Hvid dværg er en stjerne, der er ret almindelig i vores rum. Forskere kalder det resultatet af stjernernes udvikling, det sidste udviklingstrin. I alt er der to scenarier for modifikation af et stjernelegeme, i det ene tilfælde er det sidste trin en neutronstjerne, i det andet et sort hul. Dværge er det sidste evolutionære trin. De har planetsystemer omkring sig. Forskere var i stand til at bestemme dette ved at undersøge metalberigede prøver.
Baggrund
Hvide dværge er stjerner, der tiltrak astronomernes opmærksomhed i 1919. For første gang blev sådan et himmellegeme opdaget af en videnskabsmand fra Holland, Maanen. For sin tid gjorde specialisten en ret atypisk og uventet opdagelse. Dværgen, han så, lignede en stjerne, men havde ikke-standard små størrelser. Spektret var dog, som om det var et massivt og stort himmellegeme.
Årsagerne til et så mærkeligt fænomen har tiltrukket videnskabsmænd i temmelig lang tid, så der er gjort en stor indsats for at studere strukturen af hvide dværge. Gennembruddet blev gjort, da de udtrykte og beviste antagelsen om overfloden af forskellige metalstrukturer i atmosfæren af et himmellegeme.
Det er nødvendigt at præcisere, at metaller i astrofysikken er alle slags grundstoffer, hvis molekyler er tungere end brint, helium, og deres kemiske sammensætning er mere progressiv end disse to forbindelser. Helium, brint, som det lykkedes forskerne at fastslå, er mere udbredt i vores univers end nogen andre stoffer. På baggrund af dette blev det besluttet at betegne alt andet som metaller.
Temaudvikling
Selvom hvide dværge, der var meget forskellige i størrelse fra Solen, først blev set i tyverne, opdagede folk kun et halvt århundrede senere, at tilstedeværelsen af metalliske strukturer i stjerneatmosfæren ikke er et typisk fænomen. Som det viste sig, når de indgår i atmosfæren, fortrænges de ud over de to mest almindelige stoffer, tungere, ind i de dybere lag. Tunge stoffer, der er blandt molekylerne af helium, brint, skal til sidst flytte til stjernens kerne.
Der var flere årsager til denne proces. Radius af en hvid dværg er lille, sådanne stjernelegemer er meget kompakte - det er ikke for ingenting, at de fik deres navn. I gennemsnit er radius sammenlignelig med jordens, mens vægten svarer til vægten af en stjerne, der oplyser vores planetsystem. Dette forhold mellem dimensioner og vægt forårsager en usædvanlig stor gravitationsoverfladeacceleration. Følgelig sker aflejringen af tungmetaller i brint- og heliumatmosfæren kun få jorddage efter, at molekylet trænger ind i den samlede gasformige masse.
Funktioner og varighed
Nogle gange karakteristika for hvide dværgeer sådan, at processen med sedimentering af molekyler af tunge stoffer kan forsinkes i lang tid. De mest gunstige muligheder set fra en observatør fra Jorden er processer, der tager millioner, titusinder af år. Alligevel er sådanne tidsrum usædvanligt korte sammenlignet med selve stjernelegemets levetid.
Udviklingen af en hvid dværg er sådan, at de fleste af de formationer, som mennesket i øjeblikket observerer, allerede er flere hundrede millioner jordår gamle. Hvis vi sammenligner dette med den langsomste proces med absorption af metaller i kernen, er forskellen mere end signifikant. Derfor giver påvisningen af metal i atmosfæren af en bestemt observerbar stjerne os mulighed for med sikkerhed at konkludere, at kroppen ikke oprindeligt havde en sådan atmosfærisk sammensætning, ellers ville alle metalindeslutninger være forsvundet for længe siden.
Teori og praksis
Observationerne beskrevet ovenfor, såvel som information indsamlet gennem mange årtier om hvide dværge, neutronstjerner, sorte huller, antydede, at atmosfæren modtager metalliske indeslutninger fra eksterne kilder. Forskere besluttede først, at dette er mediet mellem stjernerne. Et himmellegeme bevæger sig gennem sådant stof, samler mediet på dets overflade og beriger derved atmosfæren med tunge elementer. Men yderligere observationer viste, at en sådan teori er uholdbar. Som eksperterne specificerede, hvis ændringen i atmosfæren skete på denne måde, ville dværgen hovedsageligt modtage brint udefra, da mediet mellem stjernerne i sin bulk blev dannet af brint oghelium molekyler. Kun en lille procentdel af mediet er tunge forbindelser.
Hvis teorien dannet ud fra primære observationer af hvide dværge, neutronstjerner, sorte huller ville retfærdiggøre sig selv, ville dværge bestå af brint som det letteste grundstof. Dette ville ikke tillade eksistensen af selv helium-himmellegemer, fordi helium er tungere, hvilket betyder, at brinttilvækst fuldstændigt vil skjule det for en ekstern observatørs øje. Baseret på tilstedeværelsen af heliumdværge kom videnskabsmænd til den konklusion, at det interstellare medium ikke kan tjene som den eneste og endda den vigtigste kilde til metaller i atmosfæren af stjernelegemer.
Hvordan forklarer man?
Forskere, der studerede sorte huller, hvide dværge i 70'erne af det sidste århundrede, foreslog, at metalliske indeslutninger kan forklares med kometernes fald på overfladen af et himmellegeme. Sandt nok blev sådanne ideer på et tidspunkt betragtet som for eksotiske og modtog ikke støtte. Dette skyldtes i høj grad, at folk endnu ikke vidste om tilstedeværelsen af andre planetsystemer - kun vores "hjemme" solsystem var kendt.
Hvide dværge blev et væsentligt skridt fremad i studiet af sorte huller i slutningen af det næste, det ottende årti af forrige århundrede. Forskere råder over særligt kraftige infrarøde instrumenter til at observere rummets dybder, som gjorde det muligt at detektere infrarød stråling omkring en af de kendte hvide dværg-astronomer. Dette blev afsløret netop omkring dværgen, hvis atmosfære indeholdt metalliskinklusion.
Infrarød stråling, som gjorde det muligt at estimere temperaturen på den hvide dværg, fort alte også videnskabsmænd, at stjernelegemet er omgivet af et eller andet stof, der kan absorbere stjernestråling. Dette stof opvarmes til et bestemt temperaturniveau, mindre end en stjernes. Dette giver dig mulighed for gradvist at omdirigere den absorberede energi. Stråling forekommer i det infrarøde område.
Videnskaben bevæger sig frem
Den hvide dværgs spektre er blevet genstand for undersøgelse af astronomernes avancerede sind. Som det viste sig, fra dem kan du få ret mange oplysninger om funktionerne i himmellegemer. Af særlig interesse var observationer af stjernelegemer med overskydende infrarød stråling. På nuværende tidspunkt har det været muligt at identificere omkring tre dusin systemer af denne type. Deres hovedprocent blev undersøgt med det kraftigste Spitzer-teleskop.
Forskere, der observerede himmellegemer, fandt ud af, at tætheden af hvide dværge er betydeligt mindre end denne parameter, der er karakteristisk for kæmper. Det blev også fundet, at overskydende infrarød stråling skyldes tilstedeværelsen af skiver dannet af et specifikt stof, der kan absorbere energistråling. Det er den, der så udstråler energi, men i et andet bølgelængdeområde.
Diskerne er usædvanligt tætte og påvirker massen af hvide dværge til en vis grad (som ikke kan overskride Chandrasekhar-grænsen). Den ydre radius kaldes detritalskiven. Det er blevet foreslået, at det blev dannet under ødelæggelsen af en krop. I gennemsnit er radius sammenlignelig i størrelse med Solen.
Hvis du er opmærksom på vores planetsystem, bliver det klart, at vi relativt tæt på "hjemmet" kan observere et lignende eksempel - det er ringene omkring Saturn, hvis størrelse også kan sammenlignes med radius af vores stjerne. Over tid har videnskabsmænd fundet ud af, at denne funktion ikke er den eneste, som dværge og Saturn har til fælles. For eksempel har både planeten og stjernerne meget tynde skiver, som ikke er gennemsigtige, når de forsøger at skinne gennem lyset.
Konklusioner og udvikling af teorien
Fordi ringene af hvide dværge er sammenlignelige med dem, der omgiver Saturn, er det blevet muligt at formulere nye teorier, der forklarer tilstedeværelsen af metaller i disse stjerners atmosfære. Astronomer ved, at ringene omkring Saturn er dannet af tidevandsafbrydelse af nogle kroppe, der er tæt nok på planeten til at blive påvirket af dens gravitationsfelt. I en sådan situation kan den ydre krop ikke opretholde sin egen tyngdekraft, hvilket fører til en krænkelse af integriteten.
For omkring femten år siden blev en ny teori præsenteret, der forklarede dannelsen af hvide dværgringe på lignende måde. Det blev antaget, at dværgen oprindeligt var en stjerne i midten af planetsystemet. Himmellegemet udvikler sig over tid, hvilket tager milliarder af år, svulmer, mister sin skal, og det forårsager dannelsen af en dværg, som gradvist afkøles. Forresten forklares farven på hvide dværge præcist af deres temperatur. For nogle anslås det til 200.000 K.
Planetsystemet i løbet af en sådan udvikling kan overleve, hvilket fører tiludvidelse af den ydre del af systemet samtidig med et fald i stjernens masse. Som et resultat dannes et stort system af planeter. Planeter, asteroider og mange andre elementer overlever evolutionen.
Hvad er det næste?
Systemets fremskridt kan føre til dets ustabilitet. Dette fører til bombardement af rummet omkring planeten med sten, og asteroider flyver delvist ud af systemet. Nogle af dem bevæger sig imidlertid ind i kredsløb, før eller siden befinder sig inden for dværgens solradius. Kollisioner forekommer ikke, men tidevandskræfter fører til en krænkelse af kroppens integritet. En klynge af sådanne asteroider antager en form, der ligner ringene omkring Saturn. Der dannes således en affaldsskive omkring stjernen. Tætheden af den hvide dværg (ca. 10^7 g/cm3) og dens detritale skive er betydeligt forskellige.
Den beskrevne teori er blevet en ret komplet og logisk forklaring på en række astronomiske fænomener. Gennem den kan man forstå, hvorfor skiver er kompakte, fordi en stjerne ikke kan være omgivet af en skive med en radius, der kan sammenlignes med solens under hele dens eksistens, ellers ville sådanne skiver være inde i dens krop i starten.
Ved at forklare dannelsen af skiver og deres størrelse kan man forstå, hvor den ejendommelige forsyning af metaller kommer fra. Det kan ende på stjerneoverfladen og forurene dværgen med metalmolekyler. Den beskrevne teori, uden at modsige de afslørede indikatorer for den gennemsnitlige tæthed af hvide dværge (i størrelsesordenen 10^7 g/cm3), beviser, hvorfor metaller observeres i stjerners atmosfære, hvorfor målingen af kemikalietsammensætning ved hjælp af midler, der muligvis er tilgængelige for mennesket, og hvorfor fordelingen af grundstoffer ligner den, der er karakteristisk for vores planet og andre undersøgte objekter.
Teorier: er der nogen fordel?
Den beskrevne idé blev i vid udstrækning brugt som grundlag for at forklare, hvorfor stjernernes skaller er forurenet med metaller, hvorfor der opstod affaldsskiver. Derudover følger det af den, at der eksisterer et planetsystem omkring dværgen. Der er ingen overraskelse i denne konklusion, fordi menneskeheden har fastslået, at de fleste af stjernerne har deres egne planetsystemer. Dette er karakteristisk for både dem, der ligner Solen, og dem, der er meget større end dens dimensioner - nemlig hvide dværge dannes af dem.
Emner ikke udtømte
Selv hvis vi anser teorien beskrevet ovenfor for at være generelt accepteret og bevist, er nogle spørgsmål til astronomer stadig åbne den dag i dag. Af særlig interesse er specificiteten af overførslen af stof mellem skiverne og overfladen af et himmellegeme. Som nogle foreslår, skyldes dette stråling. Teorier, der på denne måde kalder for at beskrive transporten af stof, er baseret på Poynting-Robertson-effekten. Dette fænomen, under påvirkning af hvilke partikler langsomt bevæger sig i en bane omkring en ung stjerne, gradvist spiralerer mod midten og forsvinder i et himmellegeme. Formentlig skulle denne effekt vise sig i affaldsskiverne, der omgiver stjernerne, det vil sige, at de molekyler, der er til stede i skiverne, før eller siden befinder sig i exceptionel nærhed af dværgen. Faste stofferer udsat for fordampning, dannes der gas - sådan i form af skiver er registreret omkring flere observerede dværge. Før eller siden når gassen overfladen af dværgen og transporterer metaller hertil.
De afslørede fakta vurderes af astronomer som et væsentligt bidrag til videnskaben, da de foreslår, hvordan planeterne er dannet. Dette er vigtigt, da de forskningsobjekter, der tiltrækker specialister, ofte ikke er tilgængelige. For eksempel er planeter, der kredser om stjerner, der er større end Solen, yderst sjældne at studere – det er for svært på det tekniske niveau, som er tilgængeligt for vores civilisation. I stedet har folk været i stand til at studere planetsystemer efter forvandlingen af stjerner til dværge. Hvis det lykkes os at udvikle os i denne retning, vil det helt sikkert være muligt at afsløre nye data om tilstedeværelsen af planetsystemer og deres karakteristiske kendetegn.
Hvide dværge, i hvis atmosfære metaller er blevet påvist, giver os mulighed for at få en idé om den kemiske sammensætning af kometer og andre kosmiske legemer. Faktisk har forskerne simpelthen ingen anden måde at vurdere sammensætningen på. For eksempel ved at studere de gigantiske planeter kan man kun få en idé om det ydre lag, men der er ingen pålidelig information om det indre indhold. Dette gælder også for vores "hjemme"-system, da den kemiske sammensætning kun kan studeres fra det himmellegeme, der faldt til jordens overflade, eller hvor det var muligt at lande forskningsapparatet.
Hvordan går det?
Før eller siden vil vores planetsystem også blive "hjemmet" for en hvid dværg. Som videnskabsmænd siger, har stjernekernenen begrænset mængde stof for at opnå energi, og før eller siden er termonukleare reaktioner udtømt. Gassen falder i volumen, massefylden stiger til et ton pr. kubikcentimeter, mens reaktionen stadig foregår i de ydre lag. Stjernen udvider sig og bliver til en rød kæmpe, hvis radius er sammenlignelig med hundredvis af stjerner svarende til Solen. Når den ydre skal holder op med at "brænde", sker der inden for 100.000 år en spredning af stof i rummet, som er ledsaget af dannelsen af en tåge.
Stjernens kerne, befriet fra skallen, sænker temperaturen, hvilket fører til dannelsen af en hvid dværg. Faktisk er en sådan stjerne en gas med høj densitet. I videnskaben omtales dværge ofte som degenererede himmellegemer. Hvis vores stjerne var komprimeret og dens radius kun ville være et par tusinde kilometer, men vægten ville være fuldstændig bevaret, så ville en hvid dværg også finde sted her.
Funktioner og tekniske punkter
Den type kosmiske legeme, der overvejes, er i stand til at gløde, men denne proces forklares af andre mekanismer end termonukleære reaktioner. Gløden kaldes residual, det forklares med et fald i temperaturen. Dværgen er dannet af et stof, hvis ioner nogle gange er koldere end 15.000 K. Oscillerende bevægelser er karakteristiske for grundstofferne. Gradvist bliver himmellegemet krystallinsk, dets glød svækkes, og dværgen udvikler sig til brun.
Forskere har identificeret en massegrænse for sådan et himmellegeme - op til 1,4 vægten af Solen, men ikke mere end denne grænse. Hvis massen overstiger denne grænse,stjernen kan ikke eksistere. Dette skyldes trykket af et stof i komprimeret tilstand – det er mindre end tyngdekraftens tiltrækning, der komprimerer stoffet. Der er en meget kraftig kompression, som fører til fremkomsten af neutroner, stoffet er neutroniseret.
Kompressionsprocessen kan føre til degeneration. I dette tilfælde dannes en neutronstjerne. Den anden mulighed er fortsat komprimering, som før eller siden fører til en eksplosion.
Generelle parametre og funktioner
Den bolometriske lysstyrke af den betragtede kategori af himmellegemer i forhold til Solens karakteristika er mindre end omkring ti tusind gange. Dværgens radius er mindre end hundrede gange solen, mens vægten er sammenlignelig med den egenskab for hovedstjernen i vores planetsystem. For at bestemme massegrænsen for en dværg blev Chandrasekhar-grænsen beregnet. Når den overskrides, udvikler dværgen sig til en anden form for et himmellegeme. Fotosfæren af en stjerne består i gennemsnit af tæt stof, anslået til 105-109 g/cm3. Sammenlignet med hovedsekvensen er den omkring en million gange tættere.
Nogle astronomer mener, at kun 3 % af alle stjerner i galaksen er hvide dværge, og nogle er overbevist om, at hver tiende tilhører denne klasse. Skønnene varierer så meget om årsagen til, at det er svært at observere himmellegemer - de er langt fra vores planet og lyser for svagt.
Historier og navne
I 1785 dukkede et lig op på listen over dobbeltstjerner, som Herschel observerede. Stjernen fik navnet 40 Eridani B. Det er hende, der anses for at være den første person set fra den hvide kategori.dværge. I 1910 bemærkede Russell, at dette himmellegeme har et ekstremt lavt niveau af lysstyrke, selvom farvetemperaturen er ret høj. Med tiden blev det besluttet, at himmellegemer af denne klasse skulle adskilles i en separat kategori.
I 1844 besluttede Bessel, der studerede informationen opnået ved at spore Procyon B, Sirius B, at begge skiftede fra en lige linje fra tid til anden, hvilket betyder, at der er tætte satellitter. En sådan antagelse forekom usandsynlig for det videnskabelige samfund, eftersom ingen satellit kunne ses, mens afvigelserne kun kunne forklares af et himmellegeme, hvis masse er usædvanlig stor (ligner Sirius, Procyon).
I 1962 identificerede Clark, der arbejdede med det største teleskop, der eksisterede på det tidspunkt, et meget svagt himmellegeme nær Sirius. Det var ham, der blev kaldt Sirius B, den samme satellit, som Bessel havde foreslået længe før. I 1896 viste undersøgelser, at Procyon også havde en satellit - den hed Procyon B. Derfor blev Bessels ideer fuldt ud bekræftet.
