Valkoinen kääpiö on tähti, joka on melko yleinen avaruudessamme. Tiedemiehet kutsuvat sitä tähtien evoluution tulokseksi, viimeiseksi kehitysvaiheeksi. Kaiken kaikkiaan tähtikappaleen muuntamiseen on olemassa kaksi skenaariota, joista toisessa viimeinen vaihe on neutronitähti, toisessa musta aukko. Kääpiöt ovat viimeinen evoluution vaihe. Heidän ympärillään on planeettajärjestelmiä. Tiedemiehet pystyivät määrittämään tämän tutkimalla metallilla rikastettuja näytteitä.
Tausta
Valkoiset kääpiöt ovat tähtiä, jotka herättivät tähtitieteilijöiden huomion vuonna 1919. Ensimmäisen kerran tällaisen taivaankappaleen löysi hollantilainen tiedemies Maanen. Hänen aikaansa asiantuntija teki melko epätyypillisen ja odottamattoman löydön. Kääpiö, jonka hän näki, näytti tähdeltä, mutta sen koko oli poikkeava pieni. Spektri oli kuitenkin ikään kuin se olisi massiivinen ja suuri taivaankappale.
Tällaisen oudon ilmiön syyt ovat houkutelleet tutkijoita jo jonkin aikaa, joten valkoisten kääpiöiden rakenteen tutkimiseksi on tehty paljon työtä. Läpimurto tehtiin, kun he esittivät ja todistivat oletuksen erilaisten metallirakenteiden runsaudesta taivaankappaleen ilmakehässä.
On tarpeen selventää, että metallit astrofysiikassa ovat kaikenlaisia alkuaineita, joiden molekyylit ovat raskaampia kuin vety, helium ja niiden kemiallinen koostumus on edistyksellisempi kuin nämä kaksi yhdistettä. Helium, vety, kuten tiedemiehet onnistuivat osoittamaan, ovat yleisempiä universumissamme kuin mitkään muut aineet. Tämän perusteella kaikki muu päätettiin nimetä metalleiksi.
Teeman kehitys
Vaikka valkoiset kääpiöt, jotka olivat kooltaan hyvin erilaisia kuin Auringon, nähtiin ensimmäisen kerran 20-luvulla, vasta puoli vuosisataa myöhemmin ihmiset havaitsivat, että metallirakenteiden esiintyminen tähtien ilmakehässä ei ole tyypillinen ilmiö. Kuten kävi ilmi, ilmakehään sisällytettynä ne siirtyvät kahden yleisimmän aineen, raskaamman, lisäksi syvemmille kerroksille. Raskaiden aineiden, jotka ovat heliumin, vedyn molekyylejä, on lopulta siirryttävä tähden ytimeen.
Tälle prosessille oli useita syitä. Valkoisen kääpiön säde on pieni, tällaiset tähtikappaleet ovat erittäin kompakteja - ei ole turhaan, että he saivat nimeään. Keskimäärin säde on verrattavissa maan säteeseen, kun taas paino on samanlainen kuin planeettajärjestelmäämme valaisevan tähden paino. Tämä mittojen ja painon suhde aiheuttaa poikkeuksellisen suuren painovoiman pintakiihtyvyyden. Näin ollen raskasmetallien laskeutuminen vety- ja heliumilmakehässä tapahtuu vain muutaman päivän kuluttua molekyylin saapumisesta kaasumaiseen kokonaismassaan.
Ominaisuudet ja kesto
Joskus valkoisten kääpiöiden ominaisuuksiaovat sellaisia, että raskaiden aineiden molekyylien sedimentaatioprosessi voi viivästyä pitkään. Maan tarkkailijan kann alta edullisimmat vaihtoehdot ovat miljoonia, kymmeniä miljoonia vuosia kestävät prosessit. Tällaiset aikajänteet ovat kuitenkin poikkeuksellisen lyhyitä verrattuna itse tähtikappaleen elinikään.
Valkoisen kääpiön evoluutio on sellainen, että suurin osa ihmisen tällä hetkellä havaitsemista muodostelmista on jo useita satoja miljoonia Maan vuosia vanhoja. Jos verrataan tätä hitain metallien imeytymisprosessiin ytimessä, ero on enemmän kuin merkittävä. Siksi metallin havaitseminen tietyn havaittavan tähden ilmakehässä antaa meille mahdollisuuden päätellä varmuudella, että ruumiilla ei alun perin ollut tällaista ilmakehän koostumusta, muuten kaikki metallisulkeumat olisivat kadonneet kauan sitten.
Teoria ja käytäntö
Yllä kuvatut havainnot sekä monien vuosikymmenien aikana kerätyt tiedot valkoisista kääpiöistä, neutronitähdistä ja mustista aukoista viittasivat siihen, että ilmakehään tulee metallisia sulkeumia ulkoisista lähteistä. Tiedemiehet päättivät ensin, että tämä on tähtien välinen väline. Taivaankappale liikkuu tällaisen aineen läpi, kerää väliaineen pinnalle ja rikastaa siten ilmakehää raskailla elementeillä. Mutta lisähavainnot osoittivat, että tällainen teoria on kestämätön. Asiantuntijoiden mukaan jos ilmakehän muutos tapahtuisi tällä tavalla, kääpiö saisi vetyä pääasiassa ulkopuolelta, koska tähtien välinen väliaine muodostui suurimmaksi osaksi vedystä jaheliummolekyylejä. Vain pieni osa väliaineesta on raskaita yhdisteitä.
Jos valkoisten kääpiöiden, neutronitähtien ja mustien aukkojen ensisijaisista havainnoista muodostettu teoria oikeuttaisi itsensä, kääpiöt koostuisivat vedystä kevyimpana alkuaineena. Tämä ei salli edes heliumia taivaankappaleiden olemassaoloa, koska helium on raskaampaa, mikä tarkoittaa, että vedyn kertyminen piilottaisi sen kokonaan ulkoisen tarkkailijan silmältä. Heliumkääpiöiden läsnäolon perusteella tutkijat tulivat siihen tulokseen, että tähtienvälinen väliaine ei voi toimia ainoana ja edes pääasiallisena metallien lähteenä tähtien kappaleiden ilmakehässä.
Kuinka selittää?
Tutkijat, jotka tutkivat mustia aukkoja, valkoisia kääpiöitä viime vuosisadan 70-luvulla, ehdottivat, että metalliset sulkeumat voidaan selittää komeettojen putoamisella taivaankappaleen pinnalle. Totta, aikoinaan tällaisia ideoita pidettiin liian eksoottisina, eivätkä ne saaneet tukea. Tämä johtui suurelta osin siitä, että ihmiset eivät vielä tienneet muiden planeettajärjestelmien olemassaolosta - vain "koti"-aurinkokuntamme tunnettiin.
Seuraavan, viime vuosisadan kahdeksannen vuosikymmenen lopussa otettiin merkittävä askel eteenpäin mustien aukkojen, valkoisten kääpiöiden tutkimuksessa. Tutkijoilla on käytössään erityisen tehokkaat infrapunainstrumentit avaruuden syvyyksien havainnointiin, mikä mahdollisti infrapunasäteilyn havaitsemisen yhden tunnetun valkoisen kääpiötähtitieteilijän ympäriltä. Tämä paljastui juuri kääpiön ympäriltä, jonka ilmapiiri sisälsi metalliasisällyttäminen.
Infrapunasäteily, joka mahdollisti valkoisen kääpiön lämpötilan arvioinnin, kertoi myös tutkijoille, että tähtikappaletta ympäröi jokin aine, joka voi absorboida tähtien säteilyä. Tämä aine kuumennetaan tietylle lämpötilatasolle, pienemmälle kuin tähti. Näin voit suunnata imeytyneen energian vähitellen uudelleen. Säteilyä esiintyy infrapuna-alueella.
Tiede etenee
Valkoisen kääpiön spektreistä on tullut tähtitieteilijöiden maailman edistyneiden mielien tutkimuskohde. Kuten kävi ilmi, heiltä saat melko paljon tietoa taivaankappaleiden ominaisuuksista. Erityisen mielenkiintoisia olivat havainnot tähtien kappaleista, joissa oli ylimääräistä infrapunasäteilyä. Tällä hetkellä on voitu tunnistaa noin kolme tusinaa tämän tyyppistä järjestelmää. Niiden pääprosenttiosuutta tutkittiin tehokkaimmalla Spitzer-teleskoopilla.
Taivaankappaleita tarkkailevat tutkijat havaitsivat, että valkoisten kääpiöiden tiheys on huomattavasti pienempi kuin tämä jättiläisille tyypillinen parametri. Todettiin myös, että ylimääräinen infrapunasäteily johtuu tietyn aineen muodostamista levyistä, jotka voivat absorboida energiasäteilyä. Se säteilee sitten energiaa, mutta eri aallonpituusalueella.
Levyt ovat poikkeuksellisen lähellä ja vaikuttavat valkoisten kääpiöiden massaan jossain määrin (joka ei voi ylittää Chandrasekharin rajaa). Ulkosädettä kutsutaan detritaalilevyksi. On ehdotettu, että se muodostui jonkin ruumiin tuhoutuessa. Keskimäärin säde on kooltaan verrattavissa aurinkoon.
Jos kiinnität huomiota planeettajärjestelmäämme, käy selväksi, että suhteellisen lähellä "kotia" voimme havaita samanlaisen esimerkin - nämä ovat Saturnusta ympäröivät renkaat, joiden koko on myös verrattavissa sen säteeseen. meidän tähtemme. Ajan mittaan tutkijat ovat havainneet, että tämä ominaisuus ei ole ainoa, joka kääpiöillä ja Saturnuksella on yhteistä. Esimerkiksi sekä planeetalla että tähdillä on hyvin ohuita kiekkoja, jotka eivät ole läpinäkyviä yrittäessään paistaa valon läpi.
Johtopäätökset ja teorian kehitys
Koska valkoisten kääpiöiden renkaat ovat verrattavissa Saturnusta ympäröiviin renkaisiin, on tullut mahdolliseksi muotoilla uusia teorioita, jotka selittävät metallien esiintymisen näiden tähtien ilmakehässä. Tähtitieteilijät tietävät, että Saturnuksen ympärillä olevat renkaat muodostuvat joidenkin kappaleiden vuorovesihäiriöiden seurauksena, jotka ovat tarpeeksi lähellä planeettaa voidakseen vaikuttaa sen gravitaatiokenttään. Tällaisessa tilanteessa ulkoinen keho ei pysty ylläpitämään omaa painovoimaansa, mikä johtaa eheyden rikkomiseen.
Noin viisitoista vuotta sitten esiteltiin uusi teoria, joka selitti valkoisten kääpiörenkaiden muodostumisen samalla tavalla. Alun perin oletettiin, että kääpiö oli tähti planeettajärjestelmän keskustassa. Taivaankappale kehittyy ajan myötä, mikä kestää miljardeja vuosia, turpoaa, menettää kuorensa ja tämä aiheuttaa kääpiön muodostumisen, joka jäähtyy vähitellen. Muuten, valkoisten kääpiöiden väri selittyy tarkasti niiden lämpötilalla. Joillekin sen on arvioitu olevan 200 000 K.
Tällaisen evoluution aikana planeettajärjestelmä voi selviytyä, mikä johtaajärjestelmän ulkoosan laajeneminen samanaikaisesti tähden massan pienenemisen kanssa. Tämän seurauksena muodostuu suuri planeettajärjestelmä. Planeetat, asteroidit ja monet muut elementit selviytyvät evoluution.
Mitä seuraavaksi?
Järjestelmän edistyminen voi johtaa sen epävakauteen. Tämä johtaa planeetta ympäröivän tilan pommittamiseen kivillä, ja asteroidit lentävät osittain ulos järjestelmästä. Jotkut heistä kuitenkin siirtyvät kiertoradalle, ennemmin tai myöhemmin löytäen itsensä kääpiön auringon säteeltä. Törmäyksiä ei tapahdu, mutta vuorovesivoimat johtavat kehon eheyden rikkomiseen. Tällaisten asteroidien joukko saa muodon, joka on samanlainen kuin Saturnusta ympäröivät renkaat. Siten tähden ympärille muodostuu roskakiekko. Valkoisen kääpiön tiheys (noin 10^7 g/cm3) ja sen detrital-kiekko eroavat toisistaan merkittävästi.
Kuvatusta teoriasta on tullut melko täydellinen ja looginen selitys useille tähtitieteellisille ilmiöille. Sen avulla voidaan ymmärtää, miksi kiekot ovat kompakteja, koska tähteä ei voi koko olemassaolonsa aikana ympäröidä levyllä, jonka säde on verrattavissa auringon säteeseen, muuten sellaiset kiekot olisivat aluksi sen rungon sisällä.
Kiekkojen muodostumista ja niiden kokoa selittämällä voidaan ymmärtää, mistä erikoinen metallien saanti tulee. Se voi päätyä tähden pinnalle ja saastuttaa kääpiön metallimolekyyleillä. Kuvattu teoria, kiistämättä valkoisten kääpiöiden keskimääräisen tiheyden paljastamia indikaattoreita (luokkaa 10^7 g/cm3), todistaa, miksi tähtien ilmakehässä havaitaan metalleja, miksi kemikaalin mittaus.sommittelu ihmiselle mahdollisesti saatavilla olevin keinoin ja mistä syystä alkuaineiden jakautuminen on samanlainen kuin planeettamme ja muiden tutkittujen kohteiden ominaisuus.
Teoriat: onko siitä mitään hyötyä?
Kuvattua ideaa käytettiin laaj alti perusteena selitettäessä, miksi tähtien kuoret ovat metallien saastuttamia, miksi roskakiekkoja ilmestyi. Lisäksi siitä seuraa, että kääpiön ympärillä on planeettajärjestelmä. Tämä johtopäätös ei juuri yllätä, koska ihmiskunta on todennut, että suurimmalla osalla tähdistä on omat planeettajärjestelmänsä. Tämä on ominaista sekä niille, jotka ovat samank altaisia Aurinkoa, että niille, jotka ovat paljon suurempia kuin sen mitat - nimittäin niistä muodostuu valkoisia kääpiöitä.
Aiheet eivät ole loppuneet
Vaikka pidämme yllä kuvattua teoriaa yleisesti hyväksyttynä ja todistettuna, jotkut tähtitieteilijöiden kysymykset ovat avoimia tähän päivään asti. Erityisen kiinnostavaa on aineen siirtymisen spesifisyys levyjen ja taivaankappaleen pinnan välillä. Kuten jotkut ehdottavat, tämä johtuu säteilystä. Tällä tavalla aineen kulkeutumista kuvaavat teoriat perustuvat Poynting-Robertsonin ilmiöön. Tämä ilmiö, jonka vaikutuksen alaisena hiukkaset liikkuvat hitaasti kiertoradalla nuoren tähden ympärillä, vähitellen spiraalina kohti keskustaa ja katoavat taivaankappaleeseen. Oletettavasti tämän vaikutuksen pitäisi ilmetä tähtiä ympäröivissä roskakiekoissa, eli kiekoissa olevat molekyylit joutuvat ennemmin tai myöhemmin poikkeuksellisen lähelle kääpiötä. Kiinteät aineetovat alttiina haihtumiselle, muodostuu kaasua - tällaista levyjen muodossa on tallennettu useiden havaittujen kääpiöiden ympärille. Ennemmin tai myöhemmin kaasu saavuttaa kääpiön pinnan kuljettaen metalleja tänne.
Tähtitieteilijät arvioivat paljastetut tosiasiat merkittäväksi panokseksi tieteelle, koska ne viittaavat siihen, kuinka planeetat muodostuvat. Tämä on tärkeää, koska asiantuntijoita houkuttelevat tutkimuskohteet eivät usein ole käytettävissä. Esimerkiksi planeetat, jotka pyörivät aurinkoa suurempien tähtien ympärillä, ovat erittäin harvinaisia tutkia - se on liian vaikeaa sivilisaatiomme käytettävissä olevalla teknisellä tasolla. Sen sijaan ihmiset ovat voineet tutkia planeettajärjestelmiä sen jälkeen, kun tähdet ovat muuttuneet kääpiöiksi. Jos onnistumme kehittymään tähän suuntaan, on varmasti mahdollista paljastaa uutta tietoa planeettajärjestelmien läsnäolosta ja niiden erityispiirteistä.
Valkoiset kääpiöt, joiden ilmakehästä on löydetty metalleja, antavat meille mahdollisuuden saada käsitys komeettojen ja muiden kosmisten kappaleiden kemiallisesta koostumuksesta. Itse asiassa tiedemiehillä ei yksinkertaisesti ole muuta tapaa arvioida koostumusta. Esimerkiksi jättiläisplaneettoja tutkimalla saa käsityksen vain ulkokerroksesta, mutta sen sisäisestä sisällöstä ei ole luotettavaa tietoa. Tämä koskee myös "kotijärjestelmäämme", koska kemiallista koostumusta voidaan tutkia vain siitä taivaankappaleesta, joka putosi maan pinnalle tai jonne oli mahdollista laskea tutkimuslaitteisto.
Miten menee?
Ennemmin tai myöhemmin planeettajärjestelmästämme tulee myös valkoisen kääpiön "koti". Kuten tiedemiehet sanovat, tähtien ytimellä onrajoitettu määrä ainetta energian saamiseksi, ja ennemmin tai myöhemmin lämpöydinreaktiot loppuvat. Kaasun tilavuus pienenee, tiheys nousee tonniin kuutiosenttimetriä kohti, kun taas ulkokerroksissa reaktio jatkuu. Tähti laajenee muuttuen punaiseksi jättiläiseksi, jonka säde on verrattavissa satoihin Auringon suuruisiin tähtiin. Kun ulkokuori lakkaa "palamasta", 100 000 vuodessa tapahtuu aineen hajaantumista avaruudessa, johon liittyy sumun muodostuminen.
Tähden kuoresta vapautettu ydin alentaa lämpötilaa, mikä johtaa valkoisen kääpiön muodostumiseen. Itse asiassa tällainen tähti on korkeatiheyksinen kaasu. Tieteessä kääpiöitä kutsutaan usein rappeutuneiksi taivaankappaleiksi. Jos tähtemme puristuisi ja sen säde olisi vain muutama tuhat kilometriä, mutta paino säilyisi täysin, niin myös valkoinen kääpiö tapahtuisi täällä.
Ominaisuudet ja tekniset kohdat
Tarkasteltavana oleva kosmisen kappaleen tyyppi pystyy hehkumaan, mutta tämä prosessi selittyy muilla mekanismeilla kuin lämpöydinreaktioilla. Hehkua kutsutaan jäännökseksi, se selittyy lämpötilan laskulla. Kääpiön muodostaa aine, jonka ionit ovat joskus kylmempiä kuin 15 000 K. Alkuaineille ovat ominaisia värähtelyliikkeet. Vähitellen taivaankappale muuttuu kiteiseksi, sen hehku heikkenee ja kääpiö muuttuu ruskeaksi.
Tutkijat ovat määrittäneet tällaisen taivaankappaleen massarajan - enintään 1,4 Auringon painon, mutta ei tätä rajaa enempää. Jos massa ylittää tämän rajan,tähteä ei voi olla olemassa. Tämä johtuu puristetussa tilassa olevan aineen paineesta - se on pienempi kuin painovoiman vetovoima, joka puristaa ainetta. On erittäin voimakas puristus, joka johtaa neutronien ilmaantumista, aine neutronisoituu.
Pakkaaminen voi johtaa rappeutumiseen. Tässä tapauksessa muodostuu neutronitähti. Toinen vaihtoehto on jatkuva pakkaus, joka johtaa ennemmin tai myöhemmin räjähdykseen.
Yleiset parametrit ja ominaisuudet
Tarkastelevan taivaankappaleiden luokan bolometrinen kirkkaus suhteessa Auringon ominaisuuteen on alle noin kymmenentuhatta kertaa. Kääpiön säde on alle sata kertaa aurinko, kun taas paino on verrattavissa planeettajärjestelmämme päätähden ominaisuuteen. Kääpiön massarajan määrittämiseksi laskettiin Chandrasekharin raja. Kun se ylittyy, kääpiö kehittyy toiseksi taivaankappaleeksi. Tähtien fotosfääri koostuu keskimäärin tiheästä aineesta, jonka paino on arviolta 105–109 g/cm3. Pääsarjaan verrattuna se on noin miljoona kertaa tiheämpi.
Jotkut tähtitieteilijät uskovat, että vain 3 % galaksin kaikista tähdistä on valkoisia kääpiöitä, ja jotkut ovat vakuuttuneita, että joka kymmenes kuuluu tähän luokkaan. Arviot vaihtelevat niin paljon syistä, miksi taivaankappaleiden havainnointi on vaikeaa - ne ovat kaukana planeettamme ja hehkuvat liian heikosti.
Tarinat ja nimet
Vuonna 1785 kaksoistähtien luetteloon ilmestyi ruumis, jota Herschel tarkkaili. Tähti sai nimekseen 40 Eridani B. Häntä pidetään ensimmäisenä valkoisen kategorian henkilönä.kääpiöt. Vuonna 1910 Russell huomasi, että tämän taivaankappaleen valoisuustaso on erittäin alhainen, vaikka värilämpötila on melko korkea. Ajan myötä päätettiin, että tämän luokan taivaankappaleet tulisi jakaa erilliseen kategoriaan.
Vuonna 1844 Bessel, tutkiessaan Procyon B:tä, Sirius B:tä, saatuja tietoja, päätti, että molemmat siirtyivät ajoittain suor alta linj alta, mikä tarkoittaa, että lähellä on satelliitteja. Tällainen olettamus vaikutti tiedeyhteisön silmissä epätodennäköiseltä, koska satelliittia ei näkynyt, kun taas poikkeamat saattoi selittää vain taivaankappaleella, jonka massa on poikkeuksellisen suuri (samanlainen kuin Sirius, Procyon).
Vuonna 1962 Clark, joka työskenteli tuolloin suurimmalla kaukoputkella, tunnisti hyvin himmeän taivaankappaleen lähellä Siriusta. Häntä kutsuttiin Sirius B:ksi, samaksi satelliitiksi, jota Bessel oli ehdottanut kauan ennen. Vuonna 1896 tutkimukset osoittivat, että Procyonilla oli myös satelliitti - sitä kutsuttiin Procyon B:ksi. Siksi Besselin ideat vahvistivat täysin.
