Wit dwerg is 'n ster wat redelik algemeen in ons ruimte voorkom. Wetenskaplikes noem dit die resultaat van die evolusie van sterre, die finale stadium van ontwikkeling. In totaal is daar twee scenario's vir die wysiging van 'n sterliggaam, in een geval is die finale stadium 'n neutronster, in die ander 'n swart gat. Dwerge is die finale evolusionêre stap. Hulle het planetêre stelsels rondom hulle. Wetenskaplikes kon dit vasstel deur metaalverrykte monsters te ondersoek.
Agtergrond
Wit dwerge is sterre wat die aandag van sterrekundiges getrek het in 1919. Vir die eerste keer is so 'n hemelliggaam ontdek deur 'n wetenskaplike van Nederland, Maanen. Vir sy tyd het die spesialis 'n taamlik atipiese en onverwagte ontdekking gemaak. Die dwerg wat hy gesien het, het soos 'n ster gelyk, maar het nie-standaard klein groottes gehad. Die spektrum was egter asof dit 'n massiewe en groot hemelliggaam was.
Die redes vir so 'n vreemde verskynsel lok wetenskaplikes al 'n geruime tyd, so baie moeite is aangewend om die struktuur van witdwerge te bestudeer. Die deurbraak is gemaak toe hulle die aanname van die oorvloed van verskeie metaalstrukture in die atmosfeer van 'n hemelliggaam uitgedruk en bewys het.
Dit is nodig om te verduidelik dat metale in astrofisika allerhande elemente is, waarvan die molekules swaarder is as waterstof, helium, en hul chemiese samestelling is meer progressief as hierdie twee verbindings. Helium, waterstof, soos wetenskaplikes daarin geslaag het om vas te stel, is meer wydverspreid in ons heelal as enige ander stowwe. Op grond hiervan is besluit om al die ander as metale aan te wys.
Tema-ontwikkeling
Hoewel wit dwerge baie verskillend in grootte van die Son in die twintigerjare vir die eerste keer gesien is, het mense eers 'n halfeeu later ontdek dat die teenwoordigheid van metaalstrukture in die steratmosfeer nie 'n tipiese verskynsel is nie. Soos dit geblyk het, wanneer dit in die atmosfeer ingesluit word, word hulle benewens die twee mees algemene stowwe, swaarder, in die dieper lae verplaas. Swaar stowwe, wat onder die molekules van helium, waterstof is, moet uiteindelik na die kern van die ster beweeg.
Daar was verskeie redes vir hierdie proses. Die radius van 'n wit dwerg is klein, sulke sterliggame is baie kompak - dit is nie verniet dat hulle hul naam gekry het nie. Die radius is gemiddeld vergelykbaar met dié van die aarde, terwyl die gewig soortgelyk is aan die gewig van 'n ster wat ons planetêre stelsel verlig. Hierdie verhouding van afmetings en gewig veroorsaak 'n buitengewone groot gravitasie-oppervlakversnelling. Gevolglik vind die afsetting van swaar metale in die waterstof- en heliumatmosfeer slegs 'n paar Aarddae plaas nadat die molekule die totale gasmassa binnedring.
Kenmerke en duur
Soms kenmerke van witdwergeis sodanig dat die proses van sedimentasie van molekules van swaar stowwe vir 'n lang tyd vertraag kan word. Die gunstigste opsies, uit die oogpunt van 'n waarnemer van die Aarde, is prosesse wat miljoene, tienmiljoene jare neem. Tog is sulke tydspanne buitengewoon kort in vergelyking met die leeftyd van die sterliggaam self.
Die evolusie van 'n wit dwerg is sodanig dat die meeste van die formasies wat tans deur die mens waargeneem word, reeds 'n paar honderd miljoen Aarde jaar oud is. As ons dit vergelyk met die stadigste proses van absorpsie van metale deur die kern, is die verskil meer as betekenisvol. Daarom laat die opsporing van metaal in die atmosfeer van 'n sekere waarneembare ster ons met sekerheid aflei dat die liggaam aanvanklik nie so 'n atmosferiese samestelling gehad het nie, anders sou alle metaalinsluitings lankal verdwyn het.
Teorie en praktyk
Die waarnemings wat hierbo beskryf is, sowel as inligting wat oor baie dekades oor witdwerge, neutronsterre, swart gate versamel is, het voorgestel dat die atmosfeer metaalinsluitings van eksterne bronne ontvang. Wetenskaplikes het eers besluit dat dit die medium tussen die sterre is. 'n Hemelliggaam beweeg deur so 'n materie, trek die medium op sy oppervlak aan en verryk sodoende die atmosfeer met swaar elemente. Maar verdere waarnemings het getoon dat so 'n teorie onhoudbaar is. Soos die kenners gespesifiseer het, as die verandering in die atmosfeer op hierdie manier sou plaasvind, sou die dwerg hoofsaaklik waterstof van buite ontvang, aangesien die medium tussen die sterre in sy grootmaat gevorm is deur waterstof enhelium molekules. Slegs 'n klein persentasie van die medium is swaar verbindings.
As die teorie gevorm uit primêre waarnemings van witdwerge, neutronsterre, swart gate homself sou regverdig, sou dwerge uit waterstof as die ligste element bestaan. Dit sal nie die bestaan van selfs heliumhemelliggame toelaat nie, want helium is swaarder, wat beteken dat waterstofophoping dit heeltemal vir die oog van 'n eksterne waarnemer sal verberg. Op grond van die teenwoordigheid van heliumdwerge het wetenskaplikes tot die gevolgtrekking gekom dat die interstellêre medium nie as die enigste en selfs die hoofbron van metale in die atmosfeer van sterliggame kan dien nie.
Hoe om te verduidelik?
Wetenskaplikes wat swart gate, wit dwerge in die 70's van die vorige eeu bestudeer het, het voorgestel dat metaalinsluitings verklaar kan word deur die val van komete op die oppervlak van 'n hemelliggaam. Op 'n tyd is sulke idees weliswaar as te eksoties beskou en het nie ondersteuning ontvang nie. Dit was grootliks te wyte aan die feit dat mense nog nie geweet het van die teenwoordigheid van ander planetêre stelsels nie - net ons "tuis" sonnestelsel was bekend.
'n Beduidende stap vorentoe in die studie van swart gate, wit dwerge is gemaak aan die einde van die volgende, die agtste dekade van die vorige eeu. Wetenskaplikes het veral kragtige infrarooi-instrumente tot hul beskikking om die dieptes van die ruimte waar te neem, wat dit moontlik gemaak het om infrarooistraling rondom een van die bekende witdwerg-sterrekundiges op te spoor. Dit is geopenbaar presies rondom die dwerg, waarvan die atmosfeer metaal bevat hetinsluiting.
Infrarooi straling, wat dit moontlik gemaak het om die temperatuur van die wit dwerg te skat, het ook aan wetenskaplikes gesê dat die sterliggaam omring word deur een of ander stof wat sterbestraling kan absorbeer. Hierdie stof word verhit tot 'n spesifieke temperatuurvlak, minder as dié van 'n ster. Dit laat jou toe om die geabsorbeerde energie geleidelik te herlei. Straling vind plaas in die infrarooi reeks.
Wetenskap beweeg vorentoe
Die spektra van die wit dwerg het die voorwerp van studie van die gevorderde denke van die wêreld van sterrekundiges geword. Soos dit geblyk het, kan u baie inligting oor die kenmerke van hemelliggame kry. Van besondere belang was waarnemings van sterliggame met oormaat infrarooi straling. Tans was dit moontlik om ongeveer drie dosyn stelsels van hierdie tipe te identifiseer. Hul hoofpersentasie is met die kragtigste Spitzer-teleskoop bestudeer.
Wetenskaplikes wat hemelliggame waargeneem het, het gevind dat die digtheid van witdwerge aansienlik minder is as hierdie parameter, kenmerkend van reuse. Daar is ook gevind dat oortollige infrarooi straling te wyte is aan die teenwoordigheid van skywe wat gevorm word deur 'n spesifieke stof wat energiestraling kan absorbeer. Dit is dit wat dan energie uitstraal, maar in 'n ander golflengtereeks.
Die skywe is buitengewoon naby en beïnvloed die massa van witdwerge tot 'n mate (wat nie die Chandrasekhar-limiet kan oorskry nie). Die buitenste radius word die detritale skyf genoem. Daar is voorgestel dat dit tydens die vernietiging van een of ander liggaam gevorm is. Die radius is gemiddeld in grootte vergelykbaar met die Son.
As jy aandag gee aan ons planetêre stelsel, word dit duidelik dat ons relatief naby aan die "huis" 'n soortgelyke voorbeeld kan waarneem - dit is die ringe wat Saturnus omring, waarvan die grootte ook vergelykbaar is met die radius van ons ster. Met verloop van tyd het wetenskaplikes gevind dat hierdie kenmerk nie die enigste een is wat dwerge en Saturnus in gemeen het nie. Byvoorbeeld, beide die planeet en die sterre het baie dun skywe, wat nie deursigtig is wanneer hulle deur die lig probeer skyn nie.
Gevolgtrekkings en ontwikkeling van die teorie
Omdat die ringe van wit dwerge vergelykbaar is met dié wat Saturnus omring, het dit moontlik geword om nuwe teorieë te formuleer wat die teenwoordigheid van metale in die atmosfeer van hierdie sterre verduidelik. Sterrekundiges weet dat die ringe om Saturnus gevorm word deur die gety-ontwrigting van sommige liggame wat naby genoeg aan die planeet is om deur sy gravitasieveld geraak te word. In so 'n situasie kan die eksterne liggaam nie sy eie swaartekrag handhaaf nie, wat lei tot 'n skending van integriteit.
Ongeveer vyftien jaar gelede is 'n nuwe teorie aangebied wat die vorming van witdwergringe op 'n soortgelyke manier verduidelik het. Daar is aanvaar dat die dwerg aanvanklik 'n ster in die middel van die planetêre stelsel was. Die hemelliggaam ontwikkel met verloop van tyd, wat biljoene jare neem, swel, sy dop verloor, en dit veroorsaak die vorming van 'n dwerg, wat geleidelik afkoel. Terloops, die kleur van wit dwerge word presies deur hul temperatuur verklaar. Vir sommige word dit geskat op 200 000 K.
Die stelsel van planete in die loop van so 'n evolusie kan oorleef, wat lei totuitbreiding van die buitenste deel van die stelsel gelyktydig met 'n afname in die massa van die ster. As gevolg hiervan word 'n groot stelsel planete gevorm. Planete, asteroïdes en baie ander elemente oorleef evolusie.
Wat is volgende?
Die vordering van die stelsel kan tot sy onstabiliteit lei. Dit lei tot die bombardement van die ruimte rondom die planeet deur klippe, en asteroïdes vlieg gedeeltelik uit die stelsel. Sommige van hulle beweeg egter in wentelbane en bevind hulle vroeër of later binne die sonradius van die dwerg. Botsings vind nie plaas nie, maar getykragte lei tot 'n skending van die integriteit van die liggaam. 'n Groep sulke asteroïdes neem 'n vorm aan wat soortgelyk is aan die ringe wat Saturnus omring. Dus word 'n puinskyf om die ster gevorm. Die digtheid van die wit dwerg (ongeveer 10^7 g/cm3) en sy detritale skyf verskil aansienlik.
Die beskryfde teorie het 'n redelik volledige en logiese verduideliking van 'n aantal astronomiese verskynsels geword. Daardeur kan mens verstaan hoekom skywe kompak is, want 'n ster kan nie omring word deur 'n skyf met 'n radius vergelykbaar met die son s'n gedurende sy hele bestaan nie, anders sou sulke skywe eers binne-in sy liggaam wees.
Deur die vorming van skywe en hul grootte te verduidelik, kan 'n mens verstaan waar die eienaardige voorraad metale vandaan kom. Dit kan op die steroppervlak beland en die dwerg met metaalmolekules besoedel. Die beskryfde teorie, sonder om die geopenbaarde aanwysers van die gemiddelde digtheid van witdwerge (van die orde van 10^7 g/cm3) te weerspreek, bewys waarom metale in die atmosfeer van sterre waargeneem word, waarom die meting van die chemiese stofsamestelling deur middel wat moontlik vir die mens toeganklik is en om watter rede die verspreiding van elemente soortgelyk is aan dié kenmerk van ons planeet en ander bestudeerde voorwerpe.
Teorieë: is daar enige voordeel?
Die beskrewe idee is wyd gebruik as 'n basis om te verduidelik waarom die skulpe van sterre met metale besmet is, waarom puinskywe verskyn het. Boonop volg dit daaruit dat 'n planetêre stelsel rondom die dwerg bestaan. Daar is min verrassing in hierdie gevolgtrekking, want die mensdom het vasgestel dat die meeste van die sterre hul eie stelsels van planete het. Dit is kenmerkend van beide dié wat soortgelyk is aan die Son, en dié wat baie groter as sy afmetings is – naamlik wit dwerge word daaruit gevorm.
Onderwerpe nie uitgeput
Selfs as ons die teorie wat hierbo beskryf word beskou as algemeen aanvaar en bewys, bly sommige vrae vir sterrekundiges oop tot vandag toe. Van besondere belang is die spesifisiteit van die oordrag van materie tussen die skywe en die oppervlak van 'n hemelliggaam. Soos sommige voorstel, is dit as gevolg van bestraling. Teorieë wat op hierdie manier roep om die vervoer van materie te beskryf, is gebaseer op die Poynting-Robertson-effek. Hierdie verskynsel, onder die invloed waarvan deeltjies stadig in 'n wentelbaan om 'n jong ster beweeg, geleidelik na die middelpunt beweeg en in 'n hemelliggaam verdwyn. Vermoedelik moet hierdie effek hom manifesteer in die puinskywe wat die sterre omring, dit wil sê die molekules wat in die skywe voorkom, bevind hulle vroeër of later in besonderse nabyheid van die dwerg. Vaste stowweonderhewig is aan verdamping, word gas gevorm - soos skyfies is rondom verskeie waargenome dwerge aangeteken. Vroeër of later bereik die gas die oppervlak van die dwerg, wat metale hierheen vervoer.
Die geopenbaarde feite word deur sterrekundiges beraam as 'n beduidende bydrae tot die wetenskap, aangesien hulle voorstel hoe die planete gevorm word. Dit is belangrik, aangesien die voorwerpe vir navorsing wat spesialiste lok, dikwels nie beskikbaar is nie. Planete wat byvoorbeeld om sterre wat groter as die Son wentel, is uiters skaars om te bestudeer – dit is te moeilik op die tegniese vlak wat vir ons beskawing beskikbaar is. In plaas daarvan kon mense planetêre stelsels bestudeer ná die transformasie van sterre in dwerge. As ons daarin slaag om in hierdie rigting te ontwikkel, sal dit beslis moontlik wees om nuwe data oor die teenwoordigheid van planetêre stelsels en hul kenmerkende kenmerke te openbaar.
Wit dwerge, in die atmosfeer waarvan metale opgespoor is, stel ons in staat om 'n idee te kry van die chemiese samestelling van komete en ander kosmiese liggame. Trouens, wetenskaplikes het eenvoudig geen ander manier om die samestelling te assesseer nie. As u byvoorbeeld die reusagtige planete bestudeer, kan 'n mens slegs 'n idee kry van die buitenste laag, maar daar is geen betroubare inligting oor die binne-inhoud nie. Dit geld ook vir ons "tuis" sisteem, aangesien die chemiese samestelling slegs bestudeer kan word vanaf daardie hemelliggaam wat op die oppervlak van die Aarde geval het of waar dit moontlik was om die navorsingsapparaat te land.
Hoe gaan dit?
Vroeër of later sal ons planetêre stelsel ook die "tuiste" van 'n wit dwerg word. Soos wetenskaplikes sê, het die sterkern'n beperkte hoeveelheid materie om energie te verkry, en vroeër of later word termonukleêre reaksies uitgeput. Die gas neem in volume af, die digtheid styg tot 'n ton per kubieke sentimeter, terwyl in die buitenste lae die reaksie steeds voortgaan. Die ster brei uit en word 'n rooi reus, waarvan die radius vergelykbaar is met honderde sterre gelykstaande aan die Son. Wanneer die buitenste dop ophou "brand", is daar binne 100 000 jaar 'n verspreiding van materie in die ruimte, wat gepaard gaan met die vorming van 'n newel.
Die kern van die ster, vry van die dop, verlaag die temperatuur, wat lei tot die vorming van 'n wit dwerg. Trouens, so 'n ster is 'n hoëdigtheidgas. In die wetenskap word daar dikwels na dwerge verwys as gedegenereerde hemelliggame. As ons ster saamgepers was en sy radius net 'n paar duisend kilometer sou wees, maar die gewig sou heeltemal behoue bly, dan sou 'n wit dwerg ook hier plaasvind.
Kenmerke en tegniese punte
Die tipe kosmiese liggaam wat oorweeg word, kan gloei, maar hierdie proses word verklaar deur ander meganismes as termonukleêre reaksies. Die gloed word residu genoem, dit word verklaar deur 'n afname in temperatuur. Die dwerg word gevorm deur 'n stof waarvan die ione soms kouer as 15 000 K is. Ossillerende bewegings is kenmerkend van die elemente. Geleidelik word die hemelliggaam kristallyn, sy gloed verswak, en die dwerg ontwikkel tot bruin.
Wetenskaplikes het 'n massalimiet vir so 'n hemelliggaam geïdentifiseer – tot 1,4 die gewig van die Son, maar nie meer as hierdie limiet nie. As die massa hierdie limiet oorskry,die ster kan nie bestaan nie. Dit is as gevolg van die druk van 'n stof in 'n saamgeperste toestand - dit is minder as die gravitasie-aantrekkingskrag wat die stof saamdruk. Daar is 'n baie sterk kompressie, wat lei tot die verskyning van neutrone, die stof word neutroniseer.
Die kompressieproses kan tot degenerasie lei. In hierdie geval word 'n neutronster gevorm. Die tweede opsie is voortgesette kompressie, wat vroeër of later tot 'n ontploffing lei.
Algemene parameters en kenmerke
Die bolometriese helderheid van die beskou kategorie hemelliggame relatief tot die kenmerk van die Son is minder as ongeveer tienduisend keer. Die radius van die dwerg is minder as honderd keer die son, terwyl die gewig vergelykbaar is met dié eienskap van die hoofster van ons planetêre stelsel. Om die massalimiet vir 'n dwerg te bepaal, is die Chandrasekhar-limiet bereken. Wanneer dit oorskry word, ontwikkel die dwerg in 'n ander vorm van 'n hemelliggaam. Die fotosfeer van 'n ster bestaan gemiddeld uit digte materie, geskat op 105–109 g/cm3. In vergelyking met die hoofreeks is dit omtrent 'n miljoen keer digter.
Sommige sterrekundiges glo dat slegs 3% van alle sterre in die sterrestelsel witdwerge is, en sommige is oortuig daarvan dat elke tiende aan hierdie klas behoort. Skattings verskil so baie oor die rede vir die moeilikheid om hemelliggame waar te neem - hulle is ver van ons planeet af en gloei te flou.
Stories en name
In 1785 het 'n liggaam verskyn in die lys van dubbelsterre wat Herschel waargeneem het. Die ster is as 40 Eridani B genoem. Dit is sy wat beskou word as die eerste persoon wat uit die wit kategorie gesien is.dwergies. In 1910 het Russell opgemerk dat hierdie hemelliggaam 'n uiters lae vlak van helderheid het, hoewel die kleurtemperatuur redelik hoog is. Met verloop van tyd is besluit dat hemelliggame van hierdie klas in 'n aparte kategorie geskei moet word.
In 1844 het Bessel, wat die inligting bestudeer het wat verkry is deur Procyon B, Sirius B op te spoor, besluit dat albei van tyd tot tyd van 'n reguit lyn verskuif het, wat beteken dat daar nabye satelliete is. So 'n aanname het vir die wetenskaplike gemeenskap onwaarskynlik gelyk, aangesien geen satelliet gesien kon word nie, terwyl die afwykings slegs deur 'n hemelliggaam verklaar kon word, waarvan die massa buitengewoon groot is (soortgelyk aan Sirius, Procyon).
In 1962 het Clark, wat met die grootste teleskoop wat destyds bestaan het, 'n baie dowwe hemelliggaam naby Sirius geïdentifiseer. Dit was hy wat Sirius B genoem is, dieselfde satelliet wat Bessel lank tevore voorgestel het. In 1896 het studies getoon dat Procyon ook 'n satelliet gehad het – dit is Procyon B genoem. Daarom is Bessel se idees ten volle bevestig.
