Stjerne nyheder
Hvide stjerners navn. Mystiske hvide dværge
Disse tre himmellegemer er genetisk beslægtede med hinanden; man kan sige, der er familiebånd. På et bestemt trin af sin udvikling kaster en enorm rød kæmpe (dens radius er 21 gange større end solens radius) af. ydre del stof og i stedet for det er kun den nøgne kerne af den røde kæmpe tilbage med en radius på kun omkring 10 kilometer, men med supertæt stof indeni. Dette er en hvid dværg. Stoffet (gassen), som den røde kæmpe udstøder, forbliver synligt i en vis tid og er intet andet end en tåge. Figur 8 viser den flyvende tåge. Denne forbindelse mellem røde kæmper, hvide dværge og tåger blev etableret af den sovjetiske astrofysiker I.S. Shklovsky.
Røde kæmper og hvide dværge adskiller sig fra alle andre almindelige stjerner ved, at de ikke observerer det kendte forhold mellem lysstyrke og overfladetemperatur. Røde kæmper har en relativt lav overfladetemperatur (kun 3500 K), mens deres lysstyrke er meget høj. Hvis røde kæmper var almindelige stjerner, ville de lyse meget mindre klart ved deres overfladetemperaturer. Denne egenskab ved røde kæmper skyldes deres struktur, det faktum, at de får energi til deres glød på en helt anden måde end almindelige stjerner.
Ris. 8. Filamentøs flyvende tåge i stjernebilledet Cygnus
En rød kæmpe er en gammel stjerne, hvor al brinten er brændt ud som et resultat nukleare reaktioner og blev til helium. Yderligere reaktioner omdanner helium til tungere kemiske elementer De kan ikke tage dertil, fordi temperaturen ikke er tilstrækkelig til dette.
Kernen i en rød kæmpe er meget lille: dens radius er kun omkring en tusindedel af radius af selve stjernen. Det skal siges, at efterhånden som stjernen udvikler sig, falder massen og størrelsen af dens konvektive kerne gradvist. Men i kernen er stoffets tæthed enorm (ca. 300 kg pr. kubikcentimeter). Temperaturen i stjernens kerne er fyrre millioner Kelvin. Alligevel er den røde kæmpes kerne ikke en fusionsovn, der leverer energi til hele stjernen. Inden da var alt brændstoffet i den brændt ud. Da der ikke er nogen voldsomme processer forbundet med termonukleære reaktioner i kernen, er temperaturen i alle dens dele den samme, det vil sige, at den er isoterm.
Den røde kæmpes energi genereres i en meget tynd skal (dens tykkelse er meget mindre end tykkelsen af stjernens kerne), der omgiver kernen. I dette lag falder temperaturen på stjernens materiale fra 40 millioner kelvin i kernen til 25 millioner kelvin uden for laget. Tætheden af stof i denne skal er flere tusinde gange mindre end i stjernens kerne. Energi i dette lag frigives som et resultat af temperaturreaktionerne i kulstof-nitrogen-kredsløbet, der forekommer der. Et karakteristisk træk ved disse reaktioner er, at der ikke forbruges kulstof i dem, selvom det deltager i reaktionerne. Han er en katalysator. Reaktionscyklussen begynder med interaktionen af kulstof med en brintkerne - en proton, og slutter (i den sjette reaktion) med dannelsen af den samme kulstofkerne, men sammen med en heliumkerne (det vil sige en alfapartikel). Den "tørre rest" af disse reaktioner er omdannelsen af brint til helium på en ret kompleks måde og frigivelsen af den tilsvarende energi.
Den frigivne energi overføres fra skallen, hvor der opstår termonukleære reaktioner, udad ved stråling. Men på denne måde kan den kun trænge ind til en afstand på omkring en tiendedel af stjernens radius. Ydermere bliver strålingsenergioverførsel ineffektiv på grund af den høje opacitet af stjernens stof. Derfor sker yderligere overførsel af energi udad ved konvektion af stof.
I Solen, for eksempel, indtager den konvektive zone et relativt tyndt lag, mens i en rød kæmpe er det meste af stjernens "krop" i en tilstand af konvektion.
Den beskrevne struktur af den røde kæmpe er meget optimal i forhold til stjernens levetid. Det faktum, at stjernen har en meget tæt kerne, gør det muligt for den at fastholde resten af stjernens materiale placeret ovenover i meget lang tid. Sådan en tæt kerne komprimerer praktisk talt ikke, så den opvarmes ikke. I lang tid forekommer den termonukleære reaktion med at omdanne helium til kulstof ikke i stjernens kerne. Denne reaktion sker ved temperaturer af størrelsesordenen hundreder af millioner af Kelvin. Det går i flere etaper. I første omgang vil de kolliderende heliumkerner danne en radioaktiv isotop af beryllium, som, når den kolliderer med en anden højenergi alfapartikel, vil danne en stabil isotop af kulstof. Dette frigiver meget høj energi: 7,3 millioner elektronvolt.
Når temperaturen i den røde kæmpes kerne af en eller anden grund stiger til den nødvendige værdi - hundredvis af millioner kelvin, vil omdannelsen af helium til kulstof begynde, hvilket frigiver en enorm mængde energi. Dette er det såkaldte heliumudbrud af en stjerne. Når alt helium i kernen er brændt ud, fortsætter reaktionen kun i et relativt tyndt lag, som omgiver den kerne, der brændte ud for anden gang. Lad os huske på, at kernen er omgivet af en anden skal med en større radius, hvor termonukleære reaktioner i kulstof-nitrogen-kredsløbet finder sted, og brint fortsætter med at omdannes til helium. Man fandt ud af, at massen af heliumkernen af den røde kæmpe før starten af heliumsprængningen er praktisk talt uafhængig af stjernens samlede masse og er omkring halvdelen af Solens masse.
Efter en helium-flash (mere præcist, efter afbrænding af helium i selve kernen) bliver den røde kæmpe en stjerne med en "to-lags" kilde til kerneenergi. Begge lag er beskrevet ovenfor. Efterhånden som energien, der frigives inde i stjernen, stiger, øges dens lysstyrke også. Den røde kæmpes lysstyrke når flere tusinde lysstyrker af Solen (i stedet for 225 gange før heliumet brast). Som et resultat af alt dette "svulmer" stjernen, og dens radius vokser katastrofalt. Hvis det først var lig med 21 radier af Solen, ville størrelsen af den røde kæmpe nu knap nok passe ind i Jordens bane.
Brintskallen skifter gradvist udad. Over tid er 70 % af stjernens samlede masse allerede koncentreret inde i den (i kernen). En rød kæmpe med to lag af energifrigivelse kan stadig overleve i omkring en million år. Efter at nukleare reaktioner dør ud, rives den ydre skal af stjernen væk fra kernen og bliver til en tåge. Stoffet i den resulterende planetariske tåge indeholder meget brint. Den planetariske tåge udvider sig med en hastighed på omkring 30 km/s. Baseret på denne kendsgerning kan det beregnes, at adskillelsen af de ydre lag af stjernen skete i en afstand fra kernen af omkring en astronomisk enhed (da stjernen blev lige stor med Jordens bane). I disse beregninger blev det antaget, at massen af den indre del af stjernen er lig med 0,8 solmasser.
Hvorfor og hvordan falder de ydre lag af røde kæmper? Der er i øjeblikket ingen fuldstændig teori om dette fænomen. Spørgsmålet er meget svært. Men årsagerne til denne nulstilling er klare. En af dem er det meget høje lystryk, der skabes af strålingen fra stjernens kerne. Løsning af skallen kan også forekomme som følge af ustabilitet af dets stof. Da skallens dimensioner er enorme, bør en sådan ustabilitet forårsage oscillerende processer, som igen skulle føre til en ændring i skalstoffets termiske regime. Adskillelsen af stjernens skal fra kernen kan også ske som følge af stærk konvektiv ustabilitet. Det kunne have udviklet sig som et resultat af ionisering af brint under stjernens fotosfære. På en eller anden måde sker adskillelsen af skallen fra kernen, og en planetarisk tåge dannes. Men røde kæmper leverer ikke kun tåger, men også støvpartikler ind i det interstellare medium - kosmisk støv. Støvkorn dannes i røde giganters kolde, udvidede atmosfærer. Her er der betingelser for dette, da en væsentlig del af gassen er i molekylær tilstand. Dette bekræftes af målinger infrarød stråling fra planetariske tåger. Resultaterne af disse målinger viser, at der er et betydeligt overskud af denne stråling, der kommer fra støvpartikler. Støvpartikler kan ikke dannes fra et gasformigt medium, da gassen er varm og godt blandet.
Nu skal vi se på kernen af den røde kæmpe, som efter at have revet skallen af blev til en slags stjerne - en hvid dværg.
Kernen i en rød kæmpe består af stof i en særlig tilstand, som er forårsaget af ekstreme forhold i kernen. En gas i denne tilstand kaldes "degenereret". Det er et produkt af kvantemekaniske processer i stoffet, og desværre kan dets essens grundlæggende ikke forstås (og forklares) på basis af klassisk fysik alene.
Hvad er en degenereret gas?
Kernen i en rød kæmpe indeholder ioniseret gas stor tæthed. Det er netop fordi denne densitet er meget høj, at orbitalelektronerne i gasatomer bevæger sig anderledes end i atomer ved normalt tryk. Bevægelsen af orbitale elektroner er reguleret (bestemt) af et sæt kvantetal. Der er 4 sådanne tal. Den ene (den vigtigste) bestemmer energien af elektronen i atomet, den anden fastsætter værdien af elektronens orbitale rotationsmoment, den tredje - projektionen af dette øjeblik på retningen magnetfelt, den fjerde bestemmer størrelsen af sit eget rotationsmoment, dets spin. Dette kan sammenlignes med nummerplader på en bil, bestående af 4 cifre. Ledig jern regel: Der kan ikke være to kvantemekaniske systemer med nøjagtig de samme kvantetal (ligesom der ikke kan være to maskiner med nøjagtig de samme tal). Dette kan forklares på en anden måde. De første tre cifre (kvantetal) definerer entydigt partiklens bane. En elementær partikel kan trods alt kun bevæge sig langs bestemte baner og ikke langs nogen. Det gælder ikke kun elektroner i et atom, som bevæger sig i deres baner, men også elektroner i et stykke metal, som for længst har mistet deres oprindelige atomer og bevæger sig, og kommer ind i et fællesskab (ensemble) af deres egen art. For disse elektroner i metallet bestemmer kvanteloven (Pauli-princippet) klare baner. Under almindelige forhold, det vil sige under almindeligt tryk, når der ikke er flere partikler end de baner, der er tildelt dem, sker der ikke noget særligt: hver elektron bevæger sig langs den bane, der er tildelt den. Men vi ved, at gaspartikler kan bevæge sig hurtigere eller langsommere, afhængigt af gassens temperatur og den volumen, den optager. Det er også kendt, at hvis temperaturen af en gas øges, vil bevægelseshastigheden af dens partikler stige. Hvordan gastryk, temperatur og volumen hænger sammen, er bestemt af de velkendte gaslove eller, som de kaldes, idealgaslove. Men når tætheden af stoffet er for høj, når der er flere elementære partikler (elektroner) end de baner, der er tildelt dem, holder gassen op med at adlyde disse love. Dette er meget alvorligt, fordi gassen holder op med at opføre sig, som den burde opføre sig, og dens adfærd går ud over enhver mening. Vi skal tilføje ordet "sund". Men det er kendt, at kvantemekanikken blev skabt i strid med sund fornuft. Ikke desto mindre er bevægelsen af elementarpartikler underlagt dens love, herunder i sådanne ekstreme forhold. Så når der er flere elektroner end de spor, der er allokeret til dem, tillader Pauli-princippet dem at stå på et spor, ikke ét spor ad gangen, men fire ad gangen. Under normalt tryk er der to elektroner på en bane, som udelukkende er bestemt af tre kvantetal, men de adskiller sig i deres fjerde kvantetal. Groft sagt løber to elektroner langs den ene vej: Den ene elektron roterer til venstre og den anden til højre. De siger, at deres ryg er anderledes, modsat ( engelsk ord"spin" betyder "rotation"). Det er det fjerde kvantetal af en partikel, der bestemmer dens spin. Så ved meget højt tryk, på grund af mangel på spor, er det tilladt at optage det samme spor ikke kun af to elektroner, som har modsat rotation omkring deres akse, men af to yderligere elektroner, men med et kategorisk strengt krav: de skal løbe hurtigere end de to første for ikke at forstyrre dem. Hvor meget hurtigere de skal løbe, bestemmes af elektronerne selv, det vil sige, de løber hurtigere "af nød." Men ved at overholde dette krav har elektroner dermed ikke mulighed for at adlyde gaslove. I en almindelig gas bliver hastigheden af partikler således meget lille, når gassens temperatur falder. Samtidig falder gastrykket. Det er en helt anden sag, når temperaturen på denne supertætte gas falder (det kaldes degenereret). Da partiklerne ikke får lov til at mindske deres hastighed, når gassens temperatur falder, falder gassens tryk ikke. Gastrykket på en bestemt væg er trods alt skabt af partiklernes påvirkning mod denne væg. Da hastighederne er høje, er påvirkningerne kraftige. Som resultat højt tryk. Og det er ved lave temperaturer. Dette er grundlæggende i strid med gaslovgivningen. Men det modsiger ikke observationer. Røde kæmpers kerner består således af degenereret gas. Når de bliver til uafhængige stjerner - hvide dværge, består de naturligvis stadig af degenereret gas. Derfor har hvide dværges adfærd forundret specialister i lang tid. Det var ikke muligt at forklare forholdene inde i en hvid dværg ved hjælp af gaslove.
Hvide dværge har en masse omtrent lig med Solens masse og størrelser lig med Jordens størrelse. Herfra er det tydeligt, hvor tæt stoffet er! Op til ti tons stof er pakket i en kubikcentimeter. Men under sådanne forhold bør stjernens temperatur være enorm, hvilket betyder, at den skal skinne stærkt. Og dværge skinner hundreder og tusinder af gange svagere end Solen. Dette var paradokset, indtil de indså, at årsagen til dette var den degenererede tilstand af gassen, der udgør den hvide dværg. Den hvide dværg lever efter lovene for degenereret gas, og det viser sig, at der ikke er noget paradoks.
Ligevægtstilstanden for almindelige stjerner (når de hverken trækker sig sammen eller udvider sig) bestemmes af temperaturen på stjernens stof. I tilfælde af hvide dværge er temperaturen ude af billedet i denne henseende, det påvirker ikke stjernens ligevægtstilstand, da de partikler, der skaber tryk, har mistet kontrollen over den. Og balancen sikres af et vist pres. Ifølge lovene for degenereret gas (i overensstemmelse med Pauli-princippet) bestemmes dens tryk kun af gassens densitet. Forholdet mellem densiteten af en degenereret gas og dens tryk erstatter Clapeyron-ligningen, som ideelle gasser adlyder. Ydermere afhænger trykket, som nu ikke på nogen måde afhænger af temperaturen, af tætheden, ikke som den første potens af sidstnævnte, men meget stærkere: trykket er proportionalt med densiteten til styrken 5/3. Dette afspejler det faktum, at trykket (og derfor partiklernes hastighed) med tilføjelse af nye partikler (det vil sige en stigning i massefylden) skal stige, så partiklerne øger deres hastighed så meget (“af nødvendighed”), at de stadig kan løber langs deres baner nye partikler, der allerede er "overflødige". Det er tilstedeværelsen af overskydende partikler i en gas, der får den til at degenerere. Når loven om adfærd for en degenereret gas er kendt, er det muligt at beregne, ved hvilken tæthed og temperatur gassen bliver degenereret. Sådanne beregninger viser, at ved en temperatur på omkring 10 millioner Kelvin, som nås i stjerners indre, skulle gassen blive degenereret, hvis dens massefylde overstiger 1 kilogram pr. kubikcentimeter. Som det er kendt, i det indre af almindelige stjerner er gasdensiteten lavere, derfor er den ikke-degenereret og adlyder fuldstændigt de sædvanlige love for gastilstanden. Hvide dværge er sammensat af fuldstændig degenereret gas. Kun på ydersiden har de en tynd skal af "almindelig" gas. Det er grunden til, at strukturen af hvide dværge ikke afhænger af deres lysstyrke, som det er tilfældet med almindelige stjerner. En hvid dværg kan forblive sig selv ved det absolutte nulpunkt, da dens lysstyrke ikke afhænger af massen. Men dværge adlyder strengt én afhængighed: Størrelsen af hvide dværge med samme masse bør også være den samme. For andre stjerner er en sådan afhængighed på ingen måde nødvendig. Temperaturen bestemmer alt der.
Yderligere, jo større massen af den hvide dværg er, jo mindre er dens radius. Så ved en eller anden begrænsende masse kan en dværg generelt krympe til et punkt? Ifølge teoretiske undersøgelser kan der ikke være hvide dværge med en masse på mere end 2,2 solmasser i naturen. Forresten, hvis massen af den hvide dværg øges kraftigt, bliver de overskydende elektroner i den degenererede gas mere og mere talrige. For ikke at forstyrre hinanden, når de bevæger sig ad de samme stier, må de øge deres hastigheder mere og mere, indtil de begynder at nærme sig lysets hastighed. Men samtidig ændrer stoffet sin kvalitet. Dens nye tilstand kaldes "relativistisk degeneration." Det er beskrevet af en anden ligning, hvor trykkets afhængighed af tæthed er mindre stærk (som en potens på 4/3). Ved en strengt defineret masse af stjernen vil trykket af stjernens degenererede gas være nøjagtigt afbalanceret af tyngdekraften, og stjernen vil stabilisere sig. Hvis stjernens masse er større end denne værdi, vil gravitationskraften overstige gastrykket, og den hvide dværg vil blive tvunget til at skrumpe "til et punkt."
Hvis stjernens masse er mindre end den kritiske masse, vil den udvide sig, og dens dimensioner vil blive etableret inden for grænserne, når stjernen stabiliserer sig, det vil sige, at tyngdekraften er nøjagtigt stabiliseret af gastrykket.
Det er stadig uklart, hvordan denne stjerne kan skrumpe "til et punkt." Dette spørgsmål er meget svært, men samtidig spændende interessant. Lad os sige med det samme, at en stjerne ikke kan blive til et punkt. Overdreven kompression vil føre til dens transformation til et "sort hul".
Hvide dværge er stjerner med en stor masse (i størrelsesorden af Solen) og en lille radius (Jordens radius), som er mindre end Chandrasekhar-grænsen for den valgte masse, og er et produkt af udviklingen af røde kæmper . Processen med at producere termonuklear energi i dem er blevet stoppet, hvilket fører til særlige egenskaber disse stjerner. Ifølge forskellige skøn varierer deres antal i vores galakse fra 3 til 10% af den samlede stjernebefolkning.
I 1844 opdagede den tyske astronom og matematiker Friedrich Bessel, mens han observerede, en lille afvigelse af stjernen fra retlinet bevægelse, og gjorde den antagelse, at Sirius har en usynlig massiv ledsagerstjerne.
Hans antagelse blev bekræftet allerede i 1862, da den amerikanske astronom og teleskopbygger Alvan Graham Clark, mens han justerede den største refraktor på det tidspunkt, opdagede en svag stjerne nær Sirius, som senere blev døbt Sirius B.
Den hvide dværg Sirius B har en lav lysstyrke, og gravitationsfeltet påvirker dens lyse følgesvend ret mærkbart, hvilket indikerer, at denne stjerne har en ekstrem lille radius og en betydelig masse. Sådan blev en type objekt kaldet hvide dværge opdaget for første gang. Det andet lignende objekt var stjernen Maanen, der ligger i stjernebilledet Fiskene.
Uddannelsesmekanisme
Hvide dværge repræsenterer det sidste trin i udviklingen af en lille stjerne med en masse, der kan sammenlignes med Solens masse. Hvornår dukker de op? Når al brint i midten af en stjerne, ligesom vores sol, brænder ud, trækker dens kerne sig sammen til høje tætheder, mens de ydre lag udvider sig meget, og ledsaget af en generel dæmpning af lysstyrken bliver stjernen til en rød kæmpe. Den pulserende røde kæmpe smider derefter sin konvolut, da de ydre lag af stjernen er løst forbundet med den centrale varme og meget tætte kerne. Denne skal bliver efterfølgende til en ekspanderende planetarisk tåge. Som du kan se, er røde kæmper og hvide dværge meget nært beslægtede.
Kompressionen af kernen sker til ekstremt små størrelser, men overskrider ikke desto mindre Chandrasekhar-grænsen, det vil sige den øvre grænse for massen af en stjerne, hvor den kan eksistere som en hvid dværg.
Typer af hvide dværge
Spektralt er de opdelt i to grupper. Emissionen fra en hvid dværg er opdelt i den mest almindelige "brint"-spektraltype DA (op til 80% af totalen), som mangler heliumspektrallinjer, og den sjældnere "heliumhvide dværg" type DB, hvis stjernespektre mangler brint linjer.
Den amerikanske astronom Iko Iben foreslog forskellige scenarier for deres oprindelse: På grund af det faktum, at heliumforbrænding i røde giganter er ustabil, udvikler der sig periodisk en lagdelt heliumblus. Han foreslog med succes en mekanisme til at kaste skallen på forskellige stadier af udviklingen af en helium-flash - på sit højeste og i perioden mellem to blink. Dens dannelse afhænger af mekanismen for skalafgivelse, hhv.
Degenereret gas
Før Ralph Fowler forklarede tæthed og trykkarakteristika inde i hvide dværge i sit 1922 papir Dense Matter, stor tæthed Og fysiske træk sådan en struktur virkede paradoksal. Fowler foreslog, at i modsætning til hovedsekvensstjerner, for hvilke tilstandsligningen er beskrevet af egenskaberne for en ideel gas, er den hos hvide dværge bestemt af egenskaberne for en degenereret gas.
En graf over radius af en hvid dværg i forhold til dens masse. Bemærk, at den ultrarelativistiske Fermi-gasgrænse er den samme som Chandrasekhar-grænsen
En degenereret gas dannes, når afstanden mellem dens partikler bliver mindre end de Broglie-bølgen, hvilket betyder, at kvantemekaniske effekter forårsaget af gaspartiklernes identitet begynder at påvirke dens egenskaber.
Hos hvide dværge ødelægges atomernes skaller på grund af deres enorme tætheder under kraften fra det indre tryk, og stoffet bliver til elektron-kerneplasma, og den elektroniske del beskrives ved egenskaberne af en degenereret elektrongas, svarende til den elektronernes opførsel i metaller.
Blandt dem er de mest almindelige carbon-ilt med en skal bestående af helium og brint.
Statistisk set er den hvide dværgs radius sammenlignelig med Jordens radius, og dens masse varierer fra 0,6 til 1,44 solmasser. Overfladetemperaturen ligger i området op til 200.000 K, hvilket også forklarer deres farve.
Kerne
Hovedkarakteristik indre struktur er en meget høj kernedensitet, hvor gravitationsligevægt er forårsaget af en degenereret elektrongas. Temperaturen i det indre af den hvide dværg og tyngdekraftens kompression afbalanceres af trykket fra den degenererede gas, som sikrer den relative stabilitet af diameteren, og dens lysstyrke opstår hovedsageligt på grund af afkøling og kompression af de ydre lag. Sammensætningen afhænger af, hvor langt moderstjernen har udviklet sig, det er hovedsageligt kulstof med ilt og små blandinger af brint og helium, som bliver til degenereret gas.
Udvikling
Helium-flashen og afgivelsen af de ydre skaller fra den røde kæmpe bevæger stjernen langs Hertzsprung-Russell-diagrammet, hvilket forårsager dens fremherskende kemisk sammensætning. Livscyklus Den hvide dværg forbliver herefter stabil indtil dens afkøling, når stjernen mister sin lysstyrke og bliver usynlig, og går ind i stadiet af den såkaldte "sorte dværg" - det endelige resultat af evolutionen, skønt i moderne litteratur dette udtryk bruges mindre og mindre.
Stofstrømmen fra en stjerne til en hvid dværg, som ikke er synlig på grund af lav lysstyrke
Tilstedeværelsen af nærliggende stjernekammerater forlænger deres liv på grund af stoffets fald til overfladen gennem dannelsen af en tilvækstskive. Funktioner ved ophobning af stof i parrede systemer kan føre til ophobning af stof på overfladen af hvide dværge, hvilket i sidste ende fører til eksplosionen af en nova eller supernova (i tilfælde af særligt massive) af type Ia.
En kunstners indtryk af en supernovaeksplosion
Hvis tilvæksten i systemet "hvid dværg - rød dværg" er ikke-stationær, kan resultatet være en slags eksplosion af en hvid dværg (f.eks. U Gem (UG)) eller nova-lignende variable stjerner, hvis eksplosion er katastrofal .
Supernova remnant SN 1006 er en eksploderet hvid dværg, der var placeret i et binært system. Det fangede gradvist sagen om ledsagerstjernen, og den stigende masse fremkaldte en termonuklear eksplosion, der rev dværgen fra hinanden
Position på Hertzsprung-Russell diagrammet
I diagrammet indtager de den nederste venstre del, der tilhører den gren af stjerner, der forlod hovedsekvensen fra tilstanden af røde giganter.
Der er et område med varme stjerner med lav lysstyrke, som er den næststørste blandt stjerner i det observerbare univers.
Spektral klassificering
Mange hvide dværge i kuglehoben M4, Hubble-billede
De er tildelt en særlig spektral klasse D (fra de engelske dværge - dværge, nisser). Men i 1983 foreslog Edward Zion en mere præcis klassificering, der tager højde for forskellene i deres spektre, nemlig: D (underklasse) (spektralt træk) (temperaturindeks).
Der er følgende underklasser af spektrene DA, DB, DC, DO, DZ og DQ, som specificerer tilstedeværelsen eller fraværet af linier af hydrogen, helium, kulstof og metaller. Og de spektrale træk ved P, H, V og X tydeliggør tilstedeværelsen eller fraværet af polarisering, et magnetfelt i fravær af polarisering, variabilitet, ejendommelighed eller uklassificerbarhed af hvide dværge.
Svar på spørgsmål
Populærvidenskabelig film om heltene i vores artikel
Verden af himmellegemer
Folk har behandlet solen med kærlighed og særlig respekt i lang tid. Trods alt indså de allerede i oldtiden, at uden solen kunne hverken mennesket, dyret eller planten leve.
Solen er den stjerne, der er tættest på jorden. Ligesom andre stjerner er dette et enormt varmt himmellegeme, der konstant udsender lys og varme. Solen er kilden til lys og varme for alt liv på Jorden.
Brug oplysningerne til at skrive tallene i teksten.
Solens diameter er 109 gange Jordens diameter. Solens masse er 330 tusind gange større end vores planets masse. Afstanden fra Jorden til Solen er 150 millioner kilometer. Temperaturen på Solens overflade når 6 tusinde grader, og i midten af Solen - 15 - 20 millioner grader.
Med det blotte øje kan en person se omkring 6 tusind stjerner på nattehimlen. Forskere kender mange milliarder stjerner.
Stjerner varierer i størrelse, farve og lysstyrke.
Stjerner skelnes efter farve i hvid, blå, gul og rød.
Solen tilhører de gule stjerner.
Blå stjerner er de varmeste, efterfulgt af hvide, derefter gule og røde stjerner de koldeste.
For det meste klare stjerner, udsender 100 tusind gange mere lys end Solen. Men der er også dem, der skinner en million gange svagere end Solen.
Forskel mellem stjerner efter farve
Solen og de himmellegemer, der bevæger sig rundt om den, udgør solsystemet. Byg en model af solsystemet. For at gøre dette skal du forme modeller af planeter fra plasticine og placere dem i korrekt rækkefølge på et ark pap. Mærk navnene på planeterne og sæt dem på din model.
Lav krydsordet.
1. Den største planet solsystem. Svar: Jupiter
2. En planet, der har ringe, der er tydeligt synlige gennem et teleskop. Svar: Saturn
3. Planeten tættest på Solen. Svar: Merkur
4. Den fjerneste planet fra Solen. Svar: Neptun
5. Planeten, som vi lever på. Svar: Jorden
6. En planet er Jordens nabo, placeret tættere på Solen end Jorden. Svar: Venus
7. En planet er en nabo til Jorden, placeret længere fra Solen end Jorden.
Svar: Mars
8. Planet placeret mellem Saturn og Neptun. Svar: Uranus
Udnytte forskellige kilder information, forbered en besked om en stjerne, konstellation eller planet, som du gerne vil vide mere om. Skriv de grundlæggende oplysninger ned for din besked.
Mars- en af de fem planeter i solsystemet, der kan ses fra Jorden med det blotte øje. Fra Jorden ligner det en lille rød prik, hvorfor Mars nogle gange kaldes for den røde planet. Planeten bærer navnet på den gamle romerske krigsgud og har to satellitter, Phobos og Deimos. Dette er navnene på krigsgudens to sønner, de er oversat som "Frygt" og "Rædsel". Mars er den fjerde planet fra Solen. I mange egenskaber minder det meget om Jorden. Det har en atmosfære, årstiderne skifter på Mars. På begge planetens poler, ligesom på Jorden, er der iskapper. Mars er næsten halvt så stor som vores planet.
