WHITE DWARF: MGA KATANGIAN, KOMPOSISYON, PAGBUO, URI - ARTE - 2025

Ang isang puting dwarf ay isang bituin sa mga huling yugto ng ebolusyon, na ginamit na ang lahat ng hydrogen sa core nito, pati na rin ang gasolina sa panloob na reaktor. Sa ilalim ng mga sitwasyong ito, pinapalamig ang bituin at kamangha-manghang mga kontrata dahil sa sarili nitong grabidad.

Mayroon lamang ang init na nakaimbak sa panahon ng pag-iral nito, kaya sa isang paraan, ang isang puting dwarf ay tulad ng ember na nananatiling matapos ang paglabas ng isang malaking apoy. Aabutin ang milyun-milyong taon bago ang huling hininga ng init nito ay iniwan ito, na nagiging isang malamig at madilim na bagay.

Larawan 1. Ang pag-close ng binary system na Sirius A (pangunahing bituin) at Sirius B (puting dwarf) sa X-ray na kinuha ni Chandra. Pinagmulan: Wikimedia Commons.

Pagtuklas

Bagaman kilala na sila ngayon na sagana, hindi sila madaling makita kung napakaliit nila.

Ang unang puting dwarf ay natuklasan ni William Herschel noong 1783, bilang bahagi ng Eridani star system 40, sa konstelasyon na Eridano, na ang pinakamaliwanag na bituin ay Achernar, nakikita sa timog (sa hilagang hemisphere) sa panahon ng taglamig.

40 Si Eridani ay binubuo ng tatlong mga bituin, isa sa mga ito, 40 Eridane A. ay nakikita ng hubad na mata, ngunit 40 Eridani B at 40 Eridani C ay mas maliit. Ang B ay isang puting dwarf, habang ang C ay isang pulang dwarf.

Pagkalipas ng mga taon, pagkatapos ng pagtuklas ng 40 Eridani system, natuklasan ng astronomo ng Aleman na si Friedrich Bessel noong 1840 na si Sirius, ang pinakamaliwanag na bituin sa Canis Major, ay may isang maingat na kasama.

Napansin ni Bessel ang mga maliliit na sinuosities sa tilapon ng Sirius, na ang paliwanag ay hindi maaaring maging ngunit ang kalapitan ng isa pang mas maliit na bituin. Ito ay tinawag na Sirius B, humigit-kumulang na 10,000 beses na dimmer kaysa sa kamangha-manghang Sirius A.

Lumabas na ang Sirius B ay kasing liit o mas maliit kaysa sa Neptune, ngunit may isang hindi kapani-paniwalang mataas na density at isang temperatura ng ibabaw ng 8000 K. At dahil ang radiation ni Sirius B ay tumutugma sa puting spectrum, ito ay kilala bilang isang "puting dwarf."

At mula noon, ang bawat bituin na may mga katangiang ito ay tinatawag na, bagaman ang mga puting dwarf ay maaari ring pula o dilaw, dahil mayroon silang iba't ibang mga temperatura, ang puti ay ang pinaka-karaniwan.

katangian

Sa ngayon, ang ilang 9000 bituin na inuri bilang mga puting dwarf ay na-dokumentado, ayon sa Sloan Digital Sky Survey (SDSS), isang proyekto na nakatuon sa paggawa ng detalyadong three-dimensional na mga mapa ng kilalang uniberso. Tulad ng sinabi namin, hindi sila madaling matuklasan dahil sa kanilang mahina na ningning.

Mayroong maraming ilang mga puting dwarf sa paligid ng Araw, marami sa kanila ang natuklasan ng mga astronomo na sina G. Kuyper at W. Luyten noong unang bahagi ng 1900s. Samakatuwid, ang mga pangunahing katangian nito ay napag-aralan nang madali ang kamalayan, ayon sa magagamit na teknolohiya.

Ang pinakatampok ay:

- Maliit na sukat, maihahambing sa isang planeta.

- Mataas na density.

- Mababang ningning.

- Mga temperatura sa hanay ng 100000 at 4000 K.

- Mayroon silang magnetikong larangan.

- Mayroon silang isang kapaligiran ng hydrogen at helium.

- Malubhang larangan ng gravitational.

- Mababa ang pagkawala ng enerhiya dahil sa radiation, na ang dahilan kung bakit sila ay palamig nang napakabagal.

Salamat sa temperatura at ningning, kilala na ang kanilang radii ay napakaliit. Ang isang puting dwarf na ang temperatura ng ibabaw ay katulad ng sa Araw, bahagyang naglabas ng isang libong ng ningning nito. Samakatuwid, ang ibabaw ng dwarf ay kailangang maliit.

Larawan 2. Sirius B at ang planeta na Venus ay may humigit-kumulang na parehong diameter. Naka-tag

Ang kumbinasyon ng mataas na temperatura at maliit na radius ay ginagawang puti ang bituin, tulad ng nabanggit sa itaas.

Tungkol sa kanilang istraktura, hinulaan na mayroon silang isang solidong nucleus ng isang mala-kristal na kalikasan, na napapalibutan ng mga bagay sa estado ng gas.

Posible ito dahil sa sunud-sunod na mga pagbabagong nagaganap sa nuclear reaktor ng isang bituin: mula sa hydrogen hanggang helium, mula helium hanggang carbon, at mula sa carbon hanggang sa mas mabibigat na mga elemento.

Ito ay isang tunay na posibilidad, dahil ang temperatura sa core ng dwarf ay sapat na mababa para sa tulad ng isang matatag na core.

Sa katunayan, ang isang puting dwarf na pinaniniwalaan na mayroong isang 4000 km diameter diamante core ay natuklasan kamakailan, na matatagpuan sa konstelasyon na Alpha Centauri, 53 light years mula sa Earth.

Ang density ng mga puting dwarf

Ang tanong tungkol sa density ng mga puting dwarfs ay nagdulot ng malaking konsternasyon sa mga astronomo sa huling bahagi ng ika-19 at unang bahagi ng ika-20 siglo. Ang mga kalkulasyon ay itinuro sa napakataas na mga density.

Ang isang puting dwarf ay maaaring magkaroon ng masa hanggang sa 1.4 beses na ng ating Araw, na-compress sa laki ng Earth. Sa ganitong paraan, ang density nito ay isang milyong beses na mas malaki kaysa sa tubig at tiyak na nagpapanatili ng puting dwarf. Paano ito posible?

Sinasabi ng mga mekanika ng dami na ang mga particle tulad ng mga electron ay maaaring sakupin ang ilang mga antas ng enerhiya. Mayroon ding isang prinsipyo na naglilimita sa pag-aayos ng mga electron sa paligid ng atomic nucleus: ang prinsipyo ng pagbubukod sa Pauli.

Ayon sa pag-aari ng bagay na ito, imposible para sa dalawang elektron na magkaroon ng parehong estado ng dami sa loob ng parehong sistema. At bukod dito, sa ordinaryong bagay na hindi lahat ng pinahihintulutang mga antas ng enerhiya ay karaniwang nasasakop, ilan lamang ang.

Ipinapaliwanag nito kung bakit ang mga density ng mga terrestrial na sangkap ay nasa order lamang ng ilang gramo bawat cubic sentimeter.

Mga bagay na Degenerate

Ang bawat antas ng enerhiya ay sumasakop sa isang tiyak na dami, upang ang rehiyon na sumasakop sa isang antas ay hindi magkakapatong sa isa pa. Sa ganitong paraan, ang dalawang antas na may parehong enerhiya ay maaaring magkakasamang walang problema, hangga't hindi sila magkakapatong, dahil mayroong isang puwersa ng pagkabulok na pumipigil dito.

Lumilikha ito ng isang uri ng hadlang ng quantum na naglilimita sa pag-urong ng isang bagay sa isang bituin, na lumilikha ng isang presyon na magbabayad para sa pagbagsak ng gravitational. Pinapanatili nito ang integridad ng puting dwarf.

Samantala, pinupuno ng mga electron ang lahat ng posibleng mga posisyon ng enerhiya, mabilis na pinupuno ang pinakamababang mga at ang mga may pinakamataas na enerhiya na magagamit.

Sa ilalim ng mga sitwasyong ito, sa lahat ng mga estado ng enerhiya na nasakop, ang bagay ay nasa isang estado na sa Physics ay tinatawag na isang nakabulok na estado. Ito ang estado ng pinakamataas na posibleng density, ayon sa prinsipyo ng pagbubukod.

Ngunit dahil ang kawalan ng katiyakan sa posisyon △ x ng mga elektron ay minimal, dahil sa mataas na density, sa pamamagitan ng Heisenberg kawalan ng katiyakan, ang kawalan ng katiyakan sa gulong na sandali △ p ay magiging napakalaki, upang mabayaran ang maliit na maliit na △ x at matugunan Kaya:

△ x △ p ≥ ћ / 2

Kung saan ang / ay h / 2π, kung saan h ay palaging Planck. Kaya, ang bilis ng mga electron ay lumalapit sa bilis ng ilaw at ang presyur na kanilang pinatataas, dahil ang mga pagbangga din ay tumaas din.

Ang dami ng pressure na ito, na tinatawag na Fermi pressure, ay independiyenteng temperatura. Ito ang dahilan kung bakit ang isang puting dwarf ay maaaring magkaroon ng enerhiya sa anumang temperatura, kabilang ang ganap na zero.

Ebolusyon

Salamat sa mga obserbasyon ng astronomya at mga simulation sa computer, ang pagbuo ng isang pangkaraniwang bituin tulad ng aming Araw ay isinasagawa tulad ng sumusunod:

- Una, ang gas at cosmic dust na sagana sa hydrogen at helium condense salamat sa gravity, upang makapagbigay ng pagtaas sa protostar, isang batang stellar. Ang protostar ay isang mabilis na pagkontrata ng globo, ang temperatura na kung saan ay tumataas nang paunti-unti sa paglipas ng milyun-milyong taon.

- Kapag naabot ang isang kritikal na masa at sa pagtaas ng temperatura, ang nuclear reaktor ay nakabukas sa loob ng bituin. Kapag nangyari ito, nagsisimula ang pagsasanib ng hydrogen at sumali ang bituin sa tinatawag na pangunahing pagkakasunud-sunod (tingnan ang figure 3).

- Pagkaraan ng oras, ang hydrogen sa nucleus ay naubos at ang pag-aapoy ng hydrogen sa pinakamalayo na mga layer ng bituin, pati na rin ang helium sa nucleus.

- Ang bituin ay nagpapalawak, tumataas sa ningning, binabawasan ang temperatura at nagiging pula. Ito ang pulang higanteng yugto.

- Ang pinakamalawak na layer ng bituin ay natanggal salamat sa stellar wind at bumubuo ng isang planetary nebula, bagaman walang mga planeta dito. Ang nebula na ito ay pumapalibot sa core ng bituin (mas mainit), na, sa sandaling maubos ang hydrogen reserve, nagsisimulang magsunog ng helium upang mabuo ang mga mas mabibigat na elemento.

- Ang nebula dissipates, iniwan ang pagkontrata ng orihinal na bituin, na nagiging isang puting dwarf.

Kahit na ang nukleyar na pagsasanib ay tumigil sa kabila ng pagkakaroon ng materyal, ang bituin ay mayroon pa ring isang hindi kapani-paniwala na reserba ng init, na napapalabas ng napakabagal ng radiation. Ang yugto na ito ay tumatagal ng mahabang panahon (mga 10 ¹⁰ taon, tinantyang edad ng uniberso).

- Sa sandaling malamig, ang ilaw na ito ay naglalabas ay nawawala nang mawala at ang puting dwarf ay nagiging isang itim na dwarf.

Larawan 3. Ang siklo ng buhay ng mga bituin. Pinagmulan: Wikimedia Commons. RN Bailey

Ang ebolusyon ng Araw

Malamang, ang aming Araw, dahil sa mga katangian nito, ay dumadaan sa mga yugto na inilarawan. Ngayon ang Araw ay isang may sapat na gulang na bituin sa pangunahing pagkakasunud-sunod, ngunit ang lahat ng mga bituin ay iniwan ito sa ilang mga punto, maaga o huli, bagaman ang karamihan sa kanilang buhay ay ginugol doon.

Aabutin ng maraming milyun-milyong taon para makapasok ito sa susunod na pulang higanteng yugto. Kapag nangyari iyon, ang Earth at iba pang mga panloob na planeta ay mapapawi ng tumataas na Araw, ngunit bago iyon, malamang na lumala ang mga karagatan at ang Earth ay magiging isang disyerto.

Hindi lahat ng mga bituin ay dumaan sa mga yugto na ito. Depende ito sa masa. Yaong mga napakalawak na mas malawak kaysa sa Araw ay may mas kamangha-manghang pagtatapos dahil nagtatapos sila bilang supernovae. Ang nalabi sa kasong ito ay maaaring maging isang kakaibang bagay sa astronomya, tulad ng isang itim na butas o isang neutron star.

Ang limitasyon ng Chandrasekhar

Noong 1930, isang 19-anyos na Hindu astrophysicist na nagngangalang Subrahmanyan Chandrasekhar ang nagpasiya sa pagkakaroon ng isang kritikal na misa sa mga bituin.

Ang isang bituin na ang masa ay nasa ilalim ng kritikal na halaga na ito ay sumusunod sa landas ng isang puting dwarf. Ngunit kung ang kanyang masa ay nasa tuktok, ang kanyang mga araw ay nagtatapos sa isang malaking pagsabog. Ito ang limitasyon ng Chandrasekhar at humigit-kumulang na 1.44 beses ang misa ng ating Araw.

Ito ay kinakalkula tulad ng sumusunod:

Narito ang N ay ang bilang ng mga electron bawat yunit ng masa, ћ ang Planck na palagiang hinati ng 2π, c ang bilis ng ilaw sa vacuum at ang G ay ang unibersal na gravitational na pare-pareho.

Hindi ito nangangahulugan na ang mga bituin na mas malaki kaysa sa Araw ay hindi maaaring maging mga puting dwarf. Sa buong pananatili nito sa pangunahing pagkakasunud-sunod, ang bituin ay patuloy na nawawalan ng masa. Ginagawa din nito ito sa pulang pula at planeta na nebula.

Sa kabilang banda, sa sandaling naging isang puting dwarf, ang malakas na grabidad ng bituin ay maaaring makaakit ng masa mula sa isa pang kalapit na bituin at madagdagan ang sarili nito. Kapag ang Chandrasekhar na limitasyon ay lumampas, ang pagtatapos ng dwarf - at ang iba pang bituin - ay maaaring hindi mabagal tulad ng inilarawan dito.

Ang kalapitan na ito ay maaaring mai-restart ang natapos na nuclear reaktor at humantong sa isang napakalaking pagsabog ng supernova (supernovae Ia).

Komposisyon

Kapag ang hydrogen sa nucleus ng isang bituin ay nabago sa helium, nagsisimula itong maglagay ng mga atomo ng carbon at oxygen.

At kapag ang helium reserve ay naubos, ang puting dwarf ay binubuo pangunahin ng carbon at oxygen, at sa ilang mga kaso neon at magnesiyo, sa kondisyon na ang nucleus ay may sapat na presyon upang synthesize ang mga elementong ito.

Larawan 4. Ang bituin na AE Aquarii ay isang pulsating puting dwarf. Pinagmulan: NASA sa pamamagitan ng mga commons ng Wikimedia.

Posibleng ang dwarf ay may isang manipis na kapaligiran ng helium o hydrogen, dahil bilang ang gravity ng ibabaw ay mataas, ang mabibigat na mga elemento ay may posibilidad na maipon sa gitna, na iniiwan ang mga magaan sa ibabaw.

Sa ilang mga dwarfs posible ring mag-fuse ng mga neon atoms at lumikha ng solidong nuclei na bakal.

Pagsasanay

Tulad ng sinabi namin sa buong nakaraang mga talata, ang mga puting dwarf form pagkatapos ng bituin ay maubos ang hydrogen reserve nito. Pagkatapos ito swells at pinalawak at pagkatapos ay pinatalsik ang bagay sa anyo ng isang planetary nebula, iniwan ang nucleus sa loob.

Ang pangunahing ito, na binubuo ng nakasisirang bagay, ay ang kilala bilang isang puting dwarf star. Kapag ang fusion reaktor nito ay naka-off, kumontrata ito at palamig nang dahan-dahan, nawawala ang lahat ng thermal energy at ang ningning nito.

Mga uri ng mga puting dwarf

Upang pag-uri-uriin ang mga bituin, kabilang ang mga puting dwarf, ginagamit ang uri ng multo, na kung saan ay depende sa temperatura. Upang pangalanan ang mga dwarf stars, ang isang kabisera D ay ginagamit, na sinusundan ng isa sa mga liham na ito: A, B, C, O, Z, Q, X. Ang iba pang mga liham na ito: P, H, E at V ay nagpapahiwatig ng isa pang serye ng mga katangian, marami mas partikular.

Ang bawat isa sa mga liham na ito ay nagpapahiwatig ng isang kilalang tampok ng spectrum. Halimbawa, ang isang bituin ng DA ay isang puting dwarf na ang spectrum ay may linya ng hydrogen. At ang isang DAV dwarf ay may linya ng hydrogen at, bukod dito, ipinapahiwatig ng V na ito ay isang variable o pulsating star.

Sa wakas, ang isang numero sa pagitan ng 1 at 9 ay idinagdag sa serye ng mga titik upang ipahiwatig ang temperatura index n:

n = 50400 / epektibo ang T ng bituin

Ang isa pang pag-uuri ng mga puting dwarf ay batay sa kanilang masa:

- Mga 0.5 M Araw

- Average na masa: sa pagitan ng 0.5 at 8 beses M Sol

- Sa pagitan ng 8 at 10 beses na masa ng Araw.

Mga halimbawa ng mga puting dwarf

- Sirius B sa konstelasyon Maari ang Major, ang kasama ng Sirius A, ang pinakamaliwanag na bituin sa kalangitan ng gabi. Ito ang pinakamalapit na puting dwarf ng lahat.

- Ang AE Aquarii ay isang puting dwarf na naglalabas ng X-ray pulses.

- 40 Eridani B, malayong 16 light years. Ito ay napapansin gamit ang isang teleskopyo

- Ang HL Tau 67 ay kabilang sa konstelasyon ng Taurus at isang variable na puting dwarf, ang una sa uri nito na natuklasan.

- Ang DM Lyrae ay bahagi ng isang binary system at isang puting dwarf na sumabog bilang isang nova noong ika-20 siglo.

- Ang WD B1620 ay isang puting dwarf na kabilang din sa isang binary system. Ang kasamang bituin ay isang pulsating star. Sa sistemang ito ay mayroong isang planeta na nag-orbit sa kanilang dalawa.

- Procyon B, kasama ng Procyon A, sa konstelasyon ng Mas Masamang Aso.

Larawan 5. Ang sistemang binary ng Procyon, ang puting dwarf ay isang maliit na tuldok sa kanan. Pinagmulan: Giuseppe Donatiello sa pamamagitan ng Flickr.

Mga Sanggunian

1. Carroll, B. Isang Panimula sa Mga Modernong Astrophysics. Ika-2. Edisyon. Pearson.
2. Martínez, D. Ang ebolusyon ng stellar. Nabawi mula sa: Mga Google Books.
3. Olaizola, I. Ang mga puting dwarf. Nabawi mula sa: telesforo.aranzadi-zientziak.org.
4. Oster, L. 1984. Mga modernong Astronomy. Editoryal na Reverté.
5. Wikipedia. Mga White Dwarfs. Nabawi mula sa: es. wikipedia.org.
6. Wikipedia. Listahan ng mga White Dwarfs. Nabawi mula sa en.wikipedia.org.