Yıldız haberleri
Beyaz yıldızların adı. Gizemli beyaz cüceler
Bu üç gök cismi genetik olarak birbirleriyle akrabadır; denilebilir ki, aile bağları. Evriminin belirli bir aşamasında, büyük bir kırmızı dev (yarıçapı Güneş'in yarıçapından 21 kat daha büyüktür) fırlatır dış Bölüm madde ve bunun yerine, kırmızı devin yalnızca yaklaşık 10 kilometre yarıçaplı çıplak çekirdeği kalıyor, ancak içinde süper yoğun madde var. Bu bir beyaz cüce. Kırmızı devin fırlattığı madde (gaz) belli bir süre görünür kalır ve bir bulutsudan başka bir şey değildir. Şekil 8 Uçan Nebulayı göstermektedir. Kırmızı devler, beyaz cüceler ve bulutsular arasındaki bu bağlantı Sovyet astrofizikçi I.S. Shklovsky.
Kırmızı devler ve beyaz cüceler, parlaklık ile yüzey sıcaklığı arasında bilinen ilişkiyi gözlemlememeleri açısından diğer tüm sıradan yıldızlardan farklıdır. Kırmızı devlerin yüzey sıcaklığı nispeten düşük (sadece 3500 K), parlaklıkları ise çok yüksek. Kırmızı devler sıradan yıldızlar olsaydı, yüzey sıcaklıklarında çok daha az parlak bir şekilde parlarlardı. Kırmızı devlerin bu özelliği, yapılarından, ışıltıları için enerjiyi sıradan yıldızlardan tamamen farklı bir şekilde elde etmelerinden kaynaklanmaktadır.
Pirinç. 8. Kuğu takımyıldızındaki İpliksi Uçan Bulutsu
Kırmızı dev, bunun sonucunda içindeki tüm hidrojenin yandığı eski bir yıldızdır. nükleer reaksiyonlar ve helyuma dönüştü. Helyumu daha ağır olanlara dönüştüren diğer reaksiyonlar kimyasal elementler Sıcaklık buna yeterli olmadığı için oraya gidemiyorlar.
Kırmızı devin çekirdeği çok küçüktür: yarıçapı, yıldızın yarıçapının yalnızca binde biri kadardır. Yıldız geliştikçe konvektif çekirdeğinin kütlesinin ve boyutunun giderek azaldığı söylenmelidir. Ancak çekirdekte madde yoğunluğu çok büyüktür (yaklaşık santimetreküp başına 300 kilogram). Yıldızın çekirdeğinin sıcaklığı kırk milyon Kelvin'dir. Ancak kırmızı devin çekirdeği yıldızın tamamına enerji sağlayan bir füzyon fırını değil. Bundan önce içindeki tüm yakıt yanmıştı. Çekirdekte termonükleer reaksiyonlarla ilişkili şiddetli süreçler olmadığından tüm kısımlarındaki sıcaklık aynıdır, yani izotermaldir.
Kırmızı devin enerjisi, çekirdeği çevreleyen çok ince bir kabukta (kalınlığı yıldızın çekirdeğinin kalınlığından çok daha azdır) üretilir. Bu katmanda yıldızın malzemesinin sıcaklığı, çekirdekteki 40 milyon kelvin'den, katman dışındaki 25 milyon kelvin'e düşer. Bu kabuktaki maddenin yoğunluğu yıldızın çekirdeğindekinden birkaç bin kat daha azdır. Bu katmanda meydana gelen karbon-azot döngüsünün sıcaklık reaksiyonları sonucu enerji açığa çıkar. Bu reaksiyonların karakteristik özelliği, reaksiyonlara katılmasına rağmen karbonun tüketilmemesidir. O bir katalizördür. Reaksiyon döngüsü, karbonun bir hidrojen çekirdeği - bir proton ile etkileşimi ile başlar ve (altıncı reaksiyonda) aynı karbon çekirdeğinin oluşumuyla, ancak bir helyum çekirdeği (yani bir alfa parçacığı) ile birlikte sona erer. Bu reaksiyonların "kuru kalıntısı", hidrojenin oldukça karmaşık bir şekilde helyuma dönüştürülmesi ve buna karşılık gelen enerjinin salınmasıdır.
Açığa çıkan enerji, termonükleer reaksiyonların meydana geldiği kabuktan radyasyon yoluyla dışarıya doğru aktarılır. Ancak bu şekilde yıldızın yarıçapının yalnızca onda biri kadar bir mesafeye kadar nüfuz edebilir. Ayrıca yıldızın maddesinin yüksek opaklığı nedeniyle ışınımsal enerji aktarımı etkisiz hale gelir. Bu nedenle, enerjinin dışarıya doğru daha fazla aktarımı maddenin taşınımıyla gerçekleşir.
Örneğin Güneş'te konvektif bölge nispeten ince bir tabakayı kaplarken, kırmızı devde yıldızın "gövdesinin" çoğu konveksiyon halindedir.
Kırmızı devin anlatılan yapısı, yıldızın ömrü açısından oldukça optimaldir. Yıldızın çok yoğun bir çekirdeğe sahip olması, yıldızın yukarıda bulunan malzemesinin geri kalanını çok uzun süre tutmasına olanak tanır. Böyle yoğun bir çekirdek pratik olarak sıkışmaz, dolayısıyla ısınmaz. Uzun bir süre, yıldızın çekirdeğinde helyumun karbona dönüştürülmesinin termonükleer reaksiyonu meydana gelmez. Bu reaksiyon yüz milyonlarca Kelvin düzeyindeki sıcaklıklarda meydana gelir. Birkaç aşamadan geçiyor. Başlangıçta, çarpışan helyum çekirdekleri radyoaktif bir berilyum izotopu oluşturacak ve bu izotop, başka bir yüksek enerjili alfa parçacığıyla çarpıştığında kararlı bir karbon izotopu oluşturacak. Bu çok yüksek bir enerji açığa çıkarır: 7,3 milyon elektron volt.
Kırmızı devin çekirdeğinin sıcaklığı herhangi bir nedenle gerekli değere (yüz milyonlarca kelvin) yükseldiğinde, helyumun karbona dönüşümü başlayacak ve büyük miktarda enerji açığa çıkacak. Bu, bir yıldızın sözde helyum patlamasıdır. Çekirdekteki helyumun tamamı tükendiğinde reaksiyon yalnızca nispeten kısa bir sürede devam eder. ince tabaka ikinci kez yanan çekirdeği çevreleyen. Çekirdeğin, karbon-azot döngüsünün termonükleer reaksiyonlarının gerçekleştiği ve hidrojenin helyuma dönüşmeye devam ettiği daha büyük yarıçaplı başka bir kabukla çevrelendiğini hatırlayalım. Helyum patlamasının başlamasından önce kırmızı devin helyum çekirdeğinin kütlesinin, yıldızın toplam kütlesinden pratik olarak bağımsız olduğu ve Güneş'in kütlesinin yaklaşık yarısı kadar olduğu bulundu.
Bir helyum patlamasından sonra (daha doğrusu, helyumun çekirdeğin kendisinde yanmasından sonra), kırmızı dev "iki katmanlı" bir nükleer enerji kaynağına sahip bir yıldız haline gelir. Her iki katman da yukarıda açıklanmıştır. Yıldızın içinde açığa çıkan enerji arttıkça parlaklığı da artar. Kırmızı devin parlaklığı Güneş'in birkaç bin parlaklığına ulaşıyor (helyum patlamasından önceki 225 kat yerine). Tüm bunların sonucunda yıldız "şişir" ve yarıçapı felaket boyutunda büyür. İlk başta Güneş'in 21 yarıçapına eşit olsaydı, şimdi kırmızı devin boyutu Dünya'nın yörüngesine zar zor sığıyordu.
Hidrojen kabuğu yavaş yavaş dışarıya doğru kayar. Zamanla yıldızın toplam kütlesinin %70'i zaten onun içinde (çekirdekte) yoğunlaşmıştır. İki katmandan enerji salınımına sahip bir kırmızı dev, yaklaşık bir milyon yıl boyunca hayatta kalabilir. Nükleer reaksiyonlar sona erdikten sonra yıldızın dış kabuğu çekirdekten ayrılarak bir bulutsuya dönüşür. Ortaya çıkan gezegenimsi bulutsunun maddesi çok miktarda hidrojen içerir. Gezegenimsi bulutsu yaklaşık 30 km/s hızla genişliyor. Bu gerçeğe dayanarak, yıldızın dış katmanlarının ayrılmasının, çekirdekten yaklaşık bir astronomik birim uzaklıkta (yıldız, Dünya'nın yörüngesine eşit büyüklükte olduğunda) meydana geldiği hesaplanabilir. Bu hesaplamalarda yıldızın iç kısmının kütlesinin 0,8 güneş kütlesine eşit olduğu varsayılmıştır.
Kırmızı devlerin dış katmanları neden ve nasıl dökülüyor? Şu anda bu fenomenin tam bir teorisi yoktur. Soru çok zor. Ancak bu sıfırlamaya neden olabilecek nedenler açıktır. Bunlardan biri yıldızın çekirdeğinden gelen radyasyonun yarattığı çok yüksek ışık basıncıdır. Kabuğun ayrılması aynı zamanda maddesindeki dengesizliklerin bir sonucu olarak da meydana gelebilir. Kabuğun boyutları çok büyük olduğundan, bu tür bir kararsızlık salınımlı süreçlere neden olmalı ve bu da kabuk maddesinin termal rejiminde bir değişikliğe yol açmalıdır. Yıldızın kabuğunun çekirdekten ayrılması, güçlü konvektif kararsızlığın bir sonucu olarak da meydana gelebilir. Yıldızın fotosferi altında hidrojenin iyonlaşması sonucu oluşmuş olabilir. Öyle ya da böyle, kabuğun çekirdekten ayrılması meydana gelir ve gezegenimsi bir bulutsu oluşur. Ancak kırmızı devler yıldızlararası ortama yalnızca bulutsuları değil aynı zamanda toz parçacıklarını da salıyor. kozmik toz. Kırmızı devlerin soğuk, geniş atmosferlerinde toz taneleri oluşur. Gazın önemli bir kısmı moleküler halde olduğundan, bunun için koşullar vardır. Bu ölçümlerle doğrulanır kızılötesi radyasyon gezegenimsi bulutsulardan. Bu ölçümlerin sonuçları, toz parçacıklarından gelen bu radyasyonun önemli ölçüde fazla olduğunu göstermektedir. Gaz sıcak ve iyice karışmış olduğundan, gazlı bir ortamda toz parçacıkları oluşamaz.
Şimdi, kabuğunu yırttıktan sonra bir tür yıldıza, beyaz bir cüceye dönüşen kırmızı devin çekirdeğine bakmalıyız.
Kırmızı devin çekirdeği, çekirdekteki aşırı koşulların neden olduğu özel bir durumdaki maddeden oluşur. Bu durumdaki bir gaza “dejenere” denir. Maddedeki kuantum mekaniksel süreçlerin bir ürünüdür ve ne yazık ki özü prensipte yalnızca klasik fizik temelinde anlaşılamaz (ve açıklanamaz).
Dejenere gaz nedir?
Kırmızı devin çekirdeği iyonize gaz içerir yüksek yoğunluk. Tam olarak bu yoğunluğun çok yüksek olması nedeniyle gaz atomlarındaki yörünge elektronları normal basınçtaki atomlardan farklı hareket eder. Yörünge elektronlarının hareketi bir dizi kuantum sayısıyla düzenlenir (belirlenir). Bu tür 4 sayı vardır: Biri (ana sayı) atomdaki elektronun enerjisini belirler, ikincisi elektronun yörüngesel dönme momentinin değerini sabitler, üçüncüsü ise bu anın yöne izdüşümüdür. manyetik alan dördüncüsü kendi dönme momentinin büyüklüğünü, yani dönüşünü belirler. Bu, bir arabanın 4 rakamdan oluşan plakalarına benzetilebilir. Mevcut demir kural: Tam olarak aynı kuantum sayılarına sahip iki kuantum mekaniksel sistem olamaz (tıpkı tam olarak aynı sayılara sahip iki makinenin olamayacağı gibi). Bu başka bir şekilde açıklanabilir. İlk üç rakam (kuantum sayıları) parçacığın yörüngesini benzersiz bir şekilde tanımlar. Sonuçta, temel bir parçacık yalnızca belirli yörüngeler boyunca hareket edebilir, herhangi bir yörünge boyunca hareket edemez. Bu sadece kendi yörüngelerinde hareket eden bir atomdaki elektronlar için değil, aynı zamanda kendi türlerindeki bir topluluğa (topluluğa) girerek uzun süre önce doğal atomlarını kaybetmiş ve hareket eden bir metal parçasındaki elektronlar için de geçerlidir. Metaldeki bu elektronlar için kuantum yasası (Pauli ilkesi) net yörüngeleri belirler. Sıradan koşullar altında, yani sıradan basınç altında, kendilerine atanan yörüngelerden daha fazla parçacık olmadığında özel bir şey olmaz: her elektron kendisine atanan yörünge boyunca hareket eder. Ancak gaz parçacıklarının, gazın sıcaklığına ve kapladığı hacme bağlı olarak daha hızlı veya daha yavaş hareket edebildiğini biliyoruz. Ayrıca bir gazın sıcaklığı arttırılırsa parçacıklarının hareket hızının da artacağı bilinmektedir. Gaz basıncı, sıcaklığı ve hacminin nasıl ilişkili olduğu, iyi bilinen gaz kanunları veya diğer adıyla ideal gaz kanunları tarafından belirlenir. Ancak maddenin yoğunluğu çok yüksek olduğunda, kendilerine ayrılan yörüngeden daha fazla temel parçacık (elektron) olduğunda, gaz bu yasalara uymayı bırakır. Bu çok ciddi bir durum çünkü gaz artık olması gerektiği gibi davranmayı bırakıyor ve davranışı her türlü anlamın ötesine geçiyor. “Sağlıklı” kelimesini eklememiz gerekiyor. Ancak kuantum mekaniğinin sağduyunun aksine yaratıldığı biliniyor. Bununla birlikte, temel parçacıkların hareketi, aşağıdakiler de dahil olmak üzere kendi yasalarına tabidir: aşırı koşullar. Yani, kendilerine ayrılan yollardan daha fazla elektron olduğunda, Pauli ilkesi onların tek seferde bir değil, dörter birer tek bir yolda durmalarına izin veriyor. Normal basınç altında, tamamen üç kuantum sayısıyla belirlenen bir yörünge üzerinde iki elektron vardır, ancak dördüncü kuantum sayıları farklıdır. Kabaca söylemek gerekirse, iki elektron bir yol boyunca ilerler: bir elektron sola, diğeri sağa döner. Sırtlarının farklı, zıt olduğunu söylüyorlar ( ingilizce kelime"döndürme", "döndürme" anlamına gelir). Bir parçacığın dönüşünü belirleyen dördüncü kuantum sayısıdır. Yani, çok yüksek basınçta, yolların azlığı nedeniyle, aynı yolu yalnızca kendi eksenleri etrafında ters dönüşe sahip iki elektron tarafından değil, aynı zamanda iki ek elektron tarafından da işgal edilmesine izin verilir, ancak kategorik olarak katı bir gereklilik vardır: bunların olması gerekir. onları rahatsız etmemek için ilk ikisinden daha hızlı koşun. Ne kadar hızlı koşmaları gerektiği elektronların kendisi tarafından belirlenir, yani "zorunluluktan dolayı" daha hızlı koşarlar. Ancak bu gereksinime uyan elektronlar, dolayısıyla gaz yasalarına uyma fırsatına sahip değildir. Böylece sıradan bir gazda, gazın sıcaklığı düştüğünde parçacıkların hızı çok küçük olur. Aynı zamanda gaz basıncı da azalır. Bu süper yoğun gazın sıcaklığının düşmesi (buna dejenere denir) tamamen farklı bir konudur. Gazın sıcaklığı düştükçe parçacıkların hızlarının azalmasına izin verilmediğinden gazın basıncı düşmez. Sonuçta belirli bir duvardaki gaz basıncı, parçacıkların bu duvara çarpmasıyla oluşur. Hızlar yüksek olduğu için darbeler de güçlü oluyor. Sonuç olarak yüksek basınç. Ve bu düşük sıcaklıklarda. Bu, temelde gaz kanunlarına aykırıdır. Ancak gözlemlerle çelişmiyor. Yani kırmızı devlerin çekirdekleri dejenere gazdan oluşuyor. Doğal olarak bağımsız yıldızlara (beyaz cücelere) dönüştüklerinde hala yozlaşmış gazdan oluşuyorlar. Bu nedenle beyaz cücelerin davranışları uzmanları uzun süre şaşırttı. Bir beyaz cücenin içindeki koşulları gaz yasalarıyla açıklamak mümkün değildi.
Beyaz cüceler yaklaşık olarak Güneş'in kütlesine eşit bir kütleye ve Dünya'nın boyutuna eşit boyutlara sahiptir. Buradan maddenin ne kadar yoğun olduğu anlaşılıyor! Bir santimetreküp içerisine on tona kadar madde sığdırılıyor. Ancak bu koşullar altında yıldızın sıcaklığının çok yüksek olması, yani güçlü bir şekilde parlaması gerekir. Ve cüceler Güneş'ten yüzlerce, binlerce kat daha zayıf parlıyor. Bunun nedeninin beyaz cüceyi oluşturan gazın dejenere durumu olduğunu anlayana kadar bu bir paradokstu. Beyaz cüce yozlaşmış gaz yasalarına göre yaşıyor ve hiçbir paradoks olmadığı ortaya çıktı.
Sıradan yıldızların denge durumu (ne büzülmeleri ne de genişlemeleri) yıldızın maddesinin sıcaklığı tarafından belirlenir. Beyaz cüceler söz konusu olduğunda sıcaklık bu konuda devre dışıdır; basıncı oluşturan parçacıklar onun kontrolünü kaybettiği için yıldızın denge durumunu etkilemez. Ve denge belli bir basınçla sağlanır. Dejenere gaz yasalarına göre (Pauli prensibine göre), basıncı yalnızca gazın yoğunluğuna göre belirlenir. Dejenere bir gazın yoğunluğu ile basıncı arasındaki ilişki, ideal gazların uyduğu Clapeyron denkleminin yerini alır. Üstelik artık hiçbir şekilde sıcaklığa bağlı olmayan basınç, yoğunluğa ikincisinin ilk kuvveti olarak değil, çok daha güçlü bir şekilde bağlıdır: basınç, yoğunlukla 5/3'ün kuvvetiyle orantılıdır. Bu, yeni parçacıkların eklenmesiyle (yani yoğunluğun artmasıyla) basıncın (ve dolayısıyla parçacıkların hızının) artması gerektiği, böylece parçacıkların hızlarını o kadar ("zorunlulukla") artıracağı ve hala hareket edebilecekleri gerçeğini yansıtır. zaten "gereksiz" olan yeni parçacıkları yörüngeleri boyunca ilerletirler. Bir gazın dejenere olmasına neden olan şey, içindeki fazla parçacıkların varlığıdır. Dejenere bir gazın davranış kanunu bilindiğinde, gazın hangi yoğunluk ve sıcaklıkta dejenere hale geldiğini hesaplamak mümkündür. Bu tür hesaplamalar, yıldızların iç kesimlerinde ulaşılan yaklaşık 10 milyon Kelvin sıcaklıkta, yoğunluğunun santimetreküp başına 1 kilogramı aşması durumunda gazın dejenere olması gerektiğini göstermektedir. Bilindiği gibi sıradan yıldızların iç kısımlarında gaz yoğunluğu daha düşüktür, bu nedenle dejenere değildir ve gaz halinin olağan yasalarına tamamen uyar. Beyaz cüceler tamamen dejenere gazlardan oluşur. Sadece dışlarında ince bir "sıradan" gaz kabuğu var. Bu nedenle beyaz cücelerin yapısı sıradan yıldızlarda olduğu gibi parlaklıklarına bağlı değildir. Beyaz bir cüce, parlaklığı kütleye bağlı olmadığı için mutlak sıfırda bile kalabilir. Ancak cüceler kesinlikle bir bağımlılığa uyarlar: aynı kütleye sahip beyaz cücelerin boyutları da aynı olmalıdır. Diğer yıldızlar için böyle bir bağımlılığa hiçbir şekilde gerek yoktur. Sıcaklık orada her şeyi belirler.
Ayrıca beyaz cücenin kütlesi ne kadar büyük olursa yarıçapı da o kadar küçük olur. Yani, sınırlı bir kütlede bir cüce genellikle bir noktaya küçülebilir mi? Teorik çalışmalara göre doğada 2,2 güneş kütlesinden daha büyük kütleye sahip beyaz cüceler bulunamaz. Bu arada, beyaz cücenin kütlesi büyük ölçüde artarsa, dejenere gazdaki fazla elektronların sayısı giderek artar. Aynı yol üzerinde ilerlerken birbirlerine müdahale etmemek için ışık hızına yaklaşana kadar hızlarını daha da artırmak zorundalar. Ancak aynı zamanda maddenin niteliği de değişir. Yeni durumuna “göreli yozlaşma” adı veriliyor. Basıncın yoğunluğa bağımlılığının daha az güçlü olduğu (4/3'lük bir kuvvet gibi) başka bir denklemle tanımlanır. Yıldızın kesin olarak tanımlanmış bir kütlesinde, yıldızın dejenere gazının basıncı, yerçekimi kuvveti ile tam olarak dengelenecek ve yıldız dengelenecektir. Eğer yıldızın kütlesi bu değerden büyükse, o zaman çekim kuvveti gaz basıncını aşacak ve beyaz cüce “bir noktaya kadar” küçülmek zorunda kalacaktır.
Yıldızın kütlesi kritik kütleden azsa genişleyecek ve yıldızın sabitlendiği, yani yerçekimi kuvvetinin gaz basıncıyla tam olarak dengelendiği sınırlar dahilinde boyutları belirlenecektir.
Bu yıldızın nasıl "bir noktaya kadar" küçülebileceği belirsizliğini koruyor. Bu soru çok zor ama aynı zamanda heyecan verici derecede ilginç. Hemen söyleyelim ki bir yıldız noktaya dönüşemez. Aşırı sıkıştırma onun bir “kara deliğe” dönüşmesine yol açacaktır.
Beyaz cüceler, büyük bir kütleye (Güneş mertebesinde) ve küçük bir yarıçapa (Dünya'nın yarıçapı) sahip, seçilen kütle için Chandrasekhar sınırından daha az olan yıldızlardır ve kırmızı devlerin evriminin bir ürünüdür. . İçlerinde termonükleer enerji üretme süreci durduruldu, bu da özel özellikler bu yıldızlar. Çeşitli tahminlere göre, galaksimizdeki sayıları toplam yıldız popülasyonunun %3 ila %10'u arasında değişmektedir.
1844'te Alman gökbilimci ve matematikçi Friedrich Bessel gözlem yaparken yıldızın kendisinden biraz saptığını keşfetti. doğrusal hareket ve Sirius'un görünmez büyük bir eşlik yıldızı olduğu varsayımında bulundu.
Onun varsayımı, 1862'de Amerikalı gökbilimci ve teleskop yapımcısı Alvan Graham Clark'ın o zamanın en büyük refraktörünü ayarlarken Sirius'un yakınında daha sonra Sirius B olarak adlandırılan sönük bir yıldız keşfettiğinde doğrulandı.
Beyaz cüce Sirius B'nin parlaklığı düşüktür ve kütleçekim alanı, parlak yoldaşını oldukça belirgin bir şekilde etkiler; bu, bu yıldızın son derece küçük bir yarıçapa ve önemli bir kütleye sahip olduğunu gösterir. Beyaz cüceler adı verilen bir cisim türü ilk kez bu şekilde keşfedildi. İkinci benzer nesne, Balık takımyıldızında bulunan Maanen yıldızıydı.
Eğitim mekanizması
Beyaz cüceler, Güneş'in kütlesiyle karşılaştırılabilecek bir kütleye sahip küçük bir yıldızın evriminin son aşamasını temsil eder. Ne zaman ortaya çıkıyorlar? Güneşimiz gibi bir yıldızın merkezindeki hidrojenin tamamı yandığında çekirdeği büzülür. yüksek yoğunluklar Dış katmanlar büyük ölçüde genişlerken, genel bir parlaklık azalmasıyla birlikte yıldız kırmızı bir deve dönüşüyor. Titreşen kırmızı dev daha sonra yıldızın dış katmanları merkezdeki sıcak ve çok yoğun çekirdeğe gevşek bir şekilde bağlandığından zarfını atar. Bu kabuk daha sonra genişleyen bir gezegenimsi bulutsuya dönüşür. Gördüğünüz gibi kırmızı devler ve beyaz cüceler çok yakından ilişkilidir.
Çekirdeğin sıkıştırılması son derece küçük boyutlarda meydana gelir, ancak yine de Chandrasekhar sınırını, yani bir yıldızın beyaz cüce olarak var olabileceği kütlesinin üst sınırını aşmaz.
Beyaz cüce türleri
Spektral olarak iki gruba ayrılırlar. Beyaz bir cücenin emisyonu, helyum spektral çizgileri olmayan en yaygın "hidrojen" spektral tip DA (toplamın %80'ine kadar) ve yıldız spektrumları hidrojen içermeyen daha nadir "helyum beyaz cüce" tip DB olarak ikiye ayrılır. çizgiler.
Amerikalı gökbilimci Iko Iben, bunların kökeni için çeşitli senaryolar önerdi: Kırmızı devlerdeki helyum yanmasının kararsız olması nedeniyle, periyodik olarak katmanlı bir helyum patlaması gelişiyor. Bir helyum flaşının gelişiminin farklı aşamalarında - zirvede ve iki flaş arasındaki dönemde - kabuğun atılması için bir mekanizmayı başarıyla önerdi. Oluşumu sırasıyla kabuk atma mekanizmasına bağlıdır.
Dejenere gaz
Ralph Fowler, 1922 tarihli Yoğun Madde adlı makalesinde beyaz cücelerin içindeki yoğunluk ve basınç özelliklerini açıklamadan önce, yüksek yoğunluk Ve fiziksel özellikler böyle bir yapı paradoksal görünüyordu. Fowler, durum denkleminin ideal bir gazın özellikleriyle tanımlandığı ana dizi yıldızlarının aksine, beyaz cücelerde bunun dejenere bir gazın özellikleriyle belirlendiğini öne sürdü.
Beyaz bir cücenin yarıçapının kütlesine karşı grafiği. Ultrarelativistik Fermi gaz limitinin Chandrasekhar limitiyle aynı olduğuna dikkat edin.
Parçacıkları arasındaki mesafe de Broglie dalgasından daha az olduğunda dejenere bir gaz oluşur; bu, gaz parçacıklarının kimliğinin neden olduğu kuantum mekaniksel etkilerin gazın özelliklerini etkilemeye başladığı anlamına gelir.
Beyaz cücelerde, muazzam yoğunlukları nedeniyle, iç basınç kuvveti altında atomların kabukları yok edilir ve madde, elektron-nükleer plazma haline gelir ve elektronik kısım, dejenere bir elektron gazının özellikleriyle tanımlanır. Elektronların metallerdeki davranışı.
Bunlar arasında en yaygın olanı, helyum ve hidrojenden oluşan bir kabuğa sahip olan karbon-oksijendir.
İstatistiksel olarak beyaz cücenin yarıçapı Dünya'nın yarıçapı ile karşılaştırılabilir ve kütlesi 0,6 ile 1,44 güneş kütlesi arasında değişmektedir. Yüzey sıcaklığı 200.000 K'ye kadar çıkabilir, bu da onların rengini açıklamaktadır.
Çekirdek
Ana karakteristik iç yapı dejenere bir elektron gazının yerçekimsel dengeye neden olduğu çok yüksek bir çekirdek yoğunluğudur. Beyaz cücenin iç kısmındaki sıcaklık ve yerçekimsel sıkıştırma, çapın göreceli stabilitesini sağlayan dejenere gazın basıncıyla dengelenir ve parlaklığı esas olarak dış katmanların soğuması ve sıkıştırılması nedeniyle oluşur. Bileşimi ana yıldızın ne kadar evrimleştiğine bağlıdır; esas olarak oksijenli karbon ve dejenere gaza dönüşen küçük hidrojen ve helyum karışımlarından oluşur.
Evrim
Helyum patlaması ve kırmızı devin dış kabuklarının dökülmesi, yıldızı Hertzsprung-Russell diyagramı boyunca hareket ettirerek onun baskın olmasına neden olur. kimyasal bileşim. Yaşam döngüsü Bundan sonra beyaz cüce, yıldızın parlaklığını kaybedip görünmez hale geldiği ve evrimin nihai sonucu olan "kara cüce" aşamasına girdiği soğuyana kadar sabit kalır. modern edebiyat bu terim giderek daha az kullanılıyor.
Düşük parlaklık nedeniyle görülemeyen bir yıldızdan beyaz cüceye madde akışı
Yakındaki yıldız arkadaşlarının varlığı, maddenin bir birikim diski oluşumu yoluyla yüzeye düşmesi nedeniyle yaşamlarını uzatır. Eşleştirilmiş sistemlerde madde birikiminin özellikleri, beyaz cücelerin yüzeyinde madde birikmesine yol açabilir, bu da sonuçta Ia tipi bir nova veya süpernovanın (özellikle büyük olanlar durumunda) patlamasına yol açar.
Bir sanatçının süpernova patlaması izlenimi
“Beyaz cüce – kırmızı cüce” sistemindeki birikim durağan değilse, sonuç bir tür beyaz cüce patlaması (örneğin, U Gem (UG)) veya nova benzeri değişken yıldızların patlaması olabilir ve bunların patlaması felakettir. .
Süpernova kalıntısı SN 1006, ikili sistemde bulunan patlamış bir beyaz cücedir. Yavaş yavaş yoldaş yıldızın maddesini ele geçirdi ve artan kütle, cüceyi parçalayacak bir termonükleer patlamaya neden oldu.
Hertzsprung-Russell diyagramındaki konum
Diyagramda, ana diziyi kırmızı devlerin durumundan bırakan yıldız dalına ait sol alt kısmı işgal ediyorlar.
Gözlemlenebilir Evrendeki yıldızlar arasında ikinci en büyük olan, düşük parlaklığa sahip sıcak yıldızlardan oluşan bir bölge vardır.
Spektral sınıflandırma
M4 küresel kümesindeki birçok Beyaz Cüce, Hubble görüntüsü
Özel bir spektral sınıf D'ye tahsis edilirler (İngiliz Cücelerinden - cüceler, cüceler). Ancak 1983'te Edward Zion, spektrumlarındaki farklılıkları dikkate alan daha kesin bir sınıflandırma önerdi: D (alt sınıf) (spektral özellik) (sıcaklık indeksi).
Hidrojen, helyum, karbon ve metal çizgilerinin varlığını veya yokluğunu belirten DA, DB, DC, DO, DZ ve DQ spektrumlarının aşağıdaki alt sınıfları vardır. Ve P, H, V ve X'in spektral özellikleri, beyaz cücelerin polarizasyonunun, değişkenliğinin, tuhaflığının veya sınıflandırılamazlığının yokluğunda bir manyetik alan olan polarizasyonun varlığını veya yokluğunu açıklığa kavuşturur.
Sorulara verilen cevaplar
Makalemizin kahramanları hakkında popüler bilim filmi
Gök cisimleri dünyası
İnsanlar uzun zamandır güneşe sevgi ve özel saygıyla davrandılar. Sonuçta, eski zamanlarda ne insanın, ne canavarın ne de bitkinin güneş olmadan yaşayamayacağını anladılar.
Güneş dünyaya en yakın yıldızdır. Diğer yıldızlar gibi bu da sürekli ışık ve ısı yayan devasa, sıcak bir gök cismi. Güneş, dünyadaki tüm yaşamın ışık ve ısı kaynağıdır.
Bilgileri kullanarak metindeki sayıları yazın.
Güneş'in çapı Dünya'nın çapının 109 katıdır. Güneş'in kütlesi gezegenimizin kütlesinden 330 bin kat daha fazladır. Dünya'nın Güneş'e uzaklığı 150 milyon kilometredir. Güneş'in yüzeyindeki sıcaklık 6 bin dereceye, Güneş'in merkezinde ise 15-20 milyon dereceye ulaşıyor.
Çıplak gözle bir kişi gece gökyüzünde yaklaşık 6 bin yıldızı görebilir. Bilim insanları milyarlarca yıldızı tanıyor.
Yıldızların boyutları, renkleri ve parlaklıkları farklılık gösterir.
Yıldızlar renklerine göre beyaz, mavi, sarı ve kırmızı olarak ayrılır.
Güneş sarı yıldızlara aittir.
Mavi yıldızlar en sıcaktır, onu beyaz yıldızlar, ardından sarı yıldızlar ve en soğuk yıldızlar da kırmızı yıldızlardır.
En çok parlak yıldızlar Güneş'ten 100 bin kat daha fazla ışık yayar. Ancak Güneş'ten milyon kat daha zayıf parlayanlar da var.
Yıldızların renklerine göre farkı
Güneş ve onun etrafında dönen gök cisimleri güneş sistemini oluşturur. Güneş sisteminin bir modelini oluşturun. Bunu yapmak için, gezegenlerin modellerini hamuru kullanarak şekillendirin ve bunları doğru sıra bir karton levha üzerinde. Gezegenlerin adlarını etiketleyin ve modelinize yapıştırın.
Bulmaca çöz.
1. En büyük gezegen Güneş Sistemi. Cevap: Jüpiter
2. Teleskopla açıkça görülebilen halkalara sahip bir gezegen. Cevap: Satürn
3. Güneş'e en yakın gezegen. Cevap: Merkür
4. Güneş'e en uzak gezegen. Cevap: Neptün
5. Üzerinde yaşadığımız gezegen. Cevap: Dünya
6. Gezegen, Dünya'nın komşusudur ve Güneş'e Dünya'dan daha yakındır. Cevap: Venüs
7. Gezegen, Dünya'nın komşusudur ve Güneş'e Dünya'dan daha uzakta bulunur.
Cevap: Mars
8. Satürn ve Neptün arasında bulunan gezegen. Cevap: Uranüs
Faydalanmak çeşitli kaynaklar hakkında daha fazla bilgi edinmek istediğiniz bir yıldız, takımyıldızı veya gezegen hakkında bir mesaj hazırlayın. Mesajınızın temel bilgilerini yazın.
Mars- Güneş sistemindeki, Dünya'dan çıplak gözle görülebilen beş gezegenden biri. Dünya'dan bakıldığında küçük bir kırmızı nokta gibi görünüyor, bu yüzden Mars'a bazen Kızıl Gezegen deniyor. Gezegen, antik Roma savaş tanrısının adını taşıyor ve Phobos ve Deimos adında iki uydusu var. Bunlar savaş tanrısının iki oğlunun isimleridir, “Korku” ve “Dehşet” olarak tercüme edilirler. Mars Güneş'ten dördüncü gezegendir. Birçok özelliğiyle Dünya'ya çok benzer. Bir atmosferi var, Mars'ta mevsimler değişiyor. Gezegenin her iki kutbunda da Dünya'da olduğu gibi buz tabakaları var. Mars gezegenimizin neredeyse yarısı kadardır.
