БЯЛО ДЖУДЖЕ: ХАРАКТЕРИСТИКИ, СЪСТАВ, ФОРМАЦИЯ, ВИДОВЕ - ARTE - 2024

А бяло джудже е звезда в последните етапи на своята еволюция, която вече е използвал целия водорода в ядрото си, както и горивото по вътрешната си реактор. При тези обстоятелства звездата се охлажда и се свива невероятно поради собствената си гравитация.

В него има само топлината, съхранявана по време на съществуването му, така че по някакъв начин бялото джудже е като жаравата, която остава след гасенето на колосален огън. Ще минат милиони години, преди последният дъх от топлината си да го напусне, превръщайки го в студен и тъмен предмет.

Фигура 1. Затваряне на двоичната система Сириус А (главната звезда) и Сириус В (бяло джудже) при рентгенови снимки, направени от Чандра. Източник: Wikimedia Commons.

откритие

Въпреки че сега се знае, че са в изобилие, те никога не са били лесни за забелязване, тъй като са изключително малки.

Първото бяло джудже е открито от Уилям Хершел през 1783 г., като част от звездната система на Еридани 40, в съзвездието Еридано, чиято най-ярката звезда е Ахернар, видимо на юг (в северното полукълбо) през зимата.

40 Eridani е съставен от три звезди, една от тях, 40 Eridane A. е видима с просто око, но 40 Eridani B и 40 Eridani C са много по-малки. B е бяло джудже, докато C е червено джудже.

Години по-късно, след откриването на системата на 40 Еридани, немският астроном Фридрих Бесел открива през 1840 г., че Сириус, най-ярката звезда в Канис Майор, има дискретен спътник.

Бесел наблюдава малки синусоиди в траекторията на Сириус, чието обяснение не би могло да бъде освен близостта на друга по-малка звезда. Наричаше се Сириус В, около 10 000 пъти по-димен от великолепния Сириус А.

Оказа се, че Сириус В е също толкова малък или по-малък от Нептун, но с невероятно висока плътност и повърхностна температура 8000 К. И тъй като излъчването на Сириус В съответства на белия спектър, той стана известен като „бяло джудже“.

И оттам нататък всяка звезда с тези характеристики се нарича така, въпреки че белите джуджета също могат да бъдат червени или жълти, тъй като имат най-различни температури, като най-често се срещат белите.

характеристики

Към днешна дата са документирани около 9000 звезди, класифицирани като бели джуджета, според Sloan Digital Sky Survey (SDSS), проект, посветен на изработването на подробни триизмерни карти на известната вселена. Както казахме, те не са лесни за откриване поради слабата си светимост.

В близост до Слънцето има доста бели джуджета, много от тях открити от астрономите Г. Куйпер и У. Луйтен в началото на 1900 г. Затова основните му характеристики са проучени с относителна лекота, според наличната технология.

Най-забележителните са:

- Малък размер, съпоставим с планета.

- висока плътност.

- Ниска осветеност.

- Температури в диапазона от 100000 и 4000 К.

- Имат магнитно поле.

- Имат атмосфера на водород и хелий.

- Интензивно гравитационно поле.

- Ниска загуба на енергия поради радиация, поради което се охлажда много бавно.

Благодарение на температурата и светимостта се знае, че радиусите им са много малки. Бяло джудже, чиято повърхностна температура е подобна на тази на Слънцето, едва излъчва една хилядна от светимостта му. Следователно повърхността на джуджето трябва да бъде много малка.

Фигура 2. Сириус В и планетата Венера имат приблизително еднакъв диаметър. Tagged

Тази комбинация от висока температура и малък радиус прави звездата да изглежда бяла, както бе споменато по-горе.

По отношение на структурата им се спекулира, че те имат твърдо ядро ​​от кристален характер, заобиколено от материя в газообразно състояние.

Това е възможно поради последователните трансформации, които се извършват в ядрения реактор на звездата: от водород до хелий, от хелий до въглерод и от въглерод в по-тежки елементи.

Това е реална възможност, тъй като температурата в сърцевината на джуджето е достатъчно ниска, за да съществува такова твърдо ядро.

Всъщност бяло джудже, за което се смята, че има диамантено ядро ​​с диаметър 4000 км, се намира наскоро в съзвездието Алфа Кентавър, на 53 светлинни години от Земята.

Плътността на белите джуджета

Въпросът за плътността на белите джуджета предизвика голямо смущение сред астрономите в края на 19 и началото на 20 век. Изчисленията сочиха много високи плътности.

Бялото джудже може да има маса до 1,4 пъти по-голяма от тази на нашето Слънце, сгъстена до размера на Земята. По този начин плътността му е милион пъти по-голяма от тази на водата и е именно това, което поддържа бялото джудже. Как е възможно?

Квантовата механика твърди, че частици като електрони могат да заемат само определени енергийни нива. Съществува и принцип, който ограничава подреждането на електрони около атомното ядро: принципът на изключване на Паули.

Според това свойство на материята е невъзможно два електрона да имат едно и също квантово състояние в една и съща система. И освен това, в обикновената материя не всички разрешени енергийни нива обикновено са заети, само някои са.

Това обяснява защо плътността на земните вещества е само от порядъка на няколко грама на кубически сантиметър.

Изродена материя

Всяко енергийно ниво заема определен обем, така че регионът, който заема едно ниво, да не се припокрива с това на друго. По този начин две нива с една и съща енергия могат да съжителстват без проблем, стига да не се припокриват, тъй като има сила на дегенерация, която го предотвратява.

Това създава един вид квантова бариера, която ограничава свиването на материята в звезда, създавайки налягане, което компенсира гравитационния срив. Това поддържа целостта на бялото джудже.

Междувременно електроните запълват всички възможни енергийни позиции, бързо запълвайки най-ниските и само тези с най-висока енергия, които са на разположение.

При тези обстоятелства, при всички енергийни състояния заети, материята е в състояние, което във физиката се нарича изродено състояние. Това е състоянието на максимално възможна плътност, според принципа на изключване.

Но тъй като несигурността в положение △ x на електроните е минимална, поради високата плътност, по принципа на несигурността на Хайзенберг, несигурността в линейния момент △ p ще бъде много голяма, за да компенсира малката △ x и да изпълни Така:

△ x △ p ≥ ћ / 2

Където ћ е h / 2π, където h е константа на Планк. Така скоростта на електроните се доближава до скоростта на светлината и налягането, което оказват, се увеличава, тъй като сблъсъците също се увеличават.

Това квантово налягане, наречено налягане на Ферми, не зависи от температурата. Ето защо бялото джудже може да има енергия при всяка температура, включително абсолютна нула.

еволюция

Благодарение на астрономически наблюдения и компютърни симулации, формирането на типична звезда като нашето Слънце се извършва, както следва:

- Първо, газовият и космическият прах, изобилен от водород и хелий, се кондензират благодарение на гравитацията, за да създадат протостар, млад звезден обект. Protostar е бързо свиваща се сфера, температурата на която се увеличава постепенно в течение на милиони години.

- След достигане на критична маса и с повишаване на температурата ядреният реактор се включва вътре в звездата. Когато това се случи, синтезът на водород започва и звездата се присъединява към така наречената основна последователност (виж фигура 3).

- След време водородът в ядрото се изчерпва и започва запалването на водорода в най-външните слоеве на звездата, както и това на хелия в ядрото.

- Звездата се разширява, увеличава яркостта, намалява температурата си и става червена. Това е фазата на червения гигант.

- Най-външните слоеве на звездата се отделят благодарение на звездния вятър и образуват планетна мъглявина, въпреки че в нея няма планети. Тази мъглявина заобикаля сърцевината на звездата (много по-гореща), която след изчерпване на водородния резерв започва да гори хелий, за да образува по-тежки елементи.

- Мъглявината се разсейва, оставяйки договарящото ядро ​​на първоначалната звезда, която се превръща в бяло джудже.

Въпреки че ядреният синтез е спрял, въпреки че все още има материал, звездата все още има невероятен запас от топлина, който излъчва много бавно от радиация. Тази фаза продължава дълго време (около 10 ¹⁰ години, приблизителна възраст на Вселената).

- След като е студено, светлината, която излъчва, изчезва напълно и бялото джудже се превръща в черно джудже.

Фигура 3. Жизненият цикъл на звездите. Източник: Wikimedia Commons. Р. Н. Бейли

Еволюцията на Слънцето

Най-вероятно нашето Слънце поради своите характеристики преминава през описаните етапи. Днес Слънцето е възрастна звезда в основната последователност, но всички звезди го напускат в един момент, рано или късно, въпреки че по-голямата част от живота си е прекарана там.

Ще минат много милиони години, за да влезе в следващия етап на червения гигант. Когато това се случи, Земята и другите вътрешни планети ще бъдат погълнати от изгряващото Слънце, но преди това океаните най-вероятно ще се изпарят и Земята ще се превърне в пустиня.

Не всички звезди преминават през тези етапи. Зависи от неговата маса. Тези, които са много по-масивни от Слънцето, имат много по-зрелищен завършек, защото се оказват свръхнови. Остатъкът в този случай може да бъде особен астрономически обект, като черна дупка или неутронна звезда.

Ограничението на Чандрасехар

През 1930 г. 19-годишен индуистки астрофизик на име Субрахманян Чандрасехар определи съществуването на критична маса в звезди.

Звезда, чиято маса е под тази критична стойност, следва пътя на бяло джудже. Но ако масата му е над върха, дните му завършват с колосален взрив. Това е границата на Чандрасехар и е приблизително 1,44 пъти по-голяма от масата на нашето Слънце.

Изчислява се по следния начин:

Тук N е броят на електроните на единица маса, ћ е константата на Планк, разделена на 2π, с е скоростта на светлината във вакуум и G е универсалната гравитационна константа.

Това не означава, че звездите, по-големи от Слънцето, не могат да станат бели джуджета. През целия си престой в основната последователност звездата непрекъснато губи маса. Това прави и в стадия на своята червена гигантска и планетарна мъглявина.

От друга страна, веднъж превърната в бяло джудже, мощната гравитация на звездата може да привлече маса от друга близка звезда и да увеличи своята собствена. След като лимитът на Чандрасехар бъде превишен, краят на джуджето - и другата звезда - може да не е толкова бавен, колкото описания тук.

Тази близост може да рестартира изчезналия ядрен реактор и да доведе до огромна експлозия на свръхнови (свръхнови Ia).

композиция

Когато водородът в ядрото на звездата се трансформира в хелий, той започва да слепи въглеродни и кислородни атоми.

И когато резервът на хелий се изчерпи от своя страна, бялото джудже се състои главно от въглерод и кислород, а в някои случаи и неон и магнезий, при условие че ядрото има достатъчно налягане, за да синтезира тези елементи.

Фигура 4. Звездата AE Aquarii е пулсиращо бяло джудже. Източник: НАСА чрез Wikimedia commons.

Вероятно джуджето има тънка атмосфера на хелий или водород, тъй като тъй като повърхностната гравитация на звездата е висока, тежките елементи са склонни да се натрупват в центъра, оставяйки по-леките на повърхността.

В някои джуджета е възможно дори да се слеят неонови атоми и да се създадат твърди железни ядра.

обучение

Както казахме през предходните параграфи, бялото джудже се образува, след като звездата изчерпи своя водороден резерв. Тогава тя набъбва и се разширява, след което изхвърля материята под формата на планетарна мъглявина, оставяйки ядрото вътре.

Това ядро, изградено от изродена материя, е това, което е известно като звезда от бяло джудже. След като неговият термоядрен реактор се изключи, той се свива и охлажда бавно, губейки цялата си топлинна енергия и светимостта си.

Видове бели джуджета

За класифициране на звезди, включително бели джуджета, се използва спектралният тип, който от своя страна зависи от температурата. За назоваване на звездите джудже се използва главна буква D, последвана от една от тези букви: A, B, C, O, Z, Q, X. Тези други букви: P, H, E и V означават друга серия от характеристики много по-конкретно.

Всяка от тези букви обозначава отличителна черта на спектъра. Например звездата на DA е бяло джудже, чийто спектър има водородна линия. А DAV джудже има водородна линия и освен това V означава, че е променлива или пулсираща звезда.

И накрая, числото между 1 и 9 се добавя към поредицата от букви за обозначаване на температурния индекс n:

n = 50400 / ефективна Т на звездата

Друга класификация на белите джуджета се основава на тяхната маса:

- Около 0,5 М Слънце

- Средна маса: между 0,5 и 8 пъти M Sol

- Между 8 и 10 пъти по-голяма от масата на Слънцето.

Примери за бели джуджета

- Сириус Б в съзвездието Кан Майор, спътникът на Сириус А, най-ярката звезда в нощното небе. Това е най-близкото бяло джудже от всички.

- AE Aquarii е бяло джудже, което излъчва рентгенови импулси.

- 40 Еридани Б, далечни 16 светлинни години. Наблюдава се с телескоп

- HL Tau 67 принадлежи към съзвездието Телец и е променливо бяло джудже, първото по рода си открито.

- DM Lyrae е част от двоична система и представлява бяло джудже, което избухна като нова през 20 век.

- WD B1620 е бяло джудже, което също принадлежи към двоична система. Придружителната звезда е пулсираща звезда. В тази система има планета, която обикаля около тях и двете.

- Procyon B, спътник на Procyon A, в съзвездието на Малкото куче.

Фигура 5. Двойна система Procyon, бялото джудже е мъничка точка отдясно. Източник: Джузепе Донатиело чрез Flickr.

Препратки

1. Карол, Б. Въведение в съвременната астрофизика. 2-ри. Edition. Пиърсън.
2. Мартинес, Д. Звездната еволюция. Възстановени от: Google Книги.
3. Олайзола, I. Белите джуджета. Възстановено от: telesforo.aranzadi-zientziak.org.
4. Остер, Л. 1984. Модерна астрономия. Редакционно реверте.
5. Wikipedia. Бели джуджета. Възстановени от: es. wikipedia.org.
6. Wikipedia. Списък на белите джуджета. Възстановено от en.wikipedia.org.