Als we naar de nachtelijke hemel kijken, lijkt het ons dat alle sterren hetzelfde zijn. Het menselijke oog met grote moeilijkheid onderscheidt het zichtbare spectrum van licht dat wordt uitgezonden door verre hemellichamen. De ster, die nog nauwelijks zichtbaar is, is misschien al lang gedoofd en we zien alleen het licht ervan. Elk van de sterren leeft zijn eigen leven. Sommige stralen zelfs wit licht uit, andere zien eruit als heldere stippen die neonlicht laten pulseren. Weer anderen zijn saaie gloeiende plekken, nauwelijks zichtbaar in de lucht.
Elk van de sterren bevindt zich nog in een bepaald stadium van zijn evolutie en verandert in de loop van de tijd in een hemels lichaam van een andere klasse. In plaats van een helder en oogverblindend punt in de nachtelijke hemel, verschijnt een nieuw ruimtevoorwerp - een witte dwerg - een ouder wordende ster. Deze fase van evolutie is kenmerkend voor de meeste gewone sterren. Ontwijk eenzelfde lot en onze zon niet.
Wat is een witte dwerg: een ster of een fantoom?
Pas onlangs, in de 20e eeuw, werd het wetenschappers duidelijk dat een witte dwerg alles is wat overblijft in de ruimte van een gewone ster. De studie van sterren vanuit het oogpunt van thermonucleaire fysica gaf een idee van de processen die woeden in de diepten van hemellichamen. De sterren gevormd als resultaat van de interactie van de zwaartekrachten vertegenwoordigen een kolossale thermonucleaire reactor waarin de kettingreacties van de kernsplijting van waterstof en heliumkernen constant voorkomen. In dergelijke complexe systemen is de snelheid van evolutie van componenten niet hetzelfde. Enorme waterstofreserves garanderen het leven van een ster voor miljarden jaren vooruit. Thermonucleaire waterstofreacties dragen bij aan de vorming van helium en koolstof. Na thermonucleaire fusie komen de wetten van de thermodynamica in het spel.
Nadat de ster alle waterstof heeft verbruikt, begint de kern ervan onder invloed van de zwaartekrachten en de enorme interne druk te krimpen. Het hemellichaam verliest het grootste deel van zijn omhulsel en bereikt de massalimiet van de ster, waarop het kan bestaan als een witte dwerg verstoken van energiebronnen, en warmte blijft uitstralen door traagheid. Witte dwergen zijn zelfs sterren uit de klasse van rode reuzen en superreuzen die hun buitenste schil hebben verloren.
Thermonucleaire fusie put een ster uit. Waterstof is aan het opdrogen en helium, als een groter bestanddeel, kan verder evolueren en een nieuwe staat bereiken. Dit alles leidt ertoe dat eerst de rode reuzen op de plaats van een gewone ster vormen en de ster de hoofdreeks verlaat. Daardoor transformeert het hemelse lichaam geleidelijk het pad van zijn langzame en onvermijdelijke veroudering. De ouderdom van de ster is een lange weg naar het niet-bestaan. Dit gebeurt allemaal heel langzaam. Een witte dwerg is een hemellichaam, waarmee buiten de hoofdreeks het onvermijdelijke proces van uitsterven plaatsvindt. De reactie van heliumsynthese leidt ertoe dat de kern van een verouderende ster krimpt, de ster uiteindelijk zijn omhulsel verliest.
Evolutie van witte dwergen
Buiten de hoofdreeks vervaagt de ster. Onder invloed van de zwaartekracht verspreidt het verwarmde gas van rode reuzen en superreuzen zich door het universum en vormt een jonge planetaire nevel. Na honderdduizenden jaren is de nevel verspreid en blijft in plaats daarvan de gedegenereerde kern van een rode reus van wit over. De temperaturen van een dergelijk object zijn vrij hoog vanaf 90000 K, schatten van de absorptielijn van het spectrum en tot 130.000 K, wanneer de evaluatie wordt uitgevoerd binnen het röntgenspectrum. Vanwege de kleine omvang gebeurt de afkoeling van een hemellichaam echter heel langzaam.
Dat beeld van de sterrenhemel, dat we waarnemen, heeft een leeftijd van tientallen tot honderden miljarden jaren. Waar we witte dwergen zien, bestaat er al een hemellichaam in de ruimte. De ster verhuisde naar de zwarte dwergenklasse, de laatste fase van de evolutie. In werkelijkheid is er in plaats van de ster een prop materie, waarvan de temperatuur gelijk is aan de temperatuur van de omringende ruimte. Het belangrijkste kenmerk van dit object is de volledige afwezigheid van zichtbaar licht. Een dergelijke ster opmerken in een gewone optische telescoop is vrij moeilijk vanwege de lage lichtkracht. Het belangrijkste criterium voor de detectie van witte dwergen is de aanwezigheid van krachtige ultraviolette straling en röntgenstralen.
Alle bekende witte dwergen, afhankelijk van hun spectrum, zijn verdeeld in twee groepen:
- waterstofobjecten, spectrale klasse DA, in het spectrum waarvan er geen heliumlijnen zijn;
- helium dwergen, spectrale klasse DB. De hoofdlijnen in het spectrum zijn in helium.
Witte dwergen van het waterstoftype vormen de meerderheid van de bevolking, tot 80% van alle momenteel bekende objecten van dit type. Helium dwergen zijn goed voor de resterende 20%.
De evolutionaire fase, waardoor een witte dwerg verschijnt, is de laatste voor niet-massieve sterren, waaronder onze ster, de zon. In dit stadium heeft de ster de volgende kenmerken. Ondanks zo'n klein en compact formaat van een ster, weegt het stellaire materiaal precies zo veel als nodig is voor zijn bestaan. Met andere woorden, witte dwergen met radii die 100 keer kleiner zijn dan de straal van de zonneschijf hebben een massa gelijk aan de massa van de zon of wegen zelfs meer dan onze ster.
Dit suggereert dat de dichtheid van de witte dwerg miljoenen keer hoger is dan de dichtheid van gewone sterren die zich binnen de hoofdreeks bevinden. De dichtheid van onze ster is bijvoorbeeld 1,41 g / cm³, terwijl de dichtheid van witte dwergen kolossale waarden van 105-110 g / cm3 kan bereiken.
Bij afwezigheid van hun eigen energiebronnen, zullen dergelijke voorwerpen geleidelijk afkoelen, respectievelijk een lage temperatuur hebben. Op het oppervlak van witte dwergen geregistreerde temperatuur in het bereik van 5000-50000 graden Kelvin. Hoe ouder de ster, hoe lager de temperatuur.
Bijvoorbeeld, de buur van de helderste ster in onze hemel, Sirius A, de witte dwerg Sirius B, heeft een oppervlaktetemperatuur van slechts 2100 graden Kelvin. Binnen dit hemellichaam is het veel warmer, bijna 10.000 ° K. Sirius B was de eerste witte dwerg ontdekt door astronomen. De kleur van de witte dwergen ontdekt na Sirius B bleek zo wit als de reden voor het geven van deze naam aan deze klasse van sterren.
Door de helderheid van het licht is Sirius A 22 keer de helderheid van onze zon, terwijl haar zuster Sirius B schijnt met een zwak licht, merkbaar inferieur in helderheid aan haar oogverblindende buur. Het was mogelijk om de aanwezigheid van een witte dwerg te detecteren dankzij afbeeldingen van Sirius gemaakt door de Chandra röntgentelescoop. Witte dwergen hebben geen uitgesproken lichtspectrum, dus deze sterren worden als koud genoeg kosmische objecten beschouwd. In het infrarode en in het röntgenbereik straalt Sirius B veel helderder en blijft hij enorme hoeveelheden thermische energie afgeven. In tegenstelling tot gewone sterren, waar de corona de bron van röntgenstraling is, is de witte dwerg de bron van straling van de fotosfeer.
Buiten de hoofdreeks in de prevalentie van deze sterren zijn niet de meest voorkomende objecten in het universum. In onze melkweg is het aandeel witte dwergen slechts goed voor 3-10% van de hemellichamen. Voor dit deel van de sterrenpopulatie van onze melkweg maakt de onzekerheid van de schatting het moeilijk voor straling om zwak te zijn in het zichtbare polaire gebied. Met andere woorden, het licht van witte dwergen is niet in staat om de grote clusters van kosmisch gas te overwinnen die de armen van onze melkweg vormen.
Wetenschappelijke kijk naar de geschiedenis van het uiterlijk van witte dwergen
Verder, in de hemellichamen, in plaats van de opgedroogde hoofdbronnen van thermonucleaire energie, ontstaat een nieuwe bron van thermonucleaire energie, een drievoudige heliumreactie of een drievoudig alfa proces dat helium burnout verschaft. Deze aannames werden volledig bevestigd toen het mogelijk werd om het gedrag van sterren in het infrarode bereik te observeren. Het lichtspectrum van een gewone ster verschilt aanzienlijk van de afbeelding die we zien als we naar de rode reuzen en witte dwergen kijken. Voor gedegenereerde kernen van dergelijke sterren is er een bovengrens, anders wordt het hemellichaam fysiek onstabiel en kan instorting optreden.
Het is bijna onmogelijk om een dergelijke hoge dichtheid te verklaren die witte dwergen hebben vanuit het oogpunt van fysieke wetten. De lopende processen werden alleen duidelijk dankzij de kwantummechanica, die het mogelijk maakte om de toestand van het elektronengas van stellaire materie te bestuderen. In tegenstelling tot een gewone ster, waar een standaardmodel wordt gebruikt om de toestand van een gas te bestuderen, behandelen wetenschappers in witte dwergen de druk van een relativistisch gedegenereerd elektronengas. In eenvoudige termen wordt het volgende waargenomen. Met een enorme compressie van 100 of meer keer, wordt stellaire materie als een enkel groot atoom, waarin alle atoomverbindingen en -ketens samenkomen. In deze staat vormen de elektronen een gedegenereerd elektronengas, waarvan de nieuwe kwantumformatie de zwaartekrachten kan weerstaan. Dit gas vormt een dichte kern ontdaan van een schil.
Een gedetailleerde studie van witte dwergen met behulp van radiotelescopen en röntgenoptica bleek dat deze hemellichamen niet zo eenvoudig en saai zijn als op het eerste gezicht lijkt. Gezien de afwezigheid van thermonucleaire reacties in dergelijke sterren, rijst de vraag onwillekeurig - waar komt de enorme druk vandaan, die erin geslaagd is om de krachten van de zwaartekracht en de krachten van interne aantrekking in balans te brengen.
Als resultaat van het onderzoek van natuurkundigen op het gebied van de kwantummechanica, werd een wit dwergmodel gemaakt. Onder invloed van gravitatiekrachten wordt stellaire materie zodanig gecomprimeerd dat de elektronenschillen van atomen worden vernietigd, de elektronen beginnen hun eigen chaotische beweging, die van de ene staat naar de andere gaat. De atoomkernen in afwezigheid van elektronen vormen een systeem en vormen een sterke en stabiele band tussen hen. Er zijn zoveel elektronen in stellaire materie dat er veel toestanden worden gevormd, respectievelijk, de elektronensnelheid wordt behouden. De hoge snelheid van elementaire deeltjes creëert een enorme inwendige druk van een elektron-gedegenereerd gas, dat bestand is tegen de zwaartekrachtskrachten.
Wanneer zijn witte dwergen bekend geworden?
Ondanks het feit dat de eerste witte dwerg, ontdekt door astrofysici, wordt beschouwd als Sirius B, zijn er aanhangers van een versie van een eerdere kennismaking van de wetenschappelijke gemeenschap met stellaire objecten van deze klasse. Al in 1785 nam astronoom Herschel voor het eerst in de sterrencatalogus een drievoudig sterrenstelsel op in het sterrenbeeld Eridanus en verdeelde alle sterren afzonderlijk. Slechts 125 jaar later identificeerden astronomen de abnormaal lage lichtsterkte van 40 Eridane B bij een hoge kleurtemperatuur, wat de reden was om dergelijke objecten in een afzonderlijke klasse te scheiden.
Het object had een zwakke magnitude die overeenkomt met een magnitude van + 9,52 m. De witte dwerg had een massa van ½ zonne-energie en had een diameter die kleiner was dan die van de aarde. Deze parameters waren in tegenspraak met de theorie van de interne structuur van sterren, waarbij de helderheid, de straal en de temperatuur van het oppervlak van de ster de belangrijkste parameters waren voor het bepalen van de klasse van een ster. De kleine diameter, lage helderheid ten opzichte van fysische processen kwam niet overeen met de hoge kleurtemperatuur. Deze discrepantie veroorzaakte veel vragen.
Evenzo leek de situatie op een andere witte dwerg - Sirus B. Als een metgezel van de helderste ster heeft de witte dwerg kleine afmetingen en een enorme dichtheid van stellaire materie - 106 g / cm3. Ter vergelijking: de hoeveelheid substantie van dit hemellichaam met een luciferdoosje zou meer dan een miljoen ton wegen op onze planeet. De temperatuur van deze dwerg is 2,5 keer hoger dan de hoofdster van het Sirius-systeem.
Recente wetenschappelijke bevindingen
De hemellichamen waarmee we omgaan zijn een natuurlijke, natuurlijke testgrond, waardoor een persoon de structuur van sterren, de stadia van hun evolutie, kan bestuderen. Als de geboorte van sterren kan worden verklaard door natuurkundige wetten die op dezelfde manier in een bepaalde omgeving werken, dan wordt de evolutie van sterren gerepresenteerd door totaal verschillende processen. De wetenschappelijke verklaring van veel van hen gaat in de categorie van de kwantummechanica, de wetenschap van elementaire deeltjes.
Witte dwergen in dit licht zien er de meest mysterieuze objecten uit:
- Allereerst ziet het proces van degeneratie van de kern van de ster er heel vreemd uit, waardoor stellaire materie niet uit elkaar vliegt in de ruimte, maar integendeel krimpt tot onvoorstelbare maten;
- Ten tweede blijven witte dwergen bij afwezigheid van thermonucleaire reacties vrij hete ruimtevoorwerpen;
- Ten derde hebben deze sterren met een hoge kleurtemperatuur een lage helderheid.
Wetenschappers van alle streken, astrofysici, natuurkundigen en nucleaire wetenschappers moeten deze en vele andere vragen nog beantwoorden, die ons in staat zullen stellen het lot van ons eigen licht te voorspellen. De zon verwacht het lot van een witte dwerg, maar het blijft de vraag of iemand in deze rol naar de zon kan kijken.
