Beli palčki: značilni, fotografija

V vesolju je materija pogosto v državah, ki so precej ekstremne za naš planet. Ni visokih temperatur in pritiskov, močnih gravitacijskih in magnetnih polj, intenzivnega trdega sevanja, zaradi česar bi lahko nastala in se razvila kompleksna biosfera. Vendar je skrajnost predmeta velika konvencija, ker so za vesolje takšna stanja snovi precej pogosta. Človeštvo se je o njih najprej naučilo z odkritjem posebnega razreda zvezd - belih palčkov.

Odkrivanje čudnih predmetov

Zgodovina preučevanja nenavadnih zvezd se je začela v začetku 20. stoletja, ko so astronomi združili rezultate opazovanj več tesno razporejenih več zvezdnih sistemov - 40 Eridani, Sirius in Procyon. Izkazalo se je, da je v vsakem od teh sistemov značilna nenavadna kombinacija lastnosti. Njihovi orbitalni parametri so pokazali dokaj veliko maso, primerljivo z maso navadne zvezde; spektralne karakteristike so pokazale visoko temperaturo. Svetlost teh predmetov se je izkazala za zelo nizko - bile so šibke, motne zvezdice.

Leta 1917 je bil odkrit prvi samostojni objekt s podobnimi lastnostmi - zvezda Van Maanena, ki se nahaja 14 svetlobnih let od Sonca. Njegova masa je 0,7 sončnih mas, hkrati pa naše sonce seva več kot pet tisočkrat močnejše od zvezde Van Maanen, poimenovane po svojem odkritelju - nizozemskem astronomu, ki je delal v Združenih državah.

Leta 1922 je drugi japonski Američan V. Ya Leyten, ki je odkril več takšnih predmetov, predlagal ime za ta razred zvezd, ki ga še danes uporabljamo: »beli škrat«. Tu izraz "bela" pomeni "vroč" in je povezan s spektralnimi značilnostmi.

Malo o evoluciji zvezd

Ključni parameter vseh zvezd je masa. Določa intenzivnost vseh procesov, ki se pojavljajo v zvezdi, saj je tlak, gostota in s tem temperatura snovi v njenih globinah odvisna od mase zvezde. In večja je vrednost teh količin, večja je verjetnost vsakega dejanja termonuklearna fuzija, to pomeni, da nadaljuje z večjo intenzivnostjo. Stabilnost zvezde vzdržuje ravnotežje med silo njene gravitacijske kompresije in silo pritiska, ki jo oddaja zaradi sproščanja energije med jedrskimi reakcijami.

Masa določa tudi trajanje stabilnega obstoja zvezde, dokler se ne izčrpa vodik kot termonuklearno gorivo (faza "glavnega zaporedja") in njegova kasnejša usoda. Ob koncu tega obdobja njihovega življenja zvezde, odvisno od svoje mase, doživljajo določene spremembe, kar je posledica njihovega preoblikovanja v objekte enega od treh tipov: bele palčke, nevtronske zvezde ali črne luknje. Zainteresirani bomo za prvo možnost.

Rdeče velikansko srce

Če masa zvezde ne presega določenega praga (1,44) Mase sonca, ona je usojena, da postane škrat. Kako se to dogaja? Po izčrpanju vodika se v središču zvezde oblikuje gosto helijsko jedro - v bistvu žlindra, ki se je kopičila v času njene življenjske dobe.

Energija ni več preusmerjena iz središča, kar pomeni, da se temperatura in gostota povečata, ker je zvezda stisnjena zaradi lastne gravitacije. V nekem trenutku dosežejo takšno vrednost, pri kateri je helij že sposoben vstopiti v sintezno reakcijo in tvoriti ogljik. V tem času se v lupini zvezde odvijajo procesi, ki vodijo do nabrekanja in ohlajanja zunanjih predelov. Zvezda postane rdeči velikan.

Jedro rdečega velikana ima izotermne lastnosti, ki jih ohlaja predvsem ne emisija sevanja s površine, temveč zaradi energije nevtrinov, delcev, za katere je jedro prosojno.

Rdeči velikan je nestabilna zvezda. Na koncu izgubi svoje zunanje plasti - to ustvarja tako spektakularne kozmične pojave kot planetarne meglice. Samo vroče helijsko jedro z višjo ali nižjo vsebnostjo ogljika in v zelo nizki koncentraciji težji elementi (kisik) ostane. To jedro je beli škrat.

Plinska degeneracija

Masa tega jedra je primerljiva z maso Sonca, vendar je velikost dva reda velikosti manjša od velikosti naše zvezde. Zato sklepamo: gostota belih palčkov je ogromna. Lahko se giblje od več sto kilogramov do tisoč ton na kubični centimeter. Kaj je snov v takem stanju: trdna ali morda tekoča? Ne, trdne snovi in ​​tekočine ne morejo obstajati pri takšnih gostotah, ki daleč presegajo najbolj kompaktno pakiranje atomov v snovi. To je posebno stanje snovi.

Zaradi ogromnih pritiskov se uničijo elektronske lupine atomov v tem plinu. Snov je monstruozno stisnjena plazma, katere vedenje lahko opišemo le z uporabo kvantne mehanike. Elektroni ne morejo imeti enakih kvantnih stanj (»Paulijeva prepoved«), zaradi katerih njihove hitrosti prevzamejo različne vrednosti. V navadnem plinu je temperatura povezana s hitrostjo delcev. V tem primeru, ne glede na temperaturo, ki jo ima snov, hitrosti elektronov niso povezane z njo in lahko dosežejo relativistične vrednosti. Takšen elektronski plin se imenuje degeneriran.

Chandrasekharjeva meja

Tlak degeneriranega plina je določen z njegovo gostoto. Kot nasprotna sila gravitacijske kompresije ima neposredno odvisnost (toda v različnem obsegu) od mase belih palčkov in nasprotno od njihovega polmera. To pomeni, da obstajajo takšne masovne vrednosti, pri katerih bo pritisk uravnotežil gravitacijo, kar bo zagotovilo stabilen obstoj pritlikavca. Če je kritična vrednost 1,44 sončnih mas presežena, škrat ne bo pritlikav: tlak ne bo ustavil stiskanja, polmer se bo še naprej zmanjševal in nastajala bo nevtronska zvezda.

Ta kritična masa se imenuje Chandrasekharjeva meja v čast indijskemu fiziku, ki je dokazal svoj obstoj leta 1931. Večja je masa škrata, manjši je njen polmer. Sila gravitacije na takšne zvezde je desetkrat višja od sile sonca. Toda Sonce je še vedno pred nami: v nekaj milijardah letih je usojeno, da postane kot škrat.

O temperaturi, velikosti in svetilnosti

Temperatura površine belih palčkov lahko doseže več deset ali celo sto tisoč stopinj (Sonce ima približno 5800 K), dimenzije pa so primerljive z velikostjo Zemlje, torej je območje sevalne površine izredno majhno. Zdaj je jasno, zakaj imajo tako nizko svetilnost - so le majhne.

Nimajo svojih lastnih termonuklearnih virov energije, njihova svetilnost pa je posledica velike oskrbe z notranjo toploto, ki ni odvisna od telesne teže, temveč od starosti. Škrat se lahko ohladi zelo dolgo - deset ali celo stotine milijard let, ravno zato, ker oddaja sevanje skozi majhno površino. Mladi vroči pritlikavi se hitreje ohladijo. Maksimalno sevanje sega na rentgenski in trdi ultravijolični obseg. Torej je v rentgenski sliki Siriusa majhen Sirius B močnejši od Siriusa A - najsvetlejše zvezde v zemeljskem nebu.

Spektri in kemična sestava

Za te zanimive objekte je dodeljen poseben spektralni razred D, v katerem je več podkategorij, povezanih s značilnostmi spektrov, ki odražajo sestavo tanke atmosfere palčkov.

Atmosfera je lahko vodik ali helij, lahko pa jo zaznamuje prisotnost obeh elementov in primesi težjih (vse, kar je težje od helija, v astronomiji imenujemo »kovine«). Linije ogljika, kisika, kalcija, železa (včasih je težko razložiti njihovo prisotnost) najdemo v spektrih mnogih belih palčkov.

Značilnosti podtalne sestave so po sodobnih modelih naslednje: vsebujejo precej ogljika in kisika (kolikor je starševska zvezda »delovala«) in helij z majhno količino vodika. Jedra vseh teh elementov tvorijo mrežo, elektroni pa so degeneriran plin, zato ima snov nekaj lastnosti, ki ga pripeljejo blizu kovine, na primer visoka toplotna prevodnost.

Beli palčki v tesnih binarnih sistemih

Palčki so lahko del binarnih sistemov, katerih zvezdne komponente so tako blizu, da izmenjujejo materijo. V tem primeru bo masivna, gosta pritlikavec sama povlekla spremljajočo snov.

Vodik iz sosednje zvezde na vroči površini pritlikavca se segreje na temperaturo, pri kateri se začne termonuklearna fuzija. V tem primeru je bliskavica, imenovana nova zvezda.

Če, ko vodik pade na pritlikavec, njegova masa preseže Chandrasekharjevo mejo, pride do kolapsa, ki ga spremlja eksplozija supernove tipa Ia. Opazovanje takšnih supernov v oddaljenih galaksijah je zelo zanimivo, saj je razdalja do galaksij določena s svetlobo bliskavic z enakimi lastnostmi.

Skrivnostni predmeti

Beli pritlikavci so v vesolju sploh ne redki, vendar jih je težko opazovati zaradi nizke svetilnosti. Včasih pa imajo znanstveniki srečo, da najdejo zanimive pojave.

Na primer, v 1600 svetlobnih letih od nas v ozvezdju Raka je tesen sistem, ki ga tvorita dva škrata. Astronomi menijo, da so oddaljeni le 80.000 km - petkrat manj kot od Zemlje do Lune. Obdobje medsebojne obdelave je 5,4 minute. Možno je, da se bosta kmalu združili in se bo pojavila eksplozija supernove. Kako se je izkazalo, da so sestavni deli tega sistema tako tesni skupaj, še ni jasno.

Zgoraj so bile omenjene kovinske črte v spektrih škratov. Znanstveniki verjamejo, da lahko ti elementi kažejo na uničenje planetov v procesu smrti starševske zvezde. Kdo ve, morda v daljni prihodnosti, vse, kar ostane od našega planeta, bodo sledovi silicija, železa in kisika v spektru pritlikavca, v katerega se bo obrnilo sonce. Ne bi se smeli razburiti: zgodilo se bo zelo kmalu.

Tudi podrobnosti procesov, ki vodijo do rojstva teh neverjetnih objektov, niso povsem razumljive, njihov model evolucije pa še zdaleč ni popoln. Torej so beli pritlikavi zvezde, ki imajo astrofiziki še vedno veliko presenečenj, kljub temu, da ima zgodovina njihovega študija več kot sto let.