Ақ ергежейлі – біздің ғарышта жиі кездесетін жұлдыз. Ғалымдар оны жұлдыздар эволюциясының нәтижесі, дамудың соңғы кезеңі деп атайды. Жалпы алғанда, жұлдыз денесін өзгертудің екі сценарийі бар, бір жағдайда соңғы кезең нейтрондық жұлдыз, екіншісінде қара тесік. Гномдар - эволюцияның соңғы сатысы. Олардың айналасында планеталық жүйелер бар. Ғалымдар мұны металмен байытылған үлгілерді зерттеу арқылы анықтай алды.
Фон
Ақ ергежейлілер 1919 жылы астрономдардың назарын аударған жұлдыздар. Мұндай аспан денесін алғаш рет Голландиядан келген Маанен деген ғалым ашты. Өз уақытында маман әдеттен тыс және күтпеген жаңалық жасады. Ол көрген ергежейлі жұлдызға ұқсайды, бірақ стандартты емес шағын өлшемдерге ие болды. Алайда спектр массивті және үлкен аспан денесі сияқты болды.
Мұндай оғаш құбылыстың себептері ғалымдарды біраз уақыттан бері қызықтырды, сондықтан ақ ергежейлілердің құрылымын зерттеуге көп күш жұмсалды. Бұл жаңалық аспан денесінің атмосферасында әртүрлі металл құрылымдарының көптігі туралы болжамды білдіріп, дәлелдегенде жасалды.
Астрофизикадағы металдардың молекулалары сутегіден, гелийден ауыр элементтердің барлық түрі екенін және олардың химиялық құрамы осы екі қосылысқа қарағанда прогрессивті екенін нақтылау қажет. Гелий, сутегі, ғалымдар анықтағандай, біздің ғаламда кез келген басқа заттарға қарағанда кең таралған. Осыған сүйене отырып, қалғандарының барлығын металдар деп белгілеу туралы шешім қабылданды.
Тақырып әзірлеу
Мөлшері жағынан Күннен мүлде бөлек ақ ергежейлілер алғаш рет жиырмасыншы жылдары байқалғанымен, жарты ғасырдан кейін ғана адамдар жұлдыздық атмосферада металл құрылымдардың болуы әдеттегі құбылыс емес екенін анықтады. Белгілі болғандай, атмосфераға енгізілгенде, ең көп таралған екі заттан басқа, олар ауырырақ, терең қабаттарға ығысқан. Ауыр заттар, гелий, сутегі молекулаларының бірі болып, ақырында жұлдыздың өзегіне ауысуы керек.
Бұл процестің бірнеше себебі болды. Ақ ергежейлі радиусы кішкентай, мұндай жұлдызды денелер өте ықшам - олардың өз атауын алғаны бекер емес. Орташа алғанда, радиусты жермен салыстыруға болады, ал салмағы біздің планеталық жүйені жарықтандыратын жұлдыздың салмағына ұқсас. Өлшемдер мен салмақтың бұл қатынасы өте үлкен гравитациялық беттік үдеу тудырады. Демек, ауыр металдардың сутегі мен гелий атмосферасында шөгуі молекула жалпы газ массасына енгеннен кейін бірнеше күн өткен соң ғана болады.
Мүмкіндіктер мен ұзақтығы
Кейде ақ ергежейлілерге тән белгілерауыр заттардың молекулаларының шөгу процесі ұзақ уақытқа кешіктірілуі мүмкін. Жерден келген бақылаушының көзқарасы бойынша ең қолайлы нұсқалар миллиондаған, ондаған миллион жылдарға созылатын процестер болып табылады. Бірақ мұндай уақыт аралығы жұлдыз денесінің өмір сүру ұзақтығымен салыстырғанда өте қысқа.
Ақ ергежейлі эволюциясы соншалық, қазіргі уақытта адам бақылаған түзілістердің көпшілігіне бірнеше жүз миллион Жер жасы бар. Егер біз мұны металдарды ядроның ең баяу сіңіру процесімен салыстыратын болсақ, айырмашылық айтарлықтай емес. Демек, белгілі бір бақыланатын жұлдыздың атмосферасында металды анықтау денеде бастапқыда мұндай атмосфералық құрам болмаған деген сенімді қорытынды жасауға мүмкіндік береді, әйтпесе барлық металл қосындылары әлдеқашан жойылып кетер еді.
Теория және практика
Жоғарыда сипатталған бақылаулар, сондай-ақ ақ ергежейлілер, нейтрондық жұлдыздар, қара тесіктер туралы көптеген ондаған жылдар бойы жиналған ақпарат атмосфераның металдық қосындыларды сыртқы көздерден алатынын көрсетті. Ғалымдар алдымен бұл жұлдыздар арасындағы орта деп шешті. Аспан денесі мұндай материя арқылы қозғалады, ортаны оның бетіне жинайды, осылайша атмосфераны ауыр элементтермен байытады. Бірақ кейінгі бақылаулар мұндай теорияның негізсіз екенін көрсетті. Сарапшылар атап өткендей, егер атмосфераның өзгеруі осылай болса, ергежейлі сутегін негізінен сырттан алатын еді, өйткені жұлдыздар арасындағы орта оның негізгі бөлігін сутегі менгелий молекулалары. Ортаның аз ғана пайызы ауыр қосылыстар.
Егер ақ ергежейлілердің, нейтрондық жұлдыздардың, қара тесіктердің алғашқы бақылауларынан құрылған теория өзін ақтайтын болса, ергежейлілер ең жеңіл элемент ретінде сутектен тұратын болар еді. Бұл тіпті гелий аспан денелерінің болуына жол бермейді, өйткені гелий ауыр, яғни сутегінің жиналуы оны сыртқы бақылаушының көзінен толығымен жасырады. Гелий ергежейлерінің болуына сүйене отырып, ғалымдар жұлдыз аралық орта жұлдыз денелерінің атмосферасындағы металдардың жалғыз және тіпті негізгі көзі бола алмайды деген қорытындыға келді.
Қалай түсіндіруге болады?
Өткен ғасырдың 70-жылдарында қара тесіктерді, ақ ергежейлілерді зерттеген ғалымдар металдық қосындыларды аспан денесінің бетіне құйрықты жұлдыздардың түсуімен түсіндіруге болатынын айтты. Рас, бір кездері мұндай идеялар тым экзотикалық болып саналып, қолдау таппады. Бұл негізінен адамдардың басқа планеталық жүйелердің бар екендігі туралы әлі білмеуімен байланысты болды - тек біздің «үй» күн жүйесі белгілі болды.
Қара тесіктерді, ақ ергежейлілерді зерттеуде алға елеулі қадам өткен ғасырдың келесі, сегізінші онжылдықтың соңында жасалды. Ғалымдар өздерінің иелігінде ғарыштың тереңдігін бақылауға арналған ерекше қуатты инфрақызыл аспаптары бар, бұл белгілі ақ ергежейлі астрономдардың бірінің айналасындағы инфрақызыл сәулеленуді анықтауға мүмкіндік берді. Бұл атмосферада металдан тұратын карликтердің айналасында дәл анықталдықосу.
Ақ ергежейлідің температурасын бағалауға мүмкіндік берген инфрақызыл сәулелер де ғалымдарға жұлдыз денесінің жұлдыздық сәулеленуді сіңіре алатын қандай да бір затпен қоршалғанын айтты. Бұл зат жұлдызға қарағанда белгілі бір температура деңгейіне дейін қызады. Бұл сіңірілген энергияны біртіндеп қайта бағыттауға мүмкіндік береді. Радиация инфрақызыл диапазонда пайда болады.
Ғылым алға жылжиды
Ақ ергежейлі спектрлері астрономдар әлемінің озық ойларының зерттеу нысанына айналды. Белгілі болғандай, олардан аспан денелерінің ерекшеліктері туралы өте көп ақпарат алуға болады. Артық инфрақызыл сәулеленуі бар жұлдыз денелерін бақылау ерекше қызығушылық тудырды. Қазіргі уақытта мұндай типтегі үш ондаған жүйені анықтау мүмкін болды. Олардың негізгі пайызы ең қуатты Spitzer телескопы арқылы зерттелді.
Аспан денелерін бақылай отырып, ғалымдар ақ ергежейлілердің тығыздығы алыптарға тән осы параметрден айтарлықтай аз екенін анықтады. Сондай-ақ артық инфрақызыл сәулелену энергиялық сәулеленуді сіңіре алатын белгілі бір заттан түзілген дискілердің болуына байланысты екені анықталды. Дәл содан кейін энергияны таратады, бірақ толқын ұзындығы басқа диапазонда.
Дискілер өте жақын және белгілі бір дәрежеде ақ ергежейлілердің массасына әсер етеді (ол Чандрасехар шегінен аспайды). Сыртқы радиусы детриттік диск деп аталады. Ол қандай да бір дененің жойылуы кезінде пайда болған деген болжам бар. Орташа алғанда, радиус көлемі бойынша Күнмен салыстыруға болады.
Егер сіз біздің планеталық жүйеге назар аударсаңыз, «үйге» салыстырмалы түрде жақын жерде ұқсас мысалды байқауға болатыны анық болады - бұл Сатурнды қоршап тұрған сақиналар, олардың өлшемі де радиусымен салыстыруға болады. біздің жұлдыз. Уақыт өте келе ғалымдар бұл қасиет ергежейлілер мен Сатурнға ортақ жалғыз нәрсе емес екенін анықтады. Мысалы, планетаның да, жұлдыздардың да өте жұқа дискілері бар, олар жарықтан жарқырауға тырысқанда мөлдір болмайды.
Теорияның қорытындылары мен дамуы
Ақ ергежейлілердің сақиналары Сатурнды қоршап тұрғандармен салыстыруға болатындықтан, бұл жұлдыздардың атмосферасында металдардың болуын түсіндіретін жаңа теорияларды тұжырымдау мүмкін болды. Астрономдар Сатурнның айналасындағы сақиналар оның гравитациялық өрісінің әсер етуі үшін планетаға жеткілікті жақын орналасқан кейбір денелердің толқындарының бұзылуынан пайда болатынын біледі. Мұндай жағдайда сыртқы дене өзінің ауырлық күшін сақтай алмайды, бұл тұтастықтың бұзылуына әкеледі.
Шамамен он бес жыл бұрын ақ ергежейлі сақиналардың пайда болуын дәл осылай түсіндіретін жаңа теория ұсынылды. Алғашында ергежейлі планеталар жүйесінің орталығындағы жұлдыз болды деп болжанған. Аспан денесі уақыт өте келе дамиды, ол миллиардтаған жылдарға созылады, ісінеді, қабығынан айырылады және бұл бірте-бірте салқындатылатын карликтің пайда болуына әкеледі. Айтпақшы, ақ гномдардың түсі олардың температурасымен нақты түсіндіріледі. Кейбіреулер үшін ол 200 000 K деп есептеледі.
Осындай эволюция барысында планеталар жүйесі аман қалуы мүмкін, бұлжұлдыз массасының азаюымен бір мезгілде жүйенің сыртқы бөлігінің кеңеюі. Нәтижесінде планеталардың үлкен жүйесі қалыптасады. Планеталар, астероидтар және басқа да көптеген элементтер эволюциядан аман қалады.
Алдағы не?
Жүйенің орындалу барысы оның тұрақсыздығына әкелуі мүмкін. Бұл планетаны қоршап тұрған кеңістікті тастармен бомбалауға әкеледі, ал астероидтар жүйеден жартылай ұшып кетеді. Олардың кейбіреулері, алайда, ерте ме, кеш пе, ергежейлі күн радиусында өздерін тауып, орбитаға шығады. Соқтығыстар болмайды, бірақ толқындық күштер дененің тұтастығын бұзуға әкеледі. Мұндай астероидтардың шоғыры Сатурнды қоршап тұрған сақиналарға ұқсас пішінге ие болады. Осылайша, жұлдыздың айналасында қоқыс дискі пайда болады. Ақ карликтің тығыздығы (шамамен 10^7 г/см3) мен оның детриттік дискісі айтарлықтай ерекшеленеді.
Сипатталған теория бірқатар астрономиялық құбылыстардың жеткілікті толық және логикалық түсіндірмесіне айналды. Ол арқылы дискілердің неліктен ықшам болатынын түсінуге болады, өйткені жұлдыз бүкіл өмір сүрген уақытында радиусы Күндікімен салыстырылатын дискімен қоршауға болмайды, әйтпесе мұндай дискілер алдымен оның денесінде болатын еді.
Дисктердің түзілуін және олардың өлшемдерін түсіндіру арқылы металдардың ерекше қорының қайдан келетінін түсінуге болады. Ол жұлдыздың бетіне түсіп, ергежейлі металл молекулаларымен ластануы мүмкін. Сипатталған теория ақ ергежейлілердің орташа тығыздығының (10^7 г/см3 ретті) анықталған көрсеткіштеріне қайшы келмей, жұлдыздар атмосферасында металдардың неліктен байқалатынын, химиялық заттардың өлшенуі неге байланысты екенін дәлелдейді. Құрамы адамға қол жетімді құралдармен және не себепті элементтердің таралуы біздің планетамыздың және басқа зерттелген объектілердің сипаттамасына ұқсас.
Теориялар: пайдасы бар ма?
Сипатталған идея жұлдыздардың қабықшаларының неге металдармен ластанғанын, неліктен қоқыс дискілерінің пайда болғанын түсіндіру үшін негіз ретінде кеңінен қолданылды. Сонымен қатар, одан ергежейлі айналасында планеталық жүйе бар екендігі шығады. Бұл тұжырымда таң қалдыратын нәрсе жоқ, өйткені адамзат жұлдыздардың көпшілігінде өздерінің планеталар жүйесі бар екенін анықтады. Бұл Күнге ұқсайтындарға да, оның өлшемдерінен әлдеқайда үлкендерге де тән - атап айтқанда, олардан ақ ергежейлілер пайда болады.
Тақырыптар таусылмады
Жоғарыда сипатталған теорияны жалпы қабылданған және дәлелденген деп есептесек те, астрономдар үшін кейбір сұрақтар әлі күнге дейін ашық күйінде қалып отыр. Аспан денесінің дискілері мен беті арасындағы заттардың тасымалдану ерекшелігі ерекше қызығушылық тудырады. Кейбіреулердің айтуынша, бұл радиацияның әсерінен. Заттың тасымалдануын осылай сипаттауға шақыратын теориялар Пойнтинг-Робертсон эффектісіне негізделген. Бұл құбылыс, оның әсерінен бөлшектер жас жұлдыздың айналасындағы орбитада баяу қозғалады, бірте-бірте орталыққа қарай бұралып, аспан денесінде жоғалады. Болжам бойынша, бұл әсер жұлдыздарды қоршап тұрған қоқыс дискілерінде көрінуі керек, яғни дискілерде болатын молекулалар ерте ме, кеш пе, ергежейліге ерекше жақын жерде болады. Қатты заттарбулануға ұшырайды, газ түзіледі - мұндай дискілер түрінде бірнеше байқалған карликтердің айналасында жазылған. Ерте ме, кеш пе, газ ергежейлі жер бетіне жетіп, металдарды осында тасымалдайды.
Анықталған фактілерді астрономдар ғылымға қосқан қомақты үлес ретінде бағалайды, өйткені олар планеталардың қалай пайда болғанын болжайды. Бұл маңызды, өйткені мамандарды тартатын зерттеу объектілері жиі қолжетімсіз. Мысалы, Күннен үлкен жұлдыздардың айналасында айналатын планеталарды зерттеу өте сирек - бұл біздің өркениет үшін қолжетімді техникалық деңгейде тым қиын. Оның орнына адамдар жұлдыздардың ергежейліге айналуынан кейін планеталық жүйелерді зерттей алды. Егер біз осы бағытта дами алатын болсақ, планеталық жүйелердің бар-жоғы және олардың ерекше сипаттамалары туралы жаңа деректерді ашуға болатыны сөзсіз.
Атмосферасында металдар табылған ақ ергежейлі жұлдыздар кометалардың және басқа ғарыштық денелердің химиялық құрамы туралы түсінік алуға мүмкіндік береді. Шындығында, ғалымдарда композицияны бағалаудың басқа жолы жоқ. Мысалы, алып планеталарды зерттей отырып, тек сыртқы қабаты туралы түсінік алуға болады, бірақ ішкі мазмұны туралы сенімді ақпарат жоқ. Бұл біздің «үй» жүйемізге де қатысты, өйткені химиялық құрамды тек Жер бетіне түскен немесе зерттеу аппаратын қондыру мүмкін болған аспан денесінен ғана зерттеуге болады.
Қалай өтіп жатыр?
Ерте ме, кеш пе, біздің планеталық жүйеміз де ақ ергежейлілердің «үйіне» айналады. Ғалымдар айтқандай, жұлдыз өзегі барэнергия алу үшін заттардың шектеулі мөлшері және ерте ме, кеш пе термоядролық реакциялар таусылады. Газ көлемі азаяды, тығыздық текше сантиметрге тоннаға дейін көтеріледі, ал сыртқы қабаттарда реакция әлі де жалғасуда. Жұлдыз кеңейіп, қызыл алыпқа айналады, оның радиусы Күнге тең жүздеген жұлдыздармен салыстырылады. Сыртқы қабық «жануды» тоқтатқанда, 100 000 жыл ішінде кеңістікте материяның дисперсиясы жүреді, ол тұмандықтың пайда болуымен бірге жүреді.
Жұлдыздың қабығынан босатылған өзегі температураны төмендетеді, бұл ақ карликтің пайда болуына әкеледі. Шын мәнінде, мұндай жұлдыз - жоғары тығыздықтағы газ. Ғылымда ергежейлілерді көбінесе азғындаған аспан денелері деп атайды. Егер жұлдызымыз сығылып, оның радиусы небәрі бірнеше мың километр болса, бірақ салмағы толығымен сақталатын болса, мұнда ақ ергежейлі де орын алар еді.
Мүмкіндіктер мен техникалық нүктелер
Қарастырылып отырған ғарыштық дененің түрі жарқырауға қабілетті, бірақ бұл процесс термоядролық реакциялардан басқа механизмдермен түсіндіріледі. Жарқырау қалдық деп аталады, ол температураның төмендеуімен түсіндіріледі. Гномды иондары кейде 15 000 К-ден суық зат түзеді. Тербелмелі қозғалыстар элементтерге тән. Бірте-бірте аспан денесі кристалды болады, оның жарқырауы әлсірейді, ал ергежейлі қоңырға айналады.
Ғалымдар мұндай аспан денесінің массалық шегін анықтады – Күннің салмағының 1,4-іне дейін, бірақ бұл шектен аспайды. Егер масса осы шектен асып кетсе,жұлдыз болуы мүмкін емес. Бұл қысылған күйдегі заттың қысымына байланысты - бұл затты қысатын гравитациялық тартылудан аз. Нейтрондардың пайда болуына әкелетін өте күшті қысу бар, зат нейтронданады.
Сығу процесі дегенерацияға әкелуі мүмкін. Бұл жағдайда нейтрондық жұлдыз пайда болады. Екінші опция - ерте ме, кеш пе жарылысқа әкелетін қысу.
Жалпы параметрлер мен мүмкіндіктер
Аспан денелерінің қарастырылып отырған категориясының Күннің сипаттамасына қатысты болометриялық жарқырауы шамамен он мың еседен аз. Гномның радиусы күннен жүз есе аз, ал салмағы біздің планеталық жүйенің негізгі жұлдызының сипаттамасымен салыстырылады. Гномның масса шегін анықтау үшін Чандрасехар шегі есептелді. Ол асып кеткенде, ергежейлі аспан денесінің басқа түріне айналады. Жұлдыздың фотосферасы орташа есеппен 105–109 г/см3 болатын тығыз заттан тұрады. Негізгі ретпен салыстырғанда ол миллион есе тығызырақ.
Кейбір астрономдар галактикадағы барлық жұлдыздардың тек 3%-ы ғана ақ ергежейлілер деп есептейді, ал кейбіреулері әрбір оннан бір бөлігі осы класқа жататынына сенімді. Аспан денелерін бақылау қиынның себебіне байланысты бағалаулар әртүрлі - олар біздің планетамыздан алыс және тым әлсіз жарқырайды.
Әңгімелер мен атаулар
1785 жылы Гершель бақылаған қос жұлдыздар тізімінде дене пайда болды. Жұлдызға 40 Eridani B деген ат берілді. Ол ақ санаттағы бірінші адам болып саналады.гномдар. 1910 жылы Рассел бұл аспан денесінің түс температурасы өте жоғары болса да, жарқырау деңгейі өте төмен екенін байқады. Уақыт өте келе бұл кластағы аспан денелерін жеке категорияға бөлу керек деп шешілді.
1844 жылы Бессель Procyon B, Sirius B бақылау арқылы алынған ақпаратты зерттей отырып, олардың екеуі де оқтын-оқтын түзу сызықтан ауысады, яғни жақын жерсеріктері бар деген шешімге келді. Мұндай болжам ғылыми қоғамдастық үшін екіталай болып көрінді, өйткені бірде-бір спутник көрінбеді, ал ауытқуларды тек массасы ерекше үлкен (Сириус, Проционға ұқсас) аспан денесімен түсіндіруге болады.
1962 жылы Кларк сол кездегі ең үлкен телескоппен жұмыс істей отырып, Сириустың жанында өте күңгірт аспан денесін анықтады. Ол Бессель бұрыннан ұсынған серігі Сириус В деп аталды. 1896 жылы зерттеулер Procyon-дың да спутнигі болғанын көрсетті - ол Procyon B деп аталды. Сондықтан Бессельдің идеялары толығымен расталды.
