Tungi osmonga qarasak, bizga barcha yulduzlar bir xildek tuyuladi. Inson ko'zi uzoqdagi osmon jismlari chiqaradigan yorug'likning ko'rinadigan spektrini farqlashda katta qiyinchiliklarga duch keladi. Hali zo'rg'a ko'rinmaydigan yulduz allaqachon o'chib ketgan bo'lishi mumkin va biz faqat uning yorug'ligini kuzatamiz. Yulduzlarning har biri o'z hayotini yashaydi. Ba'zilar silliq oq nur bilan porlaydi, boshqalari pulsatsiyalanuvchi ko'rinadi neon yorug'lik yorqin nuqtalar. Boshqalari esa osmonda deyarli ko'rinmaydigan xira nurli dog'lardir.
Yulduzlarning har biri yoniq ma'lum bir bosqichda uning evolyutsiyasi va vaqt o'tishi bilan boshqa sinfdagi samoviy jismga aylanadi. Tungi osmonda yorqin va ko'zni qamashtiruvchi nuqta o'rniga yangi kosmik ob'ekt - oq mitti - qarigan yulduz paydo bo'ladi. Evolyutsiyaning bu bosqichi ko'pchilik oddiy yulduzlarga xosdir. Bizning Quyoshimiz ham xuddi shunday taqdirdan qochib qutula olmaydi.
Oq mitti nima: yulduzmi yoki fantommi?
Yaqinda, 20-asrda, olimlarga oddiy yulduzdan kosmosda qolgan yagona narsa oq mitti ekanligi ayon bo'ldi. Yulduzlarni termoyadro fizikasi nuqtai nazaridan o‘rganish samoviy jismlarning tubida kechayotgan jarayonlar haqida tushuncha berdi. Gravitatsion kuchlarning o'zaro ta'siri natijasida hosil bo'lgan yulduzlar ulkan termoyadroviy reaktor bo'lib, unda vodorod va geliy yadrolarining bo'linish zanjiri reaktsiyalari doimo sodir bo'ladi. Bunday murakkab tizimlar komponentlarning rivojlanish sur'atlari bir xil emas. Vodorodning katta zahiralari yulduzning milliardlab yillar davomida hayotini ta'minlaydi. Fusion vodorod reaktsiyalari geliy va uglerod hosil bo'lishiga yordam beradi. Termoyadro sintezidan keyin termodinamika qonunlari kuchga kiradi.
Yulduz butun vodorodini iste'mol qilgandan so'ng, uning yadrosi tortishish kuchlari va ulkan ichki bosim ta'sirida qisqarishni boshlaydi. O'zining qobig'ining asosiy qismini yo'qotib, samoviy jism yulduz massasining chegarasiga etadi, bunda u energiya manbalaridan mahrum bo'lgan oq mitti sifatida mavjud bo'lishi mumkin, inertsiya bilan issiqlikni chiqarishda davom etadi. Aslida, oq mittilar tashqi qobig'ini yo'qotgan qizil gigantlar va supergigantlar sinfidagi yulduzlardir.
Yadro sintezi yulduzni charchatadi. Vodorod tugaydi va geliy yanada massiv komponent sifatida yanada rivojlanishi va yangi holatga kelishi mumkin. Bularning barchasi oddiy yulduz o'rnida birinchi qizil gigantlarning paydo bo'lishiga olib keladi va yulduz asosiy ketma-ketlikni tark etadi. Shunday qilib, samoviy jism o'zining sekin va muqarrar qarish yo'liga o'tib, asta-sekin o'zgarib bormoqda. Yulduzning keksa yoshi uzoq masofa unutishga. Bularning barchasi juda sekin sodir bo'ladi. Oq mitti samoviy jism bo'lib, undan tashqarida asosiy ketma-ketlik, muqarrar yo'q bo'lib ketish jarayoni sodir bo'ladi. Geliy sintezi reaktsiyasi qarigan yulduzning yadrosining qisqarishiga olib keladi va yulduz nihoyat qobig'ini yo'qotadi.
Oq mittilarning evolyutsiyasi
Asosiy ketma-ketlikdan tashqarida yulduzlarning yo'q bo'lib ketishi jarayoni sodir bo'ladi. Gravitatsion kuchlar ta'sirida qizil gigantlar va supergigantlarning qizdirilgan gazi butun koinotga tarqalib, yosh sayyora tumanligini hosil qiladi. Yuz minglab yillar o'tgach, tumanlik tarqaladi va uning o'rnida qizil gigantning tanazzulga uchragan yadrosi qoladi. oq. Bunday ob'ektning harorati ancha yuqori, spektrning yutilish chizig'idan hisoblangan 90 000 K dan va rentgen nurlari spektrida baholanganda 130 000 K gacha. Biroq, uning kichik o'lchamlari tufayli sovutish samoviy tana juda sekin sodir bo'ladi.
Biz kuzatayotgan yulduzli osmon rasmining yoshi o'nlab, yuzlab milliard yillarga teng. Biz oq mittilarni ko'rgan joyda, kosmosda boshqasi allaqachon mavjud bo'lishi mumkin. samoviy tana. Yulduz evolyutsiyaning oxirgi bosqichi bo'lgan qora mitti sinfiga o'tdi. Aslida, yulduz o'rnida harorati atrofdagi fazoning haroratiga teng bo'lgan materiya to'plami qoladi. asosiy xususiyat bu ob'ektning ko'rinadigan yorug'likning to'liq yo'qligi. An'anaviy optik teleskopda yorqinligi past bo'lganligi sababli bunday yulduzni payqash juda qiyin. Oq mittilarni aniqlashning asosiy mezoni - kuchli ultrabinafsha nurlanish va rentgen nurlarining mavjudligi.
Barcha ma'lum oq mittilar, ularning spektriga qarab, ikki guruhga bo'lingan:
- vodorod ob'ektlari, spektral sinf DA, spektrida geliy chiziqlari mavjud emas;
- geliy mittilari, spektral sinf DB. Spektrdagi asosiy chiziqlar geliyda.
Vodorod tipidagi oq mittilar aholining ko'p qismini tashkil qiladi, Yer yuzida ma'lum bo'lganlarning 80% gacha. bu daqiqa ushbu turdagi ob'ektlar. Geliy mittilari qolgan 20% ni tashkil qiladi.
Oq mitti paydo bo'lishiga olib keladigan evolyutsiya bosqichi bizning yulduzimiz Quyoshni o'z ichiga olgan massiv bo'lmagan yulduzlar uchun oxirgi bosqichdir. Ushbu bosqichda yulduz quyidagi xususiyatlarga ega. Yulduzning bunday kichik va ixcham o'lchamiga qaramay, uning yulduz moddasi uning mavjudligi uchun zarur bo'lgan darajada og'irlik qiladi. Boshqacha qilib aytganda, quyosh diskining radiusidan 100 marta kichik radiusga ega bo'lgan oq mittilarning massasi Quyosh massasiga teng yoki hatto bizning yulduzimizdan ham kattaroqdir.
Bu shuni ko'rsatadiki, oq mitti zichligi asosiy ketma-ketlikda joylashgan oddiy yulduzlarning zichligidan millionlab marta yuqori. Masalan, bizning yulduzimiz zichligi 1,41 g / sm³, oq mittilarning zichligi esa 105-110 g / sm3 ga etishi mumkin.
O'zlarining energiya manbalari bo'lmasa, bunday ob'ektlar asta-sekin soviydi va shunga mos ravishda past haroratga ega. Oq mittilar yuzasida harorat 5000-50000 daraja Kelvin oralig'ida qayd etilgan. Yulduz qanchalik katta bo'lsa, uning harorati shunchalik past bo'ladi.
Misol uchun, osmonimizdagi eng yorqin yulduz Sirius A ning qo'shnisi, oq mitti Sirius B ning sirt harorati bor-yo'g'i 2100 daraja Kelvin. Ichkarida bu samoviy jism ancha issiqroq, deyarli 10 000°K. Sirius B astronomlar tomonidan kashf etilgan birinchi oq mitti edi. Sirius B dan keyin kashf etilgan oq mittilarning rangi bir xil oq bo'lib chiqdi, bu yulduzlarning bu sinfiga bunday nom berilishiga sabab bo'ldi.
Sirius A ning yorqinligi bizning Quyoshning yorqinligidan 22 baravar katta, ammo uning singlisi Sirius B xira yorug'lik bilan porlaydi, yorqinligi bo'yicha ko'zni qamashtiruvchi qo'shnisidan sezilarli darajada past. Oq mitti borligi Chandra rentgen teleskopi tomonidan olingan Sirius suratlari tufayli aniqlandi. Oq mittilar aniq yorug'lik spektriga ega emas, shuning uchun bunday yulduzlarni juda sovuq, qorong'i kosmik jismlar deb hisoblash odatiy holdir. Infraqizil va rentgen diapazonida Sirius B yanada yorqinroq porlaydi va chiqarishda davom etadi. katta soni issiqlik energiyasi. Rentgen to'lqinlarining manbai toj bo'lgan oddiy yulduzlardan farqli o'laroq, oq mittilarda nurlanish manbai fotosferadir.
Ko'pligi bo'yicha asosiy ketma-ketlikdan tashqarida bo'lgan bu yulduzlar koinotdagi eng keng tarqalgan ob'ektlar emas. Bizning galaktikamizda oq mittilar osmon jismlarining atigi 3-10% ni tashkil qiladi. Bizning galaktikamiz yulduz populyatsiyasining bu qismi uchun taxminning noaniqligi qutbning ko'rinadigan hududida nurlanishning zaifligi bilan murakkablashadi. Boshqacha qilib aytganda, oq mittilarning yorug'ligi bizning galaktikamizning qo'llarini tashkil etuvchi kosmik gazning katta to'planishiga kira olmaydi.
Oq mittilarning paydo bo'lish tarixiga ilmiy qarash
Bundan tashqari, samoviy jismlarda qurib qolgan termoyadro energiyasining asosiy manbalari o'rnida geliyning yonishini ta'minlaydigan uch karra geliy reaktsiyasi yoki uch karra alfa jarayoni - termoyadro energiyasining yangi manbai paydo bo'ladi. Yulduzlarning harakatini infraqizilda kuzatish imkoni paydo bo‘lgach, bu taxminlar to‘liq tasdiqlandi. Oddiy yulduzning yorug'lik spektri biz qizil gigantlar va oq mittilarni ko'rganimizda ko'rgan rasmdan sezilarli darajada farq qiladi. Bunday yulduzlarning tanazzulga uchragan yadrolari uchun massaning yuqori chegarasi mavjud, aks holda samoviy jism jismoniy jihatdan beqaror bo'lib qoladi va qulashi mumkin.
Oq mittilarning bunday yuqori zichligini fizik qonunlar nuqtai nazaridan tushuntirish deyarli mumkin emas. Davom etayotgan jarayonlar faqat kvant mexanikasi tufayli aniq bo'ldi, bu esa yulduz materiyasining elektron gazining holatini o'rganish imkonini berdi. Gaz holatini o'rganish uchun standart model qo'llaniladigan oddiy yulduzdan farqli o'laroq, oq mittilarda olimlar relativistik degeneratsiyalangan elektron gazining bosimi bilan shug'ullanishadi. Oddiy tilda quyidagilar kuzatiladi. 100 marta yoki undan ko'proq siqilish bilan yulduz moddasi bitta katta atomga o'xshaydi, unda barcha atom aloqalari va zanjirlar birlashadi. Bu holatda elektronlar degeneratsiyalangan elektron gaz hosil qiladi, uning yangi kvant shakllanishi tortishish kuchlariga qarshi tura oladi. Bu gaz qobiqsiz zich yadro hosil qiladi.
Radioteleskoplar va rentgen optikasi yordamida oq mittilarni batafsil o'rganish bu samoviy jismlar birinchi qarashda ko'rinadigan darajada oddiy va zerikarli emasligi ma'lum bo'ldi. Ichkarida bunday yulduzlar yo'qligini hisobga olsak termoyadro reaksiyalari, degan savol beixtiyor tug'iladi - tortishish kuchlari va ichki tortishish kuchlarini muvozanatlashga muvaffaq bo'lgan ulkan bosim qayerdan keladi.
Tadqiqotlar natijasida fiziklar kvant mexanikasi sohasida oq mitti modeli yaratildi. Gravitatsion kuchlar ta'sirida yulduz moddasi shunday darajada siqiladiki, atomlarning elektron qobiqlari vayron bo'ladi, elektronlar o'zlarining xaotik harakatlarini boshlaydilar, bir holatdan ikkinchisiga o'tadilar. Atomlarning yadrolari elektronlar yo'qligida bir-biri bilan mustahkam va barqaror bog'lanish hosil qilib, tizim hosil qiladi. Yulduz materiyasida elektronlar shunchalik ko'pki, ko'plab holatlar hosil bo'ladi va shunga mos ravishda elektronlarning tezligi saqlanadi. Yuqori tezlik elementar zarralar tortishish kuchlariga qarshilik ko'rsatishga qodir bo'lgan elektron degenerativ gazning ulkan ichki bosimini yaratadi.
Oq mittilar qachon ma'lum bo'lgan?
Sirius B astrofiziklar tomonidan kashf etilgan birinchi oq mitti deb hisoblanishiga qaramay, ilmiy hamjamiyatni ushbu sinfning yulduz ob'ektlari bilan ilgari tanishish versiyasi tarafdorlari bor. 1785 yilda astronom Gerschel birinchi marta yulduzlar katalogiga Eridan yulduz turkumiga barcha yulduzlarni alohida ajratuvchi uch yulduz tizimini kiritgan. Faqat 125 yil o'tgach, astronomlar yuqori rang haroratida 40 Eridani B ning anomal ravishda past yorqinligini aniqladilar, bu esa bunday ob'ektlarni alohida sinfga ajratish uchun sabab bo'ldi.
Ob'ekt +9,52 m kattalikka mos keladigan zaif yorqinlikka ega edi. Oq mitti ½ quyosh massasiga ega va diametri Yernikidan kichikroq edi. Bu parametrlar yulduzlarning ichki tuzilishi nazariyasiga zid edi, bunda yulduzning yorqinligi, radiusi va sirt harorati yulduz sinfini aniqlashda asosiy parametr bo‘lgan. Jismoniy jarayonlar nuqtai nazaridan kichik diametr va past yorug'lik yuqori rang haroratiga mos kelmadi. Bu nomuvofiqlik ko'plab savollarni tug'dirdi.
Boshqa oq mitti Sirus B bilan ham vaziyat xuddi shunday ko'rinardi.Eng yorqin yulduzning sun'iy yo'ldoshi bo'lgan oq mitti kichik o'lchamli va yulduz materiyasining juda katta zichligiga ega - 106 g/sm3. Taqqoslash uchun, gugurt qutisidek kattalikdagi bu samoviy jismning moddasi sayyoramizda million tonnadan ortiq og‘irlikda bo‘lar edi. Bu mittining harorati Sirius tizimining asosiy yulduzidan 2,5 baravar yuqori.
Eng so'nggi ilmiy topilmalar
Biz ko'rib chiqayotgan samoviy jismlar tabiiy sinov maydonchasi bo'lib, uning yordamida inson yulduzlarning tuzilishini va ularning evolyutsiya bosqichlarini o'rganishi mumkin. Yulduzlarning tug'ilishini har qanday muhitda teng ishlaydigan fizik qonunlar bilan izohlash mumkin bo'lsa, yulduzlar evolyutsiyasi butunlay boshqacha jarayonlar bilan ifodalanadi. Ilmiy tushuntirish ularning ko'pchiligi elementar zarralar haqidagi fan bo'lgan kvant mexanikasi toifasiga kiradi.
Oq mittilar bu yorug'likda eng sirli narsalarga o'xshaydi:
- Birinchidan, yulduz yadrosining degeneratsiyasi jarayoni juda qiziqarli ko'rinadi, buning natijasida yulduz materiya kosmosda uchib ketmaydi, aksincha, tasavvur qilib bo'lmaydigan o'lchamlarga siqiladi;
- Ikkinchidan, termoyadroviy reaktsiyalar bo'lmasa, oq mittilar juda issiq kosmik ob'ektlar bo'lib qoladi;
- Uchinchidan, yuqori rang haroratiga ega bo'lgan bu yulduzlar past yorqinlikka ega.
Barcha soha olimlari, astrofiziklar, fiziklar va yadro olimlari bu va boshqa ko'plab savollarga bizning yulduzimizning taqdirini oldindan aytishga imkon beradigan javob berishlari kerak. Quyosh oq mitti taqdiri bilan yuzma-yuz turibdi, ammo odamlar bu rolda Quyoshni kuzata oladimi yoki yo'qmi, bu savol ostida qolmoqda.
Agar sizda biron bir savol bo'lsa, ularni maqola ostidagi sharhlarda qoldiring. Biz yoki bizning tashrif buyuruvchilarimiz ularga javob berishdan mamnun bo'lamiz
Nemis astronomi Fridrix Vilgelm Bessel bir necha yillar davomida kuzatgan o'z harakatlari osmonda ikkita yorqin yulduz - Sirius va Procyon - va 1844 yilda u ikkalasi ham to'g'ri chiziqlar bo'ylab emas, balki xarakterli to'lqinli traektoriyalar bo'ylab harakatlanayotganini aniqladi. Bu kashfiyot olimni bu yulduzlarning har birida bizga ko‘rinmaydigan sun’iy yo‘ldoshi bor, ya’ni u fizik jihatdan qo‘shaloq yulduz tizimi ekani haqida fikr yuritishga undadi.
Ammo massasi Sirius B ga teng bo'lgan Quyosh o'z masofasidan deyarli Shimoliy Yulduzdek yorqin porlaydi. Xo'sh, nima uchun Sirius B 18 yil davomida "ko'rinmas sun'iy yo'ldosh" deb hisoblangan? Ehtimol, kichikligi sababli burchak masofasi u bilan Sirius A o'rtasidami? Nafaqat. Keyinchalik ma'lum bo'lishicha, u quyoshning yorqinligidan 400 baravar past yorqinligi tufayli oddiy ko'z bilan ko'rish mumkin emas. To'g'ri, 20-asrning boshida. Bu kashfiyot unchalik g'alati tuyulmadi, chunki juda ko'p past nurli yulduzlar ma'lum edi va yulduz massasi va uning yorqinligi o'rtasidagi bog'liqlik hali o'rnatilmagan. Sirius B va Procyon B ning emissiya spektrlari, shuningdek, ularning harorati o'lchovlari olingandan keyingina, bu yulduzlarning "g'ayritabiiyligi" aniq bo'ldi.
Fizikada shunday tushuncha bor - mutlaqo qora tan. Yo'q, bu qora rangning sinonimi emas teshiklar- undan farqli o'laroq, mutlaqo qora tan ko'zni qamashtiradigan tarzda porlashi mumkin! U mutlaqo qora deb ataladi, chunki ta'rifiga ko'ra, u barcha elektromagnit nurlanishni o'zlashtiradi. Nazariya shuni ko'rsatadiki, mutlaq qora jismning birlik yuzasidan to'liq yorug'lik oqimi (to'lqin uzunliklarining butun diapazoni bo'ylab) uning tuzilishiga yoki kimyoviy tarkibiga bog'liq emas, balki faqat harorat bilan belgilanadi. Stefan-Boltzman qonuniga ko'ra, uning yorqinligi haroratning to'rtinchi darajasiga proportsionaldir. Mutlaqo qora tan, ideal gaz kabi, amalda hech qachon qat'iy amalga oshirilmaydigan jismoniy modeldir. Biroq, spektrning ko'rinadigan hududida yulduz nurining spektral tarkibi "qora tana" ga juda yaqin. Shu sababli, qora tanli model umuman haqiqiy yulduzning nurlanishini to'g'ri tasvirlaydi deb taxmin qilishimiz mumkin.
Samarali harorat Yulduzning harorati - sirt birligi uchun bir xil miqdorda energiya chiqaradigan mutlaq qora jismning harorati. Umuman olganda, u yulduz fotosferasi haroratiga teng emas. Shunga qaramay, bu yulduzning boshqa xususiyatlarini baholash uchun ishlatilishi mumkin bo'lgan ob'ektiv xususiyatdir: yorqinligi, o'lchami va boshqalar.
10-yillarda. 20-asrda amerikalik astronom Uolter Adams Sirius B ning samarali haroratini aniqlashga harakat qildi. Bu 8000 K edi va keyinchalik astronom xato qilgani va aslida u undan ham yuqori (taxminan 10 000 K) ekanligi ma'lum bo'ldi. Binobarin, bu yulduzning yorqinligi, agar u Quyosh o'lchamiga ega bo'lsa, quyoshnikidan kamida 10 baravar yuqori bo'lishi kerak edi. Sirius B ning kuzatilgan yorqinligi, biz bilganimizdek, quyosh yorqinligidan 400 baravar kam, ya'ni u kutilganidan 4 ming baravar pastroq bo'lib chiqadi! Ushbu qarama-qarshilikdan chiqishning yagona yo'li Sirius B ning ko'rinadigan sirt maydoni ancha kichikroq va shuning uchun kichikroq diametrga ega ekanligini hisobga olishdir. Hisob-kitoblar shuni ko'rsatdiki, Sirius B atigi 2,5 baravar kattaroqdir Yerdan ko'proq. Ammo u quyosh massasini saqlab qoladi - ma'lum bo'lishicha, uning o'rtacha zichligi Quyoshnikidan deyarli 100 ming marta katta bo'lishi kerak! Ko'pgina astronomlar bunday ekzotik ob'ektlarning mavjudligiga ishonishdan bosh tortdilar.
Faqat 1924 yilda, asosan, yulduzning ichki tuzilishi nazariyasini ishlab chiqqan ingliz astrofiziki Artur Eddingtonning sa'y-harakatlari tufayli. Sirius va Procyonning ixcham sun'iy yo'ldoshlari nihoyat astronomik hamjamiyat tomonidan endi oq mittilar deb nomlanuvchi mutlaqo yangi yulduzlar sinfining haqiqiy vakillari sifatida tan olindi. "Oq" - chunki bu turning birinchi vakillari issiq ko'k-oq yoritgichlar, "mittilar" edi - chunki ular juda kichik yorug'lik va o'lchamlarga ega.
Biz allaqachon bilib olganimizdek, oq mittilarning zichligi oddiy yulduzlarnikidan minglab marta yuqori. Bu shuni anglatadiki, ularning moddasi qandaydir maxsus, avval noma'lum jismoniy holatda bo'lishi kerak. Buni oq mittilarning g'ayrioddiy spektrlari ham ko'rsatdi.
Birinchidan, ularning yutilish chiziqlari oddiy yulduzlarnikidan bir necha barobar kengroqdir. Ikkinchidan, vodorod chiziqlari oq mittilarning spektrlarida shunday yuqori haroratlarda bo'lishi mumkinki, ular oddiy yulduzlarning spektrlarida mavjud emas, chunki barcha vodorod ionlangan. Bularning barchasini nazariy jihatdan juda yaxshi tushuntirish mumkin edi. Yuqori bosim oq mittilar atmosferasidagi moddalar.
Ushbu ekzotik yulduzlar spektrlarining navbatdagi xususiyati shundaki, barcha kimyoviy elementlarning chiziqlari er usti laboratoriyalarida olingan spektrlardagi mos keladigan chiziqlarga nisbatan biroz qizil rangga siljiydi. Bu oq mitti yuzasida tortishish tezlashishi Yerdagidan bir necha baravar ko'p bo'lganligi sababli, tortishishning qizil siljishi deb ataladigan ta'sir.
Darhaqiqat, universal tortishish qonunidan kelib chiqadiki, yulduz yuzasida tortishish tezlashishi uning massasiga to'g'ridan-to'g'ri proportsional va radius kvadratiga teskari proportsionaldir. Oq mittilarning massalari oddiy yulduzlar massasiga yaqin, radiuslari esa bir necha marta kichikdir. Shuning uchun oq mittilar yuzasida tortishishning tezlashishi juda yuqori: taxminan 10 5 - 10 6 m/s 2. Eslatib o'tamiz, Yerda u 9,8 m/s 2, ya'ni 10 000 - 100 000 marta kamroq.
Aniqlangan kimyoviy tarkibga ko'ra, oq mittilarning spektrlari ikki toifaga bo'linadi: ba'zilari vodorod chiziqlari, boshqalari vodorod chiziqlari bo'lmagan, lekin neytral yoki ionlangan geliy yoki og'ir elementlarning chiziqlari bilan. "Vodorod" mittilari ba'zan "geliy" mittilariga (11 000 - 20 000 K) qaraganda ancha yuqori haroratga ega (60 000 K va undan yuqori). Shunga asoslanib, olimlar ikkinchisining moddasi amalda vodoroddan mahrum degan xulosaga kelishdi.
Bundan tashqari, oq mittilar kashf qilindi, ularning spektrlarini fanga ma'lum bo'lganlar bilan aniqlab bo'lmaydi. kimyoviy elementlar va ulanishlar. Keyinchalik bu yulduzlarning magnit maydonlari Quyoshdaginikidan 1000-100 000 marta kuchliroq ekanligi aniqlandi. Bunday magnit maydon kuchlarida atomlar va molekulalarning spektrlari tanib bo'lmaydigan darajada buziladi, bu ularni aniqlashni qiyinlashtiradi.
Oq mittilarning ichki qismida zichlik 10 10 kg / m 3 ga teng bo'lishi mumkin. Bunday zichlik qiymatlarida (va hatto pastroqlarda ham xarakterlidir tashqi qatlamlar oq mittilar) jismoniy xususiyatlar gazlar sezilarli darajada o'zgaradi va ideal gaz qonunlari endi unga nisbatan qo'llanilmaydi. 20-yillarning o'rtalarida. Italiyalik fizigi Enriko Fermi oq mittilarga xos zichlikdagi gazlarning xossalarini tavsiflovchi nazariyani ishlab chiqdi. Ma'lum bo'lishicha, bunday gazning bosimi uning harorati bilan belgilanmaydi. Modda mutlaq nolga sovigan taqdirda ham u yuqori bo'lib qoladi! Bunday xususiyatlarga ega gaz deyiladi degeneratsiya.
1926 yilda ingliz fizigi Ralf Fauler degenerativ gaz nazariyasini oq mittilarga muvaffaqiyatli qo'lladi (va faqat keyinchalik Fermi nazariyasi "yer" fizikasida ko'plab ilovalarni topdi). Ushbu nazariyaga asoslanib, ikkita muhim xulosa chiqarildi. Birinchidan, berilgan uchun oq mitti radiusi kimyoviy tarkibi modda faqat uning massasi bilan aniqlanadi. Ikkinchidan, oq mitti massasi ma'lum bir kritik qiymatdan oshmasligi kerak, uning qiymati taxminan 1,4 quyosh massasi.
Keyingi kuzatishlar va tadqiqotlar ushbu nazariy asoslarni tasdiqladi va oq mittilarning ichki qismida vodorod deyarli yo'qligi haqida yakuniy xulosa chiqarishga imkon berdi. Degeneratsiyalangan gaz nazariyasi oq mittilarning kuzatilgan xususiyatlarini yaxshi tushuntirganligi sababli, ular chaqirila boshlandi buzilgan yulduzlar. Keyingi bosqich ularning shakllanishi nazariyasini qurish edi.
IN zamonaviy nazariya Yulduzlar evolyutsiyasida oq mittilar o'rta va past massali (3-4 quyosh massasidan kam) yulduzlar evolyutsiyasining yakuniy bosqichi hisoblanadi.
Qarigan yulduzning markaziy hududlaridagi barcha vodorod yonib ketgandan so'ng, uning yadrosi qisqarishi va qizib ketishi kerak. Shu bilan birga, tashqi qatlamlar juda kengayadi, yulduzning samarali harorati pasayadi va u qizil gigantga aylanadi. Yulduzning hosil bo'lgan noyob qobig'i yadro bilan juda zaif bog'langan, u kosmosda tarqalib ketadi. Sobiq qizil gigantning o'rnida asosan geliydan tashkil topgan juda issiq va ixcham yulduz - oq mitti qoladi. Yuqori harorat tufayli u asosan ultrabinafsha diapazonida chiqaradi va kengayadigan qobiqning gazini ionlashtiradi.
Issiq yulduzlarni o'rab turgan kengaytiruvchi qobiqlar uzoq vaqtdan beri ma'lum bo'lgan. Ular chaqiriladi sayyora tumanliklari va 18-asrda ochilgan. Uilyam Gerschel. Ularning kuzatilgan soni qizil gigantlar va oq mittilar soniga yaxshi mos keladi va shuning uchun oq mittilarning paydo bo'lishining asosiy mexanizmi oddiy yulduzlarning qizil gigantda gaz qobig'ining chiqishi bilan evolyutsiyasi ekanligi bilan mos keladi. bosqich.
Yaqin qo'shaloq yulduz tizimlarida komponentlar bir-biriga shunchalik yaqin joylashganki, ular o'rtasida materiya almashadi. Qizil gigantning shishgan qobig'i oq mitti bo'lmaguncha qo'shni yulduzga doimo oqadi. Ehtimol, oq mittilarning birinchi kashf etilgan vakillari - Sirius B va Procyon B - aynan shu tarzda shakllangan.
40-yillarning oxirida. Sovet astrofiziki Samuil Aronovich Kaplan oq mittilarning nurlanishi ularning sovishiga olib kelishini ko'rsatdi. Bu shuni anglatadiki, bu yulduzlarning ichki energiya manbalari yo'q. Kaplan, shuningdek, oq mittilarni sovutishning miqdoriy nazariyasini qurdi va 50-yillarning boshlarida. Ingliz va frantsuz olimlari xuddi shunday xulosaga kelishdi. To'g'ri, kichik sirt maydoni tufayli bu yulduzlar juda sekin soviydi.
Shunday qilib, oq mittilarning kuzatilgan xususiyatlarining aksariyatini ularning materiya zichligining ulkan qiymatlari va juda kuchliligi bilan izohlash mumkin edi. tortishish maydoni ularning yuzalarida. Bu oq mittilarni o'ziga xos ob'ektlarga aylantiradi: ularning moddasi er usti laboratoriyalarida topilgan sharoitlarni hali ko'paytirish mumkin emas.
Agar siz tungi osmonga diqqat bilan qarasangiz, bizga qaraydigan yulduzlarning rangi bir-biridan farq qilishini sezish oson. Moviy, oq, qizil, ular bir tekis porlaydi yoki Rojdestvo daraxti gulchambari kabi miltillaydi. Teleskop orqali rang farqlari aniqroq bo'ladi. Bunday xilma-xillikka olib kelgan sabab fotosfera haroratidadir. Va mantiqiy taxmindan farqli o'laroq, eng issiq yulduzlar qizil emas, balki ko'k, ko'k-oq va oq yulduzlardir. Lekin birinchi narsa birinchi.
Spektral tasnifi
Yulduzlar ulkan, issiq gaz sharlaridir. Ularni Yerdan qanday ko'rishimiz ko'plab parametrlarga bog'liq. Masalan, yulduzlar aslida miltillamaydi. Buni tekshirish juda oson: faqat Quyoshni eslang. Miltillash effekti kosmik jismlardan bizga keladigan yorug'lik chang va gazga to'la yulduzlararo muhitni yengishi tufayli yuzaga keladi. Yana bir narsa - rang. Bu qobiqlarni (ayniqsa, fotosferani) ma'lum bir haroratgacha qizdirish oqibatidir. Haqiqiy rang ko'rinadigan rangdan farq qilishi mumkin, ammo farq odatda kichikdir.
Bugungi kunda butun dunyoda yulduzlarning Garvard spektral tasnifi qo'llaniladi. U haroratga asoslangan va spektr chiziqlarining turi va nisbiy intensivligiga asoslanadi. Har bir sinf ma'lum bir rangdagi yulduzlarga mos keladi. Tasniflash Garvard rasadxonasida 1890-1924 yillarda ishlab chiqilgan.
Bir soqol olgan ingliz xurmoni sabzi kabi chaynadi
Etti asosiy spektral sinf mavjud: O—B—A—F—G—K—M. Bu ketma-ketlik haroratning asta-sekin pasayishini aks ettiradi (O dan M gacha). Uni eslab qolish uchun maxsus mnemonik formulalar mavjud. Rus tilida ulardan biri shunday yangraydi: “Bir soqollangan ingliz xurmosini sabzi kabi chaynadi”. Bu sinflarga yana ikkita sinf qo‘shilmoqda. C va S harflari spektrdagi metall oksidi chiziqlari bo'lgan sovuq yoritgichlarni bildiradi. Keling, yulduzlar sinflarini batafsil ko'rib chiqaylik:
- O sinfi eng yuqori sirt harorati (30 dan 60 ming Kelvingacha) bilan tavsiflanadi. Ushbu turdagi yulduzlar Quyoshdan massasi 60 marta va radius bo'yicha 15 marta kattaroqdir. Ularning ko'rinadigan rangi ko'kdir. Yorqinligi jihatidan ular bizning yulduzimizdan million martadan ortiqroqdir. Moviy yulduz Ushbu sinfga tegishli HD93129A eng ko'p biri bilan ajralib turadi katta ko'rsatkichlar ma'lum kosmik jismlar orasida yorqinlik. Ushbu ko'rsatkichga ko'ra, u Quyoshdan 5 million marta oldinda. Moviy yulduz bizdan 7,5 ming yorug'lik yili uzoqlikda joylashgan.
- B sinfining harorati 10-30 ming Kelvin, massasi Quyoshnikidan 18 marta katta. Bular ko'k-oq va oq yulduzlardir. Ularning radiusi Quyoshnikidan 7 marta katta.
- A sinfi 7,5-10 ming Kelvin harorat, radius va massa Quyoshnikidan mos ravishda 2,1 va 3,1 baravar yuqori bo'lganligi bilan tavsiflanadi. Bu oq yulduzlar.
- F sinf: harorat 6000-7500 K. Massasi quyoshdan 1,7 marta katta, radius 1,3. Erdan bunday yulduzlar ham oq ko'rinadi, ularning haqiqiy rangi sarg'ish-oq.
- G sinfi: harorat 5-6 ming Kelvin. Quyosh bu sinfga tegishli. Bunday yulduzlarning ko'rinadigan va haqiqiy rangi sariqdir.
- K klassi: harorat 3500-5000 K. Radius va massa quyoshdan kamroq, yoritgichning mos keladigan parametrlaridan 0,9 va 0,8. Yerdan ko'rinadigan bu yulduzlarning rangi sarg'ish-to'q sariq rangda.
- M sinf: harorat 2-3,5 ming Kelvin. Massa va radius Quyoshning o'xshash parametrlaridan 0,3 va 0,4 ga teng. Sayyoramiz yuzasidan ular qizil-to'q sariq rangda ko'rinadi. Beta Andromedae va Alpha Chanterelles M sinfiga tegishli. Ko'pchilikka tanish bo'lgan yorqin qizil yulduz - Betelgeuse (alfa Orionis). Qishda uni osmonda izlash yaxshidir. Qizil yulduz yuqorida va biroz chapda joylashgan
Har bir sinf 0 dan 9 gacha, ya'ni eng issiqdan sovuqgacha bo'lgan kichik sinflarga bo'linadi. Yulduzli raqamlar ma'lum bir spektr turiga a'zolikni va guruhdagi boshqa yulduzlarga nisbatan fotosferaning qizish darajasini ko'rsatadi. Masalan, Quyosh G2 sinfiga kiradi.
Vizual oq ranglar
Shunday qilib, B dan F yulduz sinflari Yerdan oq ko'rinishi mumkin. Va faqat A tipiga tegishli ob'ektlar aslida bu rangga ega. Shunday qilib, teleskop bilan qurollanmagan kuzatuvchiga Saif (Orion yulduz turkumi) va Algol (beta Persey) yulduzlari oq ko'rinadi. Ular B spektral sinfiga tegishli. Ularning haqiqiy rangi ko'k-oq. Bundan tashqari, Perseus va Canis Minor samoviy naqshlarining eng yorqin yulduzlari - Mitrak va Procyon oq rangda ko'rinadi. Biroq, ularning haqiqiy rangi sariq rangga yaqinroq (F darajasi).
Nima uchun yulduzlar Yerdagi kuzatuvchi uchun oq rangga ega? Rang bizning sayyoramizni bunday ob'ektlardan ajratib turadigan juda katta masofa, shuningdek, kosmosda tez-tez uchraydigan chang va gazning katta bulutlari tufayli buziladi.
A sinf
Oq yulduzlar O va B sinflari vakillari kabi yuqori harorat bilan tavsiflanmaydi. Ularning fotosferasi 7,5-10 ming Kelvingacha qiziydi. A spektral sinf yulduzlari Quyoshdan ancha katta. Ularning yorqinligi ham kattaroq - taxminan 80 marta.
A yulduzlarining spektrlari Balmer seriyasining kuchli vodorod chiziqlarini ko'rsatadi. Boshqa elementlarning chiziqlari sezilarli darajada zaifroq, ammo ular A0 kichik sinfidan A9 ga o'tganimizda sezilarli bo'ladi. A spektral sinfiga mansub gigantlar va supergigantlar asosiy ketma-ketlik yulduzlariga qaraganda bir oz kamroq aniq vodorod chiziqlari bilan tavsiflanadi. Ushbu yoritgichlar holatida chiziqlar yanada sezilarli bo'ladi og'ir metallar.
Ko'pgina o'ziga xos yulduzlar A spektral sinfiga kiradi. Bu atama spektrda sezilarli xususiyatlarga ega bo'lgan yoritgichlarni anglatadi va jismoniy parametrlar, bu ularning tasnifini qiyinlashtiradi. Masalan, juda noyob yulduzlar Bootes lambda turi og'ir metallarning etishmasligi va juda sekin aylanish bilan tavsiflanadi. O'ziga xos yoritgichlarga oq mittilar ham kiradi.
A sinfiga Sirius, Menkalinan, Alioth, Kastor va boshqalar kabi yorqin tungi osmon ob'ektlari kiradi. Keling, ular bilan yaxshiroq tanishaylik.
Alpha Canis Majoris
Sirius osmondagi eng yorqin, garchi eng yaqin yulduz emas. Ungacha bo'lgan masofa 8,6 yorug'lik yili. Erdagi kuzatuvchiga u juda yorqin ko'rinadi, chunki u ta'sirchan o'lchamga ega va shunga qaramay, boshqa ko'plab yirik va yorqin ob'ektlardan unchalik uzoq emas. Quyoshga eng yaqin yulduz Sirius bo'lib, ushbu ro'yxatda beshinchi o'rinda turadi.
U ikki komponentdan iborat tizimga ishora qiladi va hisoblanadi. Sirius A va Sirius B 20 astronomik birlik masofa bilan ajralib turadi va 50 yildan ozroq vaqt oralig'ida aylanadi. Tizimning birinchi komponenti, asosiy ketma-ketlik yulduzi A1 spektral sinfiga tegishli. Uning massasi Quyoshnikidan ikki barobar, radiusi esa 1,7 marta. Bu Yerdan yalang'och ko'z bilan kuzatilishi mumkin bo'lgan narsa.
Tizimning ikkinchi komponenti - oq mitti. Sirius B yulduzi massasi bo'yicha bizning yulduzimizga deyarli teng, bu bunday jismlarga xos emas. Odatda, oq mittilar 0,6-0,7 quyosh massasi bilan tavsiflanadi. Shu bilan birga, Sirius B o'lchamlari Yerdagi o'lchamlarga yaqin. Oq mitti bosqichi bu yulduz uchun taxminan 120 million yil oldin boshlangan deb ishoniladi. Sirius B asosiy ketma-ketlikda joylashganida, ehtimol u 5 quyosh massasi bo'lgan va B spektral sinfiga tegishli bo'lgan yulduz edi.
Sirius A, olimlarning fikriga ko'ra, evolyutsiyaning keyingi bosqichiga taxminan 660 million yildan keyin o'tadi. Keyin u qizil gigantga, birozdan keyin esa hamrohi kabi oq mittiga aylanadi.
Alfa burgut
Sirius singari, nomlari quyida keltirilgan ko'plab oq yulduzlar nafaqat yorqinligi va ilmiy-fantastik adabiyot sahifalarida tez-tez tilga olinishi tufayli astronomiyaga qiziqqan odamlarga yaxshi ma'lum. Altair ana shunday yoritgichlardan biridir. Alpha Eagle, masalan, Stiven Kingda topilgan. Bu yulduz yorqinligi va nisbatan yaqin joylashuvi tufayli tungi osmonda aniq ko'rinadi. Quyosh va Altairni ajratib turadigan masofa 16,8 yorug'lik yili. A spektrli yulduzlardan faqat Sirius bizga yaqinroq.
Altair Quyoshnikidan 1,8 marta kattaroqdir. Uning xarakterli xususiyati juda tez aylanishdir. Yulduz o'z o'qi atrofida bir marta aylanishni to'qqiz soatdan kamroq vaqt ichida yakunlaydi. Ekvator yaqinida aylanish tezligi 286 km/s. Natijada, "chaqqon" Altair qutblardan tekislanadi. Bundan tashqari, elliptik shakl tufayli yulduzning harorati va yorqinligi qutblardan ekvatorgacha kamayadi. Bu ta'sir "gravitatsion qorayish" deb ataladi.
Altairning yana bir xususiyati shundaki, uning yorqinligi vaqt o'tishi bilan o'zgaradi. U Scuti delta tipidagi o'zgaruvchilarga tegishli.
Alfa Lira
Vega Quyoshdan keyin eng ko'p o'rganilgan yulduzdir. Alfa Lira o'z spektri aniqlangan birinchi yulduzdir. U fotosuratda olingan Quyoshdan keyingi ikkinchi yoritgichga aylandi. Vega, shuningdek, olimlar Parlaks usuli yordamida masofani o'lchagan birinchi yulduzlardan biri edi. Uzoq vaqt davomida boshqa jismlarning kattaliklarini aniqlashda yulduzning yorqinligi 0 sifatida qabul qilingan.
Alpha Lyrae ham havaskor astronomlarga, ham oddiy kuzatuvchilarga yaxshi tanish. Bu yulduzlar orasida beshinchi eng yorqin va Altair va Deneb bilan birga Yozgi uchburchak asterizmiga kiritilgan.
Quyoshdan Vegagacha bo'lgan masofa 25,3 yorug'lik yili. Uning ekvator radiusi va massasi bizning yulduzimizning o'xshash parametrlaridan mos ravishda 2,78 va 2,3 baravar katta. Yulduzning shakli mukammal shardan uzoqdir. Ekvatordagi diametr qutblarga qaraganda sezilarli darajada kattaroqdir. Buning sababi - juda katta aylanish tezligi. Ekvatorda u 274 km / s ga etadi (Quyosh uchun bu parametr sekundiga ikki kilometrdan bir oz ko'proq).
Vega-ning xususiyatlaridan biri uning atrofidagi chang diskidir. Natijada paydo bo'lgan deb ishoniladi katta raqam kometalar va meteoritlarning to'qnashuvi. Chang diski yulduz atrofida aylanadi va uning nurlanishi bilan isitiladi. Natijada Vega infraqizil nurlanishining intensivligi oshadi. Yaqinda diskda nosimmetrikliklar aniqlandi. Ehtimoliy tushuntirish yulduzning kamida bitta sayyoraga ega ekanligidir.
Alfa egizaklar
Egizaklar turkumidagi ikkinchi eng yorqin ob'ekt - Kastor. U, avvalgi yoritgichlar singari, A spektral sinfiga tegishli. Kastor tungi osmondagi eng yorqin yulduzlardan biridir. Tegishli ro'yxatda u 23-o'rinda joylashgan.
Kastor oltita komponentdan iborat ko'p tizimdir. Ikki asosiy element (Castor A va Castor B) umumiy massa markazi atrofida 350 yillik davr bilan aylanadi. Ikki yulduzning har biri spektral ikkilikdir. Castor A va Castor B komponentlari kamroq yorqin va ehtimol M spektral sinfiga tegishli.
Castor S darhol tizim bilan bog'lanmagan. Dastlab u mustaqil yulduz YY Gemini sifatida belgilangan. Osmonning ushbu maydonini o'rganish jarayonida bu yoritgich kastor tizimi bilan jismonan bog'langanligi ma'lum bo'ldi. Yulduz bir necha o'n ming yillik davrga ega bo'lgan barcha komponentlar uchun umumiy bo'lgan massa markazi atrofida aylanadi va shuningdek, spektral ikkilikdir.
Beta aurigae
Auriganing samoviy naqshi taxminan 150 ta "nuqta" ni o'z ichiga oladi, ularning aksariyati oq yulduzlardir. Nuroniylarning nomlari astronomiyadan uzoq bo'lgan odamga kam ma'lumot beradi, ammo bu ularning fan uchun ahamiyatini kamaytirmaydi. Eng yorqin ob'ekt samoviy naqsh, A spektral sinfiga mansub, Mencalinan yoki beta Aurigae. Yulduzning arab tilidan tarjima qilingan nomi "jilov egasining yelkasi" degan ma'noni anglatadi.
Menkalinan - bu uch tomonlama tizim. Uning ikkita komponenti A spektral sinfining subgigantlaridir. Ularning har birining yorqinligi Quyoshnikidan 48 marta oshadi. Ular 0,08 masofa bilan ajralib turadi astronomik birliklar. Uchinchi komponent qizil mitti, juftlikdan 330 AU masofada joylashgan. e.
Epsilon Ursa Major
Shimoliy osmonning eng mashhur yulduz turkumidagi (Ursa Major) eng yorqin "nuqta" Aliot bo'lib, u ham A sinfiga kiradi. Ko'rinadigan kattaligi - 1,76. Yulduz eng yorqin yoritgichlar ro'yxatida 33-o'rinni egallaydi. Alioth Big Dipper asterizmiga kiritilgan va idishga boshqa yoritgichlarga qaraganda yaqinroq joylashgan.
Aliotning spektri 5,1 kunlik davr bilan o'zgarib turadigan noodatiy chiziqlar bilan tavsiflanadi. Xususiyatlar ta'sir qilish bilan bog'liq deb taxmin qilinadi magnit maydon yulduzlar. So'nggi ma'lumotlarga ko'ra, spektral tebranishlar massasi Yupiterning massasidan deyarli 15 baravar ko'p bo'lgan kosmik jismning yaqinligi tufayli yuzaga kelishi mumkin. Bu shundaymi, hozircha sir. Astronomlar, yulduzlarning boshqa sirlari kabi, har kuni buni tushunishga harakat qilishadi.
Oq mittilar
Oq yulduzlar haqidagi hikoya yorug'lik evolyutsiyasining "oq mitti" deb atalgan bosqichini eslatmasdan to'liq bo'lmaydi. Bunday ob'ektlar o'z nomini birinchi kashf etilganlar A spektral sinfiga tegishli bo'lganligi sababli oldi. Bular Sirius B va 40 Eridani B. Bugungi kunda oq mittilar yulduzlar hayotining so'nggi bosqichi uchun variantlardan biri deb ataladi.
Keling, yoritgichlarning hayot aylanishiga batafsil to'xtalib o'tamiz.
Yulduzlar evolyutsiyasi
Yulduzlar bir kechada tug'ilmaydi: ularning har biri bir necha bosqichlardan o'tadi. Birinchidan, gaz va chang buluti o'z ta'sirida qisqara boshlaydi.Asta-sekin u shar shaklini oladi, tortishish energiyasi esa issiqlikka aylanadi - jismning harorati ortadi. U 20 million Kelvin qiymatiga yetganda, yadro sintezi reaktsiyasi boshlanadi. Bu bosqich to'laqonli yulduz hayotining boshlanishi hisoblanadi.
Yoritgichlar ko'p vaqtlarini asosiy ketma-ketlikda o'tkazadilar. Ularning chuqurligida vodorod aylanish reaktsiyalari doimo sodir bo'ladi. Yulduzlarning harorati har xil bo'lishi mumkin. Yadrodagi barcha vodorod tugagach, evolyutsiyaning yangi bosqichi boshlanadi. Endi geliy yoqilg'iga aylanadi. Shu bilan birga, yulduz kengayishni boshlaydi. Uning yorqinligi oshadi va sirt harorati, aksincha, pasayadi. Yulduz asosiy ketma-ketlikni tark etadi va qizil gigantga aylanadi.
Geliy yadrosining massasi asta-sekin o'sib boradi va u o'z og'irligi ostida siqila boshlaydi. Qizil gigant bosqichi avvalgisidan ancha tezroq tugaydi. Keyingi evolyutsiyaning yo'li ob'ektning dastlabki massasiga bog'liq. Qizil gigant bosqichidagi past massali yulduzlar shishira boshlaydi. Ushbu jarayon natijasida ob'ekt o'z qobig'ini to'kadi. Yulduzning yalang'och yadrosi ham hosil bo'ladi. Bunday yadroda barcha sintez reaktsiyalari tugallangan. Bu geliy oq mitti deb ataladi. Kattaroq qizil gigantlar (ma'lum darajada) uglerodga asoslangan oq mittilarga aylanadi. Ularning yadrolari dan ko'proq narsani o'z ichiga oladi og'ir elementlar geliydan ko'ra.
Xususiyatlari
Oq mittilar odatda Quyoshga juda yaqin bo'lgan jismlardir. Bundan tashqari, ularning o'lchamlari ernikiga mos keladi. Ushbu kosmik jismlarning ulkan zichligi va ularning tubida sodir bo'ladigan jarayonlar klassik fizika nuqtai nazaridan tushunarli emas. Yulduzlarning sirlarini ochishga yordam berdi kvant mexanikasi.
Oq mittilarning moddasi elektron-yadro plazmasidir. Uni hatto laboratoriyada ham qurish deyarli mumkin emas. Shuning uchun bunday ob'ektlarning ko'pgina xususiyatlari noaniq bo'lib qolmoqda.
Agar siz tun bo'yi yulduzlarni o'rgansangiz ham, maxsus jihozlarsiz kamida bitta oq mitti aniqlay olmaysiz. Ularning yorqinligi quyoshnikidan sezilarli darajada kamroq. Olimlarning fikriga ko'ra, oq mittilar Galaktikadagi barcha ob'ektlarning taxminan 3-10% ni tashkil qiladi. Biroq, hozirgi kunga qadar ulardan faqat Yerdan 200-300 parsek masofada joylashganlari topilgan.
Oq mittilar rivojlanishda davom etmoqda. Shakllanishdan so'ng darhol ular yuqori sirt haroratiga ega, lekin tez soviydi. Yaratilganidan bir necha o'n milliard yil o'tgach, nazariyaga ko'ra, oq mitti qora mitti - ko'rinadigan yorug'lik chiqarmaydigan jismga aylanadi.
Kuzatuvchi uchun oq, qizil yoki ko'k yulduz birinchi navbatda rangi bilan farqlanadi. Astronom chuqurroq qaraydi. Rang darhol ob'ektning harorati, hajmi va massasi haqida ko'p narsalarni aytib beradi. Ko'k yoki och ko'k yulduz - bu ulkan issiq to'p, har jihatdan Quyoshdan ancha oldinda. Oq yoritgichlar, ularning misollari maqolada tasvirlangan, biroz kichikroq. Turli kataloglardagi yulduz raqamlari ham mutaxassislarga ko'p narsalarni aytib beradi, lekin hamma narsa emas. Uzoq kosmik ob'ektlarning hayoti haqidagi katta hajmdagi ma'lumotlar hali tushuntirilmagan yoki aniqlanmagan.
Yulduzlar: ularning tug'ilishi, hayoti va o'limi [Uchinchi nashr, qayta ko'rib chiqilgan] Shklovskiy Iosif Samuilovich
10-bob Oq mittilar qanday ishlaydi?
10-bob Oq mittilar qanday ishlaydi?
1-§da, biz Hertzsprung-Russell diagrammasida chizilgan turli yulduzlarning jismoniy xususiyatlarini muhokama qilganimizda, allaqachon "oq mittilar" deb ataladigan narsaga e'tibor qaratildi. Ushbu yulduz sinfining odatiy vakili Siriusning mashhur sun'iy yo'ldoshi, "Sirius B" deb ataladi. Shu bilan birga, ta'kidlanganidek, bu g'alati yulduzlar bizning Galaktikamizdagi qandaydir patologik "dahshatli hodisalar" ning noyob toifasi emas. Aksincha, bu juda katta yulduzlar guruhi. Galaktikada ularning kamida bir necha milliardlari bo'lishi kerak va ehtimol o'n milliardga yaqin, ya'ni bizning ulkan yulduz sistemamizdagi barcha yulduzlarning 10 foizigacha. Binobarin, oq mittilar yulduzlarning sezilarli nisbatida sodir bo'lgan qandaydir muntazam jarayon natijasida paydo bo'lishi kerak edi. Va bundan kelib chiqadiki, agar biz oq mittilarning tabiatini tushunmasak va ularning kelib chiqishi masalasiga aniqlik kiritmasak, yulduzlar olami haqidagi tushunchamiz to'liqlikdan juda uzoq bo'ladi. Biroq, bu bo'limda biz oq mittilarning paydo bo'lishi muammosi bilan bog'liq masalalarni muhokama qilmaymiz, bu § 13 da amalga oshiriladi. Oq mittilarning asosiy xususiyatlari:
a. Massa Quyoshnikidan yuz marta kichik radiusdagi Quyosh massasidan unchalik farq qilmaydi. Oq mittilarning o'lchamlari globus o'lchamlari bilan bir xil tartibda.
b. Bu moddaning 10 6 -10 7 g / sm 3 gacha bo'lgan katta o'rtacha zichligini nazarda tutadi (ya'ni, o'n tonnagacha kub santimetrga "bosilgan"!).
c. Oq mittilarning yorqinligi juda past: Quyoshdan yuzlab va minglab marta kamroq.
Oq mittilarning ichki qismidagi sharoitlarni birinchi marta tahlil qilishga urinib ko'rganimizda, biz darhol juda katta qiyinchilikka duch kelamiz. 6-§da yulduzning massasi, uning radiusi va markaziy harorati o'rtasida bog'liqlik o'rnatildi (qarang: formula (6.2)). Ikkinchisi yulduz radiusiga teskari proportsional bo'lishi kerakligi sababli, oq mittilarning markaziy harorati ko'p yuz million kelvin darajasidagi ulkan qiymatlarga yetishi kerak. Bunday dahshatli haroratlarda haddan tashqari ko'p miqdorda bo'lishi kerak katta miqdorda yadro energiyasi. Agar biz u erdagi barcha vodorod "yoqib ketgan" deb hisoblasak ham, uch karra geliy reaktsiyasi juda samarali bo'lishi kerak. Yadro reaktsiyalari paytida ajralib chiqadigan energiya sirtga "oqishi" va yulduzlararo kosmosga nurlanish shaklida tushishi kerak, bu juda kuchli bo'lishi kerak edi. Shu bilan birga, oq mittilarning yorqinligi mutlaqo ahamiyatsiz, bir xil massadagi "oddiy" yulduzlarnikidan bir necha marta kichikroqdir. Nima bo'ldi?
Keling, ushbu paradoksni tushunishga harakat qilaylik.
Birinchidan, kutilgan va kuzatilgan yorqinlik o'rtasidagi bunday kuchli tafovut shuni anglatadiki, formula (6.2) § 6 oq mittilar uchun oddiygina qo'llanilmaydi. Keling, ushbu formulani olishda qanday asosiy taxminlar qilinganligini eslaylik. Avvalo, yulduz ikki kuch: tortishish va gaz bosimi ta'sirida muvozanat holatida ekanligi taxmin qilingan. Oq mittilar gidrostatik muvozanat holatida ekanligiga shubha yo'q, biz buni § 6 da batafsil muhokama qildik. Aks holda, qisqa vaqt ular mavjud bo'lishni to'xtatadi: agar bosim tortishish kuchidan oshsa, ular yulduzlararo bo'shliqda tarqalib ketishadi yoki tortishish kuchi gaz bosimi bilan qoplanmasa, ular "nuqtagacha" qisqaradi. Umumjahon tortishish qonunining universalligiga ham shubha yo'q: tortishish kuchi hamma joyda ta'sir qiladi va u materiyaning miqdoridan boshqa hech qanday boshqa xususiyatlariga bog'liq emas. Keyin faqat bitta imkoniyat qoladi: gaz bosimining haroratga bog'liqligiga shubha qilish, biz buni taniqli Klapeyron qonuni yordamida qo'lga kiritdik.
Bu qonun ideal gaz uchun amal qiladi. 6-§da biz oddiy yulduzlarning ichki qismidagi moddani ideal gaz sifatida etarlicha aniqlik bilan ko'rib chiqish mumkinligiga amin bo'ldik. Shunday ekan, mantiqiy xulosa shu zich modda oq mittilarning ichki qismi allaqachon mavjud ideal gaz emas.
To'g'ri, bu moddaning gaz ekanligiga shubha qilish o'rinli? Bu suyuq yoki qattiq bo'lishi mumkinmi? Bunday emasligini tushunish oson. Axir, suyuqliklarda va qattiq moddalar mahkam o'ralgan atomlar, ular elektron qobiqlari bilan tegib turadigan, o'lchamlari unchalik kichik bo'lmagan: taxminan 10 -8 sm.Bu masofadan yaqinroq. atom yadrolari, unda atomlarning deyarli butun massasi to'plangan, bir-biriga "yaqinlasha olmaydi". Darhol shunday bo'ladiki, qattiq yoki suyuq moddaning o'rtacha zichligi sezilarli darajada oshmaydi
20 g/sm 3. Oq mittilarda materiyaning o'rtacha zichligi o'n minglab marta katta bo'lishi mumkinligi, u erdagi yadrolarning bir-biridan sezilarli darajada 10 -8 sm dan kam masofada joylashganligini anglatadi.Bundan kelib chiqadiki, atomlarning elektron qobig'i, go'yo "ezilgan" "va yadrolar elektronlardan ajratilgan. Shu ma'noda, biz juda zich plazma sifatida oq mittilarning ichki qismining moddasi haqida gapirishimiz mumkin. Ammo plazma birinchi navbatda gazdir, ya'ni uni tashkil etuvchi zarralar orasidagi masofa ikkinchisining hajmidan sezilarli darajada oshib ketgan materiya holati. Bizning holatda, yadrolar orasidagi masofa kam emas
10 -10 sm, yadrolarning o'lchamlari esa ahamiyatsiz - taxminan 10 -12 sm.
Demak, oq mittilarning ichki qismining moddasi juda zich ionlangan gazdir. Biroq, juda katta zichligi tufayli uning fizik xususiyatlari ideal gaznikidan keskin farq qiladi. Xususiyatlar orasidagi bu farqni xususiyatlar bilan aralashtirib yubormaslik kerak haqiqiy gazlar, bular fizika kurslarida juda ko'p muhokama qilinadi.
Ultra yuqori zichlikdagi ionlangan gazning o'ziga xos xususiyatlari aniqlanadi degeneratsiya. Bu hodisani faqat doirada tushuntirish mumkin kvant mexanikasi. "Degeneratsiya" tushunchasi klassik fizikaga begona. Bu nima? Bu savolga javob berish uchun, avvalo, atomdagi elektronlar harakatining kvant mexanikasi qonunlari bilan tavsiflangan xususiyatlariga bir oz to'xtalib o'tishimiz kerak bo'ladi. Atom tizimidagi har bir elektronning holati kvant raqamlarini ko'rsatish orqali aniqlanadi. Bu raqamlar Asosiy narsa kvant soni n, atomdagi elektronning energiyasini aniqlaydigan kvant soni l, elektronning orbital burchak momentining qiymatini, kvant sonini berish m, bu moment proyeksiyasining qiymatini jismoniy tanlangan yo'nalishga (masalan, magnit maydon yo'nalishi) va nihoyat, kvant sonini berish s, qiymat berish o'z momenti elektron (spin). Kvant mexanikasining asosiy qonuni Pauli printsipi, har qanday kvant tizimini taqiqlovchi (masalan, murakkab atom) har qanday ikkita elektron bir xil kvant raqamlariga ega. Keling, atomning oddiy yarim klassik Bor modelidan foydalanib, ushbu printsipni tushuntiramiz. Uch kvant sonining birikmasi (spindan tashqari) atomdagi elektronning orbitasini aniqlaydi. Atomning ushbu modeliga tatbiq etilgan Pauli printsipi bir xil kvant orbitasida ikkitadan ortiq elektronning bo'lishini taqiqlaydi. Agar bunday orbitada ikkita elektron bo'lsa, ular qarama-qarshi yo'naltirilgan spinlarga ega bo'lishi kerak. Bu shuni anglatadiki, bunday elektronlarning uchta kvant soni bir xil bo'lishi mumkin bo'lsa-da, elektronlarning spinlarini tavsiflovchi kvant raqamlari boshqacha bo'lishi kerak.
Pauli printsipi barcha atom fizikasi uchun katta ahamiyatga ega. Xususan, faqat ushbu tamoyil asosida barcha xususiyatlarni tushunish mumkin davriy jadval Mendeleyev elementlari. Pauli printsipi universal ahamiyatga ega va ko'p sonli bir xil zarrachalardan tashkil topgan barcha kvant tizimlariga taalluqlidir. Bunday tizimning misoli, xususan, xona haroratida oddiy metallardir. Ma'lumki, metallarda tashqi elektronlar o'zlarining "o'z" yadrolari bilan bog'lanmagan, balki "ijtimoiylashgan". Ular metallning ion panjarasining murakkab elektr maydonida harakat qiladilar. Taxminiy, yarim klassik yondashuvda elektronlar juda murakkab bo'lsa-da, ba'zi bir traektoriyalar bo'ylab harakatlanishini tasavvur qilish mumkin.Va, albatta, bunday traektoriyalar uchun Pauli printsipi ham qondirilishi kerak. Bu shuni anglatadiki, yuqorida aytib o'tilgan elektron traektoriyalarning har biri bo'ylab ikkitadan ko'p bo'lmagan elektronlar harakatlana olmaydi, bu ularning spinlarida farq qilishi kerak. Shuni ta'kidlash kerakki, kvant mexanik qonunlariga ko'ra, bunday mumkin bo'lgan traektoriyalar soni, garchi juda katta bo'lsa ham, cheklangan. Binobarin, barcha geometrik mumkin bo'lgan orbitalar amalga oshirilmaydi.
Aslida, albatta, bizning fikrimiz juda soddalashtirilgan. Aniqlik uchun biz yuqorida "traektoriyalar" haqida gaplashdik. Kvant mexanikasi traektoriya bo'ylab harakatning klassik tasviri o'rniga faqat gapiradi holat elektron, bir nechta o'ziga xos ("kvant") parametrlar bilan tavsiflanadi. Mumkin bo'lgan har bir holatda elektron o'ziga xos energiyaga ega. Bizning traektoriyalar bo'ylab harakatlanish modelimiz doirasida Pauli printsipini quyidagicha shakllantirish mumkin: ikkitadan ortiq elektron bir xil "ruxsat etilgan" traektoriya bo'ylab bir xil tezlikda harakatlana olmaydi (ya'ni, bir xil energiyaga ega).
Murakkab, ko'p elektronli atomlarga qo'llanilganda, Pauli printsipi nima uchun ularning elektronlari energiya minimal bo'lgan "eng chuqur" orbitalarga "to'kilmagan"ligini tushunishga imkon beradi. Boshqacha qilib aytganda, u atomning tuzilishini tushunish uchun kalitni beradi. Vaziyat metalldagi elektronlar holatida va oq mittilarning ichki qismidagi moddada ham xuddi shunday. Agar bir xil miqdordagi elektronlar va atom yadrolari etarlicha katta hajmni to'ldirgan bo'lsa, unda "hamma uchun etarli joy bo'ladi". Ammo keling, bu hajmni tasavvur qilaylik cheklangan. Shunda elektronlarning faqat kichik bir qismi ularning harakati uchun barcha mumkin bo'lgan traektoriyalarni egallaydi, ularning soni majburiy ravishda cheklangan. Qolgan elektronlar bo'ylab harakatlanishi kerak edi xuddi shu narsa allaqachon "ishg'ol qilingan" traektoriyalar. Ammo Pauli printsipi tufayli ular ushbu traektoriyalar bo'ylab yuqori tezlikda harakat qilishadi va shuning uchun ham bor kattaroq energiya. Vaziyat ko'p elektronli atomdagi kabi, xuddi shu printsip tufayli "ortiqcha" elektronlar majbur orbitalarda ko'proq energiya bilan harakatlanadi.
Metall bo'lagida yoki oq mitti ichidagi ba'zi hajmda elektronlar soni ruxsat etilgan harakat traektoriyalari sonidan kattaroqdir. Oddiy gazda, xususan, asosiy ketma-ket yulduzlarning interyerlarida vaziyat boshqacha. U erda elektronlar soni har doim bo'ladi Ozroq ruxsat etilgan traektoriyalar soni. Shuning uchun elektronlar turli traektoriyalar bo'ylab har xil tezlikda harakatlanishi mumkin, go'yo bir-biriga "to'sqinlik qilmasdan". Bu holatda Pauli printsipi ularning harakatiga ta'sir qilmaydi. Bunday gazda tezliklarning Maksvell taqsimoti o'rnatiladi va maktab fizikasidan yaxshi ma'lum bo'lgan materiyaning gaz holati qonunlari, xususan, Klapeyron qonuni qondiriladi. Agar "oddiy" gaz kuchli siqilgan bo'lsa, elektronlar uchun mumkin bo'lgan traektoriyalar soni ancha kichik bo'ladi va nihoyat, har bir traektoriya uchun ikkitadan ortiq elektron bo'lgan holat keladi. Pauli printsipiga ko'ra, bu elektronlar ma'lum bir kritik qiymatdan oshib ketadigan turli tezliklarga ega bo'lishi kerak. Agar biz hozir bu siqilgan gazni qattiq sovutadigan bo'lsak, elektronlarning tezligi umuman pasaymaydi. Aks holda, tushunish oson bo'lganidek, Pauli printsipi o'z kuchini yo'qotadi. Hatto mutlaq nolga yaqin bo'lsa ham, bunday gazdagi elektronlarning tezligi yuqori bo'lib qoladi. Bunday ajoyib xususiyatlarga ega gaz deyiladi degeneratsiya. Bunday gazning harakati uning zarralari (bizning holatlarimizda elektronlar) barcha mumkin bo'lgan traektoriyalarni egallashi va ular bo'ylab juda yuqori tezlikda "zarurat" bo'ylab harakatlanishi bilan to'liq izohlanadi. Degeneratsiyalangan gazdan farqli o'laroq, "oddiy" gazdagi zarrachalarning tezligi uning harorati pasayganda juda kichik bo'ladi. Shunga ko'ra, uning bosimi ham pasayadi. Degeneratsiyalangan gazning bosimi bilan bog'liq vaziyat qanday? Buning uchun gaz bosimi deb ataydigan narsani eslaylik. Bu gaz zarralari uning hajmini cheklaydigan ma'lum bir "devor" bilan to'qnashuv paytida bir soniya ichida uzatiladigan impulsdir. Bundan ma'lum bo'ladiki, degeneratsiyalangan gazning bosimi juda yuqori bo'lishi kerak, chunki uni hosil qiluvchi zarrachalarning tezligi yuqori. Hatto juda bilan past haroratlar degeneratsiyalangan gazning bosimi yuqori bo'lib qolishi kerak, chunki uning zarrachalarining tezligi, oddiy gazlardan farqli o'laroq, haroratning pasayishi bilan deyarli kamaymaydi. Degeneratsiyalangan gazning bosimi uning haroratiga ozgina bog'liqligini kutish kerak, chunki uni hosil qiluvchi zarrachalarning harakat tezligi birinchi navbatda Pauli printsipi bilan belgilanadi.
Elektronlar bilan bir qatorda, oq mittilarning ichki qismida "yalang'och" yadrolar, shuningdek, "ichki" elektron qobiqlarini saqlab qolgan yuqori ionlashtirilgan atomlar bo'lishi kerak. Ma'lum bo'lishicha, ular uchun "ruxsat etilgan" traektoriyalar soni har doim zarrachalar sonidan ko'p. Shuning uchun ular degenerativ emas, balki "normal" gaz hosil qiladi. Ularning tezligi oq mittilar moddasining harorati bilan belgilanadi va Pauli printsipiga ko'ra har doim elektronlarning tezligidan ancha past bo'ladi. Shuning uchun oq mittilarning ichki qismida bosim faqat degeneratsiyalangan elektron gazga bog'liq. Bundan kelib chiqadiki, oq mittilarning muvozanati ularning haroratiga deyarli bog'liq emas.
Kvant-mexanik hisob-kitoblar shuni ko'rsatadiki, degeneratsiyalangan elektron gazning atmosferada ifodalangan bosimi formula bilan aniqlanadi.
| (10.1) |
doimiysi qayerda K = 3
10 6 va zichlik
odatdagidek kub santimetr uchun grammda ifodalangan. Formula (10.1) degeneratsiyalangan gaz uchun Klapeyron tenglamasini almashtiradi va uning “holat tenglamasi” hisoblanadi. Xarakterli xususiyat Bu tenglama shundan iboratki, harorat unga kiritilmagan. Bundan tashqari, bosim zichlikning birinchi kuchiga mutanosib bo'lgan Klapeyron tenglamasidan farqli o'laroq, bu erda bosimning zichlikka bog'liqligi kuchliroqdir. Buni tushunish qiyin emas. Axir bosim zarrachalar kontsentratsiyasiga va ularning tezligiga mutanosibdir. Zarrachalarning kontsentratsiyasi tabiiy ravishda zichlikka mutanosibdir va degeneratsiyalangan gaz zarralarining tezligi zichlik ortishi bilan ortadi, chunki bir vaqtning o'zida Pauli printsipiga ko'ra, yuqori tezlikda harakat qilishga majbur bo'lgan "ortiqcha" zarralar soni ortadi. .
Formulaning (10.1) qo'llanilishi sharti elektronlarning issiqlik tezligining "degeneratsiya" tufayli tezliklarga nisbatan kichikligidir. Juda yuqori haroratlarda formula (10.1) Klapeyron formulasiga (6.2) aylanishi kerak. Agar zichlikka ega bo'lgan gaz uchun olingan bosim
(10.1) formulaga muvofiq, Ko'proq, formula (6.2) ga qaraganda, bu gazning degenerativ ekanligini bildiradi. Bu bizga "degeneratsiya holatini" beradi
|
(10.2) |
O'rtacha molekulyar massa. Bu nimaga teng?
oq mittilarning ichki qismida? Birinchidan, u erda vodorod deyarli bo'lmasligi kerak: bunday ulkan zichlik va juda yuqori haroratlarda u yadro reaktsiyalarida uzoq vaqtdan beri "yoqib ketgan". Oq mittilarning ichki qismidagi asosiy element geliy bo'lishi kerak. Undan beri atom massasi 4 ga teng va u ionlanish jarayonida ikkita elektron beradi (bu erda bosim hosil qiluvchi zarralar faqat elektronlar ekanligini ham hisobga olish kerak), keyin o'rtacha molekulyar og'irlik 2 ga juda yaqin bo'lishi kerak. Raqamli ravishda degeneratsiya holati (10.2) quyidagicha yoziladi:
|
(10.3) |
Agar, masalan, harorat T= 300 K (xona harorati), keyin
> 2, 510 -4 g/sm 3. Bu juda past zichlik bo'lib, undan darhol metallardagi elektronlar degeneratsiyaga uchragan bo'lishi kerak (aslida, bu holda konstantalar K Va
boshqa ma'noga ega, lekin masalaning mohiyati o'zgarmaydi). Agar harorat T yulduz ichki qismidagi haroratga yaqin, ya'ni taxminan 10 million kelvin, keyin > 1000 g/sm 3. Bundan darhol ikkita xulosa kelib chiqadi:
a. Oddiy yulduzlarning ichki qismida zichligi yuqori bo'lsa-da, albatta, 1000 g / sm 3 dan past bo'lsa, gaz buzilib ketmaydi. Bu biz 6-§da keng qo'llagan gaz holatining odatiy qonunlarining qo'llanilishini oqlaydi.
b. Oq mittilar o'rtacha va undan ham markaziy zichlikka ega bo'lib, ular aniq 1000 g / sm 3 dan yuqori. Shuning uchun gaz holatining odatiy qonunlari ularga nisbatan qo'llanilmaydi. Oq mittilarni tushunish uchun uning holati (10.1) tenglamasi bilan tavsiflangan degeneratsiyalangan gazning xususiyatlarini bilish kerak. Bu tenglamadan, birinchi navbatda, oq mittilarning tuzilishi ularning haroratidan amalda mustaqil ekanligi kelib chiqadi. Boshqa tomondan, bu jismlarning yorqinligi ularning harorati bilan aniqlanganligi sababli (masalan, termoyadroviy reaktsiyalarning tezligi haroratga bog'liq), biz oq mittilarning tuzilishi yorqinlikka bog'liq emas degan xulosaga kelishimiz mumkin. Aslida, oq mitti mutlaq nolga yaqin haroratda mavjud bo'lishi mumkin (ya'ni muvozanat konfiguratsiyasida). Shunday qilib, biz oq mittilar uchun "oddiy" yulduzlardan farqli o'laroq, "massa-yorug'lik" munosabati yo'q degan xulosaga keldik.
Biroq, bu noodatiy yulduzlar uchun o'ziga xos massa-radius munosabatlari mavjud. Xuddi shu metalldan yasalgan teng massali sharlar teng diametrga ega bo'lgani kabi, bir xil massali oq mittilarning o'lchamlari ham bir xil bo'lishi kerak. Shubhasiz, bu bayonot boshqa yulduzlar uchun to'g'ri emas: gigant yulduzlar va asosiy ketma-ketlikdagi yulduzlar bir xil massaga ega bo'lishi mumkin, ammo diametrlari sezilarli darajada farq qiladi. Oq mittilar va boshqa yulduzlar o'rtasidagi bu farq ularning tuzilishini belgilaydigan gidrostatik muvozanatida harorat deyarli rol o'ynamasligi bilan izohlanadi.
Bu shunday ekan, oq mittilar massasi va ularning radiuslarini bog'laydigan qandaydir universal munosabatlar bo'lishi kerak. Elementarlikdan uzoq bo'lgan bu muhim qaramlikni olish bizning vazifamiz emas. Qaramlikning o'zi (logarifmik shkala bo'yicha) rasmda keltirilgan. 10.1. Ushbu rasmda doiralar va kvadratlar ma'lum massalari va radiuslari bo'lgan ba'zi oq mittilarning pozitsiyalarini belgilaydi. Ushbu rasmda ko'rsatilgan oq mittilar uchun massa va radiusning bog'liqligi ikkita qiziqarli xususiyatga ega. Birinchidan, oq mitti massasi qanchalik katta bo'lsa, uning radiusi shunchalik kichik bo'ladi. Shu nuqtai nazardan, oq mittilar bitta blokli metalldan yasalgan to'plardan farqli o'laroq o'zini tutishadi ... Ikkinchidan, oq mittilarning chegarasi bor. ruxsat etilgan qiymat massa [ 27 ]. Nazariyaga ko'ra, massasi 1,43 quyosh massasidan oshadigan oq mittilar tabiatda mavjud bo'lolmaydi [28]. Agar oq mitti massasi bu kritik qiymatga quyi massalardan yaqinlashsa, uning radiusi nolga intiladi. Amalda bu shuni anglatadiki, ma'lum bir massadan boshlab, degeneratsiyalangan gazning bosimi endi tortishish kuchini muvozanatlashtira olmaydi va yulduz halokatli tarzda qulab tushadi.
Bu natija faqat katta ahamiyatga ega yulduzlar evolyutsiyasining butun muammosi uchun. Shuning uchun, bu haqda biroz batafsilroq to'xtalib o'tishga arziydi. Oq mitti massasi ortishi bilan uning markaziy zichligi tobora ortib boradi. Elektron gazning degeneratsiyasi tobora kuchayib boradi. Bu "ruxsat etilgan" traektoriya bo'yicha zarrachalar soni ortib borishini anglatadi. Ular juda "tor" bo'ladi va ular (Pauli printsipini buzmaslik uchun!) yuqori va yuqori tezlikda harakat qilishadi. Bu tezliklar yorug'lik tezligiga juda yaqin bo'ladi. Materiyaning yangi holati paydo bo'ladi, bu "relativistik degeneratsiya" deb ataladi. Bunday gazning holat tenglamasi o'zgaradi - u endi (10.1) formula bilan tavsiflanmaydi. (10.1) o'rniga munosabat o'rinli bo'ladi
| (10.4) |
Mavjud vaziyatni baholash uchun, keling, § 6da aytilgandek, faraz qilaylik:
JANOB 3. Keyin, relativistik degeneratsiya bilan P M 4/ 3 /R 4 va tortishish kuchiga qarshi va bosimning pasayishiga teng bo'lgan kuchShu bilan birga, tortishish kuchi
GM/R 2 M 2 /R 5 . Biz ikkala kuch - tortishish va bosimning pasayishi yulduzning o'lchamiga bir xil tarzda bog'liqligini ko'ramiz: qanday qilib R-5 va massaga turlicha bog'liq. Binobarin, ikkala kuch muvozanatlashgan yulduz massasining ba'zi, to'liq aniq qiymati bo'lishi kerak. Agar massa ma'lum bir kritik qiymatdan oshsa, tortishish kuchi har doim bosim farqi tufayli yuzaga kelgan kuchdan ustun turadi va yulduz halokatli tarzda qulab tushadi.Keling, massa kritikdan kamroq deb faraz qilaylik. Keyin bosim ta'siridagi kuch tortishish kuchidan kattaroq bo'ladi, shuning uchun yulduz kengayishni boshlaydi. Kengayish jarayonida relativistik degeneratsiya oddiy "relativistik bo'lmagan" degeneratsiya bilan almashtiriladi. Bunday holda, holat tenglamasidan P
5/ 3 shundan kelib chiqadi P/R M 5/ 3 /R 6, ya'ni tortishish kuchiga qarshi ta'sir qiluvchi kuchning bog'liqligi R kuchliroq bo'ladi. Shuning uchun, ma'lum bir radiusda yulduzning kengayishi to'xtaydi.
Bu sifat tahlili bir tomondan, oq mittilar uchun massa-radius munosabatlarining mavjudligi zarurligini va uning tabiatini ko'rsatadi (ya'ni, radius qanchalik kichik bo'lsa, massa kattaroq bo'ladi) va boshqa tomondan, oq mittilarning mavjudligini asoslaydi. chegaralovchi massa, bu yaqinlashib kelayotgan relativistik degeneratsiyaning muqarrarligining natijasidir. Massasi 1,2 dan katta yulduzlar qancha vaqt siqilishi mumkin? quyosh massasi? Bu qiziq, hozir o'tgan yillar juda dolzarb, muammo § 24da muhokama qilinadi.
Oq mittilarning ichki qismining moddasi yuqori shaffoflik va issiqlik o'tkazuvchanligi bilan ajralib turadi. Ushbu moddaning yaxshi shaffofligi yana Pauli printsipi bilan izohlanadi. Axir, moddada yorug'likning yutilishi elektronlar holatining o'zgarishi bilan bog'liq bo'lib, ularning bir orbitadan ikkinchisiga o'tishi natijasida yuzaga keladi. Ammo agar degeneratsiyalangan gazdagi "orbitalar" ning (yoki "traektoriyalar" ning) katta qismi "ishg'ol qilingan" bo'lsa, unda bunday o'tishlar juda qiyin. Oq mitti plazmasidagi juda oz sonli, ayniqsa tez elektronlar radiatsiya kvantlarini o'zlashtira oladi. Degeneratsiyalangan gazning issiqlik o'tkazuvchanligi yuqori - oddiy metallar bunga misol bo'la oladi. Juda yuqori shaffoflik va issiqlik o'tkazuvchanligi tufayli oq mitti materiyada katta harorat o'zgarishi mumkin emas. Deyarli butun harorat farqi, agar siz oq mitti sirtidan uning markaziga o'tsangiz, degenerativ bo'lmagan holatda bo'lgan juda nozik, tashqi materiya qatlamida sodir bo'ladi. Qalinligi radiusning 1% ga yaqin bo'lgan bu qatlamda harorat sirtdagi bir necha ming kelvindan taxminan o'n million kelvingacha ko'tariladi va keyin yulduz markaziga qadar deyarli o'zgarmaydi.
Oq mittilar, zaif bo'lsa ham, hali ham chiqaradi. Bu nurlanish uchun energiya manbai nima? Yuqorida ta'kidlanganidek, oq mittilarning chuqurligida asosiy yadro yoqilg'isi bo'lgan vodorod deyarli yo'q. Uning deyarli barchasi oq mitti bosqichidan oldingi yulduzlar evolyutsiyasi bosqichlarida yonib ketgan. Ammo, boshqa tomondan, spektroskopik kuzatishlar vodorodning oq mittilarning eng tashqi qatlamlarida mavjudligini aniq ko'rsatadi. U yo yonib ketishga ulgurmadi yoki (ehtimol) u erga yulduzlararo muhitdan yetib keldi. Oq mittilar uchun energiya manbai vodorod bo'lishi mumkin yadro reaksiyalari, ularning ichki qismi va atmosferasining zich degenerativ moddasi chegarasida juda yupqa sharsimon qatlamda yuzaga keladi. Bundan tashqari, oq mittilar oddiy issiqlik o'tkazuvchanligi orqali juda yuqori sirt haroratini saqlab turishi mumkin. Bu shuni anglatadiki, energiya manbalariga ega bo'lmagan oq mittilar o'zlarining issiqlik zaxiralaridan tarqalib, soviydi. Va bu zaxiralar juda katta. Oq mitti materiyadagi elektronlarning harakati degeneratsiya hodisasi tufayli yuzaga kelganligi sababli, ularning ichki qismidagi issiqlik zaxirasi yadrolar va ionlangan atomlarda mavjud. Oq mittilarning moddasi asosan geliydan iborat deb faraz qilsak ( atom og'irligi 4 ga teng), oq mitti tarkibidagi issiqlik energiyasi miqdorini topish oson:
|
(10.5) |
Qayerda m H - vodorod atomining massasi, k - Boltsman doimiysi. Oq mitti sovish vaqtini bo'lish yo'li bilan hisoblash mumkin E T uning yorqinligi bo'yicha L. Bu bir necha yuz million yil ichida bo'lib chiqadi.
Shaklda. 10.2-rasmda bir qator oq mittilar uchun yorug'likning sirt haroratiga empirik bog'liqligi ko'rsatilgan. To'g'ri chiziqlar doimiy radiusli joylardir. Ikkinchisi quyosh radiusining kasrlarida ifodalanadi. Ko'rinib turibdiki, empirik nuqtalar ushbu chiziqlar bo'ylab yaxshi mos keladi. Bu shuni anglatadiki, kuzatilgan oq mittilar sovutishning turli bosqichlarida.
So'nggi yillarda o'nlab oq mittilar uchun Zeeman effekti tufayli spektral yutilish chiziqlarining kuchli bo'linishi aniqlandi. Bo'linishning kattaligidan kelib chiqadiki, bu yulduzlar yuzasidagi magnit maydon kuchiga etadi katta ahamiyatga ega taxminan o'n million oersted (E). Magnit maydonning bunday katta qiymati, aftidan, oq mittilarning paydo bo'lish shartlari bilan izohlanadi. Misol uchun, agar yulduz massasini sezilarli darajada yo'qotmasdan qisqaradi deb faraz qilsak, buni kutishimiz mumkin magnit oqimi(ya'ni, yulduzning sirt maydoni va magnit maydon kuchining mahsuloti) o'z qiymatini saqlab qoladi. Bundan kelib chiqadiki, yulduz qisqarganda magnit maydon kuchi uning radiusi kvadratiga teskari proportsional ravishda ortadi. Natijada, u yuz minglab marta o'sishi mumkin. Magnit maydonni oshirish uchun ushbu mexanizm ayniqsa muhimdir neytron yulduzlar, bu § 22 [29] da muhokama qilinadi. Shunisi qiziqki, aksariyat oq mittilar bir necha ming oersteddan kuchliroq maydonga ega emaslar. Shunday qilib, "magnitlangan" oq mittilar ushbu turdagi yulduzlar orasida alohida guruhni tashkil qiladi.Koinotning "qora" va "oq tuynuklari" 1974 yil mart oyida SSSR Fanlar akademiyasining P. N. Lebedev nomidagi Davlat Astronomiya institutida qiziqarli e'lon paydo bo'ldi. kiraverishda. Qo‘shma seminarda “Oq tuynuklar portlaydimi?” deb nomlangan ma’ruza o‘qilishi kerak edi. Ilmiy
Bulutlar mamlakatidan shahzoda kitobidan muallif Galfar Kristof4-bob Qulog'ini devorga bosib, Tristam Lazurroning o'chayotgan qadam tovushini tingladi. Bu orada Tom ularning yiqilishini to'xtatgan pastki eshikni ko'zdan kechirayotgan edi: - Hammasi joyidami? – pichirlab so‘radi Tristam do‘stiga qaytib, “Yo‘q, umuman emas!” Chiqib hamma narsani tan olish yaxshiroq edi. Ular
"Ko'z va quyosh" kitobidan muallif Vavilov Sergey Ivanovich7-bob Kechqurun maydon deyarli bo'sh edi. Tristam qat'iy qadam bilan oldinga siljidi, lekin keyin uni chaqirishdi: "Bu erda nima qilyapsan?" Hey! Qishloq! Men sizga aytyapman! Lazurro sizni kutubxonada ushlab turmadimi? Bu Jerri, bulut quruvchilar rahbarining o'g'li edi.
Yulduzlararo kitobdan: sahna ortidagi fan muallif Torn Kip Stiven8-bob Tristamni bog'ning eng chekkasida qoldirib, Tom o'z xonasiga chiqdi va quruq kiyimlarni kiyishni boshladi. Yana qo'ng'iroq chalindi, stolga borish vaqti keldi. Bir narsa to'sqinlik qildi: Tom maxfiy kutubxonadagi kitobni unuta olmadi. Kiyim almashtirsa ham undan ko'zini uzmasdi
Muallifning kitobidan16-bob Shamol tobora esdi. Guruch panikulalarining poyalari Tom va Tristamni ta'qibchilardan qochib ketayotganda shafqatsizlarcha qamchiladi. Qo'rquvdan jinni bo'lgan yigitlar faqat Dreyk xonimga yetib olish haqida o'ylashdi. U allaqachon himoya panjarasiga yaqin edi. Shahar chegaralari yaqinida, Tristamning onasi
Muallifning kitobidan1-bob Tristam va Tom juda baland, bulutlar ko'tarilganidan ancha balandroq uchib ketishdi tabiiy kelib chiqishi. Ular Mirtilvilga zolim qoʻshinlari tushgan muz pardani tashlab ketishganiga bir soatdan koʻproq vaqt oʻtdi.Bu yerdagi osmon ularning shahrining osmonidan farq qilardi:
Muallifning kitobidan2-bob Osmonda yulduzlar miltilladi Somon yo'li. Parvoz boshlanganidan beri Tom indamadi, lekin Tristam dugonasi endi avvalgidek ma’yus emasligini his qildi.“Kechasi Quyosh Yerning narigi tomonini yoritadi”, dedi Tom birdan Tristam ortiga o‘girildi. “Nima haqida gapiryapsiz?” “Osmon haqida”. Siz
Muallifning kitobidan3-bob Havo yorishib borardi. Kosmos va yulduzlar asta-sekin g'oyib bo'ldi. Osmon nurga to'lib, shaffofligini yo'qotdi. Juda, juda sovuq bo'ldi. Va juda jimgina: hech qanday muammo belgilari yo'qdek tuyuldi. Tom va Tristam uxlab qolishgan. Ular boshqaruv paneli uzoq vaqt miltillaganini ko'rmadilar
Muallifning kitobidan4-bob “O'ziga keldi”, dedi ayol ovozi.Tristam ko'zini ochdi. U to'shakda yotgan edi, uning yonida uchta odam bor edi: bir erkak va ikki ayol. U turgan xonaning shifti to‘q yashil rangga bo‘yalgan. Devorlari ham yam-yashil, ammo soyasi engilroq edi, derazalari yo'q edi
Muallifning kitobidan5-bob Kasalxona eshigi ochilib, konvoy tashqariga chiqqach, Tristam beixtiyor ko'zlarini yumdi. yorqin nur. Shaharni o'rab turgan bulutli yetti tog'li hududning cho'qqilari shu qadar musaffo va ko'zni qamashtiruvchi oppoqlik bilan porlab turardiki, u ko'zlarini yumib politsiyachilarga ergashishga majbur bo'ldi. Shunday qilib,
Muallifning kitobidan6-bob Oq Poytaxt qurilgan bulut qa’rida, devorlari ko‘r-ko‘rona bitta oynasi yo‘q qamoqxona chuqurlikda joylashgan edi. Bir marta kamerada qo'rqib ketgan Tristam va Tom ular uchun ajratilgan to'shakda bir muddat jim o'tirishdi - aslida bu
Muallifning kitobidan7-bob Bir necha soat o'tdi. Tristam va Tom qorong'i, derazasiz kamerada qattiq karavotlarda yotib, doimo u yoqdan bu tomonga burilib ketishardi. Nay ohangi toʻxtashi bilan chol uyqusida eshitilmaydigan nimalarnidir ming'irlab, darhol mudrab ketdi.Tom yana titray boshladi; Men Tristamni tushundim
Muallifning kitobidan8-bob. Tong shafaqining salqin va nam havosi bilan aralashgan mo‘rilardan oqib chiqayotgan qalin tutun. Oq poytaxt markazidagi barcha chorrahalarda qordan odamlar joylashgan edi. Ular huquq-tartibot idoralari xodimlariga o‘xshamas, ko‘proq ishg‘ol qo‘shinlariga o‘xshardi. Tristam va Tom
Muallifning kitobidan Muallifning kitobidanYulduzlar o'limi: oq mittilar, neytron yulduzlar va qora tuynuklar Quyosh va Yerning yoshi taxminan 4,5 milliard yil, bu koinot yoshining uchdan bir qismi. Taxminan 6,5 milliard yil o'tgach, quyosh yadrosida quyoshni issiq ushlab turadigan yadro yoqilg'isi tugaydi. Keyin u boshlanadi
Neytron yulduziHisob-kitoblar shuni ko'rsatadiki, M ~ 25M bilan o'ta yangi yulduz portlashi paytida massasi ~ 1,6M bo'lgan zich neytron yadrosi (neytron yulduzi) qoladi. Qoldiq massasi M > 1,4M boʻlgan va oʻta yangi yulduz bosqichiga yetmagan yulduzlarda degeneratsiyalangan elektron gazning bosimi ham muvozanatlasha olmaydi. tortishish kuchlari yulduz esa yadro zichligi holatiga qisqaradi. Ushbu tortishish qulashi mexanizmi o'ta yangi yulduz portlashi bilan bir xil. Yulduz ichidagi bosim va harorat shunday qiymatlarga etadiki, bunda elektronlar va protonlar bir-biriga "bosilgan" va reaksiya natijasida
neytrinolar emissiyasidan keyin neytronlar hosil bo'lib, elektronlarga qaraganda ancha kichikroq faza hajmini egallaydi. Neytron yulduzi paydo bo'lib, uning zichligi 10 14 - 10 15 g/sm 3 ga etadi. Xarakterli o'lcham neytron yulduzi 10-15 km. Qaysidir ma'noda neytron yulduzi ulkan atom yadrosidir. Keyingi tortishish siqilishi neytronlarning o'zaro ta'siri natijasida paydo bo'ladigan yadro moddasining bosimi bilan to'sqinlik qiladi. Bu, shuningdek, ilgari oq mitti misolida bo'lgani kabi, degeneratsiya bosimi, lekin u ancha zichroq neytron gazining degeneratsiya bosimidir. Bu bosim 3,2M gacha bo'lgan massalarni ushlab turishga qodir.
Yiqilish paytida hosil bo'lgan neytrinolar neytron yulduzini juda tez soviydi. Nazariy hisob-kitoblarga ko'ra, uning harorati ~ 100 soniya ichida 10 11 dan 10 9 K gacha tushadi. Bundan tashqari, sovutish tezligi biroz pasayadi. Biroq, astronomik miqyosda bu juda yuqori. Haroratning 10 9 dan 10 8 K gacha pasayishi 100 yilda va million yilda 10 6 K gacha bo'ladi. Neytron yulduzlarini optik usullar yordamida aniqlash ularning kichik o'lchamlari va past harorati tufayli juda qiyin.
1967 yilda Kembrij universitetida Xyuish va Bell davriy elektromagnit nurlanishning kosmik manbalari - pulsarlarni topdilar. Ko'pgina pulsarlarning zarba takrorlash davrlari 3,3·10 -2 dan 4,3 s gacha bo'lgan diapazonda yotadi. Zamonaviy tushunchalarga ko'ra, pulsarlar massasi 1 - 3M va diametri 10 - 20 km bo'lgan aylanuvchi neytron yulduzlardir. Neytron yulduzlarning xossalariga ega bo'lgan ixcham jismlargina bunday aylanish tezligida qulab tushmasdan o'z shakllarini saqlab qolishi mumkin. Saqlash burchak momentum va neytron yulduzning paydo bo'lishi paytida magnit maydon kuchli magnit maydoni B ~ 10 12 G bo'lgan tez aylanadigan pulsarlarning tug'ilishiga olib keladi.
Neytron yulduzning o'qi yulduzning aylanish o'qiga to'g'ri kelmaydigan magnit maydonga ega ekanligiga ishonishadi. Bu holda yulduzning nurlanishi (radio to'lqinlar va ko'rinadigan yorug'lik) mayoq nurlari kabi Yer bo'ylab sirg'alib ketadi. Nur Yerni kesib o'tganda, puls qayd etiladi. Neytron yulduzining nurlanishi yulduz sirtidan zaryadlangan zarrachalar tashqariga qarab harakatlanishi tufayli yuzaga keladi. elektr uzatish liniyalari magnit maydon chiqaradi elektromagnit to'lqinlar. Birinchi marta Gold tomonidan taklif qilingan pulsar radio emissiyasining bu mexanizmi rasmda ko'rsatilgan. 39.
Agar radiatsiya nurlari er yuzidagi kuzatuvchiga tushsa, radioteleskop neytron yulduzining aylanish davriga teng bo'lgan radio emissiyasining qisqa impulslarini aniqlaydi. Pulsning shakli juda murakkab bo'lishi mumkin, bu neytron yulduzining magnitosferasi geometriyasi bilan belgilanadi va har bir pulsarga xosdir. Pulsarlarning aylanish davrlari qat'iy doimiy va bu davrlarni o'lchashning aniqligi 14 xonali raqamlarga etadi.
Hozirgi vaqtda ikkilik tizimlarning bir qismi bo'lgan pulsarlar kashf etilgan. Agar pulsar ikkinchi komponentni aylanib chiqsa, Doppler effekti tufayli pulsar davridagi o'zgarishlarni kuzatish kerak. Pulsar kuzatuvchiga yaqinlashganda, radio impulslarining qayd etilgan davri Doppler effekti tufayli kamayadi va pulsar bizdan uzoqlashganda uning davri ortadi. Ushbu hodisaga asoslanib, bir qismi bo'lgan pulsarlar qo'sh yulduzlar. Ikkilik tizimning bir qismi bo'lgan birinchi kashf etilgan PSR 1913 + 16 pulsarining orbital davri 7 soat 45 minutni tashkil etdi. PSR 1913 + 16 pulsarining tabiiy orbital davri 59 ms.
Pulsarning nurlanishi neytron yulduzining aylanish tezligini pasayishiga olib kelishi kerak. Bu ta'sir ham aniqlandi. Ikkilik tizimning bir qismi bo'lgan neytron yulduzi ham kuchli rentgen nurlanishining manbai bo'lishi mumkin.
Massasi 1,4M va radiusi 16 km bo'lgan neytron yulduzining tuzilishi rasmda ko'rsatilgan. 40.
I - zich joylashgan atomlarning yupqa tashqi qatlami. II va III hududlarda yadrolar tana markazli kubik panjara shaklida joylashgan. IV hudud asosan neytronlardan iborat. V mintaqada materiya neytron yulduzining adronik yadrosini tashkil etuvchi pion va giperonlardan iborat bo'lishi mumkin. Hozirda neytron yulduzi tuzilishining ayrim tafsilotlari aniqlanmoqda.
Neytron yulduzlarining paydo bo'lishi har doim ham o'ta yangi yulduz portlashining natijasi emas. Yaqin qo'shaloq yulduz tizimlarida oq mittilarning evolyutsiyasi jarayonida neytron yulduzlarning paydo bo'lishining yana bir mumkin bo'lgan mexanizmi. Yordamchi yulduzdan oq mittiga materiya oqimi oq mitti massasini asta-sekin oshiradi va kritik massaga (Chandrasekhar chegarasi) yetganda, oq mitti neytron yulduzga aylanadi. Agar neytron yulduzi paydo bo'lgandan keyin materiya oqimi davom etsa, uning massasi sezilarli darajada oshishi va tortishish qulashi natijasida qora tuynukga aylanishi mumkin. Bu "jim" qulash deb ataladigan narsaga to'g'ri keladi.
Yilni ikkilik yulduzlar rentgen nurlanish manbalari sifatida ham paydo bo'lishi mumkin. Shuningdek, u "oddiy" yulduzdan ixchamroq yulduzga tushgan materiyaning to'planishi tufayli paydo bo'ladi. B > 10 10 G bo'lgan neytron yulduzga modda to'planganda, materiya magnit qutblar hududiga tushadi. Rentgen nurlanishi o'z o'qi atrofida aylanishi bilan modulyatsiyalanadi. Bunday manbalar rentgen pulsarlari deb ataladi.
Rentgen nurlanish manbalari (bursterlar deb ataladi) mavjud bo'lib, ularda radiatsiya portlashlari vaqti-vaqti bilan bir necha soatdan bir kungacha bo'lgan vaqt oralig'ida sodir bo'ladi. Portlashning xarakterli ko'tarilish vaqti 1 soniya. Portlashning davomiyligi 3 dan 10 soniyagacha. Portlash paytidagi intensivlik yorug'likdan 2-3 baravar yuqori bo'lishi mumkin. tinch holat. Hozirgi vaqtda bir necha yuzlab bunday manbalar ma'lum. Radiatsiya portlashlari neytron yulduz yuzasida to'planish natijasida to'plangan moddalarning termoyadro portlashlari natijasida sodir bo'ladi, deb ishoniladi.
Ma'lumki, nuklonlar orasidagi kichik masofalarda (<
0.3·10 -13 см) yadro kuchlari attraktsionlar itarilish kuchlari bilan almashtiriladi, ya'ni qisqa masofalardagi yadro moddasining tortishishning bosim kuchiga qarshiligi ortadi. Agar neytron yulduzning markazidagi moddaning zichligi yadro zichligi r zaharidan oshsa va 10 15 g/sm 3 ga yetsa, yulduz markazida nuklon va elektronlar, mezonlar, giperonlar va boshqa massiv zarralar bilan birga. ham shakllangan. Yadro zichligidan oshib ketadigan zichlikdagi materiyaning harakatini o'rganish hozirda dastlabki bosqichda va ko'plab hal qilinmagan muammolar mavjud. Hisob-kitoblar shuni ko'rsatadiki, moddalar zichligi r > r zaharda pion kondensatining paydo bo'lishi, neytronlangan moddaning qattiq holatga o'tishi kabi jarayonlar mumkin. kristall holat, giperon va kvark-gluon plazmasining shakllanishi. Neytron moddasining o'ta suyuqlik va o'ta o'tkazuvchanlik holatini shakllantirish mumkin.
Yadro zichligidan 10 2 - 10 3 baravar yuqori (ya'ni, bunday zichliklar haqida) materiyaning harakati haqidagi zamonaviy g'oyalarga muvofiq haqida gapiramiz, neytron yulduzining ichki tuzilishi haqida gap ketganda), yulduz ichida barqarorlik chegarasiga yaqin joyda atom yadrolari hosil bo'ladi. Neytrinolar ishtirokidagi kuchsiz jarayonlarni hisobga olgan holda yadrodagi protonlar sonining neytronlar soniga ekzotik nisbatlarida yadro materiyasining zichligi, harorati, barqarorligiga qarab moddaning holatini o'rganish orqali chuqurroq tushunishga erishish mumkin. . Hozirgi vaqtda yadro zichligidan yuqori bo'lgan materiyani o'rganishning deyarli yagona imkoniyati og'ir ionlar orasidagi yadroviy reaktsiyalardir. Biroq, og'ir ionlarning to'qnashuvi bo'yicha eksperimental ma'lumotlar hali ham etarli ma'lumot bermaydi, chunki maqsadli yadro uchun ham, tezlashtirilgan yadro uchun ham n p / n n erishish mumkin bo'lgan qiymatlar kichik (~ 1 - 0,7).
Radiopulsarlarning davrlarini aniq o'lchash neytron yulduzining aylanish tezligi asta-sekin sekinlashib borayotganini ko'rsatdi. Bu yulduz aylanishining kinetik energiyasini pulsarning nurlanish energiyasiga o'tishi va neytrinolarning emissiyasi bilan bog'liq. Radiopulsarlarning davrlaridagi kichik keskin o'zgarishlar neytron yulduzining sirt qatlamida "yorilish" va "yorilish" bilan birga keladigan stressning to'planishi bilan izohlanadi, bu esa yulduzning aylanish tezligining o'zgarishiga olib keladi. Radiopulsarlarning kuzatilgan vaqt xarakteristikalari neytron yulduzining "po'sti" ning xususiyatlari, uning ichidagi jismoniy sharoitlar va neytron moddasining ortiqcha suyuqligi haqida ma'lumotni o'z ichiga oladi. IN Yaqinda Vaqti 10 ms dan kam bo'lgan juda ko'p radiopulsarlar topildi. Bu neytron yulduzlarida sodir bo'ladigan jarayonlar haqidagi g'oyalarni aniqlashtirishni talab qiladi.
Yana bir muammo - neytron yulduzlaridagi neytrino jarayonlarini o'rganish. Neytrino emissiyasi neytron yulduzi paydo bo'lganidan keyin 10 5 - 10 6 yil ichida energiyani yo'qotish mexanizmlaridan biridir.
