Beyaz c?celer. Beyaz y?ld?zlar: isimler, a??klamalar, ?zellikler

K?tleleri G?ne?'in k?tlesi (M?) civar?ndad?r ve yar??aplar? G?ne?'in yar??ap?ndan yakla??k 100 kat daha k???kt?r. Beyaz c?celerin maddesinin ortalama yo?unlu?u 10 8 -10 9 kg/m3't?r. Beyaz c?celer galaksideki t?m y?ld?zlar?n y?zde birka??n? olu?turur. Beyaz c?celerin ?o?u ikili y?ld?z sistemlerinin bir par?as?d?r. Beyaz c?ce olarak s?n?fland?r?lan ilk y?ld?z, Amerikal? g?kbilimci A. Clark taraf?ndan 1862'de ke?fedilen Sirius B'dir (Sirius'un uydusu). 1910'larda beyaz c?celer ?zel bir y?ld?z s?n?f? olarak tan?mland?; isimleri bu s?n?f?n ilk temsilcilerinin rengiyle ili?kilidir.

Bir y?ld?z?n k?tlesine ve k???k bir gezegenin boyutuna sahip olan beyaz c?ce, y?zeyinin yak?n?nda y?ld?z? s?k??t?rma e?iliminde olan devasa bir ?ekim kuvvetine sahiptir. Ancak yer?ekimi kuvvetlerine dejenere elektron gaz?n?n bas?nc? taraf?ndan direnildi?i i?in istikrarl? bir dengeyi korur: beyaz c?celerin ?zelli?i olan y?ksek madde yo?unlu?unda, i?indeki pratik olarak serbest elektronlar?n konsantrasyonu o kadar y?ksektir ki, Pauli prensibine g?re b?y?k bir ivmeye sahipler. Dejenere gaz?n bas?nc? pratikte s?cakl???ndan ba??ms?zd?r, dolay?s?yla beyaz c?ce so?urken k???lmez.

Beyaz c?cenin k?tlesi ne kadar b?y?k olursa yar??ap? da o kadar k???k olur. Teori, beyaz c?celer i?in yakla??k 1,4 M? (Chandrasekhar s?n?r? olarak adland?r?lan s?n?r) a??lmas? yer?ekimsel ??k??e yol a?ar. B?yle bir s?n?r?n varl???, bir gaz?n yo?unlu?u artt?k?a i?indeki elektronlar?n h?z?n?n ???k h?z?na yakla?mas?ndan ve daha fazla artamamas?ndan kaynaklanmaktad?r. Sonu? olarak dejenere gaz?n bas?nc? art?k yer?ekimi kuvvetine dayanamaz.

Beyaz c?celer, ba?lang?? k?tlesi 8M'den az olan s?radan y?ld?zlar?n evriminin sonunda m? olu?uyor? termon?kleer yak?t kaynaklar?n? t?kettikten sonra. Bu d?nemde k?rm?z? dev ve gezegenimsi bulutsu a?amas?ndan ge?en y?ld?z, d?? katmanlar?n? d?kerek ?ok y?ksek s?cakl?ktaki ?ekirde?i a???a ??kar?r. Yava? yava? so?uyan y?ld?z?n ?ekirde?i beyaz c?ce durumuna ge?er ve derinliklerde depolanan termal enerji nedeniyle uzun s?re parlamaya devam eder. Beyaz c?cenin parlakl??? ya?land?k?a azal?r. Yakla??k 1 milyar y?ll?k beyaz c?cenin parlakl??? G?ne?'inkinden bin kat daha azd?r. ?ncelenen beyaz c?celerin y?zey s?cakl??? 5·10 3 ila 10 5 K aral???ndad?r.

Baz? beyaz c?celer, birka? dakikadan yar?m saate kadar de?i?en s?relerde optik de?i?kenlik sergilerler; bu, y?ld?z?n yer?ekimsel radyal olmayan sal?n?mlar?n?n tezah?r?yle a??klan?r. Bu sal?n?mlar?n asterosismoloji y?ntemleri kullan?larak analizi, beyaz c?celerin i? yap?s?n?n incelenmesini m?mk?n k?lar. Beyaz c?celerin yakla??k %3'?n?n spektrumunda, g??l? radyasyon polarizasyonu veya spektral ?izgilerin Zeeman b?l?nmesi g?zlemlenir; bu, 3·10 4 -10 9 G ind?ksiyonlu manyetik alanlar?n varl???n? g?sterir.

Beyaz c?ce yak?n bir ikili sistemin par?as?ysa, kom?u y?ld?zdan gelen hidrojenin termon?kleer yanmas?ndan dolay? parlakl???na ?nemli bir katk? sa?lanabilir. Bu yanma genellikle do?as? gere?i dura?an de?ildir ve kendisini nova ve nova benzeri y?ld?zlar?n patlamalar? ?eklinde g?sterir. Nadir durumlarda, bir beyaz c?cenin y?zeyinde hidrojen birikmesi, s?pernova patlamas? olarak g?zlemlenen, y?ld?z?n tamamen yok olmas?na neden olan termon?kleer bir patlamaya yol a?ar.

Yand?: Blinnikov S.I. Beyaz c?celer. M., 1977; Shapiro S., Tyukolski S. Kara delikler, beyaz c?celer ve n?tron y?ld?zlar?: B?l?m 2 M., 1985.

Beyaz c?celer: evrendeki y?ld?zlar? so?utuyor

Beyaz c?celer, Chandrasekhar s?n?r?n? (bir y?ld?z?n beyaz c?ce olarak var olabilece?i maksimum k?tle) a?mayan bir k?tleyle ve kendi termon?kleer enerji kaynaklar?ndan yoksun olarak evrimle?mi?lerdir.

Beyaz c?celer, k?tleleri ile kar??la?t?r?labilecek veya ondan daha b?y?k k?tlelere sahip, ancak yar??aplar? 100 kat daha k???k ve buna ba?l? olarak bolometrik parlakl?klar? G?ne?'ten ~10.000 kat daha k???k olan kompakt y?ld?zlard?r. Beyaz c?celerin fotosferlerindeki ortalama madde yo?unlu?u 105-109 g/cm?'t?r; bu, ana dizi y?ld?zlar?n?n yo?unlu?undan neredeyse bir milyon kat daha fazlad?r. Yayg?nl?k a??s?ndan beyaz c?celer, ?e?itli tahminlere g?re y?ld?z pop?lasyonumuzun %3-10'unu olu?turmaktad?r. Tahmindeki belirsizlik, uzak beyaz c?celerin parlakl?klar?n?n d???k olmas? nedeniyle g?zlemlenmesinin zorlu?undan kaynaklanmaktad?r.

Sirius'un g?ksel k?re boyunca g?r?nen hareketi (Flammarion'a g?re)

Ke?fedilen ilk beyaz c?ce, William Herschel'in 1785 y?l?nda ?ift y?ld?zlar katalo?una dahil etti?i ??l? sistem 40 Eridani'deki 40 Eridani B y?ld?z?yd?. 1910'da Henry Norris Russell, 40 Eridani B'nin y?ksek renk s?cakl???ndaki anormal derecede d???k parlakl???na dikkat ?ekti; bu, daha sonra bu t?r y?ld?zlar?n ayr? bir beyaz c?ce s?n?f?na s?n?fland?r?lmas?na hizmet etti.

Ke?fedilen ikinci ve ???nc? beyaz c?celer Sirius B ve Procyon B'dir. 1844 y?l?nda K?nigsberg G?zlemevi m?d?r? Friedrich Bessel, 1755'ten bu yana y?r?t?len g?zlem verilerini analiz ederek g?ky?z?ndeki en parlak y?ld?z olan Sirius'u ke?fetti. Procyon periyodik olarak, ?ok zay?f da olsa, g?k k?resi boyunca do?rusal bir hareket y?r?ngesinden sapar. Bessel her birinin yak?n bir arkada??n?n olmas? gerekti?i sonucuna vard?. Zay?f uydu g?zlemlenemedi?inden ve k?tlesinin olduk?a b?y?k olmas? gerekti?inden (s?ras?yla Sirius ve Procyon'un k?tlesiyle kar??la?t?r?labilir) mesaj ??pheyle kar??land?.

Ocak 1862'de, Alvin Graham Clark, daha sonra Clark aile ?irketi taraf?ndan Chicago ?niversitesi G?zlemevi'ne sa?lanan, o zamanlar d?nyan?n en b?y?k teleskopu olan (Dearborn Teleskobu) 18 in?lik bir refrakt?r? ayarlarken, hemen yak?n?nda s?n?k bir y?ld?z ke?fetti. Sirius'un civar?. Bu, Bessel taraf?ndan tahmin edilen Sirius'un uydusu Sirius B idi. Ve 1896'da Amerikal? g?kbilimci D. M. Sheberle Procyon B'yi ke?fetti ve b?ylece Bessel'in ikinci tahminini do?rulad?.

1915 y?l?nda Amerikal? g?kbilimci Walter Sidney Adams, Sirius B'nin spektrumunu ?l?t?. ?l??mlerden s?cakl???n?n Sirius A'n?nkinden daha d???k olmad??? anla??ld? (modern verilere g?re Sirius B'nin y?zey s?cakl??? 25.000 K ve Sirius A - 10.000 K), Sirius A'dan 10.000 kat daha d???k parlakl?k g?z ?n?ne al?nd???nda, ?ok k???k bir yar??apa ve buna ba?l? olarak y?ksek yo?unlu?a - 106 g/cm? (Sirius yo?unlu?u ~0,25 g/cm?, G?ne? yo?unlu?u ~1, 4 g/cm?).

1917'de Adrian van Maanen ba?ka bir beyaz c?ce ke?fetti; Van Maanen'in Bal?k burcundaki y?ld?z?.

1922'de Willem Jacob Leuthen bu t?r y?ld?zlara "beyaz c?celer" ad?n? vermeyi ?nerdi.

20. y?zy?l?n ba??nda Hertzsprung ve Russell, y?ld?zlar?n tayf s?n?f?na (yani s?cakl??a) ve parlakl???na ili?kin bir model ke?fettiler: Hertzsprung-Russell diyagram? (H-R diyagram?). G?r?n??e g?re t?m y?ld?z ?e?itlili?i H-R diyagram?n?n iki dal?na (ana dizi ve k?rm?z? dev dal?) uyuyordu. Y?ld?zlar?n spektral s?n?fa ve parlakl??a g?re da??l?m?na ili?kin istatistiklerin toplanmas? ?zerine yap?lan ?al??malar s?ras?nda Russell, 1910'da Profes?r Edward Pickering'e ba?vurdu. Russell di?er olaylar? ?u ?ekilde anlat?yor:

“Arkada??m? ziyaret ediyordum… Profes?r E. Pickering bir i? ziyaretindeydi. Karakteristik bir nezaketle, paralakslar?n? belirlemek amac?yla Hincks ve benim g?zlemledi?imiz t?m y?ld?zlar?n spektrumlar?n? elde etmeyi teklif etti. G?r?n??te rutin olan bu ?al??man?n ?ok verimli oldu?u ortaya ??kt?; mutlak kadiri ?ok k???k olan (yani d???k parlakl??a sahip) t?m y?ld?zlar?n spektral M s?n?f?na (yani ?ok d???k y?zey s?cakl???na) sahip oldu?unun ke?fedilmesine yol a?t?. Hat?rlad???m kadar?yla, bu soruyu tart???rken Pickering'e di?er baz? s?n?k y?ld?zlar hakk?nda sorular sordum... ve ?zellikle 40 Eridani B'den bahsettim. Kendi karakteristik tarz?yla hemen (Harvard) G?zlemevi'nin ofisine bir istek g?nderdi ve K?sa s?re sonra al?nan cevap (san?r?m Bayan Fleming'den) bu y?ld?z?n spektrumunun A oldu?u (yani y?ksek y?zey s?cakl???) oldu. O Paleozoik zamanlarda bile bu ?eyler hakk?nda yeterince bilgim vard? ve o zamanlar y?zey parlakl??? ve yo?unlu?unun "olas?" de?erleri olarak adland?raca??m?z de?erler aras?nda a??r? bir tutars?zl?k oldu?unu hemen fark ettim. G?r?n??e g?re, y?ld?zlar?n ?zellikleri i?in tamamen normal bir kural gibi g?r?nen bu istisnaya sadece ?a??rmad???m, kelimenin tam anlam?yla hayrete d??t???m ger?e?ini gizlemedim. Pickering bana g?l?msedi ve ??yle dedi: "Bilgimizin geni?lemesine yol a?an ?ey tam da bu t?r istisnalard?r" - ve beyaz c?celer incelenen d?nyaya girdiler."

Russell'?n ?a?k?nl??? olduk?a anla??l?r: 40 Eridani B nispeten yak?n y?ld?zlar? ifade ediyor ve g?zlemlenen paralaksa g?re ona olan mesafe ve buna ba?l? olarak parlakl?k olduk?a do?ru bir ?ekilde belirlenebiliyor. 40 Eridani B'nin parlakl???n?n, spektral s?n?f?na g?re anormal derecede d???k oldu?u ortaya ??kt?; beyaz c?celer, H-R diyagram?nda yeni bir b?lge olu?turdu. Bu parlakl?k, k?tle ve s?cakl?k kombinasyonu anla??lmazd? ve 1920'lerde geli?tirilen y?ld?z yap?s?n?n standart ana dizi modeliyle a??klanamazd?.

Beyaz c?celerin yo?unlu?unun y?ksek olmas?, klasik fizik ve astronomi ?er?evesinde a??klanamayan bir durum olarak kalm?? ve Fermi-Dirac istatistiklerinin ortaya ??kmas?ndan sonra ancak kuantum mekani?i ?er?evesinde a??klanabilmi?tir. 1926'da Fowler, "Yo?un madde hakk?nda" ba?l?kl? makalesinde Monthly Notices R. Astron. Soc. 87, 114-122), durum denkleminin ideal gaz (standart) modeline dayand??? ana dizi y?ld?zlar?ndan farkl? olarak ?unu g?sterdi: Eddington modeli), beyaz c?celer i?in maddenin yo?unlu?u ve bas?nc?, dejenere elektron gaz?n?n (Fermi gaz?) ?zelliklerine g?re belirlenir.

Beyaz c?celerin do?as?n? a??klaman?n bir sonraki a?amas? Yakov Frenkel, E. Stoner ve Chandrasekhar'?n ?al??malar?yd?. 1928 y?l?nda Frenkel, beyaz c?celerin k?tlesinin bir ?st s?n?r? olmas? gerekti?ine, yani k?tlesi belli bir s?n?r?n ?zerinde olan bu y?ld?zlar?n karars?z oldu?una ve ??kmeleri gerekti?ine dikkat ?ekti. Maksimum k?tleye ili?kin do?ru bir tahmin veren E. Stoner, 1930'da ba??ms?z olarak ayn? sonuca vard?. 1931'de Chandrasekhar taraf?ndan "?deal beyaz c?celerin maksimum k?tlesi" adl? ?al??mas?nda, Astroph. J. 74, 81-82 (Chandrasekhar limiti) ve ba??ms?z olarak 1932'de L D. Landau taraf?ndan daha do?ru bir ?ekilde hesaplanm??t?r.

Fowler'?n ??z?m? beyaz c?celerin i? yap?s?n? a??klad? ancak k?kenlerinin mekanizmas?n? a??klamad?. Beyaz c?celerin olu?umunu a??klamada iki fikir kilit rol oynad?: Astronom Ernst Epic'in, k?rm?z? devlerin n?kleer yak?t?n t?kenmesi sonucu ana dizi y?ld?zlar?ndan olu?tu?u fikri ve astronom Vasily Fesenkov'un varsay?m?. D?nya Sava??'ndan k?sa bir s?re sonra ana dizi y?ld?zlar?n?n k?tle kaybetmesi gerekti?i ve bu k?tle kayb?n?n y?ld?zlar?n evrimi ?zerinde ?nemli bir etkisi olmas? gerekti?i ortaya ??kt?. Bu varsay?mlar tamamen do?ruland?.

G?ne? tipi bir ana dizi y?ld?z?n?n ve izotermal helyum ?ekirde?ine ve katmanl? bir n?kleosentez b?lgesine (?l?eksiz) sahip bir k?rm?z? devin yap?s?.

Ana dizi y?ld?zlar?n?n evrimi s?ras?nda hidrojen “yanar” - helyum olu?umuyla n?kleosentez (bkz. Bethe d?ng?s?). Bu t?r bir t?kenmi?lik, y?ld?z?n orta k?s?mlar?nda enerji sal?n?m?n?n durmas?na, s?k??maya ve buna ba?l? olarak ?ekirde?indeki s?cakl?k ve yo?unlu?un artmas?na neden olur. Y?ld?z ?ekirde?indeki s?cakl?k ve yo?unluktaki art??, yeni bir termon?kleer enerji kayna??n?n etkinle?tirildi?i ko?ullara yol a?ar: k?rm?z? devlerin ve s?perdevlerin ?zelli?i olan helyum yanmas? (??l? helyum reaksiyonu veya ??l? alfa s?reci).

108 K civar?ndaki s?cakl?klarda, helyum ?ekirdeklerinin kinetik enerjisi Coulomb bariyerini a?acak kadar y?ksek hale gelir: iki helyum ?ekirde?i (4He, alfa par?ac?klar?) karars?z berilyum izotopu 8Be'yi olu?turmak i?in birle?ebilir.

8Be'nin ?ok d???k denge konsantrasyonuna ra?men (?rne?in, ~108 K s?cakl?kta konsantrasyon oran? / ~10-10'dur), b?yle bir ??l? helyum reaksiyonunun h?z?n?n, yeni bir hidrostatik denge elde etmek i?in yeterli oldu?u ortaya ??kar. y?ld?z?n s?cak ?ekirde?i. ??l? helyum reaksiyonunda enerji sal?n?m?n?n s?cakl??a ba??ml?l??? son derece y?ksektir.

Bununla birlikte, ??l? helyum reaksiyonunun Bethe d?ng?s?nden ?nemli ?l??de daha d???k bir enerji sal?n?m? ile karakterize edildi?ine dikkat edilmelidir: birim k?tle a??s?ndan, helyumun "yanmas?" s?ras?ndaki enerji sal?n?m?, yanma s?ras?ndaki enerji sal?n?m?ndan 10 kat daha d???kt?r. Hidrojenin "yanmas?". Helyum yand?k?a ve ?ekirdekteki enerji kayna?? t?kendik?e daha karma??k n?kleosentez reaksiyonlar? m?mk?nd?r, ancak ?ncelikle bu t?r reaksiyonlar giderek daha y?ksek s?cakl?klar gerektirir ve ikinci olarak bu t?r reaksiyonlarda birim k?tle ba??na enerji sal?n?m? k?tle k?tlesi artt?k?a azal?r. reaksiyona giren ?ekirdeklerin say?s? artar.

K?rm?z? dev ?ekirdeklerin evrimini a??k?a etkileyen ek bir fakt?r, ??l? helyum reaksiyonunun y?ksek s?cakl?k hassasiyeti ve daha a??r ?ekirdeklerin n?trino so?utma mekanizmas? ile f?zyon reaksiyonlar?n?n birle?imidir: y?ksek s?cakl?k ve bas?n?larda, fotonlar elektronlar taraf?ndan sa??labilir. enerjiyi ?ekirdekten serbest?e ta??yan n?trino-anti-n?trino ?iftlerinin olu?umu: y?ld?z onlara kar?? ?effaft?r. Bu t?r hacimsel n?trino so?umas?n?n h?z?, klasik y?zey foton so?umas?n?n aksine, y?ld?z?n i? k?sm?ndan fotosferine enerji aktar?m? s?re?leriyle s?n?rl? de?ildir. N?kleosentez reaksiyonunun bir sonucu olarak, y?ld?z ?ekirde?inde ayn? ?ekirdek s?cakl??? ile karakterize edilen yeni bir dengeye ula??l?r: izotermal bir ?ekirdek olu?ur.

K?resel y?ld?z k?mesi NGC 6397'deki beyaz c?celerin pop?lasyonu. Mavi kareler helyum beyaz c?celeridir, mor daireler ise "normal" y?ksek karbonlu beyaz c?celerdir.

Nispeten k???k bir k?tleye sahip k?rm?z? devler durumunda (G?ne? mertebesinde), izotermal ?ekirdekler esas olarak helyumdan, daha b?y?k y?ld?zlar durumunda ise karbon ve daha a??r elementlerden olu?ur. Bununla birlikte, her durumda, b?yle bir izotermal ?ekirde?in yo?unlu?u o kadar y?ksektir ki, ?ekirde?i olu?turan plazman?n elektronlar? aras?ndaki mesafeler, De Broglie dalga boylar? ile orant?l? hale gelir, yani elektron gaz?n?n dejenerasyonu i?in ko?ullar kar??lan?r. Hesaplamalar, izotermal ?ekirdeklerin yo?unlu?unun beyaz c?celerin yo?unlu?una kar??l?k geldi?ini, yani k?rm?z? devlerin ?ekirdeklerinin beyaz c?celer oldu?unu g?stermektedir.

?ngezegen bulutsusu HD 44179: k?rm?z? devden gaz ve toz maddesinin asimetrik at?l?m?.

K?rm?z? devlerde n?kleer reaksiyonlar yaln?zca ?ekirdekte meydana gelmez: ?ekirdekte hidrojen yanarken, helyum n?kleosentezi y?ld?z?n h?l? hidrojen a??s?ndan zengin b?lgelerine yay?l?r ve hidrojen a??s?ndan fakir ve hidrojen a??s?ndan zengin b?lgelerin s?n?r?nda k?resel bir katman olu?turur. b?lgeler. Benzer bir durum ??l? helyum reaksiyonunda da ortaya ??kar: helyum ?ekirdekte yanarken, helyum a??s?ndan fakir ve helyum a??s?ndan zengin b?lgeler aras?ndaki s?n?rda k?resel bir katmanda da yo?unla??r. Bu t?r "iki katmanl?" n?kleosentez b?lgelerine sahip y?ld?zlar?n parlakl??? ?nemli ?l??de artar ve G?ne?'in yakla??k birka? bin parlakl???na ula??rken, y?ld?z "?i?irilir" ve ?ap? D?nya'n?n y?r?ngesinin boyutuna kadar artar. Helyum n?kleosentez b?lgesi y?ld?z?n y?zeyine y?kselir: Bu b?lgenin i?indeki k?tle oran? y?ld?z?n k?tlesinin ~%70'idir. "Patlamaya" y?ld?z?n y?zeyinden olduk?a yo?un bir madde ??k??? e?lik ediyor; protoplanet nebulalar gibi nesneler g?zleniyor.

Gezegenimsi bulutsu NGC 3132: merkezde Sirius'un bir benzeri olan ?ift y?ld?z var.

Bu t?r y?ld?zlar a??k?a karars?zd?r ve 1956'da g?kbilimci ve astrofizik?i Joseph Shklovsky, k?rm?z? devlerin zarflar?n?n f?rlat?lmas? yoluyla gezegenimsi bulutsular?n olu?umu i?in bir mekanizma ?nerdi; bu t?r y?ld?zlar?n izotermal dejenere ?ekirdeklerinin a???a ??kmas?, yeni y?ld?zlar?n olu?mas?na yol a?t?. beyaz c?celer. Bu t?r y?ld?zlar i?in k?tle kayb?n?n ve kabu?un daha fazla d?k?lmesinin kesin mekanizmalar? hala belirsizdir, ancak a?a??daki fakt?rlerin zarf?n kayb?na katk?da bulunabilece?i varsay?labilir:

Son derece y?ksek parlakl?k nedeniyle, y?ld?z?n radyasyon ak?s?n?n d?? katmanlar? ?zerindeki hafif bas?nc? ?nemli hale gelir ve bu, hesaplamalara g?re birka? bin y?l i?inde kabu?un kayb?na yol a?abilir.

Fotosferin alt?ndaki b?lgelerdeki hidrojen iyonizasyonu nedeniyle g??l? konvektif karars?zl?k geli?ebilir. G?ne? aktivitesi de benzer bir yap?ya sahiptir, ancak k?rm?z? devler s?z konusu oldu?unda, konvektif ak??lar?n g?c?n?n g?ne? ak???n? ?nemli ?l??de a?mas? gerekir.

Geni?letilmi? y?ld?z zarflar?nda, y?ld?z?n termal rejiminde bir de?i?ikli?in e?lik etti?i g??l? sal?n?m s?re?lerine yol a?an karars?zl?klar geli?ebilir. Y?ld?z?n f?rlatt??? maddenin yo?unluk dalgalar? g?zlemleniyor ve bu, bu t?r dalgalanmalar?n sonucu olabilir.

Evrimlerinin ge? bir a?amas?nda asimptotik dev dal?na ge?en "iki katmanl?" termon?kleer kayna?a sahip k?rm?z? devlerde, hidrojen ve helyum termon?kleer kaynaklar?n?n "de?i?imi" ve yo?un k?tle kayb?n?n e?lik etti?i termal titre?imler g?zlemlenir.

?yle ya da b?yle, k?rm?z? devlerin y?zeyinden nispeten uzun bir s?re boyunca nispeten sessiz bir madde ??k???, kabu?unun d?k?lmesi ve ?ekirde?inin a???a ??kmas?yla sona eriyor. B?yle f?rlat?lan bir kabuk, gezegenimsi bir bulutsu olarak g?zlenir. ?ngezegenimsi bulutsular?n geni?leme h?zlar? onlarca km/s'dir, yani k?rm?z? devlerin y?zeyindeki parabolik h?zlar?n de?erine yak?nd?r; bu da k?rm?z? devlerin "fazla k?tlesinin" sal?nmas? yoluyla olu?umlar?n?n ek bir do?rulamas? olarak hizmet eder.

Art?k Shklovsky'nin ?nerdi?i k?rm?z? devlerin evriminin sonu senaryosu genel olarak kabul ediliyor ve ?ok say?da g?zlemsel veriyle destekleniyor.

Daha ?nce de belirtildi?i gibi, beyaz c?celerin k?tleleri g?ne? mertebesindedir, ancak boyutlar? g?ne? yar??ap?n?n yaln?zca y?zde biri (hatta daha az?) kadard?r, yani beyaz c?celerdeki madde yo?unlu?u son derece y?ksektir ve g/cm?. Bu yo?unluklarda atomlar?n elektron kabuklar? yok edilir ve madde bir elektron-n?kleer plazmad?r ve elektronik bile?eni dejenere bir elektron gaz?d?r. Dolay?s?yla beyaz c?celer i?in ana dizi y?ld?zlar? ve devlerin aksine k?tle-parlakl?k ili?kisi yoktur.

Yukar?daki durum denklemi so?uk bir elektron gaz? i?in ge?erlidir, ancak birka? milyon derecelik s?cakl?k bile elektronlar?n karakteristik Fermi enerjisiyle kar??la?t?r?ld???nda k???kt?r. Ayn? zamanda Pauli d??lanmas? nedeniyle maddenin yo?unlu?u artt?k?a (iki elektron ayn? kuantum durumuna, yani ayn? enerjiye ve spine sahip olamaz), elektronlar?n enerjisi ve h?z? o kadar artar ki, g?relilik teorisi i?lemeye ba?lar - yozla?m?? elektron gaz? g?reli hale gelir. G?receli dejenere elektron gaz?n?n bas?nc?n?n yo?unlu?a ba??ml?l??? zaten farkl?d?r. Bu ba??ml?l?k ili?kisinin bir sonucu, yer?ekimi kuvvetlerinin bas?n? kuvvetleriyle dengelendi?i y?ld?z k?tlesinin belirli bir de?erinin varl???d?r ve beyaz c?cenin k?tlesi artt?k?a yar??ap? azal?r. Di?er bir sonu? ise e?er k?tle belirli bir s?n?r? (Chandrasekhar s?n?r?) a?arsa y?ld?z ??ker.

Dolay?s?yla beyaz c?celerin k?tlesinin bir ?st s?n?r? vard?r. ?lgin? bir ?ekilde, g?zlemlenen beyaz c?celer i?in de benzer bir alt s?n?r vard?r: Y?ld?zlar?n evrim h?z? k?tleleriyle orant?l? oldu?undan, d???k k?tleli beyaz c?celeri yaln?zca ba?lang??tan g?n?m?ze kadar evrimle?meyi ba?aran y?ld?zlar?n kal?nt?lar? olarak g?zlemleyebiliriz. Evrenin y?ld?z olu?umunun ba?lang?? d?neminden g?n?m?ze kadar olan d?nem.

NGC 6397 k?resel k?mesindeki beyaz c?celerin spektrumu. DA spektral s?n?f?na ait bir beyaz c?cenin "standart" spektrumu, kar??la?t?rma amac?yla ?stte (k?rm?z?) g?sterilmi?tir.

Beyaz c?celerin spektrumlar? ana dizi y?ld?zlar?n?n ve devlerin spektrumlar?ndan ?ok farkl?d?r. Ana ?zellikleri az say?da olduk?a geni?lemi? so?urma ?izgileridir ve baz? beyaz c?celer (spektral s?n?f DC) hi?bir ?ekilde fark edilebilir so?urma ?izgileri i?ermez. Bu s?n?f?n y?ld?zlar?n?n spektrumundaki az say?daki so?urma ?izgileri, ?izgilerin ?ok g??l? bir ?ekilde geni?lemesiyle a??klanmaktad?r: yaln?zca en g??l? so?urma ?izgileri geni?lerken farkedilmeye yetecek derinli?e sahiptir ve zay?f olanlar ise s?? olmalar? nedeniyle derinlik, pratik olarak s?rekli spektrumla birle?ir.

Beyaz c?celerin spektrumlar?n?n ?zellikleri ?e?itli fakt?rlerle a??klanmaktad?r. ?lk olarak, beyaz c?celerin y?ksek yo?unlu?u nedeniyle, y?zeylerindeki yer?ekimi ivmesi ~108 cm/s? (veya ~1000 km/s?)'dir, bu da fotosferlerinin k???k boyutlar?na, b?y?k yo?unluklara ve bas?n?lara yol a?ar. i?lerinde ve emilim hatlar?n?n geni?lemesi. Y?zeydeki g??l? yer?ekimi alan?n?n bir ba?ka sonucu da, spektrumlar?ndaki ?izgilerin, onlarca km/s'lik h?zlara e?de?er olan yer?ekimsel k?rm?z?ya kaymas?d?r. ?kinci olarak, g??l? manyetik alanlara sahip baz? beyaz c?celer, Zeeman etkisine ba?l? olarak g??l? radyasyon polarizasyonu ve spektral ?izgilerin b?l?nmesi sergiler.

Beyaz c?celer, 1983 y?l?nda Edward Zion taraf?ndan ?nerilen, beyaz c?celerin spektrumunun ?zelliklerini yans?tan, ?u anda kullan?lan bir s?n?fland?rma olan ayr? bir spektral D s?n?f? (?ngiliz C?ce - c?ceden) olarak s?n?fland?r?l?r; Bu s?n?fland?rmada spektral s?n?f a?a??daki formatta yaz?l?r:

DA - Balmer hidrojen serisinin ?izgileri spektrumda mevcut, helyum ?izgileri g?zlenmiyor
DB - helyum He I ?izgileri spektrumda mevcut, hidrojen veya metal ?izgileri yok
DC - so?urma ?izgileri olmayan s?rekli spektrum
DO - spektrumda g??l? helyum He II ?izgileri mevcuttur; He I ve H ?izgileri de mevcut olabilir
DZ - yaln?zca metal hatlar, H veya He hatlar? yoktur
DQ - molek?ler C2 dahil karbon ?izgileri
ve spektral ?zellikler:
P - manyetik alanda ?????n polarizasyonu g?zlenir
H - manyetik alan?n varl???nda polarizasyon g?zlenmez
V - ZZ Ceti tipi y?ld?zlar veya di?er de?i?ken beyaz c?celer
X - tuhaf veya s?n?fland?r?lamayan spektrumlar

Egzotik ikili sistem PSR J0348+0432, bir pulsar ve onun etraf?nda her 2,5 saatte bir d?nen bir beyaz c?ceden olu?ur.

Beyaz c?celer evrimlerine, k?rm?z? devlerin kabuklar?n? d?ken dejenere ?ekirdekleri olarak, yani gen? gezegenimsi bulutsular?n merkez y?ld?zlar? olarak ba?larlar. Gen? gezegenimsi bulutsular?n ?ekirdeklerinin ???k k?relerinin s?cakl?klar? son derece y?ksektir - ?rne?in, NGC 7293 bulutsunun merkez y?ld?z?n?n s?cakl??? 90.000 K (absorbsiyon ?izgilerinden tahmin edilir) ile 130.000 K (X-???n?ndan tahmin edilir) aras?nda de?i?ir. spektrum). Bu s?cakl?klarda spektrumun b?y?k bir k?sm? sert ultraviyole ve yumu?ak x-???nlar?ndan olu?ur.

K?rm?z? ve beyaz c?celerden olu?an KOI-256 sistemi. NASA ill?strasyonu.

Ayn? zamanda, g?zlemlenen beyaz c?celer, spektrumlar?na g?re esas olarak iki b?y?k gruba ayr?l?r: "hidrojen" spektral s?n?f DA, spektrumlar?nda helyum ?izgileri bulunmayan ve pop?lasyonun ~%80'ini olu?turan. beyaz c?celer ve spektrumda hidrojen ?izgileri olmayan "helyum" spektral s?n?f? DB, n?fusun geri kalan %20'sinin ?o?unu olu?turuyor. Beyaz c?celerin atmosferlerinin bile?imindeki bu farkl?l???n nedeni uzun s?re belirsizli?ini korudu. 1984 y?l?nda Iko Iben, beyaz c?celerin, asimptotik dev dal?ndaki ?e?itli titre?im a?amalar?nda titre?en k?rm?z? devlerden "??k??"?na ili?kin senaryolar? de?erlendirdi. On g?ne?e kadar k?tleye sahip k?rm?z? devlerin evriminin ge? bir a?amas?nda, helyum ?ekirde?inin "yanmas?" sonucunda, esas olarak karbon ve daha a??r elementlerden olu?an, dejenere olmayan bir ?ekirdekle ?evrelenmi? dejenere bir ?ekirdek olu?ur. ??l? helyum reaksiyonunun meydana geldi?i helyum katman? kayna??. Buna kar??l?k, ?zerinde Bethe d?ng?s?n?n termon?kleer reaksiyonlar?n?n ger?ekle?ti?i, hidrojeni helyuma d?n??t?ren, bir hidrojen kabu?uyla ?evrelenmi? katmanl? bir hidrojen kayna?? vard?r; dolay?s?yla harici hidrojen katman? kayna??, helyum katman? kayna?? i?in helyum "?reticisidir". Bir katman kayna??ndaki helyumun yanmas?, a??r? y?ksek s?cakl?k ba??ml?l??? nedeniyle termal karars?zl??a maruz kal?r ve bu durum, helyum yanma h?z?yla kar??la?t?r?ld???nda hidrojenin helyuma d?n???m oran?n?n daha y?ksek olmas?yla daha da k?t?le?ir; Sonu?, helyumun birikmesi, dejenerasyon ba?layana kadar s?k??t?r?lmas?, ??l? helyum reaksiyonunun oran?nda keskin bir art?? ve katmanl? bir helyum parlamas?n?n geli?mesidir.

Son derece k?sa bir s?rede (~30 y?l), helyum kayna??n?n parlakl??? o kadar artar ki helyum yanmas? konvektif moda ge?er, katman geni?ler, hidrojen katman kayna??n? d??ar? iter, bu da so?umas?na ve hidrojen yanmas?n?n durmas?na neden olur. . Bir parlama s?ras?nda fazla helyum yand?ktan sonra, helyum katman?n?n parlakl??? azal?r, k?rm?z? devin d?? hidrojen katmanlar? b?z?l?r ve hidrojen katman? kayna??nda yeni bir ate?lenme meydana gelir.

Iben, nab?z gibi atan bir k?rm?z? devin, hem helyum parlamas? a?amas?nda hem de aktif katmanl? bir hidrojen kayna?? ile hareketsiz bir a?amada gezegenimsi bir bulutsu olu?turarak zarf?n? atabilece?ini ve zarf ay?rma y?zeyi faza ba?l? oldu?undan, o zaman ne zaman olabilece?ini ?ne s?rd?. bir helyum parlamas? s?ras?nda zarf d?k?l?r, spektral s?n?f DB'den bir "helyum" beyaz c?ce a???a ??kar ve kabuk, aktif katmanl? hidrojen kayna??na sahip bir dev taraf?ndan d?k?ld???nde, bir "hidrojen" c?ce DA a???a ??kar; Helyum patlamas?n?n s?resi, titre?im d?ng?s? s?resinin yakla??k %20'sidir; bu, hidrojen ve helyum c?celerinin DA:DB ~ 80:20 oran?n? a??klar.

B?y?k y?ld?zlar (G?ne?'ten 7-10 kat daha a??r) bir noktada hidrojen, helyum ve karbonu "yakar" ve oksijen a??s?ndan zengin bir ?ekirde?e sahip beyaz c?celere d?n???r. Oksijen i?eren bir atmosfere sahip SDSS 0922+2928 ve SDSS 1102+2054 y?ld?zlar? bunu do?rulamaktad?r.

Beyaz c?celerin kendilerine ait termon?kleer enerji kaynaklar? olmad???ndan ?s? rezervlerinden ???n?m yaparlar. Tamamen siyah bir cismin birim y?zey alan? ba??na radyasyon g?c? (t?m spektrum ?zerindeki entegre g??), v?cut s?cakl???n?n d?rd?nc? g?c?yle orant?l?d?r.

Daha ?nce belirtildi?i gibi, dejenere elektron gaz?n?n durum denklemine s?cakl?k dahil edilmez - yani beyaz c?cenin yar??ap? ve yayma alan? de?i?meden kal?r: sonu? olarak, ilk olarak beyaz c?celer i?in k?tle yoktur - parlakl?k ili?ki, ancak bir ya? - parlakl?k ili?kisi var (yaln?zca s?cakl??a ba?l?, ancak yayan y?zeyin alan?na ba?l? de?il) ve ikincisi, s?per s?cak gen? beyaz c?celer, radyasyon ak?s? nedeniyle olduk?a h?zl? so?umal? ve buna g?re, So?utma h?z? s?cakl???n d?rd?nc? kuvvetiyle orant?l?d?r.

S?n?rda, on milyarlarca y?ll?k so?uman?n ard?ndan herhangi bir beyaz c?cenin, Kara C?ce olarak adland?r?lan (g?r?n?r ???k yaymayan) bir c?ceye d?n??mesi gerekir. Her ne kadar bu t?r nesneler Evrende hen?z g?zlemlenmemi? olsa da (baz? tahminlere g?re bir beyaz c?cenin 5K s?cakl??a kadar so?umas? i?in en az 1015 milyar y?l gerekiyor), ilk y?ld?zlar?n olu?umundan bu yana ge?en s?reden bu yana Evrende (modern fikirlere g?re) yakla??k 13 milyar y?l var, ancak baz? beyaz c?celer zaten 4000 derece Kelvin'in alt?ndaki s?cakl?klara so?udu (?rne?in, beyaz c?celer WD 0346+246 ve SDSS J110217, 48+411315.4, 3700K s?cakl?klarla - 3800K ve G?ne?'ten yakla??k 100 ???k y?l? uzakl?ktaki spektral tip M0), k???k boyutlar?yla birlikte tespit edilmelerini ?ok zor bir i? haline getiriyor.

Sirius'un yumu?ak r?ntgen g?r?nt?s?. Parlak bile?en beyaz c?ce Sirius B'dir, s?n?k bile?en Sirius A'd?r

Gen? beyaz c?celerin (kabuklar?n?n d?k?lmesinden sonra y?ld?zlar?n izotropik ?ekirdekleri) y?zey s?cakl??? ?ok y?ksektir - 2·10 5 K'den fazlad?r, ancak n?trino so?umas? ve y?zeyden gelen radyasyon nedeniyle olduk?a h?zl? bir ?ekilde d??er. Bu t?r ?ok gen? beyaz c?celer, X-???n? aral???nda g?zlemlenir (?rne?in, beyaz c?ce HZ 43'?n ROSAT uydusu taraf?ndan g?zlemlenmesi). X-???n? aral???nda, beyaz c?celerin parlakl??? ana dizi y?ld?zlar?n?n parlakl???n? a??yor: Chandra X-???n? teleskopu taraf?ndan ?ekilen Sirius foto?raflar? bir ?rnek olarak hizmet edebilir - bu foto?raflarda beyaz c?ce Sirius B, Sirius A'dan daha parlak g?r?n?yor. spektral s?n?f A1, optik aral?kta Sirius B'den ~10.000 kat daha parlakt?r.

Beyaz c?celerin X-???n? aral???ndaki radyasyonunun bir ?zelli?i, onlar i?in ana X-???n? radyasyonu kayna??n?n, onlar? "normal" y?ld?zlardan keskin bir ?ekilde ay?ran fotosfer olmas?d?r: ikincisi bir X-???n? koronas?na sahiptir. birka? milyon kelvin'e kadar ?s?t?l?r ve fotosferin s?cakl??? X-???n? emisyonu i?in ?ok d???kt?r.

Birikmenin yoklu?unda, beyaz c?celer i?in parlakl???n kayna??, i?lerindeki iyonlar?n depolanm?? termal enerjisidir, dolay?s?yla parlakl?klar? ya?a ba?l?d?r. Beyaz c?celerin so?umas?na ili?kin niceliksel bir teori, 1940'lar?n sonlar?nda Profes?r Samuel Kaplan taraf?ndan geli?tirildi.

Mor?tesi aral?ktaki de?i?ken y?ld?z Mira (o Ceti). Ana bile?enden (k?rm?z? devten bir arkada?a - beyaz c?ceye) y?nlendirilen bir birikim “kuyru?u” g?r?lebilir.

?kili sistemlerde farkl? k?tlelerdeki y?ld?zlar?n evrimi s?ras?nda bile?enlerin evrim h?zlar? ayn? olmazken, daha b?y?k bir bile?en beyaz c?ceye d?n??ebilirken, daha az k?tleli bir bile?en bu zamana kadar ana dizide kalabilir. . Buna kar??l?k, daha az k?tleli bir bile?en, evrimi s?ras?nda ana diziyi terk edip k?rm?z? dev dal?na ge?ti?inde, geli?en y?ld?z?n boyutu, Roche lobunu doldurana kadar b?y?meye ba?lar. ?kili sistemin bile?enlerinin Roche loblar? Lagrange L1 noktas?na temas etti?inden, daha az k?tleli bile?enin evriminin bu a?amas?nda, L1 noktas? boyunca maddenin k?rm?z? devden Roche lobuna ak??? Beyaz c?cenin y?kseli?i ba?lar ve hidrojen a??s?ndan zengin maddenin y?zeyinde daha fazla birikmesi ba?lar ve bu da bir dizi astronomik olaya yol a?ar:

Arkada?? b?y?k bir k?rm?z? c?ce oldu?unda, beyaz c?celer ?zerinde dura?an olmayan birikim, c?ce novalar?n (U Gem (UG) tipi y?ld?zlar) ve nova benzeri felaket niteli?inde de?i?ken y?ld?zlar?n olu?umuna yol a?ar.

G??l? bir manyetik alanla beyaz c?celer ?zerindeki birikim, beyaz c?cenin manyetik kutup b?lgesine y?nlendirilir ve c?cenin manyetik alan?n?n kutup ?evresi b?lgelerinde biriken plazmadan gelen radyasyonun siklotron mekanizmas?, g?r?n?r b?lgede radyasyonun g??l? polarizasyonuna neden olur. (kutuplar ve ara kutuplar).

Solda, Tycho Brahe taraf?ndan 1572'de g?zlemlenen tip Ia s?pernova SN 1572'nin kal?nt?lar?n?n X-???n? g?r?nt?s? yer al?yor. Sa?da, patlayan beyaz c?cenin eski yolda??n? g?steren optik bir foto?raf var.

Hidrojen a??s?ndan zengin maddenin beyaz c?celer ?zerinde birikmesi, y?zeyde birikmesine (?o?unlukla helyumdan olu?ur) ve helyum f?zyon reaksiyon s?cakl?klar?na ?s?nmas?na yol a?ar; bu da termal karars?zl?k durumunda nova olarak g?zlemlenen bir patlamaya yol a?ar.

Devasa bir beyaz c?ce ?zerinde yeterince uzun ve yo?un birikme, k?tlesinin Chandrasekhar s?n?r?n? a?mas?na ve tip Ia s?pernova patlamas? olarak g?zlemlenen yer?ekimsel ??k??e yol a?ar.

Beyaz c?celerin ke?fi

Ke?fedilen ikinci ve ???nc? beyaz c?celer Sirius B ve Procyon B'dir. 1844 y?l?nda, K?nigsberg G?zlemevi'nin m?d?r? Friedrich Bessel, 1755'ten bu yana y?r?t?len g?zlem verilerini analiz ederek, d?nya g?ky?z?ndeki en parlak y?ld?z olan Sirius'un ve Procyon'un ?ok zay?f da olsa periyodik olarak do?rusal bir y?r?ngeden sapt???n? ke?fetti. g?k k?resi boyunca hareket. Bessel her birinin yak?n bir arkada??n?n olmas? gerekti?i sonucuna vard?. Zay?f uydu g?zlemlenemedi?inden ve k?tlesinin olduk?a b?y?k olmas? gerekti?inden (s?ras?yla Sirius ve Procyon'un k?tlesiyle kar??la?t?r?labilir) mesaj ??pheyle kar??land?.

Yo?unluk paradoksu

“Arkada??m? ziyaret ediyordum… Profes?r E. Pickering bir i? ziyaretindeydi. Karakteristik nezaketiyle, Hincks ve benim g?zlemledi?imiz t?m y?ld?zlar?n paralakslar?n? belirlemek amac?yla spektrumlar?n? elde etmeyi teklif etti. G?r?n??te rutin olan bu ?al??man?n ?ok verimli oldu?u ortaya ??kt?; mutlak kadiri ?ok k???k olan (yani d???k parlakl??a sahip) t?m y?ld?zlar?n spektral M s?n?f?na (yani ?ok d???k y?zey s?cakl???na) sahip oldu?unun ke?fedilmesine yol a?t?. Hat?rlad???m kadar?yla, bu soruyu tart???rken Pickering'e di?er s?n?k y?ld?zlar hakk?nda sorular sormu?tum... ve ?zellikle 40 Eridani B'den bahsetmi?tim. Kendi karakteristik tarz?yla, hemen (Harvard) G?zlemevi ofisine bir talep g?nderdi ve k?sa s?re sonra (san?r?m Bayan Fleming'den) bu y?ld?z?n spektrumunun A (yani y?ksek y?zey s?cakl???) oldu?u yan?t?n? ald?. O Paleozoik zamanlarda bile bu ?eyler hakk?nda yeterince bilgim vard? ve o zamanlar y?zey parlakl??? ve yo?unlu?unun "olas?" de?erleri olarak adland?raca??m?z de?erler aras?nda a??r? bir tutars?zl?k oldu?unu hemen fark ettim. G?r?n??e g?re, y?ld?zlar?n ?zellikleri i?in tamamen normal bir kural gibi g?r?nen bu istisnaya sadece ?a??rmad???m, kelimenin tam anlam?yla hayrete d??t???m ger?e?ini gizlemedim. Pickering bana g?l?msedi ve ??yle dedi: "Bilgimizin geni?lemesine yol a?an ?ey tam da bu t?r istisnalard?r" - ve beyaz c?celer incelenen d?nyaya girdiler."

Russell'?n ?a?k?nl??? olduk?a anla??l?r: 40 Eridani B nispeten yak?n y?ld?zlar? ifade ediyor ve g?zlemlenen paralaksa g?re ona olan mesafe ve buna ba?l? olarak parlakl?k olduk?a do?ru bir ?ekilde belirlenebiliyor. 40 Eridani B'nin parlakl???n?n, spektral s?n?f?na g?re anormal derecede d???k oldu?u ortaya ??kt?; beyaz c?celer, HR diyagram?nda yeni bir b?lge olu?turdu. Bu parlakl?k, k?tle ve s?cakl?k kombinasyonu anla??lmazd? ve 1920'lerde geli?tirilen y?ld?z yap?s?n?n standart ana dizi modeliyle a??klanamazd?.

Beyaz c?celerin yo?unlu?unun y?ksek olmas?, klasik fizik ve astronomi ?er?evesinde a??klanamayan bir durum olarak kalm?? ve Fermi-Dirac istatistiklerinin ortaya ??kmas?ndan sonra ancak kuantum mekani?i ?er?evesinde a??klanabilmi?tir. 1926 y?l?nda Fowler, “Yo?un Madde ?zerine” adl? makalesinde ( “Yo?un madde hakk?nda,” Ayl?k Bildirimler R. Astron. Sos. 87, 114-122), durum denkleminin ideal bir gaz modeline (standart Eddington modeli) dayand??? ana dizi y?ld?zlar?ndan farkl? olarak, beyaz c?celer i?in maddenin yo?unlu?unun ve bas?nc?n?n, dejenere bir elektron gaz?n?n (Fermi gaz?) ?zellikleri taraf?ndan belirlendi?ini g?sterdi. ).

Beyaz c?celerin do?as?n? a??klaman?n bir sonraki a?amas? Yakov Frenkel ve E. Stoner'?n ?al??malar?yd?. ?! ve Chandrasekhar. 1928 y?l?nda Frenkel, beyaz c?celerin k?tlesinin bir ?st s?n?r? olmas? gerekti?ine, yani k?tlesi belli bir s?n?r?n ?zerinde olan bu y?ld?zlar?n karars?z oldu?una ve ??kmeleri gerekti?ine dikkat ?ekti. Maksimum k?tleye ili?kin do?ru bir tahmin veren E. Stoner, 1930'da ba??ms?z olarak ayn? sonuca vard?. 1931 y?l?nda Chandrasekhar'?n "?deal Beyaz C?cenin Maksimum K?tlesi" adl? ?al??mas?nda daha do?ru bir ?ekilde hesaplanm??t?r ( Astroph, “?deal beyaz c?celerin maksimum k?tlesi”. J.74, 81-82) (Chandrasekhar s?n?r?) ve ondan ba??ms?z olarak 1932'de L. D. Landau taraf?ndan.

Beyaz c?celerin k?keni

??l? helyum reaksiyonu ve k?rm?z? devlerin izotermal ?ekirdekleri

10 8 K civar?ndaki s?cakl?klarda, helyum ?ekirdeklerinin kinetik enerjisi Coulomb bariyerini a?acak kadar y?ksek hale gelir: iki helyum ?ekirde?i (4 He, alfa par?ac?klar?) karars?z bir berilyum izotopu 8 Be olu?turmak ?zere birle?ebilir:

2 4 O + 2 4 O -> 4 8 Ol. (\displaystyle ()_(2)^(4)(\textrm (O))+()_(2)^(4)(\textrm (O))\rightarrow ()_(4)^(8) (\textrm (Ol))).

8 Be'nin ?o?u tekrar iki alfa par?ac???na bozunur, ancak 8 Be y?ksek enerjili bir alfa par?ac???yla ?arp??t???nda kararl? bir karbon 12 C ?ekirde?i olu?turulabilir:

4 8 Be + 2 4 O -> 6 12 C (\displaystyle ()_(4)^(8)(\textrm (Be))+()_(2)^(4)(\textrm (O))\ rightarrow ()_(6)^(12)(\textrm (C))) + 7,3 MeV.

8 Be'nin ?ok d???k denge konsantrasyonuna ra?men (?rne?in, ~10 8 K s?cakl?kta konsantrasyon oran? [ 8 Be]/[ 4 He] ~10 -10), oran ?u ?ekildedir: ??l? helyum reaksiyonu y?ld?z?n s?cak ?ekirde?inde yeni bir hidrostatik denge elde etmek i?in yeterli oldu?u ortaya ??kt?. ??l? helyum reaksiyonunda enerji sal?n?m?n?n s?cakl??a ba??ml?l??? son derece y?ksektir, dolay?s?yla s?cakl?k aral??? i?in T (\displaystyle T)~1-2?10 8K enerji sal?n?m? e 3 a (\displaystyle \varepsilon _(3\alpha )):

e 3 a = 10 8 r 2 Y 3 ? (T 10 8) 30 , (\displaystyle \varepsilon _(3\alpha )=10^(8)\rho ^(2)Y^(3)\cdot \left ((T \?zerinde (10^(8))\sa?)^(30),)

Nerede Y (\displaystyle Y)- ?ekirdekteki k?smi helyum konsantrasyonu (dikkate al?nan hidrojen "yanmas?" durumunda birli?e yak?nd?r).

Bununla birlikte, ??l? helyum reaksiyonunun Bethe d?ng?s?nden ?ok daha d???k bir enerji sal?n?m?yla karakterize edildi?ine dikkat edilmelidir: birim k?tle ba??na hesaplan?r Helyumun "yanmas?" s?ras?ndaki enerji sal?n?m?, hidrojenin "yanmas?" s?ras?ndaki enerji sal?n?m?ndan 10 kat daha d???kt?r. Helyum yand?k?a ve ?ekirdekteki enerji kayna?? t?kendik?e daha karma??k n?kleosentez reaksiyonlar? m?mk?nd?r, ancak ?ncelikle bu t?r reaksiyonlar giderek daha y?ksek s?cakl?klar gerektirir ve ikinci olarak bu t?r reaksiyonlarda birim k?tle ba??na enerji sal?n?m? k?tle k?tlesi artt?k?a azal?r. reaksiyona giren ?ekirdeklerin say?s? artar.

K?rm?z? dev ?ekirdeklerin evrimini a??k?a etkileyen ek bir fakt?r, ??l? helyum reaksiyonunun y?ksek s?cakl?k hassasiyeti ve daha a??r ?ekirdeklerin f?zyon reaksiyonlar?n?n mekanizma ile birle?imidir. n?trino so?utma: y?ksek s?cakl?klarda ve bas?n?larda, fotonlar, enerjiyi ?ekirdekten serbest?e ta??yan n?trino-anti-n?trino ?iftlerinin olu?umuyla elektronlar taraf?ndan sa??labilir: y?ld?z onlara kar?? ?effaft?r. Bunun h?z? volumetrik klasik so?utman?n aksine n?trino so?utma y?zeysel Foton so?umas?, bir y?ld?z?n i? k?sm?ndan fotosferine enerji aktar?m? s?re?leriyle s?n?rl? de?ildir. N?kleosentez reaksiyonunun bir sonucu olarak, y?ld?z ?ekirde?inde ayn? ?ekirdek s?cakl??? ile karakterize edilen yeni bir dengeye ula??l?r: izotermal ?ekirdek(?ncir. 2).

Nispeten k???k bir k?tleye sahip k?rm?z? devler durumunda (G?ne? mertebesinde), izotermal ?ekirdekler esas olarak helyumdan, daha b?y?k y?ld?zlar durumunda ise karbon ve daha a??r elementlerden olu?ur. Bununla birlikte, her durumda, b?yle bir izotermal ?ekirde?in yo?unlu?u o kadar y?ksektir ki, ?ekirde?i olu?turan plazman?n elektronlar? aras?ndaki mesafeler, De Broglie dalga boylar?yla orant?l? hale gelir. l = h / m v (\displaystyle \lambda =h/mv) yani elektron gaz?n?n dejenerasyon ko?ullar? kar??lanm??t?r. Hesaplamalar izotermal ?ekirdeklerin yo?unlu?unun beyaz c?celerin yo?unlu?una kar??l?k geldi?ini g?stermektedir. K?rm?z? devlerin ?ekirdekleri beyaz c?celerdir.

Spektrumlar?n ?zellikleri ve spektral s?n?fland?rma

Beyaz c?celer, 1983 y?l?nda Edward Zion taraf?ndan ?nerilen, beyaz c?celerin spektrumunun ?zelliklerini yans?tan, ?u anda kullan?lan bir s?n?fland?rma olan ayr? bir spektral D s?n?f? (?ngiliz C?ce - c?ceden) olarak s?n?fland?r?l?r; bu s?n?fland?rmada spektral s?n?f a?a??daki formatta yaz?lm??t?r:

D [alt s?n?f] [spektrum ?zellikleri] [s?cakl?k indeksi],

a?a??daki alt s?n?flar tan?mlanm??t?r:

Spektrumda Balmer hidrojen serisinin DA ?izgileri bulunur, helyum ?izgileri g?zlenmez;
DB - spektrum helyum He I ?izgileri i?erir, hidrojen veya metal ?izgileri yoktur;
DC - so?urma ?izgileri olmayan s?rekli spektrum;
DO - spektrum g??l? helyum ?izgileri i?erir He II, He I ve H ?izgileri de mevcut olabilir;
DZ - yaln?zca metal ?izgiler, H veya He ?izgileri yok;
DQ - karbon ?izgileri, molek?ler C2 dahil;

ve spektral ?zellikler:

P - manyetik alanda ?????n polarizasyonu g?zlenir;
H - manyetik alan?n varl???nda polarizasyon g?zlenmez;
V - ZZ Ceti tipi y?ld?zlar veya di?er de?i?ken beyaz c?celer;
X - tuhaf veya s?n?fland?r?lamayan spektrumlar.

Beyaz c?celerin evrimi

Ayn? zamanda, g?zlemlenen beyaz c?celer, spektrumlar?na g?re esas olarak iki b?y?k gruba ayr?l?r: "hidrojen" spektral s?n?f DA, spektrumlar?nda helyum ?izgileri bulunmayan ve pop?lasyonun ~%80'ini olu?turan. beyaz c?celer ve spektrumda hidrojen ?izgileri olmayan "helyum" spektral s?n?f? DB, n?fusun geri kalan %20'sinin ?o?unu olu?turuyor. Beyaz c?celerin atmosferlerinin bile?imindeki bu farkl?l???n nedeni uzun s?re belirsizli?ini korudu. 1984 y?l?nda Iko Iben, beyaz c?celerin asimptotik dev dal?nda ?e?itli titre?im a?amalar?nda bulunan titre?en k?rm?z? devlerden "??k??" senaryolar?n? de?erlendirdi. On g?ne?e kadar k?tleye sahip k?rm?z? devlerin evriminin ge? bir a?amas?nda, helyum ?ekirde?inin "yanmas?" sonucunda, esas olarak karbon ve daha a??r elementlerden olu?an, dejenere olmayan bir ?ekirdekle ?evrelenmi? dejenere bir ?ekirdek olu?ur. ??l? helyum reaksiyonunun meydana geldi?i helyum katman? kayna??. Buna kar??l?k, ?zerinde, bir hidrojen kabu?uyla ?evrelenmi?, hidrojeni helyuma d?n??t?rme Bethe d?ng?s?n?n termon?kleer reaksiyonlar?n?n ger?ekle?ti?i katmanl? bir hidrojen kayna?? vard?r; dolay?s?yla harici hidrojen katman? kayna??, helyum katman? kayna?? i?in helyum "?reticisidir". Bir katman kayna??ndaki helyumun yanmas?, a??r? y?ksek s?cakl?k ba??ml?l??? nedeniyle termal karars?zl??a maruz kal?r ve bu durum, helyum yanma h?z?yla kar??la?t?r?ld???nda hidrojenin helyuma d?n???m oran?n?n daha y?ksek olmas?yla daha da k?t?le?ir; Sonu?, helyumun birikmesi, dejenerasyon ba?layana kadar s?k??t?r?lmas?, ??l? helyum reaksiyonunun oran?nda keskin bir art?? ve geli?medir. katmanl? helyum fla??.

j = s T 4 , (\displaystyle j=\sigma T^(4),)

Nerede j (\displaystyle j) yay?lan y?zeyin birim alan? ba??na g??t?r ve s (\displaystyle \sigma)- Stefan-Boltzmann sabiti.

S?n?rda, on milyarlarca y?ll?k so?uman?n ard?ndan herhangi bir beyaz c?cenin, Kara C?ce olarak adland?r?lan (g?r?n?r ???k yaymayan) bir c?ceye d?n??mesi gerekir. Her ne kadar bu t?r nesneler Evrende hen?z g?zlemlenmemi? olsa da (baz?lar?na g?re [ Ne?] Evrendeki ilk y?ld?zlar?n olu?umundan bu yana ge?en s?re (modern kavramlara g?re) oldu?undan, bir beyaz c?cenin 5 K s?cakl??a so?umas? i?in minimum 10-15 y?l?n gerekli oldu?u tahmin edilmektedir. ) yakla??k 13 milyar y?l, ancak baz? beyaz c?celer halihaz?rda 4000 Kelvin'in alt?ndaki s?cakl?klara so?udu (?rne?in, 3700-3800 K s?cakl?klara ve M0 spektral s?n?f?na sahip beyaz c?celer WD 0346+246 ve SDSS J110217, 48+411315.4) G?ne?'ten yakla??k 100 ???ky?l? uzakl?kta), k???k boyutlar?yla birlikte tespit edilmeleri ?ok zor.

Beyaz c?celeri i?eren astronomik olaylar

Beyaz c?celerden X-???n? emisyonu

Kabuklar?n?n d?k?lmesinden sonra y?ld?zlar?n izotropik ?ekirdekleri olan gen? beyaz c?celerin y?zey s?cakl??? ?ok y?ksektir - 2?10 5 K'den fazlad?r, ancak y?zeyden gelen radyasyon nedeniyle olduk?a h?zl? bir ?ekilde d??er. Bu t?r ?ok gen? beyaz c?celer, X-???n? aral???nda g?zlemlenir (?rne?in, beyaz c?ce HZ 43'?n ROSAT uydusu taraf?ndan g?zlemlenmesi). X-???n? aral???nda, beyaz c?celerin parlakl??? ana dizi y?ld?zlar?n?n parlakl???n? a??yor: Sirius'un Chandra X-???n? teleskopu taraf?ndan ?ekilen foto?raflar? (bkz. ?ekil 10) bir ?rnek olarak hizmet edebilir - i?lerinde beyaz c?ce Sirius B optik aral??? Sirius B'den ~10.000 kat daha parlak olan A1 spektral s?n?f?na ait Sirius A'dan daha parlak g?r?n?yor.

En s?cak beyaz c?celerin y?zey s?cakl??? 7?10 4 K'dir, en so?uk olanlar? ise 4?10 3 K'den azd?r (?rne?in bkz. Van Maanen Y?ld?z? ve WD 0346+246, SDSS J110217, 48+411315.4 spektral s?n?f M0 ).

?kili sistemlerde beyaz c?celere birikim

?kili sistemlerde farkl? k?tlelerdeki y?ld?zlar?n evrimi s?ras?nda bile?enlerin evrim h?zlar? ayn? olmazken, daha b?y?k bir bile?en beyaz c?ceye d?n??ebilirken, daha az k?tleli bir bile?en bu zamana kadar ana dizide kalabilir. . Buna kar??l?k, daha az k?tleli bir bile?en, evrimi s?ras?nda ana diziyi terk edip k?rm?z? dev dal?na ge?ti?inde, geli?en y?ld?z?n boyutu, Roche lobunu doldurana kadar b?y?meye ba?lar. ?kili sistemin bile?enlerinin Roche loblar? Lagrange L1 noktas?na dokundu?undan, daha az k?tleli bile?enin evriminin bu a?amas?nda, L1 noktas? boyunca maddenin k?rm?z? devden L1'e ak??? Beyaz c?cenin Roche lobu ba?lar ve hidrojen a??s?ndan zengin maddenin y?zeyinde daha da birikmesi (bkz. ?ekil 11), bu da bir dizi astronomik olaya yol a?ar:

Beyaz c?celer ?zerinde dura?an olmayan birikim, e?er yolda? b?y?k bir k?rm?z? c?ce ise, c?ce novalar?n (U Gem (UG) tipi y?ld?zlar) ve nova benzeri felaket niteli?inde de?i?en y?ld?zlar?n ortaya ??kmas?na yol a?ar.
G??l? bir manyetik alanla beyaz c?celer ?zerindeki birikim, beyaz c?cenin manyetik kutup b?lgesine y?nlendirilir ve c?cenin manyetik alan?n?n kutup ?evresi b?lgelerinde biriken plazmadan gelen radyasyonun siklotron mekanizmas?, g?r?n?r b?lgede radyasyonun g??l? polarizasyonuna neden olur. (kutuplar ve ara kutuplar).
Hidrojen a??s?ndan zengin maddenin beyaz c?celerin ?zerinde birikmesi, y?zeyde birikmesine (?o?unlukla helyumdan olu?ur) ve helyum f?zyon reaksiyon s?cakl?klar?na ?s?nmas?na yol a?ar; bu, termal karars?zl?k durumunda parlama olarak g?zlemlenen bir patlamaya yol a?ar.

2 Beyaz c?celerin k?keni

2.1 K?rm?z? devlerin ??l? helyum reaksiyonu ve izotermal ?ekirdekleri 2.2 K?rm?z? devlerin k?tle kayb? ve kabuklar?n?n d?k?lmesi 3 Beyaz c?celerin fizi?i ve ?zellikleri

3.1 K?tle-yar??ap ili?kisi ve Chandrasekhar s?n?r? 3.2 Spektrumun ?zellikleri 4 Beyaz c?celerin s?n?fland?r?lmas? 5 Beyaz c?celeri i?eren astronomik olaylar

5.1 Beyaz c?celerden X-???n? emisyonu 5.2 ?kili sistemlerde beyaz c?celere birikim

Notlar
Edebiyat

girii?

Beyaz c?celer- G?ne?'in k?tlesiyle kar??la?t?r?labilir k?tlelere ve y?ksek etkili s?cakl?klara sahip, d???k parlakl??a sahip y?ld?zlar. ?sim beyaz c?celer bu s?n?f?n ilk ke?fedilen temsilcilerinin rengiyle ili?kili - Sirius B Ve 40 Eridani B. Hertzsprung-Russell diyagram?nda ayn? spektral s?n?f?n anakol g?r?n?m?n?n 10-12 m alt?nda yer al?rlar.

Beyaz c?celerin yar??aplar? g?ne?ten yakla??k 100 kat daha k???kt?r, buna g?re parlakl?klar? g?ne?ten ~ kat daha d???kt?r. Beyaz c?celerdeki madde yo?unlu?u g/cm3 olup, ana dizi y?ld?zlar?ndaki madde yo?unlu?undan milyonlarca kat daha fazlad?r. Say?sal olarak beyaz c?celer Galaksinin g?r???n?n %3 ila 10'unu olu?turur. Ancak bunlar?n ?ok k???k bir k?sm? biliniyor, ??nk? parlakl?klar? d???k oldu?undan sadece mesafesi 200-300 pc'yi a?mayanlar ke?fedildi.

Modern kavramlara g?re beyaz c?celer, k?tleleri g?ne? k?tlesinden 8-10 g?ne? k?tlesine kadar de?i?en normal y?ld?zlar?n evriminin son ?r?n?d?r. Y?ld?z?n ba??rsaklar?ndaki termon?kleer enerji kaynaklar?n?n t?kenmesinden ve kabu?un f?rlat?lmas?ndan sonra olu?urlar.

1. Ke?if tarihi

1.1. Beyaz c?ce ke?ifleri

karanl?k uydu ve her iki g?r?nt?n?n de ortak bir k?tle merkezi etraf?nda d?nme s?resi yakla??k 50 y?l olmal?d?r.Karanl?k uydu g?r?nmez kald??? ve k?tlesinin olduk?a b?y?k olmas? gerekti?i i?in mesaj ??pheyle kar??land?. Sirius.

Arkada??m? ziyaret ediyordum... Profes?r E. Pickering'i bir i? ziyaretinde. Karakteristik nezaketiyle, Hincks ve benim g?zlemledi?imiz t?m y?ld?zlar?n spektrumlar?n? almay? teklif etti. paralakslar. Yava? gibi g?r?nen bu ?al??man?n ?ok verimli oldu?u ortaya ??kt?; mutlak kadiri ?ok k???k olan (yani d???k parlakl??a sahip) t?m y?ld?zlar?n ke?fedilmesine yol a?t?. spektral s?n?f M (yani ?ok d???k y?zey s?cakl???). Bu konuyu tart???rken 40 Eridani B say?s?n? hat?rlayarak Pickering'e ba?ka s?n?k y?ld?zlar hakk?nda sorular sordu?umu hat?rl?yorum. Kendi karakteristik tarz?yla, hemen (Harvard) G?zlemevi'nin ofisine bir talep g?nderdi ve k?sa s?re sonra (san?r?m Bayan Fleming taraf?ndan) bu y?ld?z?n spektrumunun A (yani y?ksek y?zey s?cakl???) oldu?u yan?t?n? ald?. O "Paleozoyik" zamanlarda bile, bu ?eyler hakk?nda yeterince bilgim vard? ve burada o zamanlar y?zey parlakl??? ve yo?unlu?unun "olas?" de?erleri olarak adland?raca??m?z de?erler aras?nda ?nemli bir tutars?zl?k oldu?unu hemen fark ettim. Belki de y?ld?zlar?n ?zellikleri a??s?ndan olduk?a normal g?r?nen kural?n bu istisnas?na sadece ?a??rd???m? de?il, ayn? zamanda hayret etti?imi de gizlemedim. Pickering bana g?l?msedi ve ??yle dedi: "Bilgimizin geni?lemesine yol a?an ?ey tam da bu t?r istisnalard?r" - ve beyaz c?celer ?al??ma d?nyas?na girdi "

Russell'?n ?a?k?nl??? olduk?a anla??l?r: 40 Eridani B nispeten yak?n y?ld?zlar? ifade ediyor ve paralaks kullan?larak ona olan mesafe ve buna ba?l? olarak parlakl?k olduk?a do?ru bir ?ekilde belirlenebiliyor. 40 Eridani B'nin parlakl???n?n, spektral s?n?f?na g?re anormal derecede d???k oldu?u ortaya ??kt?; beyaz c?celer, Hertzsprung-Russell diyagram?nda yeni bir b?lge olu?turdu. Bu parlakl?k, k?tle ve s?cakl?k kombinasyonu anla??lmazd? ve 1920'lerde geli?tirilen ana dizi y?ld?zlar?n?n yap?s?na ili?kin standart modelle a??klanamazd?.

Beyaz c?celerin y?ksek yo?unlu?u, klasik fizik a??s?ndan a??klanamaz halde kald?, ancak Fermi-Dirac istatistiklerinin ortaya ??kmas?ndan sonra kuantum mekani?inde bir a??klama buldu. 1926 Fowler "Kal?n Madde" makalesinde ( "Yo?un madde", Ayl?k Bildirimler R. Astron. Sosyal. 87, 114-122 ) Durum denklemlerinin ideal gaz modeline (standart Eddington modeli) dayand??? ana dizi y?ld?zlar?ndan farkl? olarak, beyaz c?celer i?in maddenin yo?unlu?unun ve bas?nc?n?n, dejenere elektron gaz?n?n (Fermi gaz?) ?zelliklerine g?re belirlendi?i kan?tlanm??t?r. ).

Beyaz c?celerin do?as?n? a??klaman?n bir sonraki a?amas? Chandrasekhar'?n ?al??mas?yd?. 1928 Frenkel, beyaz c?celer i?in k?tlede bir ?st s?n?r olmas? gerekti?ini belirtti ve 1930 Chandrasekhar, "?deal bir beyaz c?cenin maksimum k?tlesi" ( " ?deal beyaz c?celerin maksimum k?tlesi",Astrof. J. 74, 81-82 ) K?tlesi 1,4 G?ne?'in ?zerinde olan beyaz c?celerin karars?z oldu?u (Chandrasekhar s?n?r?) ve ??kebilece?i kan?tland?.

2. Beyaz c?celerin k?keni

Fowler'?n ??z?m? beyaz c?celerin i? yap?s?n? a??klad? ancak k?kenlerinin mekanizmas?n? a??klamad?. Beyaz c?celerin olu?umunu a??klamada iki fikir ?nemli bir rol oynad?:

E. Epic'in k?rm?z? devlerin n?kleer yak?t?n t?kenmesi sonucu ana dizi y?ld?zlar?ndan olu?tu?u y?n?ndeki g?r???, II. D?nya Sava??'ndan k?sa bir s?re sonra ana dizi y?ld?zlar?n?n k?tle kaybetmesi gerekti?i ve bu k?tle kayb?n?n y?ld?zlar?n evrimini ?nemli ?l??de etkilemesi gerekti?i varsay?m?.

Bu varsay?mlar tamamen do?ruland?.

2.1. ??l? helyum reaksiyonu ve k?rm?z? devlerin izotermal ?ekirdekleri

Ana dizi y?ld?zlar?n?n evrimi s?ras?nda hidrojen “yanar” - helyum olu?umuyla n?kleosentez (bkz. Bethe d?ng?s?). Bu t?r bir t?kenmi?lik, y?ld?z?n orta k?s?mlar?nda enerji sal?n?m?n?n durmas?na, s?k??maya ve buna ba?l? olarak ?ekirde?indeki yo?unluk ve s?cakl???n artmas?na neden olur. Y?ld?z ?ekirde?indeki yo?unluk ve s?cakl?ktaki art??, yeni bir termon?kleer enerji kayna??n?n etkinle?tirildi?i ko?ullara yol a?ar: helyum yanmas? ( ??l? helyum reaksiyonu veya ??l? alfa s?reci), k?rm?z? devlerin ve s?perdevlerin karakteristi?idir.

10 8 K civar?ndaki s?cakl?klarda, helyum ?ekirdeklerinin kinetik enerjisi Coulomb bariyerini a?mak i?in yeterli hale gelir: iki helyum ?ekirde?i (alfa par?ac?klar?) karars?z berilyum izotopu Be 8'i olu?turmak i?in birle?ebilir:

O 4 + O 4 = 8 Ol

Be 8'in ?o?u hala iki alfa par?ac???na bozunur, ancak k?sa ?mr? boyunca Be 8 ?ekirde?i y?ksek enerjili bir alfa par?ac???yla ?arp???rsa, kararl? bir C12 karbon ?ekirde?i olu?turulabilir:

8 + He 4 = C 12 + 7,3 m eV olsun.

Be 8'in olduk?a d???k denge konsantrasyonuna ra?men (?rne?in, ~ 10 8 K s?cakl?kta konsantrasyon oran? / ~, oran ?u ?ekildedir: ??l? helyum reaksiyonu y?ld?z?n s?cak ?ekirde?inde yeni bir hidrostatik denge elde etmek i?in yeterli oldu?u ortaya ??kt?. ??l? helyum reaksiyonunda enerji sal?n?m?n?n s?cakl??a ba??ml?l??? son derece g??l?d?r, ?rne?in ~ 1-2? 10 8 K enerji sal?n?m? http://*****/images/ukbase_2__1234.jpg" alt="\ Varepsilon _ (3 \ alpha) = 10 ^ 8 \ rho ^ 2 Y ^ 3 * \ left ( (((T \?zerinde (10^8))\sa?)^(30)" width="210 height=46" height="46">!}

hidrojenin yanmas?n?n birli?e yak?n oldu?u yer).

Bununla birlikte, ??l? helyum reaksiyonunun birim k?tle ba??na Bethe d?ng?s?nden ?nemli ?l??de daha d???k bir enerji sal?n?m?yla karakterize edildi?ini belirtmekte fayda var: Helyumun "yanmas?" s?ras?ndaki enerji sal?n?m?, hidrojenin "yanmas?" s?ras?ndaki enerji sal?n?m?ndan 10 kat daha d???kt?r. Helyum yand?k?a ve ?ekirdekteki bu enerji kayna?? t?kendik?e karma??k n?kleosentez reaksiyonlar? m?mk?n hale gelir, ancak ?ncelikle bu t?r reaksiyonlar giderek daha y?ksek s?cakl?klar gerektirir ve ikinci olarak bu t?r reaksiyonlar?n k?tle say?lar? artt?k?a birim k?tle ba??na enerji sal?n?m? azal?r. ?ekirdekler tepki veriyor.

http://*****/images/ukbase_2__519.jpg" alt = "\" width = "84" height = "20 src = ">, Yani elektron gaz?n?n dejenerasyonu i?in ko?ullar sa?lanm??t?r. Hesaplamalar, izotermal ?ekirdeklerin yo?unlu?unun beyaz c?celerin yo?unlu?una kar??l?k geldi?ini g?stermektedir. K?rm?z? devlerin ?ekirdekleri beyaz c?celerdir.

y?ksek karbon i?eri?ine sahip normal" beyaz c?celer.

K?resel y?ld?z k?mesi NGC 6397'nin foto?raf? (?ekil 5), her iki t?rden beyaz c?celeri tan?mlar: daha az k?tleli y?ld?zlar?n evrimi s?ras?nda ortaya ??kan helyum beyaz c?celeri ve daha b?y?k k?tleye sahip y?ld?zlar?n evriminin sonucu olan karbon beyaz c?celeri. .

2.2. K?rm?z? devlerin k?tle kayb? ve kabuklar?n?n d?k?lmesi

K?rm?z? devlerde n?kleer reaksiyonlar yaln?zca ?ekirdekte meydana gelmez: ?ekirdekte hidrojen yanarken, helyum n?kleosentezi y?ld?z?n h?l? hidrojen a??s?ndan zengin b?lgelerine yay?l?r ve hidrojen a??s?ndan fakir ve hidrojen a??s?ndan zengin b?lgelerin s?n?r?nda k?resel bir katman olu?turur. b?lgeler. Benzer bir durum ??l? helyum reaksiyonunda da ortaya ??kar: helyum ?ekirdekte yanarken, helyum a??s?ndan fakir ve helyum a??s?ndan zengin b?lgeler aras?ndaki s?n?rda k?resel bir katmanda da yo?unla??r. Bu t?r "iki katmanl?" n?kleosentez b?lgelerine sahip y?ld?zlar?n parlakl??? ?nemli ?l??de artarak G?ne?'in birka? bin parlakl???na ula??rken, y?ld?z "?i?erek" ?ap?n? D?nya'n?n y?r?ngesinin boyutuna kadar artt?r?r. Helyum n?kleosentez b?lgesi y?ld?z?n y?zeyine y?kselir: Bu b?lgenin i?indeki k?tle oran? y?ld?z?n k?tlesinin ~%70'idir. "?i?me"ye y?ld?z?n y?zeyinden olduk?a yo?un bir madde s?z?nt?s? e?lik eder; bu t?r nesneler proto-gezegen nebulalar olarak g?zlenir (bkz. ?ekil 6).

Shklov" href="/text/category/shklov/" rel="bookmark">Shklovsky, k?rm?z? devlerin kabuklar?n? d?kerek gezegenimsi bulutsular?n olu?umu i?in bir mekanizma ?ne s?rerken, bu t?r y?ld?zlar?n izotermal dejenere ?ekirdeklerinin a???a ??kmas?, gezegenimsi bulutsular?n olu?umuna yol a??yor. Beyaz c?celerin olu?umu K?tle kayb?n?n kesin mekanizmalar? ve bu t?r y?ld?zlar i?in zarf?n daha sonra serbest b?rak?lmas? hala bilinmemektedir, ancak zarf?n kayb?na yol a?abilecek a?a??daki fakt?rler ?nerilebilir:

Geni?letilmi? y?ld?z zarflar?nda, y?ld?z?n termal rejimindeki de?i?ikliklerle birlikte g??l? sal?n?m s?re?lerine yol a?an karars?zl?klar geli?ebilir. ?ncirde. Bu t?r dalgalanmalar?n sonu?lar? olabilecek, d??ar? at?lan y?ld?z maddesinin 6 a??k?a g?r?lebilen yo?unluk dalgalar?. Fotosferin alt?ndaki b?lgelerde hidrojenin iyonla?mas? nedeniyle g??l? konvektif karars?zl?k geli?ebilir. G?ne? aktivitesi de benzer bir yap?ya sahiptir; k?rm?z? devlerde konvektif ak??lar?n g?c? g?ne? ak???ndan ?nemli ?l??de daha fazlad?r. ?ok y?ksek parlakl?k nedeniyle, y?ld?z?n radyasyon ak?s?n?n d?? katmanlar? ?zerindeki hafif bas?nc? ?nemli hale gelir, hesaplamalara g?re birka? bin y?l i?inde kabu?un kayb?na yol a?abilir.

k?rm?z? devlerin a??r? k?tlesi.

Shklovsky'nin ?nerdi?i k?rm?z? devlerin evrimi senaryosu genel olarak kabul ediliyor ve ?ok say?da g?zlemsel veriyle destekleniyor.

3. Beyaz c?celerin fizi?i ve ?zellikleri

Daha ?nce belirtildi?i gibi, beyaz c?celerin k?tleleri g?ne? k?tlesine yak?nd?r, ancak boyutlar? g?ne? k?tlesinin yaln?zca y?zde biri (veya hatta daha az?) kadard?r, yani beyaz c?celerdeki madde yo?unlu?u son derece y?ksektir ve g / cm3. B?yle bir yo?unlukta atomlar?n elektron kabuklar? yok edilir ve madde elektron-n?kleer plazma haline gelir ve elektron bile?eni dejenere bir elektron gaz? olur. B?yle bir gaz?n bas?nc? P a?a??daki ili?kiye uyar:

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

Pirin?. 8. Beyaz c?celer i?in k?tle-yar??ap ili?kisi. Dikey asimptot Chandrasekhar s?n?r?na kar??l?k gelir.

Yukar?daki durum denklemi so?uk bir elektron gaz? i?in ge?erlidir, ancak birka? milyon derecelik s?cakl?k bile elektronlar?n karakteristik Fermi enerjisiyle () kar??la?t?r?ld???nda k???kt?r. Ayn? zamanda Pauli d??lanmas?yla maddenin yo?unlu?u artt?k?a (iki elektron ayn? kuantum durumuna, yani ayn? enerjiye ve spine sahip olamaz), elektronlar?n enerjisi ve h?z? o kadar artar ki, g?relilik teorisi i?lemeye ba?lar - yozla?m?? elektron gaz? g?reli hale gelir. G?reli dejenere elektron gaz?n?n bas?nc?n?n yo?unlu?a ba??ml?l??? zaten farkl?d?r:

B?yle bir durum denklemi i?in ilgin? bir durum ortaya ??kar. Bir beyaz c?cenin ortalama yo?unlu?u http://*****/images/ukbase_2__270.jpg" width="21" height="14 src=">- K?tle, a - Beyaz c?cenin yar??ap?. Sonra bas?n? http://** ***/images/ukbase_2__716.jpg" alt="(P \ over R) \ sim ((M ^ (4/3)) \ over (R ^ 5))" width="89 height=46" height="46">!}

Bas?nca kar?? ??kan yer?ekimi kuvvetleri:

bas?n? d????? ve yer?ekimi kuvvetleri yar??apa e?it derecede ba?l? olmas?na ra?men, k?tleye farkl? ?ekilde ba?l?d?rlar - ~ ve ~ disk"> DA gibi - spektrumda ?izgiler vard?r ve helyum ?izgileri yoktur. Bu t?r ~% 75'tir. beyaz c?celerin t?m s?cakl?k aral???nda bulunurlar; DB - iyonize helyum ?izgileri g??l?d?r, hidrojen ?izgileri yoktur. 10 kat daha fazla helyum vard?r, s?cakl?klar - ? K'nin ?zerinde; DC - s?rekli spektrum, emilim yok S?rekli spektrumun yo?unlu?unun %90'?ndan daha az yo?unlu?a sahip ?izgiler, s?cakl?k - - K'ye kadar; DF - kalsiyum ?izgileri var, hidrojen ?izgileri yok; DG - kalsiyum, demir ?izgileri var, hidrojen ?izgileri yok ; DO - iyonize helyum ?izgileri g??l?, n?tr helyum ve (veya) hidrojen ?izgileri var.Bunlar s?cak beyaz c?celer, s?cakl?klar? K'ye ula??yor?

5. Beyaz c?celeri i?eren astronomik olaylar

5.1. Beyaz c?celerden X-???n? emisyonu

Gen? beyaz c?celerin (kabuklar?n?n d?k?lmesinden sonra y?ld?zlar?n izotropik ?ekirdekleri) y?zey s?cakl??? ?ok y?ksektir - 2'den fazla? Ancak 10 5 K, n?trino so?umas? ve y?zeyden gelen radyasyon nedeniyle olduk?a h?zl? bir ?ekilde d??er. Bu t?r ?ok gen? beyaz c?celer, X-???n? aral???nda g?zlemlenir (?rne?in, beyaz c?ce HZ 43'?n ROSAT uydusu taraf?ndan g?zlemlenmesi).

S?cak beyaz c?celerin y?zey s?cakl??? 7? 10 4 K, so?uk - ~ 5 ? 10 3 K.

X-???n? aral???ndaki beyaz c?celerin radyasyonunun bir ?zelli?i, i?lerindeki X-???n? radyasyonunun ana kayna??n?n, onlar? "normal" y?ld?zlardan b?y?k ?l??de ay?ran fotosfer olmas?d?r: ikincisinde, X-???nlar?, taraf?ndan yay?l?r. korona birka? milyon kelvin'e kadar ?s?t?ld? ve fotosferin s?cakl???, X-???nlar? radyasyonunun olu?mas? i?in ?ok d???k (bunlar i?in bkz. ?ekil 9).

Birikme olmad???nda, beyaz c?celerin ?ekirdeklerindeki iyonlardan gelen bir termal enerji rezervi vard?r, dolay?s?yla parlakl?klar? ya?a ba?l?d?r. Beyaz c?celerin so?umas?na ili?kin niceliksel bir teori 1940'lar?n sonlar?nda geli?tirildi.

5.2. ?kili sistemlerde beyaz c?celere birikim

Beyaz c?celer ?zerindeki dura?an olmayan birikim, e?er yolda? b?y?k bir k?rm?z? c?ce ise, c?ce novalar?n (U Gem (UG) tipi y?ld?zlar) veya nova benzeri de?i?ken y?ld?zlar?n olu?umuna yol a?ar. g??l? bir manyetik alan, beyaz bir c?cenin manyetik kutup b?lgesine y?nlendirilir ve subpolar b?lgelerde birikim plazmas?n?n radyasyonunun siklotron mekanizmas?, spektrumun g?r?n?r b?lgesinde (kutuplar ve ara kutuplar) radyasyonun g??l? polarizasyonuna neden olur. Hidrojen bak?m?ndan zengin maddenin beyaz c?celerine ?arpmas?, y?zeyde birikmesine (esas olarak helyumdan olu?ur) ve helyum f?zyon reaksiyonunun s?cakl?klar?na ?s?nmas?na yol a?ar; bu, termal karars?zl???n geli?mesi durumunda, g?zlemlenen bir patlamaya yol a?ar. Devasa bir beyaz c?ce ?zerinde olduk?a uzun ve yo?un bir birikim, Chandrasekhar s?n?r?n? a?an bir k?tleye ve s?pernova tipi bir patlama Ia olarak g?zlemlenen yer?ekimsel ??k??e yol a?ar (bkz. ?ekil 10).

Ayr?ca bak?n?z

Birikme ?deal gaz Dejenere gaz Y?ld?z N?kleosentez Gezegenimsi nebula S?pernova Sirius

Notlar

1. ^ a B C Beyaz c?celer - www. Franko. /publish/astro/bukvy/b. pdf // Astronomik ansiklopedik s?zl?k - www. Franko. / yay?nla / astro / Genel olarak ve taraf?ndan d?zenlenmi?tir. - Lvov: LNU-GAO NANU, 2003. - S. 54-55. - ISBN -X, UDC

Edebiyat

Alvan Clark and Sons: Optik Sanat??lar?,

Y?ld?zlar?n yap?s?n?n ve evriminin fiziksel temeli,

Y?ld?zlar: do?umlar?, ya?amlar? ve ?l?mleri,

100 milyar g?ne?.

Y?ld?zlar?n do?u?u, ya?am? ve ?l?m?,

Uzay fizi?i.

K???k ansiklopedi,

Bessel, Sirius'un g?r?nmez bir "karanl?k" uyduya sahip olmas? gerekti?i ve her iki y?ld?z?n ortak bir k?tle merkezi etraf?nda d?n?? periyodunun yakla??k 50 y?l olmas? gerekti?i sonucuna vard?. Karanl?k uydu g?zlemlenemedi?inden ve k?tlesinin olduk?a b?y?k olmas? gerekti?inden (Sirius'un k?tlesiyle kar??la?t?r?labilir) mesaj ??pheyle kar??land?.

Yo?unluk paradoksu

“Arkada??m? ziyaret ediyordum… Profes?r E. Pickering bir i? ziyaretindeydi. Karakteristik nezaketiyle, Hincks ve benim g?zlemledi?imiz t?m y?ld?zlar?n paralakslar?n? belirlemek amac?yla spektrumlar?n? elde etmeyi teklif etti. G?r?n??te rutin olan bu ?al??man?n ?ok verimli oldu?u ortaya ??kt?; mutlak kadiri ?ok k???k olan (yani d???k parlakl??a sahip) t?m y?ld?zlar?n spektral M s?n?f?na (yani ?ok d???k y?zey s?cakl???na) sahip oldu?unun ke?fedilmesine yol a?t?. Hat?rlad???m kadar?yla, bu soruyu tart???rken Pickering'e di?er s?n?k y?ld?zlar hakk?nda sorular sormu?tum... ve ?zellikle 40 Eridani B'den bahsetmi?tim. Kendi karakteristik tarz?yla, hemen (Harvard) G?zlemevi ofisine bir talep g?nderdi ve k?sa s?re sonra (san?r?m Bayan Fleming'den) bu y?ld?z?n spektrumunun A (yani y?ksek y?zey s?cakl???) oldu?u yan?t?n? ald?. O Paleozoik zamanlarda bile bu ?eyler hakk?nda yeterince bilgim vard? ve o zamanlar y?zey parlakl??? ve yo?unlu?unun "olas?" de?erleri olarak adland?raca??m?z de?erler aras?nda a??r? bir tutars?zl?k oldu?unu hemen fark ettim. G?r?n??e g?re, y?ld?zlar?n ?zellikleri i?in tamamen normal bir kural gibi g?r?nen bu istisnaya sadece ?a??rmad???m, kelimenin tam anlam?yla hayrete d??t???m ger?e?ini gizlemedim. Pickering bana g?l?msedi ve ??yle dedi: "Bilgimizin geni?lemesine yol a?an ?ey tam da bu t?r istisnalard?r" - ve beyaz c?celer incelenen d?nyaya girdiler."

Beyaz c?celerin yo?unlu?unun y?ksek olmas?, klasik fizik ve astronomi ?er?evesinde a??klanamayan bir durum olarak kalm?? ve Fermi-Dirac istatistiklerinin ortaya ??kmas?ndan sonra ancak kuantum mekani?i ?er?evesinde a??klanabilmi?tir. 1926 y?l?nda Fowler, “Yo?un Madde” adl? makalesinde ( “Yo?un madde hakk?nda,” Ayl?k Bildirimler R. Astron. Sos. 87, 114-122), durum denkleminin ideal gaz modeline (standart Eddington modeli) dayand??? ana dizi y?ld?zlar?ndan farkl? olarak, beyaz c?celer i?in maddenin yo?unlu?unun ve bas?nc?n?n, dejenere elektron gaz?n?n (Fermi gaz?) ?zellikleri taraf?ndan belirlendi?ini g?sterdi. ).

Beyaz c?celerin do?as?n? a??klaman?n bir sonraki a?amas? Yakov Frenkel ve Chandrasekhar'?n ?al??malar?yd?. 1928'de Frenkel beyaz c?celerin k?tlesinde bir ?st s?n?r olmas? gerekti?ine dikkat ?ekti ve 1931'de Chandrasekhar "?deal Beyaz C?cenin Maksimum K?tlesi" adl? ?al??mas?nda ( Astroph, “?deal beyaz c?celerin maksimum k?tlesi”. J.74, 81-82), beyaz c?celerin k?tlelerinde bir ?st s?n?r oldu?unu, yani belirli bir s?n?r?n ?zerinde k?tleye sahip bu y?ld?zlar?n karars?z olduklar?n? (Chandrasekhar s?n?r?) ve ??kmeleri gerekti?ini g?sterdi.

Beyaz c?celerin k?keni

Fowler'?n ??z?m? beyaz c?celerin i? yap?s?n? a??klad? ancak k?kenlerinin mekanizmas?n? a??klamad?. Beyaz c?celerin olu?umunu a??klamada iki fikir ?nemli bir rol oynad?: Astronom Ernst Epic'in, k?rm?z? devlerin n?kleer yak?t?n t?kenmesi sonucu ana dizi y?ld?zlar?ndan olu?tu?u fikri ve g?kbilimci Vasily Fesenkov'un k?sa bir s?re sonra yapt??? varsay?m. ?kinci D?nya Sava??'nda ana dizi y?ld?zlar?n?n k?tle kaybetmesi gerekti?i ve bu k?tle kayb?n?n y?ld?zlar?n evrimi ?zerinde ?nemli bir etkisi olmas? gerekti?i ortaya ??kt?. Bu varsay?mlar tamamen do?ruland?.

??l? helyum reaksiyonu ve k?rm?z? devlerin izotermal ?ekirdekleri

10 8 K civar?ndaki s?cakl?klarda, helyum ?ekirdeklerinin kinetik enerjisi Coulomb bariyerini a?acak kadar y?ksek hale gelir: iki helyum ?ekirde?i (4He, alfa par?ac?klar?) karars?z bir berilyum izotopu olu?turmak ?zere birle?ebilir:

8 Be'nin ?o?u tekrar iki alfa par?ac???na bozunur, ancak 8 Be y?ksek enerjili bir alfa par?ac???yla ?arp??t???nda kararl? bir karbon 12 C ?ekirde?i olu?turulabilir:

+ 7,3 MeV.

8 Be'nin ?ok d???k denge konsantrasyonuna ra?men (?rne?in, ~10 8 K s?cakl?kta konsantrasyon oran? [ 8 Be]/[ 4 He] ~10 -10), oran ?u ?ekildedir: ??l? helyum reaksiyonu y?ld?z?n s?cak ?ekirde?inde yeni bir hidrostatik denge elde etmek i?in yeterli oldu?u ortaya ??kt?. ??l? helyum reaksiyonunda enerji sal?n?m?n?n s?cakl??a ba??ml?l??? son derece y?ksektir, ?rne?in ~1-2·10 8 K s?cakl?k aral??? i?in enerji sal?n?m? ??yledir:

?ekirdekteki k?smi helyum konsantrasyonu nerede (dikkate al?nan hidrojen "t?kenmesi" durumunda birli?e yak?nd?r).

Bununla birlikte, ??l? helyum reaksiyonunun Bethe d?ng?s?nden ?nemli ?l??de daha d???k bir enerji sal?n?m? ile karakterize edildi?ine dikkat edilmelidir: birim k?tle ba??na Helyumun "yanmas?" s?ras?ndaki enerji sal?n?m?, hidrojenin "yanmas?" s?ras?ndaki enerji sal?n?m?ndan 10 kat daha d???kt?r. Helyum yand?k?a ve ?ekirdekteki enerji kayna?? t?kendik?e daha karma??k n?kleosentez reaksiyonlar? m?mk?nd?r, ancak ?ncelikle bu t?r reaksiyonlar giderek daha y?ksek s?cakl?klar gerektirir ve ikinci olarak bu t?r reaksiyonlarda birim k?tle ba??na enerji sal?n?m? k?tle k?tlesi artt?k?a azal?r. reaksiyona giren ?ekirdeklerin say?s? artar.

Nispeten k???k bir k?tleye sahip k?rm?z? devler durumunda (G?ne? mertebesinde), izotermal ?ekirdekler esas olarak helyumdan, daha b?y?k y?ld?zlar durumunda ise karbon ve daha a??r elementlerden olu?ur. Bununla birlikte, her durumda, b?yle bir izotermal ?ekirde?in yo?unlu?u o kadar y?ksektir ki, ?ekirde?i olu?turan plazman?n elektronlar? aras?ndaki mesafeler, De Broglie dalga boylar? ile orant?l? hale gelir, yani elektron gaz?n?n dejenerasyonu i?in ko?ullar kar??lan?r. Hesaplamalar izotermal ?ekirdeklerin yo?unlu?unun beyaz c?celerin yo?unlu?una kar??l?k geldi?ini g?stermektedir. K?rm?z? devlerin ?ekirdekleri beyaz c?celerdir.

Dolay?s?yla beyaz c?celerin k?tlesinin bir ?st s?n?r? vard?r (Chandrasekhar s?n?r?). G?zlemlenen beyaz c?celer i?in de benzer bir alt s?n?r?n olmas? ilgin?tir: Y?ld?zlar?n evrim h?z? k?tleleriyle orant?l? oldu?undan, d???k k?tleli beyaz c?celeri yaln?zca ba?lang?? d?neminden bu yana evrimle?meyi ba?aran y?ld?zlar?n kal?nt?lar? olarak g?zlemleyebiliriz. Evrenin y?ld?z olu?umunun ilk d?neminden g?n?m?ze kadar olan d?nem.

Spektrumlar?n ?zellikleri ve spektral s?n?fland?rma

Beyaz c?celer ayr? bir spektral s?n?f D'ye (?ngilizce'den) s?n?fland?r?l?r. C?ce- c?ce), 1983 y?l?nda Edward Zion taraf?ndan ?nerilen, beyaz c?celerin spektrumunun ?zelliklerini yans?tan, ?u anda kullan?lan bir s?n?fland?rma; bu s?n?fland?rmada spektral s?n?f a?a??daki formatta yaz?lm??t?r:

D [alt s?n?f] [spektrum ?zellikleri] [s?cakl?k indeksi],

a?a??daki alt s?n?flar tan?mlanm??t?r:

DA - Balmer hidrojen serisinin ?izgileri spektrumda mevcut, helyum ?izgileri g?zlenmiyor
DB - helyum He I ?izgileri spektrumda mevcut, hidrojen veya metal ?izgileri yok
DC - so?urma ?izgileri olmayan s?rekli spektrum
DO - spektrumda g??l? helyum He II ?izgileri mevcuttur; He I ve H ?izgileri de mevcut olabilir
DZ - yaln?zca metal hatlar, H veya He hatlar? yoktur
DQ - molek?ler C2 dahil karbon ?izgileri

ve spektral ?zellikler:

P - manyetik alanda ?????n polarizasyonu g?zlenir
H - manyetik alan?n varl???nda polarizasyon g?zlenmez
V - ZZ Ceti tipi y?ld?zlar veya di?er de?i?ken beyaz c?celer
X - tuhaf veya s?n?fland?r?lamayan spektrumlar

Beyaz c?celerin evrimi

Pirin?. 8. ?ngezegen bulutsusu NGC 1705. K?rm?z? devin d?kt??? bir dizi k?resel kabuk g?r?lebiliyor, y?ld?z?n kendisi de bir toz ku?a?? taraf?ndan gizlenmi?.

Ayn? zamanda, g?zlemlenen beyaz c?celer, spektrumlar?na g?re esas olarak iki b?y?k gruba ayr?l?r: "hidrojen" spektral s?n?f DA, spektrumlar?nda helyum ?izgileri bulunmayan ve pop?lasyonun ~%80'ini olu?turan. beyaz c?celer ve spektrumda hidrojen ?izgileri olmayan "helyum" spektral s?n?f? DB, n?fusun geri kalan %20'sinin ?o?unu olu?turuyor. Beyaz c?celerin atmosferlerinin bile?imindeki bu farkl?l???n nedeni uzun s?re belirsizli?ini korudu. 1984 y?l?nda Ico Iben, beyaz c?celerin, asimptotik dev dal?nda bulunan, ?e?itli titre?im a?amalar?nda, titre?en k?rm?z? devlerden "??k??" senaryolar?n? de?erlendirdi. On g?ne?e kadar k?tleye sahip k?rm?z? devlerin evriminin ge? bir a?amas?nda, helyum ?ekirde?inin "yanmas?" sonucunda, esas olarak karbon ve daha a??r elementlerden olu?an, dejenere olmayan bir ?ekirdekle ?evrelenmi? dejenere bir ?ekirdek olu?ur. ??l? helyum reaksiyonunun meydana geldi?i helyum katman? kayna??. Buna kar??l?k, ?zerinde Bethe d?ng?s?n?n termon?kleer reaksiyonlar?n?n ger?ekle?ti?i, hidrojeni helyuma d?n??t?ren, bir hidrojen kabu?uyla ?evrelenmi? katmanl? bir hidrojen kayna?? vard?r; dolay?s?yla harici hidrojen katman? kayna??, helyum katman? kayna?? i?in helyum "?reticisidir". Bir katman kayna??ndaki helyumun yanmas?, a??r? y?ksek s?cakl?k ba??ml?l??? nedeniyle termal karars?zl??a maruz kal?r ve bu durum, helyum yanma h?z?yla kar??la?t?r?ld???nda hidrojenin helyuma d?n???m oran?n?n daha y?ksek olmas?yla daha da k?t?le?ir; Sonu?, helyumun birikmesi, dejenerasyon ba?layana kadar s?k??t?r?lmas?, ??l? helyum reaksiyonunun oran?nda keskin bir art?? ve geli?medir. katmanl? helyum fla??.

yay?lan y?zeyin birim alan? ba??na g?? nerede ve W/(m?·K 4) Stefan-Boltzmann sabitidir.

Beyaz c?celeri i?eren astronomik olaylar

Beyaz c?celerden X-???n? emisyonu

Pirin?. 9 Sirius'un yumu?ak r?ntgen g?r?nt?s?. Parlak bile?en beyaz c?ce Sirius B'dir, s?n?k bile?en Sirius A'd?r

Gen? beyaz c?celerin (kabuklar?n?n d?k?lmesinden sonra y?ld?zlar?n izotropik ?ekirdekleri) y?zey s?cakl??? ?ok y?ksektir - 2·10 5 K'den fazlad?r, ancak n?trino so?umas? ve y?zeyden gelen radyasyon nedeniyle olduk?a h?zl? bir ?ekilde d??er. Bu t?r ?ok gen? beyaz c?celer, X-???n? aral???nda g?zlemlenir (?rne?in, beyaz c?ce HZ 43'?n ROSAT uydusu taraf?ndan g?zlemlenmesi). X-???n? aral???nda, beyaz c?celerin parlakl??? ana dizi y?ld?zlar?n?n parlakl???n? a??yor: Sirius'un Chandra X-???n? teleskopu taraf?ndan ?ekilen foto?raflar? (bkz. ?ekil 9) bir ?rnek olarak hizmet edebilir - i?lerinde beyaz c?ce Sirius B optik aral??? Sirius B'den ~10.000 kat daha parlak olan A1 spektral s?n?f?na ait Sirius A'dan daha parlak g?r?n?yor.

En s?cak beyaz c?celerin y?zey s?cakl??? 7.10 4 K, en so?uk olan? ise ~5.10 3 K'dir (?rne?in Van Maanen Y?ld?z?'na bak?n?z).

?kili sistemlerde beyaz c?celere birikim

?kili sistemlerde farkl? k?tlelerdeki y?ld?zlar?n evrimi s?ras?nda bile?enlerin evrim h?zlar? ayn? olmazken, daha b?y?k bir bile?en beyaz c?ceye d?n??ebilirken, daha az k?tleli bir bile?en bu zamana kadar ana dizide kalabilir. . Buna kar??l?k, daha az k?tleli bir bile?en, evrimi s?ras?nda ana diziyi terk edip k?rm?z? dev dal?na ge?ti?inde, geli?en y?ld?z?n boyutu, Roche lobunu doldurana kadar b?y?meye ba?lar. ?kili sistemin bile?enlerinin Roche loblar? Lagrange L1 noktas?na temas etti?inden, daha az k?tleli bile?enin evriminin bu a?amas?nda, L1 noktas? boyunca maddenin k?rm?z? devden Roche lobuna ak??? beyaz c?cenin y?zeyinde hidrojen a??s?ndan zengin madde birikmesi ba?lar (bkz. ?ekil 10), bu da bir dizi astronomik olaya yol a?ar:

Beyaz c?celerin ?zerinde dura?an olmayan birikim, e?er yolda? b?y?k bir k?rm?z? c?ce ise, c?ce novalar?n (U Gem (UG) tipi y?ld?zlar) ve nova benzeri felaket niteli?inde de?i?ken y?ld?zlar?n ortaya ??kmas?na yol a?ar.
G??l? bir manyetik alana sahip olan beyaz c?celer ?zerindeki birikim, beyaz c?cenin manyetik kutup b?lgesine y?nlendirilir ve c?cenin manyetik alan?n?n kutup ?evresi b?lgelerinde biriken plazmadan gelen radyasyonun siklotron mekanizmas?, radyasyonun g??l? kutupla?mas?na neden olur. g?r?n?r b?lge (kutuplar ve ara kutuplar).
Hidrojen a??s?ndan zengin maddenin beyaz c?celer ?zerinde birikmesi, y?zeyde birikmesine (?o?unlukla helyumdan olu?ur) ve helyum f?zyon reaksiyon s?cakl?klar?na ?s?nmas?na yol a?ar; bu da termal karars?zl?k durumunda nova olarak g?zlemlenen bir patlamaya yol a?ar.
Devasa bir beyaz c?ce ?zerinde yeterince uzun ve yo?un birikme, k?tlesinin Chandrasekhar s?n?r?n? a?mas?na ve tip Ia s?pernova patlamas? olarak g?zlemlenen yer?ekimsel ??k??e yol a?ar (bkz. ?ekil 11).

Notlar

Ya.B. Zeldovich, S.I. Blinnikov, N.I. Shakura.. - M.: MSU, 1981.
Sinuosit?s g?zlemlenen dans le mouvement propre de Sirius, ?ek. 320, Flammarion C., Les ?toiles et les curiosit?s du ciel, suppl?ment de "l'Astronomie populaire", Marpon et Flammarion, 1882
Procyon ve Sirius'un ?z hareketleri ?zerine (?ngilizce). (12/1844). Ar?ivlendi
Flammarion C. (1877). "Sirius'un Arkada??". Astronomik kay?t 15 : 186-189. Eri?im tarihi: 2010-01-05.
Van Maanen A. B?y?k Do?ru Hareketli ?ki S?n?k Y?ld?z. Pasifik Astronomi Toplulu?u Yay?nlar?(12/1917). - Cilt. 29, Hay?r. 172, s. 258-259. 23 A?ustos 2011 tarihinde kayna??ndan ar?ivlendi.
V.V. Ivanov. Beyaz c?celer. Astronet(17.09.2002). 23 A?ustos 2011 tarihinde kayna??ndan ar?ivlendi. Eri?im tarihi: 6 May?s 2009.
Fowler R.H. Yo?un madde hakk?nda (?ngilizce). Kraliyet Astronomi Toplulu?unun Ayl?k Bildirimleri(12/1926). 23 A?ustos 2011 tarihinde kayna??ndan ar?ivlendi. Eri?im tarihi: 22 Temmuz 2009.
Chandrasekhar S.?deal Beyaz C?celerin Maksimum K?tlesi. Astrofizik Dergisi(07/1931). 23 A?ustos 2011 tarihinde kayna??ndan ar?ivlendi. Eri?im tarihi: 22 Temmuz 2009.
Shklovsky I.S. Gezegenimsi bulutsular?n do?as? ve ?ekirdekleri hakk?nda // Astronomi Dergisi. - 1956. - T. 33. - No. 3. - S. 315-329.
?nerilen yeni bir beyaz c?ce spektral s?n?fland?rma sistemi, E. M. Sion, J. L. Greenstein, J. D. Landstreet, J. Liebert, H. L. Shipman ve G. A. Wegner, Astrofizik Dergisi 269 , #1 (1 Haziran 1983), s. 253-257.
Leahy, D.A.; C. Y. Zhang, Sun Kwok (1994). "Gezegenimsi bulutsu NGC 7293'ten iki s?cakl?kl? X-???n? emisyonu." Astrofizik Dergisi 422 : 205-207. Eri?im tarihi: 2010-07-05.
Iben Jr, I. (1984). "Helyum yak?m?yla ?al??an gezegenimsi bulutsu ?ekirdeklerinin frekans? ve hidrojen eksikli?i olan atmosferlere sahip beyaz c?celerin frekans? hakk?nda." Astrofizik Dergisi 277 : 333-354. ISSN 0004-637X.
Sofya Nesku?naya Bir c?ce oksijen solur (Rus?a). gazete.ru (13.11.09 10:35). 23 A?ustos 2011 tarihinde kayna??ndan ar?ivlendi. Eri?im tarihi: 23 May?s 2011.
Sirius A ve B: Canis Major Tak?my?ld?z?ndaki ?ift Y?ld?z Sistemi // Chandra X-Ray G?zlemevi Foto?raf Alb?m?
Ivanov V.V. Beyaz c?celer. Astronomi Enstit?s? ad?n? alm??t?r. V.V. Soboleva. 23 A?ustos 2011 tarihinde kayna??ndan ar?ivlendi. Eri?im tarihi: 6 Ocak 2010.

Edebiyat

Deborah Jean Warner. Alvan Clark ve O?ullar?: Optik Sanat??lar?. -Smithsonian Press, 1968.
Ya.B. Zeldovich, S.I. Blinnikov, N.I. Shakura. Y?ld?zlar?n yap?s?n?n ve evriminin fiziksel temeli. - M., 1981.
Shklovsky I.S. Y?ld?zlar: do?umlar?, ya?amlar? ve ?l?mleri. - M.: Nauka, 1984.
Steven D. Kawaler, Igor? Dmitrievich Novikov, Ganesan Srinivasan, G. Meynet, Daniel Schaerer. Y?ld?z kal?nt?lar?. - Springer, 1997. - ISBN 3540615202, 9783540615200
Kippenhan R. (?ngilizce) Rus?a 100 Milyar G?ne?: Y?ld?zlar?n Do?u?u, Ya?am? ve ?l?m? = 100 Milyar Sonnen / ?ev. onunla. A. S. Dobroslavsky, B. B. Straumal, ed. I. M. Khalatnikova, A. V. Tutukova. - D?nya . - M., 1990. - 293 s. - 88.000 kopya. - ISBN 5-03-001195-1