Tolaik lielākais teleskops pasaulē (Dīrborna teleskops), ko Klārku ģimenes uzņēmums vēlāk piegādāja Čikāgas Universitātes observatorijai, atklāja blāvu zvaigzni tiešā Sīriusa tuvumā. Tas bija Besela prognozētais Sirius satelīts Sirius B. Un 1896. gadā amerikāņu astronoms D. M. Sheberle atklāja Procyon B, tādējādi apstiprinot Besela otro prognozi.
1915. gadā amerikāņu astronoms Valters Sidnijs Adamss izmērīja Sīriusa B spektru. No mērījumiem izrietēja, ka tā temperatūra nav zemāka par Sīriusa A temperatūru (pēc mūsdienu datiem Sīriusa B virsmas temperatūra ir 25 000 K, bet Sīriusa). A ir 10 000 K), kas, ņemot vērā tā 10 000 reižu zemāku spilgtumu nekā Sirius A, norāda uz ļoti mazu rādiusu un attiecīgi lielu blīvumu - 10 6 g / cm³ (Sīriusa blīvums ir ~ 0,25 g / cm³, Saules blīvums ir ~ 1,4 g/cm³).
Blīvuma paradokss
“Es biju kopā ar savu draugu... profesoru E. Pikeringu biznesa vizītē. Ar raksturīgu laipnību viņš piedāvāja paņemt visu to zvaigžņu spektrus, kuras mēs ar Hinksu bijām novērojuši..., lai noteiktu to paralakses. Šis šķietami ikdienišķais darbs izrādījās ļoti auglīgs - tā rezultātā tika atklāts, ka visām zvaigznēm ar ļoti mazu absolūto lielumu (tas ir, zemu spilgtumu) ir M spektrālais tips (tas ir, ļoti zema virsmas temperatūra). Cik atceros, apspriežot šo jautājumu, es jautāju Pikeringam par dažām citām vājām zvaigznēm..., īpaši minot 40 Eridani B . Uzvedoties raksturīgi, viņš nekavējoties nosūtīja pieprasījumu uz (Hārvardas) observatorijas biroju, un drīz vien tika saņemta atbilde (domāju, ka no Flemingas kundzes), ka šīs zvaigznes spektrs ir A (t.i. augsta virsmas temperatūra). Pat tajos paleozoja laikos es par šīm lietām zināju pietiekami daudz, lai uzreiz saprastu, ka pastāv ārkārtēja neatbilstība starp to, ko mēs toreiz saucam par "iespējamajām" virsmas spilgtuma un blīvuma vērtībām. Es acīmredzot neslēpu, ka mani ne tikai pārsteidza, bet burtiski satrieca šis izņēmums no tā, kas, šķiet, ir pilnīgi normāls zvaigžņu īpašību noteikums. Pikerings man uzsmaidīja un teica: "Tieši šādi izņēmumi noved pie mūsu zināšanu paplašināšanās" - un baltie punduri ienāca pētāmo pasaulē.
Rasela pārsteigums ir diezgan saprotams: 40 Eridani B pieder salīdzinoši tuvām zvaigznēm, un ar novēroto paralaksi var precīzi noteikt attālumu līdz tai un attiecīgi arī spožumu. 40 Eridani B spilgtums izrādījās anomāli zems tā spektrālajam tipam - baltie punduri HR diagrammā veidoja jaunu reģionu. Šī spožuma, masas un temperatūras kombinācija bija nesaprotama un nebija izskaidrojama 20. gadsimta 20. gados izstrādātā galvenās secības zvaigžņu uzbūves standarta modeļa ietvaros.
Balto punduru lielais blīvums palika neizskaidrots klasiskās fizikas un astronomijas ietvaros un skaidrojumu atrada tikai kvantu mehānikas ietvaros pēc Fermi-Diraka statistikas parādīšanās. 1926. gadā Faulers savā rakstā "Par blīvo vielu" ( "Par blīvu vielu", Mēneša paziņojumi R. Astrons. soc. 87, 114-122) parādīja, ka atšķirībā no galvenās secības zvaigznēm, kurām stāvokļa vienādojums ir balstīts uz ideālās gāzes modeli (standarta Edingtona modelis), baltajiem punduriem vielas blīvumu un spiedienu nosaka deģenerētās elektronu gāzes īpašības ( Fermi gāze).
Nākamais solis balto punduru būtības skaidrošanā bija Jakova Frenkela, E. Stounera un Čandrasekhara darbs. 1928. gadā Frenkels norādīja, ka baltajiem punduriem ir jābūt augšējai masas robežai, tas ir, šīs zvaigznes, kuru masa pārsniedz noteiktu robežu, ir nestabilas un tām ir jāsabrūk. To pašu secinājumu 1930. gadā neatkarīgi nonāca E. Stouners, sniedzot pareizu ierobežojošās masas aplēsi. Precīzāk, to 1931. gadā aprēķināja Čandrasekhars savā darbā “Ideāla baltā pundura maksimālā masa” ( "Ideālo balto punduru maksimālā masa", Astrof. J. 74, 81-82) (Chandrasekhar robeža) un neatkarīgi 1932. gadā L. D. Landau.
Balto punduru izcelsme
Faulera risinājums izskaidroja balto punduru iekšējo struktūru, bet neprecizēja to izcelsmes mehānismu. Balto punduru ģenēzes skaidrošanā galvenā loma bija divām idejām: astronoma Ernsta Epika idejai, ka kodoldegvielas izdegšanas rezultātā no galvenās kārtas zvaigznēm veidojas sarkanie milži, un astronoma Vasilija Fesenkova pieņēmums, ko izteica neilgi pēc tam. Otrais pasaules karš, ka galvenās secības zvaigznēm vajadzētu zaudēt masu, un šādam masas zudumam vajadzētu būtiski ietekmēt zvaigžņu evolūciju. Šie pieņēmumi pilnībā apstiprinājās.
Trīskāršā hēlija reakcija un sarkano milžu izotermiskie serdeņi
Galvenās secības zvaigžņu evolūcijas laikā ūdeņradis tiek “izdegts” - nukleosintēze ar hēlija veidošanos (skat. Betes ciklu). Šāda izdegšana noved pie enerģijas izdalīšanās pārtraukšanas zvaigznes centrālajās daļās, saspiešanas un attiecīgi temperatūras un blīvuma paaugstināšanās tās kodolā. Temperatūras un blīvuma paaugstināšanās zvaigžņu kodolā noved pie apstākļiem, kādos tiek aktivizēts jauns kodoltermiskās enerģijas avots: hēlija sadegšana (trīskāršā hēlija reakcija vai trīskāršā alfa process), kas raksturīgs sarkanajiem milžiem un supergigantiem.
Temperatūrā aptuveni 10 8 K hēlija kodolu kinētiskā enerģija kļūst pietiekami augsta, lai pārvarētu Kulona barjeru: divi hēlija kodoli ( 4 He , alfa daļiņas) var apvienoties, veidojot nestabilu berilija izotopu 8 Be:
2 4 Viņš + 2 4 Viņš → 4 8 Esi . (\displaystyle ()_(2)^(4)(\textrm (Viņš))+()_(2)^(4)(\textrm (Viņš))\bultiņa pa labi ()_(4)^(8) (\textrm (Be)).)
Lielākā daļa no 8 Be atkal sadalās divās alfa daļiņās, bet, kad 8 Be saduras ar augstas enerģijas alfa daļiņu, var izveidoties stabils oglekļa kodols 12 C:
4 8 Be + 2 4 He → 6 12 C (\displaystyle ()_(4)^(8)(\textrm (Be))+()_(2)^(4)(\textrm (Viņš))\ labā bultiņa ()_(6)^(12)(\textrm (C))) + 7,3 MeV.
Neskatoties uz ļoti zemo līdzsvara koncentrāciju 8 Be (piemēram, temperatūrā ~10 8 K koncentrācijas attiecība [ 8 Be]/[ 4 He] ~ 10 -10), ātrums trīskāršā hēlija reakcija izrādās pietiekams, lai sasniegtu jaunu hidrostatisko līdzsvaru zvaigznes karstajā kodolā. Enerģijas izdalīšanās temperatūras atkarība trīskāršā hēlija reakcijā ir ārkārtīgi augsta, tāpēc temperatūras diapazonam T (\displaystyle T)~1-2⋅10 8 K enerģijas atbrīvošana 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 \virs (10^(8)))\pa labi)^ (30),)
kur Y (\displaystyle Y)- daļēja hēlija koncentrācija kodolā (aplūkotajā ūdeņraža "izdegšanas" gadījumā tā ir tuvu vienotībai).
Tomēr jāatzīmē, ka trīskāršo hēlija reakciju raksturo daudz mazāka enerģijas izdalīšanās nekā Betes ciklam: masas vienību izteiksmē. enerģijas izdalīšanās hēlija "degšanas" laikā ir vairāk nekā 10 reizes mazāka nekā ūdeņraža "degšanas" laikā. Hēlijam izdegot un kodolā izsīkstot enerģijas avotam, iespējamas arī sarežģītākas nukleosintēzes reakcijas, taču, pirmkārt, šādām reakcijām nepieciešama arvien augstāka temperatūra, un, otrkārt, enerģijas izdalīšanās uz masas vienību šādās reakcijās samazinās, palielinoties masai. reakcijā iesaistīto kodolu skaits.
Papildu faktors, kas acīmredzami ietekmē sarkano milzu kodolu evolūciju, ir trīskāršā hēlija reakcijas augstas temperatūras jutības un smagāku kodolu saplūšanas reakciju kombinācija ar mehānismu. neitrīno dzesēšana: augstā temperatūrā un spiedienā ir iespējama fotonu izkliede ar elektroniem, veidojot neitrīno-antineitrono pārus, kas brīvi noņem enerģiju no kodola: zvaigzne tiem ir caurspīdīga. Tādu ātrums tilpuma neitrīno dzesēšana, atšķirībā no klasiskās virspusēji fotonu dzesēšanu neierobežo enerģijas pārnešanas procesi no zvaigznes iekšpuses uz tās fotosfēru. Nukleosintēzes reakcijas rezultātā zvaigznes kodolā tiek sasniegts jauns līdzsvars, ko raksturo tāda pati kodola temperatūra: izotermisks kodols(2. att.).
Sarkano milžu gadījumā ar salīdzinoši mazu masu (saules kārtas) izotermiskie serdeņi sastāv galvenokārt no hēlija, masīvāku zvaigžņu gadījumā no oglekļa un smagākiem elementiem. Tomēr jebkurā gadījumā šāda izotermiskā kodola blīvums ir tik liels, ka attālumi starp plazmas elektroniem, kas veido kodolu, kļūst samērojami ar to De Broglie viļņa garumu λ = h/mv (\displaystyle \lambda = h/mv), tas ir, elektronu gāzes deģenerācijas nosacījumi ir izpildīti. Aprēķini liecina, ka izotermisko serdeņu blīvums atbilst balto punduru blīvumam, t.i. Sarkano milžu kodoli ir baltie punduri..
Balto punduru fizika un īpašības
Kā jau minēts, balto punduru masas ir Saules kārtas, bet izmēri ir tikai simtā daļa (un pat mazāk) no Saules rādiusa, tas ir, matērijas blīvums baltajos punduros ir ārkārtīgi augsts un sasniedz ρ ∼ 10 5 - 10 9 (\displaystyle \rho \sim 10^(5)-10^(9)) g/cm³. Pie šāda blīvuma atomu elektronu apvalki tiek iznīcināti, un viela ir elektronu kodola plazma, un tās elektroniskā sastāvdaļa ir deģenerēta elektronu gāze. Šādas gāzes spiedienu ietekmē šādas attiecības:
P = K ρ 5/3, (\displaystyle P=K\rho ^(5/3),)
kur ρ (\displaystyle\rho)- tā blīvums, tas ir, atšķirībā no Klepeirona vienādojuma (ideālās gāzes stāvokļa vienādojuma), deģenerētai elektronu gāzei temperatūra nav iekļauta stāvokļa vienādojumā- tā spiediens nav atkarīgs no temperatūras, un tāpēc balto punduru struktūra nav atkarīga no temperatūras. Tādējādi baltajiem punduriem, atšķirībā no galvenās secības zvaigznēm un milžiem, nav masas un spilgtuma attiecības.
Masas un rādiusa attiecības un Čandrasekhara ierobežojums
Rīsi. 6. Atkarības masa - rādiuss baltajiem punduriem. Vertikālā asimptote atbilst Chandrasekhar limitam
Iepriekš minētais stāvokļa vienādojums ir spēkā aukstai elektronu gāzei, bet pat dažu miljonu grādu temperatūra ir maza, salīdzinot ar raksturīgo elektronu Fermi enerģiju ( k T ≪ E F (\displaystyle kT\ll E_(F))). Tajā pašā laikā, palielinoties matērijas blīvumam Pauli aizlieguma dēļ (diviem elektroniem nevar būt vienāds kvantu stāvoklis, tas ir, vienāda enerģija un spins), elektronu enerģija un ātrums palielinās tik daudz, ka sāk darboties relativitātes teorijas efekti - deģenerētā elektronu gāze kļūst relativistiska . Relativistiski deģenerētas elektronu gāzes spiediena atkarība no blīvuma jau ir atšķirīga:
P = K ρ 4/3. (\displaystyle P=K\rho ^(4/3).)
Šādam stāvokļa vienādojumam rodas interesanta situācija. Baltā pundura vidējais blīvums
ρ ∼ M / R 3 , (\displaystyle \rho \sim M/R^(3),)
kur M (\displaystyle M)- svars un R (\displaystyle R) ir baltā pundura rādiuss.
Tad spiediens
P ∼ M 4/3/R4 (\displaystyle P\sim M^(4/3)/R^(4))
un spiediena spēks, kas ir pretējs gravitācijai un ir vienāds ar spiediena kritumu dziļumā:
P R ∼ M 4/3 R 5 . (\displaystyle (P \over R)\sim ((M^(4/3)) \over (R^(5))).)
Gravitācijas spēki, kas iebilst pret spiedienu:
ρ G M R 2 ∼ M 2 R 5 , (\displaystyle ((\rho GM) \over (R^(2)))\sim ((M^(2)) \over (R^(5))),)
tas ir, lai gan spiediena kritums un gravitācijas spēki ir līdzīgi atkarīgi no rādiusa, tie ir atšķirīgi atkarīgi no masas, kā ∼ M 4/3 (\displaystyle \sim M^(4/3)) un ∼ M 2 (\displaystyle \sim M^(2)) attiecīgi. Šīs atkarību attiecības sekas ir noteiktas zvaigznes masas vērtības esamība, pie kuras gravitācijas spēkus līdzsvaro spiediena spēki, un pieaugot baltā pundura masai, tā rādiuss samazinās(Skat. 6. att.). Citas sekas ir tādas, ka, ja masa ir lielāka par kādu robežu (Chandrasekhar robeža), zvaigzne sabruks.
Tādējādi baltajiem punduriem ir noteikta augšējā masas robeža. Interesanti, ka novērotajiem baltajiem punduriem ir līdzīga apakšējā robeža: tā kā zvaigžņu evolūcijas ātrums ir proporcionāls to masai, mēs varam novērot zemas masas baltos pundurus kā tikai to zvaigžņu paliekas, kurām izdevās attīstīties laikā no Sākotnējais Visuma zvaigžņu veidošanās periods līdz mūsdienām.
Spektru un spektrālās klasifikācijas pazīmes
Baltie punduri tiek iedalīti atsevišķā spektra klasē D (no angļu valodas Dwarf - dwarf), pašlaik tiek izmantota klasifikācija, kas atspoguļo balto punduru spektru iezīmes, ko 1983. gadā ierosināja Edvards Sions; šajā klasifikācijā spektrālais tips ir rakstīts šādā formātā:
D [apakšklase] [spektra iezīmes] [temperatūras indekss],ir definētas šādas apakšklases:
- DA - spektrā ir Balmer sērijas ūdeņraža līnijas, hēlija līnijas nav novērotas;
- DB - spektrā ir hēlija He I līnijas, nav ūdeņraža vai metāla līniju;
- DC - nepārtraukts spektrs bez absorbcijas līnijām;
- DO - spektrā ir spēcīgas hēlija He II līnijas, var būt arī He I un H līnijas;
- DZ - tikai metāla līnijas, bez H vai He līnijām;
- DQ - oglekļa līnijas, ieskaitot molekulāro C 2 ;
un spektrālās īpašības:
- P - novērota gaismas polarizācija magnētiskajā laukā;
- H - polarizācija, ja tāda ir magnētiskais lauks nav redzams;
- V - ZZ Ceti tipa zvaigznes vai citi mainīgi baltie punduri;
- X — savdabīgi vai neklasificēti spektri.
Balto punduru evolūcija
Baltie punduri sāk savu evolūciju kā sarkano milžu atklātie deģenerētie serdeņi, kas nometuši čaulu, tas ir, kā jauno planētu miglāju centrālās zvaigznes. Jaunu planētu miglāju kodolu fotosfēru temperatūra ir ārkārtīgi augsta - piemēram, NGC 7293 miglāja centrālās zvaigznes temperatūra svārstās no 90 000 K (novērtēts pēc absorbcijas līnijām) līdz 130 000 K (novērtēts pēc rentgena stariem). spektrs). Šādās temperatūrās Lielākā daļa spektrs krīt uz cietajiem ultravioletajiem un mīkstajiem rentgena stariem.
Tajā pašā laikā novērotie baltie punduri savos spektros galvenokārt iedalās divās lielās grupās - "ūdeņraža" spektrālā tipa DA, kuru spektros nav hēlija līniju, kas veido ~ 80% no balto punduru populācijas. , un "hēlija" spektrālā tipa DB bez ūdeņraža līnijām spektros, kas veido lielāko daļu atlikušo 20% iedzīvotāju. Iemesls šai balto punduru atmosfēras sastāva atšķirībai ilgu laiku palika neskaidrs. 1984. gadā Iko Ibens apsvēra scenārijus, kā baltie punduri varētu "izbēgt" no pulsējošiem sarkanajiem milžiem, kas atrodas uz asimptotiskā milzu zara dažādās pulsācijas fāzēs. Vēlīnā evolūcijas stadijā sarkanie milži ar masu līdz desmit saules masām hēlija kodola “izdegšanas” rezultātā veido deģenerētu kodolu, kas sastāv galvenokārt no oglekļa un smagākiem elementiem, ko ieskauj nedeģenerēts. hēlija loksnes avots, kurā notiek trīskārša hēlija reakcija. Savukārt virs tā ir slāņains ūdeņraža avots, kurā notiek Betes cikla kodoltermiskās reakcijas, ūdeņraža pārvēršanās hēlijā, ko ieskauj ūdeņraža apvalks; tādējādi ārējais ūdeņraža slāņa avots ir hēlija "ražotājs" hēlija slāņa avotam. Hēlija sadegšana slāņainā avotā ir pakļauta termiskai nestabilitātei, jo tā ir ļoti liela atkarība no temperatūras, un to pastiprina augstāks ūdeņraža-hēlija konversijas ātrums salīdzinājumā ar hēlija sadegšanas ātrumu; rezultāts ir hēlija uzkrāšanās, tā saspiešana līdz deģenerācijas sākumam, straujš trīskāršā hēlija reakcijas ātruma pieaugums un attīstība slāņainā hēlija zibspuldze.
Ārkārtīgi īsā laikā (~30 gados) hēlija avota spožums palielinās tik daudz, ka hēlija sadegšana pāriet konvekcijas režīmā, slānis izplešas, izspiežot ūdeņraža slāņa avotu uz āru, kas noved pie tā atdzišanas un ūdeņraža pārtraukšanas. degšana. Pēc hēlija pārpalikuma izdegšanas uzliesmojuma laikā hēlija slāņa spilgtums samazinās, sarkanā milža ārējie ūdeņraža slāņi sarūk, un ūdeņraža slāņa avots atkal tiek aizdedzināts.
Ibens ierosināja, ka pulsējošs sarkanais gigants varētu nomest savu apvalku, veidojot planētu miglāju gan hēlija uzliesmošanas fāzē, gan miera fāzē ar aktīvu lokšņu ūdeņraža avotu, un, tā kā apvalka atdalīšanas virsma ir atkarīga no fāzes, tad, kad apvalks ir hēlija uzliesmojuma laikā tiek atsegts spektrālā tipa DB “hēlija” baltais punduris, un, kad apvalku izgrūž milzis ar aktīvo lokšņu ūdeņraža avotu, tiek atsegts “ūdeņraža” punduris DA; hēlija uzliesmošanas ilgums ir aptuveni 20% no pulsācijas cikla ilguma, kas izskaidro ūdeņraža un hēlija punduru attiecību DA:DB ~ 80:20.
Lielas zvaigznes (7-10 reizes smagākas par Sauli) kādā brīdī “sadedzina” ūdeņradi, hēliju un oglekli un pārvēršas par baltiem punduriem ar skābekli bagātu kodolu. Zvaigznes SDSS 0922+2928 un SDSS 1102+2054 ar skābekli saturošu atmosfēru to apstiprina.
Tā kā baltajiem punduriem ir liegti paši kodoltermiskās enerģijas avoti, tie izstaro uz savu siltuma rezervju rēķina. Melna ķermeņa starojuma jauda (integrētā jauda visā spektrā) uz virsmas laukuma vienību ir proporcionāla ķermeņa temperatūras ceturtajai jaudai:
j = σ T 4 , (\displaystyle j=\sigma T^(4),)kur j (\displaystyle j) ir jauda uz izstarojošās virsmas laukuma vienību, un σ (\displaystyle \sigma ) ir Stefana-Bolcmaņa konstante.
Kā jau minēts, temperatūra nav iekļauta deģenerētas elektronu gāzes stāvokļa vienādojumā - tas ir, baltā pundura rādiuss un izstarojošais laukums paliek nemainīgs: kā rezultātā, pirmkārt, baltajiem punduriem nav masas spilgtuma. atkarība, bet ir atkarība no vecuma un spilgtuma (atkarībā tikai no temperatūras, bet ne no izstarojošās virsmas laukuma), un, otrkārt, superkarstajiem jaunajiem baltajiem punduriem vajadzētu diezgan ātri atdzist, jo starojuma plūsma un attiecīgi dzesēšanas ātrums ir proporcionāls temperatūras ceturtajai pakāpei.
Ir vērts atzīmēt, ka uz agrīnās stadijas balto punduru dzesēšana, neitrīno dzesēšanai ir ārkārtīgi svarīga loma, pie liela spilgtuma šie procesi var izņemt daudz vairāk enerģijas no zvaigznes iekšpuses, nekā tiek izstarots no virsmas fotonu veidā. Neitrīno dzesēšana ir ļoti atkarīga no temperatūras, dažādi vāji procesi, kas notiek dzesēšanas laikā, var būt proporcionāli T 6 (\displaystyle T^(6)) pirms tam T 9 (\displaystyle T^(9)).
Atdzesēti baltie punduri
Ierobežojumā pēc desmitiem miljardu gadu ilgas dzesēšanas jebkuram baltajam pundurim vajadzētu pārvērsties par tā saukto melno punduri (kas neizstaro redzamo gaismu). Lai gan līdz šim šādi objekti Visumā nav novēroti (saskaņā ar dažiem [ kas?] aprēķinos, ir nepieciešami vismaz 10 15 gadi, lai baltais punduris atdziestu līdz 5 K temperatūrai), jo laiks, kas pagājis kopš pirmo zvaigžņu veidošanās Visumā, ir (pēc mūsdienu koncepcijām) aptuveni 13 miljardi gadu. , bet daži baltie punduri jau ir atdzisuši līdz temperatūrai, kas zemāka par 4000 kelviniem (piemēram, baltie punduri WD 0346+246 un SDSS J110217, 48+411315.4 ar temperatūru 3700-3800 K un spektrālo tipu no M0 aptuveni no M0 gaismas gadu attālumā Saule), kas kopā ar to mazo izmēru padara to noteikšanu ļoti sarežģītu uzdevumu.
Melno punduru dzesēšanas pēdējos posmos (pēc 10–15 gadiem) liela nozīme būs gravitācijas uztveršanas un tumšās vielas iznīcināšanas procesam. Ja nebūtu papildu enerģijas avota, melnie punduri kļūtu aukstāki un blāvāki, līdz to temperatūra būtu vienāda ar Visuma fona temperatūru. Tomēr, pateicoties enerģijai, ko tie iegūst no tumšās matērijas iznīcināšanas, baltie punduri varēs izstarot papildu enerģiju ļoti ilgu laiku. Pilna jauda Viena melnā pundura starojums tumšās vielas iznīcināšanas procesa dēļ ir aptuveni 10 15 vati. Un, lai gan šī nenozīmīgā jauda ir aptuveni simt miljardus (10 11) reižu vājāka par saules starojuma jaudu, tieši šis enerģijas ražošanas mehānisms būs galvenais gandrīz atdzisušajos nākotnes melnajos punduros. Šāda enerģijas ražošana turpināsies tik ilgi, kamēr galaktikas oreols paliks neskarts - tas ir, 10 20 - 10 25 gadus. Tad tumšās vielas iznīcināšana pakāpeniski apstāsies un tās pilnībā atdziest.
Astronomiskas parādības, kas saistītas ar baltajiem punduriem
Balto punduru rentgena emisija
Rīsi. 10. Siriusa momentuzņēmums mīkstajā rentgenstaru diapazonā. Spilgtais komponents ir baltais punduris Sirius B, blāvs komponents ir Sirius A
Jauno balto punduru, izotropo zvaigžņu serdeņu virsmas temperatūra pēc čaulas izmešanas ir ļoti augsta - vairāk nekā 2⋅10 5 K , tomēr tā diezgan ātri pazeminās virsmas starojuma ietekmē. Šādi ļoti jauni baltie punduri tiek novēroti rentgena diapazonā (piemēram, ROSAT satelīta novērojumi par balto punduri HZ 43). Rentgenstaru diapazonā balto punduru spožums pārsniedz galvenās secības zvaigžņu spožumu: par ilustrāciju var kalpot ar Chandra rentgena teleskopu uzņemtie Siriusa attēli (skat. 10. att.) - uz tiem baltais punduris Sirius B izskatās gaišāks par A1 spektrālās klases Sirius A, kas optiskajā diapazonā ~10 000 reižu spilgtāks par Sirius B.
Karstāko balto punduru virsmas temperatūra ir 7⋅10 4 K, aukstākā ir mazāka par 4⋅10 3 K (sk., piemēram, Van Maanen's Star un WD 0346+246 ar SDSS J110217, 48+411315.4 spektrālā tipa M0 ).
Balto punduru starojuma iezīme rentgenstaru diapazonā ir fakts, ka galvenais rentgena starojuma avots tiem ir fotosfēra, kas tos krasi atšķir no "parastajām" zvaigznēm: pēdējās vainags izstaro X. -stariem, kas uzkarsēti līdz vairākiem miljoniem kelvinu, un fotosfēras temperatūra ir pārāk zema rentgenstaru emisijai.
Akrecija uz baltajiem punduriem binārajās sistēmās
Dažādas masas zvaigžņu evolūcijas laikā binārās sistēmās komponentu evolūcijas ātrumi nav vienādi, savukārt masīvākā sastāvdaļa var pārtapt par balto punduri, savukārt mazāk masīvā līdz šim laikam var palikt galvenajā secībā. . Savukārt, mazāk masīvajam komponentam evolūcijas laikā atstājot galveno secību un virzoties uz sarkano milzu zaru, evolucionējošās zvaigznes izmērs sāk augt, līdz tā piepilda savu Roche daivu. Tā kā binārās sistēmas komponentu Roša daivas saskaras Lagranža punktā L 1 , šajā mazāk masīvās komponentes evolūcijas stadijā caur punktu L 1 vielas plūsma no sarkanā milža uz sākas baltā pundura Roša daiva un tālāk uz tās virsmas uzkrājas ar ūdeņradi bagāta viela (sk. 11. att.), kas noved pie vairākām astronomiskām parādībām:
- Nestacionāra akrecija uz baltajiem punduriem, ja pavadonis ir masīvs sarkanais punduris, izraisa pundurnovu (U Gem (UG) tipa zvaigžņu) un novām līdzīgu katastrofālu mainīgo zvaigžņu rašanos.
- Akrecija uz baltajiem punduriem, kuriem ir spēcīgs magnētiskais lauks, tiek virzīta uz baltā pundura magnētisko polu apgabalu, un akretējošās plazmas ciklotronu starojuma mehānisms pundura magnētiskā lauka cirkumpolārajos apgabalos izraisa spēcīgu pundura magnētiskā lauka polarizāciju. starojums redzamajā reģionā (polāri un starppolāri).
- Ar ūdeņradi bagātas vielas uzkrāšanās uz baltajiem punduriem noved pie tās uzkrāšanās uz virsmas (kas sastāv galvenokārt no hēlija) un uzkarst līdz hēlija saplūšanas reakcijas temperatūrai, kas termiskās nestabilitātes gadījumā izraisa sprādzienu, kas tiek novērots kā nova. sprādziens.
- Pietiekami ilga un intensīva uzkrāšanās uz masīva baltā pundura noved pie tā, ka tā masa pārsniedz Čandrasekhara robežu, un notiek termokodolsprādziens, kas tiek novērots kā Ia tipa supernova (sk. 12. att.).
Piezīmes
- Ja. B. Zeldovičs, S. I. Blinņikovs, N. I. Šakura Zvaigžņu struktūras un evolūcijas fiziskie pamati. - M.: MGU, 1981. gads.
- Sinuosites observées dans le mouvement propre de Sirius, att. 320, Flammarion C., Les étoiles et les curiosités du ciel, papildinājums de "l'Astronomie populaire", Marpon et Flammarion, 1882
- E. Šacmanis. Baltie Rūķi. - Amsterdama: Ziemeļholande, 1958. - S. 1.
- Dubultzvaigžņu katalogs, Viljams Heršels, Londonas Karaliskās biedrības filozofiskie darījumi 75 (1785), lpp. 40-126
- Par Procyon un Sirius pareizajām kustībām(Angļu) . Karaliskās astronomijas biedrības ikmēneša paziņojumi(12/1844). Ārstēšanas datums 2009. gada 22. jūlijs. Arhivēts no oriģināla, laiks: 2011. gada 22. augustā.
- Flammarions C. (1877).
No kurienes nāk baltie punduri?
Tas, kas kļūs par zvaigzni tās dzīves ceļa beigās, ir atkarīgs no masas, kāda zvaigznei bija dzimšanas brīdī. Zvaigznes, kurām sākotnēji bija liela masa, beidzas kā melnie caurumi un neitronu zvaigznes. Zvaigznes ar zemu vai vidēju masu (kuru masa ir mazāka par 8 Saules masām) kļūs par baltajiem punduriem. Tipisks baltais punduris ir apmēram Saules masas un nedaudz lielāks par Zemi. Baltais punduris ir viena no blīvākajām matērijas formām, kuru blīvuma ziņā pārspēj tikai neitronu zvaigznes un melnie caurumi.
Vidējas masas zvaigznes, tāpat kā mūsu Saule, dzīvo, pārvēršot ūdeņradi savā kodolā par hēliju. Šis process šobrīd notiek uz Saules. Enerģija, ko ģenerē Saule, saplūstot hēlijam no ūdeņraža, rada iekšējo spiedienu. Nākamo 5 miljardu gadu laikā Saule iztērēs ūdeņraža krājumus savā kodolā.
Zvaigzni var salīdzināt ar spiediena katlu. Sildot noslēgtu trauku, spiediens palielinās. Līdzīgi notiek arī Saulē, protams, stingri ņemot, Sauli nevar saukt par hermētisku konteineru. Gravitācija iedarbojas uz zvaigznes matēriju, mēģinot to saspiest, un spiediens, ko rada karstā gāze kodolā, mēģina paplašināt zvaigzni. Līdzsvars starp spiedienu un gravitāciju ir ļoti delikāts.
Kad Saulei beigsies ūdeņradis, šis līdzsvars sāks dominēt gravitācijā un zvaigzne sāks sarukt. Tomēr saspiešanas laikā notiek sasilšana un daļa no ūdeņraža, kas paliek zvaigznes ārējos slāņos, sāk degt. Šis degošais ūdeņraža apvalks paplašina zvaigznes ārējos slāņus. Kad tas notiks, mūsu Saule kļūs par sarkanu milzi, tā kļūs tik liela, ka Merkurs tiks pilnībā aprijis. Pieaugot zvaigznei, tā atdziest. Tomēr sarkanā milža kodola temperatūra paaugstinās, līdz tā ir pietiekami augsta, lai aizdedzinātu hēliju (sintezēts no ūdeņraža). Galu galā hēlijs pārvērtīsies par oglekli un smagākiem elementiem. Posmam, kurā Saule ir sarkanais milzis, būs vajadzīgs 1 miljards gadu, savukārt ūdeņraža sadedzināšanas stadija aizņem 10 miljardus.
Lodveida kopa M4. Uz zemes izvietots optiskais attēls (pa kreisi) un Habla attēls (pa labi). Baltie punduri ir apzīmēti ar apļiem. Atsauce: Hārvijs Ričers (Britu Kolumbijas Universitāte, Vankūvera, Kanāda), M. Bolte (Kalifornijas Universitāte, Santakrusa) un NASA/ESA
Mēs jau zinām, ka vidējas masas zvaigznes, piemēram, mūsu Saule, kļūs par sarkanajiem milžiem. Bet kas notiks tālāk? Mūsu sarkanais gigants ražos oglekli no hēlija. Kad hēlijs beidzas, kodols nebūs pietiekami karsts, lai sāktu dedzināt oglekli. Ko tagad?
Tā kā Saule nebūs pietiekami karsta, lai ogleklis sadedzinātu, gravitācija atkal pārņems varu. Zvaigznei saraujoties, tiks atbrīvota enerģija, kas novedīs pie tālākas zvaigznes čaulas paplašināšanās. Tagad zvaigzne būs vēl lielāka nekā agrāk! Mūsu Saules rādiuss kļūs lielāks par Zemes orbītas rādiusu!
Šajā periodā Saule kļūs nestabila un zaudēs savu vielu. Tas turpināsies, līdz zvaigzne pilnībā nolaidīs ārējos slāņus. Zvaigznes kodols paliks neskarts un kļūs par balto punduri. Balto punduri ieskauj izplešas gāzes apvalks, ko sauc par planetāro miglāju. Miglājus sauc par planetāriem, jo pirmie novērotāji domāja, ka tie izskatās pēc planētām Urāns un Neptūns. Ir vairāki planētu miglāji, kurus var redzēt ar amatieru teleskopu. Apmēram pusē no tiem centrā, izmantojot diezgan pieticīgu teleskopu, redzams baltais punduris.
Planētu miglājs liecina par vidējas masas zvaigznes pāreju no sarkanā milža stadijas uz baltā pundura stadiju. Zvaigznes, kuru masa ir salīdzināma ar mūsu Sauli, aptuveni 75 000 gadu laikā pārvērtīsies par baltajiem punduriem, pakāpeniski nometot čaulas. Galu galā, tāpat kā mūsu Saule, tie pakāpeniski atdziest un pārvērtīsies par melniem oglekļa gabaliem, kas prasīs aptuveni 10 miljardus gadu.
Balto punduru novērojumi
Ir vairāki veidi, kā novērot baltos pundurus. Pirmais atklātais baltais punduris ir Sīriusa pavadonis, spoža zvaigzne zvaigznājā liels suns. 1844. gadā astronoms Frīdrihs Besels Sīriusā pamanīja vājas kustības uz priekšu un atpakaļ, it kā ap viņu grieztos neredzams objekts. 1863. gadā optiķis un teleskopu dizainers Elvans Klārks atklāja šo noslēpumaino objektu. Zvaigznes pavadonis vēlāk tika identificēts kā baltais punduris. Šis pāris tagad ir pazīstams kā Sirius A un Sirius B, kur B ir baltais punduris. Šīs sistēmas orbītas periods ir 50 gadi.
Bultiņa norāda uz balto punduri Sirius B blakus lielākajam Sirius A. Atsauce: McDonald Observatory, NASA/SAO/CXC)
Tā kā baltie punduri ir ļoti mazi un tāpēc tos ir grūti noteikt, binārās sistēmas ir viens no veidiem, kā tos atklāt. Tāpat kā Sīriusa gadījumā, ja zvaigznei ir kāda neizskaidrojama kustība, var secināt, ka viena zvaigzne patiesībā ir vairāku sistēmu sistēma. Rūpīgāk izpētot, var noteikt, vai zvaigznes pavadonis ir baltais punduris. Habla kosmiskais teleskops ar tā 2,4 metru spoguli un uzlabotu optiku ir veiksmīgi novērojis baltos pundurus, izmantojot platleņķa planētu kameru. 1995. gada augustā ar šo kameru Skorpiona zvaigznāja lodveida kopā M4 tika novēroti vairāk nekā 75 baltie punduri. Šie baltie punduri bija tik vāji, ka spožākie no tiem nespīdēja spožāk par 100 W spuldzi attālumā no Mēness. M4 atrodas 7000 gaismas gadu attālumā un ir mums tuvākā lodveida kopa. Tās vecums ir aptuveni 14 miljardi gadu, tāpēc lielākā daļa zvaigžņu šajā kopā ir savas dzīves beigu posmā.
Baltie punduri ir attīstījušās zvaigznes, kuru masa nepārsniedz Čandrasekhara robežu (maksimālā masa, pie kuras zvaigzne var pastāvēt kā baltais punduris), un kurām nav savu kodoltermiskās enerģijas avotu. Baltie punduri ir kompaktas zvaigznes, kuru masa ir salīdzināma ar Saules masu vai lielāka par to, bet ar rādiusiem 100 reižu mazāku un attiecīgi bolometrisko spožumu ~ 10 000 reižu mazāku nekā Saulei. Vidējais vielas blīvums baltajos punduros to fotosfērās ir 105–109 g/cm 3 , kas ir gandrīz miljons reižu lielāks nekā galvenās secības zvaigžņu blīvums. Pēc izplatības baltie punduri, pēc dažādām aplēsēm, veido 3–10% no mūsu galaktikas zvaigžņu populācijas. Novērtējuma nenoteiktība ir saistīta ar grūtībām novērot attālos baltos pundurus to zemā spilgtuma dēļ.
Baltie punduri ir mazas zvaigznes evolūcijas pēdējais posms, kura masa ir salīdzināma ar Saules masu. Kad viss ūdeņradis zvaigznes centrā, piemēram, tāpat kā mūsu Saule, izdeg, tās kodols saraujas līdz lielam blīvumam, savukārt ārējie slāņi ievērojami izplešas, un, kopā ar vispārēju spilgtuma samazināšanos, zvaigzne pārvēršas par. Pulsējošais sarkanais milzis pēc tam nomet savu apvalku, jo zvaigznes ārējie slāņi ir brīvi saistīti ar karsto un ļoti blīvo centrālo kodolu. Pēc tam šis apvalks kļūst par planētu miglāju, kas izplešas. Kā redzat, sarkanie milži un baltie punduri ir ļoti cieši saistīti. Kodola saspiešana notiek ārkārtīgi mazos izmēros, bet tomēr nepārsniedz Chandrasekhar robežu, tas ir, zvaigznes masas augšējo robežu, pie kuras tā var pastāvēt kā baltais punduris.
Pirmais atklātais baltais punduris bija zvaigzne 40 Eridani B trīskāršā sistēmā 40 Eridani, kuru jau 1785. gadā dubultzvaigžņu katalogā iekļāva Viljams Heršels. 1910. gadā Henrijs Noriss Rasels vērsa uzmanību uz 40 Eridani B anomāli zemo spožumu tās augstajā krāsu temperatūrā, kas vēlāk kalpoja, lai šādas zvaigznes sadalītu atsevišķā balto punduru klasē.
Otrs atklātais baltais punduris bija Sīriuss B – spožākā zvaigzne zemes debesīs. 1844. gadā vācu astronoms un matemātiķis Frīdrihs Besels, novērojot Sīriusu, atklāja nelielu zvaigznes novirzi no taisnvirziena kustības un izdarīja pieņēmumu, ka Sīriusam ir neredzama masīva satelītzvaigzne. Viņa pieņēmums apstiprinājās jau 1862. gadā, kad amerikāņu astronoms un teleskopu konstruktors Alvans Greiems Klārks, regulējot tobrīd lielāko refraktoru, netālu no Sīriusa atklāja ne spoza zvaigzne, vēlāk kristīts par Siriusu B.
Baltajam pundurim Sirius B ir mazs spožums, un gravitācijas lauks diezgan jūtami ietekmē tā spožo pavadoni, kas liecina, ka šai zvaigznei ir ārkārtīgi mazs rādiuss ar ievērojamu masu. Tādējādi pirmo reizi tika atklāts objekta veids, ko sauc par baltajiem punduriem.
Trešais atklātais baltais punduris bija Procyon B. 1844. gadā Kēnigsbergas observatorijas direktors Frīdrihs Besels, analizējot novērojumu datus, atklāja, ka Procyon periodiski, kaut arī ļoti vāji, novirzās no taisnās kustības trajektorijas debess sfērā. Besels secināja, ka Procyon ir jābūt tuvam satelītam. Vājais satelīts palika nenovērojams, un tā masai bija jābūt diezgan lielai – salīdzināmai ar attiecīgi Sīriusa un Prokiona masu. 1896. gadā amerikāņu astronoms D. M. Šēberls atklāja Procyon B, tādējādi apstiprinot Besela prognozi.
Balto punduru izcelsme
Balto punduru ģenēzes skaidrošanā galvenā loma bija divām idejām: astronoma Ernsta Epika idejai, ka kodoldegvielas izdegšanas rezultātā no galvenās kārtas zvaigznēm veidojas sarkanie milži, un astronoma Vasilija Fesenkova pieņēmums, kas tika izteikts drīz. pēc Otrā pasaules kara galvenās secības zvaigznēm vajadzētu zaudēt masu, un šim masas zudumam vajadzētu būtiski ietekmēt . Šie pieņēmumi pilnībā apstiprinājās.
Baltie punduri sastāv no oglekļa un skābekļa, ar nelielām ūdeņraža un hēlija piedevām, bet masīvām, augsti attīstītām zvaigznēm var būt kodols, kas sastāv no skābekļa, neona vai magnija. Galvenās secības zvaigžņu evolūcijas laikā tiek “izdegts” ūdeņradis - nukleosintēze ar hēlija veidošanos. Šāda izdegšana noved pie enerģijas izdalīšanās pārtraukšanas zvaigznes centrālajās daļās, saspiešanas un attiecīgi temperatūras un blīvuma paaugstināšanās tās kodolā. Temperatūras un blīvuma paaugstināšanās zvaigžņu kodolā noved pie apstākļiem, kādos tiek aktivizēts jauns kodoltermiskās enerģijas avots: hēlija sadegšana (trīskāršā hēlija reakcija vai trīskāršā alfa process), kas raksturīgs sarkanajiem milžiem un supergigantiem.
Baltajiem punduriem ir ārkārtīgi augsts blīvums (106 g/cm3). Baltais punduris atrodas gravitācijas līdzsvara stāvoklī, un tā spiedienu nosaka deģenerētās elektronu gāzes spiediens. Baltā pundura virsmas temperatūra ir augsta - no 100 000 K līdz 200 000 K. Balto punduru masas ir tuvas Saules masai. Baltajiem punduriem pastāv masas un rādiusa attiecība, un jo lielāka masa, jo mazāks rādiuss. Lielākajai daļai balto punduru rādiuss ir salīdzināms ar Zemes rādiusu.
Baltā pundura dzīves cikls pēc tam saglabājas stabils līdz pašai tā atdzišanai, kad zvaigzne zaudē savu spožumu un kļūst neredzama, nonākot tā sauktā """ stadijā - evolūcijas galarezultātā, lai gan mūsdienu literatūrašo terminu lieto arvien retāk.
Baltie punduri ir izplatīts zvaigžņu veids ar zemu spilgtumu un milzīgu masu. Mūsu galaktikā tās veido dažus procentus no kopējā zvaigžņu skaita. Tie ir kompakti objekti, apmēram . Temperatūra tajās ir zema, tāpēc kodolreakcijas nenotiek. Uzkrātā enerģija pakāpeniski samazinās elektromagnētisko viļņu emisijas dēļ. Balto punduru virsmas temperatūra svārstās no 5000°K vecām, "aukstām" zvaigznēm līdz 50000°K jaunām, "karstām" zvaigznēm.
Balto punduru masas nepārsniedz 1,4 saules masas, lai gan blīvums ir diezgan pienācīgs - 1 000 000 - 100 000 000 g / cm³
Baltie punduri ir objekti, kas atrodas iekšā pēdējais posms evolūcija. Balto punduru matērijas blīvums miljons reižu pārsniedz parasto zvaigžņu blīvumu, un to izplatība starp zvaigznēm ir 3–10%. Tāpat baltie punduri no zvaigznēm atšķiras ar to, ka to dziļumos nenotiek kodoltermiskās reakcijas.
Kad viss hēlijs beigsies (100 - 110 miljonu gadu laikā), tas pārvērtīsies par balto punduri.
Jaunajiem baltajiem punduriem temperatūra pārsniedz 2 . 10 5 °K uz virsmas. Klasisks piemērs- mūsu debesu spožākās zvaigznes Siriusa attēli.
Tie tika iegūti, izmantojot Chandra rentgena teleskopu. Optikā Sirius A ir 10 000 reižu spožāks par savu partneri Sirius B, bet rentgenstaru diapazonā baltais punduris ir par vairāk spilgtuma.
No kā tie sastāv
Baltie punduri nav tik vienkārši un garlaicīgi, kā varētu šķist no pirmā acu uzmetiena. Patiešām, ja kodolreakcijas nenotiek un temperatūra ir zema, kur tad notiek augstspiediena, kas ierobežo vielas gravitācijas saspiešanu? Izrādās, ka tiek nospēlēta izšķirošā loma kvantu īpašības elektroni. Gravitācijas ietekmē viela tiek saspiesta tik ļoti, ka atomu kodoli iekļūst blakus esošo atomu elektronu apvalkos. Elektroni vairs nepieder konkrētiem kodoliem, bet var brīvi lidot pa visu telpu zvaigznes iekšienē. Kodoli veido cieši saistītu sistēmu, piemēram, kristāla režģi. Pats interesantākais notiek tālāk. Lai gan baltais punduris atdziest radiācijas rezultātā apkārtējā telpā, elektronu vidējais ātrums nesamazinās. Tas ir saistīts ar faktu, ka saskaņā ar kvantu mehānikas likumiem divi elektroni, kuriem ir pusvesela skaitļa spins, nevar atrasties vienā stāvoklī (Pauli princips). Tas nozīmē, ka dažādu elektronu stāvokļu skaits baltajā pundurī nevar būt mazāks par elektronu skaitu. Bet ir skaidrs, ka stāvokļu skaits samazinās, samazinoties elektronu ātrumam. Ierobežojošā gadījumā, ja visu elektronu ātrums kļūtu vienāds ar nulli, tie visi būtu vienā stāvoklī (precīzāk, divos stāvokļos, ņemot vērā spina projekciju). Tā kā baltajā pundurī ir daudz elektronu, stāvokļiem jābūt daudziem, un to nodrošina to ātruma saglabāšanās. nu un lieli ātrumi daļiņas rada lielu spiedienu, kas neitralizē gravitācijas saspiešanu. Protams, ja objekta masa ir pārāk liela, gravitācija pārvarēs arī šo barjeru.
Evolūcija
Lielākā daļa balto punduru ir viens no pēdējiem normālu, ne pārāk masīvu zvaigžņu evolūcijas posmiem. Zvaigzne, izsmēlusi kodoldegvielas rezerves, pāriet uz sarkanā milža stadiju, zaudē daļu vielas, pārvēršoties par balto punduri. Šajā gadījumā ārējais apvalks - sakarsēta gāze - izkliedējas kosmosā un no Zemes tiek novērots kā . Simtiem tūkstošu gadu laikā šādi miglāji izkliedējas telpā, un to blīvie serdeņi, baltie punduri, pamazām atdziest kā karsts metāla gabals, bet ļoti lēni, jo tā virsma ir maza. Laika gaitā tiem vajadzētu pārvērsties par brūniem (melniem) punduriem - vielas gabaliņiem ar apkārtējās vides temperatūru. Tiesa, kā liecina aprēķini, tas var aizņemt daudzus miljardus gadu.
Acīmredzot brūno punduru atklāšanu kavē to zemais spilgtums. Viens no brūnajiem punduriem atrodas Hidras zvaigznājā. Tā spožums ir tikai 22,3. Atklājuma unikalitāte slēpjas apstāklī, ka iepriekš atklātie brūnie punduri bija daļa no binārajām sistēmām, tāpēc tos varēja atklāt, un šī ir viena. Tas tika atrasts, tikai pateicoties tā tuvumam Zemei: tas atrodas tikai 33 gaismas gadu attālumā.
Tiek pieņemts, ka pašreizējie brūnie punduri nav atdzisuši baltie (pagājis pārāk maz laika), bet gan “mazattīstītas” zvaigznes. Kā zināms, zvaigznes dzimst no gāzes un putekļu mākoņa, un no viena mākoņa rodas vairākas dažādas masas zvaigznes. Ja saspiestā gāzes receklim ir 10-100 reižu mazāka masa nekā saulei, veidojas brūnie punduri. Tos diezgan spēcīgi silda gravitācijas saspiešanas spēki un izstaro infrasarkanajā diapazonā. Brūnajiem punduriem kodolreakcijas nenotiek.
Atvēršana
Līdz 30. gadu sākumam. 20. gadsimts vispārīgi runājot, ir teorija iekšējā struktūra zvaigznes. Ņemot vērā zvaigznes masu un tās ķīmiskais sastāvs, teorētiķi varēja aprēķināt visus novērotos zvaigznes raksturlielumus - tās spožumu, rādiusu, virsmas temperatūru utt. Tomēr šo harmonisko attēlu pārkāpa neaprakstāma zvaigzne 40 Eridani B, ko 1783. gadā atklāja angļu astronoms Viljams Heršels. Augstajai temperatūrai tam bija pārāk mazs spilgtums un līdz ar to pārāk mazi izmēri. No klasiskās fizikas viedokļa to nevarēja izskaidrot. Pēc kāda laika tika atrasti citi. neparastas zvaigznes. Slavenākais no šiem atklājumiem bija Sīriusa B, spožākās zvaigznes Sīriusa neredzamā satelīta, atklāšana. Astronoms Frīdrihs Vilhelms Besels (vācu matemātiķis un astronoms), novērojot Sīriusu, atklāja, ka viņš nekustas pa taisnu līniju, bet gan "nedaudz pa sinusoīdu". Aptuveni desmit gadu novērojumi un pārdomas lika Beselam secināt, ka blakus Sīriusam ir otra zvaigzne, kurai ir gravitācijas ietekme uz to.
Besela pareģojums apstiprinājās pēc tam, kad A. Klārks 1862. gadā projektēja teleskopu ar lēcas diametru 46 cm, tobrīd lielāko teleskopu pasaulē. Lai pārbaudītu objektīva kvalitāti, viņš tika nosūtīts uz Siriusu, spožāko zvaigzni. Teleskopa redzes laukā parādījās vēl viena zvaigzne, blāva, ko Besels paredzēja.
Sīriusa B temperatūra izrādījās 25 000 K – 2,5 reizes augstāka nekā spožā Sīriusa A temperatūra. Ņemot vērā zvaigznes izmēru, tas liecināja par ārkārtīgi lielu tās vielas blīvumu – 106 g/cm³. Šādas vielas uzpirkstenis uz Zemes svērtu miljonu tonnu.
Kā izrādījās, baltie punduri ir zvaigžņu "gali", kas cēlušies no parastām zvaigznēm. Parasto zvaigžņu līdzsvaru uztur karstās plazmas spiediena spēks, kas pretojas gravitācijas spēkam (gravitācijai). Lai saglabātu līdzsvaru, ir nepieciešami iekšējie enerģijas avoti, pretējā gadījumā zvaigzne, zaudējot enerģiju gaismas plūsmu starojuma ietekmē apkārtējā telpā, nebūtu izturējusi konfrontāciju ar spēkiem. Tātad iekšējais avots kodoltermiskās reakcijas ir ūdeņraža pārvēršana hēlijā. Tiklīdz iekšā centrālie reģioni No zvaigznes “izdeg” viss ūdeņradis, tiek izjaukts līdzsvars un zvaigzne sāk sarukt savas gravitācijas ietekmē. Apkārtējo objektu tipiskais blīvums ir daži grami uz 1 cm³ (aptuveni tas ir raksturīgais atoma blīvums). Tādām zvaigznēm kā mūsu Saule ir vienāds vidējais blīvums. Taču, ja parastu zvaigzni saspiež 100 reizes, atomi “saspiedīsies” viens otrā un zvaigzne pārvērtīsies par vienu milzu atomu, kurā enerģijas līmeņi atsevišķi atomi"turēties kopā. Pie šāda blīvuma elektroni veido tā saukto deģenerēto elektronu gāzi - īpašu kvantu stāvokli, kurā visi baltā pundura elektroni "jūt" viens otru un veido vienotu komandu - tas ir tas, kurš pretojas gravitācijas kontrakcijai. Tātad zvaigzne pārvēršas par blīvu kodolu - baltu punduri.
Baltais punduris ir zvaigzne, kas mūsu kosmosā ir diezgan izplatīta. Zinātnieki to sauc par zvaigžņu evolūcijas rezultātu, kas ir pēdējais attīstības posms. Kopumā ir divi zvaigžņu ķermeņa modifikācijas scenāriji, vienā gadījumā beigu stadija ir neitronu zvaigzne, otrā – melnais caurums. Rūķi ir pēdējais evolūcijas solis. Viņiem apkārt ir planētu sistēmas. Zinātnieki to varēja noteikt, pārbaudot ar metālu bagātinātus paraugus.
Fons
Baltie punduri ir zvaigznes, kas astronomu uzmanību piesaistīja 1919. gadā. Pirmo reizi šādu debess ķermeni atklāja zinātnieks no Nīderlandes Mānens. Speciālists savam laikam veica visai netipisku un negaidītu atklājumu. Rūķis, ko viņš ieraudzīja, izskatījās pēc zvaigznes, bet tam bija nestandarta mazi izmēri. Spektrs tomēr bija tā, it kā tas būtu masīvs un liels debess ķermenis.
Šādas dīvainas parādības cēloņi zinātniekus vilinājuši jau diezgan ilgu laiku, tāpēc daudz pūļu pielikts balto punduru uzbūves izpētē. Izrāviens tika veikts, kad viņi izteica un pierādīja pieņēmumu par dažādu metāla konstrukciju pārpilnību debess ķermeņa atmosfērā.
Jāprecizē, ka metāli astrofizikā ir visa veida elementi, kuru molekulas ir smagākas par ūdeņradi, hēliju un to ķīmiskais sastāvs ir progresīvāks nekā šiem diviem savienojumiem. Hēlijs, ūdeņradis, kā zinātniekiem izdevās konstatēt, mūsu Visumā ir izplatītāki nekā jebkuras citas vielas. Pamatojoties uz to, tika nolemts visu pārējo apzīmēt kā metālus.
Tēmas izstrāde
Lai gan baltie punduri, kas pēc izmēra ļoti atšķiras no Saules, pirmo reizi tika pamanīti divdesmitajos gados, tikai pusgadsimtu vēlāk cilvēki atklāja, ka metālisku konstrukciju klātbūtne zvaigžņu atmosfērā nav tipiska parādība. Kā izrādījās, nonākot atmosfērā, papildus divām izplatītākajām vielām, smagākajām, tās tiek izspiestas dziļākajos slāņos. Smagajām vielām, kas atrodas starp hēlija, ūdeņraža molekulām, galu galā jāpārvietojas uz zvaigznes kodolu.
Šim procesam ir noteikti vairāki iemesli. Baltā pundura rādiuss ir mazs, šādi zvaigžņu ķermeņi ir ļoti kompakti - ne velti tie ieguvuši savu vārdu. Vidēji rādiuss ir salīdzināms ar zemes rādiusu, savukārt svars ir līdzīgs zvaigznes svaram, kas apgaismo mūsu planētu sistēmu. Šī izmēru un svara attiecība izraisa ārkārtīgi lielu gravitācijas virsmas paātrinājumu. Līdz ar to smago metālu nogulsnēšanās ūdeņraža un hēlija atmosfērā notiek tikai dažas Zemes dienas pēc tam, kad molekula nonāk kopējā gāzes masā.
Iespējas un ilgums
Dažreiz balto punduru īpašības ir tādas, ka smago vielu molekulu sedimentācijas process var ievilkties ilgu laiku. Vislabvēlīgākie varianti no Zemes novērotāja viedokļa ir procesi, kas ilgst miljoniem, desmitiem miljonu gadu. Un tomēr šādi laika intervāli ir ārkārtīgi mazi, salīdzinot ar paša zvaigžņu ķermeņa pastāvēšanas ilgumu.
Baltā pundura evolūcija ir tāda, ka lielākā daļa cilvēku šobrīd novēroto veidojumu jau ir vairākus simtus miljonu Zemes gadu veci. Ja salīdzinām to ar lēnāko metālu absorbcijas procesu kodolā, atšķirība ir vairāk nekā būtiska. Līdz ar to metāla noteikšana noteiktas novērojamas zvaigznes atmosfērā ļauj ar pārliecību secināt, ka ķermenim sākotnēji nav bijis tāds atmosfēras sastāvs, pretējā gadījumā visi metāliskie ieslēgumi jau sen būtu pazuduši.
Teorija un prakse
Iepriekš aprakstītie novērojumi, kā arī daudzu gadu desmitu laikā savāktā informācija par baltajiem punduriem, neitronu zvaigznēm un melnajiem caurumiem liecināja, ka atmosfēra saņem metāliskus ieslēgumus no ārējiem avotiem. Zinātnieki vispirms nolēma, ka tas ir vide starp zvaigznēm. Debess ķermenis pārvietojas cauri šādai matērijai, uzkrāj vidi uz tās virsmas, tādējādi bagātinot atmosfēru ar smagiem elementiem. Taču turpmākie novērojumi parādīja, ka šāda teorija ir nepieņemama. Kā norādīja eksperti, ja šādi mainītos atmosfēra, punduris ūdeņradi galvenokārt saņemtu no ārpuses, jo vidi starp zvaigznēm lielākoties veido ūdeņraža un hēlija molekulas. Tikai nelielu daļu barotnes veido smagie savienojumi.
Ja teorija, kas veidota no primārajiem balto punduru, neitronu zvaigžņu, melno caurumu novērojumiem, sevi attaisnotu, punduri sastāvētu no ūdeņraža kā vieglākā elementa. Tas nepieļautu pat hēlija debess ķermeņu pastāvēšanu, jo hēlijs ir smagāks, kas nozīmē, ka ūdeņraža akrecija to pilnībā paslēptu no ārēja novērotāja acs. Pamatojoties uz hēlija punduru klātbūtni, zinātnieki nonāca pie secinājuma, ka starpzvaigžņu vide nevar kalpot kā vienīgais un pat galvenais metālu avots zvaigžņu ķermeņu atmosfērā.
Kā izskaidrot?
Zinātnieki, kuri pagājušā gadsimta 70. gados pētīja melnos caurumus un baltos pundurus, ierosināja, ka metāliskus ieslēgumus varētu izskaidrot ar komētu krišanu uz debess ķermeņa virsmas. Tiesa, savulaik šādas idejas tika uzskatītas par pārāk eksotiskām un neguva atbalstu. Tas lielā mērā bija saistīts ar to, ka cilvēki vēl nezināja par citu planētu sistēmu klātbūtni – bija zināma tikai mūsu "mājas" Saules sistēma.
Nozīmīgs solis uz priekšu melno caurumu un balto punduru izpētē tika sperts nākamās, pagājušā gadsimta astotās desmitgades beigās. Zinātnieku rīcībā ir īpaši spēcīgi infrasarkanie instrumenti kosmosa dzīļu novērošanai, kas ļāva noteikt infrasarkano starojumu ap vienu no zināmajiem balto punduru astronomiem. Tas atklājās tieši ap punduri, kura atmosfērā bija metāliski ieslēgumi.
Infrasarkanais starojums, kas ļāva novērtēt baltā pundura temperatūru, arī liecināja zinātniekiem, ka zvaigžņu ķermeni ieskauj kāda viela, kas spēj absorbēt zvaigžņu starojumu. Šī viela tiek uzkarsēta līdz noteiktam temperatūras līmenim, kas ir mazāks par zvaigzni. Tas ļauj pakāpeniski novirzīt absorbēto enerģiju. Radiācija notiek infrasarkanajā diapazonā.
Zinātne virzās uz priekšu
Baltā pundura spektri ir kļuvuši par izpētes objektu astronomu pasaules attīstītajiem prātiem. Kā izrādījās, no tiem var iegūt diezgan daudz informācijas par debess ķermeņu iezīmēm. Īpašu interesi izraisīja zvaigžņu ķermeņu novērojumi ar pārmērīgu infrasarkano starojumu. Šobrīd ir izdevies identificēt aptuveni trīs desmitus šāda veida sistēmu. To galvenais procentuālais daudzums tika pētīts, izmantojot jaudīgāko Spicera teleskopu.
Zinātnieki, novērojot debess ķermeņus, atklāja, ka balto punduru blīvums ir ievērojami mazāks par šo milžiem raksturīgo parametru. Tika arī konstatēts, ka pārmērīgais infrasarkanais starojums ir saistīts ar disku klātbūtni, ko veido konkrēta viela, kas spēj absorbēt enerģijas starojumu. Tas ir tas, kas pēc tam izstaro enerģiju, bet citā viļņu garuma diapazonā.
Diski ir ārkārtīgi tuvu un zināmā mērā ietekmē balto punduru masu (kas nevar pārsniegt Chandrasekhar ierobežojumu). Ārējo rādiusu sauc par detritālo disku. Ir izteikts pieņēmums, ka tas veidojies kāda ķermeņa iznīcināšanas laikā. Vidēji rādiuss pēc izmēra ir salīdzināms ar Sauli.
Ja pievērš uzmanību mūsu planētu sistēmai, kļūst skaidrs, ka salīdzinoši tuvu "mājām" varam novērot līdzīgu piemēru - tie ir Saturnu apņemošie gredzeni, kuru izmērs arī ir salīdzināms ar mūsu zvaigznes rādiusu. Laika gaitā zinātnieki noskaidrojuši, ka šī īpašība nav vienīgā kopīgā punduriem un Saturnam. Piemēram, gan planētai, gan zvaigznēm ir ļoti plāni diski, kas nav caurspīdīgi, mēģinot spīdēt cauri gaismai.
Secinājumi un teorijas attīstība
Tā kā balto punduru gredzeni ir salīdzināmi ar tiem, kas ieskauj Saturnu, ir kļuvis iespējams formulēt jaunas teorijas, kas izskaidro metālu klātbūtni šo zvaigžņu atmosfērā. Astronomi zina, ka gredzeni ap Saturnu veidojas dažu ķermeņu plūdmaiņas traucējumu rezultātā, kas atrodas pietiekami tuvu planētai, lai tos ietekmētu tās gravitācijas lauks. Šādā situācijā ārējais ķermenis nevar uzturēt savu smagumu, kas noved pie integritātes pārkāpuma.
Apmēram pirms piecpadsmit gadiem tika ieviests jauna teorija, kas līdzīgā veidā izskaidroja balto punduru gredzenu veidošanos. Tika pieņemts, ka sākotnēji punduris bija zvaigzne planētu sistēmas centrā. Debesu ķermenis laika gaitā attīstās, kas aizņem miljardiem gadu, uzbriest, zaudē apvalku, un tas izraisa pundura veidošanos, kas pamazām atdziest. Starp citu, balto punduru krāsa ir izskaidrojama tieši ar to temperatūru. Dažiem tas tiek lēsts 200 000 K.
Planētu sistēma šādas evolūcijas laikā var izdzīvot, kas noved pie sistēmas ārējās daļas paplašināšanās vienlaikus ar zvaigznes masas samazināšanos. Rezultātā veidojas liela asteroīdu sistēma un evolūcijas gaitā izdzīvo daudzi citi elementi.
Ko tālāk?
Sistēmas attīstība var izraisīt tās nestabilitāti. Tas noved pie planētas apkārtējās telpas bombardēšanas ar akmeņiem, un asteroīdi daļēji izlido no sistēmas. Tomēr daži no tiem pārvietojas orbītās, agrāk vai vēlāk nonākot pundura saules rādiusā. Sadursmes nenotiek, bet plūdmaiņu spēki izraisa ķermeņa integritātes pārkāpumu. Šādu asteroīdu kopa iegūst formu, kas līdzīga gredzeniem, kas ieskauj Saturnu. Tādējādi ap zvaigzni veidojas gružu disks. Baltā pundura blīvums (apmēram 10^7 g/cm3) un tā detritālā diska blīvums būtiski atšķiras.
Aprakstītā teorija ir kļuvusi par diezgan pilnīgu un loģisku vairāku astronomisku parādību skaidrojumu. Caur to var saprast, kāpēc diski ir kompakti, jo zvaigznei visas pastāvēšanas laikā nevar ieskaut disks ar Saulei pielīdzināmu rādiusu, citādi sākumā tādi diski atrastos tās ķermeņa iekšienē.
Izskaidrojot disku veidošanos un izmērus, var saprast, no kurienes nāk savdabīgā metālu piegāde. Tas varētu nonākt uz zvaigžņu virsmas, piesārņojot punduri ar metāla molekulām. Aprakstītā teorija, neapstrīdot atklātos balto punduru vidējā blīvuma rādītājus (apmērā 10^7 g/cm3), pierāda, kāpēc zvaigžņu atmosfērā tiek novēroti metāli, kāpēc ķīmiskā sastāva mērīšana ir iespējama ar cilvēkam pieejamie līdzekļi, un kāpēc elementu sadalījums ir līdzīgs tam, kas raksturīgs mūsu planētai un citiem pētītajiem objektiem.
Teorijas: vai ir kāds labums?
Aprakstītā ideja tika plaši izmantota par pamatu, lai izskaidrotu, kāpēc zvaigžņu čaulas ir piesārņotas ar metāliem, kāpēc parādījās gružu diski. Turklāt no tā izriet, ka ap punduri pastāv planētu sistēma. Šajā secinājumā nav pārsteiguma, jo cilvēce ir konstatējusi, ka lielākajai daļai zvaigžņu ir savas planētu sistēmas. Tas raksturīgs gan tiem, kas ir līdzīgi Saulei, gan tiem, kas ir daudz lielāki par tās izmēriem - proti, no tiem veidojas baltie punduri.
Tēmas nav izsmeltas
Pat ja mēs uzskatām, ka iepriekš aprakstītā teorija ir vispārpieņemta un pierādīta, daži jautājumi astronomiem joprojām ir atvērti līdz šai dienai. Īpaši interesanti ir vielas pārneses specifika starp diskiem un debess ķermeņa virsmu. Kā daži norāda, tas ir radiācijas dēļ. Teorijas, kas šādā veidā aicina aprakstīt vielas transportēšanu, balstās uz Pointinga-Robertsona efektu. Šī parādība, kuras ietekmē daļiņas lēnām pārvietojas pa orbītu ap jaunu zvaigzni, pamazām spirāli virzoties uz centru un pazūdot debess ķermenī. Jādomā, ka šim efektam vajadzētu izpausties uz gružu diskiem, kas ieskauj zvaigznes, tas ir, molekulas, kas atrodas diskos, agrāk vai vēlāk nonāk ārkārtējā pundura tuvumā. Cietās vielas tiek pakļautas iztvaikošanai, veidojas gāze - tādas disku veidā fiksētas ap vairākiem novērotajiem punduriem. Agrāk vai vēlāk gāze sasniedz pundura virsmu, nesot šeit metālus.
Atklātos faktus astronomi vērtē kā nozīmīgu ieguldījumu zinātnē, jo tie liecina, kā veidojas planētas. Tas ir svarīgi, jo pētniecības objekti, kas piesaista speciālistus, bieži vien nav pieejami. Piemēram, planētas, kas riņķo ap zvaigznēm, kas ir lielākas par Sauli, ir ārkārtīgi reti pētāmas – tas ir pārāk sarežģīti tādā tehniskajā līmenī, kāds ir pieejams mūsu civilizācijai. Tā vietā cilvēki varēja pētīt planētu sistēmas pēc zvaigžņu pārtapšanas punduros. Ja mums izdosies attīstīties šajā virzienā, noteikti būs iespējams atklāt jaunus datus par planētu sistēmu klātbūtni un to raksturīgajām iezīmēm.
Baltie punduri, kuru atmosfērā ir atrasti metāli, ļauj gūt priekšstatu par komētu un citu kosmisko ķermeņu ķīmisko sastāvu. Patiesībā zinātniekiem vienkārši nav cita veida, kā novērtēt sastāvu. Piemēram, pētot milzu planētas, var gūt priekšstatu tikai par ārējo slāni, bet par iekšējo saturu nav ticamas informācijas. Tas attiecas arī uz mūsu “mājas” sistēmu, jo ķīmisko sastāvu var pētīt tikai no tā debess ķermeņa, kas nokrita uz Zemes virsmu vai kur tika nosēdināts izpētes aparāts.
Kā viss notiek?
Agri vai vēlu mūsu planētu sistēma kļūs arī par baltā pundura "mājām". Kā saka zinātnieki, zvaigžņu kodolam ir ierobežots enerģijas daudzums, un agrāk vai vēlāk kodoltermiskās reakcijas ir izsmeltas. Gāzes tilpums samazinās, blīvums palielinās līdz tonnai uz kubikcentimetru, savukārt ārējos slāņos reakcija joprojām turpinās. Zvaigzne izplešas, kļūstot par sarkanu milzi, kura rādiuss ir salīdzināms ar simtiem zvaigžņu, kas vienādas ar Sauli. Kad ārējais apvalks pārstāj "degt", 100 000 gadu laikā kosmosā notiek matērijas izkliede, ko pavada miglāja veidošanās.
Zvaigznes kodols, kas atbrīvots no čaumalas, pazemina temperatūru, kas noved pie baltā pundura veidošanās. Faktiski šāda zvaigzne ir augsta blīvuma gāze. Zinātnē pundurus bieži dēvē par deģenerētiem debess ķermeņiem. Ja mūsu zvaigzne būtu saspiesta un tās rādiuss būtu tikai daži tūkstoši kilometru, bet svars pilnībā saglabātos, tad te arī atrastos baltais punduris.
Funkcijas un tehniskie punkti
Aplūkojamais kosmiskā ķermeņa tips spēj kvēlot, taču šis process ir izskaidrojams ar citiem mehānismiem, nevis kodoltermiskām reakcijām. Mirdzumu sauc par atlikušo, tas izskaidrojams ar temperatūras pazemināšanos. Punduru veido viela, kuras joni dažkārt ir aukstāki par 15 000 K. Elementiem raksturīgas svārstības. Pamazām debess ķermenis kļūst kristālisks, tā spīdums vājinās, un punduris kļūst brūns.
Zinātnieki ir noteikuši šāda debess ķermeņa masas ierobežojumu - līdz 1,4 no Saules svara, bet ne vairāk par šo robežu. Ja masa pārsniedz šo robežu, zvaigzne nevar pastāvēt. Tas ir saistīts ar vielas spiedienu saspiestā stāvoklī – tas ir mazāks par gravitācijas pievilcību, kas vielu saspiež. Ir ļoti spēcīga saspiešana, kas noved pie neitronu parādīšanās, viela tiek neitronizēta.
Saspiešanas process var izraisīt deģenerāciju. Šajā gadījumā veidojas neitronu zvaigzne. Otra iespēja ir kompresijas turpināšana, kas agrāk vai vēlāk noved pie sprādziena.
Vispārīgie parametri un īpašības
Aplūkojamās debess ķermeņu kategorijas bolometriskais spožums ir aptuveni desmit tūkstošus reižu mazāks par Saulei raksturīgo. Pundura rādiuss ir mazāks nekā simts reizes lielāks par sauli, savukārt svars ir salīdzināms ar mūsu planētu sistēmas galvenās zvaigznes raksturīgo svaru. Lai noteiktu pundura masas ierobežojumu, tika aprēķināts Chandrasekhar ierobežojums. Kad tas tiek pārsniegts, punduris pārvēršas par citu debess ķermeņa formu. Zvaigznes fotosfēra vidēji sastāv no blīvas vielas, kas tiek lēsta 105–109 g/cm3. Salīdzinot ar galveno zvaigžņu secību, tā ir aptuveni miljons reižu blīvāka.
Daži astronomi uzskata, ka tikai 3% no visām zvaigznēm galaktikā ir baltie punduri, un daži ir pārliecināti, ka katra desmitā pieder šai klasei. Aplēses ir ļoti atšķirīgas saistībā ar debess ķermeņu novērošanas grūtību iemeslu - tie ir noņemti no mūsu planētas un spīd pārāk vāji.
Stāsti un vārdi
1785. gadā dubultzvaigžņu sarakstā parādījās ķermenis, kuru Heršels novēroja. Zvaigzne tika nosaukta par 40 Eridani B. Tieši viņa tiek uzskatīta par pirmo cilvēku no balto punduru kategorijas. 1910. gadā Rasels pamanīja, ka šim debess ķermenim raksturīgs ārkārtīgi zems līmenis spīd, lai gan krāsu temperatūra ir diezgan augsta. Laika gaitā tika nolemts, ka šīs klases debess ķermeņi ir jāiedala atsevišķā kategorijā.
1844. gadā Besels, pārbaudot informāciju, kas iegūta, izsekojot Procyon B, Sirius B, nolēma, ka abi ik pa laikam pāriet no taisnes, kas nozīmē, ka ir tuvi pavadoņi. Zinātnieku aprindām šāds pieņēmums šķita maz ticams, jo nevarēja redzēt nevienu satelītu, savukārt novirzes varēja izskaidrot tikai ar debess ķermeni, kura masa ir ārkārtīgi liela (līdzīgi Sīriusam, Prokionam).
1962. gadā Klārks, strādājot ar lielāko tajā laikā pastāvošo teleskopu, netālu no Sīriusa identificēja ļoti blāvu debess ķermeni. Tieši viņu sauca Sirius B, tas pats satelīts, ko Besels bija ierosinājis jau sen. 1896. gadā pētījumi parādīja, ka Procyon ir arī satelīts – to nosauca par Procyon B. Līdz ar to Besela idejas pilnībā apstiprinājās.