Kerdil putih ialah bintang yang agak biasa di angkasa kita. Para saintis memanggilnya hasil evolusi bintang, peringkat akhir pembangunan. Secara keseluruhan, terdapat dua senario untuk pengubahsuaian jasad bintang, dalam satu kes peringkat akhir adalah bintang neutron, dalam satu lagi lubang hitam. Kerdil adalah langkah evolusi terakhir. Mereka mempunyai sistem planet di sekeliling mereka. Para saintis dapat menentukan perkara ini dengan memeriksa spesimen yang diperkaya dengan logam.
Latar Belakang
Kerdil putih ialah bintang yang menarik perhatian ahli astronomi pada tahun 1919. Buat pertama kalinya, jasad angkasa seperti itu ditemui oleh saintis dari Belanda, Maanen. Untuk zamannya, pakar membuat penemuan yang agak tidak tipikal dan tidak dijangka. Kerdil yang dilihatnya kelihatan seperti bintang, tetapi mempunyai saiz kecil yang tidak standard. Spektrum itu, bagaimanapun, seolah-olah ia adalah sebuah badan angkasa yang besar dan besar.
Sebab fenomena aneh seperti itu telah menarik perhatian saintis sejak sekian lama, jadi banyak usaha telah dibuat untuk mengkaji struktur kerdil putih. Kejayaan itu dibuat apabila mereka menyatakan dan membuktikan andaian banyaknya pelbagai struktur logam dalam atmosfera benda angkasa.
Adalah perlu untuk menjelaskan bahawa logam dalam astrofizik adalah semua jenis unsur, yang molekulnya lebih berat daripada hidrogen, helium, dan komposisi kimianya lebih progresif daripada kedua-dua sebatian ini. Helium, hidrogen, seperti yang berjaya diwujudkan oleh saintis, lebih meluas di alam semesta kita daripada mana-mana bahan lain. Berdasarkan ini, diputuskan untuk menetapkan semua yang lain sebagai logam.
Pembangunan tema
Walaupun kerdil putih sangat berbeza dalam saiz daripada Matahari mula-mula dilihat pada tahun dua puluhan, hanya setengah abad kemudian orang mendapati bahawa kehadiran struktur logam dalam atmosfera bintang bukanlah fenomena biasa. Ternyata, apabila dimasukkan ke dalam atmosfera, sebagai tambahan kepada dua bahan yang paling biasa, yang lebih berat, mereka disesarkan ke lapisan yang lebih dalam. Bahan berat, yang merupakan antara molekul helium, hidrogen, akhirnya mesti bergerak ke teras bintang.
Terdapat beberapa sebab untuk proses ini. Jejari kerdil putih adalah kecil, badan bintang seperti itu sangat padat - bukan tanpa alasan mereka mendapat nama mereka. Secara purata, jejarinya adalah setanding dengan bumi, manakala beratnya serupa dengan berat bintang yang menerangi sistem planet kita. Nisbah dimensi dan berat ini menyebabkan pecutan permukaan graviti yang sangat besar. Akibatnya, pemendapan logam berat dalam atmosfera hidrogen dan helium berlaku hanya beberapa hari Bumi selepas molekul memasuki jumlah jisim gas.
Ciri dan tempoh
Kadangkala ciri kerdil putihadalah sedemikian rupa sehingga proses pemendapan molekul bahan berat boleh ditangguhkan untuk masa yang lama. Pilihan yang paling menguntungkan, dari sudut pandangan pemerhati dari Bumi, adalah proses yang mengambil masa berjuta-juta, berpuluh-puluh juta tahun. Namun jangka masa sedemikian adalah sangat singkat berbanding dengan hayat badan bintang itu sendiri.
Evolusi kerdil putih adalah sedemikian rupa sehingga kebanyakan formasi yang diperhatikan oleh manusia pada masa ini sudah berusia beberapa ratus juta tahun Bumi. Jika kita membandingkan ini dengan proses penyerapan logam yang paling perlahan oleh nukleus, perbezaannya lebih ketara. Oleh itu, pengesanan logam dalam atmosfera bintang tertentu yang boleh diperhatikan membolehkan kita membuat kesimpulan dengan pasti bahawa badan itu pada mulanya tidak mempunyai komposisi atmosfera sedemikian, jika tidak, semua kemasukan logam akan hilang lama dahulu.
Teori dan amalan
Pemerhatian yang diterangkan di atas, serta maklumat yang dikumpul selama beberapa dekad tentang kerdil putih, bintang neutron, lohong hitam, mencadangkan bahawa atmosfera menerima kemasukan logam daripada sumber luar. Para saintis mula-mula memutuskan bahawa ini adalah medium antara bintang. Jasad angkasa bergerak melalui bahan tersebut, menambah medium ke permukaannya, dengan itu memperkayakan atmosfera dengan unsur berat. Tetapi pemerhatian lanjut menunjukkan bahawa teori sedemikian tidak dapat dipertahankan. Seperti yang dinyatakan oleh pakar, jika perubahan dalam atmosfera berlaku dengan cara ini, kerdil terutamanya akan menerima hidrogen dari luar, kerana medium antara bintang-bintang terbentuk secara pukal oleh hidrogen danmolekul helium. Hanya peratusan kecil medium adalah sebatian berat.
Jika teori yang terbentuk daripada pemerhatian utama kerdil putih, bintang neutron, lohong hitam akan membenarkan dirinya sendiri, kerdil akan terdiri daripada hidrogen sebagai unsur paling ringan. Ini tidak akan membenarkan kewujudan walaupun badan angkasa helium, kerana helium adalah lebih berat, yang bermaksud bahawa pertambahan hidrogen akan menyembunyikannya sepenuhnya daripada mata pemerhati luar. Berdasarkan kehadiran kerdil helium, saintis membuat kesimpulan bahawa medium antara bintang tidak boleh berfungsi sebagai satu-satunya malah sumber utama logam dalam atmosfera jasad bintang.
Bagaimana untuk menerangkan?
Para saintis yang mengkaji lubang hitam, kerdil putih pada tahun 70-an abad yang lalu, mencadangkan bahawa kemasukan logam boleh dijelaskan dengan kejatuhan komet di permukaan badan angkasa. Benar, pada satu ketika idea sedemikian dianggap terlalu eksotik dan tidak mendapat sokongan. Ini sebahagian besarnya disebabkan oleh fakta bahawa orang masih belum mengetahui tentang kehadiran sistem planet lain - hanya sistem suria "rumah" kita sahaja yang diketahui.
Satu langkah penting ke hadapan dalam kajian lubang hitam, kerdil putih telah dibuat pada penghujung dekad berikutnya, dekad kelapan abad yang lalu. Para saintis mempunyai instrumen inframerah yang sangat berkuasa untuk memerhati kedalaman ruang, yang memungkinkan untuk mengesan sinaran inframerah di sekitar salah seorang ahli astronomi kerdil putih yang terkenal. Ini didedahkan tepat di sekeliling kerdil, yang atmosferanya mengandungi logamkemasukan.
Radiasi inframerah, yang memungkinkan untuk menganggarkan suhu kerdil putih, juga memberitahu saintis bahawa jasad bintang dikelilingi oleh beberapa bahan yang boleh menyerap sinaran bintang. Bahan ini dipanaskan pada tahap suhu tertentu, kurang daripada bintang. Ini membolehkan anda mengubah hala tenaga yang diserap secara beransur-ansur. Sinaran berlaku dalam julat inframerah.
Sains bergerak ke hadapan
Spektra kerdil putih telah menjadi objek kajian minda maju dunia ahli astronomi. Ternyata, dari mereka anda boleh mendapatkan banyak maklumat tentang ciri-ciri benda angkasa. Yang menarik adalah pemerhatian terhadap jasad bintang dengan sinaran inframerah berlebihan. Pada masa ini, adalah mungkin untuk mengenal pasti kira-kira tiga dozen sistem jenis ini. Peratusan utama mereka dikaji menggunakan teleskop Spitzer yang paling berkuasa.
Para saintis, yang memerhati jasad angkasa, mendapati bahawa ketumpatan kerdil putih adalah jauh lebih rendah daripada parameter ini, ciri gergasi. Juga didapati bahawa sinaran inframerah yang berlebihan adalah disebabkan oleh kehadiran cakera yang dibentuk oleh bahan tertentu yang boleh menyerap sinaran tenaga. Ialah yang kemudiannya memancarkan tenaga, tetapi dalam julat panjang gelombang yang berbeza.
Cakera sangat rapat dan menjejaskan jisim kerdil putih sedikit sebanyak (yang tidak boleh melebihi had Chandrasekhar). Jejari luar dipanggil cakera detrital. Telah dicadangkan bahawa ia terbentuk semasa pemusnahan beberapa badan. Secara purata, saiz jejari adalah setanding dengan Matahari.
Jika anda memberi perhatian kepada sistem planet kita, menjadi jelas bahawa secara relatifnya hampir dengan "rumah" kita boleh melihat contoh yang sama - ini adalah cincin yang mengelilingi Zuhal, yang saiznya juga setanding dengan jejari bintang kita. Dari masa ke masa, saintis telah mendapati bahawa ciri ini bukanlah satu-satunya ciri yang sama dengan kerdil dan Zuhal. Contohnya, kedua-dua planet dan bintang mempunyai cakera yang sangat nipis, yang tidak lutsinar apabila cuba menyinari cahaya.
Kesimpulan dan perkembangan teori
Oleh kerana cincin kerdil putih adalah setanding dengan cincin yang mengelilingi Zuhal, telah menjadi mungkin untuk merumuskan teori baharu yang menerangkan kehadiran logam dalam atmosfera bintang-bintang ini. Ahli astronomi tahu bahawa cincin di sekeliling Zuhal terbentuk oleh gangguan pasang surut beberapa jasad yang cukup dekat dengan planet ini untuk dipengaruhi oleh medan gravitinya. Dalam keadaan sedemikian, badan luaran tidak dapat mengekalkan gravitinya sendiri, yang membawa kepada pelanggaran integriti.
Kira-kira lima belas tahun yang lalu, satu teori baharu telah dikemukakan yang menjelaskan pembentukan cincin kerdil putih dengan cara yang sama. Diandaikan bahawa pada mulanya kerdil adalah bintang di tengah-tengah sistem planet. Badan angkasa berkembang dari masa ke masa, yang mengambil masa berbilion tahun, membengkak, kehilangan cangkangnya, dan ini menyebabkan pembentukan kerdil, yang secara beransur-ansur menjadi sejuk. Dengan cara ini, warna kerdil putih dijelaskan dengan tepat oleh suhu mereka. Bagi sesetengah orang, dianggarkan sebanyak 200,000 K.
Sistem planet semasa evolusi sedemikian boleh bertahan, yang membawa kepadapengembangan bahagian luar sistem serentak dengan penurunan jisim bintang. Akibatnya, sistem planet yang besar terbentuk. Planet, asteroid dan banyak unsur lain bertahan dalam evolusi.
Apa yang seterusnya?
Kemajuan sistem boleh menyebabkan ketidakstabilannya. Ini membawa kepada pengeboman ruang yang mengelilingi planet oleh batu, dan sebahagian asteroid terbang keluar dari sistem. Sesetengah daripada mereka, bagaimanapun, bergerak ke orbit, lambat laun mendapati diri mereka berada dalam radius suria kerdil itu. Perlanggaran tidak berlaku, tetapi daya pasang surut membawa kepada pelanggaran integriti badan. Sekumpulan asteroid sedemikian mempunyai bentuk yang serupa dengan cincin yang mengelilingi Zuhal. Oleh itu, cakera serpihan terbentuk di sekeliling bintang. Ketumpatan kerdil putih (kira-kira 10^7 g/cm3) dan cakera detritalnya berbeza dengan ketara.
Teori yang diterangkan telah menjadi penjelasan yang agak lengkap dan logik bagi beberapa fenomena astronomi. Melaluinya, seseorang dapat memahami mengapa cakera padat, kerana bintang tidak boleh dikelilingi oleh cakera dengan jejari yang setanding dengan matahari sepanjang kewujudannya, jika tidak cakera sedemikian akan berada di dalam badannya pada mulanya.
Dengan menerangkan pembentukan cakera dan saiznya, seseorang boleh memahami dari mana datangnya bekalan logam yang istimewa. Ia boleh berakhir di permukaan bintang, mencemarkan kerdil dengan molekul logam. Teori yang diterangkan, tanpa bercanggah dengan penunjuk ketumpatan purata kerdil putih yang didedahkan (daripada urutan 10^7 g/cm3), membuktikan mengapa logam diperhatikan dalam atmosfera bintang, mengapa pengukuran bahan kimiakomposisi dengan cara yang mungkin boleh diakses oleh manusia dan atas sebab apa taburan unsur serupa dengan ciri planet kita dan objek lain yang dikaji.
Teori: adakah ada faedah?
Idea yang diterangkan telah digunakan secara meluas sebagai asas untuk menjelaskan mengapa cangkerang bintang tercemar dengan logam, mengapa cakera serpihan muncul. Di samping itu, ia mengikuti daripadanya bahawa sistem planet wujud di sekeliling kerdil. Terdapat sedikit kejutan dalam kesimpulan ini, kerana manusia telah menetapkan bahawa kebanyakan bintang mempunyai sistem planet mereka sendiri. Ini adalah ciri kedua-dua yang serupa dengan Matahari dan yang lebih besar daripada dimensinya - iaitu, kerdil putih terbentuk daripadanya.
Topik belum habis
Walaupun kami menganggap teori yang diterangkan di atas diterima dan terbukti secara umum, beberapa soalan untuk ahli astronomi masih terbuka sehingga hari ini. Kepentingan khusus ialah kekhususan pemindahan jirim antara cakera dan permukaan badan angkasa. Seperti yang dicadangkan oleh sesetengah pihak, ini disebabkan oleh radiasi. Teori yang memanggil dengan cara ini untuk menerangkan pengangkutan jirim adalah berdasarkan kesan Poynting-Robertson. Fenomena ini, di bawah pengaruh zarah-zarah perlahan-lahan bergerak dalam orbit mengelilingi bintang muda, secara beransur-ansur berputar ke arah pusat dan hilang dalam badan angkasa. Mungkin, kesan ini akan nyata dalam cakera serpihan yang mengelilingi bintang, iaitu, molekul yang terdapat dalam cakera lambat laun mendapati diri mereka berada dalam jarak yang luar biasa dengan kerdil. pepej altertakluk kepada penyejatan, gas terbentuk - seperti dalam bentuk cakera telah direkodkan di sekitar beberapa kerdil yang diperhatikan. Lambat laun, gas itu sampai ke permukaan kerdil, mengangkut logam ke sini.
Fakta yang didedahkan dianggarkan oleh ahli astronomi sebagai sumbangan penting kepada sains, kerana ia mencadangkan bagaimana planet terbentuk. Ini penting, kerana objek untuk penyelidikan yang menarik pakar selalunya tidak tersedia. Sebagai contoh, planet yang beredar mengelilingi bintang yang lebih besar daripada Matahari adalah sangat jarang untuk dikaji - ia adalah terlalu sukar pada tahap teknikal yang tersedia untuk tamadun kita. Sebaliknya, orang telah dapat mengkaji sistem planet selepas transformasi bintang menjadi kerdil. Jika kita berjaya membangun ke arah ini, sudah tentu mungkin untuk mendedahkan data baharu tentang kehadiran sistem planet dan ciri tersendirinya.
Kerdil putih, dalam atmosfera yang logamnya telah dikesan, membolehkan kita mendapatkan idea tentang komposisi kimia komet dan badan kosmik yang lain. Malah, saintis tidak mempunyai cara lain untuk menilai komposisi. Sebagai contoh, mengkaji planet gergasi, seseorang hanya boleh mendapatkan idea tentang lapisan luar, tetapi tidak ada maklumat yang boleh dipercayai tentang kandungan dalaman. Ini juga terpakai pada sistem "rumah" kita, kerana komposisi kimia hanya boleh dikaji dari jasad angkasa yang jatuh ke permukaan Bumi atau di tempat yang mungkin untuk mendaratkan radas penyelidikan.
Bagaimana keadaannya?
Lambat atau lambat, sistem planet kita juga akan menjadi "rumah" kerdil putih. Seperti yang dikatakan saintis, teras bintang mempunyaijumlah jirim yang terhad untuk mendapatkan tenaga, dan lambat laun tindak balas termonuklear akan habis. Gas berkurangan dalam isipadu, ketumpatan meningkat kepada satu tan per sentimeter padu, manakala di lapisan luar tindak balas masih diteruskan. Bintang itu mengembang, menjadi gergasi merah, jejarinya setanding dengan ratusan bintang yang sama dengan Matahari. Apabila cangkang luar berhenti "membakar", dalam tempoh 100,000 tahun terdapat serakan jirim di angkasa, yang disertai dengan pembentukan nebula.
Inti bintang, dibebaskan daripada cangkerang, menurunkan suhu, yang membawa kepada pembentukan kerdil putih. Malah, bintang sedemikian adalah gas berketumpatan tinggi. Dalam sains, orang kerdil sering dirujuk sebagai badan angkasa yang merosot. Jika bintang kita dimampatkan dan jejarinya hanya beberapa ribu kilometer, tetapi beratnya akan terpelihara sepenuhnya, maka kerdil putih juga akan berlaku di sini.
Ciri dan mata teknikal
Jenis jasad kosmik yang sedang dipertimbangkan mampu bercahaya, tetapi proses ini dijelaskan oleh mekanisme lain selain tindak balas termonuklear. Cahaya dipanggil sisa, ia dijelaskan oleh penurunan suhu. Kerdil dibentuk oleh bahan yang ionnya kadangkala lebih sejuk daripada 15,000 K. Pergerakan berayun adalah ciri unsur. Secara beransur-ansur, badan angkasa menjadi hablur, cahayanya menjadi lemah, dan kerdil berubah menjadi coklat.
Para saintis telah mengenal pasti had jisim untuk badan angkasa sedemikian - sehingga 1.4 berat Matahari, tetapi tidak melebihi had ini. Jika jisim melebihi had ini,bintang tidak boleh wujud. Ini disebabkan oleh tekanan bahan dalam keadaan termampat - ia adalah kurang daripada tarikan graviti yang memampatkan bahan tersebut. Terdapat mampatan yang sangat kuat, yang membawa kepada kemunculan neutron, bahan itu dineutronkan.
Proses pemampatan boleh menyebabkan degenerasi. Dalam kes ini, bintang neutron terbentuk. Pilihan kedua ialah pemampatan berterusan, lambat laun membawa kepada letupan.
Parameter dan ciri umum
Kecerahan bolometric bagi kategori benda angkasa yang dipertimbangkan berbanding dengan ciri Matahari adalah kurang daripada kira-kira sepuluh ribu kali ganda. Jejari kerdil adalah kurang daripada seratus kali ganda matahari, manakala beratnya adalah setanding dengan ciri bintang utama sistem planet kita. Untuk menentukan had jisim bagi kerdil, had Chandrasekhar telah dikira. Apabila ia melebihi, kerdil itu berubah menjadi bentuk lain dari badan angkasa. Fotosfera bintang, secara purata, terdiri daripada bahan tumpat, dianggarkan pada 105–109 g/cm3. Berbanding dengan urutan utama, ia adalah kira-kira sejuta kali lebih padat.
Sesetengah ahli astronomi percaya bahawa hanya 3% daripada semua bintang di galaksi adalah kerdil putih, dan ada yang yakin bahawa setiap persepuluh tergolong dalam kelas ini. Anggaran sangat berbeza-beza tentang sebab kesukaran memerhatikan benda angkasa - ia jauh dari planet kita dan bercahaya terlalu samar.
Kisah dan nama
Pada tahun 1785, sebuah badan muncul dalam senarai bintang berganda, yang sedang diperhatikan oleh Herschel. Bintang itu dinamakan 40 Eridani B. Dialah yang dianggap sebagai orang pertama dilihat dari kategori kulit putih.kerdil. Pada tahun 1910, Russell mendapati bahawa badan angkasa ini mempunyai tahap kilauan yang sangat rendah, walaupun suhu warna agak tinggi. Lama kelamaan, telah diputuskan bahawa badan angkasa kelas ini harus diasingkan ke dalam kategori yang berasingan.
Pada tahun 1844, Bessel, mengkaji maklumat yang diperoleh dengan menjejaki Procyon B, Sirius B, memutuskan bahawa kedua-duanya beralih dari garis lurus dari semasa ke semasa, yang bermaksud bahawa terdapat satelit yang dekat. Andaian sedemikian nampaknya tidak mungkin bagi komuniti saintifik, kerana tidak ada satelit yang dapat dilihat, manakala penyimpangan hanya dapat dijelaskan oleh badan angkasa, yang jisimnya sangat besar (serupa dengan Sirius, Procyon).
Pada tahun 1962, Clark, bekerja dengan teleskop terbesar yang wujud pada masa itu, mengenal pasti sebuah badan angkasa yang sangat malap berhampiran Sirius. Dialah yang dipanggil Sirius B, satelit yang sama yang telah dicadangkan oleh Bessel sejak dahulu lagi. Pada tahun 1896, kajian menunjukkan bahawa Procyon juga mempunyai satelit - ia dipanggil Procyon B. Oleh itu, idea Bessel telah disahkan sepenuhnya.
