Beyaz cüce, uzayımızda oldukça yaygın olan bir yıldızdır. Bilim adamları buna yıldızların evriminin sonucu, gelişimin son aşaması diyorlar. Toplamda, bir yıldız gövdesinin modifikasyonu için iki senaryo vardır, bir durumda son aşama bir nötron yıldızı, diğerinde bir kara deliktir. Cüceler evrimin son adımıdır. Çevrelerinde gezegen sistemleri vardır. Bilim adamları bunu metalle zenginleştirilmiş örnekleri inceleyerek belirleyebildiler.
Arkaplan
Beyaz cüceler 1919'da gökbilimcilerin dikkatini çeken yıldızlardır. Böyle bir gök cismi ilk kez Hollandalı bir bilim adamı olan Maanen tarafından keşfedilmiştir. Uzman, zamanı için oldukça atipik ve beklenmedik bir keşif yaptı. Gördüğü cüce bir yıldıza benziyordu ama standart dışı küçük bedenlere sahipti. Ancak tayf sanki devasa ve büyük bir gök cismi gibiydi.
Böyle tuhaf bir olgunun nedenleri bilim insanlarını oldukça uzun bir süredir cezbetti, bu nedenle beyaz cücelerin yapısını incelemek için çok çaba sarf edildi. Atılım, bir gök cismi atmosferinde çeşitli metal yapıların bolluğu varsayımını ifade edip kanıtladıklarında yapıldı.
Astrofizikte metallerin, molekülleri hidrojen, helyumdan daha ağır olan her türlü element olduğunu ve kimyasal bileşimlerinin bu iki bileşikten daha ilerleyici olduğunu açıklamak gerekir. Helyum, hidrojen, bilim adamlarının kurmayı başardığı gibi, evrenimizde diğer maddelerden daha yaygındır. Buna dayanarak, diğer her şeyin metal olarak belirlenmesine karar verildi.
Tema geliştirme
Güneş'ten çok farklı boyutlarda beyaz cüceler ilk kez yirmili yıllarda görülmüş olsa da, yalnızca yarım yüzyıl sonra insanlar yıldız atmosferinde metalik yapıların varlığının tipik bir fenomen olmadığını keşfettiler. Görünüşe göre, atmosfere dahil edildiklerinde, en yaygın iki maddeye ek olarak, daha ağır olanlara ek olarak, daha derin katmanlara yer değiştirirler. Helyum, hidrojen molekülleri arasında yer alan ağır maddeler, sonunda yıldızın çekirdeğine doğru hareket etmek zorundadır.
Bu işlemin birkaç nedeni vardı. Beyaz cücenin yarıçapı küçüktür, bu tür yıldız gövdeleri çok küçüktür - isimlerini aldıkları hiçbir şey için değildir. Ortalama olarak, yarıçap dünyanınkiyle karşılaştırılabilirken, ağırlık gezegen sistemimizi aydınlatan bir yıldızın ağırlığına benzer. Bu boyut ve ağırlık oranı, olağanüstü büyük bir yerçekimi yüzeyi ivmesine neden olur. Sonuç olarak, ağır metallerin hidrojen ve helyum atmosferinde birikmesi, molekülün toplam gaz kütlesine girmesinden yalnızca birkaç Dünya günü sonra gerçekleşir.
Özellikler ve süre
Bazen beyaz cücelerin özellikleriağır maddelerin moleküllerinin çökelme süreci uzun süre ertelenebilecek şekildedir. Dünya'dan bir gözlemcinin bakış açısından en uygun seçenekler, milyonlarca, on milyonlarca yıl süren süreçlerdir. Yine de bu tür zaman aralıkları, yıldız vücudunun kendi ömrüyle karşılaştırıldığında son derece kısadır.
Beyaz cücenin evrimi öyledir ki, şu anda insan tarafından gözlemlenen oluşumların çoğu şimdiden birkaç yüz milyon Dünya yaşındadır. Bunu, çekirdek tarafından metallerin en yavaş soğurulma süreciyle karşılaştırırsak, aradaki fark çok daha fazladır. Bu nedenle, gözlemlenebilir belirli bir yıldızın atmosferinde metal tespiti, vücudun başlangıçta böyle bir atmosferik bileşime sahip olmadığı kesin olarak sonucuna varmamızı sağlar, aksi takdirde tüm metal kapanımları uzun zaman önce ortadan kalkardı.
Teori ve pratik
Yukarıda açıklanan gözlemler ve beyaz cüceler, nötron yıldızları, kara delikler hakkında onlarca yıl boyunca toplanan bilgiler, atmosferin dış kaynaklardan metalik kalıntılar aldığını öne sürdü. Bilim adamları önce bunun yıldızlar arasındaki ortam olduğuna karar verdiler. Bir gök cismi böyle bir madde içinde hareket eder, ortamı yüzeyine yığar, böylece atmosferi ağır elementlerle zenginleştirir. Ancak daha ileri gözlemler, böyle bir teorinin savunulamaz olduğunu gösterdi. Uzmanların belirttiği gibi, atmosferdeki değişim bu şekilde olsaydı, yıldızlar arasındaki ortam kütlesinde hidrojen vehelyum molekülleri. Ortamın sadece küçük bir yüzdesi ağır bileşiklerdir.
Beyaz cücelerin, nötron yıldızlarının, karadeliklerin birincil gözlemlerinden oluşan teori kendini haklı çıkarsa, cüceler en hafif element olarak hidrojenden oluşurdu. Bu, helyum gök cisimlerinin bile varlığına izin vermez, çünkü helyum daha ağırdır, bu da hidrojen birikiminin onu harici bir gözlemcinin gözünden tamamen gizleyeceği anlamına gelir. Helyum cücelerinin varlığına dayanarak, bilim adamları yıldızlararası ortamın yıldız cisimlerinin atmosferinde tek ve hatta ana metal kaynağı olarak hizmet edemeyeceği sonucuna vardılar.
Nasıl açıklanır?
Geçen yüzyılın 70'lerinde kara delikler, beyaz cüceler üzerinde çalışan bilim adamları, metalik kapanımların bir gök cismi yüzeyine kuyruklu yıldızların düşmesiyle açıklanabileceğini öne sürdüler. Doğru, bir zamanlar bu tür fikirler çok egzotik olarak kabul edildi ve destek almadı. Bunun nedeni büyük ölçüde insanların henüz diğer gezegen sistemlerinin varlığından haberdar olmamasıydı - sadece bizim "ev" güneş sistemimiz biliniyordu.
Kara deliklerle ilgili önemli bir adım olan beyaz cüceler, bir sonraki yüzyılın sonunda, geçen yüzyılın sekizinci on yılında atıldı. Bilim adamları, bilinen beyaz cüce gökbilimcilerden birinin etrafındaki kızılötesi radyasyonu tespit etmeyi mümkün kılan, uzayın derinliklerini gözlemlemek için özellikle güçlü kızılötesi araçlara sahiptir. Bu, atmosferi metal içeren cücenin etrafında tam olarak ortaya çıktı.dahil etme.
Beyaz cücenin sıcaklığını tahmin etmeyi mümkün kılan kızılötesi radyasyon, bilim adamlarına yıldız gövdesinin yıldız radyasyonunu emebilen bir madde ile çevrili olduğunu da söyledi. Bu madde, bir yıldızınkinden daha az, belirli bir sıcaklık seviyesine kadar ısıtılır. Bu, emilen enerjiyi kademeli olarak yeniden yönlendirmenizi sağlar. Radyasyon kızılötesi aralığında gerçekleşir.
Bilim ilerler
Beyaz cücenin tayfı, gökbilimciler dünyasının ileri düzey zihinlerinin inceleme konusu haline geldi. Görünüşe göre, onlardan gök cisimlerinin özellikleri hakkında oldukça fazla bilgi alabilirsiniz. Özellikle ilgi çekici olan, aşırı kızılötesi radyasyona sahip yıldız cisimlerinin gözlemleriydi. Şu anda, bu türden yaklaşık üç düzine sistem tespit etmek mümkün olmuştur. Ana yüzdeleri, en güçlü Spitzer teleskopu kullanılarak incelendi.
Gök cisimlerini gözlemleyen bilim adamları, beyaz cücelerin yoğunluğunun, devlerin özelliği olan bu parametreden önemli ölçüde daha az olduğunu buldu. Aşırı kızılötesi radyasyonun, enerji radyasyonunu emebilen belirli bir madde tarafından oluşturulan disklerin varlığından kaynaklandığı da bulundu. Daha sonra enerjiyi yayan, ancak farklı bir dalga boyu aralığında olan odur.
Diskler son derece yakındır ve beyaz cücelerin kütlesini bir dereceye kadar etkiler (bu, Chandrasekhar sınırını aşamaz). Dış yarıçapa kırıntılı disk denir. Bir vücudun yıkımı sırasında oluştuğu öne sürülmüştür. Ortalama olarak, yarıçap Güneş ile karşılaştırılabilir boyuttadır.
Gezegen sistemimize dikkat ederseniz, "yuvaya" nispeten yakın bir yerde benzer bir örnek gözlemleyebileceğimiz açıkça ortaya çıkıyor - bunlar Satürn'ü çevreleyen halkalardır ve boyutları da Satürn'ün yarıçapıyla karşılaştırılabilir. bizim yıldızımız. Zamanla bilim adamları, bu özelliğin cüceler ve Satürn'ün tek ortak noktası olmadığını keşfettiler. Örneğin, hem gezegen hem de yıldızlar çok ince disklere sahiptir ve bu diskler ışıkta parlamaya çalışırken şeffaf değildir.
Teorinin sonuçları ve gelişimi
Beyaz cücelerin halkaları Satürn'ü çevreleyenlerle karşılaştırılabilir olduğundan, bu yıldızların atmosferinde metallerin varlığını açıklayan yeni teoriler formüle etmek mümkün hale geldi. Gökbilimciler, Satürn'ün etrafındaki halkaların, gezegene yerçekimi alanından etkilenecek kadar yakın olan bazı cisimlerin gelgit bozulmasıyla oluştuğunu biliyorlar. Böyle bir durumda dış cisim kendi yerçekimini koruyamaz ve bu da bütünlüğün ihlaline yol açar.
Yaklaşık on beş yıl önce, beyaz cüce halkalarının oluşumunu benzer şekilde açıklayan yeni bir teori sunuldu. Başlangıçta cücenin gezegen sisteminin merkezinde bir yıldız olduğu varsayıldı. Milyarlarca yıl süren gök cismi zamanla gelişir, şişer, kabuğunu kaybeder ve bu da yavaş yavaş soğuyan bir cücenin oluşmasına neden olur. Bu arada, beyaz cücelerin rengi tam olarak sıcaklıklarıyla açıklanır. Bazıları için 200.000 K. olduğu tahmin ediliyor.
Böyle bir evrim sürecinde gezegenler sistemi hayatta kalabilir, bu dayıldızın kütlesinde bir azalma ile aynı anda sistemin dış kısmının genişlemesi. Sonuç olarak, büyük bir gezegen sistemi oluşur. Gezegenler, asteroitler ve diğer birçok element evrimde hayatta kalır.
Sırada ne var?
Sistemin ilerlemesi istikrarsızlığına yol açabilir. Bu, gezegeni çevreleyen uzayın taşlarla bombardımanına yol açar ve asteroitler kısmen sistemden uçar. Bununla birlikte, bazıları yörüngeye girer ve er ya da geç kendilerini cücenin güneş yarıçapı içinde bulurlar. Çarpışmalar meydana gelmez, ancak gelgit kuvvetleri vücudun bütünlüğünün ihlaline yol açar. Bu tür bir asteroit kümesi, Satürn'ü çevreleyen halkalara benzer bir şekil alır. Böylece yıldızın etrafında bir enkaz diski oluşur. Beyaz cücenin yoğunluğu (yaklaşık 10^7 g/cm3) ve kırıntı diski önemli ölçüde farklılık gösterir.
Açıklanan teori, bir dizi astronomik fenomenin oldukça eksiksiz ve mantıklı bir açıklaması haline geldi. Bu sayede, disklerin neden kompakt olduğu anlaşılabilir, çünkü bir yıldız, tüm varlığı boyunca Güneş'inkiyle karşılaştırılabilir bir yarıçapa sahip bir diskle çevrili olamaz, aksi takdirde bu tür diskler ilk başta vücudunun içinde olurdu.
Disklerin oluşumunu ve boyutlarını açıklayarak, özel metal arzının nereden geldiğini anlayabiliriz. Cüceyi metal moleküllerle kirleterek yıldız yüzeyine ulaşabilir. Açıklanan teori, beyaz cücelerin ortalama yoğunluğunun (10^7 g/cm3 mertebesinde) ortaya çıkan göstergeleriyle çelişmeden, yıldızların atmosferinde metallerin neden gözlemlendiğini, kimyasal maddenin neden ölçüldüğünü kanıtlar.kompozisyon, muhtemelen insan tarafından erişilebilir ve elementlerin dağılımı hangi nedenle gezegenimizin ve incelenen diğer nesnelerin özelliklerine benzerdir.
Teoriler: Herhangi bir faydası var mı?
Açıklanan fikir, yıldızların kabuklarının neden metallerle kirlendiğini, neden enkaz disklerinin ortaya çıktığını açıklamak için yaygın olarak bir temel olarak kullanıldı. Buna ek olarak, ondan cücenin etrafında bir gezegen sisteminin var olduğu sonucu çıkar. Bu sonuç çok az şaşırtıcıdır, çünkü insanlık yıldızların çoğunun kendi gezegen sistemlerine sahip olduğunu belirlemiştir. Bu, hem Güneş'e benzeyenlerin hem de boyutlarından çok daha büyük olanların özelliğidir - yani onlardan beyaz cüceler oluşur.
Konular bitmedi
Yukarıda açıklanan teorinin genel kabul görmüş ve kanıtlanmış olduğunu düşünsek bile, astronomlar için bazı sorular bu güne kadar açık kalıyor. Diskler ve bir gök cismi yüzeyi arasındaki madde transferinin özgüllüğü özellikle ilgi çekicidir. Bazılarının önerdiği gibi, bunun nedeni radyasyondur. Maddenin taşınmasını bu şekilde açıklamaya çalışan teoriler, Poynting-Robertson etkisine dayanmaktadır. Parçacıkların etkisi altında genç bir yıldızın etrafındaki bir yörüngede yavaşça hareket eden, yavaş yavaş merkeze doğru spiral çizen ve bir gök cismi içinde kaybolan bu fenomen. Muhtemelen bu etki, yıldızları çevreleyen enkaz disklerinde kendini göstermelidir, yani disklerde bulunan moleküller er ya da geç kendilerini cüceye istisnai bir yakınlıkta bulurlar. katılarbuharlaşmaya maruz kalırlar, gaz oluşur - örneğin gözlemlenen birkaç cücenin etrafında diskler şeklinde kaydedilmiştir. Er ya da geç gaz cücenin yüzeyine ulaşarak metalleri buraya taşır.
Gösterilen gerçekler, gezegenlerin nasıl oluştuğunu öne sürdükleri için astronomlar tarafından bilime önemli bir katkı olarak tahmin ediliyor. Bu önemlidir, çünkü uzmanları çeken araştırma nesneleri çoğu zaman mevcut değildir. Örneğin, Güneş'ten daha büyük yıldızların etrafında dönen gezegenleri incelemek son derece nadirdir - uygarlığımız için mevcut olan teknik düzeyde çok zordur. Bunun yerine, insanlar yıldızların cücelere dönüşmesinden sonra gezegen sistemlerini inceleyebildiler. Bu yönde gelişmeyi başarırsak, gezegen sistemlerinin varlığı ve ayırt edici özellikleri hakkında yeni veriler ortaya çıkarmak kesinlikle mümkün olacaktır.
Atmosferinde metallerin tespit edildiği beyaz cüceler, kuyruklu yıldızların ve diğer kozmik cisimlerin kimyasal bileşimi hakkında fikir edinmemizi sağlar. Aslında, bilim adamlarının kompozisyonu değerlendirmek için başka bir yolu yok. Örneğin, dev gezegenleri incelerken, yalnızca dış katman hakkında fikir sahibi olunabilir, ancak iç içerik hakkında güvenilir bir bilgi yoktur. Bu aynı zamanda "ev" sistemimiz için de geçerlidir, çünkü kimyasal bileşim yalnızca Dünya'nın yüzeyine düşen veya araştırma aparatını indirmenin mümkün olduğu gök cisminden incelenebilir.
Nasıl gidiyor?
Er ya da geç, gezegen sistemimiz de bir beyaz cücenin "yuvası" olacak. Bilim adamlarının dediği gibi, yıldız çekirdeğienerji elde etmek için sınırlı miktarda madde ve er ya da geç termonükleer reaksiyonlar tükenir. Gazın hacmi azalır, yoğunluk santimetreküp başına bir ton yükselir, dış katmanlarda ise reaksiyon devam eder. Yıldız genişler ve yarıçapı Güneş'e eşit yüzlerce yıldızla karşılaştırılabilir bir kırmızı dev haline gelir. Dış kabuk "yanmayı" bıraktığında, 100.000 yıl içinde, uzayda bir bulutsu oluşumu ile birlikte bir madde dağılımı olur.
Yıldızın kabuğundan kurtulan çekirdeği sıcaklığı düşürür ve bu da beyaz cüce oluşumuna yol açar. Aslında, böyle bir yıldız yüksek yoğunluklu bir gazdır. Bilimde cücelere genellikle dejenere gök cisimleri denir. Yıldızımız sıkıştırılsaydı ve yarıçapı sadece birkaç bin kilometre olsaydı, ancak ağırlığı tamamen korunmuş olsaydı, o zaman burada bir beyaz cüce de yer alacaktı.
Özellikler ve teknik noktalar
İncelenen kozmik cismin türü parlama yeteneğine sahiptir, ancak bu süreç termonükleer reaksiyonlar dışındaki mekanizmalarla açıklanmaktadır. Işıma artık denir, sıcaklıktaki bir düşüşle açıklanır. Cüce, iyonları bazen 15.000 K'den daha soğuk olan bir maddeden oluşur. Salınım hareketleri elementlerin karakteristiğidir. Yavaş yavaş, gök cismi kristalleşir, parıltısı zayıflar ve cüce kahverengiye dönüşür.
Bilim adamları böyle bir gök cismi için bir kütle sınırı belirlediler - Güneş'in ağırlığının 1,4'e kadar, ancak bu sınırdan fazla değil. Kütle bu sınırı aşarsa,yıldız var olamaz. Bu, sıkıştırılmış haldeki bir maddenin basıncından kaynaklanır - maddeyi sıkıştıran yerçekimi çekiminden daha azdır. Nötronların ortaya çıkmasına neden olan çok güçlü bir sıkıştırma vardır, madde nötronize edilir.
Sıkıştırma işlemi bozulmaya neden olabilir. Bu durumda bir nötron yıldızı oluşur. İkinci seçenek, er ya da geç bir patlamaya yol açan sürekli sıkıştırmadır.
Genel parametreler ve özellikler
Göz cisimlerinin dikkate alınan kategorisinin Güneş'in karakteristiğine göre bolometrik parlaklığı yaklaşık on bin kattan azdır. Cücenin yarıçapı güneşin yüz katından daha azdır, ağırlığı ise gezegen sistemimizin ana yıldızının özelliği ile karşılaştırılabilir. Bir cücenin kütle limitini belirlemek için Chandrasekhar limiti hesaplandı. Bu aşıldığında, cüce başka bir gök cismi formuna dönüşür. Bir yıldızın fotosferi ortalama olarak 105-109 g/cm3 olduğu tahmin edilen yoğun maddeden oluşur. Ana diziyle karşılaştırıldığında, yaklaşık bir milyon kat daha yoğun.
Bazı gökbilimciler, galaksideki tüm yıldızların yalnızca %3'ünün beyaz cüce olduğuna inanırken, bazıları da her onda birinin bu sınıfa ait olduğuna ikna olmuş durumda. Gök cisimlerini gözlemlemenin zorluğunun nedeni konusunda tahminler çok farklı - bunlar gezegenimizden uzaktalar ve çok zayıf parlıyorlar.
Hikayeler ve isimler
1785'te, Herschel'in gözlemlediği çift yıldızlar listesinde bir ceset belirdi. Yıldıza 40 Eridani B adı verildi. Beyaz kategorisinde görülen ilk kişi olarak kabul edilen oydu.cüceler. 1910'da Russell, bu gök cisminin renk sıcaklığı oldukça yüksek olmasına rağmen son derece düşük bir parlaklık seviyesine sahip olduğunu fark etti. Zamanla bu sınıfın gök cisimlerinin ayrı bir kategoriye ayrılması gerektiğine karar verildi.
1844'te Bessel, Procyon B, Sirius B'yi izleyerek elde ettiği bilgileri inceleyerek, ikisinin de zaman zaman düz bir çizgiden kaydığına karar verdi, bu da yakın uydular olduğu anlamına geliyor. Böyle bir varsayım bilim camiası için pek olası görünmüyordu, çünkü hiçbir uydu görülemezken, sapmalar yalnızca kütlesi son derece büyük olan (Sirius, Procyon'a benzer) bir gök cismi tarafından açıklanabilirdi.
1962'de Clark, o sırada var olan en büyük teleskopla çalışırken, Sirius'un yakınında çok sönük bir gök cismi tespit etti. Bessel'in uzun zaman önce önerdiği aynı uydu olan Sirius B olarak adlandırılan oydu. 1896'da yapılan araştırmalar Procyon'un da bir uydusu olduğunu gösterdi - buna Procyon B adı verildi. Bu nedenle Bessel'in fikirleri tamamen doğrulandı.
