Sao lùn trắng là một ngôi sao khá phổ biến trong không gian của chúng ta. Các nhà khoa học gọi đó là kết quả của quá trình tiến hóa của các ngôi sao, giai đoạn phát triển cuối cùng. Tổng cộng, có hai kịch bản cho việc sửa đổi một thiên thể sao, trong một trường hợp, giai đoạn cuối cùng là một ngôi sao neutron, trong một trường hợp còn lại là một lỗ đen. Người lùn là bước tiến hóa cuối cùng. Họ có các hệ thống hành tinh xung quanh họ. Các nhà khoa học có thể xác định điều này bằng cách kiểm tra các mẫu vật được làm giàu kim loại.
Nền
Sao lùn trắng là ngôi sao thu hút sự chú ý của các nhà thiên văn học vào năm 1919. Lần đầu tiên, một thiên thể như vậy được phát hiện bởi một nhà khoa học đến từ Hà Lan, Maanen. Đối với thời gian của mình, chuyên gia đã đưa ra một khám phá khá điển hình và bất ngờ. Người lùn mà anh ta nhìn thấy trông giống như một ngôi sao, nhưng có kích thước nhỏ không theo tiêu chuẩn. Tuy nhiên, quang phổ cứ như thể nó là một thiên thể khổng lồ và lớn.
Những lý do của hiện tượng kỳ lạ như vậy đã thu hút các nhà khoa học trong một thời gian khá dài, vì vậy rất nhiều nỗ lực đã được thực hiện để nghiên cứu cấu trúc của sao lùn trắng. Bước đột phá đã được thực hiện khi họ thể hiện và chứng minh giả thiết về sự phong phú của các cấu trúc kim loại khác nhau trong bầu khí quyển của một thiên thể.
Cần phải làm rõ rằng kim loại trong vật lý thiên văn là tất cả các loại nguyên tố, phân tử của chúng nặng hơn hydro, heli và thành phần hóa học của chúng cũng tiến bộ hơn so với hai hợp chất này. Helium, hydro, như các nhà khoa học đã cố gắng thiết lập, phổ biến trong vũ trụ của chúng ta hơn bất kỳ chất nào khác. Dựa trên điều này, nó đã được quyết định chỉ định mọi thứ khác là kim loại.
Phát triển chủ đề
Mặc dù những ngôi sao lùn trắng có kích thước rất khác với Mặt trời lần đầu tiên được nhìn thấy vào những năm 20, nhưng chỉ nửa thế kỷ sau, người ta mới phát hiện ra rằng sự hiện diện của các cấu trúc kim loại trong bầu khí quyển của sao không phải là một hiện tượng điển hình. Hóa ra, khi được đưa vào khí quyển, ngoài hai chất phổ biến nhất, những chất nặng hơn, chúng bị dịch chuyển vào các lớp sâu hơn. Các chất nặng, nằm trong số các phân tử của heli, hydro, cuối cùng phải di chuyển đến lõi của ngôi sao.
Có một số lý do cho quá trình này. Bán kính của sao lùn trắng rất nhỏ, các thiên thể sao như vậy rất nhỏ gọn - việc chúng có tên như vậy không phải là vô cớ. Trung bình, bán kính có thể so sánh với bán kính của trái đất, trong khi trọng lượng tương đương với trọng lượng của một ngôi sao chiếu sáng hệ hành tinh của chúng ta. Tỷ lệ kích thước và trọng lượng này gây ra một gia tốc bề mặt trọng trường đặc biệt lớn. Do đó, sự lắng đọng các kim loại nặng trong khí quyển hydro và heli chỉ xảy ra vài ngày Trái đất sau khi phân tử này đi vào tổng khối lượng thể khí.
Tính năng và thời lượng
Đôi khi đặc điểm của sao lùn trắngdo đó quá trình lắng đọng các phân tử của các chất nặng có thể bị trì hoãn trong một thời gian dài. Các phương án thuận lợi nhất, theo quan điểm của một người quan sát từ Trái đất, là các quá trình kéo dài hàng triệu, hàng chục triệu năm. Tuy nhiên, khoảng thời gian như vậy đặc biệt ngắn so với thời gian tồn tại của chính cơ thể ngôi sao.
Sự tiến hóa của sao lùn trắng đến mức hầu hết các thành tạo mà con người quan sát được vào thời điểm hiện tại đều đã có tuổi Trái đất vài trăm triệu năm. Nếu chúng ta so sánh điều này với quá trình hạt nhân hấp thụ kim loại chậm nhất, thì sự khác biệt còn nhiều hơn đáng kể. Do đó, việc phát hiện ra kim loại trong bầu khí quyển của một ngôi sao có thể quan sát được cho phép chúng ta kết luận chắc chắn rằng vật thể ban đầu không có thành phần khí quyển như vậy, nếu không, tất cả các vật thể kim loại đã biến mất từ lâu.
Lý thuyết và thực hành
Những quan sát được mô tả ở trên, cũng như thông tin thu thập được trong nhiều thập kỷ về sao lùn trắng, sao neutron, lỗ đen, cho thấy rằng bầu khí quyển nhận được tạp chất kim loại từ các nguồn bên ngoài. Các nhà khoa học lần đầu tiên quyết định rằng đây là phương tiện giữa các vì sao. Một thiên thể di chuyển xuyên qua vật chất như vậy, bồi tụ môi trường lên bề mặt của nó, do đó làm phong phú bầu khí quyển với các nguyên tố nặng. Nhưng những quan sát sâu hơn cho thấy rằng một lý thuyết như vậy là không thể xác thực được. Như các chuyên gia đã chỉ rõ, nếu sự thay đổi trong bầu khí quyển xảy ra theo cách này, ngôi sao lùn sẽ chủ yếu nhận hydro từ bên ngoài, vì môi trường giữa các ngôi sao được hình thành với khối lượng lớn bởi hydro vàphân tử heli. Chỉ một phần nhỏ môi trường là các hợp chất nặng.
Nếu lý thuyết được hình thành từ những quan sát ban đầu về sao lùn trắng, sao neutron, lỗ đen sẽ tự chứng minh, thì sao lùn sẽ bao gồm hydro là nguyên tố nhẹ nhất. Điều này sẽ không cho phép sự tồn tại của các thiên thể thậm chí là heli, bởi vì heli nặng hơn, có nghĩa là sự tích tụ hydro sẽ hoàn toàn che giấu nó khỏi mắt của một nhà quan sát bên ngoài. Dựa trên sự hiện diện của các sao lùn heli, các nhà khoa học đã đi đến kết luận rằng môi trường giữa các vì sao không thể là nguồn cung cấp kim loại chính và duy nhất trong bầu khí quyển của các thiên thể sao.
Làm thế nào để giải thích?
Các nhà khoa học đã nghiên cứu hố đen, sao lùn trắng vào những năm 70 của thế kỷ trước, cho rằng có thể giải thích các thể vùi kim loại là do sự rơi của sao chổi trên bề mặt của một thiên thể. Đúng vậy, đã có lúc những ý tưởng như vậy được coi là quá kỳ lạ và không nhận được sự ủng hộ. Điều này phần lớn là do mọi người chưa biết về sự hiện diện của các hệ hành tinh khác - chỉ có hệ mặt trời "nhà" của chúng ta được biết đến.
Một bước tiến quan trọng trong việc nghiên cứu lỗ đen, sao lùn trắng đã được thực hiện vào cuối thập kỷ tiếp theo, thập kỷ thứ tám của thế kỷ trước. Các nhà khoa học đã sử dụng các thiết bị hồng ngoại đặc biệt mạnh mẽ để quan sát độ sâu của không gian, giúp phát hiện bức xạ hồng ngoại xung quanh một trong những nhà thiên văn sao lùn trắng đã biết. Điều này được tiết lộ chính xác xung quanh ngôi sao lùn, bầu khí quyển chứa kim loạibao gồm.
Bức xạ hồng ngoại, giúp ước tính nhiệt độ của sao lùn trắng, cũng nói với các nhà khoa học rằng thân sao được bao quanh bởi một số chất có thể hấp thụ bức xạ sao. Chất này được nung nóng đến một mức nhiệt độ cụ thể, nhỏ hơn nhiệt độ của một ngôi sao. Điều này cho phép bạn chuyển hướng dần dần năng lượng đã hấp thụ. Bức xạ xảy ra trong phạm vi hồng ngoại.
Khoa học tiến lên
Quang phổ của sao lùn trắng đã trở thành đối tượng nghiên cứu của những bộ óc tiên tiến của thế giới các nhà thiên văn học. Hóa ra, từ chúng, bạn có thể nhận được khá nhiều thông tin về đặc điểm của các thiên thể. Mối quan tâm đặc biệt là các quan sát về các thiên thể sao có bức xạ hồng ngoại dư thừa. Hiện tại, người ta đã có thể xác định được khoảng ba chục hệ thống thuộc loại này. Tỷ lệ phần trăm chính của chúng được nghiên cứu bằng cách sử dụng kính viễn vọng Spitzer mạnh nhất.
Các nhà khoa học, khi quan sát các thiên thể, phát hiện ra rằng mật độ của sao lùn trắng nhỏ hơn đáng kể so với thông số này, đặc điểm của những người khổng lồ. Người ta cũng phát hiện ra rằng bức xạ hồng ngoại dư thừa là do sự hiện diện của các đĩa được tạo thành bởi một chất cụ thể có thể hấp thụ bức xạ năng lượng. Nó sau đó sẽ bức xạ năng lượng, nhưng ở một dải bước sóng khác.
Đĩa đặc biệt gần và ảnh hưởng đến khối lượng của sao lùn trắng ở một mức độ nào đó (không thể vượt quá giới hạn Chandrasekhar). Bán kính bên ngoài được gọi là đĩa đệm. Có ý kiến cho rằng nó được hình thành trong quá trình phá hủy một cơ thể nào đó. Trung bình, bán kính có kích thước tương đương với Mặt trời.
Nếu bạn chú ý đến hệ thống hành tinh của chúng ta, rõ ràng là tương đối gần "ngôi nhà", chúng ta có thể quan sát một ví dụ tương tự - đây là những vòng bao quanh Sao Thổ, kích thước của nó cũng tương đương với bán kính của ngôi sao của chúng tôi. Theo thời gian, các nhà khoa học đã phát hiện ra rằng đặc điểm này không phải là đặc điểm duy nhất mà sao lùn và sao Thổ có chung. Ví dụ, cả hành tinh và các ngôi sao đều có các đĩa rất mỏng, không trong suốt khi cố gắng chiếu qua ánh sáng.
Kết luận và phát triển lý thuyết
Vì các vòng của sao lùn trắng có thể so sánh với các vòng bao quanh Sao Thổ, nên người ta có thể hình thành các lý thuyết mới giải thích sự hiện diện của kim loại trong bầu khí quyển của những ngôi sao này. Các nhà thiên văn học biết rằng các vòng quanh sao Thổ được hình thành do sự phá vỡ thủy triều của một số thiên thể đủ gần với hành tinh để bị ảnh hưởng bởi trường hấp dẫn của nó. Trong tình huống như vậy, cơ thể bên ngoài không thể duy trì trọng lực của chính mình, điều này dẫn đến vi phạm tính toàn vẹn.
Khoảng mười lăm năm trước, một lý thuyết mới đã được đưa ra giải thích sự hình thành của các vòng sao lùn trắng theo cách tương tự. Người ta cho rằng ban đầu sao lùn là một ngôi sao ở trung tâm của hệ hành tinh. Thiên thể tiến hóa theo thời gian, mất hàng tỷ năm, phồng lên, mất đi lớp vỏ và điều này gây ra sự hình thành sao lùn, dần dần nguội đi. Nhân tiện, màu sắc của sao lùn trắng được giải thích chính xác bởi nhiệt độ của chúng. Đối với một số người, ước tính khoảng 200.000 K.
Hệ thống các hành tinh trong quá trình tiến hóa như vậy có thể tồn tại, dẫn đếnsự giãn nở của phần bên ngoài của hệ thống đồng thời với sự giảm khối lượng của ngôi sao. Kết quả là, một hệ thống lớn các hành tinh được hình thành. Các hành tinh, tiểu hành tinh và nhiều nguyên tố khác tồn tại trong quá trình tiến hóa.
Tiếp theo là gì?
Tiến trình của hệ thống có thể dẫn đến sự không ổn định của nó. Điều này dẫn đến việc đá bắn phá không gian xung quanh hành tinh, và các tiểu hành tinh một phần bay ra khỏi hệ thống. Tuy nhiên, một số trong số chúng di chuyển vào quỹ đạo, sớm hay muộn cũng thấy mình trong bán kính mặt trời của sao lùn. Va chạm không xảy ra, nhưng lực thủy triều dẫn đến vi phạm tính toàn vẹn của cơ thể. Một cụm các tiểu hành tinh như vậy có hình dạng tương tự như các vành đai bao quanh Sao Thổ. Do đó, một đĩa mảnh vụn được hình thành xung quanh ngôi sao. Mật độ của sao lùn trắng (khoảng 10 ^ 7 g / cm3) và đĩa vụn của nó khác nhau đáng kể.
Lý thuyết được mô tả đã trở thành một lời giải thích khá đầy đủ và hợp lý về một số hiện tượng thiên văn. Thông qua đó, người ta có thể hiểu tại sao các đĩa lại nhỏ gọn, bởi vì một ngôi sao không thể được bao quanh bởi một đĩa có bán kính tương đương với mặt trời trong suốt thời gian tồn tại của nó, nếu không, những chiếc đĩa như vậy lúc đầu sẽ nằm bên trong cơ thể của nó.
Bằng cách giải thích sự hình thành của các đĩa và kích thước của chúng, người ta có thể hiểu được nguồn cung cấp kim loại đặc biệt đến từ đâu. Nó có thể kết thúc trên bề mặt sao, làm ô nhiễm ngôi sao lùn bằng các phân tử kim loại. Lý thuyết được mô tả, không mâu thuẫn với các chỉ số đã tiết lộ về mật độ trung bình của sao lùn trắng (theo thứ tự 10 ^ 7 g / cm3), chứng minh tại sao kim loại được quan sát thấy trong bầu khí quyển của các ngôi sao, tại sao đo lường hóa học.thành phần bằng các phương tiện mà con người có thể tiếp cận được và vì lý do gì mà sự phân bố của các nguyên tố giống với đặc điểm đó của hành tinh chúng ta và các vật thể được nghiên cứu khác.
Lý thuyết: có lợi ích gì không?
Ý tưởng được mô tả đã được sử dụng rộng rãi như một cơ sở để giải thích tại sao vỏ của các ngôi sao bị nhiễm kim loại, tại sao lại xuất hiện các đĩa vụn. Ngoài ra, từ đó có một hệ hành tinh tồn tại xung quanh ngôi sao lùn. Có một chút ngạc nhiên trong kết luận này, bởi vì nhân loại đã xác định rằng hầu hết các ngôi sao đều có hệ thống hành tinh của riêng chúng. Đây là đặc điểm của cả những thứ tương tự như Mặt trời và những thứ lớn hơn nhiều so với kích thước của nó - cụ thể là các sao lùn trắng được hình thành từ chúng.
Chuyên đề không cạn kiệt
Ngay cả khi chúng ta coi lý thuyết mô tả ở trên thường được chấp nhận và chứng minh, một số câu hỏi dành cho các nhà thiên văn vẫn còn bỏ ngỏ cho đến ngày nay. Mối quan tâm đặc biệt là tính đặc trưng của sự chuyển giao vật chất giữa các đĩa và bề mặt của một thiên thể. Theo một số gợi ý, điều này là do bức xạ. Các lý thuyết gọi theo cách này để mô tả sự vận chuyển của vật chất dựa trên hiệu ứng Poynting-Robertson. Hiện tượng này, dưới tác động của các hạt từ từ chuyển động theo quỹ đạo xung quanh một ngôi sao trẻ, dần dần theo hình xoắn ốc về phía trung tâm và biến mất trong một thiên thể. Có lẽ, hiệu ứng này sẽ tự biểu hiện trong các đĩa vụn xung quanh các ngôi sao, tức là các phân tử có trong đĩa sớm hay muộn cũng tìm thấy chúng ở vị trí gần đặc biệt với sao lùn. Chất rắncó thể bay hơi, khí được hình thành - như vậy ở dạng đĩa đã được ghi lại xung quanh một số ngôi sao lùn quan sát được. Không sớm thì muộn, khí sẽ tới bề mặt của ngôi sao lùn, vận chuyển kim loại đến đây.
Những sự thật được tiết lộ được các nhà thiên văn học ước tính là một đóng góp đáng kể cho khoa học, vì chúng gợi ý cách các hành tinh được hình thành. Điều này rất quan trọng, vì các đối tượng nghiên cứu thu hút các chuyên gia thường không có sẵn. Ví dụ, các hành tinh xoay quanh các ngôi sao lớn hơn Mặt trời là cực kỳ hiếm để nghiên cứu - nó quá khó ở trình độ kỹ thuật có sẵn đối với nền văn minh của chúng ta. Thay vào đó, con người đã có thể nghiên cứu các hệ hành tinh sau sự biến đổi của các ngôi sao thành sao lùn. Nếu chúng ta cố gắng phát triển theo hướng này, chắc chắn sẽ có thể tiết lộ dữ liệu mới về sự hiện diện của các hệ hành tinh và các đặc điểm khác biệt của chúng.
Sao lùn trắng, trong bầu khí quyển mà kim loại đã được phát hiện, cho phép chúng ta biết được thành phần hóa học của sao chổi và các thiên thể vũ trụ khác. Trên thực tế, các nhà khoa học chỉ đơn giản là không có cách nào khác để đánh giá thành phần. Ví dụ, khi nghiên cứu các hành tinh khổng lồ, người ta có thể chỉ biết đến lớp bên ngoài, nhưng không có thông tin đáng tin cậy về nội dung bên trong. Điều này cũng áp dụng cho hệ thống "nhà" của chúng tôi, vì thành phần hóa học chỉ có thể được nghiên cứu từ thiên thể rơi xuống bề mặt Trái đất hoặc nơi có thể hạ cánh thiết bị nghiên cứu.
Mọi chuyện thế nào rồi?
Không sớm thì muộn, hệ hành tinh của chúng ta cũng sẽ trở thành "nhà" của một sao lùn trắng. Như các nhà khoa học nói, lõi sao cómột lượng vật chất có hạn để thu được năng lượng, và sớm hay muộn phản ứng nhiệt hạch cũng cạn kiệt. Chất khí giảm thể tích, khối lượng riêng tăng lên đến một tấn trên cm khối, trong khi ở các lớp ngoài cùng, phản ứng vẫn tiếp tục. Ngôi sao nở ra, trở thành một ngôi sao khổng lồ đỏ, bán kính của nó có thể so sánh với hàng trăm ngôi sao bằng Mặt trời. Khi lớp vỏ bên ngoài ngừng "cháy", trong vòng 100.000 năm sẽ có sự phân tán của vật chất trong không gian, kéo theo sự hình thành của một tinh vân.
Lõi của ngôi sao, được giải phóng khỏi lớp vỏ, làm giảm nhiệt độ, dẫn đến sự hình thành sao lùn trắng. Trên thực tế, một ngôi sao như vậy là một chất khí có mật độ cao. Trong khoa học, sao lùn thường được coi là thiên thể thoái hóa. Nếu ngôi sao của chúng ta bị nén và bán kính của nó chỉ là vài nghìn km, nhưng trọng lượng sẽ được giữ nguyên hoàn toàn, thì một ngôi sao lùn trắng cũng sẽ xuất hiện ở đây.
Các tính năng và điểm kỹ thuật
Loại thiên thể vũ trụ đang được xem xét có khả năng phát sáng, nhưng quá trình này được giải thích bằng các cơ chế khác với phản ứng nhiệt hạch. Sự phát sáng được gọi là dư, nó được giải thích là do sự giảm nhiệt độ. Sao lùn được hình thành bởi một chất mà các ion của chúng đôi khi lạnh hơn 15.000 K. Chuyển động dao động là đặc trưng của các nguyên tố. Dần dần, thiên thể trở thành tinh thể, ánh sáng của nó yếu đi, và ngôi sao lùn biến thành màu nâu.
Các nhà khoa học đã xác định được giới hạn khối lượng cho một thiên thể như vậy - tối đa 1,4 trọng lượng của Mặt trời, nhưng không vượt quá giới hạn này. Nếu khối lượng vượt quá giới hạn này,ngôi sao không thể tồn tại. Điều này là do áp suất của một chất ở trạng thái bị nén - nó nhỏ hơn lực hấp dẫn nén chất đó. Có một lực nén rất mạnh, dẫn đến sự xuất hiện của neutron, chất này bị neutron hóa.
Quá trình nén có thể dẫn đến thoái hóa. Trong trường hợp này, một ngôi sao neutron được hình thành. Tùy chọn thứ hai là tiếp tục nén, sớm hay muộn sẽ dẫn đến sự cố.
Thông số và tính năng chung
Độ sáng bolometric của loại thiên thể được coi là có liên quan đến đặc tính của Mặt trời nhỏ hơn khoảng mười nghìn lần. Bán kính của ngôi sao lùn nhỏ hơn một trăm lần mặt trời, trong khi trọng lượng có thể so sánh với đặc điểm của ngôi sao chính trong hệ hành tinh của chúng ta. Để xác định giới hạn khối lượng của một ngôi sao lùn, giới hạn Chandrasekhar đã được tính toán. Khi vượt quá nó, ngôi sao lùn tiến hóa thành một dạng khác của một thiên thể. Trung bình, quang quyển của một ngôi sao bao gồm vật chất dày đặc, ước tính khoảng 105–109 g / cm3. So với chuỗi chính, nó dày đặc hơn khoảng một triệu lần.
Một số nhà thiên văn học tin rằng chỉ 3% trong số tất cả các ngôi sao trong thiên hà là sao lùn trắng, và một số người tin rằng mỗi phần mười thuộc lớp này. Các ước tính khác nhau rất nhiều về lý do khó quan sát các thiên thể - chúng ở xa hành tinh của chúng ta và phát sáng quá mờ.
Câu chuyện và tên
Năm 1785, một thiên thể xuất hiện trong danh sách các ngôi sao kép mà Herschel đang quan sát. Ngôi sao được đặt tên là 40 Eridani B. Chính cô ấy được coi là người đầu tiên nhìn thấy từ người da trắng.người lùn. Năm 1910, Russell nhận thấy rằng thiên thể này có độ sáng cực thấp, mặc dù nhiệt độ màu khá cao. Theo thời gian, người ta quyết định rằng các thiên thể thuộc lớp này nên được tách thành một loại riêng biệt.
Năm 1844, Bessel, khi nghiên cứu thông tin thu được bằng cách theo dõi Procyon B, Sirius B, đã quyết định rằng cả hai đều chuyển từ một đường thẳng theo thời gian, có nghĩa là có các vệ tinh gần nhau. Một giả thiết như vậy dường như khó xảy ra đối với cộng đồng khoa học, vì không thể nhìn thấy vệ tinh nào, trong khi sự sai lệch chỉ có thể được giải thích bởi một thiên thể, khối lượng của nó đặc biệt lớn (tương tự như Sirius, Procyon).
Năm 1962, Clark, làm việc với kính thiên văn lớn nhất tồn tại vào thời điểm đó, đã xác định được một thiên thể rất mờ gần Sirius. Người được gọi là Sirius B, chính là vệ tinh mà Bessel đã đề xuất từ lâu trước đó. Năm 1896, các nghiên cứu cho thấy Procyon cũng có một vệ tinh - nó được gọi là Procyon B. Do đó, ý tưởng của Bessel đã được xác nhận hoàn toàn.
