Quyoshning massasi (M?) va radiuslari Quyosh radiusidan taxminan 100 marta kichikroq. Oq mittilar moddasining o'rtacha zichligi 10 8 -10 9 kg / m 3 ni tashkil qiladi. Oq mittilar Galaktikadagi barcha yulduzlarning bir necha foizini tashkil qiladi. Ko'pgina oq mittilar qo'shaloq yulduz tizimlarining bir qismidir. Oq mitti deb tasniflangan birinchi yulduz 1862 yilda amerikalik astronom A. Klark tomonidan kashf etilgan Sirius B (Siriusning sun'iy yo'ldoshi) bo'lgan. 1910-yillarda oq mittilar yulduzlarning maxsus sinfi sifatida aniqlangan; ularning nomi bu sinfning birinchi vakillarining rangi bilan bog'liq.

Yulduz massasi va kichik sayyora o'lchamiga ega bo'lgan oq mitti o'z yuzasi yaqinida yulduzni siqib chiqaradigan ulkan tortishish kuchiga ega. Ammo u barqaror muvozanatni saqlaydi, chunki tortishish kuchlariga elektronlarning degenerativ gazining bosimi qarshilik ko'rsatadi: oq mittilarga xos bo'lgan materiyaning yuqori zichligida, undagi deyarli erkin elektronlarning kontsentratsiyasi shunchalik yuqoriki, unga ko'ra. Pauli printsipi, ular katta impulsga ega. Degeneratsiyalangan gazning bosimi amalda uning haroratiga bog'liq emas, shuning uchun oq mitti soviganida qisqarmaydi.

Oq mitti massasi qanchalik katta bo'lsa, uning radiusi shunchalik kichik bo'ladi. Nazariya taxminan 1,4M oq mittilar uchun yuqori massa chegarasini bildiradi? (Chandrasekhar chegarasi deb ataladi), uning oshib ketishi gravitatsiyaviy qulashga olib keladi. Bunday chegaraning mavjudligi gazning zichligi oshishi bilan undagi elektronlarning tezligi yorug'lik tezligiga yaqinlashadi va bundan keyin ham ortib bora olmaydi. Natijada, degeneratsiyalangan gazning bosimi tortishish kuchiga bardosh bera olmaydi.

Boshlang'ich massasi 8M dan kam bo'lgan oddiy yulduzlar evolyutsiyasi oxirida oq mittilar hosil bo'ladimi? ular termoyadro yoqilg'isini tugatgandan keyin. Bu davrda yulduz qizil gigant va sayyora tumanligi bosqichidan o'tib, o'zining tashqi qatlamlarini to'kadi va juda yuqori haroratga ega bo'lgan yadroni ochadi. Asta-sekin sovib, yulduzning yadrosi oq mitti holatiga o'tadi va chuqurlikda saqlanadigan issiqlik energiyasi tufayli uzoq vaqt davomida porlashda davom etadi. Oq mittining yorqinligi yoshi bilan kamayadi. Taxminan 1 milliard yil ichida oq mittining yorqinligi Quyoshnikidan ming marta past bo'ladi. O'rganilayotgan oq mittilarning sirt harorati 5·10 3 dan 10 5 K gacha.

Ba'zi oq mittilar bir necha daqiqadan yarim soatgacha bo'lgan davrlar bilan optik o'zgaruvchanlikni namoyon qiladi, bu yulduzning gravitatsion radial bo'lmagan tebranishlarining namoyon bo'lishi bilan izohlanadi. Ushbu tebranishlarni asterseysmologiya usullari yordamida tahlil qilish oq mittilarning ichki tuzilishini o'rganish imkonini beradi. Oq mittilarning 3% ga yaqin spektrlarida nurlanishning kuchli qutblanishi yoki spektral chiziqlarning Zeeman bo?linishi kuzatiladi, bu induksiyasi 3·10 4 -10 9 G bo?lgan magnit maydonlarning mavjudligini ko?rsatadi.

Agar oq mitti yaqin ikkilik tizimning bir qismi bo'lsa, uning yorqinligiga qo'shni yulduzdan oqib chiqadigan vodorodning termoyadroviy yonishi muhim hissa qo'shishi mumkin. Bu yonish ko'pincha statsionar bo'lmagan tabiatga ega bo'lib, u o'zini yangi va yangi yulduzlarning portlashi shaklida namoyon qiladi. Kamdan kam hollarda, oq mitti yuzasida vodorodning to'planishi yulduzning to'liq yo'q qilinishi bilan termoyadroviy portlashga olib keladi, o'ta yangi yulduz portlashi sifatida kuzatiladi.

Lit.: Blinnikov S.I. Oq mittilar. M., 1977; Shapiro S., Tyukolski S. Qora tuynuklar, oq mittilar va neytron yulduzlari: 2-qism M., 1985 yil.

Har bir yulduzning o'z taqdiri va o'z umr ko'rish muddati bor. Vaqt keladiki, u yo'qola boshlaydi.

Oq mittilar g'ayrioddiy yulduzlardir. Ular zichligi nihoyatda yuqori bo'lgan moddadan iborat. Yulduzlar evolyutsiyasi nazariyasida ular Quyosh massasi bilan taqqoslanadigan past va o'rta massali yulduzlar evolyutsiyasining yakuniy bosqichi sifatida qaraladi. Turli hisob-kitoblarga ko'ra, bizning Galaktikada bunday yulduzlarning 3-4 foizi mavjud.

Oq mittilar qanday hosil bo'ladi?

Qarigan yulduzdagi barcha vodorod yonib ketgandan so'ng, uning yadrosi qisqaradi va qiziydi, bu uning tashqi qatlamlarining kengayishiga yordam beradi. Yulduzning samarali harorati pasayadi va u qizil gigantga aylanadi. Yulduzning yadro bilan juda zaif bog'langan nozik qobig'i vaqt o'tishi bilan fazoda tarqalib, qo'shni sayyoralarga oqib boradi va qizil gigantning o'rnida oq mitti deb ataladigan juda ixcham yulduz qoladi.

Uzoq vaqt davomida harorati Quyosh haroratidan yuqori bo'lgan oq mittilar nima uchun Quyosh o'lchamiga nisbatan kichik ekanligi sir bo'lib qoldi, toki ular ichidagi materiyaning zichligi nihoyatda yuqori ekanligi ayon bo'ldi. 10 5 - 10 9 g/sm 3). Oq mittilar uchun standart massa-yorqinlik munosabatlari yo'q, bu ularni boshqa yulduzlardan ajratib turadi. Katta miqdordagi materiya juda kichik hajmga "qadoqlangan", shuning uchun oq mitti zichligi suv zichligidan deyarli 100 baravar katta.

(Rasmda ikkita oq mitti o'lchamlarini Yer sayyorasi bilan taqqoslash ko'rsatilgan)

Oq mittilarning harorati, ularning ichida termoyadroviy reaktsiyalar yo'qligiga qaramay, deyarli o'zgarmasdir. Buni nima tushuntiradi? Kuchli siqilish tufayli atomlarning elektron qobiqlari bir-biriga kira boshlaydi. Bu yadrolar orasidagi masofa eng kichik elektron qobiq radiusiga teng minimal bo'lguncha davom etadi. Ionlanish natijasida elektronlar yadrolarga nisbatan erkin harakatlana boshlaydi va oq mitti ichidagi materiya metallarga xos bo'lgan fizik xususiyatlarga ega bo'ladi. Bunday materiyada energiya yulduz yuzasiga elektronlar orqali uzatiladi, uning qisqarishi bilan tezligi tobora ortib boradi: ularning ba'zilari million daraja haroratga mos keladigan tezlikda harakat qiladi. Oq mitti yuzasida va ichidagi harorat keskin farq qilishi mumkin, bu yulduz diametrining o'zgarishiga olib kelmaydi. Bu erda biz to'p bilan taqqoslashimiz mumkin - u soviganida, u hajmi kamaymaydi.

(Rasmda van Maanen yulduzi Baliq yulduz turkumida joylashgan xira oq mitti.)

Oq mitti juda sekin so'nadi: yuzlab million yillar davomida radiatsiya intensivligi atigi 1% ga kamayadi. Ammo oxir-oqibat u yo'q bo'lib, qora mittiga aylanib, trillionlab yillar talab qilishi mumkin. Oq mittilarni koinotning noyob ob'ektlari deb atash mumkin. Yerdagi laboratoriyalarda mavjud bo'lgan sharoitlarni hali hech kim takrorlay olmadi.

Hisob-kitoblar shuni ko'rsatadiki, M ~ 25M bilan o'ta yangi yulduz portlashi paytida massasi ~ 1,6M bo'lgan zich neytron yadrosi (neytron yulduzi) qoladi. Qoldiq massasi M > 1,4M bo?lgan, o?ta yangi yulduz bosqichiga yetmagan yulduzlarda degeneratsiyalangan elektron gazning bosimi ham tortishish kuchlarini muvozanatlashtira olmaydi va yulduz yadro zichligi holatiga qadar siqiladi. Ushbu tortishish qulashi mexanizmi o'ta yangi yulduz portlashi bilan bir xil. Yulduz ichidagi bosim va harorat shunday qiymatlarga etadiki, bunda elektronlar va protonlar bir-biriga "bosilgan" va reaksiya natijasida

neytrinolar chiqarilgandan so'ng, elektronlarga qaraganda ancha kichikroq faza hajmini egallagan neytronlar hosil bo'ladi. Neytron yulduzi paydo bo'lib, uning zichligi 10 14 - 10 15 g/sm 3 ga etadi. Neytron yulduzining xarakterli kattaligi 10 - 15 km. Qaysidir ma'noda neytron yulduzi ulkan atom yadrosidir. Keyingi tortishish siqilishi neytronlarning o'zaro ta'siri natijasida paydo bo'ladigan yadro moddasining bosimi bilan to'sqinlik qiladi. Bu, shuningdek, ilgari oq mitti misolida bo'lgani kabi, degeneratsiya bosimi, lekin u ancha zichroq neytron gazining degeneratsiya bosimidir. Bu bosim 3,2M gacha bo'lgan massalarni ushlab turishga qodir.
Yiqilish paytida hosil bo'lgan neytrinolar neytron yulduzini juda tez soviydi. Nazariy hisob-kitoblarga ko'ra, uning harorati ~ 100 soniya ichida 10 11 dan 10 9 K gacha tushadi. Bundan tashqari, sovutish tezligi biroz pasayadi. Biroq, astronomik miqyosda bu juda yuqori. Haroratning 10 9 dan 10 8 K gacha pasayishi 100 yilda va million yilda 10 6 K gacha bo'ladi. Neytron yulduzlarini optik usullar yordamida aniqlash ularning kichik o'lchamlari va past harorati tufayli juda qiyin.
1967 yilda Kembrij universitetida Xyuish va Bell davriy elektromagnit nurlanishning kosmik manbalari - pulsarlarni topdilar. Ko'pgina pulsarlarning zarba takrorlash davrlari 3,3·10 -2 dan 4,3 s gacha bo'lgan diapazonda yotadi. Zamonaviy tushunchalarga ko'ra, pulsarlar massasi 1 - 3M va diametri 10 - 20 km bo'lgan aylanuvchi neytron yulduzlardir. Neytron yulduzlarning xossalariga ega bo'lgan ixcham jismlargina bunday aylanish tezligida qulab tushmasdan o'z shakllarini saqlab qolishi mumkin. Neytron yulduzning paydo bo'lishida burchak momentum va magnit maydonning saqlanishi kuchli magnit maydoni B ~ 10 12 G bo'lgan tez aylanadigan pulsarlarning tug'ilishiga olib keladi.
Neytron yulduzning o'qi yulduzning aylanish o'qiga to'g'ri kelmaydigan magnit maydonga ega ekanligiga ishoniladi. Bu holda yulduzning nurlanishi (radio to'lqinlari va ko'rinadigan yorug'lik) mayoq nurlari kabi Yer bo'ylab sirg'alib ketadi. Nur Yerni kesib o'tganda, puls qayd etiladi. Neytron yulduzining nurlanishi yulduz yuzasidan zaryadlangan zarrachalar magnit maydon chiziqlari bo'ylab tashqariga qarab harakatlanib, elektromagnit to'lqinlarni chiqarishi tufayli yuzaga keladi. Birinchi marta Gold tomonidan taklif qilingan pulsar radio emissiyasining bu mexanizmi shaklda ko'rsatilgan. 39.

Agar radiatsiya nurlari er yuzidagi kuzatuvchiga tushsa, radioteleskop neytron yulduzining aylanish davriga teng bo'lgan radio emissiyasining qisqa impulslarini aniqlaydi. Pulsning shakli juda murakkab bo'lishi mumkin, bu neytron yulduzining magnitosferasi geometriyasi bilan belgilanadi va har bir pulsarga xosdir. Pulsarlarning aylanish davrlari qat'iy doimiy va bu davrlarni o'lchashning aniqligi 14 xonali raqamlarga etadi.
Hozirgi vaqtda ikkilik tizimlarning bir qismi bo'lgan pulsarlar kashf etilgan. Agar pulsar ikkinchi komponentni aylanib chiqsa, Doppler effekti tufayli pulsar davridagi o'zgarishlarni kuzatish kerak. Pulsar kuzatuvchiga yaqinlashganda, radio impulslarining qayd etilgan davri Doppler effekti tufayli kamayadi va pulsar bizdan uzoqlashganda uning davri ortadi. Ushbu hodisaga asoslanib, qo'sh yulduzlar tarkibiga kiruvchi pulsarlar topildi. Ikkilik tizimning bir qismi bo'lgan birinchi kashf etilgan PSR 1913 + 16 pulsarining orbital davri 7 soat 45 minutni tashkil etdi. PSR 1913 + 16 pulsarining tabiiy orbital davri 59 ms.
Pulsarning nurlanishi neytron yulduzining aylanish tezligini pasayishiga olib kelishi kerak. Bu ta'sir ham topildi. Ikkilik tizimning bir qismi bo'lgan neytron yulduzi ham kuchli rentgen nurlanishining manbai bo'lishi mumkin.
Massasi 1,4M va radiusi 16 km bo'lgan neytron yulduzning tuzilishi rasmda ko'rsatilgan. 40.

I - zich joylashgan atomlarning yupqa tashqi qatlami. II va III hududlarda yadrolar tana markazli kubik panjara shaklida joylashgan. IV hudud asosan neytronlardan iborat. V mintaqada materiya neytron yulduzining adronik yadrosini tashkil etuvchi pion va giperonlardan iborat bo'lishi mumkin. Hozirda neytron yulduzi tuzilishining ayrim tafsilotlari aniqlanmoqda.
Neytron yulduzlarining paydo bo'lishi har doim ham o'ta yangi yulduz portlashining natijasi emas. Yaqin qo'shaloq yulduz tizimlarida oq mittilarning evolyutsiyasi paytida neytron yulduzlarning paydo bo'lishining yana bir mumkin bo'lgan mexanizmi. Yordamchi yulduzdan oq mittiga materiya oqimi oq mitti massasini asta-sekin oshiradi va kritik massaga (Chandrasekhar chegarasi) yetganda, oq mitti neytron yulduzga aylanadi. Agar neytron yulduzi paydo bo'lgandan keyin materiya oqimi davom etsa, uning massasi sezilarli darajada oshishi va tortishish qulashi natijasida qora tuynukga aylanishi mumkin. Bu "jim" qulash deb ataladigan narsaga to'g'ri keladi.
Yilni ikkilik yulduzlar rentgen nurlanish manbalari sifatida ham paydo bo'lishi mumkin. Shuningdek, u "oddiy" yulduzdan ixchamroq yulduzga tushgan materiyaning to'planishi tufayli paydo bo'ladi. B > 10 10 G bo'lgan neytron yulduzga modda to'planganda, materiya magnit qutblar hududiga tushadi. Rentgen nurlanishi o'z o'qi atrofida aylanishi bilan modulyatsiyalanadi. Bunday manbalar rentgen pulsarlari deb ataladi.
Rentgen nurlanish manbalari (bursterlar deb ataladi) mavjud bo'lib, ularda radiatsiya portlashlari vaqti-vaqti bilan bir necha soatdan bir kungacha bo'lgan vaqt oralig'ida sodir bo'ladi. Portlashning xarakterli ko'tarilish vaqti 1 soniya. Portlashning davomiyligi 3 dan 10 soniyagacha. Portlash momentidagi intensivlik sokin holatdagi yorug'likdan 2-3 baravar yuqori bo'lishi mumkin. Hozirda bir necha yuzlab bunday manbalar ma'lum. Radiatsiya portlashlari neytron yulduz yuzasida to'planish natijasida to'plangan moddalarning termoyadro portlashlari natijasida sodir bo'ladi, deb ishoniladi.
Ma'lumki, nuklonlar orasidagi kichik masofalarda (< 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 >pion kondensatining paydo bo'lishi, neytronlangan moddaning qattiq kristall holatga o'tishi, giperon va kvark-glyuon plazmasining shakllanishi kabi jarayonlar zaharlanishi mumkin. Neytron moddalarining o'ta suyuqlik va o'ta o'tkazuvchanlik holatini shakllantirish mumkin.
Yadro zichligidan 10 2 - 10 3 baravar yuqori zichlikdagi materiyaning xatti-harakati haqidagi zamonaviy g'oyalarga muvofiq (ya'ni, bunday zichliklar neytron yulduzining ichki tuzilishi muhokama qilinganda muhokama qilinadi), atom yadrolari yulduz ichida barqarorlik yaqinida hosil bo'ladi. chegara. Neytrinolar ishtirokidagi kuchsiz jarayonlarni hisobga olgan holda yadrodagi protonlar sonining neytronlar soniga ekzotik nisbatlarida yadro materiyasining zichligi, harorati, barqarorligiga qarab moddaning holatini o'rganish orqali chuqurroq tushunishga erishish mumkin. . Hozirgi vaqtda yadro zichligidan yuqori bo'lgan materiyani o'rganishning deyarli yagona imkoniyati og'ir ionlar orasidagi yadroviy reaktsiyalardir. Biroq, og'ir ionlarning to'qnashuvi bo'yicha eksperimental ma'lumotlar hali ham etarli ma'lumot bermaydi, chunki maqsadli yadro uchun ham, tezlashtirilgan yadro uchun ham n p / n n erishish mumkin bo'lgan qiymatlar kichik (~ 1 - 0,7).
Radiopulsarlarning davrlarini aniq o'lchash neytron yulduzining aylanish tezligi asta-sekin sekinlashib borayotganini ko'rsatdi. Bu yulduz aylanishining kinetik energiyasini pulsarning nurlanish energiyasiga o'tishi va neytrinolarning emissiyasi bilan bog'liq. Radiopulsarlarning davrlaridagi kichik keskin o'zgarishlar neytron yulduzining sirt qatlamida "yorilish" va "yorilish" bilan birga keladigan stressning to'planishi bilan izohlanadi, bu esa yulduzning aylanish tezligining o'zgarishiga olib keladi. Radiopulsarlarning kuzatilgan vaqt xarakteristikalari neytron yulduzining "po'sti" ning xususiyatlari, uning ichidagi jismoniy sharoitlar va neytron moddasining ortiqcha suyuqligi haqida ma'lumotni o'z ichiga oladi. So'nggi paytlarda davriyligi 10 ms dan kam bo'lgan ko'plab radiopulsarlar topildi. Bu neytron yulduzlarida sodir bo'ladigan jarayonlar haqidagi g'oyalarni aniqlashtirishni talab qiladi.
Yana bir muammo - neytron yulduzlaridagi neytrino jarayonlarini o'rganish. Neytrino emissiyasi neytron yulduzi paydo bo'lganidan keyin 10 5 - 10 6 yil ichida energiyani yo'qotish mexanizmlaridan biridir.

Oq mittilar qayerdan keladi?

Yulduzning umrining oxirida nima sodir bo'lishi uning tug'ilish paytidagi massasiga bog'liq. Dastlab massasi ko'proq bo'lgan yulduzlar qora tuynuklar va neytron yulduzlari sifatida hayotlarini tugatadilar. Kam yoki o'rta massali yulduzlar (massalari 8 Quyosh massasidan kam bo'lganlar) oq mittilarga aylanadi. Oddiy oq mitti Quyoshning taxminan massasi va Yerdan bir oz kattaroqdir. Oq mitti materiyaning eng zich shakllaridan biri bo'lib, zichligi bo'yicha faqat neytron yulduzlari va qora tuynuklardan oshib ketadi.

O'rta massali yulduzlar, xuddi bizning Quyosh kabi, yadrolaridagi vodorodni geliyga aylantirish orqali yashaydi. Ayni paytda bu jarayon Quyoshda sodir bo'lmoqda. Quyosh tomonidan geliyning vodoroddan yadroviy sintezi natijasida hosil bo'lgan energiya ichki bosimni hosil qiladi. Kelgusi 5 milliard yil ichida Quyosh yadrosidagi vodorod zaxirasini tugatadi.

Yulduzni bosimli pishirgich bilan solishtirish mumkin. Muhrlangan idish qizdirilganda uning ichidagi bosim ortadi. Shunga o'xshash narsa Quyoshda sodir bo'ladi, albatta, Quyoshni muhrlangan idish deb atash mumkin emas. Gravitatsiya yulduz materiyasiga ta'sir qiladi, uni siqib chiqarishga harakat qiladi va yadrodagi issiq gaz tomonidan yaratilgan bosim yulduzni kengaytirishga harakat qiladi. Bosim va tortishish o'rtasidagi muvozanat juda nozik.
Quyoshda vodorod tugagach, tortishish kuchi bu muvozanatda hukmronlik qila boshlaydi va yulduz qisqara boshlaydi. Biroq, siqilish vaqtida qizish sodir bo'ladi va yulduzning tashqi qatlamlarida qolgan vodorodning bir qismi yona boshlaydi. Bu vodorodning yonayotgan qobig'i yulduzning tashqi qatlamlarini kengaytiradi. Bu sodir bo'lganda, bizning Quyoshimiz qizil gigantga aylanadi, u shunchalik katta bo'ladiki, Merkuriy butunlay yutib yuboriladi. Yulduz kattalashgani sari soviydi. Biroq, qizil gigant yadrosining harorati geliyni (vodoroddan sintez qilingan) yoqish uchun etarlicha issiq bo'lgunga qadar ortadi. Oxir-oqibat, geliy uglerod va og'irroq elementlarga aylanadi. Quyosh qizil gigant bo'lgan bosqich 1 milliard yilni, vodorodni yoqish bosqichi esa 10 milliard yilni oladi.

Globulyar klaster M4. Yerga asoslangan teleskopdan olingan optik tasvir (chapda) va Hubble teleskopining tasviri (o'ngda). Oq mittilar doiralar bilan belgilangan. Ma'lumotnoma: Xarvi Richer (Britaniya Kolumbiyasi universiteti, Vankuver, Kanada), M. Bolte (Kaliforniya universiteti, Santa Kruz) va NASA/ESA

Bizning Quyoshimiz kabi o'rtacha massali yulduzlar qizil gigantlarga aylanishini allaqachon bilamiz. Ammo keyin nima bo'ladi? Bizning qizil gigantimiz geliydan uglerod ishlab chiqaradi. Geliy tugagach, yadro hali uglerod yonishini boshlash uchun etarli darajada issiq bo'lmaydi. Endi nima?

Quyosh uglerod yonishi uchun etarlicha issiq bo'lmagani uchun tortishish kuchi yana o'z kuchini oladi. Yulduz qisqarganda energiya ajralib chiqadi, bu esa yulduz qobig'ining yanada kengayishiga olib keladi. Endi yulduz avvalgidan ham kattaroq bo'ladi! Quyoshimizning radiusi Yer orbitasining radiusidan kattaroq bo'ladi!

Bu davrda Quyosh beqaror bo'lib, o'z mohiyatini yo'qotadi. Bu yulduz tashqi qatlamlarini to'liq to'kib tashlaguncha davom etadi. Yulduzning yadrosi butunligicha qoladi va oq mittiga aylanadi. Oq mitti sayyora tumanligi deb ataladigan kengayuvchi gaz qobig'i bilan o'ralgan bo'ladi. Tumanliklar sayyora tumanliklari deb ataladi, chunki dastlabki kuzatuvchilar ularni Uran va Neptun sayyoralariga o'xshash deb hisoblashgan. Havaskor teleskop bilan ko'rish mumkin bo'lgan bir nechta sayyora tumanliklari mavjud. Ularning qariyb yarmida juda kam o'lchamdagi teleskop yordamida markazda oq mitti ko'rish mumkin.

Sayyora tumanligi qizil gigantdan oq mittiga o'tadigan o'rta massali yulduzning belgisidir. Massasi bo'yicha Quyosh bilan taqqoslanadigan yulduzlar taxminan 75 000 yil ichida oq mittilarga aylanadi va asta-sekin qobiqlarini to'kadi. Oxir-oqibat, bizning Quyoshimiz kabi, ular asta-sekin soviydi va uglerodning qora bo'laklariga aylanadi, bu jarayon taxminan 10 milliard yil davom etadi.

Oq mittilarning kuzatuvlari

Oq mittilarni kuzatishning bir necha yo'li mavjud. Birinchi topilgan oq mitti bu Canis Major yulduz turkumidagi yorqin yulduz Siriusning hamrohidir. 1844 yilda astronom Fridrix Bessel Siriusda oldinga va orqaga xira harakatlanayotganini sezdi, go'yo uning atrofida ko'rinmas jism aylanayotgandek. 1863 yilda optik va teleskop dizayneri Alvan Klark ushbu sirli ob'ektni topdi. Keyinchalik hamroh yulduz oq mitti ekanligi aniqlandi. Hozirda bu juftlik Sirius A va Sirius B nomi bilan tanilgan, bunda B oq mitti. Bu tizimning orbital davri 50 yil.

O'q kattaroq Sirius A yonidagi oq mitti Sirius B ga ishora qiladi. Havola: McDonald Observatory, NASA/SAO/CXC)

Oq mittilar juda kichik va shuning uchun ularni aniqlash qiyin bo'lganligi sababli, ikkilik tizimlar ularni aniqlashning bir usuli hisoblanadi. Siriusda bo'lgani kabi, agar yulduz ma'lum bir tushunarsiz harakatga ega bo'lsa, bitta yulduz aslida ko'p tizim ekanligi aniqlanishi mumkin. Yaqinroq o'rganib chiqqach, hamroh yulduz oq mitti yoki yo'qligini aniqlash mumkin. 2,4 metrli oynasi va yaxshilangan optikasi bilan Hubble kosmik teleskopi keng maydonli sayyora kamerasi yordamida oq mittilarni muvaffaqiyatli kuzatdi. 1995 yil avgust oyida ushbu kamera Chayonlar turkumidagi M4 globular klasteridagi 75 dan ortiq oq mittilarni kuzatish uchun ishlatilgan. Bu oq mittilar shunchalik zaif ediki, ularning eng yorqini Oy masofasida 100 vattli lampochkadan yorqinroq emas edi. M4 7000 yorug'lik yili uzoqlikda joylashgan va bizga eng yaqin globular klasterdir. Uning yoshi taxminan 14 milliard yilni tashkil etadi, shuning uchun bu klasterdagi yulduzlarning aksariyati hayotlarining so'nggi bosqichida.

Oq mittilar katta massali (Quyosh tartibida) va kichik radiusli (Yer radiusi) tanlangan massa uchun Chandrasekhar chegarasidan kamroq bo'lgan yulduzlar va qizil gigantlar evolyutsiyasi mahsulidir. . Ularda termoyadro energiyasini ishlab chiqarish jarayoni to'xtatildi, bu esa bu yulduzlarning o'ziga xos xususiyatlariga olib keladi. Turli hisob-kitoblarga ko'ra, bizning Galaktikada ularning soni yulduzlar populyatsiyasining 3 dan 10 foizigacha.

1844 yilda nemis astronomi va matematigi Fridrix Bessel o'z kuzatishlari davomida yulduzning to'g'ri chiziqli harakatdan biroz og'ishini aniqladi va Siriusning ko'rinmas massiv hamrohi bor degan taxminni ilgari surdi.

Uning taxmini 1862 yilda, amerikalik astronom va teleskop quruvchisi Alvan Grem Klark o'sha paytdagi eng katta refraktorni sozlash paytida Sirius yaqinida xira yulduzni topib, keyinchalik Sirius B nomini olganida tasdiqlangan.

Oq mitti Sirius B past yorqinlikka ega va tortishish maydoni uning yorqin sherigiga sezilarli darajada ta'sir qiladi, bu bu yulduzning juda kichik radiusga va sezilarli massaga ega ekanligini ko'rsatadi. Oq mittilar deb nomlangan ob'ekt turi birinchi marta shu tarzda kashf etilgan. Ikkinchi o'xshash ob'ekt Baliq yulduz turkumida joylashgan Maanen yulduzi edi.

Ta'lim mexanizmi

Oq mittilar massasi Quyosh massasi bilan taqqoslanadigan kichik yulduz evolyutsiyasining yakuniy bosqichini ifodalaydi. Ular qachon paydo bo'ladi? Yulduzning markazidagi barcha vodorod, xuddi bizning Quyoshimiz kabi, yonib ketganda, uning yadrosi yuqori zichlikka qisqaradi, tashqi qatlamlari esa juda kengayadi va yorug'likning umumiy pasayishi bilan birga, yulduz qizil gigantga aylanadi. Keyin pulsatsiyalanuvchi qizil gigant o'z konvertini to'kadi, chunki yulduzning tashqi qatlamlari markaziy issiq va juda zich yadro bilan erkin bog'langan. Bu qobiq keyinchalik kengayib borayotgan sayyora tumanligiga aylanadi. Ko'rib turganingizdek, qizil gigantlar va oq mittilar juda chambarchas bog'liq.

Yadroning siqilishi juda kichik o'lchamlarda sodir bo'ladi, ammo shunga qaramay, Chandrasekhar chegarasidan, ya'ni yulduz massasining yuqori chegarasidan oshmaydi, u oq mitti sifatida mavjud bo'lishi mumkin.

Oq mittilarning turlari

Spektral jihatdan ular ikki guruhga bo'linadi. Oq mitti chiqishi eng keng tarqalgan DA spektral "vodorod" sinfiga (jami 80% gacha) bo'linadi, bunda geliy spektral chiziqlari yo'q va yulduz spektrlarida vodorod bo'lmagan kam uchraydigan "geliy oq mitti" DB tipiga bo'linadi. chiziqlar.

Amerikalik astronom Iko Iben ularning kelib chiqishi uchun turli stsenariylarni taklif qildi: qizil gigantlarda geliyning yonishi beqaror bo'lganligi sababli, vaqti-vaqti bilan qatlamli geliy olovi paydo bo'ladi. U geliy chirog'i rivojlanishining turli bosqichlarida - eng yuqori cho'qqisida va ikki chaqnash oralig'ida qobiqni to'kish mexanizmini muvaffaqiyatli taklif qildi. Uning shakllanishi navbati bilan qobiqni to'kish mexanizmiga bog'liq.

Degeneratsiyalangan gaz

Ralf Fauler o'zining 1922 yildagi "Zich materiya" asarida oq mittilar ichidagi zichlik va bosim xususiyatlarini tushuntirishdan oldin, bunday strukturaning yuqori zichligi va jismoniy xususiyatlari paradoksal tuyulardi. Fauler, asosiy ketma-ketlikdagi yulduzlardan farqli o'laroq, holat tenglamasi ideal gazning xususiyatlari bilan tavsiflanadi, oq mittilarda u degeneratsiyalangan gazning xususiyatlari bilan aniqlanadi.

Oq mitti radiusining massasiga nisbatan grafigi. Esda tutingki, ultrarelativistik Fermi gaz chegarasi Chandrasekhar chegarasi bilan bir xil

Degeneratsiyalangan gaz, uning zarralari orasidagi masofa de Broyl to'lqinidan kamroq bo'lganda hosil bo'ladi, ya'ni gaz zarralarining o'ziga xosligidan kelib chiqadigan kvant mexanik ta'sirlari uning xususiyatlariga ta'sir qila boshlaydi.

Oq mittilarda, ularning juda katta zichligi tufayli, atomlarning qobiqlari ichki bosim kuchi ostida vayron bo'ladi va materiya elektron-yadro plazmasiga aylanadi va elektron qismga o'xshash degeneratsiyalangan elektron gazning xususiyatlari bilan tavsiflanadi. metallardagi elektronlarning harakati.

Ular orasida geliy va vodoroddan iborat qobiqli uglerod-kislorodlilar eng keng tarqalgan.

Statistik ma'lumotlarga ko'ra, oq mitti radiusi Yerning radiusi bilan taqqoslanadi va uning massasi 0,6 dan 1,44 quyosh massasigacha o'zgaradi. Sirt harorati 200 000 K gacha, bu ularning rangini ham tushuntiradi.

Yadro

Ichki strukturaning asosiy xarakteristikasi yadroning juda yuqori zichligi bo'lib, unda tortishish muvozanati degeneratsiyalangan elektron gaz tufayli yuzaga keladi. Oq mitti ichki qismidagi harorat va tortishish siqilishi diametrning nisbiy barqarorligini ta'minlaydigan degeneratsiyalangan gazning bosimi bilan muvozanatlanadi va uning yorqinligi asosan tashqi qatlamlarning sovishi va siqilishi tufayli yuzaga keladi. Tarkibi ona yulduzining qanchalik rivojlanganligiga bog'liq bo'lib, u asosan kislorodli uglerod va vodorod va geliyning mayda aralashmalari bo'lib, ular degeneratsiyalangan gazga aylanadi.

Evolyutsiya

Qizil gigant tomonidan geliyning portlashi va tashqi qobiqlarning to'kilishi yulduzni Gertssprung-Russell diagrammasi bo'ylab harakatga keltiradi va uning ustun kimyoviy tarkibini aniqlaydi. Oq mittining hayot aylanishi u soviguncha barqaror bo'lib qoladi, yulduz o'zining yorqinligini yo'qotib, ko'rinmas holga kelib, "qora mitti" deb ataladigan bosqichga o'tadi - evolyutsiyaning yakuniy natijasi, garchi bu atama kamroq qo'llaniladi va zamonaviy adabiyotda kamroq.

Yorqinligi pastligi sababli ko'rinmaydigan yulduzdan oq mittigacha materiya oqimi

Yaqin atrofdagi yulduz hamrohlarining mavjudligi akkretsiya diskini hosil qilish orqali materiyaning sirtga tushishi tufayli ularning umrini uzaytiradi. Juftlashgan tizimlarda materiyaning to'planishi xususiyatlari oq mittilar yuzasida materiyaning to'planishiga olib kelishi mumkin, bu oxir-oqibat Ia tipidagi yangi yoki o'ta yangi yulduzning (ayniqsa massiv bo'lsa) portlashiga olib keladi.

Rassomning o'ta yangi yulduz portlashi haqidagi taassurotlari

Agar "oq mitti - qizil mitti" tizimidagi to'planish statsionar bo'lmasa, natijada oq mitti (masalan, U Gem (UG)) yoki portlashi halokatli bo'lgan yangi o'zgaruvchan yulduzlarning portlashi bo'lishi mumkin. .

Supernova qoldig'i SN 1006 ikkilik tizimda joylashgan portlagan oq mitti. U asta-sekin sherik yulduz masalasini qamrab oldi va ortib borayotgan massa mittini parchalab tashlagan termoyadroviy portlashni keltirib chiqardi.

Hertzsprung-Russell diagrammasidagi joylashuv

Diagrammada ular qizil gigantlar holatidan asosiy ketma-ketlikni tark etgan yulduzlar shoxiga tegishli pastki chap qismini egallaydi.

Yorqinligi past bo'lgan issiq yulduzlar mintaqasi mavjud bo'lib, u kuzatilishi mumkin bo'lgan koinotdagi yulduzlar orasida ikkinchi o'rinda turadi.

Spektral tasnifi

M4 globular klasteridagi ko'plab oq mittilar, Hubble tasviri

Ular maxsus D spektral sinfiga ajratilgan (inglizcha mittilardan - mittilar, gnomlar). Ammo 1983 yilda Edvard Sion ularning spektrlaridagi farqlarni hisobga oladigan aniqroq tasnifni taklif qildi, ya'ni: D (kichik sinf) (spektral xususiyat) (harorat indeksi).

DA, DB, DC, DO, DZ va DQ spektrlarining quyidagi kichik sinflari mavjud bo'lib, ular vodorod, geliy, uglerod va metallar chiziqlarining mavjudligi yoki yo'qligini aniqlaydi. Va P, H, V va X ning spektral xususiyatlari qutblanishning mavjudligini yoki yo'qligini, qutblanish, o'zgaruvchanlik, o'ziga xoslik yoki oq mittilarning tasniflanmasligi bo'lmagan magnit maydonni aniqlaydi.

1. Quyoshga eng yaqin oq mitti qaysi? Eng yaqini - van Maanen yulduzi, u Quyoshdan atigi 14,4 yorug'lik yili uzoqlikda joylashgan xira ob'ekt. U Baliq yulduz turkumining markazida joylashgan.

   

   Van Maanen yulduzi eng yaqin, yagona oq mitti

   Van Maanen yulduzi bizni oddiy ko'z bilan ko'rish uchun juda zaif, magnitudasi 12,2. Ammo, agar biz yulduzli tizimda oq mitti deb hisoblasak, u holda eng yaqini Sirius B bo'lib, bizdan 8,5 yorug'lik yili masofasida joylashgan. Aytgancha, eng mashhur oq mitti Sirius B.

   

   Sirius B va Yerning o'lchamlarini taqqoslash

2. Eng katta oq mitti M27 (NGC 6853) sayyora tumanligining markazida joylashgan bo'lib, u Dumbbell tumanligi nomi bilan mashhur. U Vulpekula yulduz turkumida, bizdan taxminan 1360 yorug'lik yili uzoqlikda joylashgan. Uning markaziy yulduzi hozirgi vaqtda ma'lum bo'lgan boshqa oq mittilardan kattaroqdir.

   

3. Eng kichik oq mitti GRW +70 8247 kakofon nomiga ega va Drako yulduz turkumida Yerdan taxminan 43 yorug'lik yilida joylashgan. Uning magnitudasi 13 ga yaqin va faqat katta teleskop orqali ko'rinadi.
4. Oq mittining umri uning qanchalik sekin sovishiga bog'liq. Ba'zan uning yuzasida etarli miqdorda gaz to'planadi va u Ia tipidagi o'ta yangi yulduzga aylanadi. O'rtacha umr ko'rish juda uzoq - milliardlab yillar, aniqrog'i 10 dan 19-chi kuchga va undan ham ko'proq. Ularning uzoq umr ko'rishlari ularning juda sekin sovishi va koinotning oxirigacha omon qolish uchun barcha imkoniyatlarga ega ekanligi bilan bog'liq. Va sovutish vaqti haroratning to'rtinchi kuchiga proportsionaldir.

   

5. O'rtacha oq mitti bizning Quyoshimizdan 100 marta kichikroq va zichligi 29000 kg / kub santimetr, og'irligi 1 kub sm 29 tonnani tashkil qiladi. Ammo zichlik o'lchamiga qarab 10 * 5 dan 10 * 9 g / sm3 gacha o'zgarishi mumkinligini hisobga olish kerak.
6. Bizning Quyoshimiz oxir-oqibat oq mittiga aylanadi. Bu qanchalik achinarli bo'lmasin, bizning yulduzimiz massasi uning neytron yulduzi yoki qora tuynukga aylanishiga imkon bermaydi. Quyosh oq mittiga aylanadi va bu shaklda milliardlab yillar davomida mavjud bo'ladi.
7. Qanday qilib yulduz oq mittiga aylanadi? Asosan hamma narsa massaga bog'liq, keling, bizning Quyosh misolini ko'rib chiqaylik. Yana bir necha milliard yil o'tadi va Quyosh kattalashib, qizil gigantga aylanadi, chunki uning yadrosida barcha vodorod yonib ketadi. Vodorod yonib ketgandan so'ng, geliy va uglerodning sintez reaktsiyasi boshlanadi.

   Bu jarayonlar natijasida yulduz beqaror bo'lib, yulduz shamollari paydo bo'lishi mumkin. Geliyga qaraganda og'irroq elementlarning yonish reaktsiyalari ko'proq issiqlik chiqishiga olib keladi. Geliy sintezi bilan Quyoshning kengaytirilgan tashqi qobig'ining ba'zi bo'limlari parchalanishi mumkin bo'ladi va yulduzimiz atrofida sayyora tumanligi paydo bo'ladi. Natijada, bizning yulduzimizdan faqat bitta yadro qoladi va Quyosh oq mittiga aylanganda, unda yadro sintezi reaktsiyalari to'xtaydi.

8. Tashqi qobiqlarining kengayishi va to'kilishi natijasida hosil bo'lgan sayyora tumanligi ko'pincha juda yorqin porlaydi. Buning sababi shundaki, yulduzdan qolgan yadro (oq mitti deb hisoblang) juda sekin soviydi va yuz minglab va millionlab Kelvin darajali yuqori sirt harorati asosan uzoq ultrabinafsha nurlarini chiqaradi. Tumanlik gazlari ushbu UV kvantlarini o'ziga singdirib, ularni yorug'likning ko'rinadigan qismida qayta chiqaradi, bir vaqtning o'zida kvant energiyasining bir qismini o'zlashtiradi va ko'rinadigan diapazonda juda xira bo'lgan qolgan qismidan farqli ravishda juda yorqin porlaydi.

   

Savollarga javoblar

1. Oq mitti va oq mitti o'rtasidagi farq nima? Yulduzning butun evolyutsiyasi uning boshlang'ich massasiga asoslanadi, uning yorqinligi, umr ko'rish davomiyligi va oxirida nimaga aylanishi bu parametrga bog'liq bo'ladi. Massasi 0,5-1,44 quyosh bo'lgan yulduz uchun hayot yulduzning kengayishi va qizil gigantga aylanishi bilan tugaydi, u o'zining tashqi qobig'ini tashlab, sayyoraviy tumanlikni hosil qiladi va ortda degeneratsiyalangan gazdan iborat faqat bitta yadro qoladi.

   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   

   Bu oq mitti qanday hosil bo'lishining soddalashtirilgan mexanizmi. Agar yulduzning massasi quyosh massasi 1,44 dan katta bo'lsa (yulduz oq mitti sifatida mavjud bo'lishi mumkin bo'lgan Chandrasekhar chegarasi deb ataladi. Agar massa undan oshsa, u neytron yulduzga aylanadi.), u holda yulduz , yadrodagi barcha vodorodni iste'mol qilgandan so'ng, temirgacha og'irroq elementlarning sintezi boshlanadi. Temirdan og'irroq elementlarning keyingi sintezi mumkin emas, chunki sintez jarayonida ajralib chiqadigan energiyadan ko'proq energiya talab qiladi va yulduz yadrosi neytron yulduzga aylanadi. Elektronlar o'z orbitalaridan chiqib, yadroga tushadi, u erda protonlar bilan birlashadi va oxir-oqibat neytronlarni hosil qiladi. Neytron moddasining og'irligi boshqa har qanday moddadan yuzlab va millionlab marta ko'p.

2. Oq mitti va pulsar o'rtasidagi farq. Neytron yulduzidagi kabi bir xil farqlar, faqat pulsar (va bu neytron yulduz) ham juda tez, sekundiga o'nlab marta aylanishini va oq mitti aylanish davrini hisobga olish kerak. yulduz misolida, 40 Eri B, 5 soat 17 daqiqa. Farqi sezilarli!

   

   Pulsar PSR J0348 +0432 - neytron yulduzi va oq mitti

3. Nima uchun oq mittilar porlaydi? Shunday qilib, termoyadroviy reaktsiyalar endi sodir bo'lmaydi, barcha mavjud radiatsiya issiqlik energiyasidir, shuning uchun ular nima uchun porlaydilar? Aslini olganda, u sekin soviydi, xuddi issiq dazmolga o'xshab, yorqin oq rangdan boshlanadi va keyin qizil rangga aylanadi. Degeneratsiyalangan gaz issiqlikni markazdan juda yaxshi o'tkazadi va u yuzlab million yillar davomida 1% ga soviydi. Vaqt o'tishi bilan sovutish sekinlashadi va u trillionlab yillar davom etishi mumkin.
4. Oq mittilar nimaga aylanadi? Koinotning yoshi evolyutsiyaning yakuniy bosqichi bo'lgan qora mittilarning shakllanishi uchun juda kichik. Shunday qilib, bizda hali ko'rinadigan dalillar yo'q. Uning sovishi hisob-kitoblariga asoslanib, biz faqat bitta narsani bilamiz: ularning umr ko'rish davomiyligi haqiqatan ham juda katta, koinotning yoshidan (13,7 milliard yil) oshadi va nazariy jihatdan trillionlab yillarni tashkil etadi.
5. Neytron yulduzi kabi kuchli magnit maydonga ega oq mitti bormi? Ulardan ba'zilari kuchli magnit maydonlarga ega bo'lib, ular Yerda biz yaratgan barcha narsalardan ancha kuchliroqdir. Misol uchun, Yer yuzasida magnit maydon kuchi teslaning atigi 30-60 ppm ni tashkil qiladi, oq mitti magnit maydon kuchi esa 100 000 teslagacha bo'lishi mumkin.

   

   Ammo neytron yulduzi haqiqatan ham kuchli magnit maydonga ega - 10 * 11 Tesla va magnetar deb ataladi! Yulduzda tebranishlarni yuzaga keltiradigan ba'zi magnetarlar yuzasida zarbalar paydo bo'lishi mumkin. Ushbu tebranishlar ko'pincha magnetardan gamma nurlarining katta portlashlariga olib keladi. Masalan, Aquila yulduz turkumidan 20 000 yorug'lik yili uzoqlikda joylashgan SGR 1900+14 magnitari 1998 yil 27 avgustda portladi. Gamma nurlarining kuchli portlashi shunchalik kuchli ediki, NEAR Shoemaker kosmik kemasini uskunani o'chirishga majbur qildi. uni saqlab qolish uchun.

Maqolamiz qahramonlari haqidagi ilmiy-ommabop film