően gyengébbek, de az A0 alosztályból az A9-be haladva egyre jelentősebbé válnak. Az A spektrális osztályba tartozó óriásokat és szuperóriásokat valamivel kevésbé kifejezett hidrogénvonalak jellemzik, mint a fősorozatú csillagokat. Ezeknél a világítótesteknél a vonalak észrevehetőbbé válnak nehéz fémek.
Számos különleges csillag tartozik az A spektrális osztályba. Ez a kifejezés olyan világítótestekre vonatkozik, amelyeknek a spektrumban észrevehető jellemzői vannak és fizikai paraméterek, ami megnehezíti az osztályozásukat. Például egészen ritka csillagok A Bootes lambda típust a nehézfémek hiánya és a nagyon lassú forgás jellemzi. A különös világítótestek közé tartoznak a fehér törpék is.
Az A osztályba tartoznak az olyan fényes éjszakai égbolt objektumok, mint a Sirius, Mencalinan, Alioth, Castor és mások. Ismerjük meg őket jobban.
Alpha Canis Majoris
A Szíriusz a legfényesebb, bár nem a legközelebbi csillag az égen. A távolság 8,6 fényév. Egy földi megfigyelő számára azért tűnik olyan fényesnek, mert lenyűgöző méretű, és mégsem van olyan messze, mint sok más nagy és fényes objektum. A Naphoz legközelebbi csillag a Sirius, amely ezen a listán az ötödik helyen áll.
Két komponensből álló rendszerre utal, és egy rendszer. A Sirius A-t és a Sirius B-t 20 csillagászati egységnyi távolság választja el egymástól, és forgási ideje alig 50 év. A rendszer első komponense, egy fősorozatú csillag, az A1 spektrális osztályba tartozik. Tömege kétszerese a Napénak, sugara 1,7-szerese. Ez az, amit szabad szemmel lehet megfigyelni a Földről.
A rendszer második összetevője egy fehér törpe. A Sirius B csillag tömege közel azonos a mi csillagunkkal, ami nem jellemző az ilyen objektumokra. A fehér törpékre jellemzően 0,6-0,7 szoláris tömeg jellemző. Ugyanakkor a Sirius B méretei közel állnak a földiekhez. Úgy gondolják, hogy a fehér törpe szakasz ennél a csillagnál körülbelül 120 millió évvel ezelőtt kezdődött. Amikor a Sirius B a fő szekvencián helyezkedett el, valószínűleg 5 naptömegű csillag volt, és a B spektrális osztályba tartozott.
A tudósok szerint a Sirius A körülbelül 660 millió év múlva lép át az evolúció következő szakaszába. Ezután vörös óriássá válik, és egy kicsit később fehér törpévé, mint társa.
Alfa Sas
A Szíriuszhoz hasonlóan sok fehér csillag, amelyek nevét az alábbiakban közöljük, nem csak a csillagászat iránt érdeklődők számára ismert fényességük és a tudományos-fantasztikus irodalom oldalain való gyakori említésük miatt. Altair egyike ezeknek a világítótesteknek. Az Alpha Eagle például Stephen Kingnél található. Ez a csillag fényessége és viszonylag közeli elhelyezkedése miatt jól látható az éjszakai égbolton. A Nap és az Altair közötti távolság 16,8 fényév. Az A spektrális osztályba tartozó csillagok közül csak a Szíriusz van közelebb hozzánk.
Az Altair 1,8-szor nagyobb tömegű, mint a Nap. Jellemzője a nagyon gyors forgás. A csillag kevesebb mint kilenc óra alatt tesz meg egy fordulatot a tengelye körül. A forgási sebesség az Egyenlítő közelében 286 km/s. Ennek eredményeként a „fürge” Altair lelapul az oszlopokról. Ráadásul az elliptikus alak miatt a csillag hőmérséklete és fényessége a pólusoktól az egyenlítőig csökken. Ezt a hatást "gravitációs sötétedésnek" nevezik.
Az Altair másik jellemzője, hogy fénye idővel változik. A Scuti delta típusú változókhoz tartozik.
Alpha Lyrae
A Vega a Nap után a legtöbbet tanulmányozott csillag. Az Alpha Lyrae az első csillag, amelynek spektrumát meghatározták. A fényképen megörökített Nap után ő lett a második világítótest. A Vega volt az egyik első csillag, amelyhez a tudósok a Parlax-módszerrel mérték a távolságot. Hosszú ideig a csillag fényességét 0-nak vették, amikor más objektumok magnitúdóját határozták meg.
Az Alpha Lyrae-t jól ismerik az amatőr csillagászok és a hétköznapi megfigyelők. A csillagok között az ötödik legfényesebb, és Altairrel és Deneb-el együtt szerepel a nyári háromszög csillagvilágában.
A Nap és Vega távolsága 25,3 fényév. Egyenlítői sugara és tömege 2,78-szor, illetve 2,3-szor nagyobb, mint csillagunk hasonló paraméterei. A csillag alakja távolról sem tökéletes gömb. Az átmérő az egyenlítőnél észrevehetően nagyobb, mint a sarkoknál. Ennek oka a hatalmas forgási sebesség. Az Egyenlítőn eléri a 274 km/s-t (a Nap esetében ez a paraméter valamivel több, mint két kilométer másodpercenként).
A Vega egyik jellemzője a körülötte lévő porkorong. Úgy gondolják, hogy ennek eredményeként keletkezett nagyszámúüstökösök és meteoritok ütközései. A porkorong a csillag körül forog, és a sugárzása felmelegíti. Ennek eredményeként megnő a Vega infravörös sugárzásának intenzitása. Nem sokkal ezelőtt aszimmetriákat fedeztek fel a lemezen. Valószínű magyarázat az, hogy a csillagnak legalább egy bolygója van.
Alfa Ikrek
Az Ikrek csillagkép második legfényesebb objektuma a Castor. A korábbi világítótestekhez hasonlóan ő is az A spektrális osztályba tartozik. Castor az egyik legfényesebb csillag az éjszakai égbolton. A megfelelő listán a 23. helyen található.
A Castor egy több rendszer, amely hat összetevőből áll. A két fő elem (Görgő A és Görgő B) egy közös tömegközéppont körül forog 350 éves időtartammal. A két csillag mindegyike spektrális bináris. A Castor A és Castor B komponensek kevésbé fényesek, és feltehetően az M spektrális osztályba tartoznak.
A Castor S nem kapcsolódott azonnal a rendszerhez. Kezdetben független csillagként, YY Geminiként jelölték ki. Az égbolt ezen területének tanulmányozása során ismertté vált, hogy ez a világítótest fizikailag kapcsolódik a Castor rendszerhez. A csillag több tízezer éves periódussal az összes komponensre jellemző tömegközéppont körül forog, és egyben spektrális bináris is.
Beta Aurigae
Az Auriga égi mintázata körülbelül 150 „pontot” tartalmaz, amelyek közül sok fehér csillag. A világítótestek nevei keveset árulnak el a csillagászattól távol álló embereknek, de ez nem von le a tudomány számára jelentõségükbõl. A legfényesebb tárgy mennyei minta, amely az A spektrális osztályba tartozik, a Mencalinan vagy a beta Aurigae. A csillag neve arabról lefordítva azt jelenti: „a gyeplő tulajdonosának válla”.
A Mencalinan egy hármas rendszer. Két komponense A spektrális osztályú alóriás. Mindegyikük fényereje 48-szor haladja meg a Napét. 0,08 távolság választja el őket egymástól csillagászati egységek. A harmadik komponens egy vörös törpe, 330 AU távolságra a pártól. e.
Epsilon Ursa Major
Az északi égbolt talán leghíresebb csillagképének (Ursa Major) legfényesebb „pontja” a szintén A osztályba sorolt Alioth. Látszólagos magnitúdó - 1,76. A csillag a 33. helyet foglalja el a legfényesebb világítótestek listáján. Az Alioth benne van a Göncölcsillagban, és közelebb van a tálhoz, mint a többi világítótest.
Az Aliot spektrumát szokatlan vonalak jellemzik, amelyek 5,1 napos periódussal ingadoznak. Feltételezzük, hogy a jellemzők az expozícióhoz kapcsolódnak mágneses mező csillagok. Spektrális ingadozások a legfrissebb adatok szerint a Jupiter tömegének csaknem 15-szörösét meghaladó tömegű kozmikus test közelsége miatt keletkezhetnek. Hogy ez így van-e, az még rejtély. A csillagászok nap mint nap megpróbálják megérteni, akárcsak a csillagok többi rejtélyét.
Fehér törpék
A fehér csillagokról szóló történet hiányos lesz anélkül, hogy megemlítené a világítótestek fejlődésének azt a szakaszát, amelyet „fehér törpének” neveznek. Az ilyen objektumok arról kapták a nevüket, hogy az elsőként felfedezett objektumok az A spektrális osztályba tartoztak. Ezek voltak a Sirius B és 40 Eridani B. Ma a fehér törpéket a csillagok élete utolsó szakaszának egyik lehetőségének nevezik.
Nézzük meg részletesebben a világítótestek életciklusát.
Csillagfejlődés
A csillagok nem egyik napról a másikra születnek: mindegyik több szakaszon megy keresztül. Először a gáz- és porfelhő zsugorodni kezd saját hatására, lassan golyó alakot ölt, miközben a gravitációs energia hővé alakul - a tárgy hőmérséklete megnő. Abban a pillanatban, amikor eléri a 20 millió Kelvin értéket, megindul a magfúziós reakció. Ezt a szakaszt tekintik egy teljes értékű csillag életének kezdetének.
A világítótestek idejük nagy részét a fő sorozattal töltik. A mélységükben folyamatosan hidrogénciklus-reakciók zajlanak. A csillagok hőmérséklete változhat. Amikor a magban lévő összes hidrogén elfogy, az evolúció új szakasza kezdődik. Most a hélium lesz az üzemanyag. Ezzel egy időben a csillag tágulni kezd. Fényereje növekszik, a felületi hőmérséklet pedig éppen ellenkezőleg, csökken. A csillag elhagyja a fő sorozatot, és vörös óriássá válik.
A héliummag tömege fokozatosan növekszik, és a saját súlya alatt összenyomódik. A vörös óriás színpad sokkal gyorsabban ér véget, mint az előző. A további fejlődés útja az objektum kezdeti tömegétől függ. A kis tömegű csillagok a vörös óriás szakaszban elkezdenek felfújni. Ennek a folyamatnak az eredményeként az objektum leveti a héját. A csillag csupasz magja is kialakul. Egy ilyen magban minden fúziós reakció befejeződött. Hélium fehér törpének hívják. A nagyobb tömegű vörös óriások (bizonyos mértékig) szénalapú fehér törpékké fejlődnek. Magjuk több mint nehéz elemek mint a hélium.
Jellemzők
A fehér törpék olyan testek, amelyek tömegük általában nagyon közel van a Naphoz. Sőt, méretük megegyezik a föld méretével. E kozmikus testek kolosszális sűrűsége és a mélységükben lezajló folyamatok a klasszikus fizika szemszögéből megmagyarázhatatlanok. Segített felfedni a csillagok titkait kvantummechanika.
A fehér törpék anyaga egy elektron-nukleáris plazma. Még laboratóriumban is szinte lehetetlen megépíteni. Ezért az ilyen objektumok számos jellemzője tisztázatlan.
Még ha egész éjszaka tanulmányozod is a csillagokat, nem fogsz tudni legalább egy fehér törpét észlelni speciális felszerelés nélkül. Fényességük lényegesen kisebb, mint a napé. A tudósok szerint a fehér törpék a Galaxis összes objektumának körülbelül 3-10%-át teszik ki. A mai napig azonban csak olyanokat találtak közülük, amelyek a Földtől legfeljebb 200-300 parszek távolságra találhatók.
A fehér törpék tovább fejlődnek. Közvetlenül a kialakulás után magas felületi hőmérsékletűek, de gyorsan lehűlnek. Néhány tízmilliárd évvel a kialakulás után az elmélet szerint a fehér törpe fekete törpévé változik - olyan testté, amely nem bocsát ki látható fényt.
Egy megfigyelő számára a fehér, piros vagy kék csillag elsősorban színében különbözik. A csillagász mélyebbre néz. A szín azonnal sokat elárul a tárgy hőmérsékletéről, méretéről és tömegéről. A kék vagy világoskék csillag egy óriási forró golyó, minden tekintetben messze megelőzi a Napot. A fehér lámpatestek, amelyekre példákat a cikkben ismertetünk, valamivel kisebbek. A különböző katalógusokban szereplő csillagszámok is sokat elárulnak a szakembereknek, de nem mindent. A távoli űrobjektumok életével kapcsolatos nagy mennyiségű információ vagy még nincs megmagyarázva, vagy felderítetlen marad.
Sztárok: születésük, életük és haláluk [Harmadik kiadás, átdolgozott] Shklovsky Joseph Samuilovich
10. fejezet Hogyan működnek a fehér törpék?
10. fejezet Hogyan működnek a fehér törpék?
Az 1. §-ban, amikor a Hertzsprung-Russell diagramon ábrázolt különböző csillagok fizikai tulajdonságait tárgyaltuk, már felhívták a figyelmet az úgynevezett „fehér törpékre”. Ennek a csillagosztálynak a tipikus képviselője a híres Szíriusz-műhold, az úgynevezett „Sirius B”. Ugyanakkor hangsúlyozták, hogy ezek a furcsa csillagok semmiképpen sem a Galaxisunkban előforduló kóros „szörnyűségek” ritka kategóriái. Éppen ellenkezőleg, ez a csillagok nagyon nagy csoportja. Legalább több milliárdnak kell lennie a Galaxisban, de akár tízmilliárd is lehet, vagyis óriáscsillagrendszerünk összes csillagának akár 10%-a. Következésképpen a fehér törpéknek valamilyen szabályos folyamat eredményeként kellett volna kialakulniuk, amely a csillagok észrevehető hányadában ment végbe. Ebből pedig az következik, hogy a csillagok világának megértése nagyon távol áll a teljességtől, ha nem értjük meg a fehér törpék természetét, és nem tisztázzuk eredetük kérdését. Ebben a részben azonban nem foglalkozunk a fehér törpék kialakulásának problémájával, ezt a 13. §-ban fogjuk megtenni. Feladatunk egyelőre az, hogy megpróbáljuk megérteni ezeknek a csodálatos tárgyaknak a természetét. A fehér törpék főbb jellemzői:
a. A tömeg nem nagyon különbözik a Nap tömegétől százszor kisebb sugarú körben, mint a Napé. A fehér törpék mérete megegyezik a földgömb méretével.
b. Ez az anyag hatalmas átlagos sűrűségét jelenti, amely eléri a 10 6-10 7 g/cm 3 -t (azaz akár tíz tonnát is „nyomnak” köbcentiméterbe!).
c. A fehér törpék fényereje nagyon alacsony: száz- és ezerszer kisebb, mint a Napé.
Amikor először próbáljuk elemezni a fehér törpék belsejében uralkodó viszonyokat, azonnal nagyon nagy nehézségbe ütközünk. A 6. §-ban összefüggést hoztak létre a csillag tömege, sugara és központi hőmérséklete között (lásd a (6.2) képletet). Mivel ez utóbbinak fordítottan arányosnak kell lennie a csillag sugarával, a fehér törpék középső hőmérsékletének, úgy tűnik, el kell érnie a sok százmillió kelvin nagyságrendű hatalmas értéket. Ilyen szörnyű hőmérsékleten rendkívül sok lehetett nagyszámú nukleáris energia. Még ha feltételezzük is, hogy az összes hidrogén „kiégett”, a hármas hélium reakciónak nagyon hatékonynak kell lennie. A nukleáris reakciók során felszabaduló energiának „ki kell szivárognia” a felszínre, és sugárzás formájában a csillagközi térbe kell kerülnie, aminek rendkívül erősnek kellett volna lennie. Eközben a fehér törpék fényereje teljesen elhanyagolható, több nagyságrenddel kisebb, mint az azonos tömegű „hétköznapi” csillagoké. Mi a helyzet?
Próbáljuk megérteni ezt a paradoxont.
Először is, a várt és a megfigyelt fényesség közötti ilyen erős eltérés azt jelenti, hogy a (6.2) képlet 6. §-a egyszerűen nem alkalmazható fehér törpékre. Emlékezzünk most arra, hogy milyen alapfeltevésekből származott ez a képlet. Először is azt feltételezték, hogy a csillag egyensúlyi állapotban van két erő hatása alatt: a gravitáció és a gáznyomás. Kétségtelen, hogy a fehér törpék hidrosztatikus egyensúlyi állapotban vannak, amit a 6. §-ban részletesen tárgyaltunk. egy kis idő megszűnnének létezni: szétszóródnának a csillagközi térben, ha a nyomás meghaladja a gravitációt, vagy „pontra” zsugorodnának, ha a gravitációt nem kompenzálja a gáznyomás. Az egyetemes gravitáció törvényének egyetemességéhez sem fér kétség: a gravitációs erő mindenhol hat, és nem függ az anyag egyéb tulajdonságaitól, csak a mennyiségétől. Ekkor már csak egy lehetőség marad: kétségbe vonni a gáznyomás hőmérséklettől való függését, amit a jól ismert Clapeyron-törvénnyel kaptunk.
Ez a törvény ideális gázra érvényes. A 6. §-ban meggyőződtünk arról, hogy a közönséges csillagok belsejének anyaga kellő pontossággal tekinthető ideális gáznak. Ezért a logikus következtetés az, hogy nagyon sűrű anyag a fehér törpék belsejét már nem ideális gáz.
Igaz, indokolt kétségbe vonni, hogy ez az anyag gáz? Folyékony vagy szilárd halmazállapotú lehet? Könnyen belátható, hogy ez nem így van. Hiszen folyadékokban és szilárd anyagok szorosan csomagolt atomok, amelyek az elektronhéjukkal érintkeznek, amelyek mérete nem olyan kicsi: körülbelül 10-8 cm. Ennél közelebb atommagok, amelyben az atomok szinte teljes tömege koncentrálódik, nem tud egymás felé „mozdulni”. Ebből azonnal következik, hogy egy szilárd vagy folyékony anyag átlagos sűrűsége nem haladhatja meg jelentősen
20 g/cm3. Az a tény, hogy a fehér törpék átlagos anyagsűrűsége akár több tízezerszeres is lehet, azt jelenti, hogy az ott található atommagok egymástól lényegesen kisebb távolságra helyezkednek el, mint 10 -8 cm. Ebből következik, hogy az atomok elektronhéjai úgymond „összetörik”, és az atommagok elkülönülnek az elektronoktól. Ebben az értelemben a fehér törpék belsejének anyagáról nagyon sűrű plazmaként beszélhetünk. De a plazma elsősorban gáz, vagyis olyan halmazállapot, amikor az azt alkotó részecskék közötti távolság jelentősen meghaladja az utóbbi méretét. Esetünkben az atommagok közötti távolság nem kisebb, mint
10-10 cm, míg a magok mérete elhanyagolható - körülbelül 10-12 cm.
Tehát a fehér törpék belsejének anyaga nagyon sűrű ionizált gáz. Hatalmas sűrűsége miatt azonban fizikai tulajdonságai élesen eltérnek az ideális gázétól. A tulajdonságok közötti különbséget nem szabad összetéveszteni a tulajdonságokkal valódi gázok, amelyekről elég sokat beszélnek a fizika szakokon.
Meghatározzák az ionizált gáz specifikus tulajdonságait ultranagy sűrűségnél degeneráció. Ez a jelenség csak kereteken belül magyarázható kvantummechanika. A „degeneráció” fogalma idegen a klasszikus fizikától. Mi az? Ennek a kérdésnek a megválaszolásához először egy kicsit meg kell időznünk az elektronok atomban való mozgásának a kvantummechanika törvényei által leírt jellemzőit. Az egyes elektronok állapotát egy atomi rendszerben kvantumszámok megadásával határozzuk meg. Ezek a számok A fő dolog kvantumszám n, amely az atomban lévő elektron energiáját, kvantumszámát határozza meg l, amely megadja az elektron keringési szögimpulzusának, kvantumszámának értékét m, amely megadja ennek a pillanatnak a vetületének értékét egy fizikailag kiválasztott irányra (például a mágneses tér irányára), és végül a kvantumszámot s, megadva az értéket saját nyomaték elektron (spin). A kvantummechanika alaptörvénye az Pauli elv, tilt minden kvantumrendszerre (pl. összetett atom) bármely két elektronnak ugyanaz a kvantumszáma. Magyarázzuk meg ezt az elvet az atom egyszerű félklasszikus Bohr-modelljével. Három kvantumszám kombinációja (a spin kivételével) határozza meg az elektron pályáját egy atomban. A Pauli-elv, ahogy ezt az atommodellre alkalmazzák, megtiltja, hogy kettőnél több elektron legyen ugyanazon a kvantumpályán. Ha két elektron van egy ilyen pályán, akkor ellentétes irányú spinekkel kell rendelkezniük. Ez azt jelenti, hogy bár az ilyen elektronok három kvantumszáma azonos lehet, az elektronok spinjeit jellemző kvantumszámoknak eltérőnek kell lenniük.
A Pauli-elv nagy jelentőséggel bír minden atomfizika számára. Különösen csak ezen elv alapján lehet megérteni az összes jellemzőt periódusos táblázat Mengyelejev elemei. A Pauli-elv egyetemes jelentőségű, és minden olyan kvantumrendszerre alkalmazható, amely nagyszámú azonos részecskéből áll. Egy ilyen rendszerre példa különösen a közönséges fémek szobahőmérsékleten. Mint ismeretes, a fémekben a külső elektronok nem „saját” atommagjukhoz kapcsolódnak, hanem mintegy „szocializálódtak”. A fém ionrácsának összetett elektromos mezőjében mozognak. Durva, félklasszikus közelítéssel elképzelhető, hogy az elektronok bizonyos, bár nagyon összetett pályákon mozognak, és természetesen az ilyen pályákhoz a Pauli-elvet is ki kell elégíteni. Ez azt jelenti, hogy a fent említett elektronpályák mindegyike mentén legfeljebb két elektron mozoghat, amelyeknek spinjükben különbözniük kell. Hangsúlyozni kell, hogy a kvantummechanikai törvények szerint az ilyen lehetséges pályák száma, bár nagyon nagy, véges. Következésképpen nem minden geometriailag lehetséges pálya valósul meg.
Valójában természetesen az érvelésünk nagyon leegyszerűsített. Fentebb a „pályákról” beszéltünk az érthetőség kedvéért. A pálya mentén történő mozgás klasszikus képe helyett a kvantummechanika csak arról beszél feltétel elektron, amelyet számos nagyon specifikus („kvantum”) paraméter ír le. A lehetséges állapotok mindegyikében az elektronnak van valamilyen fajlagos energiája. Pályák mentén történő mozgás modellünk keretein belül a Pauli-elv így fogalmazható meg: legfeljebb két elektron mozoghat ugyanazon a „megengedett” pályán azonos sebességgel (azaz azonos energiájú).
Összetett, többelektronos atomokra alkalmazva a Pauli-elv lehetővé teszi annak megértését, hogy elektronjaik miért nem „áradtak” a „legmélyebb” pályákra, amelyek energiája minimális. Más szóval, ez adja a kulcsot az atom szerkezetének megértéséhez. Pontosan ugyanez a helyzet a fémben lévő elektronok és a fehér törpék belsejének anyaga esetében. Ha ugyanannyi elektron és atommag elég nagy térfogatot töltene meg, akkor „mindenki számára lenne elég hely”. De most képzeljük el, hogy ez a kötet korlátozott. Ekkor az elektronoknak csak egy kis része foglalná el a mozgásukhoz szükséges összes lehetséges pályát, amelyek száma szükségszerűen korlátozott. A fennmaradó elektronoknak együtt kell mozogniuk ugyanaz a dolog már „elfoglalt” pályák. De a Pauli-elv miatt nagy sebességgel haladnak majd ezeken a pályákon, és ezért nagyobb energia. A helyzet pontosan ugyanaz, mint egy sokelektronos atomnál, ahol ugyanazon elv miatt „felesleges” elektronok köteles több energiával mozoghat a pályán.
Egy fémdarabban vagy egy fehér törpe belsejében lévő térfogatban az elektronok száma nagyobb, mint a megengedett mozgási pályák száma. Más a helyzet a közönséges gázoknál, különösen a fősorozatú csillagok belsejében. Ott mindig az elektronok száma Kevésbé megengedett pályák száma. Ezért az elektronok különböző pályákon, különböző sebességgel mozoghatnak, mintha „nem zavarnák” egymást. A Pauli-elv ebben az esetben nincs hatással a mozgásukra. Egy ilyen gázban a sebesség Maxwell-eloszlása jön létre, és teljesülnek az anyag gázállapotának az iskolai fizikából jól ismert törvényei, különösen a Clapeyron-törvény. Ha egy „közönséges” gázt erősen összenyomnak, akkor az elektronok lehetséges pályáinak száma sokkal kisebb lesz, és végül eljön az az állapot, amikor minden pályán kettőnél több elektron lesz. A Pauli-elv értelmében ezeknek az elektronoknak egy bizonyos kritikus értéket meghaladó különböző sebességgel kell rendelkezniük. Ha most ezt a sűrített gázt nagyon lehűtjük, az elektronok sebessége egyáltalán nem csökken. Ellenkező esetben, amint az könnyen érthető, a Pauli-elv megszűnne érvényesülni. Egy ilyen gázban az elektronok sebessége még az abszolút nulla közelében is magas maradna. Az ilyen rendkívüli tulajdonságokkal rendelkező gázt nevezzük elfajzott. Egy ilyen gáz viselkedését teljes mértékben az magyarázza, hogy részecskéi (esetünkben az elektronok) minden lehetséges pályát elfoglalnak, és ezek mentén „szükségszerűen” nagyon nagy sebességgel mozognak. A degenerált gázokkal ellentétben egy „közönséges” gázban a részecskék sebessége a hőmérséklet csökkenésével nagyon kicsivé válik. Ennek megfelelően a nyomása is csökken. Mi a helyzet a degenerált gáz nyomásával? Ehhez emlékezzünk arra, amit gáznyomásnak nevezünk. Ez az az impulzus, amelyet a gázrészecskék egy másodperc alatt adnak át egy bizonyos „fallal” való ütközéskor, amely korlátozza annak térfogatát. Ebből egyértelmű, hogy a degenerált gáz nyomásának nagyon nagynak kell lennie, mivel az azt alkotó részecskék sebessége nagy. Még nagyon is alacsony hőmérsékletek a degenerált gáz nyomásának magasnak kell maradnia, mivel részecskéinek sebessége a közönséges gázokkal ellentétben szinte nem csökken a hőmérséklet csökkenésével. Arra kell számítani, hogy egy degenerált gáz nyomása kevéssé függ a hőmérsékletétől, mivel az azt alkotó részecskék mozgási sebességét elsősorban a Pauli-elv határozza meg.
Az elektronok mellett a fehér törpék belsejében „csupasz” atommagoknak, valamint erősen ionizált atomoknak kell lenniük, amelyek megtartották „belső” elektronhéjukat. Kiderült, hogy számukra a „megengedett” pályák száma mindig nagyobb, mint a részecskék száma. Ezért nem degenerált, hanem „normál” gázt képeznek. Sebességüket a fehér törpék anyagának hőmérséklete határozza meg, és a Pauli-elv miatt mindig sokkal kisebb, mint az elektronok sebessége. Ezért a fehér törpék belsejében a nyomás csak a degenerált elektrongáznak köszönhető. Ebből következik, hogy a fehér törpék egyensúlya szinte független a hőmérsékletüktől.
Amint azt a kvantummechanikai számítások mutatják, egy degenerált elektrongáz nyomását atmoszférában kifejezve a képlet határozza meg
| (10.1) |
hol van az állandó K = 3
10 6 és sűrűség
szokás szerint gramm per köbcentiméterben kifejezve. A (10.1) képlet helyettesíti a Clapeyron-egyenletet egy degenerált gázra, és az „állapotegyenlete”. Jellemző tulajdonság Ez az egyenlet azt jelenti, hogy a hőmérséklet nincs benne. Ezenkívül a Clapeyron-egyenlettől eltérően, ahol a nyomás arányos a sűrűség első hatványával, itt a nyomásnak a sűrűségtől való függése erősebb. Nem nehéz megérteni. Végül is a nyomás arányos a részecskék koncentrációjával és sebességével. A részecskék koncentrációja természetesen arányos a sűrűséggel, és a degenerált gáz részecskéinek sebessége a sűrűség növekedésével növekszik, mivel ugyanakkor a Pauli-elv szerint megnő a nagy sebességgel mozgásra kényszerülő „felesleges” részecskék száma. .
A (10.1) képlet alkalmazhatóságának feltétele az elektronok termikus sebességének kicsinysége a „degenerációból” eredő sebességekhez képest. Nagyon magas hőmérsékleten a (10.1) képletnek a (6.2) Clapeyron képletté kell átalakulnia. Ha egy sűrűségű gázra kapott nyomás
a (10.1) képlet szerint, több, mint a (6.2) képlet szerint, ami azt jelenti, hogy a gáz degenerált. Ez adja nekünk a „degenerált állapotot”
|
(10.2) |
Átlagos molekulatömeg. Mivel egyenlő?
a fehér törpék belsejében? Először is, gyakorlatilag nem kellene ott hidrogénnek lennie: ilyen hatalmas sűrűségnél és meglehetősen magas hőmérsékleten már rég „kiégett” a nukleáris reakciókban. A fehér törpék belsejében a fő elem a hélium legyen. Azóta atomtömeg egyenlő 4-gyel és az ionizáció során két elektront ad (azt is figyelembe kell venni, hogy az ott nyomást előállító részecskék csak elektronok), akkor az átlagos molekulatömegnek nagyon közel kell lennie a 2-hez. Számszerűen a degenerációs feltétel (10.2) a következőképpen van írva:
|
(10.3) |
Ha például a hőmérséklet T= 300 K (szobahőmérséklet), akkor
> 2, 510 -4 g/cm3. Ez egy nagyon kis sűrűség, amiből rögtön az következik, hogy a fémekben lévő elektronoknak degenerálódniuk kell (valójában ebben az esetben az állandók KÉs
más jelentéssel bírnak, de a dolog lényege nem változik). Ha a hőmérséklet T akkor közel van a csillag belsejének hőmérsékletéhez, azaz körülbelül 10 millió kelvinhez > 1000 g/cm 3 . Ebből rögtön két következtetés következik:
a. A közönséges csillagok belsejében, ahol a sűrűség bár nagy, de minden bizonnyal 1000 g/cm 3 alatt van, a gáz nem degenerált. Ez indokolja a gázállapot szokásos törvényeinek alkalmazhatóságát, amelyeket a 6. §-ban széles körben alkalmaztunk.
b. A fehér törpék átlagos, és még inkább központi sűrűségűek, amelyek nyilvánvalóan nagyobbak, mint 1000 g/cm 3. Ezért a gázállapot szokásos törvényei nem vonatkoznak rájuk. A fehér törpék megértéséhez ismernünk kell a degenerált gáz tulajdonságait, amelyeket a (10.1) állapotegyenlet ír le. Ebből az egyenletből mindenekelőtt az következik, hogy a fehér törpék szerkezete gyakorlatilag független a hőmérsékletüktől. Mivel viszont ezeknek a tárgyaknak a fényességét a hőmérsékletük határozza meg (például a termonukleáris reakciók sebessége a hőmérséklettől függ), megállapíthatjuk, hogy a fehér törpék szerkezete nem függ a fényességtől. Elvileg egy fehér törpe létezhet (vagyis egyensúlyi konfigurációban lehet) az abszolút nullához közeli hőmérsékleten. Így arra a következtetésre jutunk, hogy a fehér törpék esetében a „hétköznapi” csillagokkal ellentétben nincs „tömeg-fényesség” kapcsolat.
E szokatlan csillagok esetében azonban van egy sajátos tömeg-sugár összefüggés. Ahogyan az azonos tömegű, azonos fémből készült golyóknak egyenlő átmérővel kell rendelkezniük, az azonos tömegű fehér törpék méretének is azonosnak kell lennie. Ez az állítás nyilvánvalóan nem igaz más csillagokra: az óriáscsillagok és a fősorozatú csillagok tömege azonos, de átmérőjük jelentősen eltérő lehet. A fehér törpék és más csillagok közötti különbséget az magyarázza, hogy a hőmérséklet szinte semmilyen szerepet nem játszik a szerkezetüket meghatározó hidrosztatikai egyensúlyukban.
Mivel ez így van, léteznie kell valami univerzális kapcsolatnak, amely összeköti a fehér törpék tömegeit és azok sugarait. Nem a mi feladatunk levezetni ezt a fontos, korántsem elemi függőséget. Magát a függést (logaritmikus skálán) az ábra mutatja be. 10.1. Ezen az ábrán körök és négyzetek jelölik néhány ismert tömegű és sugarú fehér törpe helyzetét. A fehér törpék tömegének és sugarának ezen az ábrán látható függése két érdekes tulajdonsággal rendelkezik. Először is ebből az következik, hogy minél nagyobb egy fehér törpe tömege, annál kisebb a sugara. Ebből a szempontból a fehér törpék másképp viselkednek, mint az egyetlen fémtömbből készült golyók... Másodszor, a fehér törpéknek van határa megengedett érték tömeg[27]. Az elmélet azt jósolja, hogy a természetben nem létezhetnek fehér törpék, amelyek tömege meghaladja az 1,43 naptömeget [28]. Ha egy fehér törpe tömege kisebb tömegektől megközelíti ezt a kritikus értéket, akkor a sugara nullára fog fordulni. Ez a gyakorlatban azt jelenti, hogy egy bizonyos tömegtől kiindulva az elfajult gáz nyomása már nem tudja kiegyenlíteni a gravitációs erőt, és a csillag katasztrofálisan összeomlik.
Ez az eredmény kizárólag nagyon fontos a csillagfejlődés egész problémájára. Ezért érdemes egy kicsit részletesebben foglalkozni vele. A fehér törpe tömegének növekedésével a központi sűrűsége egyre jobban nő. Az elektrongáz degenerációja egyre erősebb lesz. Ez azt jelenti, hogy „megengedett” pályánként egyre több részecske lesz. Nagyon „szűk” lesz, és (hogy ne sértsék a Pauli-elvet!) egyre nagyobb sebességgel haladnak. Ezek a sebességek közel lesznek a fénysebességhez. Az anyag új állapota fog kialakulni, amit „relativisztikus degenerációnak” neveznek. Egy ilyen gáz állapotegyenlete megváltozik - többé nem írja le a (10.1) képlet. A (10.1) helyett a reláció érvényesül
| (10.4) |
A jelenlegi helyzet értékeléséhez tegyük fel, a 6. §-ban leírtak szerint,
ÚR 3. Aztán relativisztikus degenerációval P M 4/ 3 /R 4, és a gravitációt ellensúlyozó erő és a nyomáseséssel egyenlőEközben a gravitációs erő az
GM/R 2 M 2 /R 5. Látjuk, hogy mindkét erő – a gravitáció és a nyomásesés – ugyanúgy függ a csillag méretétől: hogyan R-5, és eltérően függ a tömegtől. Következésképpen a csillag tömegének kell lennie valamilyen, teljesen meghatározott értékének, amelynél mindkét erő egyensúlyban van. Ha a tömeg meghalad egy bizonyos kritikus értéket, akkor a gravitációs erő mindig felülkerekedik a nyomáskülönbség okozta erő felett, és a csillag katasztrofálisan összeomlik.Tegyük fel most, hogy a tömeg kisebb a kritikusnál. Ekkor a nyomás okozta erő nagyobb lesz, mint a gravitációs erő, ezért a csillag tágulni kezd. Az expanziós folyamat során a relativisztikus degenerációt a közönséges „nem relativisztikus” degeneráció váltja fel. Ebben az esetben az állapotegyenletből P
5/ 3 ebből következik P/R M 5/ 3 /R 6, azaz a gravitációt ellensúlyozó erő függése a R erősebb lesz. Ezért egy bizonyos sugáron a csillag tágulása leáll.
Ez kvalitatív elemzés szemlélteti egyrészt a tömeg-sugár kapcsolat meglétének szükségességét a fehér törpék esetében és annak természetét (azaz minél kisebb a sugár, annál nagyobb a tömeg), másrészt igazolja egy tömegsugár létét. korlátozó tömeg, ami a közelgő relativisztikus degeneráció elkerülhetetlenségének következménye. Mennyi ideig lehet összenyomni az 1,2-nél nagyobb tömegű csillagokat? naptömeg? Ez most lenyűgöző utóbbi évek nagyon releváns, a problémát a 24. § tárgyalja.
A fehér törpék belsejének anyagát nagy átlátszóság és hővezető képesség jellemzi. Ennek az anyagnak a jó átlátszóságát ismét a Pauli-elv magyarázza. Végtére is, egy anyagban a fény abszorpciója az elektronok állapotának megváltozásával jár, amelyet az egyik pályáról a másikra való átmenetük okoz. De ha egy degenerált gázban a „pályák” (vagy „pályák”) túlnyomó többsége „foglalt”, akkor az ilyen átmenetek nagyon nehézkesek. A fehér törpe plazmájában csak nagyon kevés, különösen gyors elektron képes elnyelni a sugárzáskvantumokat. A degenerált gáz hővezető képessége magas - erre a közönséges fémek szolgálnak példaként. A nagyon nagy átlátszóság és hővezető képesség miatt a fehér törpe anyagában nagy hőmérsékletváltozás nem következhet be. Szinte a teljes hőmérséklet-különbség, ha a fehér törpe felszínéről a középpontjába kerül, egy nagyon vékony, külső anyagrétegben fordul elő, amely nem degenerált állapotban van. Ebben a rétegben, amelynek vastagsága a sugár körülbelül 1%-a, a hőmérséklet a felszínen lévő több ezer kelvinről körülbelül tízmillió kelvinre emelkedik, majd a csillag középpontjáig szinte változatlan marad.
A fehér törpék, bár gyengén, mégis kibocsátanak. Mi ennek a sugárzásnak az energiaforrása? Mint fentebb már hangsúlyoztuk, a fehér törpék mélyén gyakorlatilag nincs hidrogén, a fő nukleáris üzemanyag. Szinte az összes kiégett a csillagfejlődés azon szakaszaiban, amelyek megelőzték a fehér törpe szakaszát. Másrészt a spektroszkópiai megfigyelések egyértelműen azt mutatják, hogy a hidrogén jelen van a fehér törpék legkülső rétegeiben. Vagy nem volt ideje kiégni, vagy (valószínűbb) a csillagközi közegből került oda. Lehetséges, hogy a fehér törpék energiaforrása a hidrogén lehet nukleáris reakciók, nagyon vékony, gömb alakú rétegben fordulnak elő belső és légkörük sűrű degenerált anyagának határán. Ezenkívül a fehér törpék meglehetősen magas felületi hőmérsékletet képesek fenntartani a szokásos hővezetés révén. Ez azt jelenti, hogy a fehér törpék, amelyek nem rendelkeznek energiaforrással, lehűlnek, és hőtartalékukból kisugároznak. És ezek a tartalékok igen jelentősek. Mivel a fehér törpék anyagában az elektronok mozgását a degeneráció jelensége okozza, a belsejében lévő hőtartalékot az atommagok és az ionizált atomok tartalmazzák. Feltéve, hogy a fehér törpék anyaga főleg héliumból áll ( atomtömeg egyenlő 4), könnyű megtalálni a fehér törpe hőenergia mennyiségét:
|
(10.5) |
Ahol m H a hidrogénatom tömege, k - Boltzmann állandó. A fehér törpe hűtési idejét osztással becsülhetjük meg E T a fényességén L. Kiderül, hogy több százmillió éves nagyságrendű.
ábrán. A 10.2. ábra a fényesség felületi hőmérséklettől való empirikus függését mutatja számos fehér törpe esetében. Az egyenesek állandó sugarú lókuszok. Ez utóbbiakat a napsugár töredékében fejezzük ki. Úgy tűnik, hogy az empirikus pontok jól illeszkednek ezekhez az irányokhoz. Ez azt jelenti, hogy a megfigyelt fehér törpék a lehűlés különböző szakaszaiban vannak.
Az elmúlt években egy tucat fehér törpe esetében fedezték fel a Zeeman-effektus következtében a spektrális abszorpciós vonalak erős felhasadását. A hasadás nagyságából az következik, hogy ezeknek a csillagoknak a felületén eléri a mágneses térerősséget nagy jelentőségű körülbelül tízmillió oersted (E). A mágneses tér ilyen nagy értékét nyilvánvalóan a fehér törpék kialakulásának körülményei magyarázzák. Például, ha feltételezzük, hogy a csillag jelentős tömegveszteség nélkül zsugorodik, akkor erre számíthatunk mágneses fluxus(azaz a csillag felületének és a mágneses térerősség szorzata) megtartja értékét. Ebből következik, hogy a mágneses térerősség a csillag összehúzódásával fordított arányban növekszik a sugara négyzetével. Következésképpen százezerszeresére nőhet. Ez a mágneses mező növelésének mechanizmusa különösen fontos neutron csillagok, amelyekről a 22. §-ban lesz szó[29]. Érdekes megjegyezni, hogy a legtöbb fehér törpe mezője nem erősebb néhány ezer oerstednél. Így a „mágnesezett” fehér törpék különleges csoportot alkotnak az ilyen típusú csillagok között A világegyetem „fekete” és „fehér lyukai” 1974 márciusában a Szovjetunió Tudományos Akadémia P. N. Lebegyev Állami Csillagászati Intézetében egy érdekes közlemény jelent meg. a bejáratnál. A közös szemináriumon „Felrobbannak a fehér lyukak?” című beszámolót kellett felolvasni. Tudományos
Herceg a felhők földjéről című könyvből szerző Galfar Christophe4. fejezet Tristam fülét a falhoz szorítva hallgatta Lazurro elhalkuló lépteinek zaját. Eközben Tom az alsó ajtót vizsgálta, amely megállította a zuhanásukat. – Minden rendben? - kérdezte Tristam suttogva, visszatérve a barátjához: - Nem, egyáltalán nem! Jobb volt kijönni és mindent beismerni. Ők
A Szem és a Nap című könyvből szerző Vavilov Szergej Ivanovics7. fejezet Ezen az esti órán a tér szinte kihalt volt. Tristam határozott lépéssel előrelépett, de aztán kiszóltak: – Mit keresel itt? Hé! Falu! Mondom! Nem Lazurro ragadott meg a könyvtárban? Jerry volt, a felhőépítők vezetőjének fia.
Az Interstellar: a tudomány a színfalak mögött című könyvből szerző Thorne Kip Stephen8. fejezet Tristamot a kert túlsó végében hagyva Tom felment a szobájába, és száraz ruhát kezdett húzni. Újra megszólalt a csengő, ideje volt az asztalhoz menni. Egy dolog akadályozott: Tom nem tudott megfeledkezni a titkos könyvtár könyvéről. Átöltözés közben sem vette le róla a szemét
A szerző könyvéből16. fejezet A szél egyre jobban fújt. A rizsszeletek szárai könyörtelenül korbácsolták Tomot és Tristamot, miközben üldözőik elől menekültek. A félelemtől őrült fiúk csak arra gondoltak, hogy utolérjék Mrs. Drake-et. Már közel volt a védőkerítéshez. A város határa közelében, Tristam anyja
A szerző könyvéből1. fejezet Tristam és Tom nagyon magasan repültek, sokkal magasabbra, mint ahogy a felhők emelkednek természetes eredetű. Több mint egy óra telt el azóta, hogy elhagyták a jeges fátylat, amelyről a zsarnok csapatai zuhantak Myrtilville-re. Az ég itt más volt, mint a városuk felett:
A szerző könyvéből2. fejezet Csillagok csillogtak az égen Tejút. A repülés kezdete óta Tom nem szólt egy szót sem, de Tristam érezte, hogy barátja már nem olyan komor, mint korábban." Éjszaka a Nap megvilágítja a Föld másik oldalát." szólalt meg hirtelen Tom. Tristam megfordult „Miről beszélsz?” „Az égről.” te
A szerző könyvéből3. fejezet Világosodott. Az űr és a csillagok fokozatosan eltűntek. Az ég megtelt fénnyel és elvesztette átlátszóságát. Nagyon-nagyon hideg lett. És nagyon halkan: úgy tűnt, semmi jele nem volt a bajnak. Tom és Tristam aludtak. Nem látták, hogy a vezérlőpult már régóta villogott
A szerző könyvéből4. fejezet – Magához tér – mondta egy női hang.Tristam kinyitotta a szemét. Egy ágyon feküdt, melynek közelében hárman ültek: egy férfi és két nő. A szoba mennyezete, ahol volt, sötétzöldre volt festve. A falak is zöldek voltak, de világosabb árnyalatúak, ablakok nem voltak
A szerző könyvéből5. fejezet Amikor kinyílt a kórház ajtaja és kiengedte a konvojt, Tristam önkéntelenül lehunyta a szemét. erős fény. A várost körülvevő felhős hét hegyvidék csúcsai olyan tiszta és vakító fehérséggel szikráztak, hogy csukott szemmel kellett követnie a rendőröket. Így,
A szerző könyvéből6. fejezet Az egyetlen ablak nélküli vakfalú börtön a felhő mélyén volt, amelyre a Fehér Főváros épült. Miután a cellában a rémült Tristam és Tom némán ült egy ideig a számukra kijelölt ágyon – valójában
A szerző könyvéből7. fejezet Néhány óra eltelt. Tristam és Tom kemény priccseken feküdtek egy sötét, ablaktalan cellában, és folyamatosan hánykolódtak egyik oldalról a másikra. Amint a fuvola dallama elhallgatott, az öreg azonnal elszunnyadt, és álmában alig hallhatóan motyogott valamit.Tom ismét remegni kezdett; Megértettem Tristamot
A szerző könyvéből8. fejezet A kéményekből sűrű füst ömlik ki a hűvös és nyirkos hajnali levegővel keveredve. A fehér főváros központjában minden kereszteződésben hóembereket helyeztek el. Nem úgy néztek ki, mint a rendfenntartó tisztek, és inkább a megszálló csapatok. Tristam és Tom
A szerző könyvéből A szerző könyvébőlCsillaghalál: fehér törpék, neutroncsillagok és fekete lyukak A Nap és a Föld körülbelül 4,5 milliárd éves, az Univerzum életkorának körülbelül egyharmada. Körülbelül további 6,5 milliárd év elteltével a napmagból kifogy a napot melegen tartó nukleáris üzemanyag. Akkor kezdődik
NeutroncsillagA számítások azt mutatják, hogy az M ~ 25M szupernóva-robbanás során egy sűrű neutronmag (neutroncsillag) marad vissza, amelynek tömege ~1,6 M. Az M > 1,4 M maradéktömegű csillagokban, amelyek még nem érték el a szupernóva-stádiumot, a degenerált elektrongáz nyomása sem képes kiegyensúlyozni gravitációs erőkés a csillag magsűrűségű állapotba zsugorodik. Ennek a gravitációs összeomlásnak a mechanizmusa ugyanaz, mint egy szupernóva-robbanáskor. A csillag belsejében a nyomás és a hőmérséklet eléri azt az értéket, amelynél az elektronok és a protonok egymásba „préselődnek” és a reakció eredményeként
a neutrínók kibocsátása után neutronok keletkeznek, amelyek sokkal kisebb fázistérfogatot foglalnak el, mint az elektronok. Megjelenik egy úgynevezett neutroncsillag, melynek sűrűsége eléri a 10 14 - 10 15 g/cm 3 -t. Jellegzetes méret neutroncsillag 10-15 km. Bizonyos értelemben a neutroncsillag egy óriási atommag. A további gravitációs összenyomódást a neutronok kölcsönhatása következtében fellépő nukleáris anyag nyomása akadályozza meg. Ez egyben a degenerációs nyomás is, mint korábban a fehér törpe esetében, de ez egy sokkal sűrűbb neutrongáz degenerációs nyomása. Ez a nyomás akár 3,2 M tömeget is képes megtartani.
Az összeomlás pillanatában keletkezett neutrínók elég gyorsan lehűtik a neutroncsillagot. Elméleti becslések szerint hőmérséklete 10 11-ről 10 9 K-re csökken ~ 100 s alatt. Ezenkívül a hűtési sebesség kissé csökken. Ez azonban csillagászati léptékben meglehetősen magas. A hőmérséklet 10 9 K-ről 10 8 K-ra csökken 100 év alatt, és 10 6 K-ra egy millió év alatt. A neutroncsillagok optikai módszerekkel történő észlelése meglehetősen nehézkes kis méretük és alacsony hőmérsékletük miatt.
1967-ben a Cambridge-i Egyetemen Hewish és Bell felfedezték a periodikus elektromágneses sugárzás kozmikus forrásait - a pulzárokat. A legtöbb pulzár impulzusismétlési periódusa 3,3·10 -2 és 4,3 másodperc közötti tartományban van. A modern elképzelések szerint a pulzárok forgó neutroncsillagok, amelyek tömege 1-3 M és átmérője 10-20 km. Csak a neutroncsillagok tulajdonságaival rendelkező kompakt objektumok képesek megtartani alakjukat anélkül, hogy összeesnének ilyen forgási sebesség mellett. Megőrzés perdületés a neutroncsillag kialakulása során fellépő mágneses mező gyorsan forgó pulzárok megszületéséhez vezet, erős mágneses térrel B ~ 10 12 G.
Úgy gondolják, hogy a neutroncsillagnak van egy mágneses tere, amelynek tengelye nem esik egybe a csillag forgástengelyével. Ebben az esetben a csillag sugárzása (rádióhullámok és látható fény) világítótorony sugaraiként siklik a Földön. Amikor a sugár keresztezi a Földet, impulzus kerül rögzítésre. Maga a neutroncsillag sugárzása annak a ténynek köszönhető, hogy a töltött részecskék a csillag felszínéről kifelé mozognak. távvezetékek mágneses mezőt bocsát ki elektromágneses hullámok. A pulzáros rádiósugárzásnak ezt a mechanizmusát, amelyet először Gold javasolt, az ábra mutatja be. 39.
Ha egy sugárnyaláb ér egy megfigyelőt a Földön, a rádióteleszkóp rövid rádióimpulzusokat észlel, amelyek időtartama megegyezik a neutroncsillag forgási periódusával. Az impulzus alakja nagyon összetett lehet, amit a neutroncsillag magnetoszférájának geometriája határoz meg, és minden egyes pulzárra jellemző. A pulzárok forgási periódusai szigorúan állandóak, és ezen periódusok mérési pontossága eléri a 14 számjegyet.
Jelenleg olyan pulzárokat fedeztek fel, amelyek bináris rendszerek részét képezik. Ha a pulzár a második komponens körül kering, akkor a pulzár periódusában a Doppler-effektus miatt eltéréseket kell megfigyelni. Amikor a pulzár megközelíti a megfigyelőt, a rádióimpulzusok rögzített periódusa a Doppler-effektus miatt csökken, és amikor a pulzár eltávolodik tőlünk, a periódusa növekszik. E jelenség alapján a pulzárok, amelyek részei kettős csillagok. Az elsőként felfedezett PSR 1913 + 16 pulzár esetében, amely egy bináris rendszer része, a keringési periódus 7 óra 45 perc volt. A PSR 1913 + 16 pulzár természetes keringési periódusa 59 ms.
A pulzár sugárzásának a neutroncsillag forgási sebességének csökkenéséhez kell vezetnie. Ezt a hatást is felfedezték. A kettős rendszer részét képező neutroncsillag intenzív röntgensugárzás forrása is lehet.
Az 1,4 M tömegű és 16 km sugarú neutroncsillag szerkezetét az ábra mutatja. 40.
Az I egy vékony külső réteg sűrűn csomagolt atomokból. A II. és III. régióban a magok testközpontú köbös rács formájában helyezkednek el. A IV. régió főleg neutronokból áll. Az V. régióban az anyag pionokból és hiperonokból állhat, amelyek egy neutroncsillag hadronikus magját alkotják. A neutroncsillag szerkezetének bizonyos részletei jelenleg tisztázás alatt állnak.
A neutroncsillagok kialakulása nem mindig szupernóva-robbanás következménye. Egy másik lehetséges mechanizmus a neutroncsillagok kialakulására a fehér törpék evolúciója során szoros kettős csillagrendszerekben. Az anyagáramlás a kísérőcsillagról a fehér törpére fokozatosan növeli a fehér törpe tömegét, és a kritikus tömeg (Chandrasekhar határ) elérésekor a fehér törpe neutroncsillaggá változik. Abban az esetben, ha az anyag áramlása a neutroncsillag kialakulása után folytatódik, tömege jelentősen megnőhet, és a gravitációs összeomlás következtében fekete lyukká alakulhat. Ez az úgynevezett „néma” összeomlásnak felel meg.
A kompakt kettőscsillagok röntgensugárzás forrásaként is megjelenhetnek. Ez a „normál” csillagból egy tömörebbre hulló anyag felhalmozódása miatt is felmerül. Amikor az anyag felhalmozódik egy B > 10 10 G neutroncsillagra, az anyag a mágneses pólusok tartományába esik. A röntgensugárzást a tengelye körüli forgás modulálja. Az ilyen forrásokat röntgenpulzároknak nevezik.
Léteznek olyan röntgenforrások (úgynevezett bursterek), amelyekben sugárzáskitörések jelentkeznek időszakosan, több órától egy napig tartó időközönként. A burst jellemző felfutási ideje 1 másodperc. A sorozatfelvétel időtartama 3-10 másodperc. Az intenzitás a robbanás pillanatában 2-3 nagyságrenddel nagyobb lehet, mint a fényerősség nyugodt állapot. Jelenleg több száz ilyen forrás ismert. Úgy gondolják, hogy a sugárzáskitörések a neutroncsillagok felszínén felgyülemlett anyag termonukleáris robbanásai eredményeként jönnek létre akkréció következtében.
Köztudott, hogy kis távolságok között a nukleonok (<
0.3·10 -13 см) nukleáris erők az attrakciókat taszító erők váltják fel, vagyis a nukleáris anyag ellenállása kis távolságra a gravitációs nyomóerővel szemben megnő. Ha egy neutroncsillag középpontjában az anyagsűrűség meghaladja a ρ méreg magsűrűségét, és eléri a 10 15 g/cm 3 -t, akkor a csillag középpontjában a nukleonokkal és elektronokkal együtt mezonok, hiperonok és más nagyobb tömegű részecskék vannak. is kialakult. A magsűrűséget meghaladó sűrűségű anyagok viselkedésének kutatása jelenleg a korai szakaszában jár, és számos megoldatlan probléma van. A számítások azt mutatják, hogy ρ > ρ méreg anyagsűrűségnél olyan folyamatok lehetségesek, mint a pionkondenzátum megjelenése, a neutronizált anyag szilárd anyaggá való átalakulása. kristályos állapot, hiperon és kvark-gluon plazma képződése. Lehetséges a neutronanyag szuperfolyékony és szupravezető állapotának kialakulása.
A modern elképzeléseknek megfelelően az anyag viselkedéséről 10 2-10 3-szor nagyobb sűrűségnél, mint az atommagnál (nevezetesen az ilyen sűrűségeknél arról beszélünk, amikor egy neutroncsillag belső szerkezetéről van szó), atommagok keletkeznek a csillag belsejében a stabilitási határ közelében. Mélyebb megértést érhetünk el, ha a nukleáris anyag sűrűségétől, hőmérsékletétől és stabilitásától függő halmazállapotot tanulmányozzuk a protonok számának a neutronok számához viszonyított egzotikus arányaiban az atommagban n p / n n , figyelembe véve a neutrínókat érintő gyenge folyamatokat. . Jelenleg gyakorlatilag egyetlen lehetőség a nukleárisnál nagyobb sűrűségű anyagok tanulmányozására a nehézionok közötti magreakciók. A nehézionok ütközéseivel kapcsolatos kísérleti adatok azonban még mindig nem szolgáltatnak elegendő információt, mivel az elérhető n p / n n értékek mind a célmag, mind a beeső felgyorsított mag esetében kicsik (~ 1 - 0,7).
A rádiópulzárok periódusainak pontos mérése kimutatta, hogy a neutroncsillag forgási sebessége fokozatosan lassul. Ennek oka a csillag forgásának kinetikus energiájának a pulzár sugárzási energiájává történő átalakulása és a neutrínók kibocsátása. A rádiópulzárok periódusában bekövetkezett kis hirtelen változásokat a neutroncsillag felszíni rétegében felhalmozódó feszültség magyarázza, amelyet „repedés” és „törés” kísér, ami a csillag forgási sebességének megváltozásához vezet. A rádiópulzárok megfigyelt időbeli jellemzői a neutroncsillag „kéregének” tulajdonságairól, a benne lévő fizikai feltételekről és a neutronanyag szuperfolyékonyságáról tartalmaznak információkat. BAN BEN Utóbbi időben Jelentős számú, 10 ms-nál rövidebb periódusú rádiópulzárt fedeztek fel. Ez megköveteli a neutroncsillagokban végbemenő folyamatokkal kapcsolatos elképzelések tisztázását.
Egy másik probléma a neutroncsillagokban zajló neutrínófolyamatok vizsgálata. A neutrínó emisszió egyike azon mechanizmusoknak, amelyek révén a neutroncsillag a keletkezését követő 10 5-10 6 éven belül energiát veszít.
