Vit dvärg är en stjärna som är ganska vanlig i vårt utrymme. Forskare kallar det resultatet av stjärnornas utveckling, det sista steget i utvecklingen. Tot alt finns det två scenarier för modifiering av en stjärnkropp, i ett fall är slutsteget en neutronstjärna, i det andra ett svart hål. Dvärgar är det sista evolutionära steget. De har planetsystem runt sig. Forskare kunde fastställa detta genom att undersöka metallberikade exemplar.
Bakgrund
Vita dvärgar är stjärnor som väckte astronomers uppmärksamhet 1919. För första gången upptäcktes en sådan himlakropp av en vetenskapsman från Nederländerna, Maanen. För sin tid gjorde specialisten en ganska atypisk och oväntad upptäckt. Dvärgen han såg såg ut som en stjärna, men hade icke-standardiserade små storlekar. Spektrumet var dock som om det vore en massiv och stor himlakropp.
Orsakerna till ett så konstigt fenomen har lockat forskare under ganska lång tid, så mycket ansträngning har gjorts för att studera strukturen hos vita dvärgar. Genombrottet gjordes när de uttryckte och bevisade antagandet om överflöd av olika metallstrukturer i atmosfären av en himlakropp.
Det är nödvändigt att klargöra att metaller i astrofysik är alla typer av grundämnen, vars molekyler är tyngre än väte, helium, och deras kemiska sammansättning är mer progressiv än dessa två föreningar. Helium, väte, som forskare lyckades fastställa, är mer utbrett i vårt universum än något annat ämne. Baserat på detta beslutades att beteckna allt annat som metaller.
Temautveckling
Även om vita dvärgar som var mycket olika i storlek från solen sågs först på tjugotalet, upptäckte människor bara ett halvt sekel senare att närvaron av metalliska strukturer i stjärnatmosfären inte är ett typiskt fenomen. Som det visade sig, när de ingår i atmosfären, utöver de två vanligaste ämnena, tyngre, förskjuts de in i de djupare lagren. Tunga ämnen, som är bland molekylerna av helium, väte, måste så småningom flytta till stjärnans kärna.
Det fanns flera anledningar till denna process. Radien för en vit dvärg är liten, sådana stjärnkroppar är mycket kompakta - det är inte för inte som de fick sitt namn. I genomsnitt är radien jämförbar med jordens, medan vikten liknar vikten av en stjärna som lyser upp vårt planetsystem. Detta förhållande mellan dimensioner och vikt orsakar en exceptionellt stor gravitationsacceleration. Följaktligen sker avsättningen av tungmetaller i väte- och heliumatmosfären bara några få jorddagar efter att molekylen kommer in i den totala gasmassan.
Funktioner och varaktighet
Ibland egenskaper hos vita dvärgarär sådana att processen för sedimentering av molekyler av tunga ämnen kan försenas under lång tid. De mest fördelaktiga alternativen, ur en observatörs synvinkel från jorden, är processer som tar miljoner, tiotals miljoner år. Ändå är sådana tidsperioder exceptionellt korta jämfört med livslängden för själva stjärnkroppen.
Utvecklingen av en vit dvärg är sådan att de flesta formationer som observeras av människan för tillfället redan är flera hundra miljoner jordår gamla. Om vi jämför detta med den långsammaste processen för absorption av metaller i kärnan, är skillnaden mer än betydande. Därför tillåter upptäckten av metall i atmosfären av en viss observerbar stjärna oss att med säkerhet dra slutsatsen att kroppen från början inte hade en sådan atmosfärisk sammansättning, annars skulle alla metallinneslutningar ha försvunnit för länge sedan.
Teori och praktik
Observationerna som beskrivs ovan, liksom information som samlats in under många decennier om vita dvärgar, neutronstjärnor, svarta hål, tydde på att atmosfären tar emot metallinneslutningar från externa källor. Forskare bestämde först att detta är mediet mellan stjärnorna. En himlakropp rör sig genom sådan materia, anbringar mediet på dess yta och berikar därigenom atmosfären med tunga element. Men ytterligare observationer visade att en sådan teori är ohållbar. Som experterna angav, om förändringen i atmosfären inträffade på detta sätt, skulle dvärgen huvudsakligen ta emot väte utifrån, eftersom mediet mellan stjärnorna i sin bulk bildades av väte ochheliummolekyler. Endast en liten andel av mediet är tunga föreningar.
Om teorin som bildades från primära observationer av vita dvärgar, neutronstjärnor, svarta hål skulle rättfärdiga sig själv, skulle dvärgar bestå av väte som det lättaste grundämnet. Detta skulle inte tillåta existensen av ens heliumhimmelkroppar, eftersom helium är tyngre, vilket innebär att väteansamling helt skulle dölja det från en extern observatörs öga. Baserat på närvaron av heliumdvärgar kom forskare till slutsatsen att det interstellära mediet inte kan fungera som den enda och till och med den huvudsakliga källan till metaller i stjärnkropparnas atmosfär.
Hur förklarar man?
Forskare som studerade svarta hål, vita dvärgar på 70-talet av förra seklet, föreslog att metalliska inneslutningar kan förklaras av kometernas fall på ytan av en himlakropp. Det är sant att en gång ansågs sådana idéer vara för exotiska och fick inget stöd. Detta berodde till stor del på det faktum att människor ännu inte kände till förekomsten av andra planetsystem - bara vårt "hemma" solsystem var känt.
Vita dvärgar gjordes i slutet av nästa, det åttonde årtiondet av förra seklet, ett betydande steg framåt i studiet av svarta hål. Forskare har till sitt förfogande särskilt kraftfulla infraröda instrument för att observera rymdens djup, vilket gjorde det möjligt att upptäcka infraröd strålning runt en av de kända vita dvärgastronomerna. Detta avslöjades just runt dvärgen, vars atmosfär innehöll metallinkludering.
Infraröd strålning, som gjorde det möjligt att uppskatta temperaturen på den vita dvärgen, berättade också för forskare att stjärnkroppen är omgiven av något ämne som kan absorbera stjärnstrålning. Detta ämne värms upp till en specifik temperaturnivå, lägre än en stjärnas. Detta gör att du gradvis kan omdirigera den absorberade energin. Strålning förekommer i det infraröda området.
Vetenskapen går framåt
Den vita dvärgens spektra har blivit föremål för studier av de avancerade sinnena i astronomernas värld. Som det visade sig, från dem kan du få ganska mycket information om funktionerna hos himlakroppar. Av särskilt intresse var observationer av stjärnkroppar med överskott av infraröd strålning. För närvarande har det varit möjligt att identifiera ett tre dussin system av denna typ. Deras huvudsakliga andel studerades med det kraftfullaste Spitzer-teleskopet.
Forskare som observerade himlakroppar fann att densiteten hos vita dvärgar är betydligt mindre än denna parameter, som är karakteristisk för jättar. Man fann också att överskott av infraröd strålning beror på närvaron av skivor som bildas av ett specifikt ämne som kan absorbera energistrålning. Det är den som sedan utstrålar energi, men i ett annat våglängdsområde.
Skivorna är exceptionellt nära och påverkar massan av vita dvärgar i viss utsträckning (som inte kan överskrida Chandrasekhar-gränsen). Den yttre radien kallas detritalskivan. Det har föreslagits att det bildades under förstörelsen av någon kropp. I genomsnitt är radien jämförbar i storlek med solen.
Om du uppmärksammar vårt planetsystem blir det tydligt att vi relativt nära "hemmet" kan observera ett liknande exempel - det här är ringarna som omger Saturnus, vars storlek också är jämförbar med radien på vår stjärna. Med tiden har forskare funnit att denna egenskap inte är den enda som dvärgar och Saturnus har gemensamt. Till exempel har både planeten och stjärnorna mycket tunna skivor, som inte är genomskinliga när de försöker skina genom ljuset.
Slutsatser och utveckling av teorin
Eftersom ringarna hos vita dvärgar är jämförbara med de som omger Saturnus, har det blivit möjligt att formulera nya teorier som förklarar förekomsten av metaller i dessa stjärnors atmosfär. Astronomer vet att ringarna runt Saturnus bildas av tidvattenavbrott av vissa kroppar som är tillräckligt nära planeten för att påverkas av dess gravitationsfält. I en sådan situation kan den yttre kroppen inte behålla sin egen gravitation, vilket leder till en kränkning av integriteten.
För cirka femton år sedan presenterades en ny teori som förklarade bildandet av vita dvärgringar på liknande sätt. Man antog att dvärgen från början var en stjärna i planetsystemets mitt. Himlakroppen utvecklas med tiden, vilket tar miljarder år, sväller, tappar sitt skal, och detta orsakar bildandet av en dvärg, som gradvis kyls ner. Förresten förklaras färgen på vita dvärgar exakt av deras temperatur. För vissa uppskattas det till 200 000 K.
Planetsystemet under en sådan evolution kan överleva, vilket leder tillexpansion av den yttre delen av systemet samtidigt med en minskning av stjärnans massa. Som ett resultat bildas ett stort system av planeter. Planeter, asteroider och många andra element överlever evolutionen.
Vad är härnäst?
Systemets framsteg kan leda till instabilitet. Detta leder till att utrymmet som omger planeten bombarderas med stenar, och asteroider flyger delvis ut ur systemet. En del av dem rör sig dock in i banor, förr eller senare befinner sig de inom dvärgens solradie. Kollisioner förekommer inte, men tidvattenkrafter leder till en kränkning av kroppens integritet. Ett kluster av sådana asteroider antar en form som liknar ringarna som omger Saturnus. Således bildas en skräpskiva runt stjärnan. Densiteten hos den vita dvärgen (cirka 10^7 g/cm3) och dess detritalskiva skiljer sig markant.
Den beskrivna teorin har blivit en ganska komplett och logisk förklaring av ett antal astronomiska fenomen. Genom den kan man förstå varför skivor är kompakta, eftersom en stjärna inte kan omges av en skiva med en radie jämförbar med solens under hela dess existens, annars skulle sådana skivor vara inuti dess kropp först.
Genom att förklara bildningen av skivor och deras storlek kan man förstå varifrån den speciella tillgången på metaller kommer. Det kan hamna på stjärnytan och förorena dvärgen med metallmolekyler. Den beskrivna teorin, utan att motsäga de avslöjade indikatorerna för medeldensiteten hos vita dvärgar (i storleksordningen 10^7 g/cm3), bevisar varför metaller observeras i stjärnornas atmosfär, varför mätningen av kemikaliensammansättning med medel som möjligen är tillgängliga för människan och av vilken anledning liknar fördelningen av grundämnen den som kännetecknar vår planet och andra studerade föremål.
Teorier: finns det någon fördel?
Den beskrivna idén användes flitigt som en grund för att förklara varför skalen på stjärnor är förorenade med metaller, varför skräpskivor dök upp. Dessutom följer det av det att det finns ett planetsystem runt dvärgen. Det finns ingen överraskning i denna slutsats, eftersom mänskligheten har konstaterat att de flesta stjärnorna har sina egna planetsystem. Detta är karakteristiskt för både de som liknar solen, och de som är mycket större än dess dimensioner - nämligen vita dvärgar bildas av dem.
Ämnen inte uttömda
Även om vi anser att teorin som beskrivs ovan är allmänt accepterad och beprövad, förblir vissa frågor för astronomer öppna än i dag. Av särskilt intresse är specificiteten för överföringen av materia mellan skivorna och ytan av en himlakropp. Som vissa föreslår beror detta på strålning. Teorier som på detta sätt kallar för att beskriva materiens transport baseras på Poynting-Robertson-effekten. Detta fenomen, under påverkan av vilket partiklar långsamt rör sig i en omloppsbana runt en ung stjärna, gradvis spiral mot mitten och försvinner i en himlakropp. Förmodligen bör denna effekt visa sig i skräpskivorna som omger stjärnorna, det vill säga de molekyler som finns i skivorna förr eller senare befinner sig i exceptionell närhet till dvärgen. Fasta ämnenär föremål för avdunstning, gas bildas - sådan i form av skivor har registrerats kring flera observerade dvärgar. Förr eller senare når gasen dvärgens yta och transporterar hit metaller.
De avslöjade fakta uppskattas av astronomer som ett betydande bidrag till vetenskapen, eftersom de föreslår hur planeterna bildas. Detta är viktigt eftersom de forskningsobjekt som attraherar specialister ofta är otillgängliga. Planeter som kretsar kring stjärnor större än solen är till exempel extremt sällsynta att studera – det är för svårt på den tekniska nivå som är tillgänglig för vår civilisation. Istället har människor kunnat studera planetsystem efter omvandlingen av stjärnor till dvärgar. Om vi lyckas utvecklas i denna riktning kommer det säkerligen att vara möjligt att avslöja nya data om förekomsten av planetsystem och deras utmärkande egenskaper.
Vita dvärgar, i vars atmosfär metaller har upptäckts, låter oss få en uppfattning om den kemiska sammansättningen av kometer och andra kosmiska kroppar. Faktum är att forskare helt enkelt inte har något annat sätt att bedöma sammansättningen. När man till exempel studerar jätteplaneterna kan man bara få en uppfattning om det yttre lagret, men det finns ingen tillförlitlig information om det inre innehållet. Detta gäller även vårt "hemsystem", eftersom den kemiska sammansättningen endast kan studeras från den himlakropp som föll till jordens yta eller där det var möjligt att landa forskningsapparaten.
Hur går det?
Förr eller senare kommer vårt planetsystem också att bli "hem" för en vit dvärg. Som forskare säger har stjärnkärnanen begränsad mängd materia för att få energi, och förr eller senare är termonukleära reaktioner uttömda. Gasen minskar i volym, densiteten stiger till ett ton per kubikcentimeter, medan reaktionen fortfarande pågår i de yttre lagren. Stjärnan expanderar och blir en röd jätte, vars radie är jämförbar med hundratals stjärnor lika med solen. När det yttre skalet slutar "bränna" sker inom 100 000 år en spridning av materia i rymden, vilket åtföljs av bildandet av en nebulosa.
Stjärnans kärna, befriad från skalet, sänker temperaturen, vilket leder till bildandet av en vit dvärg. Faktum är att en sådan stjärna är en gas med hög densitet. Inom vetenskapen kallas dvärgar ofta för degenererade himlakroppar. Om vår stjärna komprimerades och dess radie bara skulle vara några tusen kilometer, men vikten skulle vara helt bevarad, skulle en vit dvärg också ta plats här.
Funktioner och tekniska punkter
Typen av kosmisk kropp som övervägs kan glöda, men denna process förklaras av andra mekanismer än termonukleära reaktioner. Glödet kallas resterande, det förklaras av en minskning av temperaturen. Dvärgen bildas av ett ämne vars joner ibland är kallare än 15 000 K. Oscillerande rörelser är karakteristiska för elementen. Gradvis blir himlakroppen kristallin, dess glöd försvagas och dvärgen utvecklas till brunt.
Forskare har identifierat en massagräns för en sådan himlakropp - upp till 1,4 vikten av solen, men inte mer än denna gräns. Om massan överskrider denna gräns,stjärnan kan inte existera. Detta beror på trycket från ett ämne i komprimerat tillstånd - det är mindre än gravitationsattraktionen som komprimerar ämnet. Det finns en mycket stark kompression, vilket leder till uppkomsten av neutroner, ämnet neutroniseras.
Kompressionsprocessen kan leda till degeneration. I detta fall bildas en neutronstjärna. Det andra alternativet är fortsatt komprimering, som förr eller senare leder till en explosion.
Allmänna parametrar och funktioner
Den bolometriska ljusstyrkan för den betraktade kategorin av himlakroppar i förhållande till solens egenskaper är mindre än cirka tio tusen gånger. Dvärgens radie är mindre än hundra gånger solen, medan vikten är jämförbar med den egenskap hos huvudstjärnan i vårt planetsystem. För att bestämma massagränsen för en dvärg beräknades Chandrasekhar-gränsen. När den överskrids utvecklas dvärgen till en annan form av en himlakropp. Fotosfären av en stjärna består i genomsnitt av tät materia, uppskattad till 105–109 g/cm3. Jämfört med huvudsekvensen är den ungefär en miljon gånger tätare.
Vissa astronomer tror att endast 3 % av alla stjärnor i galaxen är vita dvärgar, och vissa är övertygade om att var tionde tillhör denna klass. Uppskattningarna varierar så mycket om orsaken till svårigheten att observera himlakroppar - de är långt från vår planet och lyser för svagt.
Berättelser och namn
År 1785 dök en kropp upp i listan över dubbelstjärnor, som Herschel observerade. Stjärnan fick namnet 40 Eridani B. Det är hon som anses vara den första personen som ses från den vita kategorin.dvärgar. 1910 märkte Russell att denna himlakropp har en extremt låg nivå av ljusstyrka, även om färgtemperaturen är ganska hög. Med tiden bestämdes det att himlakroppar av denna klass skulle delas upp i en separat kategori.
År 1844, när Bessel studerade informationen som erhölls genom att spåra Procyon B, Sirius B, bestämde han sig för att båda flyttade från en rak linje då och då, vilket betyder att det finns närliggande satelliter. Ett sådant antagande verkade osannolikt för forskarsamhället, eftersom ingen satellit kunde ses, medan avvikelserna endast kunde förklaras av en himlakropp, vars massa är exceptionellt stor (liknar Sirius, Procyon).
1962 identifierade Clark, som arbetade med det största teleskopet som fanns vid den tiden, en mycket mörk himlakropp nära Sirius. Det var han som kallades Sirius B, samma satellit som Bessel hade föreslagit långt tidigare. 1896 visade studier att Procyon också hade en satellit - den hette Procyon B. Därför bekräftades Bessels idéer fullt ut.
