Valge kääbus on täht, mis on meie kosmoses üsna levinud. Teadlased nimetavad seda tähtede evolutsiooni tulemuseks, arengu viimaseks etapiks. Kokku on tähekeha modifitseerimisel kaks stsenaariumi, ühel juhul on lõppstaadiumiks neutrontäht, teisel must auk. Kääbikud on evolutsiooni viimane samm. Nende ümber on planeedisüsteemid. Teadlased suutsid selle kindlaks teha, uurides metalliga rikastatud proove.
Taust
Valged kääbused on tähed, mis pälvisid astronoomide tähelepanu aastal 1919. Esimest korda avastas sellise taevakeha Hollandi teadlane Maanen. Spetsialist tegi oma aja kohta üsna ebatüüpilise ja ootamatu avastuse. Kääbus, keda ta nägi, nägi välja nagu täht, kuid selle suurus oli ebastandardne. Spekter oli aga selline, nagu oleks tegemist massiivse ja suure taevakehaga.
Sellise kummalise nähtuse põhjused on teadlasi köitnud juba mõnda aega, mistõttu on valgete kääbuste ehituse uurimisega palju vaeva nähtud. Läbimurre tehti siis, kui nad väljendasid ja tõestasid oletust mitmesuguste metallkonstruktsioonide rohkusest taevakeha atmosfääris.
Tuleb selgitada, et metallid on astrofüüsikas kõikvõimalikud elemendid, mille molekulid on raskemad kui vesinik, heelium ja nende keemiline koostis on progressiivsem kui need kaks ühendit. Heelium, vesinik, nagu teadlastel õnnestus kindlaks teha, on meie universumis laiem alt levinud kui kõik teised ained. Sellest lähtuv alt otsustati kõik muu nimetada metallideks.
Teema arendus
Kuigi Päikesest väga erineva suurusega valgeid kääbusi nähti esimest korda kahekümnendatel aastatel, avastasid inimesed alles pool sajandit hiljem, et metallstruktuuride olemasolu tähe atmosfääris ei ole tüüpiline nähtus. Nagu selgus, nihkuvad need atmosfääri sattudes lisaks kahele enamlevinud ainele, raskematele, sügavamatesse kihtidesse. Rasked ained, mis kuuluvad heeliumi ja vesiniku molekulide hulka, peavad lõpuks liikuma tähe tuuma.
Sellel protsessil oli mitu põhjust. Valge kääbuse raadius on väike, sellised tähekehad on väga kompaktsed - pole asjata oma nime saanud. Keskmiselt on raadius võrreldav maa omaga, samas kui kaal on sarnane meie planeedisüsteemi valgustava tähe kaaluga. Selline mõõtmete ja kaalu suhe põhjustab erakordselt suure gravitatsioonilise pinnakiirenduse. Järelikult toimub raskmetallide sadestumine vesiniku ja heeliumi atmosfääris vaid mõni Maa päev pärast seda, kui molekul siseneb gaasilise kogumassi.
Omadused ja kestus
Mõnikord valgete kääbuste tunnusedon sellised, et raskete ainete molekulide settimise protsess võib pikaks ajaks edasi lükata. Kõige soodsamad variandid Ma alt vaatleja seisukoh alt on protsessid, mis kestavad miljoneid, kümneid miljoneid aastaid. Kuid sellised ajavahemikud on erakordselt lühikesed, võrreldes tähekeha enda elueaga.
Valge kääbuse areng on selline, et enamik inimese poolt hetkel vaadeldud moodustisi on juba mitusada miljonit Maa aastat vanad. Kui võrrelda seda kõige aeglasema metallide neeldumisprotsessiga tuumas, on erinevus enam kui märkimisväärne. Seetõttu võimaldab metalli tuvastamine teatud vaadeldava tähe atmosfääris kindl alt järeldada, et kehal ei olnud algselt sellist atmosfääri koostist, vastasel juhul oleksid kõik metallisulused ammu kadunud.
Teooria ja praktika
Eespool kirjeldatud tähelepanekud, aga ka paljude aastakümnete jooksul valgete kääbuste, neutrontähtede ja mustade aukude kohta kogutud teave viitasid sellele, et atmosfäär saab välistest allikatest metallilisi kandjaid. Teadlased otsustasid kõigepe alt, et see on tähtede vaheline keskkond. Taevakeha liigub läbi sellise aine, kogub selle pinnale keskkonna, rikastades seeläbi atmosfääri raskete elementidega. Kuid edasised tähelepanekud näitasid, et selline teooria on vastuvõetamatu. Nagu eksperdid täpsustasid, saaks sellise atmosfäärimuutuse korral kääbus vesinikku peamiselt väljastpoolt, kuna tähtedevahelise keskkonna moodustas põhiosa vesinik jaheeliumi molekulid. Ainult väike osa keskkonnast on rasked ühendid.
Kui valgete kääbuste, neutrontähtede ja mustade aukude esmastest vaatlustest koostatud teooria end õigustaks, koosneksid kääbused vesinikust kui kõige kergemast elemendist. See ei võimaldaks isegi heeliumi taevakehade olemasolu, sest heelium on raskem, mis tähendab, et vesiniku akretsioon varjaks selle välisvaatleja silma eest täielikult. Heeliumi kääbuste olemasolu põhjal jõudsid teadlased järeldusele, et tähtedevaheline keskkond ei saa olla ainus ja isegi peamine metallide allikas tähekehade atmosfääris.
Kuidas seletada?
Eelmise sajandi 70ndatel musti auke ehk valgeid kääbusi uurinud teadlased väitsid, et metallide kandmist võib seletada komeetide langemisega taevakeha pinnale. Tõsi, omal ajal peeti selliseid ideid liiga eksootilisteks ega leidnud toetust. See oli suuresti tingitud asjaolust, et inimesed ei teadnud veel teiste planeedisüsteemide olemasolust – teada oli ainult meie "kodune" päikesesüsteem.
Märkimisväärne samm edasi mustade aukude, valgete kääbuste uurimisel tehti järgmise, eelmise sajandi kaheksandal kümnendil. Teadlaste käsutuses on kosmosesügavuste vaatlemiseks eriti võimsad infrapunainstrumendid, mis võimaldasid tuvastada infrapunakiirgust ühe tuntud valge kääbusastronoomi ümber. See ilmnes täpselt kääbuse ümber, mille atmosfäär sisaldas metallikaasamine.
Infrapunakiirgus, mis võimaldas hinnata valge kääbuse temperatuuri, andis teadlastele teada, et tähekeha ümbritseb mingi aine, mis suudab tähekiirgust neelata. Seda ainet kuumutatakse teatud temperatuurini, mis on madalam kui täht. See võimaldab neeldunud energiat järk-järgult ümber suunata. Kiirgus esineb infrapunapiirkonnas.
Teadus liigub edasi
Valge kääbuse spektrid on muutunud astronoomide maailma arenenud vaimude uurimisobjektiks. Nagu selgus, saate neilt üsna palju teavet taevakehade omaduste kohta. Erilist huvi pakkusid liigse infrapunakiirgusega tähtede kehade vaatlused. Praegu on õnnestunud tuvastada umbes kolm tosinat seda tüüpi süsteemi. Nende peamist protsenti uuriti kõige võimsama Spitzeri teleskoobi abil.
Teadlased avastasid taevakehasid jälgides, et valgete kääbuste tihedus on oluliselt väiksem kui see hiiglastele omane parameeter. Samuti leiti, et liigne infrapunakiirgus on tingitud ketaste olemasolust, mis on moodustatud konkreetse ainega, mis suudab neelata energiakiirgust. See on see, mis siis kiirgab energiat, kuid erinevas lainepikkuse vahemikus.
Kettad on erakordselt lähedal ja mõjutavad mingil määral valgete kääbuste massi (mis ei saa ületada Chandrasekhari piiri). Välist raadiust nimetatakse detriitkettaks. On oletatud, et see tekkis mõne keha hävimise käigus. Keskmiselt on raadius Päikese omaga võrreldav.
Kui pöörata tähelepanu meie planeedisüsteemile, saab selgeks, et suhteliselt "kodu" lähedal võime jälgida sarnast näidet - need on Saturni ümbritsevad rõngad, mille suurus on samuti võrreldav planeedi raadiusega. meie täht. Aja jooksul on teadlased avastanud, et see omadus ei ole ainus, mis kääbustel ja Saturnil on ühine. Näiteks on nii planeedil kui ka tähtedel väga õhukesed kettad, mis ei ole läbi valguse paistades läbipaistvad.
Järeldused ja teooria areng
Kuna valgete kääbuste rõngad on võrreldavad Saturni ümbritsevate rõngastega, on saanud võimalikuks sõnastada uusi teooriaid, mis selgitavad metallide olemasolu nende tähtede atmosfääris. Astronoomid teavad, et Saturni ümbritsevad rõngad tekivad mõnede planeedile piisav alt lähedal asuvate kehade loodete tõttu, et gravitatsiooniväli neid mõjutada. Sellises olukorras ei suuda väline keha säilitada oma gravitatsiooni, mis viib terviklikkuse rikkumiseni.
Umbes viisteist aastat tagasi esitati uus teooria, mis selgitas valgete kääbusrõngaste teket sarnasel viisil. Eeldati, et algselt oli kääbus planeedisüsteemi keskel asuv täht. Taevakeha areneb aja jooksul, mis võtab miljardeid aastaid, paisub, kaotab oma kesta ja see põhjustab kääbuse moodustumist, mis järk-järgult jahtub. Muide, valgete kääbuste värvust seletatakse täpselt nende temperatuuriga. Mõne jaoks on see hinnanguliselt 200 000 K.
Sellise evolutsiooni käigus võib planeetide süsteem ellu jääda, mis viibsüsteemi välisosa paisumine samaaegselt tähe massi vähenemisega. Selle tulemusena moodustub suur planeetide süsteem. Planeedid, asteroidid ja paljud muud elemendid jäävad evolutsiooni ellu.
Mis saab järgmiseks?
Süsteemi edenemine võib viia selle ebastabiilsuseni. See viib planeeti ümbritseva ruumi pommitamiseni kividega ja asteroidid lendavad osaliselt süsteemist välja. Mõned neist aga liiguvad orbiitidele, leides end varem või hiljem kääbuse päikese raadiuses. Kokkupõrkeid ei toimu, kuid loodete jõud põhjustavad keha terviklikkuse rikkumist. Selliste asteroidide parv võtab Saturni ümbritsevate rõngastega sarnase kuju. Seega moodustub tähe ümber prahiketas. Valge kääbuse tihedus (umbes 10^7 g/cm3) ja tema detriitketta tihedus erinevad oluliselt.
Kirjeldatud teooriast on saanud mitmete astronoomiliste nähtuste üsna täielik ja loogiline seletus. Selle kaudu saab aru, miks kettad on kompaktsed, sest tähte ei saa kogu tema olemasolu jooksul ümbritseda Päikese omaga võrreldava raadiusega ketas, muidu oleksid sellised kettad esialgu tema keha sees.
Selgitades ketaste teket ja nende suurust, saab aru, kust tuleb omapärane metallide varu. See võib sattuda tähe pinnale, saastades kääbuse metallimolekulidega. Kirjeldatud teooria, ilma et see oleks vastuolus valgete kääbuste keskmise tiheduse (suurusjärgus 10^7 g/cm3) avaldatud näitajatega, tõestab, miks tähtede atmosfääris vaadeldakse metalle, miks mõõdetakse seda kemikaali.kompositsioon inimesele kättesaadavate vahenditega ja mis põhjusel on elementide jaotus sarnane meie planeedile ja teistele uuritavatele objektidele omasele.
Teooriad: kas sellest on kasu?
Kirjeldatud ideed kasutati laialdaselt alusena selgitamaks, miks tähtede kestad on metallidega saastunud, miks tekkisid prahikettad. Lisaks järeldub sellest, et kääbuse ümber eksisteerib planeedisüsteem. Selles järelduses on vähe üllatust, sest inimkond on kindlaks teinud, et enamikul tähtedel on oma planeetide süsteemid. See on iseloomulik nii neile, mis on Päikesega sarnased, kui ka neile, mis on selle mõõtmetest palju suuremad – nimelt moodustuvad neist valged kääbused.
Teemad pole ammendatud
Isegi kui peame ülalkirjeldatud teooriat üldtunnustatud ja tõestatuks, jäävad mõned astronoomide küsimused tänaseni lahtiseks. Eriti huvitav on aine ülekande spetsiifilisus taevakeha ketaste ja pinna vahel. Nagu mõned soovitavad, on see tingitud kiirgusest. Teooriad, mis sel viisil kirjeldavad aine transporti, põhinevad Poynting-Robertsoni efektil. See nähtus, mille mõjul osakesed liiguvad aeglaselt orbiidil ümber noore tähe, liikudes järk-järgult spiraaliga keskme poole ja kaovad taevakehas. Arvatavasti peaks see efekt avalduma tähti ümbritsevates prahiketastes ehk ketastes esinevad molekulid satuvad varem või hiljem kääbuse erakordsesse lähedusse. Tahked ainedalluvad aurustumisele, tekib gaas – selliseid on ketaste kujul registreeritud mitme vaadeldud kääbuse ümber. Varem või hiljem jõuab gaas kääbuse pinnale, transportides siia metalle.
Astronoomid hindavad avaldatud fakte oluliseks panuseks teadusesse, kuna need viitavad planeetide tekkele. See on oluline, kuna spetsialiste meelitavad uurimisobjektid pole sageli saadaval. Näiteks Päikesest suuremate tähtede ümber tiirlevaid planeete on üliharva uurida – see on meie tsivilisatsioonile kättesaadaval tehnilisel tasemel liiga keeruline. Selle asemel on inimesed pärast tähtede kääbusteks muutumist saanud uurida planeedisüsteeme. Kui meil õnnestub selles suunas areneda, on kindlasti võimalik avaldada uusi andmeid planeedisüsteemide olemasolu ja nende eripärade kohta.
Valged kääbused, mille atmosfääris on tuvastatud metalle, võimaldavad saada aimu komeetide ja teiste kosmiliste kehade keemilisest koostisest. Tegelikult pole teadlastel lihts alt muud võimalust koostist hinnata. Näiteks hiidplaneete uurides saab aimu ainult väliskihist, kuid sisemise sisu kohta puudub usaldusväärne teave. See kehtib ka meie "kodu" süsteemi kohta, kuna keemilist koostist saab uurida ainult sellelt taevakeh alt, mis langes Maa pinnale või kuhu oli võimalik uurimisaparaat maanduda.
Kuidas läheb?
Varem või hiljem saab meie planeedisüsteem ka valge kääbuse "koduks". Nagu teadlased ütlevad, on tähe tuumalpiiratud kogus ainet energia saamiseks ja varem või hiljem ammenduvad termotuumareaktsioonid. Gaasi maht väheneb, tihedus tõuseb tonnini kuupsentimeetri kohta, samas kui väliskihtides reaktsioon veel kestab. Täht laieneb, muutudes punaseks hiiglaseks, mille raadius on võrreldav sadade Päikesega võrdsete tähtede omaga. Kui väliskesta "põlemine" lõpetab, toimub 100 000 aasta jooksul aine hajumine ruumis, millega kaasneb udukogu moodustumine.
Tähe kestast vabanenud tuum alandab temperatuuri, mis viib valge kääbuse moodustumiseni. Tegelikult on selline täht suure tihedusega gaas. Teaduses nimetatakse kääbusi sageli degenereerunud taevakehadeks. Kui meie täht oleks kokku surutud ja selle raadius oleks vaid paar tuhat kilomeetrit, aga kaal säiliks täielikult, siis toimuks siin ka valge kääbus.
Omadused ja tehnilised punktid
Vaadeldav kosmilise keha tüüp on võimeline hõõguma, kuid seda protsessi seletatakse muude mehhanismidega peale termotuumareaktsioonide. Sära nimetatakse jääk, seda seletatakse temperatuuri langusega. Kääbuse moodustab aine, mille ioonide temperatuur on mõnikord külmem kui 15 000 K. Elementidele on iseloomulikud võnkuvad liikumised. Järk-järgult muutub taevakeha kristalseks, selle sära nõrgeneb ja kääbus muutub pruuniks.
Teadlased on kindlaks teinud sellise taevakeha massipiirangu – kuni 1,4 Päikese massi, kuid mitte rohkem kui see piir. Kui mass ületab selle piiri,tähte ei saa eksisteerida. See on tingitud kokkusurutud olekus oleva aine rõhust – see on väiksem kui gravitatsiooniline külgetõmme, mis ainet kokku surub. Tekib väga tugev kokkusurumine, mis viib neutronite ilmumiseni, aine neutroniseeritakse.
Tihendamisprotsess võib viia degeneratsioonini. Sel juhul moodustub neutrontäht. Teine võimalus on tihendamine, mis varem või hiljem viib plahvatuseni.
Üldparameetrid ja funktsioonid
Vaatatava kategooria taevakehade bolomeetriline heledus Päikese karakteristiku suhtes on alla umbes kümne tuhande korra. Kääbuse raadius on vähem kui sada korda suurem päikesest, samas kui kaal on võrreldav meie planeedisüsteemi peamise tähe omaga. Kääbuse massipiirangu määramiseks arvutati Chandrasekhari piirmäär. Kui see ületatakse, areneb kääbus teistsuguseks taevakehaks. Tähe fotosfäär koosneb keskmiselt tihedast ainest, mille sisaldus on hinnanguliselt 105–109 g/cm3. Põhijadaga võrreldes on see umbes miljon korda tihedam.
Mõned astronoomid usuvad, et ainult 3% kõigist galaktika tähtedest on valged kääbused, ja mõned on veendunud, et iga kümnes kuulub sellesse klassi. Taevakehade vaatlemise keerukuse põhjuste osas on hinnangud väga erinevad – need on meie planeedist kaugel ja helendavad liiga nõrg alt.
Lood ja nimed
1785. aastal ilmus kaksiktähtede nimekirja keha, mida Herschel jälgis. Staar sai nimeks 40 Eridani B. Just teda peetakse esimeseks valgete kategooriasse kuuluvaks inimeseks.päkapikud. 1910. aastal märkas Russell, et sellel taevakehal on ülim alt madal heledus, kuigi värvitemperatuur on üsna kõrge. Aja jooksul otsustati, et selle klassi taevakehad tuleks eraldada eraldi kategooriasse.
Aastal 1844 otsustas Bessel Procyon B, Sirius B jälgimisel saadud teavet uurides, et mõlemad nihkusid aeg-aj alt sirgjoonelt, mis tähendab, et on olemas lähedasi satelliite. Teadlaskonnale tundus selline oletus ebatõenäoline, kuna ühtki satelliiti polnud näha, samas kui kõrvalekaldeid sai seletada vaid taevakehaga, mille mass on erakordselt suur (sarnaselt Siriusele, Procyonile).
1962. aastal tuvastas Clark, töötades tollal suurima eksisteerinud teleskoobiga, Siiriuse lähedal väga hämara taevakeha. Just teda kutsuti Sirius B-ks, samaks satelliidiks, mida Bessel juba ammu soovitas. 1896. aastal näitasid uuringud, et Procyonil oli ka satelliit – selle nimi oli Procyon B. Seetõttu said Besseli ideed täielikult kinnitust.
