Didžiausias tuo metu pasaulyje teleskopas (Dearborn Telescope), kurį Clark šeimos įmonė vėliau pristatė Čikagos universiteto observatorijai, netoli Sirijaus aptiko blankią žvaigždę. Tai buvo Sirijaus palydovas Sirius B, kurį numatė Beselis. O 1896 m. amerikiečių astronomas D. M. Sheberle atrado Procyon B, taip patvirtindamas antrąją Beselio prognozę.
1915 metais amerikiečių astronomas Walteris Sydney Adamsas išmatavo Sirijaus B spektrą. Iš matavimų paaiškėjo, kad jo temperatūra nėra žemesnė už Sirijaus A (šiuolaikiniais duomenimis Sirijaus B paviršiaus temperatūra yra 25 000 K, o Sirijaus). A yra 10 000 K), o tai, atsižvelgiant į jo 10 000 kartų mažesnį šviesumą nei Sirius A, rodo labai mažą spindulį ir atitinkamai didelį tankį - 10 6 g / cm³ (Sirijaus tankis yra ~ 0,25 g / cm³, Saulės tankis yra ~ 1,4 g/cm³).
Tankio paradoksas
„Buvau su savo draugu... profesoriumi E. Pickeringu verslo vizito metu. Su būdingu gerumu jis pasiūlė paimti visų žvaigždžių, kurias stebėjome su Hincku, spektrus, kad nustatytų jų paralaksus. Šis iš pažiūros įprastas darbas pasirodė esąs labai vaisingas – jo dėka buvo atrasta, kad visos labai mažo absoliutaus dydžio (ty mažo šviesumo) žvaigždės turi M spektrinį tipą (ty labai žemą paviršiaus temperatūrą). Kiek pamenu, aptardamas šį klausimą aš paklausiau Pickering apie kai kurias kitas silpnas žvaigždes..., ypač paminėdamas 40 Eridani B . Būdingai elgdamasis jis iš karto nusiuntė paklausimą į (Harvardo) observatorijos biurą ir netrukus buvo gautas atsakymas (manau iš ponios Fleming), kad šios žvaigždės spektras yra A (t.y. aukšta paviršiaus temperatūra). Net tais paleozojaus laikais aš žinojau pakankamai apie šiuos dalykus, kad iš karto suprasčiau, jog egzistuoja didžiulis neatitikimas tarp to, ką tada vadintume „galimais“ paviršiaus ryškumo ir tankio verčių. Matyt, neslėpiau, kad mane ne tik nustebino, bet ir tiesiogine prasme ši išimtis iš, atrodytų, visiškai normalios žvaigždžių savybių taisyklės. Pickeringas man nusišypsojo ir pasakė: „Būtent tokios išimtys lemia mūsų žinių plėtrą“ – ir baltieji nykštukai pateko į tiriamųjų pasaulį.
Raselio nuostaba visai suprantama: 40 Eridani B priklauso gana artimoms žvaigždėms, o pagal stebimą paralaksą galima tiksliai nustatyti atstumą iki jo ir atitinkamai šviesumą. 40 Eridani B šviesumas pasirodė neįprastai mažas jo spektriniam tipui – baltosios nykštukės sudarė naują regioną HR diagramoje. Šis šviesumo, masės ir temperatūros derinys buvo nesuprantamas ir negalėjo būti paaiškintas standartiniame pagrindinės sekos žvaigždžių struktūros modelyje, sukurtame XX a. 20-ajame dešimtmetyje.
Didelis baltųjų nykštukų tankis liko nepaaiškinamas klasikinės fizikos ir astronomijos rėmuose ir rado paaiškinimą tik kvantinės mechanikos rėmuose po Fermi-Dirac statistikos atsiradimo. 1926 m. Fowleris savo straipsnyje „Apie tankią medžiagą“ ( „Apie tankią medžiagą“, Mėnesiniai pranešimai R. Astron. soc. 87, 114-122) parodė, kad, priešingai nei pagrindinės sekos žvaigždės, kurių būsenos lygtis pagrįsta idealiųjų dujų modeliu (standartinis Edingtono modelis), baltosioms nykštukėms medžiagos tankį ir slėgį lemia išsigimusių elektronų dujų savybės ( Fermi dujos).
Kitas žingsnis aiškinantis baltųjų nykštukų prigimtį buvo Yakovo Frenkelio, E.Stonerio ir Čandrasekharo darbai. 1928 m. Frenkelis nurodė, kad baltosioms nykštukėms turi būti viršutinė masės riba, tai yra, šios žvaigždės, kurių masė viršija tam tikrą ribą, yra nestabilios ir turi sugriūti. Tokią pačią išvadą 1930 m. nepriklausomai padarė E. Stoneris, kuris teisingai įvertino ribinę masę. Tiksliau, jį 1931 m. apskaičiavo Chandrasekharas savo darbe „Maksimali idealaus baltojo nykštuko masė“ ( „Didžiausia idealių baltųjų nykštukų masė“, Astrofas. J. 74, 81-82) (Chandrasekhar riba) ir savarankiškai 1932 m. L. D. Landau.
Baltųjų nykštukų kilmė
Fowlerio sprendimas paaiškino baltųjų nykštukų vidinę sandarą, tačiau nepaaiškino jų atsiradimo mechanizmo. Dvi idėjos suvaidino pagrindinį vaidmenį aiškinant baltųjų nykštukų atsiradimą: astronomo Ernsto Epiko idėja, kad raudonieji milžinai susidaro iš pagrindinės sekos žvaigždžių, išdegus branduoliniam kurui, ir astronomo Vasilijaus Fesenkovo prielaida, kurią padarė netrukus po to. Antrasis pasaulinis karas, kad pagrindinės sekos žvaigždės turėtų prarasti masę, o toks masės praradimas turėtų turėti didelės įtakos žvaigždžių evoliucijai. Šios prielaidos visiškai pasitvirtino.
Triguba helio reakcija ir raudonųjų milžinų izoterminės šerdys
Pagrindinės sekos žvaigždžių evoliucijos metu vandenilis „sudeginamas“ - nukleosintezė susidarant heliui (žr. Bethe ciklą). Dėl tokio perdegimo nutrūksta energijos išsiskyrimas centrinėse žvaigždės dalyse, suspaudimas ir atitinkamai padidėja temperatūra bei tankis jos šerdyje. Temperatūros ir tankio padidėjimas žvaigždžių šerdyje lemia sąlygas, kai įsijungia naujas termobranduolinės energijos šaltinis: helio deginimas (triguba helio reakcija arba trigubo alfa procesas), būdingas raudoniesiems milžinams ir supergigantams.
Esant maždaug 10 8 K temperatūrai, helio branduolių kinetinė energija tampa pakankamai didelė, kad įveiktų Kulono barjerą: du helio branduoliai ( 4 He , alfa dalelės) gali susijungti ir sudaryti nestabilų berilio izotopą 8 Be:
2 4 Jis + 2 4 Jis → 4 8 Būk . (\displaystyle ()_(2)^(4)(\textrm (Jis))+()_(2)^(4)(\textrm (Jis))\rodyklė dešinėn ()_(4)^(8) (\textrm (Be)).)
Dauguma 8 Be vėl skyla į dvi alfa daleles, bet kai 8 Be susiduria su didelės energijos alfa dalele, gali susidaryti stabilus anglies branduolys 12 C:
4 8 Be + 2 4 He → 6 12 C (\displaystyle ()_(4)^(8)(\textrm (Be))+()_(2)^(4)(\textrm (He))\ rodyklė dešinėn ()_(6)^(12)(\textrm (C))) + 7,3 MeV.
Nepaisant labai mažos 8 Be pusiausvyros koncentracijos (pavyzdžiui, esant ~10 8 K temperatūrai, koncentracijos santykis [ 8 Be]/[ 4 He] ~ 10 −10), greitis triguba helio reakcija pasirodo, kad to pakanka norint pasiekti naują hidrostatinę pusiausvyrą karštojoje žvaigždės šerdyje. Trigubos helio reakcijos metu išsiskiriančios energijos priklausomybė nuo temperatūros yra labai didelė, todėl temperatūros diapazonui T (\displaystyle T)~1-2⋅10 8 K energijos išsiskyrimas ε 3 α (\displaystyle \varepsilon _(3\alpha )):
ε 3 α = 10 8 ρ 2 Y 3 ⋅ (T 10 8) 30 , (\displaystyle \varepsilon _(3\alpha )=10^(8)\rho ^(2)Y^(3)\cdot \left ((T \virš (10^(8)))\dešinė)^ (30),)
kur Y (\displaystyle Y)- dalinė helio koncentracija šerdyje (nagrinėjamu vandenilio „išdegimo“ atveju ji yra artima vienybei).
Tačiau reikia pažymėti, kad trigubai helio reakcijai būdingas daug mažesnis energijos išsiskyrimas nei Betės ciklas: masės vienetu. energijos išsiskyrimas helio „degimo“ metu yra daugiau nei 10 kartų mažesnis nei vandenilio „degimo“ metu. Heliui perdegus ir energijos šaltiniui branduolyje išsenkant, galimos ir sudėtingesnės nukleosintezės reakcijos, tačiau, pirma, tokioms reakcijoms reikia vis aukštesnės temperatūros, o antra, energijos išsiskyrimas masės vienetui tokiose reakcijose mažėja didėjant masei. reakcijoje dalyvaujančių branduolių skaičius.
Papildomas veiksnys, turintis įtakos raudonųjų milžiniškų branduolių evoliucijai, yra trigubo helio reakcijos jautrumo aukštai temperatūrai ir sunkesnių branduolių sintezės reakcijų derinys su mechanizmu. neutrinų aušinimas: esant aukštai temperatūrai ir slėgiui, fotonų sklaida elektronais yra įmanoma, kai susidaro neutrino-antineutrino poros, kurios laisvai išneša energiją iš branduolio: žvaigždė jiems yra skaidri. Greitis tokių tūrinis neutrininis aušinimas, priešingai nei klasikinis paviršutiniškas fotonų aušinimo neriboja energijos perdavimo procesai iš žvaigždės vidaus į jos fotosferą. Dėl nukleosintezės reakcijos žvaigždės šerdyje pasiekiama nauja pusiausvyra, kuriai būdinga ta pati šerdies temperatūra: izoterminė šerdis(2 pav.).
Raudonųjų milžinų, kurių masė yra santykinai maža (saulės tvarka), izoterminės šerdys daugiausia susideda iš helio, o masyvesnių žvaigždžių – iš anglies ir sunkesnių elementų. Tačiau bet kuriuo atveju tokio izoterminio branduolio tankis yra toks didelis, kad atstumai tarp plazmos elektronų, sudarančių branduolį, tampa proporcingi jų De Broglie bangos ilgiui. λ = h / mv (\displaystyle \lambda = h/mv), tai yra, tenkinamos elektronų dujų išsigimimo sąlygos. Skaičiavimai rodo, kad izoterminių šerdžių tankis atitinka baltųjų nykštukų tankį, t.y. Raudonųjų milžinų šerdys yra baltosios nykštukės..
Baltųjų nykštukų fizika ir savybės
Kaip jau minėta, baltųjų nykštukų masės yra saulės dydžio, tačiau matmenys yra tik šimtoji (ir net mažesnė) saulės spindulio dalis, tai yra, baltųjų nykštukų medžiagos tankis yra labai didelis ir siekia ρ ∼ 10 5 − 10 9 (\displaystyle \rho \sim 10^(5)-10^(9)) g/cm³. Esant tokiam tankiui, sunaikinami atomų elektronų apvalkalai, o medžiaga yra elektronų-branduolinė plazma, o jos elektroninis komponentas yra išsigimusios elektronų dujos. Tokių dujų slėgis priklauso nuo šių santykių:
P = K ρ 5/3 , (\displaystyle P=K\rho ^(5/3),)
kur ρ (\displaystyle \rho )- jo tankis, tai yra, priešingai nei Clapeyron lygtis (idealiųjų dujų būsenos lygtis), išsigimusių elektronų dujų temperatūra į būsenos lygtį neįtraukta- jo slėgis nepriklauso nuo temperatūros, todėl baltųjų nykštukų struktūra nepriklauso nuo temperatūros. Taigi baltosioms nykštukėms, skirtingai nei pagrindinės sekos žvaigždėms ir milžinams, masės ir šviesumo ryšio nėra.
Masės spindulio santykis ir Chandrasekhar riba
Ryžiai. 6. Priklausomybės masė – spindulys baltiesiems nykštukams. Vertikali asimptotė atitinka Chandrasekhar ribą
Aukščiau pateikta būsenos lygtis galioja šaltoms elektronų dujoms, tačiau net kelių milijonų laipsnių temperatūra yra maža, lyginant su charakteringąja elektrono Fermi energija ( k T ≪ E F (\displaystyle kT\ll E_(F))). Tuo pačiu metu, padidėjus medžiagos tankiui dėl Paulio draudimo (du elektronai negali turėti tos pačios kvantinės būsenos, tai yra tos pačios energijos ir sukimosi), elektronų energija ir greitis padidėja tiek, kad pradeda veikti reliatyvumo teorijos efektai – išsigimusios elektronų dujos tampa reliatyvistinėmis . Reliatyvistinių išsigimusių elektronų dujų slėgio priklausomybė nuo tankio jau skiriasi:
P = K ρ 4/3. (\displaystyle P=K\rho ^(4/3).)
Tokiai būsenos lygčiai susidaro įdomi situacija. Vidutinis baltojo nykštuko tankis
ρ ∼ M / R 3 , (\displaystyle \rho \sim M/R^(3),)
kur M (\displaystyle M)- svoris ir R (\displaystyle R) yra baltosios nykštukės spindulys.
Tada spaudimas
P ∼ M 4 / 3 / R 4 (\displaystyle P\sim M^ (4/3) / R^ (4))
ir slėgio jėga, priešinga gravitacijai ir lygi slėgio kritimui gylyje:
P R ∼ M 4/3 R 5 . (\displaystyle (P \over R)\sim ((M^(4/3)) \over (R^(5))).)
Gravitacinės jėgos, prieštaraujančios slėgiui:
ρ G M R 2 ∼ M 2 R 5 , (\displaystyle ((\rho GM) \over (R^(2)))\sim ((M^(2)) \over (R^(5))),)
tai yra, nors slėgio kritimas ir gravitacinės jėgos panašiai priklauso nuo spindulio, jos skirtingai priklauso nuo masės, kaip ∼ M 4/3 (\displaystyle \sim M^(4/3)) ir ∼ M 2 (\displaystyle \sim M^(2)) atitinkamai. Šio priklausomybių santykio pasekmė yra tam tikra žvaigždės masės vertė, kuriai esant gravitacinės jėgos yra subalansuotos slėgio jėgomis, ir didėjant baltosios nykštukės masei, jos spindulys mažėja(Žr. 6 pav.). Kita pasekmė yra ta, kad jei masė yra didesnė už tam tikrą ribą (Chandrasekhar riba), tada žvaigždė sugrius.
Taigi, yra viršutinė baltųjų nykštukų masės riba. Įdomu tai, kad stebimoms baltosioms nykštukėms yra nustatyta panaši apatinė riba: kadangi žvaigždžių evoliucijos greitis yra proporcingas jų masei, mažos masės baltąsias nykštukus galime stebėti kaip tik tų žvaigždžių, kurios sugebėjo išsivystyti per laikotarpį nuo pradinis Visatos žvaigždžių formavimosi laikotarpis iki šių dienų.
Spektrai ir spektrinė klasifikacija
Baltosios nykštukės priskiriamos atskirai spektrinei klasei D (iš anglų kalbos Dwarf – nykštukas), šiuo metu naudojama klasifikacija, kuri atspindi baltųjų nykštukų spektro ypatybes, 1983 metais pasiūlytą Edvardo Siono; šioje klasifikacijoje spektrinis tipas parašytas tokiu formatu:
D [poklasis] [spektro ypatybės] [temperatūros indeksas],yra apibrėžti šie poklasiai:
- DA - spektre yra Balmer serijos vandenilio linijos, helio linijos nepastebimos;
- DB - spektre yra helio He I linijų, vandenilio ar metalo linijų nėra;
- DC – nuolatinis spektras be sugerties linijų;
- DO – spektre yra stiprių helio He II linijų, taip pat gali būti He I ir H linijų;
- DZ - tik metalinės linijos, nėra H ar He linijų;
- DQ – anglies linijos, įskaitant molekulinę C 2 ;
ir spektrinės savybės:
- P - stebima šviesos poliarizacija magnetiniame lauke;
- H – poliarizacija, jei yra magnetinis laukas nematomas;
- V - ZZ Ceti tipo žvaigždės ar kitos kintamos baltosios nykštukės;
- X – ypatingi arba neklasifikuoti spektrai.
Baltųjų nykštukų evoliucija
Baltosios nykštukės pradeda savo evoliuciją kaip atviros išsigimusios raudonųjų milžinų šerdys, kurios nusimetė savo apvalkalą – tai yra, kaip centrinės jaunų planetinių ūkų žvaigždės. Jaunų planetinių ūkų branduolių fotosferų temperatūros yra itin aukštos – pavyzdžiui, centrinės NGC 7293 ūko žvaigždės temperatūra svyruoja nuo 90 000 K (apskaičiuota pagal absorbcijos linijas) iki 130 000 K (apskaičiuota iš rentgeno spindulių). spektras). Esant tokiai temperatūrai dauguma spektras patenka į kietuosius ultravioletinius ir minkštuosius rentgeno spindulius.
Tuo pačiu metu stebimos baltosios nykštukės savo spektruose daugiausia skirstomos į dvi dideles grupes – „vandenilio“ spektrinio tipo DA, kurių spektruose nėra helio linijų, kurios sudaro ~ 80% baltųjų nykštukų populiacijos. , ir "helio" spektrinio tipo DB be vandenilio linijų spektruose, kurie sudaro didžiąją likusių 20% populiacijos dalį. Šio baltųjų nykštukų atmosferų sudėties skirtumo priežastis ilgą laiką liko neaiški. 1984 m. Iko Ibenas svarstė baltųjų nykštukų „pabėgimo“ scenarijus nuo pulsuojančių raudonųjų milžinų, esančių ant asimptotinės milžiniškos šakos skirtingose pulsacijos fazėse. Vėlyvajame evoliucijos etape raudonieji milžinai, kurių masė siekia iki dešimties saulės masių, dėl helio šerdies „sudegimo“ sudaro išsigimusią šerdį, susidedančią daugiausia iš anglies ir sunkesnių elementų, apsuptą neišsigimusio. helio lakšto šaltinis, kuriame vyksta triguba helio reakcija. Savo ruožtu virš jo yra sluoksniuotas vandenilio šaltinis, kuriame vyksta termobranduolinės Bethe ciklo reakcijos, vandenilio pavertimas heliu, apsuptas vandenilio apvalkalo; taigi, išorinis vandenilio sluoksnio šaltinis yra helio „gamintojas“ helio sluoksnio šaltiniui. Helio degimas sluoksniuotajame šaltinyje yra nestabilus terminis dėl itin didelės priklausomybės nuo temperatūros, o tai apsunkina didesnis vandenilio ir helio konversijos greitis, palyginti su helio degimo greičiu; rezultatas yra helio kaupimasis, jo suspaudimas iki degeneracijos pradžios, staigus trigubos helio reakcijos greičio padidėjimas ir vystymasis. sluoksniuotos helio blykstės.
Per itin trumpą laiką (~30 metų) helio šaltinio šviesumas padidėja tiek, kad helio degimas pereina į konvekcinį režimą, sluoksnis plečiasi, stumdamas vandenilio sluoksnio šaltinį į išorę, o tai lemia jo atšalimą ir vandenilio nutrūkimą. degimo. Protrūkio metu išdegus helio pertekliui, helio sluoksnio šviesumas mažėja, raudonojo milžino išoriniai vandenilio sluoksniai susitraukia, o vandenilio sluoksnio šaltinis vėl užsidega.
Ibenas pasiūlė, kad pulsuojantis raudonasis milžinas galėtų nusimesti savo apvalkalą, sudarydamas planetinį ūką tiek helio pliūpsnio fazėje, tiek ramybės fazėje su aktyviu lakštinio vandenilio šaltiniu, ir, kadangi apvalkalo atskyrimo paviršius priklauso nuo fazės, kai apvalkalas yra helio pliūpsnio metu atidengiama „helio“ baltoji nykštukė spektrinio tipo DB, o kai apvalkalą išstumia milžinas su aktyviu lakštinio vandenilio šaltiniu, atidengiama „vandenilio“ nykštukė DA; helio blyksnio trukmė yra apie 20% pulsacijos ciklo trukmės, tai paaiškina vandenilio ir helio nykštukų santykį DA:DB ~ 80:20.
Didelės žvaigždės (7–10 kartų sunkesnės už Saulę) tam tikru momentu „sudega“ vandenilį, helią ir anglį ir virsta baltosiomis nykštukėmis su deguonies turtinga šerdimi. Žvaigždės SDSS 0922+2928 ir SDSS 1102+2054 su deguonies turinčia atmosfera tai patvirtina.
Kadangi baltieji nykštukai neturi savo termobranduolinės energijos šaltinių, jie spinduliuoja savo šilumos atsargų sąskaita. Juodojo kūno spinduliuotės galia (integruota galia visame spektre), tenkanti paviršiaus vienetui, yra proporcinga ketvirtajai kūno temperatūros galiai:
j = σ T 4 , (\displaystyle j=\sigma T^(4),)kur j (\displaystyle j) yra spinduliuojančio paviršiaus ploto vieneto galia ir σ (\displaystyle \sigma ) yra Stefano-Boltzmanno konstanta.
Kaip jau minėta, temperatūra nėra įtraukta į išsigimusių elektronų dujų būsenos lygtį - tai yra, baltosios nykštukės spindulys ir spinduliavimo sritis išlieka nepakitę: dėl to, pirma, baltosioms nykštukėms nėra masės-šviesumo. priklausomybė, tačiau yra priklausomybė nuo amžiaus ir šviesumo (priklauso tik nuo temperatūros, bet ne nuo spinduliuojančio paviršiaus ploto), ir, antra, ypač karštos jaunos baltosios nykštukės turėtų gana greitai atvėsti, nes spinduliuotės srautas ir atitinkamai aušinimo greitis yra proporcingas ketvirtajai temperatūros laipsniai.
Verta pažymėti, kad ankstyvosios stadijos baltųjų nykštukų aušinimas, neutrinų aušinimas vaidina itin svarbų vaidmenį, esant dideliam šviesumui šie procesai gali pašalinti iš žvaigždės vidaus daug daugiau energijos, nei išspinduliuojama iš paviršiaus fotonų pavidalu. Neutrininis aušinimas labai priklauso nuo temperatūros, gali būti proporcingi įvairūs aušinimo metu vykstantys silpni procesai T 6 (\displaystyle T^(6)) prieš T 9 (\displaystyle T^(9)).
Atvėsę baltieji nykštukai
Riboje, po dešimčių milijardų metų aušinimo, bet kuri baltoji nykštukė turėtų virsti vadinamąja juodąja nykštuke (kuri neskleidžia matomos šviesos). Nors iki šiol tokių objektų Visatoje nepastebėta (pagal kai kuriuos [ ką?] skaičiavimais, reikia mažiausiai 10 15 metų, kad baltoji nykštukė atvėstų iki 5 K temperatūros), kadangi laikas, praėjęs nuo pirmųjų žvaigždžių susidarymo Visatoje, yra (pagal šiuolaikines sampratas) apie 13 mlrd. , tačiau kai kurios baltosios nykštukės jau atvėso iki žemesnės nei 4000 kelvinų temperatūros (pavyzdžiui, baltosios nykštukės WD 0346+246 ir SDSS J110217, 48+411315.4, kurių temperatūra 3700–3800 K ir spektrinis tipas nuo 10 šviesmečių atstumu nuo M0 Saulė), dėl kurios, kartu su mažu dydžiu, juos aptikti labai sunku.
Paskutiniuose juodųjų nykštukų aušinimo etapuose (po 10–15 metų) svarbų vaidmenį vaidins gravitacinio gaudymo ir tamsiosios medžiagos naikinimo procesas. Jei nebūtų papildomo energijos šaltinio, juodosios nykštukės taptų šaltesnės ir blankesnės, kol jų temperatūra prilygtų Visatos foninei temperatūrai. Tačiau dėl energijos, kurią jie išgauna naikinant tamsiąją medžiagą, baltieji nykštukai galės labai ilgai skleisti papildomą energiją. Pilna jėga Vienos juodosios nykštukės spinduliuotė dėl tamsiosios medžiagos naikinimo proceso yra maždaug 10 15 vatų. Ir nors ši nereikšminga galia yra apie šimtą milijardų (10 11) kartų silpnesnė už saulės spinduliavimo galią, būtent šis energijos gamybos mechanizmas bus pagrindinis beveik atvėsusiose ateities juodosiose nykštukėse. Tokia energijos gamyba tęsis tol, kol galaktikos aureolė išliks nepažeista – tai yra 10 20 – 10 25 metus. Tada tamsiosios medžiagos naikinimas palaipsniui sustos ir jos visiškai atvės.
Astronominiai reiškiniai, susiję su baltosiomis nykštukėmis
Baltųjų nykštukų rentgeno spinduliuotė
Ryžiai. 10. Sirijaus momentinė nuotrauka minkštųjų rentgeno spindulių diapazone. Ryškus komponentas yra baltasis nykštukas Sirius B, blankus komponentas yra Sirius A
Jaunų baltųjų nykštukų, izotropinių žvaigždžių šerdies, paviršiaus temperatūra po apvalkalo išstūmimo yra labai aukšta – daugiau nei 2⋅10 5 K , tačiau dėl spinduliuotės iš paviršiaus ji gana greitai krenta. Tokios labai jaunos baltosios nykštukės stebimos rentgeno spindulių diapazone (pavyzdžiui, baltosios nykštukės HZ 43 stebėjimai iš ROSAT palydovo). Rentgeno spindulių diapazone baltųjų nykštukų šviesumas viršija pagrindinės sekos žvaigždžių šviesumą: Chandra rentgeno teleskopu padarytos Sirijaus nuotraukos (žr. 10 pav.) gali pasitarnauti kaip iliustracija – ant jų baltas. nykštukas Sirius B atrodo ryškesnis nei A1 spektrinės klasės Siriusas A, kuris optiniame diapazone ~10 000 kartų šviesesnis už Sirius B.
Karščiausių baltųjų nykštukų paviršiaus temperatūra yra 7⋅10 4 K, šalčiausių – mažesnė nei 4⋅10 3 K (žr., pavyzdžiui, Van Maanen's Star ir WD 0346+246 su SDSS J110217, 48+411315.4 spektrinio tipo M0 ).
Baltųjų nykštukų spinduliuotės ypatybė rentgeno spindulių diapazone yra tai, kad pagrindinis jų rentgeno spinduliuotės šaltinis yra fotosfera, kuri ryškiai skiria jas nuo „įprastų“ žvaigždžių: pastarosiose vainikas skleidžia X. -spinduliai, įkaitinti iki kelių milijonų kelvinų, o fotosferos temperatūra per žema rentgeno spinduliams skleisti.
Akrecija ant baltųjų nykštukų dvejetainėse sistemose
Dvejetainėse sistemose vykstant skirtingos masės žvaigždžių evoliucijai, komponentų evoliucijos greičiai nėra vienodi, o masyvesnis komponentas gali išsivystyti į baltąją nykštuką, o mažesnis masyvumas iki to laiko gali likti pagrindinėje sekoje. . Savo ruožtu, kai evoliucijos metu mažiau masyvus komponentas palieka pagrindinę seką ir pereina į raudoną milžinišką šaką, besivystančios žvaigždės dydis pradeda augti, kol užpildo savo Roche skiltį. Kadangi dvinarės sistemos komponentų Roche skiltys liečiasi Lagranžo taške L 1 , tai šiame mažiau masyvios komponento evoliucijos etape per tašką L 1 medžiaga teka iš raudonojo milžino į prasideda baltosios nykštukės Roche skiltis ir toliau ant jos paviršiaus kaupiasi daug vandenilio turinčios medžiagos (žr. 11 pav.), o tai lemia daugybę astronominių reiškinių:
- Nestacionarus priaugimas prie baltųjų nykštukų, jei kompanionas yra masyvi raudonoji nykštukė, sukelia nykštukinių novų (U Gem (UG) tipo žvaigždžių) ir į novas panašių katastrofiškų kintamų žvaigždžių atsiradimą.
- Akrecija ant baltųjų nykštukų, turinčių stiprų magnetinį lauką, nukreipiama į baltosios nykštukės magnetinių polių sritį, o besikaupiančios plazmos ciklotroninis spinduliavimo mechanizmas nykštuko magnetinio lauko cirkumpoliarinėse srityse sukelia stiprią nykštuko magnetinio lauko poliarizaciją. spinduliuotė matomoje srityje (poliai ir tarpiniai poliai).
- Vandenilio turinčios medžiagos kaupimasis ant baltųjų nykštukų sukelia jos kaupimąsi paviršiuje (kurią daugiausia sudaro helis) ir įkaista iki helio sintezės reakcijos temperatūros, o tai, esant termininiam nestabilumui, sukelia sprogimą, stebimą kaip nova. sprogimas.
- Pakankamai ilgas ir intensyvus augimas ant masyvios baltosios nykštukės veda prie to, kad jos masė viršija Chandrasekhar ribą, o termobranduolinis sprogimas stebimas kaip Ia tipo supernova (žr. 12 pav.).
Pastabos
- Ja. B. Zeldovičius, S. I. Blinnikovas, N. I. Šakura Fiziniai žvaigždžių sandaros ir evoliucijos pagrindai. - M.: MGU, 1981 m.
- Sinuosites observées dans le mouvement propre de Sirius, pav. 320, Flammarion C., Les étoiles et les curiosités du ciel, papildymas de "l'Astronomie populaire", Marpon et Flammarion, 1882 m.
- E. Schatzmanas. Baltieji nykštukai. - Amsterdamas: Šiaurės Olandija, 1958 m. - S. 1.
- Dvigubų žvaigždžių katalogas, William Herschel, Londono karališkosios draugijos filosofiniai sandoriai 75 (1785), p. 40-126
- Apie tinkamus Procyono ir Sirijaus judesius(Anglų) . Karališkosios astronomijos draugijos mėnesiniai pranešimai(1844 12 d.). Gydymo data 2009 m. liepos 22 d. Suarchyvuota nuo originalo 2011 m. rugpjūčio 22 d.
- Flammarion C. (1877).
Iš kur atsiranda baltieji nykštukai?
Kas taps žvaigžde jos gyvenimo kelio pabaigoje, priklauso nuo masės, kurią žvaigždė turėjo gimdama. Žvaigždės, kurios iš pradžių turėjo didelę masę, baigiasi kaip juodosios skylės ir neutroninės žvaigždės. Mažos arba vidutinės masės žvaigždės (kurių masė mažesnė nei 8 Saulės masės) taps baltosiomis nykštukėmis. Tipiška baltoji nykštukė yra maždaug Saulės masės ir šiek tiek didesnė už Žemę. Baltoji nykštukė yra viena iš tankiausių materijos formų, kurią savo tankiu lenkia tik neutroninės žvaigždės ir juodosios skylės.
Vidutinės masės žvaigždės, kaip ir mūsų Saulė, gyvena paversdamos savo šerdyje esantį vandenilį heliu. Šis procesas šiuo metu vyksta Saulėje. Energija, kurią Saulė generuoja susiliejus heliui iš vandenilio, sukuria vidinį slėgį. Per ateinančius 5 milijardus metų Saulė išnaudos vandenilio atsargas savo šerdyje.
Žvaigždę galima palyginti su greitpuodžiu. Kai šildomas sandarus indas, slėgis didėja. Panašiai vyksta ir Saulėje, žinoma, griežtai tariant, Saulės negalima vadinti hermetišku konteineriu. Gravitacija veikia žvaigždės materiją, bandydama ją suspausti, o šerdyje esančių karštų dujų sukuriamas slėgis bando išplėsti žvaigždę. Pusiausvyra tarp slėgio ir gravitacijos yra labai subtili.
Kai Saulėje pritrūks vandenilio, ši pusiausvyra pradės dominuoti gravitacija, o žvaigždė pradės trauktis. Tačiau suspaudimo metu įvyksta kaitinimas ir dalis išoriniuose žvaigždės sluoksniuose likusio vandenilio pradeda degti. Šis degantis vandenilio apvalkalas išplečia išorinius žvaigždės sluoksnius. Kai tai atsitiks, mūsų Saulė taps raudona milžine, ji taps tokia didelė, kad Merkurijus bus visiškai prarytas. Kai žvaigždė auga, ji atvėsta. Tačiau raudonojo milžino šerdies temperatūra didėja tol, kol ji yra pakankamai aukšta, kad užsidegtų helis (sintetinamas iš vandenilio). Galų gale helis virs anglimi ir sunkesniais elementais. Etapas, kai Saulė yra raudonasis milžinas, užtruks 1 milijardą metų, o vandenilio degimo etapas – 10 milijardų.
Rutulinis spiečius M4. Antžeminis optinis vaizdas (kairėje) ir Hablo vaizdas (dešinėje). Baltieji nykštukai pažymėti apskritimais. Nuoroda: Harvey Richer (Britų Kolumbijos universitetas, Vankuveris, Kanada), M. Bolte (Kalifornijos universitetas, Santa Kruzas) ir NASA/ESA
Jau žinome, kad tokios vidutinės masės žvaigždės kaip mūsų Saulė taps raudonosiomis milžinėmis. Bet kas bus toliau? Mūsų raudonasis milžinas gamins anglį iš helio. Kai helis baigsis, šerdis nebus pakankamai karšta, kad pradėtų deginti anglį. Kas dabar?
Kadangi Saulė nebus pakankamai karšta, kad anglis degtų, gravitacija vėl ims viršų. Žvaigždei susitraukus, išsiskirs energija, o tai lems tolesnį žvaigždės apvalkalo išsiplėtimą. Dabar žvaigždė bus dar didesnė nei anksčiau! Mūsų Saulės spindulys taps didesnis už Žemės orbitos spindulį!
Šiuo laikotarpiu Saulė taps nestabili ir praras savo substanciją. Tai tęsis tol, kol žvaigždė visiškai pašalins savo išorinius sluoksnius. Žvaigždės šerdis išliks nepažeista ir taps balta nykštuke. Baltoji nykštukė bus apsupta besiplečiančio dujų apvalkalo, vadinamo planetiniu ūku. Ūkai vadinami planetiniais, nes pirmieji stebėtojai manė, kad jie atrodo kaip Urano ir Neptūno planetos. Yra keli planetiniai ūkai, kuriuos galima pamatyti mėgėjišku teleskopu. Maždaug pusėje jų centre, naudojant gana kuklų teleskopą, galima pamatyti baltą nykštuką.
Planetinis ūkas yra vidutinės masės žvaigždės perėjimo iš raudonojo milžino į baltosios nykštukės stadijos ženklas. Žvaigždės, kurių masė prilygsta mūsų Saulei, maždaug po 75 000 metų pavirs baltosiomis nykštukėmis, kurios palaipsniui nusimes savo kiautus. Galiausiai, kaip ir mūsų Saulė, jie pamažu atvės ir virs juodomis anglies gumulėlėmis – procesas užtruks apie 10 milijardų metų.
Baltųjų nykštukų stebėjimai
Yra keletas baltųjų nykštukų stebėjimo būdų. Pirmoji atrasta baltoji nykštukė yra žvaigždė Sirijaus kompanionė, ryški žvaigždė žvaigždyne didelis šuo. 1844 metais astronomas Friedrichas Beselis Sirijuje pastebėjo silpnus judesius pirmyn ir atgal, tarsi aplink jį suktųsi nematomas objektas. 1863 metais optikas ir teleskopų dizaineris Elvanas Clarkas atrado šį paslaptingą objektą. Vėliau žvaigždė kompanionė buvo identifikuota kaip baltoji nykštukė. Ši pora dabar žinoma kaip Siriusas A ir Sirius B, kur B yra baltasis nykštukas. Šios sistemos orbitos laikotarpis yra 50 metų.
Rodyklė rodo į baltą nykštuką Sirius B, esantį šalia didesnio Sirius A. Nuoroda: McDonald Observatory, NASA/SAO/CXC)
Kadangi baltosios nykštukės yra labai mažos ir todėl jas sunku aptikti, dvinarės sistemos yra vienas iš būdų jas aptikti. Kaip ir Sirijaus atveju, jei žvaigždė turi kažkokį nepaaiškinamą judėjimą, galima pastebėti, kad viena žvaigždė iš tikrųjų yra daugialypė sistema. Atidžiau panagrinėjus, galima nustatyti, ar žvaigždė kompanionė yra baltoji nykštukė. Hablo kosminis teleskopas su 2,4 metro veidrodžiu ir patobulinta optika sėkmingai stebėjo baltąsias nykštukus, naudodamas plataus kampo planetinę kamerą. 1995 m. rugpjūtį šia kamera Skorpiono žvaigždyne esančiame rutuliniame spiečiuje M4 buvo pastebėtos daugiau nei 75 baltosios nykštukės. Šios baltosios nykštukės buvo tokios silpnos, kad ryškiausios iš jų švietė ne ryškiau nei 100 W lemputė per atstumą nuo mėnulio. M4 yra už 7000 šviesmečių ir yra arčiausiai mūsų esantis rutulinis spiečius. Jo amžius yra maždaug 14 milijardų metų, todėl dauguma šio spiečiaus žvaigždžių yra paskutiniame savo gyvenimo etape.
Baltosios nykštukės yra išsivysčiusios žvaigždės, kurių masė neviršija Chandrasekhar ribos (didžiausios masės, kurioje žvaigždė gali egzistuoti kaip baltoji nykštukė), neturinčios savo termobranduolinės energijos šaltinių. Baltosios nykštukės yra kompaktiškos žvaigždės, kurių masė yra panaši į Saulės masę arba didesnė už ją, tačiau spinduliai 100 kartų mažesni ir atitinkamai bolometrinis šviesumas ~10 000 kartų mažesnis nei Saulės. Vidutinis medžiagos tankis baltosiose nykštukėse jų fotosferose yra 105–109 g/cm 3 , o tai yra beveik milijoną kartų didesnis nei pagrindinės sekos žvaigždžių tankis. Pagal paplitimą baltosios nykštukės, įvairiais skaičiavimais, sudaro 3–10% mūsų galaktikos žvaigždžių populiacijos. Įvertinimo neapibrėžtumas atsiranda dėl to, kad sunku stebėti tolimus baltuosius nykštukus dėl mažo jų šviesumo.
Baltosios nykštukės yra paskutinė mažos žvaigždės, kurios masė panaši į Saulės masę, evoliucijos etapą. Kai visas žvaigždės, pavyzdžiui, mūsų Saulės, centre esantis vandenilis išdega, jos šerdis susitraukia iki didelio tankio, o išoriniai sluoksniai labai išsiplečia ir, lydima bendro šviesumo blankumo, žvaigždė virsta. Tada pulsuojantis raudonasis milžinas nusimeta savo apvalkalą, nes išoriniai žvaigždės sluoksniai yra laisvai susieti su karštu ir labai tankiu centriniu šerdimi. Vėliau šis apvalkalas tampa besiplečiančiu planetiniu ūku. Kaip matote, raudonieji milžinai ir baltieji nykštukai yra labai glaudžiai susiję. Šerdies suspaudimas vyksta iki ypač mažų dydžių, tačiau vis dėlto neviršija Chandrasekhar ribos, ty viršutinės žvaigždės masės ribos, kurioje ji gali egzistuoti kaip baltoji nykštukė.
Pirmoji atrasta baltoji nykštukė buvo triguboje sistemoje 40 Eridani esanti žvaigždė 40 Eridani B, kurią dar 1785 metais Williamas Herschelis įtraukė į dvigubų žvaigždžių katalogą. 1910 m. Henry Norrisas Russellas atkreipė dėmesį į neįprastai mažą 40 Eridani B šviesumą esant aukštai spalvinei temperatūrai, kuri vėliau padėjo atskirti tokias žvaigždes į atskirą baltųjų nykštukų klasę.
Antrasis atrastas baltasis nykštukas buvo Sirijus B – ryškiausia žvaigždė žemės danguje. 1844 metais vokiečių astronomas ir matematikas Friedrichas Beselis, stebėdamas Sirijų, atrado nedidelį žvaigždės nukrypimą nuo tiesinio judėjimo ir padarė prielaidą, kad Sirijus turi nematomą masyvią palydovinę žvaigždę. Jo prielaida pasitvirtino jau 1862 m., kai amerikiečių astronomas ir teleskopų dizaineris Alvanas Grahamas Clarkas, reguliuodamas didžiausią tuo metu refraktorių, netoli Sirijaus aptiko ne ryški žvaigždė, vėliau pakrikštytas Sirijus B.
Baltoji nykštukė Sirius B pasižymi mažu šviesumu, o gravitacinis laukas gana pastebimai veikia ryškų jo palydovą, o tai rodo, kad šios žvaigždės spindulys yra itin mažas ir turi didelę masę. Taigi pirmą kartą buvo aptiktas objekto tipas, vadinamas baltaisiais nykštukais.
Trečiasis aptiktas baltasis nykštukas buvo Procyon B. 1844 metais Koenigsbergo observatorijos direktorius Friedrichas Beselis, analizuodamas stebėjimų duomenis, nustatė, kad Procyon periodiškai, nors ir labai silpnai, bet nukrypsta nuo tiesios judėjimo dangaus sferoje trajektorijos. Besselis padarė išvadą, kad Procyon turi turėti artimą palydovą. Silpnas palydovas liko nepastebimas, o jo masė turėjo būti gana didelė – atitinkamai panaši į Sirijaus ir Prokiono masę. 1896 m. amerikiečių astronomas D. M. Scheberle atrado Procyon B, taip patvirtindamas Besselio prognozę.
Baltųjų nykštukų kilmė
Aiškinant baltųjų nykštukų atsiradimą pagrindinį vaidmenį atliko dvi idėjos: astronomo Ernsto Epiko idėja, kad raudonieji milžinai susidaro iš pagrindinės sekos žvaigždžių, išdegus branduoliniam kurui, ir astronomo Vasilijaus Fesenkovo prielaida, kurią padarė netrukus. po Antrojo pasaulinio karo pagrindinės sekos žvaigždės turėtų prarasti masę, o šis masės praradimas turėtų turėti didelę įtaką . Šios prielaidos visiškai pasitvirtino.
Baltosios nykštukės susideda iš anglies ir deguonies, su nedideliais vandenilio ir helio priedais, tačiau masyvios, labai išsivysčiusios žvaigždės gali turėti branduolį, sudarytą iš deguonies, neono ar magnio. Pagrindinės sekos žvaigždžių evoliucijos metu vandenilis „sudega“ - nukleosintezė, susidarant heliui. Dėl tokio perdegimo nutrūksta energijos išsiskyrimas centrinėse žvaigždės dalyse, suspaudimas ir atitinkamai padidėja temperatūra bei tankis jos šerdyje. Temperatūros ir tankio padidėjimas žvaigždžių šerdyje lemia sąlygas, kai įsijungia naujas termobranduolinės energijos šaltinis: helio deginimas (triguba helio reakcija arba trigubo alfa procesas), būdingas raudoniesiems milžinams ir supergigantams.
Baltosios nykštukės turi itin didelį tankį (106 g/cm3). Baltoji nykštukė yra gravitacinės pusiausvyros būsenoje ir jos slėgį lemia išsigimusių elektronų dujų slėgis. Baltosios nykštukės paviršiaus temperatūra yra aukšta – nuo 100 000 K iki 200 000 K. Baltųjų nykštukų masė yra artima Saulės. Baltųjų nykštukų atveju yra masės ir spindulio santykis, ir kuo didesnė masė, tuo mažesnis spindulys. Daugumos baltųjų nykštukų spindulys yra panašus į Žemės spindulį.
Baltosios nykštukės gyvavimo ciklas po to išlieka stabilus iki pat jo atšalimo, kai žvaigždė praranda savo šviesumą ir tampa nematoma, įžengdama į vadinamosios ""“ stadiją – galutinis evoliucijos rezultatas, nors m. šiuolaikinė literatūrašis terminas vartojamas vis rečiau.
Baltosios nykštukės yra dažnas žvaigždžių tipas, turintis mažą šviesumą ir didžiulę masę. Mūsų galaktikoje jie sudaro kelis procentus viso žvaigždžių skaičiaus. Tai kompaktiški objektai, maždaug . Temperatūra jų viduje žema, todėl branduolinės reakcijos nevyksta. Sukaupta energija palaipsniui mažėja dėl elektromagnetinių bangų spinduliavimo. Baltųjų nykštukų paviršiaus temperatūra svyruoja nuo 5000°K senų, "šaltų" žvaigždžių iki 50000°K jaunų, "karštų" žvaigždžių.
Baltųjų nykštukų masė neviršija 1,4 saulės masės, nors tankis yra gana padorus - 1 000 000 - 100 000 000 g / cm³
Baltieji nykštukai yra objektai, esantys viduje paskutinis etapas evoliucija. Baltųjų nykštukų medžiagos tankis yra milijoną kartų didesnis nei paprastų žvaigždžių, o jų paplitimas tarp žvaigždžių yra 3–10%. Taip pat baltosios nykštukės nuo žvaigždžių skiriasi tuo, kad jų gelmėse nevyksta termobranduolinės reakcijos.
Kai baigsis visas helis (per 100–110 milijonų metų), jis pavirs baltąja nykštuke.
Jaunų baltųjų nykštukų temperatūra viršija 2 laipsnių. 10 5 °K ant paviršiaus. Klasikinis pavyzdys- ryškiausios žvaigždės mūsų danguje Sirijaus nuotraukos.
Jie buvo gauti naudojant Chandra rentgeno teleskopą. Optikoje Sirius A yra 10 000 kartų ryškesnis už savo partnerį Sirius B, tačiau rentgeno spindulių diapazone baltoji nykštukė apie daugiau ryškumo.
Iš ko jie susideda
Baltieji nykštukai nėra tokie paprasti ir nuobodūs, kaip gali pasirodyti iš pirmo žvilgsnio. Iš tiesų, jei branduolinės reakcijos nevyksta, o temperatūra žema, tai kur tada aukštas spaudimas, ribojantis gravitacinį materijos suspaudimą? Pasirodo, lemiamas vaidmuo tenka kvantines savybes elektronų. Gravitacijos įtakoje medžiaga suspaudžiama tiek, kad atomų branduoliai prasiskverbia į kaimyninių atomų elektronų apvalkalus. Elektronai nebepriklauso konkretiems branduoliams, bet gali laisvai skristi visoje erdvėje žvaigždės viduje. Branduoliai sudaro tvirtai surištą sistemą, panašią į kristalinę gardelę. Įdomiausias dalykas vyksta toliau. Nors baltoji nykštukė atšąla dėl spinduliuotės į aplinkinę erdvę, vidutinis elektronų greitis nemažėja. Taip yra dėl to, kad pagal kvantinės mechanikos dėsnius du elektronai, turintys pusės sveikojo skaičiaus sukinį, negali būti toje pačioje būsenoje (Pauli principas). Tai reiškia, kad skirtingų elektronų būsenų skaičius baltojoje nykštukėje negali būti mažesnis už elektronų skaičių. Tačiau aišku, kad mažėjant elektronų greičiams būsenų skaičius mažėja. Ribiniu atveju, jei visų elektronų greitis taptų lygus nuliui, jie visi būtų vienoje būsenoje (tiksliau, dviejose būsenose, atsižvelgiant į sukinio projekciją). Kadangi baltojoje nykštukėje yra daug elektronų, tai turi būti daug būsenų, o tai užtikrina jų greičių išsaugojimas. gerai ir dideliu greičiu dalelės sukuria didelį slėgį, kuris neutralizuoja gravitacinį suspaudimą. Žinoma, jei objekto masė yra per didelė, gravitacija įveiks ir šį barjerą.
Evoliucija
Dauguma baltųjų nykštukų yra vienas iš paskutinių normalių, ne itin masyvių žvaigždžių evoliucijos etapų. Žvaigždė, išnaudojusi branduolinio kuro atsargas, pereina į raudonojo milžino stadiją, netenka dalies medžiagos, virsdama balta nykštuke. Šiuo atveju išorinis apvalkalas – įkaitusios dujos – išsisklaido kosmose ir iš Žemės stebima kaip . Per šimtus tūkstančių metų tokie ūkai išsisklaido erdvėje, o tankios jų šerdys, baltosios nykštukės, palaipsniui atvėsta kaip įkaitęs metalo gabalas, bet labai lėtai, nes jo paviršius mažas. Laikui bėgant jie turėtų virsti rudais (juodaisiais) nykštukais – aplinkos temperatūros medžiagos gumuliukais. Tiesa, kaip rodo skaičiavimai, tai gali užtrukti daug milijardų metų.
Akivaizdu, kad rudųjų nykštukų atradimą trukdo mažas jų šviesumas. Viena iš rudųjų nykštukų yra Hidros žvaigždyne. Jo blizgesys yra tik 22,3. Atradimo išskirtinumas slypi tame, kad anksčiau aptiktos rudosios nykštukės buvo dvinarių sistemų dalis, todėl jas buvo galima atrasti, o ši – viena. Jis buvo rastas tik dėl savo artumo Žemei: jis yra tik 33 šviesmečių atstumu.
Daroma prielaida, kad dabartinės rudosios nykštukės yra ne atvėsusios baltosios (praėjo per mažai laiko), o „neišsivysčiusios“ žvaigždės. Kaip žinote, žvaigždės gimsta iš dujų ir dulkių debesies, o iš vieno debesies atsiranda kelios skirtingos masės žvaigždės. Jei suslėgto dujų krešulio masė 10-100 kartų mažesnė už saulės, susidaro rudos nykštukės. Jie gana stipriai įkaista nuo gravitacinio suspaudimo jėgų ir spinduliuoja infraraudonųjų spindulių diapazone. Branduolinės reakcijos rudosiose nykštukėse nevyksta.
Atidarymas
Iki 30-ųjų pradžios. 20 amžiaus apskritai yra teorija vidinė struktūražvaigždės. Atsižvelgiant į žvaigždės masę ir jos cheminė sudėtis, teoretikai galėjo apskaičiuoti visas pastebėtas žvaigždės charakteristikas – jos šviesumą, spindulį, paviršiaus temperatūrą ir kt. Tačiau šį harmoningą vaizdą pažeidė neapsakoma žvaigždė 40 Eridani B 1783 m. atrado anglų astronomas Williamas Herschelis. Dėl savo aukštos temperatūros jis turėjo per mažą šviesumą ir dėl to per mažus matmenis. Klasikinės fizikos požiūriu tai negalėjo būti paaiškinta. Po kiek laiko buvo rasti ir kiti. neįprastos žvaigždės. Garsiausias iš šių atradimų buvo Sirijaus B – nematomo ryškiausios žvaigždės Sirijaus palydovo – atradimas. Astronomas Friedrichas Wilhelmas Beselis (vokiečių matematikas ir astronomas), stebėdamas Sirijų, nustatė, kad jis judėjo ne tiesia linija, o „šiek tiek išilgai sinusoidės“. Maždaug dešimties metų stebėjimo ir apmąstymų dėka Beselis padarė išvadą, kad šalia Sirijaus yra antroji žvaigždė, kuri jai daro gravitacinį poveikį.
Besselio prognozė pasitvirtino po to, kai A. Clarkas 1862 metais sukonstravo 46 cm skersmens lęšio teleskopą, tuo metu didžiausią teleskopą pasaulyje. Norėdami patikrinti objektyvo kokybę, jis buvo išsiųstas pas Sirijų – ryškiausią žvaigždę. Teleskopo matymo lauke pasirodė dar viena žvaigždė, pritemdyta, kurią numatė Beselis.
Sirijaus B temperatūra pasirodė esanti 25 000 K – 2,5 karto aukštesnė nei ryškaus Sirijaus A. Atsižvelgiant į žvaigždės dydį, tai rodė itin didelį jos medžiagos tankį – 106 g/cm³. Tokios medžiagos antpirštis Žemėje svertų milijoną tonų.
Kaip paaiškėjo, baltieji nykštukai yra žvaigždžių „galai“, kilę iš įprastų žvaigždžių. Paprastų žvaigždžių pusiausvyrą palaiko karštos plazmos slėgio jėga, kuri priešinasi gravitacijos (gravitacijos) jėgai. Norint išlaikyti pusiausvyrą, būtini vidiniai energijos šaltiniai, kitaip žvaigždė, netekdama energijos nuo šviesos srautų spinduliavimo į aplinkinę erdvę, nebūtų atlaikiusi akistatos su jėgomis. Taigi vidinis šaltinis termobranduolinės reakcijos yra vandenilio pavertimas heliu. Kai tik įeis centriniai regionai Visas vandenilis „išdega“ iš žvaigždės, sutrinka pusiausvyra ir žvaigždė pradeda trauktis veikiama savo gravitacijos. Tipiškas mus supančių objektų tankis yra keli gramai 1 cm³ (apytiksliai toks yra būdingas atomo tankis). Žvaigždžių, tokių kaip mūsų Saulė, vidutinis tankis yra toks pat. Tačiau jei paprasta žvaigždė bus suspausta 100 kartų, atomai „susispaus“ vienas į kitą ir žvaigždė virs vienu milžinišku atomu, kuriame energijos lygiai atskiri atomai„sulipti“ kartu. Esant tokiam tankiui, elektronai sudaro vadinamąsias išsigimusių elektronų dujas – ypatingą kvantinę būseną, kurioje visi baltosios nykštukės elektronai „jaučia“ vienas kitą ir sudaro vieną komandą – būtent jis atsispiria gravitaciniam susitraukimui. Taigi žvaigždė virsta tankia šerdimi – balta nykštuke.
Baltoji nykštukė – mūsų erdvėje gana paplitusi žvaigždė. Mokslininkai tai vadina žvaigždžių evoliucijos rezultatu, galutiniu vystymosi etapu. Iš viso yra du žvaigždės kūno modifikacijos scenarijai, vienu atveju paskutinė stadija – neutroninė žvaigždė, kitu – juodoji skylė. Nykštukai yra paskutinis evoliucijos žingsnis. Aplink juos yra planetų sistemos. Mokslininkai galėjo tai nustatyti ištyrę metalu prisodrintus pavyzdžius.
Fonas
Baltosios nykštukės – žvaigždės, kurios astronomų dėmesį patraukė 1919 m. Pirmą kartą tokį dangaus kūną aptiko mokslininkas iš Nyderlandų Maanenas. Savo laikui specialistas padarė gana netipišką ir netikėtą atradimą. Nykštukas, kurį pamatė, atrodė kaip žvaigždė, tačiau buvo nestandartinių mažų dydžių. Tačiau spektras buvo tarsi masyvus ir didelis dangaus kūnas.
Tokio keisto reiškinio priežastys mokslininkus traukė gana ilgą laiką, todėl buvo įdėta daug pastangų tiriant baltųjų nykštukų sandarą. Proveržis buvo padarytas, kai jie išreiškė ir įrodė prielaidą apie įvairių metalinių konstrukcijų gausą dangaus kūno atmosferoje.
Būtina paaiškinti, kad metalai astrofizikoje yra visų rūšių elementai, kurių molekulės yra sunkesnės nei vandenilis, helis, o jų cheminė sudėtis yra progresyvesnė nei šių dviejų junginių. Helis, vandenilis, kaip pavyko nustatyti mokslininkams, mūsų visatoje yra labiau paplitę nei bet kurios kitos medžiagos. Remiantis tuo, buvo nuspręsta visa kita priskirti metalams.
Temos plėtra
Nors baltosios nykštukės, kurių dydis labai skiriasi nuo Saulės, pirmą kartą buvo pastebėtos dvidešimtajame dešimtmetyje, tik po pusės amžiaus žmonės sužinojo, kad metalinių struktūrų buvimas žvaigždžių atmosferoje nėra tipiškas reiškinys. Kaip paaiškėjo, patekusios į atmosferą, be dviejų dažniausiai pasitaikančių medžiagų, sunkesnių, jos išstumiamos į gilesnius sluoksnius. Sunkiosios medžiagos, esančios tarp helio, vandenilio molekulių, galiausiai turi persikelti į žvaigždės šerdį.
Buvo nustatytos kelios šio proceso priežastys. Baltosios nykštukės spindulys nedidelis, tokie žvaigždžių kūnai labai kompaktiški – ne veltui jie gavo savo vardą. Vidutiniškai spindulys yra panašus į Žemės, o svoris panašus į žvaigždės, kuri apšviečia mūsų planetų sistemą, svorį. Toks matmenų ir svorio santykis sukelia išskirtinai didelį gravitacinį paviršiaus pagreitį. Vadinasi, sunkiųjų metalų nusėdimas vandenilio ir helio atmosferoje įvyksta tik po kelių Žemės dienų po to, kai molekulė patenka į bendrą dujų masę.
Galimybės ir trukmė
Kartais baltųjų nykštukų savybės yra tokios, kad sunkiųjų medžiagų molekulių nusėdimo procesas gali užsitęsti ilgą laiką. Stebėtojo iš Žemės požiūriu palankiausi variantai yra procesai, trunkantys milijonus, dešimtis milijonų metų. Ir vis dėlto tokie laiko intervalai yra išskirtinai maži, palyginti su paties žvaigždės kūno egzistavimo trukme.
Baltosios nykštukės evoliucija tokia, kad daugumai šiuo metu žmogaus stebimų darinių jau yra keli šimtai milijonų Žemės metų. Jei palyginsime tai su lėčiausiu metalų įsisavinimo procesu branduolyje, skirtumas yra daugiau nei reikšmingas. Vadinasi, metalo aptikimas tam tikros stebimos žvaigždės atmosferoje leidžia tvirtai daryti išvadą, kad kūnas iš pradžių neturėjo tokios atmosferos sudėties, kitaip visi metaliniai inkliuzai jau seniai būtų išnykę.
Teorija ir praktika
Aukščiau aprašyti stebėjimai, taip pat per daugelį dešimtmečių surinkta informacija apie baltąsias nykštukes, neutronines žvaigždes ir juodąsias skyles leido manyti, kad atmosfera gauna metalinių inkliuzų iš išorinių šaltinių. Mokslininkai pirmiausia nusprendė, kad tai yra terpė tarp žvaigždžių. Dangaus kūnas juda per tokią materiją, kaupia terpę ant savo paviršiaus, taip praturtindamas atmosferą sunkiais elementais. Tačiau tolesni stebėjimai parodė, kad tokia teorija yra nepagrįsta. Kaip patikslino ekspertai, jei taip pasikeistų atmosfera, nykštukas daugiausia gautų vandenilio iš išorės, nes terpę tarp žvaigždžių didžiąją dalį sudaro vandenilio ir helio molekulės. Tik nedidelę terpės dalį sudaro sunkieji junginiai.
Jei teorija, suformuota iš pirminių baltųjų nykštukų, neutroninių žvaigždžių, juodųjų skylių stebėjimų, pasiteisintų, nykštukai sudarytų iš vandenilio kaip lengviausio elemento. Tai neleistų egzistuoti net helio dangaus kūnams, nes helis yra sunkesnis, o tai reiškia, kad vandenilio akrecija jį visiškai paslėptų nuo išorinio stebėtojo akies. Remdamiesi helio nykštukų buvimu, mokslininkai padarė išvadą, kad tarpžvaigždinė terpė negali būti vienintelis ir net pagrindinis metalų šaltinis žvaigždžių kūnų atmosferoje.
Kaip paaiškinti?
Praėjusio amžiaus aštuntajame dešimtmetyje juodąsias skyles ir baltąsias nykštukus tyrinėję mokslininkai teigė, kad metalo inkliuzai gali būti paaiškinti kometų kritimu ant dangaus kūno paviršiaus. Tiesa, kažkada tokios idėjos buvo laikomos pernelyg egzotiškomis ir nesulaukė palaikymo. Tai daugiausia lėmė tai, kad žmonės dar nežinojo apie kitų planetų sistemų buvimą – buvo žinoma tik mūsų „namų“ Saulės sistema.
Reikšmingas žingsnis į priekį tiriant juodąsias skyles ir baltąsias nykštukus buvo žengtas kito, aštuntojo praėjusio amžiaus dešimtmečio pabaigoje. Mokslininkai savo žinioje turi ypač galingus infraraudonųjų spindulių instrumentus kosmoso gelmėms stebėti, kurie leido aptikti infraraudonąją spinduliuotę aplink vieną iš žinomų baltųjų nykštukų astronomų. Tai buvo atskleista būtent aplink nykštuką, kurio atmosferoje buvo metalinių inkliuzų.
Infraraudonoji spinduliuotė, kuri leido įvertinti baltosios nykštukės temperatūrą, taip pat pasakė mokslininkams, kad žvaigždžių kūną supa kažkokia medžiaga, galinti sugerti žvaigždžių spinduliuotę. Ši medžiaga kaitinama iki tam tikro temperatūros lygio, žemesnės nei žvaigždės. Tai leidžia palaipsniui nukreipti absorbuotą energiją. Spinduliuotė atsiranda infraraudonųjų spindulių diapazone.
Mokslas juda į priekį
Baltosios nykštukės spektrai tapo pažangaus astronomų pasaulio tyrimo objektu. Kaip paaiškėjo, iš jų galite gauti gana daug informacijos apie dangaus kūnų ypatybes. Ypač įdomūs buvo žvaigždžių kūnų, turinčių infraraudonųjų spindulių perteklius, stebėjimai. Šiuo metu pavyko nustatyti apie tris dešimtis tokio tipo sistemų. Pagrindinis jų procentas buvo tiriamas naudojant galingiausią Spitzer teleskopą.
Mokslininkai, stebėdami dangaus kūnus, nustatė, kad baltųjų nykštukų tankis yra žymiai mažesnis už šį milžinams būdingą parametrą. Taip pat buvo nustatyta, kad infraraudonųjų spindulių perteklius atsiranda dėl tam tikros medžiagos, galinčios sugerti energijos spinduliuotę, suformuotų diskų. Būtent jis tada spinduliuoja energiją, bet skirtingu bangų ilgio diapazonu.
Diskai yra ypač arti ir tam tikru mastu paveikia baltųjų nykštukų masę (kuri negali viršyti Chandrasekhar ribos). Išorinis spindulys vadinamas detritaliniu disku. Manoma, kad jis susidarė naikinant kokį nors kūną. Vidutiniškai spindulys yra panašus į Saulės dydį.
Jei atkreiptume dėmesį į mūsų planetų sistemą, paaiškėtų, kad gana arti „namų“ galime stebėti panašų pavyzdį – tai Saturną supantys žiedai, kurių dydis taip pat prilygsta mūsų žvaigždės spinduliui. Laikui bėgant mokslininkai išsiaiškino, kad ši savybė nėra vienintelė bendra nykštukams ir Saturnui. Pavyzdžiui, tiek planeta, tiek žvaigždės turi labai plonus diskus, kurie nėra skaidrūs bandant prasiskverbti pro šviesą.
Išvados ir teorijos plėtojimas
Kadangi baltųjų nykštukų žiedai yra panašūs į tuos, kurie supa Saturną, tapo įmanoma suformuluoti naujas teorijas, paaiškinančias metalų buvimą šių žvaigždžių atmosferoje. Astronomai žino, kad žiedai aplink Saturną susidaro dėl potvynių ir atoslūgių kai kurių kūnų, kurie yra pakankamai arti planetos, kad būtų paveikti jos gravitacinio lauko. Esant tokiai situacijai, išorinis kūnas negali išlaikyti savo gravitacijos, todėl pažeidžiamas vientisumas.
Maždaug prieš penkiolika metų buvo pristatytas nauja teorija, kuris panašiai paaiškino baltųjų nykštukų žiedų susidarymą. Buvo manoma, kad iš pradžių nykštukas buvo žvaigždė planetų sistemos centre. Dangaus kūnas laikui bėgant vystosi, o tai trunka milijardus metų, išsipučia, praranda apvalkalą ir dėl to susidaro nykštukas, kuris palaipsniui atšąla. Beje, baltųjų nykštukų spalva paaiškinama būtent jų temperatūra. Kai kuriems jis vertinamas 200 000 K.
Planetų sistema tokios evoliucijos metu gali išlikti, o tai veda prie išorinės sistemos dalies išsiplėtimo kartu su žvaigždės masės sumažėjimu. Dėl to susidaro didelė asteroidų sistema ir evoliucijos metu išgyvena daug kitų elementų.
Kas toliau?
Sistemos pažanga gali sukelti jos nestabilumą. Tai veda prie planetą supančios erdvės bombardavimo akmenimis, o asteroidai iš dalies išskrenda iš sistemos. Tačiau kai kurie iš jų persikelia į orbitas, anksčiau ar vėliau atsidurdami nykštuko saulės spinduliu. Susidūrimai neįvyksta, tačiau potvynio jėgos sukelia kūno vientisumo pažeidimą. Tokių asteroidų spiečius įgauna formą, panašią į Saturną supančius žiedus. Taigi aplink žvaigždę susidaro šiukšlių diskas. Baltosios nykštukės tankis (maždaug 10^7 g/cm3) ir jo nuolaužų disko tankis labai skiriasi.
Aprašyta teorija tapo gana išsamiu ir logišku daugelio astronominių reiškinių paaiškinimu. Per ją galima suprasti, kodėl diskai kompaktiški, juk žvaigždės per visą egzistavimą negali būti apsuptas disko, kurio spindulys prilygsta saulės spinduliui, kitaip iš pradžių tokie diskai būtų jos kūno viduje.
Paaiškinus diskų susidarymą ir jų dydį, galima suprasti, iš kur atsiranda savotiškas metalų tiekimas. Jis gali atsidurti ant žvaigždės paviršiaus, užteršdamas nykštuką metalo molekulėmis. Aprašyta teorija, neprieštaraudama atskleistiems baltųjų nykštukų vidutinio tankio rodikliams (maždaug 10^7 g/cm3), įrodo, kodėl žvaigždžių atmosferoje stebimi metalai, kodėl galima išmatuoti cheminę sudėtį. žmogui prieinamas priemones ir kodėl elementų pasiskirstymas panašus į būdingą mūsų planetai ir kitiems tiriamiems objektams.
Teorijos: ar yra naudos?
Aprašyta idėja buvo plačiai naudojama kaip pagrindas aiškinantis, kodėl žvaigždžių kiautai užteršti metalais, kodėl atsirado nuolaužų diskai. Be to, iš to išplaukia, kad aplink nykštuką egzistuoja planetų sistema. Ši išvada nieko nestebina, nes žmonija nustatė, kad dauguma žvaigždžių turi savo planetų sistemas. Tai būdinga ir tiems, kurie yra panašūs į Saulę, ir tiems, kurie yra daug didesni už jos matmenis – būtent iš jų susidaro baltosios nykštukės.
Temos neišsemtos
Net jei laikytume aukščiau aprašytą teoriją visuotinai priimta ir įrodyta, kai kurie klausimai astronomams lieka atviri iki šiol. Ypač įdomu yra medžiagos perdavimo tarp diskų ir dangaus kūno paviršiaus specifiškumas. Kaip kai kurie teigia, taip yra dėl radiacijos. Teorijos, raginančios apibūdinti materijos pernešimą, yra pagrįstos Poynting-Robertson efektu. Šis reiškinys, kurio įtakoje dalelės lėtai juda orbita aplink jauną žvaigždę, palaipsniui spirale sukdamosi centro link ir išnykdamos dangaus kūne. Tikėtina, kad šis poveikis turėtų pasireikšti žvaigždes supančių šiukšlių diskuose, tai yra, diskuose esančios molekulės anksčiau ar vėliau atsiduria išskirtiniame nykštuko arti. Kietosios medžiagos išgaruoja, susidaro dujos – tokių diskų pavidalu užfiksuota aplink keletą stebėtų nykštukų. Anksčiau ar vėliau dujos pasiekia nykštuko paviršių, nešdamos čia metalus.
Atskleistus faktus astronomai vertina kaip reikšmingą indėlį į mokslą, nes jie rodo, kaip formuojasi planetos. Tai svarbu, nes specialistus pritraukiantys tyrimų objektai dažnai yra neprieinami. Pavyzdžiui, planetos, besisukančios aplink didesnes už Saulę žvaigždes, tiriamos itin retai – mūsų civilizacijai prieinamu techniniu lygiu tai per sunku. Vietoj to, žmonės galėjo tyrinėti planetų sistemas po to, kai žvaigždės virto nykštukais. Jei mums pavyks vystytis šia kryptimi, tikrai bus galima atskleisti naujų duomenų apie planetų sistemų buvimą ir jų išskirtines savybes.
Baltosios nykštukės, kurių atmosferoje rasta metalų, leidžia susidaryti supratimą apie kometų ir kitų kosminių kūnų cheminę sudėtį. Tiesą sakant, mokslininkai tiesiog neturi kito būdo įvertinti sudėtį. Pavyzdžiui, tyrinėjant milžiniškas planetas galima susidaryti vaizdą tik apie išorinį sluoksnį, tačiau patikimos informacijos apie vidinį turinį nėra. Tai taip pat taikoma mūsų „namų“ sistemai, nes cheminę sudėtį galima tirti tik iš to dangaus kūno, kuris nukrito į Žemės paviršių arba kur buvo nusileidęs tyrimo aparatas.
Kaip viskas einasi?
Anksčiau ar vėliau mūsų planetų sistema taps ir baltosios nykštukės „namais“. Kaip teigia mokslininkai, žvaigždžių branduolys turi ribotą energijos kiekį medžiagos, o termobranduolinės reakcijos anksčiau ar vėliau baigiasi. Dujų tūris mažėja, tankis pakyla iki tonos kubiniame centimetre, o išoriniuose sluoksniuose reakcija vis dar vyksta. Žvaigždė plečiasi, tapdama raudonuoju milžinu, kurio spindulys yra panašus į šimtus žvaigždžių, lygių Saulei. Kai išorinis apvalkalas nustoja „degti“, per 100 000 metų erdvėje įvyksta medžiagos sklaida, kurią lydi ūko susidarymas.
Žvaigždės šerdis, išlaisvinta iš apvalkalo, sumažina temperatūrą, todėl susidaro baltoji nykštukė. Tiesą sakant, tokia žvaigždė yra didelio tankio dujos. Moksle nykštukai dažnai vadinami išsigimusiais dangaus kūnais. Jei mūsų žvaigždė būtų suspausta, o jos spindulys būtų vos keli tūkstančiai kilometrų, bet svoris būtų visiškai išsaugotas, tai čia taip pat vyktų baltoji nykštukė.
Savybės ir techniniai punktai
Nagrinėjamas kosminio kūno tipas gali švytėti, tačiau šis procesas paaiškinamas kitais mechanizmais nei termobranduolinės reakcijos. Švytėjimas vadinamas likutiniu, tai paaiškinama temperatūros sumažėjimu. Nykštuką sudaro medžiaga, kurios jonai kartais būna šaltesni nei 15 000 K. Elementams būdingi svyruojantys judesiai. Palaipsniui dangaus kūnas tampa kristalinis, jo švytėjimas silpnėja, o nykštukas tampa rudas.
Mokslininkai nustatė tokio dangaus kūno masės ribą – iki 1,4 Saulės svorio, bet ne daugiau nei ši riba. Jei masė viršija šią ribą, žvaigždė negali egzistuoti. Taip yra dėl suspaustos medžiagos slėgio – jis mažesnis už gravitacinę trauką, kuri suspaudžia medžiagą. Yra labai stiprus suspaudimas, dėl kurio atsiranda neutronų, medžiaga neutronizuojama.
Suspaudimo procesas gali sukelti degeneraciją. Tokiu atveju susidaro neutroninė žvaigždė. Antrasis variantas yra suspaudimo tęsinys, anksčiau ar vėliau sukeliantis sprogimą.
Bendrieji parametrai ir savybės
Nagrinėjamos dangaus kūnų kategorijos bolometrinis šviesumas yra maždaug dešimt tūkstančių kartų mažesnis už būdingą Saulei. Nykštuko spindulys yra mažiau nei šimtą kartų didesnis už saulę, o svoris yra panašus į pagrindinės mūsų planetų sistemos žvaigždės savybę. Norint nustatyti nykštuko masės ribą, buvo apskaičiuota Chandrasekhar riba. Kai jis viršijamas, nykštukas išsivysto į kitą dangaus kūno formą. Žvaigždės fotosfera vidutiniškai susideda iš tankios medžiagos, kurios masė yra 105–109 g/cm3. Palyginti su pagrindine žvaigždžių seka, ji yra maždaug milijoną kartų tankesnė.
Kai kurie astronomai mano, kad tik 3% visų galaktikos žvaigždžių yra baltosios nykštukės, o kai kurie yra įsitikinę, kad kas dešimtas priklauso šiai klasei. Apskaičiavimai labai skiriasi dėl priežasties, kodėl sunku stebėti dangaus kūnus – jie yra pašalinti iš mūsų planetos ir šviečia per silpnai.
Istorijos ir vardai
1785 m. dvigubų žvaigždžių sąraše atsirado kūnas, kurį stebėjo Herschelis. Žvaigždė buvo pavadinta 40 Eridani B. Būtent ji laikoma pirmuoju žmogumi, išvydusiu baltųjų nykštukų kategoriją. 1910 metais Raselas pastebėjo, kad šiam dangaus kūnui būdingas itin žemas lygisšvyti, nors spalvos temperatūra gana aukšta. Laikui bėgant buvo nuspręsta, kad šios klasės dangaus kūnai turi būti atskirti į atskirą kategoriją.
1844 m. Beselis, nagrinėdamas informaciją, gautą sekus Procyon B, Sirius B, nusprendė, kad jie abu karts nuo karto pasislenka iš tiesios linijos, o tai reiškia, kad yra artimi palydovai. Tokia prielaida mokslo bendruomenei atrodė mažai tikėtina, nes nebuvo matyti palydovo, o nukrypimus galima paaiškinti tik dangaus kūnu, kurio masė yra išskirtinai didelė (panaši į Sirijų, Prokioną).
1962 m. Clarkas, dirbdamas su didžiausiu tuo metu egzistavusiu teleskopu, netoli Sirijaus aptiko labai blankų dangaus kūną. Būtent jis buvo vadinamas Sirius B, tuo pačiu palydovu, kurį Beselis siūlė jau seniai. 1896 metais tyrimai parodė, kad Procyon turi ir palydovą – jis buvo pavadintas Procyon B. Vadinasi, Besselio idėjos visiškai pasitvirtino.