Gece gökyüzüne baktığımızda, bize tüm yıldızların aynı olduğu gibi görünüyor. Büyük zorluk çeken insan gözü, uzak göksel luminais tarafından yayılan görünür ışık spektrumunu ayırt eder. Hala zar zor görülen yıldız, uzun zaman önce çıkmış olabilir ve sadece ışığını görüyoruz. Yıldızların her biri hayatını yaşıyor. Bazı Parlatıcı Pürüzsüz Beyaz Işık, diğerleri, neon ışığı parlak noktalarla dondurulur. Thirds, gökyüzünde zar zor göze çarpan donuk aydınlık lekelerdir.

Yıldızların her biri, evriminin belli bir aşamasında ve zamanla başka bir sınıfın cennetsel aydınlatmalarına dönüşüyor. Gece gökyüzünde parlak ve göz kamaştırıcı bir nokta yerine, yeni bir uzay nesnesi görünür - Beyaz Cüce - yaşlanma yıldızı. Bu evrim aşaması, en sıradan yıldızların karakteristik özelliğidir. Böyle bir kaderden ve güneşimizi önlemeyin.

Beyaz Cüceler Nedir: Star veya Phantom?

Sadece son zamanlarda, 20. yüzyılda, bilim adamları beyaz cüce, sıradan yıldızdan uzayda kalanların hepsi olduğunu açıklarlar. Termonükleer fizik açısından yıldızların incelenmesi, cennetin parlamasının derinliklerinde azgın olan süreçler hakkında bir fikir verdi. Yerçekimi kuvvetlerinin etkileşiminin bir sonucu olarak oluşan yıldızlar, hidrojen çekirdeği ve helyum bölünmesinin zincir reaksiyonlarının sürekli olarak ortaya çıktığı, devasa bir termonükleer reaktördür. Bu tür karmaşık sistemlerde, eşit olmayan bileşenlerin evrimi oranı. Büyük hidrojen rezervleri, yıldız ömrünü milyarlarca ileride sunar. Termonükleer hidrojen reaksiyonları, helyum ve karbon oluşumuna katkıda bulunur. Termonükleer sentezin ardından, termodinamiğin yasaları işine girer.

Yıldızdan sonra, tüm hidrojeni harcadıktan sonra, çekirdeği yerçekimi kuvvetlerinin etkisiyle ve devasa iç basıncının altını çizmeye başlar. Kabuğunun ana kısmını kaybetmek, cennetteki armatürün, atalette ısıyı yaymaya devam ederek, enerji kaynaklarından yoksun, beyaz bir cüce olarak var olabileceği yıldızın kütle sınırına ulaşır. Aslında, beyaz cüceler, dış kabuğu kaybetti, kırmızı devler ve süper sınıfından yıldızdır.

Termonükleer sentez yıldızı tüketiyor. Hidrojen kurutulur ve daha büyük bir bileşen, yeni bir duruma ulaşarak daha büyük bir bileşen daha fazla çevrilebilir. Bütün bunlar, ilk olarak kırmızı devlerin sıradan yıldızın sitesinde oluşturulduğu ve yıldız ana diziyi bıraktığı gerçeğine yol açar. Böylece, yavaş ve kaçınılmaz yaşlanmasının yolunu koyarak, göksel kürek yavaş yavaş dönüştürülür. Yıldızın Starth, saçmalıkların uzun bir yoludur. Bütün bunlar çok yavaş olur. Beyaz cüce, ana dizinin dışında olan bir göksel luminertir, kaçınılmaz bir neslinin tükenme süreci var. Sentez reaksiyonu helyum, yaşlanma yıldızının çekirdeğinin sıkıştırıldığı gerçeğine yol açar, armatürün nihayet kabuğunu kaybeder.

Beyaz Carlikov'un evrimi

Ana dizinin dışında, yıldızın solma süreci. Yerçekimi kuvvetlerinin etkisi altında, kırmızı devlerin ve süpergenlerin ısıtılmış gazı, genç bir gezegen bulutsusu oluşturarak evrenin içinden ayrılır. Yüz binlerce yıl, Bulutsusu dağınıktır ve yerde beyaz renkteki kırmızı devin dejenerate çekirdeği kalır. Böyle bir nesnenin sıcaklıkları, 90.000 K arasında yeterince yüksektir, değerlendirme X-ışını spektrumunda gerçekleştirildiğinde, 130.000 K'a kadar spektrum emilim hattını tahmin eder. Bununla birlikte, küçük boyutlar nedeniyle, göksel tombulun soğutulması çok yavaş gerçekleşir.

Gözlemlediğimiz yıldızlı gökyüzünün resmi, yüz milyar yılda yaşı var. Beyaz cüceler gördüğümüz yer, uzayda zaten başka bir şey olabilir göksel vücut. Yıldız, evrimin son aşaması, kara cüce sınıfına geçti. Gerçekte, maddenin saati, sıcaklığın etrafındaki boşluğun sıcaklığına eşit olan yıldızın yerine kalır. Bu nesnenin ana özelliği, görünür ışığın tamamen yokluğudur. Not Böyle bir yıldızın olağan optik teleskopun içine girme zayıf parlaklık nedeniyle oldukça zordur. Beyaz cücelerin tespiti için temel kriter, güçlü ultraviyole radyasyonun ve röntgenlerin varlığıdır.

Spektrumlarına bağlı olarak tüm ünlü beyaz cüceler iki gruba ayrılmıştır:

• hidrojen, spektral sınıf da, helyum hattının olmadığı spektrumda;
• helyum Cüceleri, DB Spektral Sınıf. Spektrumdaki ana hatlar helyum için geliyor.

Hidrojen tipinin beyaz cüceleri, çoğu popülasyonu oluşturur, bilinenlerin% 80'ine kadar şu an Bu tür nesneler. Helyum cüce, kalan% 20'yi hesaba katar.

Evrim adımı, bir sonucu olarak, beyaz cücenin göründüğü bir sonucu olarak, yıldızımızın da olduğu gibi görevli olmayan yıldızlar için son. Bu aşamada, yıldız aşağıdaki özelliklere sahiptir. Bu kadar küçük ve kompakt yıldız boyutlarına rağmen, yıldız maddesi, varlığı için gerektiği kadar ağırlığındadır. Başka bir deyişle, güneş diskinin yarıçapından 100 kat daha az yarıçaplı beyaz cüceler, güneşin kütlesine eşit bir kitleye sahip veya hatta yıldızımızdan daha fazla ağırlığındadır.

Bu, beyaz cücenin yoğunluğunun, milyonlarca katta, ana dizide bulunan sıradan yıldızların yoğunluğundan daha yüksektir. Örneğin, yıldızımızın yoğunluğu 1.41 g / cm³ iken, beyaz cücelerdeki yoğunluk 105-110 g / cm3 devasa değerlerine ulaşabilir.

Kendi enerji kaynaklarının yokluğunda, bu tür nesneler yavaş yavaş soğutulur, sırasıyla düşük bir sıcaklığa sahiptir. Beyaz cücelerin yüzeyinde, sıcaklık 5000-50000 derece Kelvin aralığında kaydedilir. Yıldız eskisi, sıcaklığını düşürür.

Örneğin, Sirius Suriye A, Beyaz Cüce Sirius B'nin en parlak yıldızının komşusu, sadece 2100 derece Kelvin'in yüzey sıcaklığına sahiptir. Bu göksel vücudun içinde neredeyse 10.000 ° K çok sıcak. Sirius, gökbilimciler tarafından keşfedilen beyaz cücelerden ilki oldu. Sirius'tan sonra açılan beyaz cücelerin rengi, bu yıldız sınıfına böyle bir isim vermek için bir sebep olarak hizmet ettiği beyaz olduğu ortaya çıktı.

Işık Sirius'un parlaklığına ve 22 katı güneşimizin parlaklığına göre, ancak kız kardeşi Sirius'u, göz kamaştırıcı komşunun parlaklığında gözle görülür derecede kötüleşti. X-ışını teleskopu Chandra tarafından yapılan Sirius'un resimlerinden dolayı beyaz cücenin varlığını tespit etmek mümkündü. Beyaz cücelerde belirgin bir ışık spektrumu yoktur, bu yüzden yeterince soğuk karanlık alan nesneleri ile bu tür yıldızları göz önünde bulundurmanız gerekenlerdir. Kızılötesi ve X-ışını aralığında, Sirius'taki Sirius'u önemli ölçüde daha parlak, yayılmaya devam ediyor büyük miktar Termal enerji. X-ışını dalgalarının kaynağının bir taç olarak hizmet ettiği sıradan yıldızların aksine, beyaz cücelerdeki radyasyon kaynağı bir photospheredir.

Ana prevalans dizisi dışında olmak, bu yıldızlar evrendeki en yaygın nesneler değildir. Galaksimizde, beyaz cücelerin oranı cennetin parlamasının sadece% 3-10'una sahiptir. Galaksimizin yıldız nüfusunun bu kısmı için, değerlendirmenin belirsizliği, radyasyonun zayıflığını sağlar. görünür alan polar. Başka bir deyişle, beyaz cücelerin ışığı, galaksi kollarımızın oluştuğu geniş alan gazı kümelerinin üstesinden gelemez.

Beyaz cücelerin görünüşünün tarihi hakkında bilimsel görüş

Dahası, kurutulmuş temel termonükleer enerji kaynaklarının bölgesindeki göksel armatürlerde ortaya çıkar yeni kaynak Termonükleer enerji, üçlü helyum reaksiyonu veya helyumun tükenmişliğini sağlayan üçlü bir alfa işlemi. Bu varsayımlar, kızılötesi gruptaki yıldızların davranışlarını gözlemlemek mümkün olduğunda tam olarak doğrulandı. Sıradan bir yıldızın ışığı yelpazesi, gözlemlediğimiz resimden, kırmızı devlere ve beyaz cücelere baktığımız resimden önemli ölçüde farklıdır. Bu tür yıldızların dejenere çekirdeği için bir üst kütle sınırı vardır, aksi takdirde gök gövdesi fiziksel olarak kararsız hale gelir ve çöküş meydana gelebilir.

Beyaz cücelerin fiziksel yasalar açısından sahip olduğu kadar yüksek bir yoğunluğu açıklayın neredeyse imkansızdır. Oluşan işlemler, yalnızca çelik maddenin elektronik gazının durumunu incelemeyi mümkün kılan kuantum mekaniği nedeniyle netleşmiştir. Standart bir modelin gazın durumunu incelemek için kullanıldığı sıradan yıldızın aksine, bilim adamları göreceli dejenere elektronik gazın baskısı ile uğraşıyorlar. Anlaşılabilir dilden bahsetme, aşağıdakiler gözlenir. 100 veya daha fazla kez büyük bir sıkıştırma ile, yıldız madde tüm atom bağlantılarının ve zincirlerinin birlikte birleştiği büyük bir atom gibi olur. Böyle bir durumda, elektronlar yeni kuantum eğitimi olan yerçekimi kuvvetlerine dayanabilecek dejenere elektron gazı oluşturur. Bu gaz, kabuktan yoksun olan yoğun bir çekirdek oluşturur.

Radyo teleskopu ve röntgen optikleri ile beyaz cüceler hakkında ayrıntılı bir çalışma ile, ilk bakışta göründüğü için bu göksel nesnelerin çok basit ve sıkıcı olmadığı ortaya çıktı. Böyle yıldızların bulunmadığı göz önüne alındığında termonükleer reaksiyonlarİstemci bir şekilde ortaya çıkan soru - büyük baskının geldiği, yerçekiminin kuvvetlerini ve iç cazibe güçlerini dengelemeyi başardı.

Kuantum mekaniği alanındaki bilim adamlarının çalışmalarının bir sonucu olarak, bir beyaz cüce modeli yaratıldı. Yerçekimi kuvvetlerinin etkisi altında, yıldız maddesi, elektronik atomların elektronik kabuklarının imha edildiği bir ölçüde sıkıştırılır, elektronlar kendi kaotik hareketlerine başlar, bir durumdan diğerine geçer. Elektronların yokluğunda atomik çekirdekler, sağlam ve kararlı bir bağlantı oluşturan bir sistem oluşturur. Yıldız maddesindeki elektronlar, pek çok devletin oluşturulduğu, elektron hızı kaydedilir. Yüksek hız temel parçacıklar Yerçekimi kuvvetlerine direnen bir dahili dahili olarak basınçlı elektron dejenere gazı yaratır.

Beyaz cüceler ne zaman bilinir?

İlk beyaz cüce, açık astrofizikçilerin, Sirius olarak kabul edilmesine rağmen, bu sınıfın yıldız nesneleriyle bilimsel topluluğun önceki tanıdıklarının versiyonunun destekçileri var. 1785 yılında, Astronom Herschel, ilk önce Eridan'ın takımyıldızındaki yıldız kataloğunda üçlü bir yıldız sistemi içeriyordu, tüm yıldızları ayrı ayrı böler. Sadece 125 yıl sonra, gökbilimciler, bu tür nesneleri ayrı bir sınıfta vurgulamak için bir neden olarak görev yapan yüksek renkli sıcaklıklarda 40 eridan anormal derecede düşük bir parlaklık gösterdi.

Nesnenin + 9.52M'nin yıldız değerine karşılık gelen zayıf bir parlaklığa sahiptir. Beyaz cüce kütle ½ güneş ve bir çapı daha az yer vardı. Bu parametreler, parlaklığın, yarıçapın, yarıçapın ve yıldız yüzeyinin sıcaklığının yıldızın sınıfını belirlemek için temel parametreler olduğu yıldızların iç yapısının teorisini çelişir. Küçük çap, fiziksel süreçler açısından düşük parlaklık, yüksek renklerle eşleşmedi. Böyle bir tutarsızlık birçok soruya neden oldu.

Benzer şekilde, başka bir beyaz cücakteki durum - Sir Cyrus B. En parlak yıldız beyaz cüce uydusu olmak, küçük bir boyuta ve büyük bir cümle yoğunluğuna sahiptir - 106 g / cm3. Karşılaştırma için, bu cennetin bir maç kutusu ile parıldayan maddesi, gezegenimizi bir milyon tondan fazla ağırlığındadır. Bu cücenin sıcaklığı 2.5 kat daha yüksek ana yıldız Syribius sistemleri.

Son Bilimsel Bulgular

Bir kişinin yıldızların yapısını keşfedebileceği, evrimlerinin yapılarını keşfetebileceği doğal bir doğal depolama alanı ile uğraştığımız göksel aydınlatma. Yıldızların doğumları, herhangi bir ortamda eşit davranan fiziksel yasalarla açıklanabilirse, yıldızların evrimi tamamen farklı süreçlerle temsil edilir. Birçoğunun birçoğunun bilimsel açıklaması, temel parçacıkların bilimi kuantum mekaniği kategorisine girer.

Beyaz cüceler bu ışığa bakar En gizemli nesneler:

• İlk olarak, yıldız çekirdeğinin dejenerasyonu süreci çok merakla görünüyor, bunun bir sonucu olarak, yıldız maddenin uzayda dökülmediği, ancak aksine, düşünülemez boyutlara sıkıştırılır;
• İkincisi, termonükleer reaksiyonların yokluğunda, beyaz cüceler yeterince sıcak alan nesneleri kalır;
• Üçüncüsü, yüksek bir çiçek sıcaklığına sahip olan bu yıldızlar düşük parlaklığa sahiptir.

Bunlar ve tüm çizgiler, astrofizik, fizikçiler ve nükleer üreticilerin diğer birçok konuları hala cevaplanmalı, bu da yerli armatürlerimizin kaderini tahmin etmesine izin verecek. Güneş, beyaz cücenin kaderini bekliyor, ancak bir kişinin bu roldeki güneşi gözlemleyebilmesi olup olmadığı söz konusu olmaya devam ediyor.

Herhangi bir sorunuz varsa - onları makalenin altındaki yorumlarda bırakın. Biz veya ziyaretçilerimiz onlara memnuniyetle cevap verecek

Hesaplamalar, patlamanın M ~ 25m ile süpernova olduğunda, yoğun bir nötron çekirdeği (nötron yıldızı) ~ 1.6M kütlesi ile kalır. Artık kütleli bir kütle miktarı olan yıldızlarda, süpernova altında, dejenere elektronik gazın basıncı da yerçekimi kuvvetlerini dengeleyemez ve yıldız nükleer yoğunluğun durumundan önce sıkıştırılıyor. Bu çekimsel çöküşün mekanizması, patlamanın süpernova olduğu ile aynıdır. Yıldızın içindeki basınç ve sıcaklık, elektronların ve protonların birbirlerine "basıldığı" ve reaksiyonun bir sonucu olduğu değerlere ulaşır.

ejeksiyon nötrinolarından sonra, nötronlar, elektronlardan çok daha küçük bir faz hacmini işgal eder. Sözde nötron yıldızı, yoğunluğu 10 14 - 10 g / cm3'e ulaşan gerçekleşir. Nötron yıldızının karakteristik boyutu 10 - 15 km'dir. Bir anlamda, nötron yıldızı devasa bir atom çekirdeğidir. Diğer yerçekimi sıkıştırma, nükleer madde basıncını önler, nötrlerin etkileşiminden kaynaklanır. Aynı zamanda, beyaz cücelerde olduğu gibi, dejenerasyonun basıncıdır, ancak dejenerasyonun dajenerasyonunun çok daha yoğun nötron gazının basıncı. Bu basınç, kitleleri 3.2 metreye kadar tutabilir.
Darban sırasında oluşturulan nötrinolar, nötron yıldızını oldukça hızlı bir şekilde soğutur. Teorik tahminlere göre, sıcaklık ~ 100 s sırasında 10 11 ila 10 9 K arasında düşer. Soğutma oranı hafifçe azalır. Ancak, astronomik ölçek için yeterince yüksek. 10 9 ila 10 8 K arasındaki sıcaklıkta bir azalma, 100 yıl içinde ve milyon yılda 10 6 k - 10 ila 10 k arasında gerçekleşir. Nötron yıldızları tespiti Optik yöntemler, küçük boyut ve düşük sıcaklık nedeniyle oldukça zordur.
1967'de Cambridge Üniversitesi, Hewish ve Bell, kozmik periyodik elektromanyetik radyasyon kaynaklarını açtı - pulsarlar. Pulsün nabız darbelerinin tekrarı periyotları, 3.3 · 10 -2 ila 4,3 p arasında uzanır. Modern fikirlere göre, pulsarlar, 1 - 3m'lik bir kütleye sahip olan nötron yıldızları döndürüyor ve 10 - 20 km çap. Nötron yıldızlarının özelliklerine sahip olan yalnızca kompakt nesneler şeklini koruyabilir, bu tür hızlarda yok edemez. Açısal momentumun korunması ve bir nötron yıldızının oluşumu sırasında manyetik alanın korunması, güçlü bir manyetik alan B ~ 10 12 GS ile hızla dönen pulsarların doğumuna yol açar.
Nötron yıldızının bir manyetik alanı olduğuna inanılmaktadır, bu eksen, yıldızın dönme ekseni ile çakışmaz. Bu durumda, yıldızın radyasyonu (radyo dalgası ve görünür ışık), deniz fenerinin ışınları olarak yere kaydırır. Kiriş zemini geçtiğinde, nabız kaydedilir. Nötron yıldızının radyasyonu, yıldız yüzeyinden gelen yüklü parçacıkların, yayılan elektromanyetik dalgaların, manyetik alanın güç hatlarında hareket etmesi nedeniyle oluşur. Pulsarın bu mekanizması, ilk olarak altınla önerilen pulsarın bu mekanizması, Şekil 2'de gösterilmiştir. 39.

Radyasyon ışını yeryüzünün gözlemcisine düşerse, radyo teleskopu, Radyo emisyonunun kısa darbelerini, nötron yıldızının dönüş süresine eşit bir süre ile sabitler. Nabız şekli, nötron yıldız magnetosferinin geometrisi nedeniyle çok karmaşık olabilir ve her pulsarın özelliğidir. Nazik rotasyon süreleri kesinlikle sabit ve bu sürelerin ölçülmesinin doğruluğu 14 basamaklı bir basamağa ulaşır.
Halen, pulsarlar çift sistemlerde keşfedilir. Pulsar, ikinci bileşenin etrafındaki yörüngede dönerse, Doppler etkisi nedeniyle pulsar periyodunun varyasyonları gözlenmelidir. Pulsar gözlemciye yaklaştığında, Doppler etkisi nedeniyle kayıtlı radyo darbe süresi azalır ve pulsar bizden çıkarıldığında, süresi artar. Bu fenomen dayanarak, çift yıldızların bir parçası olan pulsarlar keşfedilmiştir. İlk keşfedilen PSR 1913 + 16 pulsar, çift sistemin bir parçası olan orbital tedavi süresi 7 saat 45 dakika idi. PSR 1913 + 16 pulsarın kendi tedavisi süresi 59 ms.
Pulsarın emisyonu, nötron yıldızının dönüş hızında bir düşüşe yol açmalıdır. Böyle bir etki de keşfedildi. Çift sistemin bir parçası olan Nötron Yıldızı, yoğun röntgen radyasyonunun kaynağı olabilir.
Nötron yıldızının 1.4m'sinin ve 16 km'lik yarıçapının yapısı, Şekil 2'de gösterilmiştir. 40.

Ben sıkıca paketlenmiş atomların ince bir dış tabakasıdır. II ve III alanlarında çekirdek, hacim merkezli bir kübik kafes şeklinde bulunur. IV bölgesi esas olarak nötronlardan oluşur. V bölgesinde, madde, bir nötron yıldızının bir zımpara çekirdeğini oluşturan, peonies ve hiperonovdan oluşabilir. Nötron yıldızının yapısının ayrı detayları şu anda netleşmiştir.
Nötron yıldızlarının oluşumu her zaman süpernova salgını bir sonucu değildir. Beyaz cücelerde yakın çift yıldız sistemlerinin evrimi sırasında nötron yıldızlarının oluşumu için başka bir mekanizma mümkündür. Beyaz cüce üzerindeki bir yıldız-arkadaşlık maddesinin akışı, yavaş yavaş beyaz cücenin ağırlığını arttırır ve kritik kütle elde edildiğinde (Candardan limiti), beyaz cüceler nötron bir yıldıza dönüşür. Maddenin akışının devam ettiği ve bir nötron yıldızının oluşmasından sonra, kitlesi önemli ölçüde artabilir ve bir yerçekimi çöküşünün bir sonucu olarak, kara deliğe dönüşebilir. Bu, "sessiz" daraltmaya karşılık gelir.
Kompakt çift yıldızlar, X-ışını kaynakları olarak kendini gösterir. Ayrıca, "normal" yıldızdan düşen maddenin birikimi nedeniyle daha kompakt. B\u003e 10 10 GS ile nötron yıldızındaki maddenin birikimi ile, madde manyetik direkler alanına düşer. X-ışını radyasyonu, eksen etrafındaki döndürülerek modüle edilir. Bu tür kaynaklar x-ışını pulsarları denir.
Periyodik olarak, günden birkaç saat önce periyodik olarak, radyasyon patlamaları meydana getiren röntgen kaynakları vardır. Sıçramanın karakteristik zamanı artar - 1 sn. Patlamanın süresi 3 ila 10 saniye arasında. Patlama sırasında yoğunluk, 2-3 büyüklük sırası, Sakin halde parlaklığı aşan büyüklüktedir. Halen, bu tür bu tür kaynaklar bilinmektedir. Radyasyon patlamalarının, nötron yıldızının yüzeyinde biriken maddenin termonükleer patlamalarının bir sonucu olarak meydana geldiğine inanılmaktadır.
Nükleonlar arasındaki düşük mesafelerde iyi bilinmektedir (< 0.3·10 -13 см) ядерные силы притяжения сменяются силами оттал-кивания, т. е. противодействие ядерного вещества на малых расстояниях сжимающей силе тяготения увеличивается. Если плотность вещества в центре нейтронной звезды превышает ядерную плотность ρ яд и достигает 10 15 г/см 3 , то в центре звезды наряду с нуклонами и электронами образуются также мезоны, гипероны и другие более массивные частицы. Исследования поведения вещества при плотностях, превышающих ядерную плотность, в настоящее время находятся в начальной стадии и имеется много нерешенных проблем. Расчеты показывают, что при плотностях вещества ρ > ρ zehir, nötronize edilmiş maddenin sağlam bir kristalli duruma geçişi, hiperonne ve kuark gluon plazmasının oluşumu gibi bir süreçler gibi işlemler mümkündür. Nötron maddenin süperfluid ve süper iletken durumlarının oluşumu mümkündür.
Maddenin yoğunluklardaki yoğunluklarla ilgili modern fikirlere uygun olarak, nükleerden 3 kat daha fazla (yani, nötron yıldızının iç yapısı tartışıldığında, bu tür yoğunluklar tartışıldığında, bu tür yoğunluklar tartışılmaktadır), Kararlılık sınırı. Proton sayısının egzotik oranlarının yoğunluğuna, sıcaklığına, sıcaklığına, sıcaklığına, sıcaklığına, sıcaklığına, sıcaklığına, sıcaklığına, sıcaklığına, sıcaklığına, sıcaklığına, hisse senetlerinin nötronlarının sayısına bağlı olarak daha derin bir anlayış elde edilebilir. nötrinoları içeren zayıf süreçler için. Şu anda, büyük nükleer yoğunluklu bir madde çalışmasının tek olasılıkları nükleer reaksiyonlar ağır iyonlar arasında. Bununla birlikte, ağır iyonların çarpışmasına ilişkin deneysel veriler yeterli bilgi değildir, çünkü hedef çekirdek için N P / N N'nin elde edilebilecek değerleri ve yıkama hızlandırılmış çekirdeği küçüktür (~ 1 - 0.7).
Radioulsarians dönemlerinin doğru ölçümleri, nötron yıldızının dönme hızının yavaş yavaş yavaşlandığını göstermiştir. Bu, yıldızın döndürülmesinin kinetik enerjisinin pulsar radyasyonunun enerjisine ve nötrino emisyonu ile geçişinden kaynaklanmaktadır. Radyo hastalıkları dönemlerinde küçük atlama değişiklikleri, nötron yıldızının yüzey tabakasındaki streslerin birikimi ile açıklanmaktadır, "çatlama" ve "hatalar" eşliğinde, yıldızın dönüş hızındaki bir değişikliğe yol açan "çatlama" ve "hatalar" eşliğinde . Radioulsarların gözlenen zamansal özellikleri, bir nötron yıldızının, içindeki fiziksel koşulların "kabuğunun" özellikleri ve nötron maddenin üstünlüğü hakkında bilgi içerir. Son zamanlarda, daha küçük 10 ms dönemleri olan önemli sayıda rapiopoules bulundu. Bu, nötron yıldızlarında meydana gelen süreçler hakkındaki fikirlerin iyileştirilmesini gerektirir.
Başka bir sorun, nötrino süreçlerinin nötron yıldızlarında çalışmasıdır. Emisyon Nötrino, formasyonundan 6 yıl sonra 10 5 - 10 arasında bir nötron yıldızıyla enerji kaybı mekanizmalarından biridir.

Güneş kütlesinin kütleleri (M?) Ve yarıçapı, güneşin yarıçapından yaklaşık 100 kat daha küçüktür. Beyaz cüceler 10 8 -109 9 kg / m3'ün ortalama yoğunluğu. Beyaz cüceler, tüm galaksi yıldızlarının yüzde birkaçını oluşturur. Birçok beyaz cüceler çift yıldız sistemlerine dahildir. Beyaz cücelere atfedilen ilk yıldız, 1862'de açık bir Amerikan Astronom A. Clark'taki Sirius'du (Sirius Satellite) idi. 1910'larda, beyaz cüceler özel bir yıldız sınıfında vurgulanır; Adı, bu sınıfın ilk temsilcilerinin rengiyle ilişkilidir.

Çok sayıda yıldız ve boyutta küçük bir gezegen olan White Cüce, Yıldızı sıkacak şekilde yüzeyindeki bir colossal cazibe bulunur. Ancak, yerçekimi güçleri, elektronların dejenere gazının baskısına karşı çıktıktan dolayı sabit bir dengeyi korur. Pauli'nin büyük bir dürtüsüne sahipler. Dejenere gazın basıncı pratik olarak sıcaklığından bağımsızdır, bu nedenle soğutulduğunda, beyaz cüce sıkıştırılmamıştır.

Beyaz cücenin kütlesi ne kadar büyükse, yarıçapı o kadar az olur. Teori, yaklaşık 1.4 milyon kütlelerin beyaz cücelerinin üst kütlesini gösterir mi? (Sözde Chandrekar limiti), fazlalık bir yerçekimi çöküşüne yol açar. Bu sınırın varlığı, gaz yoğunluğu arttıkça, elektronların hızı, ışık hızına yaklaşır ve daha da büyüyemez. Sonuç olarak, dejenere gazın basıncı artık yerçekiminin gücüne dayanamıyor.

Beyaz cüceler, sıradan yıldızların evriminin sonunda 8m'den az birinci ağırlığa sahip mi? Termonükleer yakıtın rezervinin stoğu bittikten sonra tükenir. Bu dönemde, Yıldız, kırmızı devin ve gezegenlerin aşamasından geçerek, dış katmanlarını sıfırlar ve çekirdeği çok yüksek bir sıcaklığa sahip çıkarır. Yavaş yavaş soğutma, yıldızın çekirdeği, termal enerji pahasına uzun süre parlamaya devam ederek, beyaz bir cücenin durumuna girer. Yaşla, beyaz cücenin parlaklığı düşüyor. Yaklaşık 1 milyar yaşında, beyaz cücenin parlaklığı, güneşten bin kat daha düşüktür. Çalışılan beyaz cücelerdeki yüzey sıcaklıkları, 5 · 10 3 ila 10 5 K arasında değişmektedir.

Bazı beyaz cüceler, yerçekimi Neradial Yıldız salınımlarının tezahürü ile açıklanarak, birkaç dakika ila yarım saate kadar periyotlarla optik değişkenlik buldu. Bu salınımların Astrosheysmology yöntemlerine göre analizi, beyaz cücelerin iç yapısını incelemenizi sağlar. Spektrumda beyaz cücelerin yaklaşık% 3'ünde, indüksiyona göre manyetik alanların varlığını gösteren 3 · 10 4 -10 9 GS'nin varlığını gösteren spektral çizgilerin ışılmasının güçlü bir polarizasyonu vardır.

Beyaz cücenin yakın bir çift sisteme dahil edildiyse, parlaklığına önemli bir katkı, komşu yıldızdan akan termonükleer hidrojen yanmasını sağlayabilir. Bu yanma, yeni ve yeni benzeri yıldızların salgınları biçiminde tezahür ettirilir. Nadir durumlarda, beyaz cücenin yüzeyindeki hidrojen birikmesi, Supernova'nın bir flaşı olarak gözlenen yıldızın tam olarak imha edilmesiyle termonükleer bir patlamaya neden olur.

LIT.: Blinnikov S. I. Beyaz Cüceler. M., 1977; Shapiro S., Tyulyuki S. Kara Delikler, Beyaz Cüceler ve Nötron Yıldızları: 2 Bölüm M., 1985'te.

Açılış 1844'te, Königsberg Gözlemevi Friedrich Bessel'in direktörü, Sirius'un olduğunu keşfetti. en parlak yıldız Kuzey gökyüzü, periyodik olarak, çok zayıf olmasına rağmen, göksel alandaki hareketin düz yörüngesinden sapıyor. Bessel, Sirius'un görünmez bir "karanlık" uyduyu olması gerektiği ve her iki yıldızın da dolaşım süresinin yaklaşık 50 yıl olması gerektiği sonucuna varmıştır. Mesaj şüpheciyle karşılandı, çünkü karanlık uydu gözlemlenemez kaldı ve kütlesinin oldukça büyük olması gerekiyordu - Sirius kütlesi ile karşılaştırılabilir.
Ocak 1862'de A.G. Clark, 18 inçlik bir refrakter, Clarkov ailesi tarafından CHIKAGO gözlemevine teslim edilen en büyük teleskop olan 18 inçlik bir refraktör (Dearborn Teleskope), Sirius Dim Star'ın hemen yakınında keşfedildi. Bessel tarafından tahmin edilen Sirius karanlık uydu, Sirius B oldu. Sirius B'nin yüzey sıcaklığı, anormal derecede düşük parlaklık gösteren 25.000 K, çok küçük bir yarıçapı ve buna göre, son derece yüksek yoğunluklu - 10 6 g / cm³ (Sirius yoğunluğu ~ 0.25 g / cm³, güneş yoğunluğu 1.4 g / cm³).
1917'de Adrian van Maenen, bir sonraki beyaz cüce - Wang Mansen yıldızı balık takımyıldızında açtı.

Paradoks yoğunluğu 20. yüzyılın başında, Herzshprung ve Russell, spektral sınıfa (sıcaklık) ve yıldızların parlaklığına göre düzenli bir düzenlilik açıldı - Herzshprung grafiği - Russell (Bay Diagram). Tüm yıldızların, kırmızı devlerin ana dizisi ve şubesi olan iki şubesinde iki şubesinde yığılmış gibiydi. Spektral sınıf ve parlaklık konusundaki yıldız dağıtım istatistiklerinin birikimi üzerine çalışma sırasında Russell, Profesör E. POOTERING'a itiraz etti. Diğer olaylar Russell aşağıdaki gibi açıklanmaktadır:

Russell'ın sürprizi oldukça anlaşılabilir: 40 Eridan B, nispeten yakın yıldızları belirtir ve gözlenen paralaks'a göre, kesinlikle ona ve buna göre, parlaklığa kesinlikle belirleyebilirsiniz. 40 eridan B'nin parlaklığı, spektral sınıfı için anormal olarak düşük olduğu ortaya çıktı - beyaz cüceler Bay Diyagramı üzerinde yeni bir alan oluşturdu. Böyle bir parlaklık, kütle ve sıcaklık bir kombinasyonu anlaşılmazdı ve 1920'lerde geliştirilen ana dizinin yıldızlarının standart yapısı çerçevesinde açıklamalar bulmadı.
Beyaz cücelerin yüksek yoğunluğu, FERMI DIRAC istatistiklerinin ortaya çıkmasından sonra yalnızca kuantum mekaniği çerçevesinde bir açıklama buldu. 1926'da, "yoğun madde" maddesinde Fowler ("yoğun madde" maddesinde ("yoğun madde", R. Astron. Soc. 87, 114-122), devletin denkleminin olduğu, ana dizinin yıldızlarından farklı olarak, Beyaz cüceler için ideal gaz modeline (Standart Standart Modeli) (Standart Modeli), maddenin yoğunluğu ve basıncı, dejenere elektronik gazın (Fermi gazı) özellikleri ile belirlenir.
Beyaz cücelerin doğasının açıklamasında bir sonraki aşama, YA'nın esasıydı. Ben Frenkel ve Chandrekhar. 1928'de, Frankel, beyaz cüceler için üst kütle limitinin ve 1930'ların "ideal beyaz cücelerin maksimum kütlesi" işindeki 1930'larda bulunduğunu belirtti. J. 74, 81-82) o beyaz gösterdi 1.4 Güneş Kütlesi ile Cüceler Kararsız (Chandrekarın Sınırı) ve çökmelidir.

Beyaz Carlikov'un kökeni
Fauler'in kararı, beyaz cücelerin iç yapısını açıkladı, ancak kökenlerinin mekanizmasını netleştirmedi. Beyaz cücelerin oluşumunu açıklamada, iki fikir önemli bir rol oynadı: E. Düşünce Epik, kırmızı devlerin, nükleer yakıtın tükendiği nükleer yakıtın ve V.G.'nin varsayımı sonucu ana dizinin yıldızlarından oluşur. Fesenkov, II. Dünya Savaşı'ndan kısa bir süre sonra yapılan, ana dizinin yıldızlarının kilo vermesi gerektiği ve böyle bir kitle kaybı, yıldızların evrimi üzerinde önemli bir etkisi olmalıdır. Bu varsayımlar tamamen doğrulandı.
Evrim sürecinde, ana dizinin yıldızları, helyum oluşumuyla hidrojenin "tükenmişlik" gerçekleşir (bete betçe). Böyle bir tükenmişlik, yıldızın orta kısımlarındaki enerji salımının sonlandırılmasına, sıkıştırma ve, buna göre, yeni termonükleer enerjinin kaynağının aktif olduğu koşullara yol açan koşullara yol açar. : Yaklaşık 10 8 K sıcaklıklarında helyum tükendi ( Üçlü Helyum Reaksiyonu veya üçlü alfa işlemi), kırmızı devlerin ve süperenin özelliği:
O 4 + o 4 \u003d 8 - iki, iki helyum (alfa parçacıkları) birleştirme ve dengesiz berilyum izotop oluşur;
8 + o 4 \u003d C 12 + 7.3 MEV - çoğu 8, yine iki alfa parçacıklarına parçalanır, ancak yüksek enerjili bir alfa partikülü olan 8 bir çarpışmada, sabit bir karbon çekirdek C12 oluşabilir.
Bununla birlikte, üçlü helyum reaksiyonunun, BETHE döngüsünden daha az bir enerji salınımı ile karakterize olduğu belirtilmelidir: kütle ünitesi açısından energud Harcamaları Helyumun "yanma" kısmında 10 kattan daha düşük, hidrojenin "yanması". Helyum yandığında ve çekirdeğindeki enerji kaynağının bitkinliği olasıdır ve nükleosentezin daha karmaşık reaksiyonları mümkündür, ancak ilk olarak, bu reaksiyonlar daha fazla ve daha yüksek sıcaklık gerektirir ve ikinci olarak, kütle birimi başına enerji salınımı gerektirir. Bu tür reaksiyonlar, kütle numaraları reaksiyona giren kareleri büyütdürürdüğü için düşer.
Kırmızı devlerin çekirdeğinin evrimini görünen ek bir faktör, üçlü helyum reaksiyonunun yüksek sıcaklık duyarlılığının ve bir mekanizma olan daha ciddi çekirdekli sentez reaksiyonlarının yüksek sıcaklık duyarlılığının bir kombinasyonudur. nötrin soğutma: Yüksek sıcaklıklarda ve basınçlarda, elektronlarda fotonları, çekirdeğinden serbestçe enerji taşıyan nötrino-antinetik buhar oluşumuyla dağıtmak mümkündür: onlar için yıldız şeffaftır. Bunun hızı volumenny Nötrin soğutma, klasik aksine yüzey Fotonik soğutma, yıldızların kaplarından enerji iletim işlemleri ile sınırlı değildir. Nükleosentezin reaksiyonu sonucunda, aynı çekirdeğin sıcaklığı ile karakterize edilen yıldız çekirdeğinde yeni bir denge elde edilir: Formlar İzotermal çekirdek.
Nispeten küçük bir kitle (güneşin siparişi) olan kırmızı devlerin durumunda, izotermal çekirdekler, daha büyük yıldızlar ve daha ağır elementlerden daha büyük yıldızlar durumunda, çoğunlukla helyumdan oluşur. Bununla birlikte, her durumda, böyle bir izotermal çekirdeğin yoğunluğu o kadar yüksektir ki, plazma çekirdeğini oluşturan elektronlar arasındaki mesafenin De BrogLYL dalga boyları ile orantılı hale gelir. λ = h. / m.v. Yani, elektron gazı dajenerasyonu koşulları yapılır. Hesaplamalar, izotermal çekirdeğin yoğunluğunun, beyaz cücelerin yoğunluğuna karşılık geldiğini göstermektedir. kırmızı devlerin çekirdekleri beyaz cücelerdir..

Kırmızı devlerle kütle kaybı
Kırmızı devlerin içinde nükleer reaksiyonlar sadece çekirdeğe değil: hidrojen çekirdeğe yandığı gibi, helyumun nükleosentezi, Yıldızların Yıldız zengin bölgesine uzanır ve fakir ve hidrojen bakımından zengin bölgeler. Benzer bir durum üçlü bir helyum reaksiyonu ile gerçekleşir: Helyum çekirdeğinde yanar olarak, fakir ve zengin helyum bölgeleri arasındaki sınırdaki küresel bir katmana da odaklanır. Yıldızların böylesine "iki katlı" nükleosentez bölgelerinin parlaklığı önemli ölçüde artar, yaklaşık birkaç bin güneş ışığına ulaşırken, yıldız "şişlik", çapını arttırır; toprak yörüngesi. Nükleosentez helyum bölgesi, yıldız yüzeyine yükselir: Kütlenin bu bölgedeki payı, yıldız kütlesinin ~% 70'idir. "Şişirme", maddenin yıldızın yüzeyinden oldukça yoğun bir şekilde sona ermesi eşlik eder, bu tür nesneler protoplaneter bulutsu olarak gözlenir, örneğin Nebula HD44179 ( resim).
Böyle yıldızlar açıkça kararsız ve 1956'da I.S.S. Shklovsky, kırmızı devlerin kabuklarının sıfırlanmasıyla gezegensel bulutsunun oluşumu için bir mekanizma önerdi, bu gibi yıldızların izotermal dejenere çekirdeğinin maruz kalması, beyaz cücelerin doğumuna yol açar (kırmızı devlerin evriminin bu senaryosu) genellikle sayısız gözlemsel veri tarafından kabul edilir ve desteklenir). Kesin kütle kaybı mekanizmaları ve bu tür yıldızlar için kabuğun daha fazla sıfırlanması hala belirsizdir, ancak kabuğun kaybına katkıda bulunabilecek aşağıdaki faktörleri varsayabilirsiniz:

• Gerilmiş yıldız kabuklarında, istikrarsızlık, yıldızın termal modundaki bir değişiklik eşliğinde güçlü salınım işlemlerine yol açabilir. Üzerinde figür Seçilen yıldız maddenin yoğunluğunun açıkça gözle görülür dalgaları, bu tür salınımların sonuçları olabilir.
• Hidrojenin iyonizasyonu nedeniyle, fotoosferin altında yatan bölgelerde, güçlü konvektif dengesizlik gelişebilir. Benzer bir doğanın güneş aktivitesine sahiptir, kırmızı devler durumunda, konvektif akışların gücü güneşi önemli ölçüde aşmalıdır.
• Son derece yüksek parlaklık nedeniyle, yıldız radyasyon akısının ışık basıncı, hesaplanan verilere göre, birkaç bin yıl boyunca kabuğun kaybına neden olabilecek dış katmanları için esastır.

Her neyse, ancak kırmızı devlerin yüzeyinden gelen maddenin nispeten sakin bir şekilde sona ermesi için uzun bir süre, kabuğunun ve çekirdeğin maruz kalmasıyla bir boşaltılmasıyla biter. Böyle atılan bir kabuk, gezegen bir bulutsu olarak görülür. Protoplanetary Bulutsusu'nun genişlemesinin hızı, KM / S, yani, kırmızı devlerin yüzeyindeki parabolik hızların değerine yakın, yani, "kütlenin fazlası deşarjı ile birlikte oluşumlarının ek bir onayı olarak hizmet veren kırmızı devlerin yüzeyinde. "Kırmızı devlerin.

Spektrumun özellikleri
Beyaz cücelerin spektrumları, ana dizinin ve devlerin yıldızlarının spektrumlarından çok farklı. Ana özellikleri, az sayıda genişleyen absorpsiyon hatları ve bazı beyaz cüceler (spektral sınıf DC) gözle görülür bir emme hatları içermez. Bu sınıfın yıldızlarının spektrumundaki az sayıda absorpsiyon hattı, çizgilerin çok güçlü bir genişlemesinden kaynaklanmaktadır: sadece en güçlü emme hatları, emici, düşük derinliğe bağlı olarak gözle görülür ve zayıf kalacak kadar derinliğe sahiptir, pratik olarak sürekli bir spektrum ile birleştirilir.
Beyaz cüce spektrumlarının özellikleri birkaç faktörle açıklanmaktadır. İlk olarak, beyaz cüce yoğunluğundan dolayı, yüzeylerine serbest düşüşün hızlanması, sırayla, fotolarının en düşük uzunluklarına yol açan ~ 10 8 cm / c² (veya ~ 1000 km / s²). İçlerinde büyük yoğunluklar ve basınçlar ve emilim hatlarının genişletilmesi. Yüzeydeki güçlü bir yerçekimi alanının bir başka sonucu, birkaç düzine km / s hızlarına eşdeğer olan spektrumlarındaki çizgilerin yerçekimi kırmızı kaymasıdır. İkincisi, güçlü manyetik alanlara sahip bazı beyaz cücelerde, Zeeman'ın etkisinden dolayı radyasyon ve spektral çizgilerlerin güçlü bir polarizasyonu vardır.

Beyaz Cücelerin X-ışını Radyasyonu
Genç beyaz cücelerin yüzey sıcaklığı - izotropik yıldızlar nüklei Kabukları sıfırladıktan sonra çekirdekler çok yüksektir - 2 · 10 5 K'tan fazla, ancak yüzeyden nötrin soğutma ve radyasyon nedeniyle oldukça hızlı bir şekilde düşer. X-ışını aralığında bu kadar çok genç beyaz cüceler gözlenir. En sıcak beyaz cücelerin yüzey sıcaklığı - 7 · 10 4 K, en soğuk - ~ 5 · 10³ K.
X-ışını menzilinde beyaz cücelerin radyasyonunun tuhaflığı, X-ışını radyasyonunun ana kaynağının, onları "normal" yıldızlardan keskin bir şekilde ayıran bir Photosphere olduğu gerçeğidir: Taç tacı yecir, ısındı Birkaç milyon Kelvin ve fotoserinin sıcaklığı, X-ışını emisyonları için çok düşüktür.
Birikimin yokluğunda, beyaz cücelerin parlaklık kaynağı, iyonların derinliklerinde ısıl enerjisinin teminidir, bu nedenle parlaklıkları yaşa bağlıdır. 1940'ların sonlarında inşa edilen beyaz cücelerin soğutulmuş kantitatif teorisi S.A. Kaplan

Çift sistemlerde beyaz cücelerde dönüm

• Beyaz cücelerde ispatsız birikim, eğer arkadaşı büyük bir kırmızı cüce ise, cüce yeni (Tip U Gem (UG) Yıldızları) ve yeni benzeri yıkıcı yıldızların ortaya çıkmasına neden olur.
• Beyaz cücelerde, güçlü bir manyetik alanla, bölgeye başlar manyetik direkler Beyaz cüce ve saha alanları alanındaki partiling plazma radyasyonunun siklotron mekanizması, gözle görülür alandaki radyasyonun güçlü kutuplaşmasına neden olur (kutuplar ve ara kutuplar).
• Hidrojen maddeleri bakımından zengin beyaz cücelerdeki birikme, yüzeyde (esas olarak helyumdan oluşan) birikmesine neden olur ve termal kararsızlık durumunda, bir flaş olarak gözlenen bir patlamaya yol açan helyum sentez reaksiyonunun sıcaklığına ısıtılır. yeni bir yıldızın.

Yıldızlar: Doğumları, Yaşam ve Ölüm [Üçüncü Baskı, Geri Dönüşümlü] Shklovsky Joseph Samulovich

10. Bölüm Beyaz Cüceler nasıl düzenlenir?

10. Bölüm Beyaz Cüceler nasıl düzenlenir?

§ 1'de tartıştığımızda fiziki ozellikleri Herzshpruung grafiğine uygun çeşitli yıldızlarda "beyaz cüceler" adlı sözde dikkat edildi. Bu yıldız sınıfının tipik bir temsilcisi, Sirius denilen ünlü Sirius uydusudur. Sonra bu garip yıldızların hiçbir şekilde, galaksimizdeki bazı patolojik "ucubeler" nin nadir bir kategorisi olduğu vurgulandı. Aksine, çok sayıda yıldız grubudur. Galaksideki en az birkaç milyar ve belki de on milyarda, yani dev yıldız sistemimizin tüm yıldızlarının% 10'una kadar olmalıdır. Sonuç olarak, beyaz cüceler, yıldızların gözle görülür bir bölümünde gerçekleşen doğal bir süreç sonucu oluşması gerekiyordu. Dolayısıyla, yıldızların dünyası hakkındaki anlayışımızın, beyaz cücelerin doğasını anlamadık ve kökenlerinin sorusunu bulamazsak, tamlıktan çok uzakta olduğunu takip eder. Bununla birlikte, bu paragrafta, beyaz cücelerin oluşumu sorunu ile ilgili sorunları tartışmayacağız - bu § 13'te yapılacaktır. Görevimiz bu şaşırtıcı nesnelerin doğasını anlamaya çalışmaktır. Beyaz cücelerin ana özellikleri şunlardır:

a. Kütle, yarıçapı sırasında güneşin kütlesinden çok farklı değil, güneşten yüzlerce daha az. Beyaz cücelerin bir siparişin boyutları dünyanın büyüklüğü ile.

b. 106 -10 7 g / cm3 (yani, tonların bir çadırına kadar, "bir kübik santimetrede" basıldığında ", 106-10 7 g / cm3 (yani) kadar büyük bir ortalama yoğunluğunu takip eder!).

c. Beyaz cücelerin parlaklığı çok küçük: yüzlerce ve binlerce kat daha az güneş.

Beyaz cücelerin derinliklerinde koşulları analiz etmek için ilk girişimde, hemen çok büyük zorluklarla karşı karşıyayız. § 6'da, yıldızın kütlesi, yarıçapı ve merkezi sıcaklık arasında bir bağlantı vardı (bkz. Formül (6.2)). İkincisi, yıldızın yarıçapıyla ters orantılı olması gerektiğinden, beyaz cücelerin merkezi sıcaklıkları görünüşte, yüz milyonlarca Kelvin'in birçok siparişinin büyük değerleri elde etmelidir. Bu gibi canavara sıcaklıklar altında, aşırı derecede büyük miktarda nükleer enerji olmalıdır. Tüm hidrojenin "yandığını" varsaysak bile, üçlü helyum reaksiyonu çok etkili olmalıdır. Nükleer reaksiyonlar ile tahmini olan enerji, yüzeye "sızdırmak" ve radyasyon şeklindeki yıldızlararası boşluğa gitmek zorundadır ve bu da son derece güçlü olmaları gerekir. Bu arada, beyaz cücelerin parlaklığı tamamen önemsizdir, aynı kütlenin "sıradan" yıldızlarından daha az olan birkaç büyüklük emridir. Dava nedir?

Bu paradoksda çözmeye çalışacağız.

Her şeyden önce, beklenen ve gözlemlenen parlaklık arasında böyle güçlü bir tutarsızlık, formül (6.2) § 6'nın beyaz cüceler için geçerli olmadığı anlamına gelir. Şimdi bu formülün geri çekilmesinde büyük varsayımların yapıldığı hatırlayın. Her şeyden önce, yıldızın iki kuvvetin etkisiyle bir denge durumunda olduğu varsayılmıştır: yerçekimi ve gaz basıncı. Beyaz cücelerin, § 6. olarak detaylı olarak tartıştığımız bir hidrostatik denge durumunda olduğundan şüphe etmeniz gerekmez. Aksi takdirde, kısa sürede, varoluşun durması durumunda, eğer basınç varsa Yerçekimi gaz basıncı için telafi edilmediyse yerçekimini aşar ya da "noktaya" sıkılır. Dünya Yerçekimi dünyasının evrenselliğinden şüphe etmek de gerekli değildir: Yerçekimi kuvveti her yerde davranır ve miktarı dışında, maddenin diğer özelliklerine bağlı değildir. Sonra sadece bir olasılık var: Klapaireron'un tanınmış kanununun yardımıyla aldığımız sıcaklıktan gaz basıncının büyüklüğünden şüphe etmek.

Bu yasa mükemmel gaz için adil. § 6'da, sıradan yıldızların alt topraklarının yeterli doğrulukla olan maddenin mükemmel gaz olarak kabul edilebileceğinden emin olduk. Sonuç olarak, mantıksal sonuç, beyaz cücelerin bağırsaklarının çok yoğun bir maddesinin zaten olduğudur. mükemmel gaz değil.

Doğru, makul bir şekilde şüphesiz, bir gaz madde midir? Belki bu bir sıvı veya sağlam bir gövdedir? Olmadığından emin olmak kolaydır. Sonuçta, sıvılarda ve katılarda sıkıca paketlenmiş atomlarBu kadar küçük boyutlu olmayan elektronik kabukları ile hangi temasta ki, 10 -8 cm sırası, atomların neredeyse tamamının birbirine "hareket ettirdiği", atomik çekirdeklerden oluşan bir mesafeden daha yakındır. Bu nedenle, hemen katı veya sıvı maddenin ortalama yoğunluğunun aşılamayacağını hemen takip eder.

20 g / cm3. Maddenin beyaz cücelerdeki ortalama yoğunluğunun on binlerce kez daha olabileceği gerçeği, çekirdeklerin birbirleriyle 10 -8 cm'den önemli ölçüde daha küçük olduğu anlamına gelir. Bu nedenle, atomların elektronik kabuklarının "Ezilmiş" olduğu gibi ve çekirdek elektronlardan ayrılır. Bu anlamda, beyaz cücelerin alt topraklarının özürü hakkında çok yoğun bir plazma olarak konuşabiliriz. Ancak plazma öncelikle bir gazdır, yani, yani partikül jeneratörleri arasındaki mesafenin ikincisinin boyutlarını önemli ölçüde aştığında böyle bir maddenin durumu. Bizim durumumuzda, çekirdek arasındaki mesafe daha az değil

10 -10 cm, çekirdeklerin boyutları ihmal edilebilir - yaklaşık 10-12 cm.

Böylece, beyaz cüceler bağırsaklarının özü çok yoğun bir iyonize gazdır. Bununla birlikte, büyük yoğunluk nedeniyle, fiziksel özellikleri mükemmel gazın özelliklerinden keskin bir şekilde farklılık gösterir. Bu fark özelliklerini özelliklerle karıştırmayın. gerçek gazlarBirçok insanın çoğunun fiziğin farkında olduğunu söylüyor.

Ultra yüksek yoğunluklu iyonize gazın spesifik özellikleri belirlenir dejenerasyon. Bu fenomen kendisini sadece içinde bir açıklama bulur kuantum mekaniği. Klasik fizik "dejenerasyon" kavramı uzaylıdır. Bu ne? Bu soruyu cevaplamak için, ilk önce Kuantum Mekaniği Kanunları tarafından tarif edilen atomdaki elektron hareketinin özelliklerine başlamalıyız. Atom sistemindeki her elektronun durumu, kuantum sayılarının görevi ile belirlenir. Bu sayılar özdür ana fikir kuantum sayısı n.Atomda elektron enerjisinin belirlenmesi, kuantum numarası l., elektronun orbital dönme noktasının değerini, kuantum numarası m.Bu anın projeksiyonunun fiziksel olarak adanmış yönde (örneğin, manyetik alanın yönü) ve sonunda kuantum sayısının önemini vermek. s.değer vermek kendi dönüş anı Elektron (dönüş). Kuantum Mekaniğinin Temel Hukuku powli prensibiTüm kuantum sayılarının aynı olması için herhangi bir elektrik sistemi (örneğin, karmaşık bir atom) ile yasaklamak aynıdır. Bu prensibi basit bir yarı klasik Borov atom modelinde açıklayalım. Üç kuantum sayısının kombinasyonu (arkadan hariç), atomdaki elektron yörüngesini belirler. Pauli'nin prensibi, bir atomun bu modeli ile ilgili olarak, aynı kuantum yörüngesinde ikiden fazla elektronun üzerinde olmasını yasaklamaktadır. Böyle bir yörüngede iki elektron varsa, karşı yönlendirilmiş sırtlar olmalıdır. Bu, bu tür elektronlarda üç kuantum sayısının aynı olmasına rağmen, elektronların dönüşlerini karakterize eden kuantum sayılarının farklı olması gerektiği anlamına gelir.

Pauli prensibi tüm atomik fiziğin büyük önem taşımaktadır. Özellikle, sadece bu prensibe dayanarak, Mendeleev elemanlarının periyodik sisteminin tüm özellikleri anlaşılabilir. Pauli'nin prensibi çok yönlü bir değere sahiptir ve çok sayıda aynı parçacıktan oluşan tüm kuantum sistemlerine uygulanır. Özellikle böyle bir sistemin örneği, oda sıcaklıklarında sıradan metallerdir. Bildiğiniz gibi, metallerde, harici elektronlar "kendi" çekirdeği ile ilişkili değildir, sanki "Sıradış" gibi. Metal metal kafesin karmaşık elektrik alanında hareket ederler. Kaba, yarı şasi yaklaşımda, elektronların bazılarında hareket etmesi, ancak çok karmaşık yörüngeler ve elbette bu tür yörüngeler için Pauli prensibi de gerçekleştirilmelidir. Bu, yukarıda belirtilen elektronik yörüngelerin her biri için, ikiden fazla elektronun hareket edebileceği, bu da dönüşleriyle farklı olmalıdır. Kuantum mekanik yasalarına göre, bu tür olası yörüngelerin sayısının, çok büyük olmasına rağmen, ancak elbette olduğu vurgulanmalıdır. Bu nedenle, tüm geometrik olarak olası yörüngeler uygulanmaz.

Aslında, elbette, akıl yürütmemiz çok basittir. Yukarıda açıklık için "yörüngeler" hakkında konuştuk. Yörüngenin klasik resmi yerine, kuantum mekaniği sadece hakkında konuşuyor şart Elektron, tamamen tanımlanmış birkaç ("kuantum") parametreleri ile tarif edilmiştir. Olası durumların her birinde, elektronun bir tür enerjiye sahiptir. Trajectory modelimizin çerçevesinde, Pauli prensibi böylece formüle edilebilir: aynı "izin verilen" yörünge, aynı hızlarla (yani aynı enerjiye sahip olmak için) aynı hızlarla (yani) hiçbir iki elektronla hareket edebilir.

Karmaşık, multielektronik atomlarla ilgili olarak, Pauli prensibi, elektronlarının neden enerjisi minimal olan en "derin" yörüngelerinde "güvenmediğini" anlamayı mümkün kılar. Başka bir deyişle, atomun yapısını anlama anahtarı verir. Aynısı, metaldeki elektronlar durumunda ve beyaz cücelerin alt topraklarının bir maddesi durumunda durumdur. Aynı sayıda elektron ve atomik çekirdek, oldukça büyük bir hacmi doldurursa, "Herkes için yeterli alan olurdu". Ama şimdi bu hacmi hayal et sınırlı. Öyleyse, elektronların sadece küçük bir kısmı, sayıları gerekliliği ile sınırlı olan yörüngelerini hareket ettirmek için mümkün olur. Kalan elektronlar devam etmek zorunda kalacaktı aynısı Zaten "meşgul" olan yörüngeler. Ancak Pauli prensibi nedeniyle, bu yörüngeler boyunca yüksek hızlarda hareket edecekler ve bu nedenle daha büyük Enerji. Durum tamamen multielektronik atomdaki ile aynıdır, burada aynı prensip "fazlalığı" elektronlar nedeniyle zorunlu Daha fazla enerji ile yörüngeler içinde hareket edin.

Bir metal parçasında veya beyaz cücenin içindeki bir hacimde, elektron sayısı, pervolored hareketin yörüngeleri sayısından daha büyüktür. Sıradan gazlarda, özellikle de, yıldızların ana dizisinin derinliklerinde. Her zaman elektron sayısı var daha az Sayılar bozulmuş yörüngeler. Bu nedenle, elektronlar farklı yörüngeler boyunca farklı hızlarda, "birbirlerine müdahale etmeden" gibi hareket edebilir. Bu durumda Pauli prensibi hareketlerine yansıtılmıyor. Böyle bir gazda, Maxwello hızı dağılımı kurulur ve maddenin gaz durumu yasaları, özellikle Klapaireron kanununun okul fiziğinden gerçekleştirilir. "Sıradan" gaz şiddetle sıkılırsa, elektronlar için olası yörüngelerin sayısı çok daha küçük olacak ve nihayet her yörünge için ikiden fazla elektron olacağında ortaya çıkacaktır. Pauli prensibi sayesinde, bu elektronların bazı kritik önemi aşan farklı hızlara sahip olması gerekir. Şimdi bu sıkıştırılmış gazı güçlü bir şekilde soğutulursa, elektron hızı düşmeyecektir. Aksi takdirde, ne kadar kolay anlama, Pauli ilkesi gerçekleştirilecek. Böyle bir gazdaki elektron hızının mutlak sıfırının yakınında bile daha büyük olurdu. Bu tür olağanüstü özelliklere sahip gaz denir dejenere. Böyle bir gazın davranışı tamamen partiküllerinin (vaka - elektronlarımızda) tüm olası yörüngeleri işgal etmesi ve çok büyük hızlarla "gerektiği gibi" devam ediyor. Dejenere gazın aksine, "sıradan" gazdaki partikül hareketinin sıcaklığında bir azalma ile hızlanması çok küçük hale gelir. Buna göre, basıncı azalır. Dejenere gazın baskısına göre durum nasıl? Bunu yapmak için, gaz basıncını arayalım. Bu, gaz parçacıklarının, hacmini sınırlayan bazı "duvar" ile çarpışmalarda bir ikinci kez iletildiğine dair bir nabz. Parçacıklarının jeneratörlerinin hızları büyük olduğu için, dejenere gazın basıncının çok büyük olması gerektiği açıktır. Çok düşük sıcaklıklarda bile, dejenere gazın basıncı büyük kalmalıdır, çünkü partiküllerin her zamanki gazın aksine, sıcaklıktaki bir düşüşle neredeyse azaltılmaması nedeniyle azalmalıdır. Dejenere gazın basıncının sıcaklığında çok az bağlı olması beklenmelidir, çünkü partiküllerin oluşumu oranı, öncelikle Pauli prensibi tarafından belirlenir.

Beyaz cücelerin bağırsaklarındaki elektronlarla birlikte, "çıplak" çekirdeklerin yanı sıra korunmuş "iç" elektronik kabukları güçlü bir şekilde iyonlaştırılmış atomlar olmalıdır. Onlar için "izin verilen" yörüngeler sayısının her zaman partikül sayısından daha büyük olduğu ortaya çıktı. Bu nedenle, dejenere olmazlar, ancak "normal" gaz. Hızlar, beyaz cüce maddesinin sıcaklığı ile belirlenir ve Pauli prensibinden kaynaklanan elektronların hızlarından her zaman çok daha az vardır. Bu nedenle, beyaz cüce bağırsaklarında, basınç sadece dejenere elektronik gaza kaynaklanmaktadır. Beyaz cücelerin dengesinin neredeyse sıcaklıklarından bağımsız olduğunu takip eder.

Kuantum mekanik hesaplamaları gösterildiğinde, atmosferde ifade edilen dejenere elektronik gazın basıncı, formül tarafından belirlenir.

nerede sabit K. = 3

10 6 ve yoğunluk

her zamanki gibi, bir kübik santimetrede gram olarak ifade edilir. Formül (10.1), dejenere gaz, klape pazarının denklemi için de değiştirilir ve "Devlet Denklemi" dir. Bu denklemin karakteristik özelliği, sıcaklığın içine dahil edilmediğidir. Ek olarak, basınçın birinci yoğunluk derecesine kadar orantılı olduğu Klapaireron denkleminin aksine, burada yoğunluktaki basıncın bağımlılığı daha güçlüdür. Anlamak zor değil. Sonuçta, basınç, parçacıkların konsantrasyonu ve hızları ile orantılıdır. Doğal olarak, partiküllerin konsantrasyonu yoğunluğa orantılıdır ve dejenere gaz parçacıklarının hızı, aynı zamanda, Pauli prensibine göre, harekete geçmek zorunda olan "aşırı" partiküllerin sayısı ile artan yoğunluk ile büyüyor yüksek hızlarla büyüyor.

Formül (10.1) 'nin uygulanabilirliğinin durumu, "dejenerasyon" nedeniyle hızlarla karşılaştırıldığında elektronların termal hızlarının küçüklüğüdür. Çok yüksek sıcaklıklarda, Formül (10.1), CLAuseron formülünde (6.2) işlenmelidir. Yoğunluğu olan gaz için kullanılan basınç

formül (10.1) ile, dahaFormül (6.2) göre, gazın dejenere olduğu anlamına gelir. Buradan "dejenerasyon koşulu" ortaya çıktı

Orta moleküler ağırlık. Eşit olan nedir

beyaz cücelerin bağırsaklarında mı? Her şeyden önce, hidrojen orada neredeyse orada olmamalıdır: bu kadar büyük yoğunluklar ve yeterince yüksek sıcaklıklarda, nükleer reaksiyonlar altında uzun zamandır yanmıştır. Beyaz cücelerin bağırsaklarındaki ana eleman helyum olmalıdır. Atom kütlesi 4 olduğundan ve iyonizasyon olduğunda iki elektron verir (sadece partiküller üreten elektronlar var, sadece elektronlar var), daha sonra ortalama moleküler ağırlık 2'ye çok yakın olmalıdır. Dejenerasyonun durumu (10.2) şöyle yazılmış:

Örneğin sıcaklık ise T. \u003d 300 k (oda sıcaklığı), sonra

10 -4 g / cm3. Bu, metaldeki elektronların dejenere olması gerektiği (aslında, bu durumda da kalıcı olması gerektiği) çok düşük bir yoğunlukludur. K. ve

başka bir anlamı var, ancak davanın özü değişmez). Sıcaklık varsa T. Yıldız Subsoil'in sıcaklığına yakın, yani yaklaşık 10 milyon Kelvinov, sonra > 1000 g / cm3. Buradan hemen iki çıkışı takip edin:

a. Yoğunluğun yüksek olmasına rağmen, ancak 1000 g / cm3'ün altına düştüğü, gazın dejenere olmadığı durumlarda, sıradan yıldızların derinliklerinde. Bu, § 6'da yaygın olarak kullandığımız gaz durumunun olağan yasalarının uygulanabilirliğini haklı çıkarır.

b. Beyaz cüceler orta, hatta daha fazlası, böylece merkezi yoğunluklar bilerek 1000 g / cm'den fazla. Bu nedenle, gaz koşullarının olağan yasaları onlar için geçerli değildir. Beyaz Carlikov'u anlamak için, durumunun denklemi ile tarif edilen dejenere gazın özelliklerini (10.1) bilmek gerekir. Bu denklemden, her şeyden önce, beyaz cücelerin yapısının pratik olarak sıcaklıklarından bağımsız olduğunu takip eder. Öte yandan, bu nesnelerin parlaklığı belirlenir, sıcaklıkları (örneğin, termonükleer reaksiyonların oranı sıcaklığa bağlıdır), o zaman beyaz cücelerin yapısının parlaklığa bağlı olmadığı sonucuna varabiliriz. Prensip olarak, beyaz cüce mevcut olabilir (yani, bir denge konfigürasyonunda olmak) ve mutlak sıfıra yakın bir sıcaklıkta olabilir. Böylece, böylece, beyaz cüceler için "sıradan" yıldızların aksine, "Masaj - parlaklık" bağımlılığı yoktur.

Bununla birlikte, bu sıradışı yıldızlar için, belirli bir bağımlılık "kitle - yarıçap" vardır. Bir metalden yapılan topların eşit çaplara sahip olması gerektiği gibi, beyaz cücelerin aynı kütleye sahip boyutları da aynı olmalıdır. Bu ifade, diğer yıldızlar için açıkça haksızlık ediyor: Ana sıranın devleri ve yıldızları aynı kütlelere, ancak önemli ölçüde farklı çaplara sahip olabilir. Yıldızların geri kalanından beyaz cüceler arasındaki bu tür bir fark, sıcaklığın neredeyse hidrostatik dengelerinde herhangi bir rol oynamadığı, bu da yapıyı belirler.

Eğer öyleyse, beyaz cücelerin ve yarıçaplarının kütlelerini bağlayan bir evrensel oran olmalıdır. Görevimiz, temelden uzak olan bu önemli bağımlılığın geri çekilmesini içermiyor. Bağımlılığın kendisi (logaritmik bir ölçekte), Şekil 2'de sunulmuştur. 10.1. Bu modelde, kupalar ve kareler, bazı beyaz cücelerin konumu bilinen kitleler ve yarıçapı ile işaretler. Bu şekilde verilen beyaz cüceler için kütle ve yarıçapın bağımlılığı iki meraklı özelliğe sahiptir. İlk olarak, beyaz cüce kütlesi ne kadar büyükse, yarıçapı daha az olur. Bu bağlamda, beyaz cüceler bir metal birimden yapılan toplardan farklı davranırlar ... ikincisi, beyaz cücelerde izin verilen maksimum bir kütle değeri var [27]. Teori, doğada, kütlesindeki 1.43 kütlesini aşan beyaz cüceler olabileceğini tahmin eder [28]. Beyaz cücenin ağırlığı bu kritik değere daha küçük kitlelerden yaklaşırsa, yarıçapı sıfır için çaba gösterecektir. Neredeyse bu, belirli bir kütlenin, dejenere gazın basıncının artık yerçekiminin gücünü dengelemediği ve yıldız felaketle uzandığı anlamına gelir.

Bu sonuç, yıldız evriminin tamamı için son derece önemlidir. Bu nedenle, birkaç tane daha kalmaya değer. Beyaz cücenin kütlesi arttıkça, merkezi yoğunluğu daha fazla büyüyecek. Elektron gazının dejenerasyonu daha güçlü hale gelecektir. Bu, bir "izin verilen" yörüngenin her şeye sahip olması gerektiği anlamına gelir. daha Parçacıklar. Onlar çok "yakından" olacaklar ve (Pauli'nin ilkesini ihlal etmemek için!) Her şeyi büyük ve büyük hızlarla hareket ettirecekler. Bu hızlar ışık hızına oldukça yakın olacaktır. "Relativistik dejenerasyon" olarak adlandırılan bir maddenin yeni hali olacaktır. Bu tür gazın durumunun denklemi değişecektir - artık formül (10.1) ile tanımlanmayacaktır. Bunun yerine (10.1), oranı olacak

Oluşturulan durumu değerlendirmek için, § 6'da yapıldığı gibi,

Bu arada, yerçekimi gücü eşittir

Şimdi kitlenin daha az kritik olduğunu varsayalım. Sonra basınç nedeniyle kuvvet daha yerçekimi olacaktır, bu nedenle yıldız genişlemeye başlayacaktır. Genişleme sürecinde, görecelik dejenerasyon, normal "nontamivik olmayan" dejenerasyonunu değiştirecektir. Bu durumda, devlet denkleminden P.

5/ 3 bunu takip ediyor P / R. M. 5/ 3 / R. 6, yani, kuvvete karşı kuvvete olan bağımlılığı, R. Güçlü olacak. Bu nedenle, yarıçapın bir değeri ile yıldızın genişlemesi durur.

Bu niteliksel analiz, bir yandan, kütlenin bağımlılığının bulunması gereği - beyaz cüceler ve karakteri için yarıçapın (yani yarıçapın daha büyük olduğu), ancak diğer yandan, varlığını haklı çıkarır. Yaklaşan göreceli dejenerasyonun kaçınılmazlığı ile bunun bir sonucu olduğu maksimum kitle. Yıldızların kütlesi ne kadar süreyle, 1.2 güneş kütlesinden daha mı fazla olabilir? Son yıllarda çok alakalı olan bu büyüleyici, problem § 24'te tartışılacaktır.

Beyaz cüceler bağırsaklarının maddesi, yüksek şeffaflık ve termal iletkenlik ile karakterizedir. Bu maddenin tekrar iyi şeffaflığı Pauli prensibi ile açıklanmaktadır. Sonuçta, maddedeki ışığın emilimi, bir yörüngeden diğerine geçişlerinin neden olduğu elektronların durumundaki bir değişiklik ile ilişkilidir. Ancak, "yörüngelerin" (veya "yörüngelerinin") ezici çoğunluğu "işgal", bu tür geçişler çok zordur. Sadece çok az, özellikle beyaz cüce plazmasında hızlı elektronlar radyasyon Quanta'yı emebilir. Dejenere gazın termal iletkenliği mükemmeldir - bu örnek sıradan metallere hizmet eder. Çok yüksek şeffaflık ve beyaz bir cüce maddesinde termal iletkenlik nedeniyle, büyük sıcaklık farkları oluşamaz. Neredeyse tüm sıcaklık farkı, beyaz cüce yüzeyinden merkezine geçerseniz, nondeneraterasyon durumunda olan maddenin çok ince, dış bir tabakasında meydana gelir. Bu katmanda, kalınlığı yarıçapın yaklaşık% 1'ine göre, sıcaklık yüzeydeki birkaç bin Kelvin'den yaklaşık on milyon Kelvinov'a yükselir ve ardından yıldızın merkezine neredeyse hiç değişmez.

Beyaz cüceler zayıf olmasına rağmen, ama yine de yayılır. Bu radyasyonun enerjisinin kaynağı nedir? Yukarıda da vurgulandığı gibi, hidrojen, ana nükleer yakıt, beyaz cücelerin derinliklerinde pratik olarak no. Neredeyse hepsi, beyaz cüce aşamalarından önceki yıldızın evriminin aşamalarında yandı. Ancak, diğer taraftan, spektroskopik gözlem açıkça, hidrojenin beyaz cücelerin en dış mekan katmanlarında olduğunu belirtmektedir. Ya yakmak için vakti yoktu ya da (daha muhtemel olan), yıldızlararası ortamdan oraya çarptı. Beyaz cücelerin enerjisi kaynağının, alt topraklarının ve atmosferinin yoğun dajeneratif maddesinin sınırındaki çok ince bir küresel katmanda meydana gelen hidrojen nükleer reaksiyonlar olabileceği mümkündür. Ek olarak, beyaz cüceler, geleneksel termal iletkenlikle yüzeylerinin oldukça yüksek bir sıcaklığını koruyabilir. Bu, beyaz cücelerin, ısısının stokları nedeniyle yayılan enerji kaynağı olmadığı anlamına gelir. Ve bu rezervler çok sağlam. Elektronların beyaz cüce maddesindeki hareketleri dejenerasyonun fenomeninden kaynaklandığından, derinliklerinde ısı rezervi, çekirdeklerde ve iyonize atomlarda bulunur. Beyaz cücelerin özünün esas olarak helyumdan (atom ağırlığı 4'tür) olduğuna inanmak, beyaz cücede yer alan termal enerji miktarını bulmak kolaydır:

nerede m. H - hidrojen atomunun kütlesi, k. - Kalıcı Boltzmann. Beyaz cüce soğutma süresi bölünerek tahmin edilebilir E. T. onun parlaklığında L.. Birkaç yüz milyon yıldır ortaya çıkıyor.

İncirde. 10.2 Bir dizi beyaz cüceler için, yüzey sıcaklığından parlaklığın ampirik bir bağımlılığı verilir. Düz çizgiler özü sürekli yarıçapın geometrik yerleri. İkincisi, güneş yarıçapının fraksiyonlarında ifade edilir. Bu düz çizgiler boyunca ampirik noktaları iyi bir şekilde yığılmış gibi görünüyor. Bu, gözlemlenen beyaz cücelerin farklı soğutma aşamalarında olduğu anlamına gelir.

Son yıllarda, bir onlarca beyaz cüceler, Zeeman'ın etkisinden kaynaklanan spektral emilim hatlarının güçlü bir bölünmesini buldu. Bölünmenin büyüklüğünden, bu yıldızların yüzeyindeki manyetik alanın gerginliğinin yaklaşık on milyon ersted (E) büyük bir değere ulaştığını takip eder. Görünüşe göre, manyetik alanın bu kadar büyük bir değeri, beyaz cücelerin oluşumu koşulları ile açıklanmaktadır. Örneğin, önemli bir kütle kaybı olmadan, yıldız sıkıştırıldığından, manyetik akının (yani, yıldızın yüzey alanının manyetik alanın gerginliğine) değerini koruduğu beklenebilir. Yıldız sıkıştırırken manyetik alan gücünün, yarıçapının karesi ile ters orantılı olarak büyüyeceğini takip eder. Sonuç olarak, yüzlerce binlerce kez büyüyebilir. Bu manyetik alan artışı mekanizması için özellikle önemlidir nötron Yıldızlar, § 22'de neler tartışılacak [29]. Beyaz cücelerin çoğunun, birkaç bin daha önce daha güçlü bir alanı olmadığını not etmek ilginçtir. Böylece, "mıknatıslanmış" beyaz cüceler, bu tür yıldızların yıldızları arasında özel bir grup oluşturur. 1974'teki evrenin "siyah" ve "beyaz delikleri", PN Lebedev'in adını verilen Devlet Astronomik Enstitüsü'nde, SSCB'nin bilimleri akademisi ortaya çıktı meraklı bir duyurunun girişinde. Birleşik Seminer'de "Beyaz Delikler" adlı bir rapor mu? " İlmi