თეთრი ჯუჯები სამყაროს კიდევ ერთი საიდუმლოა. იდუმალი თეთრი ჯუჯები

გამოთვლები აჩვენებს, რომ სუპერნოვას აფეთქების დროს M ~ 25M-ით, რჩება მკვრივი ნეიტრონული ბირთვი (ნეიტრონული ვარსკვლავი), რომლის მასა ~ 1,6M-ია. ვარსკვლავებში, რომელთა ნარჩენი მასა M > 1,4 მ, რომლებმაც არ მიაღწიეს სუპერნოვას სტადიას, დეგენერირებული ელექტრონის გაზის წნევა ასევე ვერ აწონასწორებს გრავიტაციულ ძალებს და ვარსკვლავი შეკუმშულია ბირთვული სიმკვრივის მდგომარეობაში. ამ გრავიტაციული კოლაფსის მექანიზმი იგივეა, რაც სუპერნოვას აფეთქების დროს. ვარსკვლავის შიგნით წნევა და ტემპერატურა აღწევს ისეთ მნიშვნელობებს, რომლებშიც ელექტრონები და პროტონები თითქოს „დაჭერილია“ ერთმანეთში და რეაქციის შედეგად.

ნეიტრინოების ემისიის შემდეგ წარმოიქმნება ნეიტრონები, რომლებიც იკავებს გაცილებით მცირე ფაზის მოცულობას, ვიდრე ელექტრონები. ჩნდება ეგრეთ წოდებული ნეიტრონული ვარსკვლავი, რომლის სიმკვრივე აღწევს 10 14 - 10 15 გ/სმ 3 . ნეიტრონული ვარსკვლავის დამახასიათებელი ზომაა 10 - 15 კმ. გარკვეული გაგებით, ნეიტრონული ვარსკვლავი არის გიგანტური ატომური ბირთვი. შემდგომი გრავიტაციული შეკუმშვა ხელს უშლის ბირთვული მატერიის ზეწოლას, რომელიც წარმოიქმნება ნეიტრონების ურთიერთქმედების გამო. ეს ასევე არის დეგენერაციული წნევა, როგორც ადრე თეთრი ჯუჯის შემთხვევაში, მაგრამ არის ბევრად უფრო მკვრივი ნეიტრონული გაზის დეგენერაციული წნევა. ამ წნევას შეუძლია შეინარჩუნოს მასები 3,2 მ-მდე.
კოლაფსის მომენტში წარმოქმნილი ნეიტრინოები ნეიტრონულ ვარსკვლავს საკმაოდ სწრაფად აცივებენ. თეორიული შეფასებით, მისი ტემპერატურა ეცემა 10 11-დან 10 9 K-მდე ~ 100 წმ-ში. გარდა ამისა, გაგრილების სიჩქარე ოდნავ მცირდება. თუმცა, ის საკმაოდ მაღალია ასტრონომიული მასშტაბით. ტემპერატურის შემცირება 10 9-დან 10 8 K-მდე ხდება 100 წელიწადში და 10 6 K-მდე მილიონ წელიწადში. ნეიტრონული ვარსკვლავების აღმოჩენა ოპტიკური მეთოდებით საკმაოდ რთულია მათი მცირე ზომისა და დაბალი ტემპერატურის გამო.
1967 წელს კემბრიჯის უნივერსიტეტში ჰიუიშმა და ბელმა აღმოაჩინეს პერიოდული ელექტრომაგნიტური გამოსხივების კოსმოსური წყაროები - პულსარები. პულსარების უმეტესობის პულსის გამეორების პერიოდები 3,3·10 -2-დან 4,3 წმ-მდეა. თანამედროვე კონცეფციების თანახმად, პულსარები არიან მბრუნავი ნეიტრონული ვარსკვლავები, რომელთა მასა 1 - 3 მ და დიამეტრი 10 - 20 კმ. მხოლოდ ნეიტრონული ვარსკვლავების თვისებების მქონე კომპაქტურ ობიექტებს შეუძლიათ შეინარჩუნონ ფორმა ასეთი ბრუნვის სიჩქარით დაშლის გარეშე. ნეიტრონული ვარსკვლავის წარმოქმნის დროს კუთხური იმპულსის და მაგნიტური ველის კონსერვაცია იწვევს სწრაფად მბრუნავი პულსარების დაბადებას ძლიერი მაგნიტური ველით B ~ 10 12 G.
ითვლება, რომ ნეიტრონულ ვარსკვლავს აქვს მაგნიტური ველი, რომლის ღერძი არ ემთხვევა ვარსკვლავის ბრუნვის ღერძს. ამ შემთხვევაში ვარსკვლავის გამოსხივება (რადიოტალღები და ხილული სინათლე) დედამიწაზე შუქურის სხივების მსგავსად სრიალებს. როდესაც სხივი გადაკვეთს დედამიწას, პულსი ფიქსირდება. თავად ნეიტრონული ვარსკვლავის გამოსხივება ხდება იმის გამო, რომ ვარსკვლავის ზედაპირიდან დამუხტული ნაწილაკები გარედან მოძრაობენ მაგნიტური ველის ხაზების გასწვრივ, ასხივებენ ელექტრომაგნიტურ ტალღებს. პულსარის რადიო გამოსხივების ეს მექანიზმი, რომელიც პირველად შემოთავაზებულია ოქროს მიერ, ნაჩვენებია ნახ. 39.

თუ რადიაციის სხივი დაეცემა დამკვირვებელს დედამიწაზე, რადიოტელესკოპი აღმოაჩენს რადიო გამოსხივების მოკლე იმპულსებს ნეიტრონული ვარსკვლავის ბრუნვის პერიოდის ტოლი პერიოდით. პულსის ფორმა შეიძლება იყოს ძალიან რთული, რაც განისაზღვრება ნეიტრონული ვარსკვლავის მაგნიტოსფეროს გეომეტრიით და დამახასიათებელია თითოეული პულსარისთვის. პულსარების ბრუნვის პერიოდები მკაცრად მუდმივია და ამ პერიოდების გაზომვის სიზუსტე 14-ციფრიან ციფრებს აღწევს.
ამჟამად აღმოაჩინეს პულსარები, რომლებიც ორობითი სისტემების ნაწილია. თუ პულსარი ბრუნავს მეორე კომპონენტის ორბიტაზე, მაშინ პულსარული პერიოდის ვარიაციები უნდა შეინიშნოს დოპლერის ეფექტის გამო. როდესაც პულსარი დამკვირვებელს უახლოვდება, რადიო პულსების ჩაწერილი პერიოდი მცირდება დოპლერის ეფექტის გამო, ხოლო როდესაც პულსარი ჩვენგან შორდება, მისი პერიოდი იზრდება. ამ ფენომენის საფუძველზე აღმოაჩინეს პულსარები, რომლებიც ორმაგი ვარსკვლავების ნაწილია. პირველი აღმოჩენილი პულსარისთვის PSR 1913 + 16, რომელიც ორობითი სისტემის ნაწილია, ორბიტალური პერიოდი იყო 7 საათი 45 წუთი. პულსარი PSR 1913 + 16-ის ბუნებრივი ორბიტალური პერიოდი არის 59 ms.
პულსარის გამოსხივებამ უნდა გამოიწვიოს ნეიტრონული ვარსკვლავის ბრუნვის სიჩქარის შემცირება. ეს ეფექტი ასევე აღმოაჩინეს. ნეიტრონული ვარსკვლავი, რომელიც ორობითი სისტემის ნაწილია, ასევე შეიძლება იყოს ინტენსიური რენტგენის გამოსხივების წყარო.
ნეიტრონული ვარსკვლავის სტრუქტურა, რომლის მასა 1,4 მ და რადიუსია 16 კმ, ნაჩვენებია ნახ. 40.

I არის მჭიდროდ შეფუთული ატომების თხელი გარე ფენა. II და III რეგიონებში ბირთვები განლაგებულია სხეულზე ორიენტირებული კუბური გისოსის სახით. IV რეგიონი ძირითადად ნეიტრონებისაგან შედგება. V რეგიონში მატერია შეიძლება შედგებოდეს პიონებისა და ჰიპერონებისგან, რომლებიც ქმნიან ნეიტრონული ვარსკვლავის ჰადრონულ ბირთვს. ნეიტრონული ვარსკვლავის სტრუქტურის გარკვეული დეტალები ამჟამად ზუსტდება.
ნეიტრონული ვარსკვლავების ფორმირება ყოველთვის არ არის სუპერნოვას აფეთქების შედეგი. ნეიტრონული ვარსკვლავების წარმოქმნის კიდევ ერთი შესაძლო მექანიზმი თეთრი ჯუჯების ევოლუციის დროს ახლო ორობით ვარსკვლავურ სისტემებში. მატერიის ნაკადი კომპანიონი ვარსკვლავიდან თეთრ ჯუჯაზე თანდათან ზრდის თეთრი ჯუჯის მასას და კრიტიკულ მასას (ჩანდრასეხარის ზღვარი) მიღწევისას თეთრი ჯუჯა გადაიქცევა ნეიტრონულ ვარსკვლავად. იმ შემთხვევაში, როდესაც მატერიის ნაკადი გრძელდება ნეიტრონული ვარსკვლავის წარმოქმნის შემდეგ, მისი მასა შეიძლება მნიშვნელოვნად გაიზარდოს და გრავიტაციული კოლაფსის შედეგად გადაიქცეს შავ ხვრელად. ეს შეესაბამება ეგრეთ წოდებულ „ჩუმ“ კოლაფსს.
კომპაქტური ორობითი ვარსკვლავები ასევე შეიძლება გამოჩნდნენ რენტგენის გამოსხივების წყაროებად. ის ასევე წარმოიქმნება მატერიის აკრეციის გამო, რომელიც ვარდება "ნორმალური" ვარსკვლავიდან უფრო კომპაქტურზე. როდესაც მატერია გროვდება ნეიტრონულ ვარსკვლავზე B > 10 10 G, მატერია ხვდება მაგნიტური პოლუსების რეგიონში. რენტგენის გამოსხივება მოდულირებულია მისი ღერძის გარშემო ბრუნვით. ასეთ წყაროებს რენტგენის პულსარები ეწოდება.
არსებობს რენტგენის წყაროები (ე.წ. აფეთქებები), რომლებშიც გამოსხივების აფეთქება პერიოდულად ხდება რამდენიმე საათიდან დღეში ინტერვალით. აფეთქების დამახასიათებელი აწევის დრო არის 1 წამი. აფეთქების ხანგრძლივობაა 3-დან 10 წამამდე. აფეთქების მომენტში ინტენსივობა შეიძლება იყოს 2 - 3 ბრძანებით სიდიდის უფრო მაღალი ვიდრე სიკაშკაშე წყნარ მდგომარეობაში. ამჟამად ცნობილია რამდენიმე ასეული ასეთი წყარო. ითვლება, რომ გამოსხივების აფეთქებები ხდება ნეიტრონული ვარსკვლავის ზედაპირზე დაგროვილი ნივთიერების თერმობირთვული აფეთქების შედეგად, აკრეციის შედეგად.
ცნობილია, რომ ნუკლეონებს შორის მცირე მანძილზე (< 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 შხამავს ისეთ პროცესებს, როგორიცაა პიონის კონდენსატის გამოჩენა, ნეიტრონიზებული ნივთიერების გადასვლა მყარ კრისტალურ მდგომარეობაში და ჰიპერონისა და კვარკ-გლუონური პლაზმის წარმოქმნა შესაძლებელია. ნეიტრონული მატერიის ზესთხევადი და ზეგამტარი მდგომარეობების ფორმირება შესაძლებელია.
თანამედროვე იდეების შესაბამისად მატერიის ქცევის შესახებ 10 2 - 10 3-ჯერ აღემატება ბირთვულ სიმკვრივეს (კერძოდ, ასეთი სიმკვრივეები განიხილება, როდესაც განიხილება ნეიტრონული ვარსკვლავის შიდა სტრუქტურა), ატომური ბირთვები იქმნება ვარსკვლავის შიგნით მდგრადობის მახლობლად. ზღვარი. უფრო ღრმა გაგების მიღწევა შესაძლებელია მატერიის მდგომარეობის შესწავლით, რაც დამოკიდებულია ბირთვული მატერიის სიმკვრივეზე, ტემპერატურაზე, სტაბილურობაზე პროტონების რაოდენობის ეგზოტიკურ თანაფარდობაზე ნეიტრონების რაოდენობაზე ბირთვში n p / n n , ნეიტრინოებთან დაკავშირებული სუსტი პროცესების გათვალისწინებით. . ამჟამად, ბირთვულზე მაღალი სიმკვრივის მატერიის შესწავლის პრაქტიკულად ერთადერთი შესაძლებლობა არის ბირთვული რეაქციები მძიმე იონებს შორის. თუმცა, მძიმე იონების შეჯახების ექსპერიმენტული მონაცემები ჯერ კიდევ არასაკმარის ინფორმაციას გვაწვდის, რადგან n p/n n მისაღწევი მნიშვნელობები როგორც სამიზნე ბირთვისთვის, ასევე ინციდენტის აჩქარებული ბირთვისთვის მცირეა (~ 1 - 0.7).
რადიოპულსარების პერიოდების ზუსტი გაზომვები აჩვენებს, რომ ნეიტრონული ვარსკვლავის ბრუნვის სიჩქარე თანდათან ნელდება. ეს გამოწვეულია ვარსკვლავის ბრუნვის კინეტიკური ენერგიის პულსარის გამოსხივების ენერგიად გადასვლისა და ნეიტრინოების გამოსხივების გამო. რადიოპულსარების პერიოდებში მცირე მკვეთრი ცვლილებები აიხსნება ნეიტრონული ვარსკვლავის ზედაპირულ ფენაში სტრესის დაგროვებით, რომელსაც თან ახლავს „ბზარი“ და „მოტეხილობა“, რაც იწვევს ვარსკვლავის ბრუნვის სიჩქარის ცვლილებას. რადიოპულსარების დაკვირვებული დროის მახასიათებლები შეიცავს ინფორმაციას ნეიტრონული ვარსკვლავის „ქერქის“ თვისებების, მის შიგნით არსებულ ფიზიკურ პირობებსა და ნეიტრონული მატერიის ზესთხევადობის შესახებ. ახლახან აღმოაჩინეს რადიოპულსარების მნიშვნელოვანი რაოდენობა 10 ms-ზე ნაკლები პერიოდებით. ეს მოითხოვს იდეების გარკვევას ნეიტრონულ ვარსკვლავებში მიმდინარე პროცესების შესახებ.
კიდევ ერთი პრობლემაა ნეიტრონული ვარსკვლავების ნეიტრინო პროცესების შესწავლა. ნეიტრინო ემისია არის ერთ-ერთი მექანიზმი, რომლითაც ნეიტრონული ვარსკვლავი კარგავს ენერგიას მისი წარმოქმნიდან 10 5 - 10 6 წლის განმავლობაში.

მზის მასის (M?) რიგის მასებით და მზის რადიუსზე დაახლოებით 100-ჯერ მცირე რადიუსით. თეთრი ჯუჯების ნივთიერების საშუალო სიმკვრივეა 10 8 -10 9 კგ/მ 3. თეთრი ჯუჯები გალაქტიკის ყველა ვარსკვლავის რამდენიმე პროცენტს შეადგენენ. ბევრი თეთრი ჯუჯა ბინარული ვარსკვლავური სისტემების ნაწილია. პირველი ვარსკვლავი, რომელიც კლასიფიცირებულია როგორც თეთრი ჯუჯა, იყო Sirius B (სირიუსის თანამგზავრი), რომელიც აღმოაჩინა ამერიკელმა ასტრონომმა ა. კლარკმა 1862 წელს. 1910-იან წლებში თეთრი ჯუჯები იდენტიფიცირებულ იქნა, როგორც ვარსკვლავების განსაკუთრებული კლასი; მათი სახელი ასოცირდება ამ კლასის პირველი წარმომადგენლების ფერთან.

ვარსკვლავის მასით და პატარა პლანეტის ზომით, თეთრ ჯუჯას აქვს კოლოსალური გრავიტაციული ძალა მის ზედაპირთან, რომელიც მიდრეკილია შეკუმშოს ვარსკვლავს. მაგრამ ის ინარჩუნებს სტაბილურ წონასწორობას, რადგან გრავიტაციულ ძალებს ეწინააღმდეგება ელექტრონების დეგენერირებული აირის წნევა: მატერიის მაღალი სიმკვრივის დროს, რომელიც დამახასიათებელია თეთრი ჯუჯებისთვის, მასში პრაქტიკულად თავისუფალი ელექტრონების კონცენტრაცია იმდენად მაღალია, რომ, შესაბამისად. პაულის პრინციპით, მათ აქვთ დიდი იმპულსი. დეგენერირებული აირის წნევა პრაქტიკულად დამოუკიდებელია მისი ტემპერატურისგან, ამიტომ თეთრი ჯუჯა გაციებისას არ იკუმშება.

რაც უფრო დიდია თეთრი ჯუჯის მასა, მით უფრო მცირეა მისი რადიუსი. თეორია მიუთითებს თეთრი ჯუჯების მასის ზედა ზღვარზე დაახლოებით 1,4 მ? (ე.წ. ჩანდრასეხარის ზღვარი), რომლის გადაჭარბება იწვევს გრავიტაციულ კოლაფსს. ასეთი ლიმიტის არსებობა განპირობებულია იმით, რომ გაზის სიმკვრივის მატებასთან ერთად, მასში ელექტრონების სიჩქარე უახლოვდება სინათლის სიჩქარეს და ვერ გაიზრდება. შედეგად, დეგენერირებული აირის წნევა ვეღარ უძლებს მიზიდულობის ძალას.

წარმოიქმნება თუ არა თეთრი ჯუჯები ჩვეულებრივი ვარსკვლავების ევოლუციის ბოლოს, რომელთა საწყისი მასა 8 მ-ზე ნაკლებია? თერმობირთვული საწვავის მარაგის ამოწურვის შემდეგ. ამ პერიოდის განმავლობაში, ვარსკვლავი, რომელმაც გაიარა წითელი გიგანტისა და პლანეტარული ნისლეულის სტადია, აშორებს თავის გარე ფენებს და ავლენს ბირთვს, რომელსაც აქვს ძალიან მაღალი ტემპერატურა. თანდათან გაცივდება, ვარსკვლავის ბირთვი გადადის თეთრი ჯუჯის მდგომარეობაში, რომელიც აგრძელებს სიკაშკაშეს სიღრმეში შენახული თერმული ენერგიის გამო. თეთრი ჯუჯის სიკაშკაშე ასაკთან ერთად მცირდება. დაახლოებით 1 მილიარდი წლის ასაკში, თეთრი ჯუჯის სიკაშკაშე ათასჯერ დაბალია, ვიდრე მზის. შესწავლილი თეთრი ჯუჯების ზედაპირის ტემპერატურა 5·103-დან 105K-მდე მერყეობს.

ზოგიერთი თეთრი ჯუჯა ავლენს ოპტიკურ ცვალებადობას რამდენიმე წუთიდან ნახევარ საათამდე პერიოდებით, რაც აიხსნება ვარსკვლავის გრავიტაციული არარადიალური რხევების გამოვლინებით. ამ რხევების ანალიზი ასტეროსეისმოლოგიის მეთოდების გამოყენებით შესაძლებელს ხდის თეთრი ჯუჯების შიდა სტრუქტურის შესწავლას. თეთრი ჯუჯების დაახლოებით 3%-ის სპექტრში შეიმჩნევა რადიაციის ძლიერი პოლარიზაცია ან სპექტრული ხაზების ზემანის გაყოფა, რაც მიუთითებს მაგნიტური ველების არსებობაზე 3·10 4 -10 9 გ ინდუქციით.

თუ თეთრი ჯუჯა ახლო ორობითი სისტემის ნაწილია, მაშინ მის სიკაშკაშეში მნიშვნელოვანი წვლილი შეიძლება მოჰყვეს მეზობელი ვარსკვლავიდან მომდინარე წყალბადის თერმობირთვულ წვას. ეს წვა ხშირად არასტაციონარულ ხასიათს ატარებს, რაც გამოიხატება ნოვაების და ნოვას მსგავსი ვარსკვლავების ამოფრქვევის სახით. იშვიათ შემთხვევებში, წყალბადის დაგროვება თეთრი ჯუჯის ზედაპირზე იწვევს თერმობირთვულ აფეთქებას ვარსკვლავის სრული განადგურებით, რომელიც შეინიშნება როგორც სუპერნოვას აფეთქება.

ლიტ.: Blinnikov S.I. თეთრი ჯუჯები. მ., 1977; Shapiro S., Tyukolski S. შავი ხვრელები, თეთრი ჯუჯები და ნეიტრონული ვარსკვლავები: ნაწილი 2 M., 1985 წ.

დაახლოებით ას ორმოცდაათი წლის წინ, ცნობილმა ასტრონომმა და მათემატიკოსმა ბესელმა ჩაატარა დაკვირვება სირიუსზე, ცის ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავზე. ამავდროულად, მას წააწყდა ძალიან ცნობისმოყვარე ფენომენი: მან აღმოაჩინა, რომ ცაზე გადაადგილებისას სირიუსი განიცდის პერიოდულ გადახრებს უმეტესობისთვის ჩვეულებრივი სწორხაზოვანი ბილიკიდან. ეს ფაქტი იმპულსი გახდა საოცარი ციური სხეულების - "თეთრი ჯუჯების" აღმოჩენისთვის. სამეცნიერო ფანტასტიკის მწერლებმა მათ მრავალი განსხვავებული ნაწარმოები მიუძღვნეს. მაგრამ, ალბათ, მათ კიდევ უფრო მეტი ინტერესი გამოიწვია მეცნიერების ხალხში. თეთრი ჯუჯების შესწავლა შორს არის. დღეს კი ისინი აგრძელებენ გამოცანების დასმას ასტრონომებისა და ფიზიკოსებისთვის. ჩვენ მოგიყვებით ამ უჩვეულო სხეულებზე და მათ ჯერ კიდევ გადაუჭრელ თვისებებზე.

უცნაური თანამგზავრი

ბესელის მიერ აღმოჩენილმა სირიუსის მოძრაობის თავისებურებამ მარტივი ახსნა ჰპოვა. ვარაუდობენ, რომ სირიუსს ჰყავს უხილავი თანამგზავრი, რომელიც „არღვევს“ მის მოძრაობას. ასეთი ორობითი სისტემები არ არის იშვიათი სამყაროში. ჩვენი დედამიწა, რომელიც მოძრაობს ირგვლივ, ასევე განიცდის, თუმცა გაცილებით ნაკლებად, მისი ბუნებრივი თანამგზავრის გავლენას -.

მალე ეს ვარაუდი დადასტურდა: ძალიან მკრთალი ვარსკვლავი აღმოაჩინეს მოსალოდნელ ადგილას. თუმცა, ტერმინი „ძალიან ბუნდოვანი“ ძალიან ბუნდოვანია. ამიტომ მოგვიწევს სპეციალური სიდიდის - სიკაშკაშის შემოღება. ის ზომავს ვარსკვლავის მიერ გამოსხივებული სინათლის ენერგიის რაოდენობას გარკვეული პერიოდის განმავლობაში. ასე რომ, სირიუსის თანამგზავრის სიკაშკაშე ძალიან დაბალი აღმოჩნდა - მზეზე რამდენიმე ასეულჯერ ნაკლები. ამავდროულად, სირიუსის მოძრაობაზე გავლენის ხარისხით, შესაძლებელი გახდა თანამგზავრის მასის დადგენა. და აქ ჩვენ მოულოდნელად მივიღეთ ძალიან შთამბეჭდავი ფიგურა: თანამგზავრი თითქმის ისეთივე მასიური აღმოჩნდა, როგორც !

შევეცადოთ გაერკვნენ, რით შეიძლება აიხსნას სირიუსისა და მზის თანამგზავრის თვისებებში ასეთი მკვეთრი განსხვავების მიზეზი. პირველ რიგში, აღვნიშნოთ, რომ სიკაშკაშე ძირითადად დამოკიდებულია ორ სიდიდეზე: ვარსკვლავის ზედაპირის ტემპერატურაზე და ამ ზედაპირის ზომაზე. როდესაც ეს მნიშვნელობები მცირდება, სიკაშკაშე მცირდება. და თუ ასეა, მაშინ თანამგზავრის დაბალი სიკაშკაშე შეიძლება აიხსნას ორი გზით: ან მისი ტემპერატურა დაბალია, ან მისი ზომა მცირეა მზესთან შედარებით.

თავიდან მეცნიერები მიჰყვნენ პირველ - უფრო მარტივ და, როგორც აღმოჩნდა, არასწორ გზას. სირიუსის თანამგზავრი (მას ეწოდა სახელი Sirius-B) კლასიფიცირებული იყო, როგორც შედარებით მაგარი ვარსკვლავი. მის მიმართ ინტერესი გაქრა: არასოდეს იცი რამდენი ცივი ვარსკვლავია სამყაროში! და დიდი ხნის განმავლობაში მან დიდი ყურადღება არ მიიპყრო საკუთარ თავზე.

მაგრამ დადგა დრო, როდესაც ასტრონომების სიმშვიდე დაირღვა. ეს მოხდა მაშინ, როდესაც გაჩნდა შესაძლებლობა შესწავლილიყო Sirius-B გამოსხივების სპექტრი და, პირველ რიგში, მისი ფერის შემადგენლობა. ფაქტია, რომ ასტრონომებმა ისწავლეს ვარსკვლავების ზედაპირის ტემპერატურის შეფასება ფერის მიხედვით. (შეგახსენებთ, რომ იგივე არსებითად ფიზიკური პრინციპი დიდი ხანია გამოიყენება გათბობის ხარისხის დასადგენად: ბოლოს და ბოლოს, როდესაც თბება, ლითონი იცვლის ფერს მუქი წითელიდან თეთრ-ლურჯამდე.)

მოკლედ, ყველას გასაკვირად, სპეციალურმა კვლევებმა აჩვენა, რომ Sirius-B არ არის მხოლოდ ცივი ვარსკვლავი, არამედ, პირიქით, ძალიან ცხელი ვარსკვლავი. ის მიეკუთვნება თეთრი ვარსკვლავების კლასს და აქვს ზედაპირის ტემპერატურა დაახლოებით 8000 გრადუსი - 2000 გრადუსით მაღალი ვიდრე მზის ტემპერატურა.

და შემდეგ გაჩნდა ამოცანა, ახლებურად აეხსნათ იდუმალი თანამგზავრის დაბალი სიკაშკაშე. სინამდვილეში, ამ კითხვაზე პასუხი ადრე იყო მზად - მე უნდა გამეხსენებინა მეორე შესაძლებლობა, რომელიც ადრე იყო უგულებელყოფილი: გავითვალისწინოთ, რომ Sirius-B არის უკიდურესად მცირე ზომის. ჩვენ გავაკეთეთ გამოთვლები. და აღმოჩნდა, რომ ვარსკვლავის რადიუსი მზის რადიუსზე დაახლოებით 50-ჯერ ნაკლები უნდა იყოს. სხვა სიტყვებით რომ ვთქვათ, Sirius B ზომით ჩვენი დედამიწის მსგავსია.

თუ ახლა გავიხსენებთ, რომ მისი მასა მზეს უახლოვდება, მაშინ მივალთ აბსოლუტურად გასაოცარ დასკვნამდე: Sirius-B ნივთიერების საშუალო სიმკვრივე არის დაახლოებით 105 გრამი (ასი კილოგრამი) კუბურ სანტიმეტრზე. 100000-ჯერ მეტი წყლის სიმკვრივე! ადამიანს არასოდეს შეხებია რაიმე დისტანციურად მსგავსი - თუნდაც ყველაზე მძიმე მიწიერი მატერიის სიმკვრივე არ აღემატება 20 გრამს კუბურ სანტიმეტრზე. მკითხველი ყველაზე კარგად იგრძნობს ამ მასშტაბის უზარმაზარობას, თუ შეეცდება გამოთვალოს რამდენ მეგობარს მოუწევს დახმარებისთვის გამოძახება, რათა გადააბრუნოს ჩვენი ჟურნალი Sirius-B-ის მატერიიდან, ძველმოდური რომ ყოფილიყო. გზა ქაღალდზე და არა ვირტუალური.

RED SHIFT

დასკვნა, რომელიც ჩვენ მივედით, შეიძლება ყველასთვის საკმარისად დამაჯერებელი არ ჩანდეს. აქედან გამომდინარე, ღირს კიდევ ერთი ფაქტის მოყვანა, რომელიც ადასტურებს. ჩვენ ვსაუბრობთ ეგრეთ წოდებული "წითელი ცვლის" ეფექტზე, რომელიც იწინასწარმეტყველა ცნობილმა ფიზიკოსმა აინშტაინმა. ეფექტი არის ის, რომ სინათლის ვიბრაციების სიხშირე დამოკიდებულია სინათლის გავრცელების გზაზე მოქმედი სიმძიმის ძალის სიდიდეზე. თუ სინათლის წყარო ექვემდებარება მიზიდულობის უფრო დიდ ძალას, ვიდრე მიმღები, მაშინ გამოსხივებული სინათლის სიხშირე უფრო დიდი იქნება ვიდრე მიღებული სინათლის სიხშირე. სინათლე, როგორც ოპტიკა ამბობს, „გაწითლდება“, როდესაც ის უფრო დიდი სიმძიმის ზონიდან მცირე სიმძიმის ზონაში გადადის.

შევეცადოთ ავხსნათ, რატომ მოხდება ეს. მკითხველმა ალბათ იცის, რომ გარკვეულ პირობებში სინათლე შეიძლება ჩაითვალოს ნაწილაკებისგან, რომლებსაც ფოტონები ეწოდება. და მათი ენერგია სინათლის სიხშირის პროპორციულია. კიდევ ერთი რამ ცხადია: იმისათვის, რომ ნებისმიერმა სხეულმა - იქნება ეს კოსმოსური ხომალდი თუ ფოტონი - თავი დააღწიოს იმ რეგიონს, სადაც ძლიერი გრავიტაციაა, გარკვეული რაოდენობის ენერგია უნდა დაიხარჯოს. და რადგან ფოტონი არ არის აღჭურვილი რაიმე „გამშვები რაკეტით“, ის საკუთარ ენერგიას ხარჯავს ამაზე. შედეგად, „გრავიტაციის ბორკილებიდან გამოსვლისას“ ის კარგავს ენერგიას, ამცირებს სინათლის ვიბრაციის სიხშირეს და მიმღებში შედის ნაკლები ენერგიით, ანუ უფრო დაბალი სიხშირით.

Sirius-B-ის ზედაპირზე მიზიდულობის ძალა მრავალჯერ მეტია ვიდრე დედამიწაზე (დაახლოებით იმავე რადიუსზე ამ ვარსკვლავს გაცილებით დიდი მასა აქვს). ამიტომ, სირიუს-B-დან მოსულ შუქს შესამჩნევად დაბალი სიხშირე უნდა ჰქონდეს, ვიდრე დედამიწაზე მდებარე იმავე წყაროს სინათლე. და სიხშირის ცვლილების ცოდნით, რთული არ არის სირიუს-B-ის ზედაპირზე სიმძიმის ძალის გამოთვლა და ამით წინასწარ მიღებული მონაცემების შემოწმება მის მასაზე და რადიუსზე. ასეთი კვლევები ჩატარდა. ტიტანიკი მართლაც დატყვევებული აღმოჩნდა ვარსკვლავის შუქზე.

თეთრი ჯუჯები

ყურადღებიანი მკითხველი ალბათ უკვე მიხვდა, რატომ მიიღეს ვარსკვლავებმა, როგორიცაა Sirius B, ეს უჩვეულო სახელი სამეცნიერო ტერმინისთვის. მაგრამ სანამ უფრო შორს წავალთ, სასარგებლოა გავეცნოთ ვარსკვლავურ სისტემას მთლიანობაში და დავაზუსტოთ, რა ადგილი უჭირავს მასში თეთრ ჯუჯებს.

აქ ძალიან მოსახერხებელია ე.წ რასელის დიაგრამა, რომელიც ნაჩვენებია ფიგურაში. ეს არის გრაფიკი, რომელშიც ვარსკვლავების სიკაშკაშე გამოსახულია ვერტიკალური ღერძის გასწვრივ, ხოლო მათი ზედაპირის ტემპერატურა ჰორიზონტალური ღერძის გასწვრივ (ჩვეულებრივ მიმართულია მარჯვნიდან მარცხნივ). გრაფიკზე თითოეული ვარსკვლავი შეესაბამება ცალკეულ წერტილს. და აღმოჩნდება, რომ ვარსკვლავის წერტილები არ არის განლაგებული გრაფიკზე შემთხვევით. ისინი ქმნიან სამ მკაფიოდ განსაზღვრულ ზონას - ის, რაც დაჩრდილულია.

უპირველეს ყოვლისა, ჩვენ ვხედავთ გრძელ ვიწრო ზოლს, რომელიც კვეთს სქემას დიაგონალზე. ეს არის "მთავარი თანმიმდევრობა". ეს მოიცავს ჩვეულებრივ ვარსკვლავებს, როგორიცაა ჩვენი მზე. "წითელი გიგანტები" განლაგებულია ზედა მარჯვნივ. როგორც სქემიდან ხედავთ, მათ აქვთ დაბალი ტემპერატურა ("წითელი"). მათი სიკაშკაშე მაღალია, რაც შესაძლებელია მხოლოდ იმ შემთხვევაში, თუ მათი ზომები დიდია ("გიგანტები"). დაბოლოს, ქვედა მარცხენა კუთხეში არის ვარსკვლავები, რომლებსაც ეს სტატია ეძღვნება. მათი ტემპერატურა მაღალია ("თეთრი"), ხოლო მათი სიკაშკაშე და, შესაბამისად, მათი რადიუსი მცირეა ("ჯუჯები").

ამრიგად, თეთრი ჯუჯები სულაც არ არის იშვიათი. ისინი ქმნიან ცალკე, განსხვავებულ ვარსკვლავურ კლასს. იგი მოიცავს ვარსკვლავების უზარმაზარ რაოდენობას, ალბათ გალაქტიკის ვარსკვლავების მთლიანი რაოდენობის რამდენიმე პროცენტს. თუმცა, დღემდე მხოლოდ ასამდე თეთრი ჯუჯა აღმოაჩინეს. ყველა მათგანს აქვს მასა მზის რიგის მიხედვით და რადიუსი დედამიწის რიგის მიხედვით. თუმცა, მათი თვისებები შეიძლება მნიშვნელოვნად განსხვავდებოდეს.

როგორც რასელის დიაგრამიდან ჩანს, თეთრი ჯუჯების რეგიონი გადაჭიმულია ტემპერატურის ღერძის გასწვრივ. "ყვითელი" ჯუჯები შეესაბამება დაბალ ტემპერატურას, ხოლო "ლურჯი" ჯუჯები მაღალ ტემპერატურას. ჯუჯების სიკაშკაშე ასევე შეიძლება განსხვავდებოდეს. ის, როგორც წესი, მზისაზე ნაკლებია, ზოგჯერ კი ათიათასჯერ.

თუმცა, ბევრად უფრო მნიშვნელოვანია კითხვა, თუ რამდენად მაღალია თეთრი ჯუჯების სიმკვრივე. ჩვენ წარმოგიდგენთ მონაცემებს ამ კლასის ერთ-ერთი ყველაზე მკვრივი ვარსკვლავის, Ross-627 ვარსკვლავის შესახებ. მას აქვს მზის ტოლი მასა და მხოლოდ 3000 კილომეტრის რადიუსი. მზეზე 200-ჯერ ნაკლები და დედამიწის სიდიდის ნახევარი! და მისი ნივთიერების საშუალო სიმკვრივე აღემატება 10: გრამს (10 ტონას) კუბურ სანტიმეტრზე! ვარსკვლავის ცენტრში სიმკვრივე კიდევ უფრო მაღალია. ფაქტი, რომელსაც შეუძლია დაიპყროს ყველაზე გამოცდილი სკეპტიკოსის ფანტაზიაც. თუმცა, შეიძლება ვიფიქროთ, რომ ეს არ არის ზღვარი.

ახალი და სუპერნოვა

რასელის დიაგრამის დათვალიერებისას შეიძლება იკითხოთ: რა არის ვარსკვლავური კლასების გამიჯნული ცარიელი სივრცეების არსებობის მიზეზი? პასუხი არის: ყველა ვარსკვლავი არ არის სტაბილური. ამ უფსკრულით ჩავარდნილი ვარსკვლავი შედარებით სწრაფად ცვლის თავის თვისებებს და ხვდება დიაგრამის დაჩრდილულ ზონაში.

ახლა ჩვენ ცოტას გადავხედავთ და ვისაუბრებთ არასტაბილურ ვარსკვლავებზე, რადგან ეს კითხვა დაკავშირებულია წარსულთან და, შესაძლოა, თეთრი ჯუჯების მომავალთან. ვარსკვლავური არასტაბილურობის მრავალი ცნობილი მაგალითია. მზის სტაბილურობის მოკლევადიანი და თუნდაც სუსტი დაკარგვა იწვევს მძლავრ აფეთქებებს, რომლის დროსაც დედამიწაზე რადიოკავშირები ირღვევა, ხდება მაგნიტური ქარიშხალი და ა.შ.

ძალიან საინტერესო ფენომენია ნოვაების (ან უბრალოდ ნოვაების) აფეთქება. მკრთალი ვარსკვლავი მოულოდნელად მკვეთრად ზრდის მის სიკაშკაშეს და მცირე ხნის შემდეგ ქრება. ამავდროულად, ის „იყრის“ თავის გარსს, რომელიც თანდათან ფართოვდება მიმდებარე სივრცეში. და ეს შეიძლება ბევრჯერ განმეორდეს ზედიზედ.

თუმცა, ვარსკვლავების არასტაბილურობის ყველაზე თვალსაჩინო გამოვლინება არის სუპერნოვას უკიდურესად ძლიერი აფეთქებები. 1054 წელს ორმა უსახელო ასტრონომმა - ჩინელმა და იაპონელმა - ჩაწერეს თავიანთ ხელნაწერებში უჩვეულო ბუნებრივი ფენომენი: განსაკუთრებული სიკაშკაშის ვარსკვლავი ციმციმებდა ცაში, რომელიც ჩანს დღის განმავლობაშიც კი. კრაბის ნისლეულის „ფანტელების“ სიჩქარის ბოლოდროინდელმა გაზომვებმა, რომლებიც მდებარეობს ცის დაახლოებით იმავე წერტილში, აჩვენა, რომ ეს ნისლეული ფართოვდება და გაფართოების დასაწყისი დაახლოებით 900 წლის წინ თარიღდება. ეს არის ერთი და იგივე ფენომენის ორი განსხვავებული ეტაპი - სუპერნოვას აფეთქება.

ასეთი აფეთქებებით ხდება ძლიერი აფეთქება, რის გამოც ვარსკვლავის მასის მნიშვნელოვანი ნაწილი იყრება მიმდებარე სივრცეში. შედეგად, იქმნება რაღაც "ალუბლის" მსგავსი: ცენტრში არის მკვრივი თესლი-ვარსკვლავი, გარშემო არის ფხვიერი რბილობი - ნისლეული. ეს უკანასკნელი თანდათან ვრცელდება და არარეგულარულ ფორმებს იღებს.

რა იწვევს ვარსკვლავებს სტაბილურობის დაკარგვას? როგორც ჩანს, ძლიერი ბირთვული აფეთქებები, რომლებიც ათავისუფლებენ უზარმაზარ ენერგიას. შესაძლებელია, რომ ვარსკვლავების მაგნიტური ველები მნიშვნელოვან როლს თამაშობენ. თუმცა, ჯერ კიდევ არ არის სრული გაგება ეპიდემიის ბუნების შესახებ. ეს განსაკუთრებით ეხება სუპერნოვას.

ამ გადახრების შემდეგ დავუბრუნდეთ ჩვენს მთავარ თემას და დავსვათ კითხვა: როგორ გაჩნდნენ თეთრი ჯუჯები და როგორია მათი მომავალი? სამწუხაროდ, ამაზე ჯერ ბევრის თქმა არ შეიძლება.

ამჟამად ყველაზე გავრცელებული ჰიპოთეზის მიხედვით, ძირითადი მიმდევრობის ვარსკვლავები გადადიან წითელ გიგანტურ მდგომარეობაში მათი განვითარების დროს. ამის შემდეგ ხდება სტაბილურობის დაკარგვა, ვარსკვლავის გარსი იშლება, ბირთვი უფრო მკვრივი ხდება და ჩნდება თეთრი ჯუჯა. ამ ჰიპოთეზის თანახმად, ეს არის "მომაკვდავი" ვარსკვლავი, ვარსკვლავის, როგორც მანათობელი სხეულის ევოლუციის ბოლო ეტაპი. შემდეგ გაცივებისას თანდათან იქცევა „შავ“ ჯუჯად და უხილავი ხდება.

არის სხვა თვალსაზრისი. ვარაუდობდნენ, რომ ჯუჯა არ წარმოიქმნება წითელი გიგანტისგან, არამედ ნოვას აფეთქების დროს. მაგრამ რადგან ასეთი გამოხტომები მეორდება ათობით და ასეულჯერ, ჯუჯა საერთოდ არ შეიძლება იყოს მომაკვდავი ვარსკვლავი. პირიქით, მას უნდა ჰქონდეს ენერგიის მნიშვნელოვანი მარაგი. არის სხვა ჰიპოთეზებიც, მაგრამ ზოგადად ეს მნიშვნელოვანი საკითხი ჯერ კიდევ შორს არის გადაწყვეტისაგან.

თეთრი ჯუჯების აღმოჩენა

პირველი თეთრი ჯუჯა, რომელიც აღმოაჩინეს, იყო ვარსკვლავი 40 Eridani B სამმაგი სისტემის 40 Eridani, რომელიც უილიამ ჰერშელმა შეიტანა ორმაგი ვარსკვლავების კატალოგში ჯერ კიდევ 1785 წელს. 1910 წელს ჰენრი ნორის რასელმა ყურადღება გაამახვილა 40 Eridani B-ის ანომალიურად დაბალ სიკაშკაშეზე მისი მაღალი ფერის ტემპერატურაზე, რაც შემდგომში ემსახურებოდა ასეთი ვარსკვლავების კლასიფიკაციას თეთრ ჯუჯების ცალკეულ კლასად.

აღმოჩენილი მეორე და მესამე თეთრი ჯუჯა იყო Sirius B და Procyon B. 1844 წელს, კონიგსბერგის ობსერვატორიის დირექტორმა, ფრიდრიხ ბესელმა, 1755 წლიდან ჩატარებული დაკვირვების მონაცემების გაანალიზებით, აღმოაჩინა, რომ სირიუსი, დედამიწის ცაზე ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავი, და პროციონი პერიოდულად, თუმცა ძალიან სუსტად, გადახრის სწორხაზოვან ტრაექტორიას. მოძრაობა ციური სფეროს გასწვრივ. ბესელი მივიდა იმ დასკვნამდე, რომ თითოეულ მათგანს უნდა ჰყავდეს ახლო თანამგზავრი. მესიჯს სკეპტიციზმით შეხვდნენ, ვინაიდან მკრთალი თანამგზავრი შეუმჩნეველი რჩებოდა და მისი მასა საკმაოდ დიდი უნდა ყოფილიყო - შესაბამისად სირიუსისა და პროციონის მასასთან შედარებით.

სიმკვრივის პარადოქსი

„ჩემს მეგობარს ვესტუმრე... პროფესორი ე. პიკერინგი საქმიანი ვიზიტით. თავისი დამახასიათებელი სიკეთით მან შესთავაზა ყველა ვარსკვლავის სპექტრის მიღება, რომელსაც მე და ჰინქსი დავაკვირდით... მათი პარალაქსების დადგენის მიზნით. ერთი შეხედვით რუტინული სამუშაოს ეს ნაწილი ძალიან ნაყოფიერი აღმოჩნდა - მან გამოიწვია აღმოჩენა, რომ ძალიან მცირე აბსოლუტური სიდიდის ყველა ვარსკვლავს (ანუ დაბალი სიკაშკაშე) აქვს სპექტრული კლასი M (ანუ ზედაპირის ძალიან დაბალი ტემპერატურა). როგორც მახსოვს, ამ კითხვის განხილვისას პიკერინგს ვკითხე რამდენიმე სხვა მკრთალი ვარსკვლავის შესახებ..., კერძოდ, ვახსენე 40 Eridani B. მისთვის დამახასიათებელი მანერით მაშინვე გაგზავნა თხოვნა (ჰარვარდის) ობსერვატორიის ოფისში და მალევე უპასუხეს (მგონი ქალბატონი ფლემინგისგან), რომ ამ ვარსკვლავის სპექტრი იყო A (ანუ ზედაპირის მაღალი ტემპერატურა). მაშინაც კი, იმ პალეოზოურ ხანაში მე საკმარისად ვიცოდი ამ ნივთების შესახებ, რომ მაშინვე მივხვდი, რომ არსებობდა უკიდურესი შეუსაბამობა ზედაპირის სიკაშკაშისა და სიმკვრივის „შესაძლო“ მნიშვნელობებს შორის. როგორც ჩანს, მე არ დავმალე ის ფაქტი, რომ უბრალოდ არ გამიკვირდა, არამედ ფაქტიურად გაოცებული ვიყავი ამ გამონაკლისით, რაც, როგორც ჩანს, სრულიად ნორმალური წესი იყო ვარსკვლავების მახასიათებლებისთვის. პიკერინგმა გამიღიმა და თქვა: ”ზუსტად ასეთი გამონაკლისები იწვევს ჩვენი ცოდნის გაფართოებას” - და თეთრი ჯუჯები შევიდნენ შესასწავლ სამყაროში.

რასელის გაოცება სავსებით გასაგებია: 40 ერიდანი B ეხება შედარებით ახლო ვარსკვლავებს და დაკვირვებული პარალაქსიდან საკმაოდ ზუსტად შეიძლება განვსაზღვროთ მანძილი მასამდე და, შესაბამისად, სიკაშკაშე. 40 Eridani B-ის სიკაშკაშე ანომალიურად დაბალი აღმოჩნდა მისი სპექტრული კლასისთვის - თეთრმა ჯუჯებმა შექმნეს ახალი რეგიონი HR დიაგრამაზე. სიკაშკაშის, მასის და ტემპერატურის ეს კომბინაცია გაუგებარი იყო და ვერ აიხსნებოდა 1920-იან წლებში შემუშავებული ვარსკვლავური სტრუქტურის ძირითადი მიმდევრობის მოდელის ფარგლებში.

თეთრი ჯუჯების მაღალი სიმკვრივე აუხსნელი დარჩა კლასიკური ფიზიკისა და ასტრონომიის ფარგლებში და აიხსნებოდა მხოლოდ კვანტური მექანიკის ფარგლებში ფერმი-დირაკის სტატისტიკის გამოჩენის შემდეგ. 1926 წელს ფაულერი თავის სტატიაში „მკვრივი მატერიის შესახებ“ ( "მკვრივი მატერიის შესახებ," Monthly Notices R. Astron. სოც. 87, 114-122) აჩვენა, რომ მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავებისგან განსხვავებით, რომელთა მდგომარეობის განტოლება ემყარება იდეალურ გაზის მოდელს (სტანდარტული ედინგტონის მოდელი), თეთრი ჯუჯებისთვის მატერიის სიმკვრივე და წნევა განისაზღვრება დეგენერირებული ელექტრონული გაზის (ფერმის გაზი) თვისებებით. ).

თეთრი ჯუჯების ბუნების ახსნის შემდეგი ეტაპი იყო იაკოვ ფრენკელისა და ე.სტონერის მუშაობა. ?! და ჩანდრასეხარი. 1928 წელს ფრენკელმა აღნიშნა, რომ თეთრი ჯუჯების მასის ზედა ზღვარი უნდა არსებობდეს, ანუ ეს ვარსკვლავები, რომელთა მასა გარკვეულ ზღვარზე მეტია, არამდგრადია და უნდა დაიშალოს. იგივე დასკვნამდე 1930 წელს დამოუკიდებლად მივიდა ე.სტონერმა, რომელმაც მაქსიმალური მასის სწორი შეფასება მისცა. ის უფრო ზუსტად გამოთვალა 1931 წელს ჩანდრასეკარმა თავის ნაშრომში "იდეალური თეთრი ჯუჯის მაქსიმალური მასა" ( "იდეალური თეთრი ჯუჯების მაქსიმალური მასა", ასტროფი. J. 74, 81-82) (ჩანდრასეხარის ლიმიტი) და მისგან დამოუკიდებლად 1932 წელს L. D. Landau-ს მიერ.

თეთრი ჯუჯების წარმოშობა

ფაულერის ხსნარმა ახსნა თეთრი ჯუჯების შინაგანი სტრუქტურა, მაგრამ არ განმარტა მათი წარმოშობის მექანიზმი. თეთრი ჯუჯების გენეზის ახსნაში გადამწყვეტი როლი ითამაშა ორმა იდეამ: ასტრონომ ერნსტ ეპიკის იდეა, რომ წითელი გიგანტები წარმოიქმნება ძირითადი რიგის ვარსკვლავებისგან ბირთვული საწვავის დამწვრობის შედეგად, და ასტრონომ ვასილი ფესენკოვის ვარაუდი, რომელიც ცოტა ხნის შემდეგ გააკეთა. მეორე მსოფლიო ომი, რომ მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავებმა უნდა დაკარგონ მასა და ასეთი მასის დაკარგვა მნიშვნელოვანი გავლენა უნდა იქონიოს ვარსკვლავების ევოლუციაზე. ეს ვარაუდები სრულად დადასტურდა.

სამმაგი ჰელიუმის რეაქცია და წითელი გიგანტების იზოთერმული ბირთვები

მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავების ევოლუციის დროს წყალბადი „იწვის“ - ბირთვული სინთეზი ჰელიუმის წარმოქმნით (იხ. ბეთე ციკლი). ასეთი დამწვრობა იწვევს ვარსკვლავის ცენტრალურ ნაწილებში ენერგიის გამოყოფის შეწყვეტას, შეკუმშვას და, შესაბამისად, მის ბირთვში ტემპერატურისა და სიმკვრივის მატებას. ვარსკვლავის ბირთვში ტემპერატურისა და სიმკვრივის მატება იწვევს პირობებს, რომლებშიც გააქტიურებულია თერმობირთვული ენერგიის ახალი წყარო: ჰელიუმის დამწვრობა (სამმაგი ჰელიუმის რეაქცია ან სამმაგი ალფა პროცესი), დამახასიათებელი წითელი გიგანტებისა და სუპერგიგანტებისთვის.

10 8 K-ის რიგის ტემპერატურაზე, ჰელიუმის ბირთვების კინეტიკური ენერგია საკმარისად მაღალი ხდება კულონის ბარიერის დასაძლევად: ორი ჰელიუმის ბირთვი (4 He, ალფა ნაწილაკები) შეიძლება გაერთიანდეს და შექმნან არასტაბილური ბერილიუმის იზოტოპი 8 Be:

2 4 ის + 2 4 ის → 4 8 იყავი. (\displaystyle ()_(2)^(4)(\textrm (He))+()_(2)^(4)(\textrm (He))\rightarrow ()_(4)^(8) (\textrm (იყავი)).)

8 Be-ის უმეტესობა კვლავ იშლება ორ ალფა ნაწილაკად, მაგრამ როდესაც 8 Be ეჯახება მაღალენერგიულ ალფა ნაწილაკს, შეიძლება წარმოიქმნას სტაბილური ნახშირბადის 12 C ბირთვი:

4 8 Be + 2 4 He → 6 12 C (\displaystyle ()_(4)^(8)(\textrm (Be))+()_(2)^(4)(\textrm (He))\ მარჯვენა ისარი ()_(6)^(12)(\textrm (C))) + 7.3 მევ.

მიუხედავად 8 Be-ის ძალიან დაბალი წონასწორობის კონცენტრაციისა (მაგალითად, ~10 8 K ტემპერატურაზე კონცენტრაციის თანაფარდობა [8 Be]/[4 He] ~10 −10), მაჩვენებელი ასეთია სამმაგი ჰელიუმის რეაქციააღმოჩნდება, რომ საკმარისია ვარსკვლავის ცხელ ბირთვში ახალი ჰიდროსტატიკური წონასწორობის მისაღწევად. ენერგიის გათავისუფლების დამოკიდებულება ტემპერატურაზე სამჯერადი ჰელიუმის რეაქციაში უკიდურესად მაღალია, ასე რომ, ტემპერატურის დიაპაზონისთვის T (\displaystyle T)~1-2⋅10 8 K ენერგიის გამოყოფა ε 3 α (\displaystyle \varepsilon _(3\alpha)):

ε 3 α = 10 8 ρ 2 Y 3 ⋅ (T 10 8) 30 , (\displaystyle \varepsilon _(3\alpha)=10^(8)\rho ^(2)Y^(3)\cdot \მარცხნივ ((T \ მეტი (10^(8)))\მარჯვნივ)^(30))

სად Y (\displaystyle Y)- ჰელიუმის ნაწილობრივი კონცენტრაცია ბირთვში (წყალბადის „დამწვრობის“ განხილულ შემთხვევაში ერთიანობასთან ახლოსაა).

თუმცა, უნდა აღინიშნოს, რომ სამმაგი ჰელიუმის რეაქცია ხასიათდება მნიშვნელოვნად დაბალი ენერგიის გამოყოფით, ვიდრე ბეტეს ციკლი: გამოითვლება მასის ერთეულზე. ენერგიის გამოყოფა ჰელიუმის "დაწვის" დროს 10-ჯერ ნაკლებია, ვიდრე წყალბადის "წვის" დროს.. როდესაც ჰელიუმი იწვის და ბირთვში ენერგიის წყარო ამოიწურება, შესაძლებელია უფრო რთული ნუკლეოსინთეზის რეაქციები, თუმცა, პირველ რიგში, ასეთი რეაქციები მოითხოვს უფრო მაღალ ტემპერატურას და, მეორეც, ენერგიის გამოყოფა ერთეულ მასაზე ასეთ რეაქციებში მცირდება მასის მასის მიხედვით. იზრდება ბირთვების რაოდენობა, რომლებიც რეაგირებენ.

დამატებითი ფაქტორი, რომელიც აშკარად გავლენას ახდენს წითელი გიგანტური ბირთვების ევოლუციაზე, არის სამმაგი ჰელიუმის რეაქციის მაღალი ტემპერატურის მგრძნობელობისა და უფრო მძიმე ბირთვების შერწყმის რეაქციები მექანიზმთან. ნეიტრინო გაგრილება: მაღალ ტემპერატურასა და წნევაზე ფოტონები შეიძლება გაიფანტოს ელექტრონებით ნეიტრინო-ანტინეიტრინო წყვილების წარმოქმნით, რომლებიც თავისუფლად ატარებენ ენერგიას ბირთვიდან: ვარსკვლავი მათთვის გამჭვირვალეა. ამის სიჩქარე მოცულობითინეიტრინო გაგრილება, კლასიკურისგან განსხვავებით ზედაპირულიფოტონების გაგრილება არ შემოიფარგლება ვარსკვლავის შიგნიდან მის ფოტოსფეროში ენერგიის გადაცემის პროცესებით. ნუკლეოსინთეზის რეაქციის შედეგად, ვარსკვლავის ბირთვში მიიღწევა ახალი წონასწორობა, რომელსაც ახასიათებს ბირთვის იგივე ტემპერატურა: იზოთერმული ბირთვი(ნახ. 2).

შედარებით მცირე მასის მქონე წითელი გიგანტების შემთხვევაში (მზის რიგით), იზოთერმული ბირთვები ძირითადად შედგება ჰელიუმისგან, უფრო მასიური ვარსკვლავების შემთხვევაში - ნახშირბადისა და მძიმე ელემენტებისაგან. თუმცა, ნებისმიერ შემთხვევაში, ასეთი იზოთერმული ბირთვის სიმკვრივე იმდენად მაღალია, რომ ბირთვის ფორმირების პლაზმის ელექტრონებს შორის მანძილი ხდება მათი დე ბროლის ტალღის სიგრძის შესაბამისი. λ = h/m v (\displaystyle \lambda =h/mv)ანუ, დაკმაყოფილებულია ელექტრონის გაზის გადაგვარების პირობები. გამოთვლები აჩვენებს, რომ იზოთერმული ბირთვების სიმკვრივე შეესაბამება თეთრი ჯუჯების სიმკვრივეს, ანუ წითელი გიგანტების ბირთვი თეთრი ჯუჯებია.

ამრიგად, არსებობს თეთრი ჯუჯების მასის ზედა ზღვარი. საინტერესოა, რომ დაკვირვებული თეთრი ჯუჯებისთვის არის მსგავსი ქვედა ზღვარი: ვინაიდან ვარსკვლავების ევოლუციის სიჩქარე მათი მასის პროპორციულია, ჩვენ შეგვიძლია დავაკვირდეთ დაბალმასიან თეთრ ჯუჯებს, როგორც მხოლოდ იმ ვარსკვლავების ნარჩენებს, რომლებმაც მოახერხეს ევოლუცია. სამყაროს ვარსკვლავის ფორმირების საწყისი პერიოდი დღემდე.

სპექტრებისა და სპექტრული კლასიფიკაციის მახასიათებლები

თეთრი ჯუჯები კლასიფიცირდება ცალკეულ სპექტრულ კლასად D (ინგლისური ჯუჯა - ჯუჯა), კლასიფიკაცია ამჟამად გამოყენებული, რომელიც ასახავს თეთრი ჯუჯების სპექტრის მახასიათებლებს, შემოთავაზებული 1983 წელს ედვარდ სიონის მიერ; ამ კლასიფიკაციაში სპექტრული კლასი იწერება შემდეგ ფორმატში:

განსაზღვრულია შემდეგი ქვეკლასები:

• DA - წყალბადის ბალმერის სერიის ხაზები წარმოდგენილია სპექტრში, ჰელიუმის ხაზები არ შეინიშნება;
• DB - სპექტრი შეიცავს ჰელიუმის He I ხაზებს, წყალბადის ან ლითონების ხაზები არ არსებობს;
• DC - უწყვეტი სპექტრი შთანთქმის ხაზების გარეშე;
• DO - სპექტრი შეიცავს ჰელიუმის He II, He I და H ხაზების ძლიერ ხაზებს, შესაძლოა ასევე იყოს წარმოდგენილი;
• DZ - მხოლოდ ლითონის ხაზები, არ არის H ან He ხაზები;
• DQ - ნახშირბადის ხაზები, მოლეკულური C 2 ჩათვლით;

და სპექტრული მახასიათებლები:

• P - შეინიშნება სინათლის პოლარიზაცია მაგნიტურ ველში;
• H - პოლარიზაცია არ შეინიშნება მაგნიტური ველის არსებობისას;
• V - ZZ Ceti ტიპის ვარსკვლავები ან სხვა ცვლადი თეთრი ჯუჯები;
• X - თავისებური ან არაკლასიფიცირებადი სპექტრები.

თეთრი ჯუჯების ევოლუცია

თეთრი ჯუჯები იწყებენ ევოლუციას, როგორც წითელი გიგანტების გამოვლენილი დეგენერაციული ბირთვები, რომლებმაც დაიღუპნენ თავიანთი გარსი - ანუ, როგორც ახალგაზრდა პლანეტარული ნისლეულების ცენტრალური ვარსკვლავები. ახალგაზრდა პლანეტარული ნისლეულების ბირთვების ფოტოსფეროების ტემპერატურა უკიდურესად მაღალია - მაგალითად, ნისლეულის ცენტრალური ვარსკვლავის ტემპერატურა NGC 7293 მერყეობს 90,000 K-დან (შეფასებულია შთანთქმის ხაზებიდან) 130,000 K-მდე (რენტგენის სხივების მიხედვით სპექტრი). ასეთ ტემპერატურაზე სპექტრის უმეტესი ნაწილი შედგება მყარი ულტრაიისფერი და რბილი რენტგენის სხივებისგან.

ამავდროულად, დაკვირვებული თეთრი ჯუჯები, მათი სპექტრის მიხედვით, ძირითადად იყოფა ორ დიდ ჯგუფად - "წყალბადის" სპექტრული კლასის DA, რომლის სპექტრებში არ არის ჰელიუმის ხაზები, რომლებიც შეადგენენ მოსახლეობის ~80% -ს. თეთრი ჯუჯების და "ჰელიუმის" სპექტრული კლასის DB სპექტრებში წყალბადის ხაზების გარეშე, რაც შეადგენს მოსახლეობის დარჩენილი 20%-ის უმეტეს ნაწილს. თეთრი ჯუჯების ატმოსფეროს შემადგენლობის ამ განსხვავების მიზეზი დიდი ხნის განმავლობაში გაურკვეველი რჩებოდა. 1984 წელს იკო იბენმა განიხილა სცენარები თეთრი ჯუჯების „გასვლის“ პულსირებული წითელი გიგანტებიდან, რომლებიც განლაგებულია ასიმპტოტურ გიგანტურ ტოტზე სხვადასხვა პულსაციის ფაზაში. ევოლუციის გვიან ეტაპზე წითელ გიგანტებში ათამდე მზის მასით, ჰელიუმის ბირთვის „დაწვის“ შედეგად წარმოიქმნება დეგენერაციული ბირთვი, რომელიც შედგება ძირითადად ნახშირბადისა და მძიმე ელემენტებისაგან, რომელიც გარშემორტყმულია არადეგენერატით. ჰელიუმის შრის წყარო, რომელშიც ხდება ჰელიუმის სამმაგი რეაქცია. თავის მხრივ, მის ზემოთ არის ფენოვანი წყალბადის წყარო, რომელშიც მიმდინარეობს წყალბადის გარსით გარშემორტყმული წყალბადის ჰელიუმად გარდაქმნის ბეთე ციკლის თერმობირთვული რეაქციები; ამრიგად, გარე წყალბადის ფენის წყარო არის ჰელიუმის „პროდუცენტი“ ჰელიუმის შრის წყაროსთვის. ფენის წყაროში ჰელიუმის წვა ექვემდებარება თერმულ არასტაბილურობას მისი უკიდურესად მაღალი ტემპერატურის დამოკიდებულების გამო და ამას ამწვავებს წყალბადის ჰელიუმად გარდაქმნის მაღალი სიჩქარე ჰელიუმის წვის სიჩქარესთან შედარებით; შედეგი არის ჰელიუმის დაგროვება, მისი შეკუმშვა დეგენერაციის დაწყებამდე, სამმაგი ჰელიუმის რეაქციის სიჩქარის მკვეთრი ზრდა და განვითარება. ფენიანი ჰელიუმის ფლეშ.

უკიდურესად მოკლე დროში (~ 30 წელიწადში) ჰელიუმის წყაროს სიკაშკაშე იმდენად იზრდება, რომ ჰელიუმის წვა გადადის კონვექციურ რეჟიმში, ფენა ფართოვდება, გამოდევნის წყალბადის შრის წყაროს, რაც იწვევს მის გაციებას და წყალბადის წვის შეწყვეტას. . მას შემდეგ, რაც ჭარბი ჰელიუმი იწვის აფეთქების დროს, ჰელიუმის ფენის სიკაშკაშე მცირდება, წითელი გიგანტის გარე წყალბადის ფენები იკუმშება და ხდება წყალბადის შრის წყაროს ახალი აალება.

იბენი ვარაუდობს, რომ პულსირებულ წითელ გიგანტს შეუძლია თავისი კონვერტის გაფანტვა და პლანეტარული ნისლეულის ფორმირება, როგორც ჰელიუმის ციმციმის ფაზაში, ასევე მდუმარე ფაზაში აქტიური ფენიანი წყალბადის წყაროსთან ერთად, და ვინაიდან კონვერტის გამოყოფის ზედაპირი დამოკიდებულია ფაზაზე, მაშინ როდის კონვერტი იღვრება ჰელიუმის ციმციმის დროს, იხსნება სპექტრული კლასის "ჰელიუმის" თეთრი ჯუჯა DB, და როდესაც გარსი იშლება გიგანტის მიერ აქტიური ფენიანი წყალბადის წყაროთ, "წყალბადის" ჯუჯა DA ვლინდება; ჰელიუმის აფეთქების ხანგრძლივობა არის პულსაციის ციკლის ხანგრძლივობის დაახლოებით 20%, რაც ხსნის წყალბადისა და ჰელიუმის ჯუჯების თანაფარდობას DA:DB ~ 80:20.

დიდი ვარსკვლავები (მზეზე 7-10-ჯერ მძიმე) რაღაც მომენტში წყალბადს, ჰელიუმს და ნახშირბადს „წვავენ“ და თეთრ ჯუჯებად იქცევიან ჟანგბადით მდიდარი ბირთვით. ამას ადასტურებენ ვარსკვლავები SDSS 0922+2928 და SDSS 1102+2054 ჟანგბადის შემცველი ატმოსფეროთი.

იმის გამო, რომ თეთრ ჯუჯებს არ აქვთ საკუთარი თერმობირთვული ენერგიის წყაროები, ისინი ასხივებენ სითბოს მარაგებს. აბსოლუტურად შავი სხეულის რადიაციის სიმძლავრე (ინტეგრირებული სიმძლავრე მთელ სპექტრზე) ზედაპირის ერთეულზე პროპორციულია სხეულის ტემპერატურის მეოთხე სიმძლავრისა:

სად j (\displaystyle j)არის სიმძლავრე რადიაციული ზედაპირის ფართობის ერთეულზე და σ (\displaystyle \sigma)- სტეფან-ბოლცმანის მუდმივი.

როგორც უკვე აღვნიშნეთ, ტემპერატურა არ შედის დეგენერირებული ელექტრონული გაზის მდგომარეობის განტოლებაში - ანუ თეთრი ჯუჯის რადიუსი და გამოსხივების არე უცვლელი რჩება: შედეგად, პირველ რიგში, თეთრი ჯუჯებისთვის არ არსებობს მასა - სიკაშკაშე. ურთიერთობა, მაგრამ არსებობს ასაკი - სიკაშკაშის ურთიერთობა (დამოკიდებულია მხოლოდ ტემპერატურაზე, მაგრამ არა გამოსხივების ზედაპირის ფართობზე), და მეორეც, სუპერცხელი ახალგაზრდა თეთრი ჯუჯები საკმაოდ სწრაფად უნდა გაცივდეს, რადგან რადიაციის ნაკადი და, შესაბამისად, გაგრილების სიჩქარე პროპორციულია ტემპერატურის მეოთხე სიმძლავრისა.

ლიმიტში, ათობით მილიარდი წლის გაციების შემდეგ, ნებისმიერი თეთრი ჯუჯა უნდა გადაიქცეს ეგრეთ წოდებულ შავ ჯუჯად (არ ასხივებს ხილულ შუქს). მიუხედავად იმისა, რომ ასეთი ობიექტები ჯერ კიდევ არ არის დაფიქსირებული სამყაროში (ზოგიერთის მიხედვით [ რა?] დადგენილია, რომ მინიმუმ 10-15 წელია საჭირო იმისათვის, რომ თეთრი ჯუჯა გაცივდეს 5 კ ტემპერატურამდე, რადგან სამყაროში პირველი ვარსკვლავების ჩამოყალიბებიდან გასული დრო არის (თანამედროვე კონცეფციების მიხედვით ) დაახლოებით 13 მილიარდი წლის განმავლობაში, მაგრამ ზოგიერთი თეთრი ჯუჯა უკვე გაცივდა 4000 კელვინზე დაბალ ტემპერატურამდე (მაგალითად, თეთრი ჯუჯები WD 0346+246 და SDSS J110217, 48+411315.4 3700-3800 M ტემპერატურით და სპექტრული კლასის მანძილზე. მზიდან დაახლოებით 100 სინათლის წლის მანძილზე), რაც მათ მცირე ზომებთან ერთად ძალიან ართულებს მათ აღმოჩენას.

ასტრონომიული ფენომენი თეთრი ჯუჯების მონაწილეობით

რენტგენის გამოსხივება თეთრი ჯუჯებისგან

ახალგაზრდა თეთრი ჯუჯების ზედაპირის ტემპერატურა, ვარსკვლავების იზოტროპული ბირთვები მათი გარსების დაშლის შემდეგ, ძალიან მაღალია - 2⋅10 5 K-ზე მეტი, მაგრამ საკმაოდ სწრაფად ეცემა ზედაპირიდან გამოსხივების გამო. ასეთი ძალიან ახალგაზრდა თეთრი ჯუჯები შეინიშნება რენტგენის დიაპაზონში (მაგალითად, თეთრი ჯუჯა HZ 43-ზე დაკვირვება ROSAT-ის თანამგზავრის მიერ). რენტგენის დიაპაზონში თეთრი ჯუჯების სიკაშკაშე აღემატება მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავების სიკაშკაშეს: ჩანდრას რენტგენის ტელესკოპით გადაღებული სირიუსის ფოტოები (იხ. სურ. 10) შეიძლება იყოს ილუსტრაცია - მათში თეთრი ჯუჯა Sirius B. გამოიყურება უფრო კაშკაშა ვიდრე A1 სპექტრული კლასის Sirius A, რომლის ოპტიკური დიაპაზონი ~10000-ჯერ უფრო კაშკაშაა ვიდრე Sirius B.

ყველაზე ცხელი თეთრი ჯუჯების ზედაპირის ტემპერატურაა 7⋅10 4 K, ყველაზე ცივი 4⋅10 3 K-ზე ნაკლები (იხილეთ, მაგალითად, ვან მანენის ვარსკვლავი და WD 0346+246 SDSS J110217, 48+411315.4 სპექტრალური კლასით. ).

რენტგენის დიაპაზონში თეთრი ჯუჯების გამოსხივების თავისებურებაა ის ფაქტი, რომ მათთვის რენტგენის გამოსხივების მთავარი წყაროა ფოტოსფერო, რომელიც მკვეთრად განასხვავებს მათ „ნორმალური“ ვარსკვლავებისგან: ამ უკანასკნელებს აქვთ რენტგენის კორონა. თბება რამდენიმე მილიონ კელვინამდე და ფოტოსფეროს ტემპერატურა ძალიან დაბალია რენტგენის გამოსხივებისთვის.

აკრეცია თეთრ ჯუჯებზე ბინარულ სისტემებში

ორობით სისტემებში სხვადასხვა მასის ვარსკვლავების ევოლუციის დროს, კომპონენტების ევოლუციის ტემპები არ არის იგივე, ხოლო უფრო მასიური კომპონენტი შეიძლება გადაიზარდოს თეთრ ჯუჯად, ხოლო ნაკლებად მასიური ამ დროისთვის მთავარ მიმდევრობაზე რჩება. . თავის მხრივ, როდესაც ნაკლებად მასიური კომპონენტი ტოვებს მთავარ მიმდევრობას მისი ევოლუციის დროს და გადადის წითელ გიგანტურ ტოტზე, განვითარებადი ვარსკვლავის ზომა იწყებს ზრდას, სანამ არ შეავსებს თავის როშის წილს. ვინაიდან ორობითი სისტემის კომპონენტების როშის წილები ეხებიან ლაგრანგის წერტილს L 1, მაშინ ამ სტადიაზე ნაკლებად მასიური კომპონენტის ევოლუცია, L 1 წერტილის გავლით, მატერიის დინება წითელი გიგანტიდან. თეთრი ჯუჯის როშის ლობი იწყება და წყალბადით მდიდარი მატერიის შემდგომი აკრეცია მის ზედაპირზე (იხ. სურ. 11), რაც იწვევს უამრავ ასტრონომიულ მოვლენას:

• არასტაციონარული აკრეცია თეთრ ჯუჯებზე, თუ კომპანიონი მასიური წითელი ჯუჯაა, იწვევს ჯუჯა ნოვაების (U Gem (UG) ტიპის ვარსკვლავები) და ნოვას მსგავსი კატასტროფული ცვლადი ვარსკვლავების გაჩენას.
• ძლიერი მაგნიტური ველის მქონე თეთრ ჯუჯებზე აკრეცია მიმართულია თეთრი ჯუჯის მაგნიტური პოლუსების მიდამოში, ხოლო აკრეტორული პლაზმიდან გამოსხივების ციკლოტრონის მექანიზმი ჯუჯის მაგნიტური ველის ცირპოლარულ რაიონებში იწვევს რადიაციის ძლიერ პოლარიზაციას ხილულ რეგიონში. (პოლარული და შუალედური პოლარები).
• წყალბადით მდიდარი ნივთიერების აკრეცია თეთრ ჯუჯებზე იწვევს მის დაგროვებას ზედაპირზე (რომელიც ძირითადად ჰელიუმისგან შედგება) და გათბობას ჰელიუმის შერწყმის რეაქციის ტემპერატურამდე, რაც თერმული არასტაბილურობის შემთხვევაში იწვევს აფეთქებას, რომელიც შეინიშნება აფეთქების სახით.

2 თეთრი ჯუჯების წარმოშობა

2.1 სამმაგი ჰელიუმის რეაქცია და წითელი გიგანტების იზოთერმული ბირთვები 2.2 წითელი გიგანტების მასის დაკარგვა და მათი ჭურვების ცვენა

3.1 მასის რადიუსის კავშირი და ჩანდრასეხარის ლიმიტი 3.2 სპექტრის მახასიათებლები

5.1 რენტგენის გამოსხივება თეთრი ჯუჯებიდან 5.2 აკრეცია თეთრ ჯუჯებზე ბინარულ სისტემებში

შენიშვნები
ლიტერატურა

შესავალი

თეთრი ჯუჯები- დაბალი სიკაშკაშის მქონე ვარსკვლავები მზის მასასთან შედარებული მასით და მაღალი ეფექტური ტემპერატურით. სახელი თეთრი ჯუჯებიასოცირდება ამ კლასის პირველი აღმოჩენილი წარმომადგენლების ფერთან - სირიუს ბდა 40 ერიდანი ბ.ჰერცსპრუნგ-რასელის დიაგრამაზე ისინი განლაგებულია იმავე სპექტრული კლასის ძირითადი მიმდევრობის ხედიდან 10-12 მ ქვემოთ.

თეთრი ჯუჯების რადიუსი დაახლოებით 100-ჯერ უფრო მცირეა ვიდრე მზისა, შესაბამისად მათი სიკაშკაშე ~-ჯერ დაბალია ვიდრე მზისა. მატერიის სიმკვრივე თეთრ ჯუჯებში არის გ/სმ3, მილიონჯერ მეტი, ვიდრე მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავების მატერიის სიმკვრივე. რიცხვების მიხედვით, თეთრი ჯუჯები გალაქტიკის ხედვის 3-10%-ს შეადგენენ. თუმცა, მათი მხოლოდ მცირე ნაწილია ცნობილი, რადგან მათი დაბალი სიკაშკაშის გამო აღმოჩენილია მხოლოდ ის, ვისი მანძილიც არ აღემატება 200-300 ც.

თანამედროვე კონცეფციების თანახმად, თეთრი ჯუჯები არის ნორმალური ვარსკვლავების ევოლუციის საბოლოო პროდუქტი, რომელთა მასები მერყეობს მზის მასიდან 8-10 მზის მასამდე. ისინი წარმოიქმნება ვარსკვლავის ნაწლავებში თერმობირთვული ენერგიის წყაროების ამოწურვისა და ჭურვის გამოდევნის შემდეგ.

1. აღმოჩენის ისტორია

1.1. თეთრი ჯუჯის აღმოჩენები

ბნელი თანამგზავრი და ორივე ხედვის ბრუნვის პერიოდი საერთო მასის ცენტრის ირგვლივ უნდა იყოს დაახლოებით 50 წელი. შეტყობინებას სკეპტიციზმით შეხვდა, რადგან ბნელი თანამგზავრი უხილავი რჩებოდა და მისი მასა საკმაოდ დიდი უნდა იყოს - შედარებული მასის მასასთან. სირიუსი.

ჩემს მეგობარს ვსტუმრობდი... პროფესორი ე.პიკერინგი საქმიანი ვიზიტით. მისთვის დამახასიათებელი სიკეთით მან შესთავაზა ყველა ვარსკვლავის სპექტრის აღება, რომელსაც მე და ჰინქსი დავაკვირდით მათი დადგენის მიზნით. პარალაქსები. ეს ნამუშევარი, რომელიც ნელი ჩანდა, ძალიან ნაყოფიერი აღმოჩნდა - მან მიგვიყვანა აღმოჩენამდე, რომ ძალიან მცირე აბსოლუტური სიდიდის ყველა ვარსკვლავს აქვს (ანუ დაბალი სიკაშკაშე). სპექტრული კლასი M (ანუ ზედაპირის ძალიან დაბალი ტემპერატურა). მახსოვს, რომ ამ საკითხის განხილვისას პიკერინგს ვკითხე რამდენიმე სხვა მკრთალი ვარსკვლავის შესახებ, ერიდანი B ნომერი 40 გამახსენდა. მისთვის დამახასიათებელი წესით მან მაშინვე გაგზავნა მოთხოვნა (ჰარვარდის) ობსერვატორიის ოფისში და მალევე უპასუხა (მჯერა ქალბატონი ფლემინგისგან), რომ ამ ვარსკვლავის სპექტრი იყო A (ანუ ზედაპირის მაღალი ტემპერატურა). მაშინაც კი, იმ "პალეოზოურ" დროში მე საკმარისად ვიცოდი ამ ნივთების შესახებ, რომ მაშინვე მივხვდი, რომ აქ მნიშვნელოვანი შეუსაბამობა იყო, რასაც ჩვენ მაშინ ვუწოდებდით ზედაპირის სიკაშკაშისა და სიმკვრივის "შესაძლო" მნიშვნელობებს. მე, ალბათ, არ დავმალე ის ფაქტი, რომ არა მხოლოდ გაკვირვებული ვიყავი, არამედ უბრალოდ გაოგნებული ვიყავი წესის ამ გამონაკლისით, რომელიც საკმაოდ ნორმალური ჩანდა ვარსკვლავების მახასიათებლებისთვის. პიკერინგმა გამიღიმა და თქვა: ”სწორედ ასეთი გამონაკლისები იწვევს ჩვენი ცოდნის გაფართოებას” - და თეთრი ჯუჯები შევიდნენ სასწავლო სამყაროში.

რასელის გაოცება სავსებით გასაგებია: 40 ერიდანი B ეხება შედარებით ახლოს ვარსკვლავებს და პარალაქსის გამოყენებით საკმაოდ ზუსტად შეიძლება განვსაზღვროთ მანძილი და, შესაბამისად, სიკაშკაშე. 40 Eridani B-ის სიკაშკაშე ანომალიურად დაბალი აღმოჩნდა მისი სპექტრული კლასისთვის - თეთრმა ჯუჯებმა შექმნეს ახალი რეგიონი ჰერცსპრუნგ-რასელის დიაგრამაზე. სიკაშკაშის, მასისა და ტემპერატურის ეს კომბინაცია გაუგებარი იყო და ვერ აიხსნებოდა 1920-იან წლებში შემუშავებული მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავების სტრუქტურის სტანდარტული მოდელის ფარგლებში.

თეთრი ჯუჯების მაღალი სიმკვრივე აუხსნელი დარჩა კლასიკური ფიზიკის თვალსაზრისით, მაგრამ ახსნა კვანტურ მექანიკაში იპოვა ფერმი-დირაკის სტატისტიკის გამოჩენის შემდეგ. 1926 ფაულერი სტატიაში "სქელი მატერია" ( „მკვრივი მატერია“, ყოველთვიური ცნობები რ. ასტრონი. სოც. 87, 114-122 ) დადასტურდა, რომ მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავებისგან განსხვავებით, რომლებისთვისაც მდგომარეობის განტოლებები დაფუძნებულია აირის იდეალურ მოდელზე (სტანდარტული ედინგტონის მოდელი), თეთრი ჯუჯებისთვის მატერიის სიმკვრივე და წნევა განისაზღვრება დეგენერირებული ელექტრონული გაზის (ფერმის გაზი) თვისებებით. ).

თეთრი ჯუჯების ბუნების ახსნის შემდეგი ეტაპი იყო ჩანდრასეხარის ნამუშევარი. 1928 ფრენკელმა მიუთითა, რომ თეთრი ჯუჯებისთვის უნდა არსებობდეს მასის ზედა ზღვარი, ხოლო 1930 ჩანდრასეხარმა ნაშრომში „იდეალური თეთრი ჯუჯის მაქსიმალური მასა“ ( " იდეალური თეთრი ჯუჯების მაქსიმალური მასა",ასტროფი. ჯ. 74, 81-82 ) დადასტურდა, რომ თეთრი ჯუჯები, რომელთა მასა 1,4 მზეზე მეტია, არამდგრადია (ჩანდრასეხარის ზღვარი) და მიდრეკილია კოლაფსისკენ.

2. თეთრი ჯუჯების წარმოშობა

ფაულერის ხსნარმა ახსნა თეთრი ჯუჯების შინაგანი სტრუქტურა, მაგრამ არ ახსნა მათი წარმოშობის მექანიზმი. ორმა იდეამ მნიშვნელოვანი როლი ითამაშა თეთრი ჯუჯების გენეზის ახსნაში:

E. Epic-ის მოსაზრება, რომ წითელი გიგანტები წარმოიქმნება ძირითადი მიმდევრობის ვარსკვლავებისგან ბირთვული საწვავის დამწვრობის შედეგად, ვარაუდი, რომელიც გაკეთდა მეორე მსოფლიო ომის შემდეგ მალევე, რომ მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავებმა უნდა დაკარგონ მასა და ასეთი მასის დაკარგვა მნიშვნელოვნად უნდა იმოქმედოს ვარსკვლავების ევოლუციაზე.

ეს ვარაუდები სრულად დადასტურდა.

2.1. სამმაგი ჰელიუმის რეაქცია და წითელი გიგანტების იზოთერმული ბირთვები

მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავების ევოლუციის დროს წყალბადი „იწვის“ - ბირთვული სინთეზი ჰელიუმის წარმოქმნით (იხ. ბეთე ციკლი). ასეთი დამწვრობა იწვევს ვარსკვლავის ცენტრალურ ნაწილებში ენერგიის გამოყოფის შეწყვეტას, შეკუმშვას და, შესაბამისად, მის ბირთვში სიმკვრივისა და ტემპერატურის მატებას. ვარსკვლავის ბირთვში სიმკვრივისა და ტემპერატურის ზრდა იწვევს პირობებს, რომლებშიც გააქტიურებულია თერმობირთვული ენერგიის ახალი წყარო: ჰელიუმის წვა ( სამმაგი ჰელიუმის რეაქციაან სამმაგი ალფა პროცესი), დამახასიათებელია წითელი გიგანტებისა და სუპერგიგანტებისთვის.

დაახლოებით 10 8 K ტემპერატურაზე, ჰელიუმის ბირთვების კინეტიკური ენერგია საკმარისი ხდება კულონის ბარიერის დასაძლევად: ორი ჰელიუმის ბირთვი (ალფა ნაწილაკები) შეიძლება გაერთიანდეს და შექმნან არასტაბილური ბერილიუმის იზოტოპი Be 8:

ის 4 + ის 4 = იყავი 8

Be 8-ის უმეტესი ნაწილი კვლავ იშლება ორ ალფა ნაწილაკად, მაგრამ თუ ხანმოკლე სიცოცხლის განმავლობაში Be 8 ბირთვი დაეჯახება მაღალი ენერგიის ალფა ნაწილაკს, შეიძლება წარმოიქმნას სტაბილური C 12 ნახშირბადის ბირთვი:

იყავი 8 + ის 4 = C 12 + 7.3 მ ევ.

Be 8-ის საკმაოდ დაბალი წონასწორული კონცენტრაციის მიუხედავად (მაგალითად, ~ 10 8 K ტემპერატურაზე კონცენტრაციის თანაფარდობა / ~, მაჩვენებელი ასეთია სამმაგი ჰელიუმის რეაქციააღმოჩნდება, რომ საკმარისია ვარსკვლავის ცხელ ბირთვში ახალი ჰიდროსტატიკური წონასწორობის მისაღწევად. ენერგიის გათავისუფლების დამოკიდებულება ტემპერატურაზე სამჯერადი ჰელიუმის რეაქციაში უკიდურესად ძლიერია, მაგალითად, ტემპერატურის დიაპაზონისთვის ~ 1-2? 10 8 K ენერგიის გამოყოფა http://*****/images/ukbase_2__1234.jpg" alt="\ Varepsilon _ (3 \ ალფა) = 10 ^ 8 \ rho ^ 2 Y ^ 3 * \ მარცხენა (((T \ მეტი (10^8)))\მარჯვნივ)^(30)" width="210 height=46" height="46">!}

სადაც წყალბადის დაწვა ახლოსაა ერთიანობასთან).

თუმცა, აღსანიშნავია, რომ სამმაგი ჰელიუმის რეაქცია ხასიათდება მნიშვნელოვნად დაბალი ენერგიის გამოყოფით, ვიდრე ბეტეს ციკლი ერთეულ მასაზე: ჰელიუმის „დაწვის“ დროს ენერგიის გამოყოფა 10-ჯერ ნაკლებია, ვიდრე წყალბადის „დაწვის“ დროს.როდესაც ჰელიუმი იწვის და ბირთვში ენერგიის ეს წყარო ამოიწურება, რთული ნუკლეოსინთეზის რეაქციები ხდება შესაძლებელი, თუმცა, ჯერ ერთი, ასეთი რეაქციები მოითხოვს უფრო მაღალ ტემპერატურას და მეორეც, ენერგიის გამოყოფა ასეთი რეაქციების ერთეულ მასაზე მცირდება მასის რაოდენობის გაზრდით. ბირთვები, რეაგირებს.

http://*****/images/ukbase_2__519.jpg" alt="\" width="84" height="20 src=">, ანუ ელექტრონული გაზის გადაგვარების პირობები დაკმაყოფილებულია. გამოთვლები აჩვენებს, რომ იზოთერმული ბირთვების სიმკვრივე შეესაბამება თეთრი ჯუჯების სიმკვრივეს, ანუ წითელი გიგანტების ბირთვი თეთრი ჯუჯებია.

ჩვეულებრივი თეთრი ჯუჯები ნახშირბადის მაღალი შემცველობით.

გლობულური ვარსკვლავური გროვის NGC 6397 ფოტოზე (ნახ. 5) იდენტიფიცირებულია ორივე ტიპის თეთრი ჯუჯები: ჰელიუმის თეთრი ჯუჯები, რომლებიც წარმოიშვა ნაკლებად მასიური ვარსკვლავების ევოლუციის დროს და ნახშირბადის თეთრი ჯუჯები, მეტი მასის მქონე ვარსკვლავების ევოლუციის შედეგი. .

2.2. მასის დაკარგვა წითელი გიგანტების მიერ და მათი ნაჭუჭის ცვენა

წითელ გიგანტებში ბირთვული რეაქციები ხდება არა მხოლოდ ბირთვში: როდესაც წყალბადი იწვის ბირთვში, ჰელიუმის ნუკლეოსინთეზი ვრცელდება ვარსკვლავის ჯერ კიდევ წყალბადით მდიდარ რეგიონებში, აყალიბებს სფერულ ფენას წყალბადით ღარიბი და წყალბადით მდიდარის საზღვარზე. რეგიონები. მსგავსი ვითარება წარმოიქმნება სამმაგი ჰელიუმის რეაქციასთან დაკავშირებით: როდესაც ჰელიუმი იწვის ბირთვში, ის ასევე კონცენტრირდება სფერულ ფენაში ჰელიუმით ღარიბ და ჰელიუმით მდიდარ რეგიონებს შორის საზღვარზე. ვარსკვლავების სიკაშკაშე ნუკლეოსინთეზის ასეთი "ორფენიანი" რეგიონებით საგრძნობლად იზრდება, აღწევს მზის რამდენიმე ათას სიკაშკაშეს, ხოლო ვარსკვლავი "ადიდებს", ზრდის მის დიამეტრს დედამიწის ორბიტის ზომამდე. ჰელიუმის ნუკლეოსინთეზის ზონა ამოდის ვარსკვლავის ზედაპირზე: მასის ფრაქცია ამ ზონაში არის ვარსკვლავის მასის ~ 70%. „ინფლაციას“ ახლავს მატერიის საკმაოდ ინტენსიური გაჟონვა ვარსკვლავის ზედაპირიდან ასეთი ობიექტები პროტოპლანეტარული ნისლეულების სახით შეინიშნება (იხ. სურ. 6).

შკლოვსკიმ" href="/text/category/shklov/" rel="bookmark">შკლოვსკიმ შემოგვთავაზა პლანეტარული ნისლეულების წარმოქმნის მექანიზმი წითელი გიგანტების გარსების ჩამოყრით, ხოლო ასეთი ვარსკვლავების იზოთერმული გადაგვარებული ბირთვების ზემოქმედება იწვევს თეთრი ჯუჯების წარმოქმნა ჯერ კიდევ უცნობია ასეთი ვარსკვლავების მასის დაკარგვის ზუსტი მექანიზმები, მაგრამ შეიძლება შემოგვთავაზოს შემდეგი ფაქტორები, რამაც შეიძლება გამოიწვიოს კონვერტის დაკარგვა.

გაფართოებულ ვარსკვლავურ კონვერტებში შეიძლება განვითარდეს არასტაბილურობა, რამაც გამოიწვიოს ძლიერი რხევითი პროცესები, რასაც თან ახლავს ვარსკვლავის თერმული რეჟიმის ცვლილებები. ნახ. 6 მკაფიოდ შესამჩნევი სიმკვრივის ტალღა ამოვარდნილი ვარსკვლავური მატერიის, რაც შეიძლება იყოს ასეთი რყევების შედეგი. წყალბადის იონიზაციის გამო ფოტოსფეროს ქვემოთ რაიონებში შეიძლება განვითარდეს ძლიერი კონვექციური არასტაბილურობა. მზის აქტივობას მსგავსი ხასიათი აქვს წითელი გიგანტების შემთხვევაში, კონვექციური ნაკადების სიმძლავრე მნიშვნელოვნად აღემატება მზისას. ძალიან მაღალი სიკაშკაშის გამო, ვარსკვლავის რადიაციული ნაკადის მსუბუქი წნევა მის გარე ფენებზე მნიშვნელოვანი ხდება, ამან შეიძლება გამოიწვიოს გარსის დაკარგვა რამდენიმე ათასი წლის განმავლობაში.

წითელი გიგანტების ჭარბი მასა.

შკლოვსკის მიერ შემოთავაზებული წითელი გიგანტების ევოლუციის სცენარი ზოგადად მიღებულია და მხარს უჭერს მრავალი დაკვირვების მონაცემებს.

3. თეთრი ჯუჯების ფიზიკა და თვისებები

როგორც უკვე აღვნიშნეთ, თეთრი ჯუჯების მასები მზესთან ახლოსაა, მაგრამ მათი ზომები მზის მხოლოდ მეასედი (ან უფრო ნაკლები) ნაწილია, ანუ მატერიის სიმკვრივე თეთრ ჯუჯებში უკიდურესად მაღალია და შეადგენს გ/სმ 3. ასეთი სიმკვრივის დროს ნადგურდება ატომების ელექტრონული გარსები და მატერია ხდება ელექტრონულ-ბირთვული პლაზმა, ხოლო მისი ელექტრონული კომპონენტი არის დეგენერირებული ელექტრონული გაზი. ასეთი აირის P წნევა ემორჩილება მიმართებას:

სადაც http://*****/images/ukbase_2__17665.jpg" width="180" height="283 src=">

ბრინჯი. 8. მასა-რადიუსის კავშირი თეთრი ჯუჯებისთვის. ვერტიკალური ასიმპტოტი შეესაბამება ჩანდრასეხარის ზღვარს.

მდგომარეობის ზემოაღნიშნული განტოლება მოქმედებს ცივ ელექტრონულ აირზე, მაგრამ ტემპერატურა რამდენიმე მილიონი გრადუსიც კი მცირეა ელექტრონების ფერმის დამახასიათებელ ენერგიასთან შედარებით (). ამავდროულად, როდესაც მატერიის სიმკვრივე იზრდება პაულის გამორიცხვით (ორ ელექტრონს არ შეიძლება ჰქონდეს იგივე კვანტური მდგომარეობა, ანუ იგივე ენერგია და სპინი), ელექტრონების ენერგია და სიჩქარე იმდენად იზრდება, რომ ეფექტი ფარდობითობის თეორია იწყებს მოქმედებას - დეგენერირებული ელექტრონული გაზი ხდება რელატივისტური. რელატივისტური დეგენერირებული ელექტრონის გაზის წნევის დამოკიდებულება სიმკვრივეზე უკვე განსხვავებულია:

მდგომარეობის ასეთი განტოლებისთვის საინტერესო სიტუაცია ჩნდება. თეთრი ჯუჯის საშუალო სიმკვრივე http://*****/images/ukbase_2__270.jpg" width="21" height="14 src=">- მასა, a - თეთრი ჯუჯის რადიუსი. შემდეგ წნევა http://** ***/images/ukbase_2__716.jpg" alt="(P \ მეტი R) \ sim ((M ^ (4/3)) \ მეტი (R ^ 5))" width="89 height=46" height="46">!}

გრავიტაციული ძალები, რომლებიც ეწინააღმდეგებიან წნევას:

არსებობს, თუმცა წნევის ვარდნა და გრავიტაციული ძალები თანაბრად არის დამოკიდებული რადიუსზე, ისინი განსხვავებულად არიან დამოკიდებული მასაზე - როგორც ~ და ~ დისკი"> DA - სპექტრში არის ხაზები და არ არის ჰელიუმის ხაზები. ეს ტიპი არის ~ 75% თეთრი ჯუჯები, ისინი გვხვდება მთელს ტემპერატურულ დიაპაზონში - იონიზირებული ჰელიუმის ხაზები არ არის, ტემპერატურა - კალციუმის ხაზები; - არსებობს კალციუმის, რკინის ხაზები, წყალბადის ხაზები არ არის - იონიზებული ჰელიუმის ხაზები არის ძლიერი, არის ნეიტრალური ჰელიუმის და (ან) წყალბადის ხაზები, მათი ტემპერატურა აღწევს K?

5. ასტრონომიული ფენომენი, რომელშიც მონაწილეობენ თეთრი ჯუჯები

5.1. რენტგენის გამოსხივება თეთრი ჯუჯებისგან

ახალგაზრდა თეთრი ჯუჯების ზედაპირის ტემპერატურა - ვარსკვლავების იზოტროპული ბირთვები მათი ჭურვების დაცვენის შემდეგ - ძალიან მაღალია - 2-ზე მეტი? 10 5 K, თუმცა, ის საკმაოდ სწრაფად ეცემა ნეიტრინოს გაციების და ზედაპირიდან გამოსხივების გამო. ასეთი ძალიან ახალგაზრდა თეთრი ჯუჯები შეინიშნება რენტგენის დიაპაზონში (მაგალითად, თეთრი ჯუჯა HZ 43-ზე დაკვირვება ROSAT-ის თანამგზავრის მიერ).

ცხელი თეთრი ჯუჯების ზედაპირის ტემპერატურა არის 7? 10 4 K, ცივი - ~ 5 ? 10 3 კ.

რენტგენის დიაპაზონში თეთრი ჯუჯების გამოსხივების თავისებურება ის არის, რომ მათში რენტგენის გამოსხივების ძირითადი წყაროა ფოტოსფერო, რომელიც დიდად განასხვავებს მათ „ნორმალური“ ვარსკვლავებისგან: ამ უკანასკნელში რენტგენის სხივები გამოიყოფა. გვირგვინი, გაცხელებულია რამდენიმე მილიონ კელვინამდე და ფოტოსფეროს ტემპერატურა ზედმეტად დაბალია რენტგენის გამოსხივების წარმოქმნისთვის (იხ. ნახ. 9).

აკრეციის არარსებობის შემთხვევაში, თეთრ ჯუჯებს აქვთ თერმული ენერგიის რეზერვი იონების ბირთვში, ამიტომ მათი სიკაშკაშე დამოკიდებულია ასაკზე. თეთრი ჯუჯების გაგრილების რაოდენობრივი თეორია შეიქმნა 1940-იანი წლების ბოლოს.

5.2. აკრეცია თეთრ ჯუჯებზე ბინარულ სისტემებში

disc"> არასტაციონარული აკრეცია თეთრ ჯუჯებზე, თუ კომპანიონი არის მასიური წითელი ჯუჯა, იწვევს ჯუჯა ნოვაების (U Gem (UG) ტიპის ვარსკვლავების) ან ნოვას მსგავსი ცვლადი ვარსკვლავების წარმოქმნას. აკრეცია თეთრ ჯუჯებზე, რომლებსაც აქვთ ძლიერი მაგნიტური ველი მიმართულია თეთრი ჯუჯის რეგიონის მაგნიტურ პოლუსებზე, ხოლო სუბპოლარულ რეგიონებში აკრეციის პლაზმის გამოსხივების ციკლოტრონის მექანიზმი იწვევს რადიაციის ძლიერ პოლარიზაციას სპექტრის ხილულ რეგიონში (პოლარული და შუალედური პოლარული აკრეცია). წყალბადით მდიდარი მატერია თეთრ ჯუჯებზე იწვევს მის დაგროვებას (ძირითადად ჰელიუმისგან) და გათბობას ჰელიუმის შერწყმის რეაქციის ტემპერატურამდე, რაც თერმული არასტაბილურობის განვითარების შემთხვევაში იწვევს აფეთქებას. შეიმჩნევა როგორც ახალი აფეთქება. საკმაოდ გრძელი და ინტენსიური აკრეცია მასიურ თეთრ ჯუჯაზე იწვევს მასის გადამეტებას და გრავიტაციულ კოლაფსს, რომელიც შეიმჩნევა როგორც სუპერნოვას ტიპის აფეთქება (იხ. სურ. 10).

Იხილეთ ასევე

აკრეცია იდეალური აირი გადაგვარებული გაზი ვარსკვლავის ნუკლეოსინთეზი პლანეტარული ნისლეული სუპერნოვა სირიუსი

შენიშვნები

1. ^ a B C თეთრი ჯუჯები - www. ფრანკო. /publish/astro/bukvy/b. pdf // ასტრონომიული ენციკლოპედიური ლექსიკონი - www. ფრანკო. / გამოქვეყნება / ასტრო / ზოგადად რედაქტირებულია და. - ლვოვი: LNU-GAO NANU, 2003. - გვ. 54-55. - ISBN -X, UDC

ლიტერატურა

დებორა ჟან უორნერი. ალვან კლარკი და შვილები: მხატვრები ოპტიკაში,სმიტსონის პრესა, 1968 შკლოვსკი, I. S. პლანეტარული ნისლეულებისა და მათი ბირთვების ბუნების შესახებ // Astronomical Journal. - ტომი 33, No3, 1956. - სს. 315-329 წწ. , . ვარსკვლავების სტრუქტურისა და ევოლუციის ფიზიკური საფუძველი,მ., 1981 - ბუნება. *****/db/msg. html? შუა = 1159166 და ური = ინდექსი. html ვარსკვლავები: მათი დაბადება, სიცოცხლე და სიკვდილი,მ.: ნაუკა, 1984 - შკლოვსკი-ოკრ. *****/ონლაინ/შკლოვსკი. htm კიპენჰანი 100 მილიარდი მზე. ვარსკვლავების დაბადება, სიცოცხლე და სიკვდილი, M.: Mir, 1990 - . ru/astro/index. html სივრცის ფიზიკა. პატარა ენციკლოპედია,მ.: საბჭოთა ენციკლოპედია, 1986 - www. *****/db/FK86/