Med massor i storleksordningen solens massa (M?) och radier ungef?r 100 g?nger mindre ?n solens radie. Den genomsnittliga densiteten av ?mnet hos vita dv?rgar ?r 10 8 -10 9 kg/m 3. Vita dv?rgar utg?r flera procent av alla stj?rnor i galaxen. M?nga vita dv?rgar ?r en del av bin?ra stj?rnsystem. Den f?rsta stj?rnan som klassificerades som en vit dv?rg var Sirius B (en satellit fr?n Sirius), som uppt?cktes av den amerikanske astronomen A. Clark 1862. P? 1910-talet identifierades vita dv?rgar som en speciell klass av stj?rnor; deras namn ?r associerat med f?rgen p? de f?rsta representanterna f?r denna klass.

Med massan av en stj?rna och storleken p? en liten planet har en vit dv?rg en kolossal gravitationskraft n?ra sin yta som tenderar att komprimera stj?rnan. Men den uppr?tth?ller en stabil j?mvikt, eftersom gravitationskrafterna motst?s av trycket fr?n den degenererade gasen av elektroner: vid en h?g densitet av materia, karakteristisk f?r vita dv?rgar, ?r koncentrationen av praktiskt taget fria elektroner i den s? h?g att, enl. Pauli-principen har de ett stort momentum. Trycket p? den degenererade gasen ?r praktiskt taget oberoende av dess temperatur, s? den vita dv?rgen krymper inte n?r den svalnar.

Ju st?rre massa en vit dv?rg har, desto mindre ?r dess radie. Teorin indikerar en ?vre massagr?ns f?r vita dv?rgar p? cirka 1,4M? (den s? kallade Chandrasekhar-gr?nsen), ?verskridande vilket leder till gravitationskollaps. N?rvaron av en s?dan gr?ns beror p? det faktum att n?r densiteten hos en gas ?kar, n?rmar sig elektronernas hastighet i den ljusets hastighet och kan inte ?ka ytterligare. Som ett resultat kan trycket fr?n den degenererade gasen inte l?ngre motst? tyngdkraften.

Bildas vita dv?rgar i slutet av evolutionen av vanliga stj?rnor med en initial massa p? mindre ?n 8M? efter att de har t?mt sin tillg?ng p? termonukle?rt br?nsle. Under denna period f?ller stj?rnan, efter att ha passerat stadiet av en r?d j?tte och en planetarisk nebulosa, sina yttre lager och exponerar en k?rna som har en mycket h?g temperatur. Gradvis avkylning ?verg?r stj?rnans k?rna till tillst?ndet av en vit dv?rg och forts?tter att lysa under l?ng tid p? grund av den termiska energin som lagras i djupet. Ljusstyrkan hos en vit dv?rg minskar med ?ldern. Vid en ?lder av cirka 1 miljard ?r ?r den vita dv?rgens ljusstyrka tusen g?nger l?gre ?n solens. Yttemperaturen f?r de studerade vita dv?rgarna ligger i intervallet fr?n 5·10 3 till 10 5 K.

Vissa vita dv?rgar uppvisar optisk variabilitet med perioder som str?cker sig fr?n flera minuter till en halvtimme, vilket f?rklaras av manifestationen av gravitationella icke-radiala sv?ngningar hos stj?rnan. Analys av dessa sv?ngningar med asteroseismologiska metoder g?r det m?jligt att studera den inre strukturen hos vita dv?rgar. I spektra av cirka 3% av vita dv?rgar observeras stark polarisering av str?lning eller Zeeman-delning av spektrallinjer, vilket indikerar f?rekomsten av magnetiska f?lt med en induktion p? 3·10 4 -10 9 G.

Om en vit dv?rg ?r en del av ett n?ra bin?rt system, kan ett betydande bidrag till dess ljusstyrka komma fr?n termonukle?r f?rbr?nning av v?te som str?mmar fr?n en angr?nsande stj?rna. Denna f?rbr?nning ?r ofta icke-station?r till sin natur, vilket visar sig i form av utbrott av novaer och novaliknande stj?rnor. I s?llsynta fall leder ackumuleringen av v?te p? ytan av en vit dv?rg till en termonukle?r explosion med fullst?ndig f?rst?relse av stj?rnan, observerad som en supernovaexplosion.

Lit.: Binnikov S.I. Vita dv?rgar. M., 1977; Shapiro S., Tyukolski S. Svarta h?l, vita dv?rgar och neutronstj?rnor: Del 2 M., 1985.

Varje stj?rna har sitt eget ?de och sin egen f?rv?ntade livsl?ngd. Det kommer en tid n?r det b?rjar tyna bort.

Vita dv?rgar ?r ovanliga stj?rnor. De best?r av ett ?mne vars densitet ?r extremt h?g. I teorin om stj?rnutveckling anses de vara det sista steget i utvecklingen av stj?rnor med l?g och medelstor massa, j?mf?rbara med solens massa. Enligt olika uppskattningar finns det 3-4% av s?dana stj?rnor i v?r galax.

Hur bildas vita dv?rgar?

Efter att allt v?te i en ?ldrande stj?rna brinner ut drar dess k?rna ihop sig och v?rms upp, vilket bidrar till expansionen av dess yttre lager. Stj?rnans effektiva temperatur sjunker och den blir en r?d j?tte. Stj?rnans tunna skal, som ?r mycket svagt kopplat till k?rnan, f?rsvinner i rymden med tiden och str?mmar till n?rliggande planeter, och i st?llet f?r den r?da j?tten finns det kvar en mycket kompakt stj?rna, kallad en vit dv?rg.

Under l?ng tid f?rblev det ett mysterium varf?r vita dv?rgar, som har en temperatur som ?verstiger solens temperatur, ?r sm? j?mf?rt med solens storlek, tills det stod klart att densiteten av materia inuti dem ?r extremt h?g (inom 105 - 109 g/cm3). Det finns inget standardf?rh?llande mellan massa och ljusstyrka f?r vita dv?rgar, vilket skiljer dem fr?n andra stj?rnor. En enorm m?ngd materia "packas" i en extremt liten volym, varf?r densiteten hos den vita dv?rgen ?r n?stan 100 g?nger st?rre ?n vattent?theten.

(Bilden visar en j?mf?relse av storlekarna p? tv? vita dv?rgar med planeten Jorden)

Temperaturen hos vita dv?rgar f?rblir n?stan konstant, trots fr?nvaron av termonukle?ra reaktioner inuti dem. Vad f?rklarar detta? P? grund av stark kompression b?rjar atomernas elektronskal att penetrera varandra. Detta forts?tter tills avst?ndet mellan k?rnorna blir minimalt, lika med radien f?r det minsta elektronskalet. Som ett resultat av jonisering b?rjar elektroner r?ra sig fritt i f?rh?llande till k?rnorna, och materialet inuti den vita dv?rgen f?r fysiska egenskaper som ?r karakteristiska f?r metaller. I s?dan materia ?verf?rs energi till stj?rnans yta av elektroner, vars hastighet ?kar n?r de komprimeras: n?gra av dem r?r sig med en hastighet som motsvarar en temperatur p? en miljon grader. Temperaturen p? ytan och inuti den vita dv?rgen kan skilja sig kraftigt, vilket inte leder till en f?r?ndring av stj?rnans diameter. H?r kan vi g?ra en j?mf?relse med en kanonkula - n?r den svalnar minskar den inte i volym.

(P? bilden ?r van Maanens stj?rna en svag vit dv?rg som ligger i stj?rnbilden Fiskarna)

Den vita dv?rgen bleknar extremt l?ngsamt: ?ver hundratals miljoner ?r sjunker str?lningsintensiteten med endast 1%. Men s? sm?ningom m?ste den f?rsvinna och f?rvandlas till en svart dv?rg, vilket kan ta biljoner ?r. Vita dv?rgar kan mycket v?l kallas unika f?rem?l i universum. Ingen har ?nnu lyckats reproducera de f?rh?llanden under vilka de existerar i jordiska laboratorier.

Ber?kningar visar att under en supernovaexplosion med M ~ 25M finns en t?t neutronk?rna (neutronstj?rna) med en massa p? ~ 1,6M kvar. I stj?rnor med en restmassa M > 1,4M som inte har n?tt supernovastadiet kan trycket fr?n den degenererade elektrongasen inte heller balansera gravitationskrafterna och stj?rnan komprimeras till ett tillst?nd av k?rnt?thet. Mekanismen f?r denna gravitationskollaps ?r densamma som under en supernovaexplosion. Trycket och temperaturen inuti stj?rnan n?r s?dana v?rden vid vilka elektroner och protoner verkar "pressas" in i varandra och som ett resultat av reaktionen

efter emission av neutriner bildas neutroner som upptar en mycket mindre fasvolym ?n elektroner. En s? kallad neutronstj?rna uppst?r, vars densitet n?r 10 14 - 10 15 g/cm 3 . Den karakteristiska storleken p? en neutronstj?rna ?r 10 - 15 km. P? s?tt och vis ?r en neutronstj?rna en gigantisk atomk?rna. Ytterligare gravitationskompression f?rhindras av trycket fr?n k?rn?mne som uppst?r p? grund av interaktionen mellan neutroner. Detta ?r ocks? degenerationstrycket, som tidigare i fallet med den vita dv?rgen, men det ?r degenerationstrycket f?r den mycket t?tare neutrongasen. Detta tryck kan h?lla massor upp till 3,2M.
Neutrinos som produceras vid kollaps?gonblicket kyler ner neutronstj?rnan ganska snabbt. Enligt teoretiska uppskattningar sjunker dess temperatur fr?n 10 11 till 10 9 K p? en tid av ~ 100 s. Vidare minskar kylningshastigheten n?got. Den ?r dock ganska h?g i astronomisk skala. En temperaturminskning fr?n 10 9 till 10 8 K intr?ffar p? 100 ?r och till 10 6 K p? en miljon ?r. Att uppt?cka neutronstj?rnor med optiska metoder ?r ganska sv?rt p? grund av deras ringa storlek och l?ga temperatur.
1967, vid University of Cambridge, uppt?ckte Hewish och Bell kosmiska k?llor f?r periodisk elektromagnetisk str?lning - pulsarer. Pulsrepetitionsperioderna f?r de flesta pulsarer ligger i intervallet fr?n 3,3·10 -2 till 4,3 s. Enligt moderna koncept ?r pulsarer roterande neutronstj?rnor med en massa p? 1 - 3M och en diameter p? 10 - 20 km. Endast kompakta f?rem?l med egenskaperna hos neutronstj?rnor kan beh?lla sin form utan att kollapsa vid s?dana rotationshastigheter. Bevarande av r?relsem?ngd och magnetf?lt under bildandet av en neutronstj?rna leder till f?delsen av snabbt roterande pulsarer med ett starkt magnetf?lt B ~ 10 12 G.
Man tror att en neutronstj?rna har ett magnetf?lt vars axel inte sammanfaller med stj?rnans rotationsaxel. I det h?r fallet glider stj?rnans str?lning (radiov?gor och synligt ljus) ?ver jorden som str?larna fr?n en fyr. N?r str?len korsar jorden registreras en puls. Str?lningen fr?n en neutronstj?rna i sig uppst?r p? grund av det faktum att laddade partiklar fr?n stj?rnans yta r?r sig ut?t l?ngs magnetf?ltslinjer och avger elektromagnetiska v?gor. Denna mekanism f?r pulsarradioemission, som f?rst f?reslogs av Gold, visas i fig. 39.

Om en str?lningsstr?le tr?ffar en observat?r p? jorden, uppt?cker radioteleskopet korta pulser av radioemission med en period lika med neutronstj?rnans rotationsperiod. Formen p? pulsen kan vara mycket komplex, vilket best?ms av geometrin hos neutronstj?rnans magnetosf?r och ?r karakteristisk f?r varje pulsar. Pulsarernas rotationsperioder ?r strikt konstanta och noggrannheten f?r att m?ta dessa perioder n?r upp till 14-siffriga siffror.
F?r n?rvarande har pulsarer som ?r en del av bin?ra system uppt?ckts. Om pulsaren kretsar kring den andra komponenten, b?r variationer i pulsarperioden observeras p? grund av Dopplereffekten. N?r pulsaren n?rmar sig observat?ren minskar den registrerade perioden f?r radiopulserna p? grund av Dopplereffekten, och n?r pulsaren r?r sig bort fr?n oss ?kar dess period. Baserat p? detta fenomen uppt?cktes pulsarer som ?r en del av dubbelstj?rnor. F?r den f?rsta uppt?ckta pulsaren PSR 1913 + 16, som ?r en del av ett bin?rt system, var omloppstiden 7 timmar 45 minuter. Den naturliga omloppsperioden f?r pulsaren PSR 1913 + 16 ?r 59 ms.
Pulsarens str?lning b?r leda till en minskning av neutronstj?rnans rotationshastighet. Denna effekt hittades ocks?. En neutronstj?rna som ?r en del av ett bin?rt system kan ocks? vara en k?lla till intensiv r?ntgenstr?lning.
Strukturen f?r en neutronstj?rna med en massa p? 1,4M och en radie p? 16 km visas i fig. 40.

I ?r ett tunt yttre lager av t?tt packade atomer. I regionerna II och III ?r k?rnorna anordnade i form av ett kroppscentrerat kubiskt gitter. Region IV best?r huvudsakligen av neutroner. I region V kan materia best? av pioner och hyperoner, som bildar den hadroniska k?rnan av en neutronstj?rna. Vissa detaljer om strukturen hos en neutronstj?rna h?ller f?r n?rvarande p? att klarg?ras.
Bildandet av neutronstj?rnor ?r inte alltid en f?ljd av en supernovaexplosion. En annan m?jlig mekanism f?r bildandet av neutronstj?rnor under utvecklingen av vita dv?rgar i n?ra bin?ra stj?rnsystem. Fl?det av materia fr?n den medf?ljande stj?rnan till den vita dv?rgen ?kar gradvis den vita dv?rgens massa och n?r den n?r en kritisk massa (Chandrasekhar-gr?nsen) f?rvandlas den vita dv?rgen till en neutronstj?rna. I det fall n?r materiafl?det forts?tter efter bildandet av en neutronstj?rna kan dess massa ?ka avsev?rt och som ett resultat av gravitationskollaps kan den f?rvandlas till ett svart h?l. Detta motsvarar den s? kallade "tysta" kollapsen.
Kompakta bin?ra stj?rnor kan ocks? dyka upp som k?llor f?r r?ntgenstr?lning. Det uppst?r ocks? p? grund av ansamlingen av materia som faller fr?n en "normal" stj?rna till en mer kompakt. N?r materia ansamlas p? en neutronstj?rna med B > 10 10 G, faller materia in i omr?det f?r de magnetiska polerna. R?ntgenstr?lning moduleras av dess rotation runt sin axel. S?dana k?llor kallas r?ntgenpulsarer.
Det finns r?ntgenk?llor (kallade bursters), d?r str?lningsskurar uppst?r med j?mna mellanrum med intervaller p? flera timmar till ett dygn. Den karakteristiska stigtiden f?r skuren ?r 1 sekund. Burst varaktighet ?r fr?n 3 till 10 sekunder. Intensiteten i ?gonblicket f?r skuren kan vara 2 - 3 storleksordningar h?gre ?n ljusstyrkan i ett tyst tillst?nd. F?r n?rvarande ?r flera hundra s?dana k?llor k?nda. Man tror att str?lningsskurarna uppst?r som ett resultat av termonukle?ra explosioner av materia ackumulerade p? ytan av en neutronstj?rna som ett resultat av ackretion.
Det ?r v?lk?nt att p? sm? avst?nd mellan nukleoner (< 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 r 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 r >r f?rgiftar s?dana processer som uppkomsten av pionkondensat, ?verg?ngen av neutroniserat material till ett fast kristallint tillst?nd och bildandet av hyperon och kvarg-gluonplasma ?r m?jliga. Bildandet av superfluid och supraledande tillst?nd av neutronmaterial ?r m?jlig.
I enlighet med moderna id?er om materias beteende vid t?theter 10 2 - 10 3 g?nger h?gre ?n k?rnkraft (dvs s?dana densiteter diskuteras n?r den inre strukturen hos en neutronstj?rna diskuteras), bildas atomk?rnor inuti stj?rnan n?ra stabiliteten begr?nsa. En djupare f?rst?else kan uppn?s genom att studera materiens tillst?nd beroende p? k?rn?mnes densitet, temperatur, stabilitet vid exotiska f?rh?llanden mellan antalet protoner och antalet neutroner i k?rnan n p / n n , med h?nsyn tagen till svaga processer som involverar neutriner . F?r n?rvarande ?r praktiskt taget den enda m?jligheten att studera materia vid densiteter h?gre ?n k?rnkraftsreaktioner k?rnreaktioner mellan tunga joner. Men experimentella data om kollisioner av tunga joner ger fortfarande otillr?cklig information, eftersom de uppn?bara v?rdena p? n p / n n f?r b?de m?lk?rnan och den infallande accelererade k?rnan ?r sm? (~ 1 - 0,7).
Noggranna m?tningar av perioderna f?r radiopulsarer har visat att neutronstj?rnans rotationshastighet gradvis saktar ner. Detta beror p? ?verg?ngen av den kinetiska energin fr?n stj?rnans rotation till str?lningsenergin fr?n pulsaren och emissionen av neutriner. Sm? pl?tsliga f?r?ndringar i perioderna av radiopulsarer f?rklaras av ackumuleringen av stress i neutronstj?rnans ytskikt, ?tf?ljd av "sprickor" och "sprickor", vilket leder till en f?r?ndring i stj?rnans rotationshastighet. De observerade tidsegenskaperna f?r radiopulsarer inneh?ller information om egenskaperna hos neutronstj?rnans "skorpa", de fysiska f?rh?llandena inuti den och neutronmaterias superfluiditet. Nyligen har ett betydande antal radiopulsarer med perioder mindre ?n 10 ms uppt?ckts. Detta kr?ver klarg?rande av id?er om de processer som sker i neutronstj?rnor.
Ett annat problem ?r studiet av neutrinoprocesser i neutronstj?rnor. Neutrinonemission ?r en av de mekanismer genom vilka en neutronstj?rna f?rlorar energi inom 10 5 - 10 6 ?r efter dess bildande.

Var kommer vita dv?rgar ifr?n?

Vad som h?nder med en stj?rna i slutet av dess liv beror p? massan som stj?rnan hade vid f?dseln. Stj?rnor som fr?n b?rjan hade mer massa avslutar sina liv som svarta h?l och neutronstj?rnor. L?g- eller medelstora stj?rnor (de med massor av mindre ?n 8 solmassor) kommer att bli vita dv?rgar. En typisk vit dv?rg ?r ungef?r solens massa och ?r n?got st?rre ?n jorden. En vit dv?rg ?r en av de t?taste formerna av materia, ?vertr?ffad i densitet endast av neutronstj?rnor och svarta h?l.

Medelstora stj?rnor, som v?r sol, lever av att omvandla v?te i sina k?rnor till helium. Denna process p?g?r p? solen f?r tillf?llet. Den energi som genereras av solen genom k?rnfusionen av helium fr?n v?te skapar inre tryck. Under de kommande 5 miljarderna ?ren kommer solen att f?rbruka sitt f?rr?d av v?te i sin k?rna.

En stj?rna kan liknas vid en tryckkokare. N?r en f?rseglad beh?llare v?rms upp ?kar trycket inuti den. En liknande sak h?nder i solen, naturligtvis, str?ngt taget kan solen inte kallas en f?rseglad beh?llare. Tyngdkraften verkar p? stj?rnans materia och f?rs?ker komprimera den, och trycket som skapas av den heta gasen i k?rnan f?rs?ker expandera stj?rnan. Balansen mellan tryck och gravitation ?r mycket k?nslig.
N?r solen f?r slut p? v?te kommer gravitationen att b?rja dominera denna balans och stj?rnan kommer att b?rja krympa. Men under kompressionen sker uppv?rmning och en del av v?tet som finns kvar i stj?rnans yttre lager b?rjar brinna. Detta brinnande skal av v?te expanderar stj?rnans yttre skikt. N?r detta h?nder kommer v?r sol att bli en r?d j?tte, den kommer att bli s? stor att Merkurius blir helt uppslukad. N?r en stj?rna v?xer i storlek svalnar den. Temperaturen i den r?da j?ttens k?rna ?kar dock tills den ?r tillr?ckligt varm f?r att ant?nda helium (syntetiserat fr?n v?te). S? sm?ningom kommer heliumet att f?rvandlas till kol och tyngre grund?mnen. Stadiet d?r solen ?r en r?d j?tte kommer att ta 1 miljard ?r, medan v?tef?rbr?nningsstadiet tar 10 miljarder.

Kul?rt hop M4. En optisk bild fr?n ett markbaserat teleskop (v?nster) och en Hubble-teleskopbild (h?ger). Vita dv?rgar ?r markerade med cirklar. Referens: Harvey Richer (University of British Columbia, Vancouver, Kanada), M. Bolte (University of California, Santa Cruz) och NASA/ESA

Vi vet redan att medelstora stj?rnor som v?r sol kommer att bli r?da j?ttar. Men vad h?nder sedan? V?r r?da j?tte kommer att producera kol fr?n helium. N?r heliumet tar slut kommer k?rnan ?nnu inte att vara tillr?ckligt varm f?r att starta kolf?rbr?nning. Vad nu?

Eftersom solen inte kommer att vara tillr?ckligt varm f?r att kol ska brinna, kommer gravitationen att ta ?ver igen. N?r stj?rnan drar ihop sig frig?rs energi, vilket leder till ytterligare expansion av stj?rnans skal. Nu ska stj?rnan bli ?nnu st?rre ?n tidigare! V?r sols radie kommer att bli st?rre ?n radien f?r jordens bana!

Under denna period kommer solen att bli instabil och f?rlora sin substans. Detta kommer att forts?tta tills stj?rnan helt tappar sina yttre lager. Stj?rnans k?rna kommer att f?rbli intakt och bli en vit dv?rg. Den vita dv?rgen kommer att omges av ett expanderande gasskal som kallas en planetarisk nebulosa. Nebulosor kallas planetariska nebulosor eftersom tidiga observat?rer trodde att de liknade planeterna Uranus och Neptunus. Det finns flera planetariska nebulosor som kan ses med ett amat?rteleskop. I ungef?r h?lften av dem kan en vit dv?rg ses i mitten, med hj?lp av ett ganska blygsamt teleskop.

En planetarisk nebulosa ?r ett tecken p? ?verg?ngen av en mellanmassstj?rna fr?n det r?da j?ttestadiet till det vita dv?rgstadiet. Stj?rnor som i massa ?r j?mf?rbara med v?r sol kommer att f?rvandlas till vita dv?rgar om cirka 75 000 ?r, och gradvis f?ller sina skal. S? sm?ningom kommer de, liksom v?r sol, gradvis att svalna och f?rvandlas till svarta kolklumpar, en process som kommer att ta cirka 10 miljarder ?r.

Observationer av vita dv?rgar

Det finns flera s?tt att observera vita dv?rgar. Den f?rsta vita dv?rgen som uppt?cktes ?r en f?ljeslagningsstj?rna till Sirius, den ljusa stj?rnan i stj?rnbilden Canis Major. 1844 m?rkte astronomen Friedrich Bessel svaga fram?t- och bak?tr?relser hos Sirius, som om ett osynligt f?rem?l roterade runt det. 1863 uppt?ckte optikern och teleskopdesignern Alvan Clark detta mystiska f?rem?l. S?llskapsstj?rnan identifierades senare som en vit dv?rg. F?r n?rvarande ?r detta par k?nt som Sirius A och Sirius B, d?r B ?r en vit dv?rg. Omloppstiden f?r detta system ?r 50 ?r.

Pilen pekar p? den vita dv?rgen, Sirius B, bredvid den st?rre Sirius A. L?nk: McDonald Observatory,NASA/SAO/CXC)

Eftersom vita dv?rgar ?r mycket sm? och d?rf?r sv?ra att uppt?cka, ?r bin?ra system ett s?tt att uppt?cka dem. Precis som med Sirius, om en stj?rna har en viss typ av of?rklarlig r?relse, kan det uppt?ckas att den enda stj?rnan faktiskt ?r ett multipelsystem. Med en mer detaljerad studie ?r det m?jligt att avg?ra om f?ljeslagaren ?r en vit dv?rg. Rymdteleskopet Hubble, med sin 2,4-meters spegel och f?rb?ttrade optik, observerade framg?ngsrikt vita dv?rgar med sin Wide-Field Planetary Camera. I augusti 1995 anv?ndes denna kamera f?r att observera mer ?n 75 vita dv?rgar i klothopen M4 i stj?rnbilden Scorpius. Dessa vita dv?rgar var s? svaga att de ljusaste av dem inte var ljusare ?n en 100-watts gl?dlampa p? avst?ndet fr?n m?nen. M4 ligger 7 000 ljus?r bort och ?r det klotformade klustret som ligger n?rmast oss. Dess ?lder ?r cirka 14 miljarder ?r, vilket ?r anledningen till att de flesta stj?rnorna i denna klunga befinner sig i slutskedet av sina liv.

Vita dv?rgar ?r stj?rnor med en stor massa (i storleksordningen av solen) och en liten radie (jordens radie), som ?r mindre ?n Chandrasekhar-gr?nsen f?r den valda massan, och ?r en produkt av utvecklingen av r?da j?ttar . Processen att producera termonukle?r energi i dem har stoppats, vilket leder till dessa stj?rnors speciella egenskaper. Enligt olika uppskattningar varierar deras antal i v?r galax fr?n 3 till 10% av den totala stj?rnpopulationen.

1844 uppt?ckte den tyske astronomen och matematikern Friedrich Bessel, medan han observerade, en liten avvikelse hos stj?rnan fr?n r?tlinjig r?relse och antog att Sirius hade en osynlig massiv f?ljeslagsstj?rna.

Hans antagande bekr?ftades redan 1862, n?r den amerikanske astronomen och teleskopbyggaren Alvan Graham Clark, medan han justerade den st?rsta refraktorn vid den tiden, uppt?ckte en svag stj?rna n?ra Sirius, som senare d?ptes till Sirius B.

Den vita dv?rgen Sirius B har l?g ljusstyrka, och gravitationsf?ltet p?verkar dess ljusa f?ljeslagare ganska m?rkbart, vilket indikerar att denna stj?rna har en extremt liten radie och en betydande massa. Det var s? en typ av f?rem?l som kallas vita dv?rgar uppt?cktes f?r f?rsta g?ngen. Det andra liknande f?rem?let var stj?rnan Maanen, bel?gen i stj?rnbilden Fiskarna.

Utbildningsmekanism

Vita dv?rgar representerar det sista stadiet av evolutionen av en liten stj?rna med en massa som ?r j?mf?rbar med solens massa. N?r dyker de upp? N?r allt v?te i centrum av en stj?rna, som v?r sol, brinner ut, drar dess k?rna ihop sig till h?ga densiteter, medan de yttre skikten expanderar kraftigt, och, tillsammans med en allm?n d?mpning av ljusstyrkan, f?rvandlas stj?rnan till en r?d j?tte. Den pulserande r?da j?tten f?ller sedan sitt h?lje n?r stj?rnans yttre skikt ?r l?st f?rbundna med den centrala varma och mycket t?ta k?rnan. Detta skal blir sedan en expanderande planetarisk nebulosa. Som du kan se ?r r?da j?ttar och vita dv?rgar mycket n?ra besl?ktade.

Kompressionen av k?rnan sker till extremt sm? storlekar, men ?verskrider inte desto mindre Chandrasekhar-gr?nsen, det vill s?ga den ?vre gr?nsen f?r massan av en stj?rna d?r den kan existera som en vit dv?rg.

Typer av vita dv?rgar

Spektralt ?r de indelade i tv? grupper. Emissionen fr?n en vit dv?rg ?r uppdelad i den vanligaste "v?te"-spektralklassen DA (upp till 80 % av totalen), som saknar heliumspektrallinjer, och den mer s?llsynta "heliumvita dv?rgen" typ DB, vars stj?rnspektra saknar v?te rader.

Den amerikanske astronomen Iko Iben f?reslog olika scenarier f?r deras ursprung: p? grund av det faktum att heliumf?rbr?nning i r?da j?ttar ?r instabil, utvecklas en skiktad heliumflamma periodvis. Han f?reslog framg?ngsrikt en mekanism f?r att f?lla skalet i olika stadier av utvecklingen av en heliumblixt - p? sin topp och i perioden mellan tv? blixtar. Dess bildning beror p? mekanismen f?r skalavkastning.

Degenererad gas

Innan Ralph Fowler f?rklarade t?theten och tryckegenskaperna inuti vita dv?rgar i sitt arbete Dense Matter fr?n 1922, verkade den h?ga densiteten och de fysiska egenskaperna hos en s?dan struktur paradoxala. Fowler f?reslog att, till skillnad fr?n huvudsekvensstj?rnor, f?r vilka tillst?ndsekvationen beskrivs av egenskaperna hos en idealgas, best?ms den hos vita dv?rgar av egenskaperna hos en degenererad gas.

En graf ?ver radien f?r en vit dv?rg kontra dess massa. Observera att den ultrarelativistiska Fermi-gasgr?nsen ?r densamma som Chandrasekhar-gr?nsen

En degenererad gas bildas n?r avst?ndet mellan dess partiklar blir mindre ?n de Broglie-v?gen, vilket inneb?r att kvantmekaniska effekter orsakade av gaspartiklars identitet b?rjar p?verka dess egenskaper.

Hos vita dv?rgar, p? grund av deras enorma t?thet, f?rst?rs atomernas skal under kraften av inre tryck, och materien blir elektron-k?rnplasma, och den elektroniska delen beskrivs av egenskaperna hos en degenererad elektrongas, liknande den elektronernas beteende i metaller.

Bland dem ?r de vanligaste kol-syre s?dana med ett skal som best?r av helium och v?te.

Statistiskt sett ?r den vita dv?rgens radie j?mf?rbar med jordens radie, och dess massa varierar fr?n 0,6 till 1,44 solmassor. Yttemperaturen ligger i intervallet upp till 200 000 K, vilket ocks? f?rklarar deras f?rg.

K?rna

Det huvudsakliga k?nnetecknet f?r den inre strukturen ?r k?rnans mycket h?ga densitet, d?r gravitationsj?mvikten orsakas av en degenererad elektrongas. Temperaturen i det inre av den vita dv?rgen och gravitationskompressionen balanseras av trycket fr?n den degenererade gasen, vilket s?kerst?ller diameterns relativa stabilitet, och dess ljusstyrka uppst?r huvudsakligen p? grund av kylning och kompression av de yttre skikten. Sammans?ttningen beror p? hur mycket moderstj?rnan har utvecklats det ?r fr?mst kol med syre och sm? inblandningar av v?te och helium, som blir till degenererad gas.

Evolution

Heliumspr?ngningen och utgjutningen av de yttre skalen fr?n den r?da j?tten driver stj?rnan l?ngs Hertzsprung-Russell-diagrammet och best?mmer dess r?dande kemiska sammans?ttning. Livscykeln f?r en vit dv?rg f?rblir sedan stabil tills den svalnar, n?r stj?rnan f?rlorar sin ljusstyrka och blir osynlig, g?r in i stadiet av den s? kallade "svarta dv?rgen" - slutresultatet av evolutionen, ?ven om denna term anv?nds mindre och mindre i modern litteratur.

Materiens fl?de fr?n en stj?rna till en vit dv?rg, som inte syns p? grund av l?g ljusstyrka

N?rvaron av n?rliggande stj?rnkompisar f?rl?nger deras liv p? grund av att materia faller till ytan genom bildandet av en ackretionsskiva. Funktioner f?r ansamling av materia i parade system kan leda till ackumulering av materia p? ytan av vita dv?rgar, vilket i slut?ndan leder till explosionen av en nova eller supernova (n?r det g?ller s?rskilt massiva s?dana) av typ Ia.

En konstn?rs intryck av en supernovaexplosion

Om ansamlingen i systemet "vit dv?rg - r?d dv?rg" ?r icke-station?r, kan resultatet bli en sorts explosion av en vit dv?rg (till exempel U Gem (UG)) eller novaliknande variabla stj?rnor, vars explosion ?r katastrofal .

Supernova remnant SN 1006 ?r en exploderad vit dv?rg som fanns i ett bin?rt system. Den f?ngade gradvis fr?gan om f?ljeslagaren och den ?kande massan provocerade fram en termonukle?r explosion som slet is?r dv?rgen

Position p? Hertzsprung-Russell-diagrammet

I diagrammet upptar de den nedre v?nstra delen, som tillh?r grenen av stj?rnor som l?mnade huvudsekvensen fr?n tillst?ndet f?r r?da j?ttar.

Det finns en region med heta stj?rnor med l?g ljusstyrka, som ?r den n?st st?rsta bland stj?rnor i det observerbara universum.

Spektralklassificering

M?nga vita dv?rgar i klothopen M4, Hubble-bild

De ?r tilldelade en speciell spektralklass D (fr?n engelska dv?rgarna - dv?rgar, tomtar). Men 1983 f?reslog Edward Zion en mer exakt klassificering som tar h?nsyn till skillnaderna i deras spektra, n?mligen: D (underklass) (spektral funktion) (temperaturindex).

Det finns f?ljande underklasser av spektra DA, DB, DC, DO, DZ och DQ, som specificerar n?rvaron eller fr?nvaron av linjer av v?te, helium, kol och metaller. Och de spektrala egenskaperna hos P, H, V och X klarg?r n?rvaron eller fr?nvaron av polarisering, ett magnetf?lt i fr?nvaro av polarisering, variabilitet, egenhet eller oklassificerbarhet f?r vita dv?rgar.

1. Vilken ?r den vita dv?rgen som ligger n?rmast solen? N?rmast ?r van Maanens stj?rna, som ?r ett dunkelt f?rem?l som ligger bara 14,4 ljus?r fr?n solen. Den ligger i mitten av konstellationen Fiskarna.

   

   Van Maanens stj?rna ?r den n?rmaste, enda vita dv?rgen

   Van Maanens stj?rna ?r f?r svag f?r att vi ska kunna se den med blotta ?gat, med en magnitud p? 12,2. Men om vi betraktar en vit dv?rg i ett system med en stj?rna, s? ?r den n?rmaste Sirius B, l?ngt fr?n oss p? ett avst?nd av 8,5 ljus?r. F?rresten, den mest k?nda vita dv?rgen ?r Sirius B.

   

   J?mf?relse av storlekarna p? Sirius B och jorden

2. Den st?rsta vita dv?rgen ligger i mitten av planetariska nebulosan M27 (NGC 6853), som ?r mer k?nd som Hantelnebulosan. Den ligger i stj?rnbilden Vulpecula, p? ett avst?nd av cirka 1360 ljus?r fr?n oss. Dess centrala stj?rna ?r st?rre ?n n?gon annan k?nd vit dv?rg f?r tillf?llet.

   

3. Den minsta vita dv?rgen har det kakofoniska namnet GRW +70 8247 och ligger cirka 43 ljus?r fr?n jorden i stj?rnbilden Draco. Dess magnitud ?r cirka 13 och ?r bara synlig genom ett stort teleskop.
4. Livsl?ngden f?r en vit dv?rg beror p? hur l?ngsamt den svalnar. Ibland samlas tillr?ckligt med gas p? dess yta och den f?rvandlas till en supernova av typ Ia. Den f?rv?ntade livsl?ngden ?r mycket l?ng - miljarder ?r, eller snarare 10 till 19:e potensen och ?nnu mer. Deras l?nga f?rv?ntade livsl?ngd beror p? att de svalnar v?ldigt l?ngsamt och de har alla m?jligheter att ?verleva fram till slutet av universum. Och nedkylningstiden ?r proportionell mot temperaturens fj?rde potens.

   

5. Den genomsnittliga vita dv?rgen ?r 100 g?nger mindre i storlek ?n v?r sol, och med en densitet p? 29 000 kg/kubikcentimeter ?r vikten p? 1 kubikcm 29 ton. Men det ?r v?rt att t?nka p? att densiteten kan variera beroende p? storlek, fr?n 10*5 till 10*9 g/cm3.
6. V?r sol kommer s? sm?ningom att f?rvandlas till en vit dv?rg. Hur tr?kigt det ?n l?ter s? till?ter inte v?r stj?rnas massa att den f?rvandlas till en neutronstj?rna eller ett svart h?l. Solen kommer att f?rvandlas till en vit dv?rg och kommer att existera i denna form i miljarder ?r.
7. Hur f?rvandlas en stj?rna till en vit dv?rg? I princip allt beror p? massa, l?t oss titta p? exemplet med v?r sol. Ytterligare n?gra miljarder ?r kommer att passera och solen kommer att b?rja ?ka i storlek och f?rvandlas till en r?d j?tte, p? grund av att allt v?te kommer att brinna ut i dess k?rna. Efter att v?tet brinner ut b?rjar syntesreaktionen av helium och kol.

   Som ett resultat av dessa processer blir stj?rnan instabil och stj?rnvindar kan bildas. Eftersom f?rbr?nningsreaktioner av tyngre grund?mnen ?n helium leder till st?rre v?rmeavgivning. Med syntesen av helium kommer vissa delar av solens expanderade yttre skal att kunna bryta sig loss och en planetarisk nebulosa bildas runt v?r stj?rna. Som ett resultat kommer bara en k?rna att finnas kvar fr?n v?r stj?rna, och n?r solen f?rvandlas till en vit dv?rg kommer k?rnfusionsreaktionerna att upph?ra i den.

8. En planetarisk nebulosa som bildas som ett resultat av utvidgningen och utgjutningen av dess yttre skal lyser ofta mycket starkt. Anledningen ?r att k?rnan som finns kvar fr?n stj?rnan (t?nk p? en vit dv?rg) svalnar mycket l?ngsamt, och den h?ga yttemperaturen p? hundratusentals och miljoner grader Kelvin avger huvudsakligen i den avl?gsna ultravioletta str?len. Gaserna i nebulosan, som absorberar dessa UV-kvantor, ?teruts?nder dem i den synliga delen av ljuset, samtidigt som de absorberar en del av kvantenergin och lyser mycket starkt, i motsats till resten, som ?r v?ldigt svagt i det synliga omr?det.

   

Svar p? fr?gor

1. Vad ?r skillnaden mellan en vit dv?rg och en vit dv?rg? Hela utvecklingen av en stj?rna ?r baserad p? dess initiala massa, dess ljusstyrka, f?rv?ntade livsl?ngd och vad den kommer att f?rvandlas till i slut?ndan beror p? denna parameter. F?r en stj?rna med en massa p? 0,5-1,44 sol kommer livet att sluta med att stj?rnan expanderar och f?rvandlas till en r?d j?tte, som, efter att ha f?llt sina yttre skal, bildar en planetarisk nebulosa, som bara l?mnar efter sig en k?rna som best?r av degenererad gas.

   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   

   Detta ?r en f?renklad mekanism f?r hur en vit dv?rg bildas. Om stj?rnans massa ?r st?rre ?n 1,44 solmassor (den s? kallade Chandrasekhar-gr?nsen, vid vilken stj?rnan kan existera som en vit dv?rg. Om massan ?verskrider den kommer den att bli en neutronstj?rna), d? stj?rnan, efter att ha f?rbrukat allt v?te i k?rnan, b?rjar syntesen av tyngre grund?mnen, ?nda ner till j?rnet. Ytterligare syntes av grund?mnen som ?r tyngre ?n j?rn ?r om?jligt pga kr?ver mer energi ?n vad som frig?rs under fusionsprocessen och stj?rnans k?rna kollapsar till en neutronstj?rna. Elektroner flyr fr?n sina banor och faller in i k?rnan, d?r de sm?lter samman med protoner och s? sm?ningom bildar neutroner. Neutronmaterial v?ger hundratals och miljoner g?nger mer ?n n?gon annan.

2. Skillnaden mellan en vit dv?rg och en pulsar. Alla samma skillnader som i fallet med en neutronstj?rna, bara det ?r v?rt att t?nka p? att en pulsar (och detta ?r en neutronstj?rna) ocks? roterar mycket snabbt, tiotals g?nger per sekund, och rotationsperioden f?r en vit dv?rg ?r, i exemplet med en stj?rna, 40 Eri B, 5 timmar 17 minuter. Skillnaden m?rks!

   

   Pulsar PSR J0348 +0432 - neutronstj?rna och vit dv?rg

3. Varf?r lyser vita dv?rgar? S? termonukle?ra reaktioner intr?ffar inte l?ngre all tillg?nglig str?lning ?r termisk energi, s? varf?r lyser de? I huvudsak svalnar det l?ngsamt, som ett varmt strykj?rn som b?rjar ljust vitt och sedan blir r?tt. Den degenererade gasen leder v?rme mycket bra fr?n centrum och den kyls med 1 % under hundratals miljoner ?r. Med tiden saktar nedkylningen ner och den kan p?g? i biljoner ?r.
4. Vad blir vita dv?rgar till? Universums ?lder ?r f?r liten f?r bildandet av s? kallade svarta dv?rgar, evolutionens slutskede. S? vi har inga synliga bevis ?n. Baserat p? ber?kningar av dess kylning vet vi bara en sak: deras f?rv?ntade livsl?ngd ?r verkligen enorm, ?verstiger universums ?lder (13,7 miljarder ?r) och uppg?r teoretiskt till biljoner ?r.
5. Finns det en vit dv?rg med ett starkt magnetf?lt som en neutronstj?rna? Vissa av dem har kraftfulla magnetf?lt, mycket starkare ?n n?got vi har skapat p? jorden. Till exempel ?r den magnetiska f?ltstyrkan p? jordens yta bara 30 till 60 ppm av en tesla, medan magnetf?ltstyrkan f?r en vit dv?rg kan vara s? h?g som 100 000 tesla.

   

   Men en neutronstj?rna har ett riktigt starkt magnetf?lt - 10 * 11 Tesla och kallas en magnetar! St?tar kan bildas p? ytan av vissa magnetarer, vilket skapar sv?ngningar i stj?rnan. Dessa fluktuationer resulterar ofta i enorma skurar av gammastr?lar fr?n magnetaren. Till exempel exploderade magnetaren SGR 1900+14, som ligger 20 000 ljus?r bort i stj?rnbilden Aquila, den 27 augusti 1998. Den kraftfulla explosionen av gammastr?lar var s? stark att den tvingade rymdfarkosten NEAR Shoemaker att st?nga av sin utrustning f?r att bevara den.

Popul?rvetenskaplig film om hj?ltarna i v?r artikel