กล้องโทรทรรศน์ที่ใหญ่ที่สุดในโลกในขณะนั้น (Dearborn Telescope) ซึ่งต่อมาบริษัทครอบครัวคลาร์กได้ส่งมอบให้กับหอดูดาวมหาวิทยาลัยชิคาโก ได้พบดาวสลัวในบริเวณใกล้เคียงซิเรียส มันคือดาวเทียมของ Sirius, Sirius B, ทำนายโดย Bessel และในปี พ.ศ. 2439 นักดาราศาสตร์ชาวอเมริกัน D. M. Sheberle ได้ค้นพบ Procyon B ซึ่งเป็นการยืนยันการคาดการณ์ครั้งที่สองของ Bessel
ในปี ค.ศ. 1915 นักดาราศาสตร์ชาวอเมริกัน วอลเตอร์ ซิดนีย์ อดัมส์ วัดสเปกตรัมของซิเรียส บี จากการตรวจวัดพบว่าอุณหภูมิไม่ต่ำกว่าซีเรียสเอ (ตามข้อมูลสมัยใหม่ อุณหภูมิพื้นผิวของซิเรียสบีเท่ากับ 25,000 เค และซิเรียส A คือ 10,000 K) ซึ่ง เมื่อพิจารณาถึงความส่องสว่างที่ต่ำกว่าของ Sirius A 10,000 เท่า แสดงว่ารัศมีที่เล็กมากและดังนั้น ความหนาแน่นสูง - 10 6 g / cm³ (ความหนาแน่นของ Sirius คือ ~ 0.25 g / cm³ ความหนาแน่นของดวงอาทิตย์อยู่ที่ ~ 1, 4 g/cm³)
ความหนาแน่น Paradox
“ฉันอยู่กับเพื่อน ... ศาสตราจารย์อี. พิกเคอริงมาเยี่ยมธุรกิจ ด้วยความกรุณาลักษณะเฉพาะ เขาเสนอให้ใช้สเปกตรัมของดวงดาวทั้งหมดที่ฮิงค์สและฉันสังเกต ... เพื่อกำหนดพารัลแลกซ์ของพวกมัน งานประจำชิ้นนี้ดูเหมือนจะมีผลมาก - นำไปสู่การค้นพบว่าดาวทุกดวงที่มีขนาดสัมบูรณ์น้อยมาก (นั่นคือ ความส่องสว่างต่ำ) มีสเปกตรัมประเภท M (นั่นคือ อุณหภูมิพื้นผิวต่ำมาก) อย่างที่ฉันจำได้ ขณะสนทนาคำถามนี้ ฉันถามพิกเคอริงเกี่ยวกับดาวจางๆ ดวงอื่น... โดยเฉพาะอย่างยิ่ง 40 Eridani B ด้วยพฤติกรรมในลักษณะที่เป็นลักษณะเฉพาะ เขาจึงส่งคำถามไปที่สำนักงานของหอดูดาว (ฮาร์วาร์ด) ทันที และในไม่ช้าก็ได้รับคำตอบ (ฉันคิดว่าจากคุณนายเฟลมมิ่ง) ว่าสเปกตรัมของดาวดวงนี้คือ A (เช่น อุณหภูมิพื้นผิวสูง) แม้แต่ในสมัย Paleozoic นั้น ฉันรู้เพียงพอเกี่ยวกับสิ่งเหล่านี้เพื่อตระหนักในทันทีว่ามีความคลาดเคลื่อนอย่างมากระหว่างสิ่งที่เราเรียกว่าค่า "ที่เป็นไปได้" สำหรับความสว่างและความหนาแน่นของพื้นผิว เห็นได้ชัดว่าฉันไม่ได้ปิดบังความจริงที่ว่าฉันไม่เพียงแค่แปลกใจ แต่รู้สึกประทับใจกับข้อยกเว้นนี้กับสิ่งที่ดูเหมือนจะเป็นกฎเกณฑ์ปกติอย่างสมบูรณ์สำหรับลักษณะของดวงดาว พิกเคอริงยิ้มให้ฉันและพูดว่า: "เป็นข้อยกเว้นที่นำไปสู่การขยายความรู้ของเรา" - และดาวแคระขาวเข้าสู่โลกของการวิจัย "
ความประหลาดใจของรัสเซลเป็นที่เข้าใจได้ค่อนข้างดี: 40 Eridani B เป็นของดาวฤกษ์ที่ค่อนข้างใกล้เคียงกัน และพารัลแลกซ์ที่สังเกตได้สามารถนำมาใช้เพื่อกำหนดระยะห่างของดาวฤกษ์อย่างแม่นยำและความส่องสว่างตามนั้น ความส่องสว่างของ 40 Eridani B นั้นต่ำอย่างผิดปกติสำหรับประเภทสเปกตรัม - ดาวแคระขาวก่อตัวเป็นบริเวณใหม่ในแผนภาพ HR การรวมกันของความส่องสว่าง มวล และอุณหภูมินี้เป็นสิ่งที่เข้าใจยาก และไม่สามารถอธิบายได้ภายในกรอบของแบบจำลองมาตรฐานของโครงสร้างของดาวในแถบลำดับหลักที่พัฒนาขึ้นในทศวรรษ 1920
ความหนาแน่นสูงของดาวแคระขาวยังคงไม่สามารถอธิบายได้ภายในกรอบของฟิสิกส์และดาราศาสตร์แบบคลาสสิก และพบคำอธิบายเฉพาะภายในกรอบของกลศาสตร์ควอนตัมหลังจากการถือกำเนิดของสถิติ Fermi-Dirac ในปี พ.ศ. 2469 ฟาวเลอร์ในบทความเรื่อง "เรื่องหนาแน่น" ( "เรื่องหนาแน่น" ประกาศประจำเดือน ร. แอสทรอน ซ. 87, 114-122) แสดงให้เห็นว่าในทางตรงกันข้ามกับดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักซึ่งสมการของสถานะอยู่บนพื้นฐานของแบบจำลองก๊าซในอุดมคติ (แบบจำลอง Eddington มาตรฐาน) สำหรับดาวแคระขาว ความหนาแน่นและความดันของสสารถูกกำหนดโดยคุณสมบัติของก๊าซอิเล็กตรอนที่เสื่อมสภาพ ( แก๊สเฟอร์มี) .
ขั้นตอนต่อไปในการอธิบายธรรมชาติของดาวแคระขาวคืองานของ Yakov Frenkel, E. Stoner และ Chandrasekhar ในปี 1928 Frenkel ชี้ให้เห็นว่าดาวแคระขาวจะต้องมีขีดจำกัดมวลบน กล่าวคือ ดาวเหล่านี้ที่มีมวลเกินขีดจำกัดนั้นจะไม่เสถียรและต้องยุบตัวลง ข้อสรุปเดียวกันนี้เกิดขึ้นโดยอิสระในปี 1930 โดยอี. สโตเนอร์ ซึ่งให้ค่าประมาณที่ถูกต้องของมวลจำกัด แม่นยำยิ่งขึ้นมันถูกคำนวณในปี 1931 โดย Chandrasekhar ในงานของเขา "มวลสูงสุดของดาวแคระขาวในอุดมคติ" ( "มวลสูงสุดของดาวแคระขาวในอุดมคติ", Astroph จ. 74, 81-82) (ขีด จำกัด Chandrasekhar) และโดยอิสระในปี พ.ศ. 2475 โดย L. D. Landau
กำเนิดดาวแคระขาว
วิธีแก้ปัญหาของฟาวเลอร์อธิบายโครงสร้างภายในของดาวแคระขาว แต่ไม่ได้ชี้แจงกลไกการกำเนิดของดาวแคระขาว แนวคิดสองประการมีบทบาทสำคัญในการอธิบายการกำเนิดของดาวแคระขาว: แนวคิดของนักดาราศาสตร์ Ernst Epik ที่ดาวยักษ์แดงก่อตัวขึ้นจากดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักอันเป็นผลมาจากการเผาไหม้เชื้อเพลิงนิวเคลียร์ และข้อสันนิษฐานของนักดาราศาสตร์ Vasily Fesenkov เกิดขึ้นไม่นานหลังจากนั้น สงครามโลกครั้งที่ 2 ที่ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักควรสูญเสียมวล และการสูญเสียมวลดังกล่าวน่าจะส่งผลกระทบอย่างมีนัยสำคัญต่อการวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ สมมติฐานเหล่านี้ได้รับการยืนยันอย่างสมบูรณ์
ปฏิกิริยาฮีเลียมสามเท่าและแกนไอโซเทอร์มอลของดาวยักษ์แดง
ในระหว่างการวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลัก ไฮโดรเจนจะ "ถูกเผาไหม้" ซึ่งเป็นการสังเคราะห์นิวคลีโอสด้วยการก่อตัวของฮีเลียม (ดู วัฏจักรเบธ) ความเหนื่อยหน่ายดังกล่าวนำไปสู่การหยุดการปล่อยพลังงานในส่วนใจกลางของดาว การอัดตัว และด้วยเหตุนี้ อุณหภูมิและความหนาแน่นในแกนกลางของดาวก็เพิ่มขึ้น การเพิ่มขึ้นของอุณหภูมิและความหนาแน่นในแกนดาวนำไปสู่สภาวะที่มีการกระตุ้นแหล่งพลังงานความร้อนนิวเคลียร์ใหม่: การเผาไหม้ของฮีเลียม (ปฏิกิริยาฮีเลียมสามเท่าหรือกระบวนการอัลฟาสามเท่า) ซึ่งเป็นลักษณะเฉพาะของดาวยักษ์แดงและยักษ์ใหญ่
ที่อุณหภูมิ 10 8 K พลังงานจลน์ของนิวเคลียสฮีเลียมจะสูงพอที่จะเอาชนะอุปสรรคคูลอมบ์ได้: นิวเคลียสฮีเลียมสองนิวเคลียส (4 He , อนุภาคอัลฟา) สามารถรวมกันเป็นไอโซโทปเบริลเลียมที่ไม่เสถียร 8 Be:
2 4 เขา + 2 4 เขา → 4 8 เป็น . (\displaystyle ()_(2)^(4)(\textrm (He))+()_(2)^(4)(\textrm (He))\rightarrow ()_(4)^(8) (\textrm (เป็น)).)
8 Be ส่วนใหญ่สลายตัวเป็นอนุภาคอัลฟาสองตัวอีกครั้ง แต่เมื่อ 8 Be ชนกับอนุภาคอัลฟาที่มีพลังงานสูง นิวเคลียสคาร์บอน 12 C ที่เสถียรสามารถเกิดขึ้นได้:
4 8 Be + 2 4 He → 6 12 C (\displaystyle ()_(4)^(8)(\textrm (Be))+()_(2)^(4)(\textrm (He))\ ลูกศรขวา ()_(6)^(12)(\textrm (C))) + 7.3 MeV.
แม้จะมีความเข้มข้นของสมดุลที่ต่ำมากที่ 8 Be (ตัวอย่างเช่น ที่อุณหภูมิ ~10 8 K อัตราส่วนความเข้มข้น [ 8 Be]/[ 4 He] ~ 10 -10) อัตรา ปฏิกิริยาฮีเลียมสามเท่าปรากฏว่าเพียงพอที่จะบรรลุสมดุลอุทกสถิตใหม่ในแกนร้อนของดาว การพึ่งพาอุณหภูมิของการปล่อยพลังงานในปฏิกิริยาฮีเลียมสามชั้นนั้นสูงมาก ดังนั้นสำหรับช่วงอุณหภูมิ T (\รูปแบบการแสดงผล T)~1-2⋅10 ปล่อยพลังงาน 8 K 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 \over (10^(8)))\right)^(30),)
ที่ไหน Y (\รูปแบบการแสดงผล Y)- ความเข้มข้นบางส่วนของฮีเลียมในแกนกลาง (ในกรณีที่พิจารณาว่า "การเผาไหม้" ของไฮโดรเจนจะใกล้เคียงกับความสามัคคี)
อย่างไรก็ตาม ควรสังเกตว่าปฏิกิริยาฮีเลียมสามตัวนั้นมีลักษณะเฉพาะด้วยการปลดปล่อยพลังงานที่ต่ำกว่าวัฏจักรเบธมาก: ในแง่ของหน่วยมวล การปล่อยพลังงานระหว่าง "การเผาไหม้" ของฮีเลียมนั้นต่ำกว่าในระหว่างการ "เผา" ของไฮโดรเจนมากกว่า 10 เท่า. เมื่อฮีเลียมเผาไหม้และแหล่งพลังงานในนิวเคลียสหมดลง ปฏิกิริยาการสังเคราะห์นิวคลีโอสสังเคราะห์ที่ซับซ้อนมากขึ้นก็เป็นไปได้เช่นกัน อย่างไรก็ตาม ประการแรก ปฏิกิริยาดังกล่าวต้องการอุณหภูมิที่สูงขึ้นเรื่อยๆ และประการที่สอง การปลดปล่อยพลังงานต่อหน่วยมวลในปฏิกิริยาดังกล่าวจะลดลงเมื่อมวล จำนวนนิวเคลียสที่เกี่ยวข้องกับปฏิกิริยา
ปัจจัยเพิ่มเติมที่เห็นได้ชัดว่ามีอิทธิพลต่อการวิวัฒนาการของนิวเคลียสยักษ์แดงคือการรวมกันของความไวต่ออุณหภูมิสูงของปฏิกิริยาฮีเลียมสามตัวและปฏิกิริยาฟิวชันของนิวเคลียสที่หนักกว่าด้วยกลไก นิวตริโนคูลลิ่ง: ที่อุณหภูมิสูงและความดันสูง การกระเจิงของโฟตอนด้วยอิเล็กตรอนเป็นไปได้ด้วยการก่อตัวของคู่นิวตริโน-แอนตินิวตริโน ซึ่งนำพลังงานออกจากนิวเคลียสอย่างอิสระ: ดาวนั้นโปร่งใสสำหรับพวกมัน ความเร็วดังกล่าว ปริมาตรนิวทริโนเย็น ตรงกันข้ามกับคลาสสิก ผิวเผินการระบายความร้อนด้วยโฟตอนไม่ได้ถูกจำกัดโดยกระบวนการถ่ายเทพลังงานจากภายในของดาวไปสู่โฟโตสเฟียร์ อันเป็นผลมาจากปฏิกิริยาการสังเคราะห์นิวเคลียสในแกนกลางของดาวฤกษ์ ทำให้เกิดสมดุลใหม่ โดยมีอุณหภูมิแกนกลางเท่ากัน: แกนความร้อน(รูปที่ 2).
ในกรณีของดาวยักษ์แดงที่มีมวลค่อนข้างน้อย (ตามลำดับของดวงอาทิตย์) แกนไอโซเทอร์มอลประกอบด้วยฮีเลียมเป็นส่วนใหญ่ ในกรณีของดาวมวลมาก ธาตุคาร์บอนและธาตุที่หนักกว่า อย่างไรก็ตาม ไม่ว่าในกรณีใด ความหนาแน่นของนิวเคลียสที่มีอุณหภูมิความร้อนสูงเกินไปจนระยะห่างระหว่างอิเล็กตรอนของพลาสมาที่ก่อตัวเป็นนิวเคลียสนั้นเทียบได้กับความยาวคลื่นของ De Broglie λ = h / mv (\displaystyle \lambda =h/mv)นั่นคือเงื่อนไขสำหรับความเสื่อมของก๊าซอิเล็กตรอนเป็นที่พอใจ การคำนวณแสดงว่าความหนาแน่นของแกนไอโซเทอร์มอลสอดคล้องกับความหนาแน่นของดาวแคระขาว กล่าวคือ แกนของดาวยักษ์แดงเป็นดาวแคระขาว.
ฟิสิกส์และคุณสมบัติของดาวแคระขาว
ดังที่ได้กล่าวไปแล้ว มวลของดาวแคระขาวจัดอยู่ในลำดับของดวงอาทิตย์ แต่มิตินั้นมีเพียงหนึ่งในร้อย (และน้อยกว่านั้น) ของรัศมีสุริยะ นั่นคือ ความหนาแน่นของสสารในดาวแคระขาวนั้นสูงมากและมีปริมาณเท่ากับ ρ ∼ 10 5 − 10 9 (\displaystyle \rho \sim 10^(5)-10^(9))ก./ซม.³ ที่ความหนาแน่นดังกล่าว เปลือกอิเล็กตรอนของอะตอมจะถูกทำลาย และสารดังกล่าวคือพลาสมาอิเล็กตรอน-นิวเคลียร์ และส่วนประกอบอิเล็กทรอนิกส์ของมันคือก๊าซอิเล็กตรอนที่เสื่อมสภาพ ความดันของก๊าซดังกล่าวขึ้นอยู่กับความสัมพันธ์ดังต่อไปนี้:
P = K ρ 5 / 3 , (\displaystyle P=K\rho ^(5/3),)
ที่ไหน ρ (\displaystyle \rho )- ความหนาแน่นของมันคือตรงกันข้ามกับสมการ Clapeyron (สมการสถานะของก๊าซในอุดมคติ) สำหรับก๊าซอิเล็กตรอนที่เสื่อมสภาพ อุณหภูมิจะไม่รวมอยู่ในสมการสถานะ- ความดันของมันไม่ได้ขึ้นอยู่กับอุณหภูมิ ดังนั้น โครงสร้างของดาวแคระขาวจึงไม่ขึ้นอยู่กับอุณหภูมิ ดังนั้นสำหรับดาวแคระขาว ซึ่งแตกต่างจากดาวฤกษ์และดาวยักษ์ในแถบลำดับหลัก ไม่มีความสัมพันธ์ระหว่างมวลและความส่องสว่าง
ความสัมพันธ์ระหว่างมวลกับรัศมีและขีดจำกัดจันทรเสกขา
ข้าว. 6. มวลการพึ่งพา - รัศมีสำหรับดาวแคระขาว เส้นกำกับแนวตั้งสอดคล้องกับขีด จำกัด จันทรเสกขร
สมการสถานะข้างต้นใช้ได้กับแก๊สอิเล็กตรอนเย็น แต่อุณหภูมิไม่กี่ล้านองศาก็เล็กเมื่อเทียบกับลักษณะพิเศษของพลังงาน Fermi อิเล็กตรอน ( k T ≪ E F (\displaystyle kT\ll E_(F))). ในเวลาเดียวกัน ด้วยการเพิ่มขึ้นของความหนาแน่นของสสารเนื่องจากการห้ามของ Pauli (อิเล็กตรอนสองตัวไม่สามารถมีสถานะควอนตัมเดียวกัน นั่นคือ พลังงานและการหมุนเท่ากัน) พลังงานและความเร็วของอิเล็กตรอนเพิ่มขึ้นมากจน ผลกระทบของทฤษฎีสัมพัทธภาพเริ่มทำงาน - ก๊าซอิเล็กตรอนที่เสื่อมลงจะกลายเป็นสัมพัทธภาพ การพึ่งพาความดันของก๊าซอิเล็กตรอนที่สัมพันธ์กับความหนาแน่นนั้นแตกต่างกันอยู่แล้ว:
P = K ρ 4 / 3 . (\displaystyle P=K\rho ^(4/3).)
สถานการณ์ที่น่าสนใจเกิดขึ้นสำหรับสมการสถานะดังกล่าว ความหนาแน่นเฉลี่ยของดาวแคระขาว
ρ ∼ M / R 3 , (\displaystyle \rho \sim M/R^(3),)
ที่ไหน M (\รูปแบบการแสดงผล M)- น้ำหนักและ R (\displaystyle R)คือรัศมีของดาวแคระขาว
แล้วดัน
P ∼ M 4 / 3 / R 4 (\displaystyle P\sim M^(4/3)/R^(4))
และแรงกดที่ต้านแรงโน้มถ่วงและเท่ากับแรงดันตกที่ความลึก:
P R ∼ M 4 / 3 R 5 . (\displaystyle (P \over R)\sim ((M^(4/3)) \over (R^(5))))
แรงโน้มถ่วงที่ต้านแรงกดดัน:
ρ G M R 2 ∼ M 2 R 5 , (\displaystyle ((\rho GM) \over (R^(2)))\sim ((M^(2)) \over (R^(5))),)
นั่นคือ แม้ว่าแรงดันตกคร่อมและแรงโน้มถ่วงจะขึ้นกับรัศมีในทำนองเดียวกัน แต่ก็ขึ้นอยู่กับมวลต่างกันดังนี้ ∼ M 4 / 3 (\displaystyle \sim M^(4/3))และ ∼ M 2 (\displaystyle \sim M^(2))ตามลำดับ ผลที่ตามมาของความสัมพันธ์ของการพึ่งพาอาศัยกันนี้คือการดำรงอยู่ของค่าหนึ่งของมวลของดาวฤกษ์ซึ่งแรงโน้มถ่วงจะสมดุลโดยแรงกดและ เมื่อมวลของดาวแคระขาวเพิ่มขึ้น รัศมีของมันจะลดลง(ดูรูปที่ 6) ผลที่ตามมาอีกประการหนึ่งคือ ถ้ามวลมากกว่าขีดจำกัดบางอย่าง (ขีดจำกัดจันทรเสกขาร์) ดาวก็จะยุบตัวลง
ดังนั้นจึงมีขีดจำกัดมวลบนสำหรับดาวแคระขาว น่าสนใจ มีขีดจำกัดล่างที่คล้ายกันสำหรับดาวแคระขาวที่สังเกตได้ เนื่องจากอัตราการวิวัฒนาการของดาวเป็นสัดส่วนกับมวลของพวกมัน เราจึงสามารถสังเกตดาวแคระขาวมวลต่ำได้ว่าเป็นเศษของดาวฤกษ์เหล่านั้นที่มีวิวัฒนาการในช่วงเวลาตั้งแต่ ช่วงเริ่มต้นของการเกิดดาวของเอกภพจนถึงปัจจุบัน
คุณสมบัติของสเปกตรัมและการจำแนกสเปกตรัม
ดาวแคระขาวได้รับการจัดสรรให้เป็นสเปกตรัมแยกประเภท D (จากดาวแคระอังกฤษ - คนแคระ) ปัจจุบันมีการใช้การจำแนกประเภทที่สะท้อนถึงคุณลักษณะของสเปกตรัมของดาวแคระขาว เสนอโดยเอ็ดเวิร์ด ไซออนในปี 1983 ในการจัดประเภทนี้ คลาสสเปกตรัมเขียนในรูปแบบต่อไปนี้:
D [คลาสย่อย] [คุณสมบัติสเปกตรัม] [ดัชนีอุณหภูมิ],คลาสย่อยต่อไปนี้ถูกกำหนด:
- DA - เส้นของชุดไฮโดรเจน Balmer มีอยู่ในสเปกตรัมไม่มีการสังเกตเส้นของฮีเลียม
- DB - ฮีเลียม He I มีอยู่ในสเปกตรัมไม่มีไฮโดรเจนหรือเส้นโลหะ
- DC - สเปกตรัมต่อเนื่องโดยไม่มีเส้นดูดกลืน
- DO - เส้นฮีเลียมที่แข็งแกร่ง He II มีอยู่ในสเปกตรัม เส้น He I และ H อาจมีอยู่ด้วย
- DZ - เฉพาะเส้นโลหะ ไม่มีเส้น H หรือ He
- DQ - เส้นของคาร์บอนรวมถึงโมเลกุล C 2 ;
และคุณสมบัติของสเปกตรัม:
- P - โพลาไรซ์ที่สังเกตได้ของแสงในสนามแม่เหล็ก
- H - โพลาไรซ์ถ้ามี สนามแม่เหล็กมองไม่เห็น;
- ดาวประเภท V - ZZ Ceti หรือดาวแคระขาวแปรผันอื่นๆ
- X - สเปกตรัมที่แปลกประหลาดหรือไม่จำแนกประเภท
วิวัฒนาการของดาวแคระขาว
ดาวแคระขาวเริ่มวิวัฒนาการของพวกมันในฐานะแกนกลางที่เสื่อมโทรมของดาวยักษ์แดงที่เปลือกของมันออก นั่นคือในฐานะดาวใจกลางของเนบิวลาดาวเคราะห์อายุน้อย อุณหภูมิของโฟโตสเฟียร์ของนิวเคลียสของเนบิวลาดาวเคราะห์อายุน้อยนั้นสูงมาก - ตัวอย่างเช่น อุณหภูมิของดาวใจกลางของเนบิวลา NGC 7293 อยู่ในช่วง 90,000 K (ประมาณจากเส้นดูดกลืน) ถึง 130,000 K (ประมาณจากรังสีเอกซ์ คลื่นความถี่). ที่อุณหภูมิดังกล่าว ส่วนใหญ่ของสเปกตรัมตกกระทบกับรังสีอัลตราไวโอเลตแบบแข็งและรังสีเอกซ์แบบอ่อน
ในเวลาเดียวกัน ดาวแคระขาวที่สังเกตพบในสเปกตรัมของมันถูกแบ่งออกเป็นสองกลุ่มใหญ่ - "ไฮโดรเจน" สเปกตรัมประเภท DA ในสเปกตรัมที่ไม่มีเส้นฮีเลียมซึ่งคิดเป็น ~ 80% ของประชากรดาวแคระขาว และ "ฮีเลียม" สเปกตรัมประเภท DB ที่ไม่มีเส้นไฮโดรเจนในสเปกตรัมที่ประกอบขึ้นเป็น 20% ของประชากรส่วนใหญ่ สาเหตุของความแตกต่างในองค์ประกอบของบรรยากาศของดาวแคระขาวยังคงไม่ชัดเจนเป็นเวลานาน ในปี 1984 Iko Iben ได้พิจารณาสถานการณ์ที่ดาวแคระขาวจะ "หนี" จากดาวยักษ์แดงที่เต้นเป็นจังหวะซึ่งตั้งอยู่บนกิ่งยักษ์ที่ไม่มีการแสดงอาการ ในระยะการเต้นที่ต่างกัน ในระยะสุดท้ายของวิวัฒนาการ ดาวยักษ์แดงที่มีมวลมากถึง 10 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ อันเป็นผลมาจากการ "เผาไหม้" ของแกนฮีเลียม ก่อตัวเป็นแกนที่เสื่อมโทรม ซึ่งส่วนใหญ่ประกอบด้วยธาตุคาร์บอนและธาตุที่หนักกว่า ล้อมรอบด้วยธาตุที่ไม่เสื่อมสภาพ แหล่งแผ่นฮีเลียมซึ่งมีปฏิกิริยาฮีเลียมสามตัวเกิดขึ้น ในทางกลับกัน ข้างบนนั้นเป็นแหล่งไฮโดรเจนชั้น ซึ่งปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ของวัฏจักรเบธเกิดขึ้น การเปลี่ยนแปลงของไฮโดรเจนเป็นฮีเลียม ล้อมรอบด้วยเปลือกไฮโดรเจน ดังนั้นแหล่งกำเนิดชั้นไฮโดรเจนภายนอกจึงเป็น "ผู้ผลิต" ของฮีเลียมสำหรับแหล่งกำเนิดชั้นฮีเลียม การเผาไหม้ฮีเลียมในแหล่งกำเนิดเป็นชั้น ๆ นั้นขึ้นอยู่กับความไม่เสถียรทางความร้อนเนื่องจากการขึ้นอยู่กับอุณหภูมิที่สูงมาก และสิ่งนี้ทำให้รุนแรงขึ้นด้วยอัตราการแปลงไฮโดรเจนเป็นฮีเลียมที่สูงกว่าเมื่อเทียบกับอัตราการเผาไหม้ฮีเลียม ผลที่ได้คือการสะสมของฮีเลียม, การบีบอัดจนถึงจุดเริ่มต้นของการเสื่อมสภาพ, การเพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็วของอัตราการเกิดปฏิกิริยาฮีเลียมสามเท่าและการพัฒนา ชั้นฮีเลียมแฟลช.
ในเวลาอันสั้นมาก (~30 ปี) ความส่องสว่างของแหล่งกำเนิดฮีเลียมเพิ่มขึ้นมากจนการเผาไหม้ฮีเลียมเข้าสู่ระบบการพาความร้อน ชั้นจะขยายตัว ผลักแหล่งกำเนิดชั้นไฮโดรเจนออกไปด้านนอก ซึ่งนำไปสู่การเย็นตัวและการหยุดของไฮโดรเจน การเผาไหม้ หลังจากที่ฮีเลียมส่วนเกินเผาไหม้ออกในระหว่างการระเบิด ความส่องสว่างของชั้นฮีเลียมจะลดลง ชั้นไฮโดรเจนด้านนอกของดาวยักษ์แดงจะหดตัว และแหล่งกำเนิดชั้นไฮโดรเจนจะจุดไฟอีกครั้ง
ไอเบนแนะนำว่าดาวยักษ์แดงที่เต้นเป็นจังหวะสามารถผละเปลือกของมันออก กลายเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ ทั้งในเฟสฮีเลียมแฟลชและในระยะสงบซึ่งมีแผ่นไฮโดรเจนที่มีแหล่งกำเนิด และเนื่องจากพื้นผิวการแยกเปลือกขึ้นอยู่กับเฟส เมื่อเปลือกเป็น ดาวแคระขาว "ฮีเลียม" ของสเปกตรัมประเภท DB ถูกเปิดเผยออกมาในระหว่างที่ฮีเลียมฉายแสง และเมื่อซองจดหมายถูกปล่อยออกมาโดยยักษ์ที่มีแหล่งกำเนิดไฮโดรเจนแบบแผ่น ระยะเวลาของฮีเลียมวาบอยู่ที่ประมาณ 20% ของระยะเวลาของวัฏจักรการเต้นเป็นจังหวะ ซึ่งจะอธิบายอัตราส่วนของไฮโดรเจนและดาวแคระฮีเลียม DA:DB ~ 80:20
ดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ (หนักกว่าดวงอาทิตย์ 7-10 เท่า) ในบางจุด "เผา" ไฮโดรเจน ฮีเลียม และคาร์บอน และกลายเป็นดาวแคระขาวที่มีแกนกลางที่อุดมด้วยออกซิเจน ดาว SDSS 0922+2928 และ SDSS 1102+2054 ที่มีบรรยากาศที่มีออกซิเจนเป็นเครื่องยืนยัน
เนื่องจากดาวแคระขาวขาดแหล่งพลังงานเทอร์โมนิวเคลียร์ของพวกมันเอง พวกมันจึงแผ่รังสีออกมาด้วยค่าใช้จ่ายสำรองความร้อนของพวกมัน พลังการแผ่รังสีของวัตถุสีดำ (พลังงานที่รวมเข้ากับสเปกตรัมทั้งหมด) ต่อหน่วยพื้นที่ผิว เป็นสัดส่วนกับกำลังที่สี่ของอุณหภูมิร่างกาย:
j = σ T 4 , (\displaystyle j=\sigma T^(4),)ที่ไหน เจ (\displaystyle j)คือกำลังต่อหน่วยพื้นที่ของพื้นผิวที่แผ่รังสี และ σ (\displaystyle \sigma )คือค่าคงที่สเตฟาน-โบลต์ซมันน์
ตามที่ระบุไว้แล้ว อุณหภูมิไม่รวมอยู่ในสมการสถานะของก๊าซอิเล็กตรอนที่เสื่อมสภาพ กล่าวคือ รัศมีของดาวแคระขาวและพื้นที่แผ่รังสียังคงไม่เปลี่ยนแปลง ดังนั้น ประการแรกสำหรับดาวแคระขาวไม่มีมวล-ความสว่าง การพึ่งพาอาศัยกัน แต่มีการพึ่งพาความส่องสว่างตามอายุ (ขึ้นอยู่กับอุณหภูมิเท่านั้น แต่ไม่ได้ขึ้นอยู่กับพื้นที่ของพื้นผิวที่แผ่รังสี) และประการที่สองดาวแคระขาวอายุน้อยที่ร้อนแรงยิ่งควรเย็นลงอย่างรวดเร็วเนื่องจากฟลักซ์การแผ่รังสีและดังนั้น อัตราการทำความเย็นเป็นสัดส่วนกับกำลังที่สี่ของอุณหภูมิ
เป็นที่น่าสังเกตว่าใน ระยะแรกการเย็นตัวของดาวแคระขาว การระบายความร้อนด้วยนิวตริโนมีบทบาทสำคัญอย่างยิ่ง เมื่อมีความสว่างสูง กระบวนการเหล่านี้สามารถขจัดพลังงานออกจากภายในของดาวได้มากกว่าที่ปล่อยออกมาจากพื้นผิวในรูปของโฟตอน การระบายความร้อนด้วยนิวตริโนขึ้นอยู่กับอุณหภูมิเป็นอย่างมาก กระบวนการที่อ่อนแอต่างๆ ที่เกิดขึ้นระหว่างการทำความเย็นสามารถแปรผันตามสัดส่วน T 6 (\displaystyle T^(6))ก่อน T 9 (\displaystyle T^(9)).
ดาวแคระขาวเย็นตัวลง
ในขีดจำกัด หลังจากเย็นตัวลงหลายหมื่นล้านปี ดาวแคระขาวใดๆ ควรกลายเป็นคนแคระดำ (ซึ่งไม่ปล่อยแสงที่มองเห็นได้) แม้ว่าจนถึงขณะนี้ยังไม่มีการสังเกตวัตถุดังกล่าวในจักรวาล (ตามรายงานบาง [ อะไร?] การคำนวณต้องใช้เวลาอย่างน้อย 10 15 ปีเพื่อให้ดาวแคระขาวเย็นตัวลงที่อุณหภูมิ 5 K) ตั้งแต่เวลาที่ผ่านไปตั้งแต่การก่อตัวของดาวฤกษ์ดวงแรกในจักรวาลคือ (ตามแนวคิดสมัยใหม่) ประมาณ 13 พันล้านปี แต่ดาวแคระขาวบางดวงได้ระบายความร้อนด้วยอุณหภูมิที่ต่ำกว่า 4000 เคลวินแล้ว (เช่น ดาวแคระขาว WD 0346+246 และ SDSS J110217, 48+411315.4 โดยมีอุณหภูมิ 3700-3800 K และประเภทสเปกตรัม M0 ที่ระยะห่างประมาณ 100 ปีแสงจาก ดวงอาทิตย์) ซึ่งเมื่อรวมกับขนาดที่เล็กแล้ว ทำให้การตรวจจับยากมาก
ในขั้นตอนสุดท้ายของการทำให้ดาวแคระดำเย็นตัวลง (หลังจากผ่านไป 10 15 ปี) กระบวนการจับแรงโน้มถ่วงและการทำลายล้างของสสารมืดจะมีบทบาทสำคัญ หากไม่มีแหล่งพลังงานเพิ่มเติม ดาวแคระดำจะเย็นลงและหรี่ลงจนกว่าอุณหภูมิของพวกมันจะเท่ากับอุณหภูมิพื้นหลังของเอกภพ อย่างไรก็ตาม ต้องขอบคุณพลังงานที่พวกมันดึงออกมาจากการทำลายล้างของสสารมืด ดาวแคระขาวจะสามารถแผ่พลังงานเพิ่มเติมออกมาได้เป็นเวลานานมาก พลังงานเต็มการแผ่รังสีของดาวแคระดำดวงหนึ่งอันเนื่องมาจากกระบวนการทำลายล้างของสสารมืดมีค่าประมาณ 10 15 วัตต์ และถึงแม้ว่าพลังงานที่ไม่มีนัยสำคัญนี้จะอ่อนแอกว่าพลังงานรังสีดวงอาทิตย์ประมาณหนึ่งแสนล้าน (10 11) เท่า แต่ก็เป็นกลไกการผลิตพลังงานที่จะเป็นกลไกหลักในดาวแคระดำที่เกือบจะเย็นลงในอนาคต การผลิตพลังงานดังกล่าวจะดำเนินต่อไปตราบใดที่รัศมีดาราจักรยังคงไม่บุบสลาย นั่นคือ เป็นเวลา 10 20 - 10 25 ปี จากนั้นการทำลายล้างของสสารมืดจะค่อยๆ หยุดลงและจะเย็นลงอย่างสมบูรณ์
ปรากฏการณ์ทางดาราศาสตร์ที่เกี่ยวข้องกับดาวแคระขาว
การแผ่รังสีเอกซ์จากดาวแคระขาว
ข้าว. 10. สแน็ปช็อตของซิเรียสในช่วงเอ็กซ์เรย์แบบอ่อน องค์ประกอบที่สว่างคือดาวแคระขาว Sirius B องค์ประกอบที่มืดคือ Sirius A
อุณหภูมิพื้นผิวของดาวแคระขาวอายุน้อย แกนดาวไอโซทรอปิกหลังการปล่อยเปลือกออกมานั้นสูงมาก - มากกว่า 2⋅10 5 K อย่างไรก็ตาม มันลดลงค่อนข้างเร็วเนื่องจากการแผ่รังสีจากพื้นผิว ดาวแคระขาวอายุน้อยมากดังกล่าวพบได้ในช่วงเอ็กซ์เรย์ (เช่น การสังเกตดาวแคระขาว HZ 43 โดยดาวเทียม ROSAT) ในช่วงรังสีเอกซ์ ความส่องสว่างของดาวแคระขาวมีมากกว่าความส่องสว่างของดาวฤกษ์ในลำดับหลัก: รูปภาพของซิเรียสที่ถ่ายโดยกล้องโทรทรรศน์รังสีเอกซ์จันทรา (ดูรูปที่ 10) สามารถใช้เป็นภาพประกอบ - สีขาวบนนั้น คนแคระ Sirius B ดูสว่างกว่า Sirius A ของคลาสสเปกตรัม A1 ซึ่งอยู่ในช่วงแสงที่สว่างกว่า Sirius B ~ 10,000 เท่า
อุณหภูมิพื้นผิวของดาวแคระขาวที่ร้อนแรงที่สุดคือ 7⋅10 4 K , อุณหภูมิที่เย็นที่สุดน้อยกว่า 4⋅10 3 K (ดู ตัวอย่างเช่น Van Maanen's Star และ WD 0346+246 ด้วย SDSS J110217, 48+411315.4 ของสเปกตรัมประเภท M0 ).
คุณลักษณะของการแผ่รังสีของดาวแคระขาวในช่วงรังสีเอกซ์คือข้อเท็จจริงที่ว่าแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์สำหรับพวกมันคือโฟโตสเฟียร์ซึ่งทำให้พวกมันแตกต่างจากดาวฤกษ์ "ปกติ" อย่างมาก: ในระยะหลังมงกุฎจะปล่อย X -รังสีที่ได้รับความร้อนถึงหลายล้านเคลวิน และอุณหภูมิของโฟโตสเฟียร์ต่ำเกินไปสำหรับการปล่อยรังสีเอกซ์
การเพิ่มขึ้นสู่ดาวแคระขาวในระบบเลขฐานสอง
ในระหว่างการวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ที่มีมวลต่างกันในระบบดาวคู่ อัตราการวิวัฒนาการของส่วนประกอบจะไม่เท่ากัน ในขณะที่องค์ประกอบที่มีมวลมากกว่าสามารถพัฒนาเป็นดาวแคระขาว ในขณะที่มวลน้อยกว่าจะยังคงอยู่ในลำดับหลักในเวลานี้ . ในทางกลับกัน เมื่อองค์ประกอบที่มีมวลน้อยกว่าออกจากลำดับหลักระหว่างวิวัฒนาการและเคลื่อนไปยังกิ่งยักษ์แดง ขนาดของดาวฤกษ์ที่กำลังพัฒนาจะเริ่มโตขึ้นจนเต็มกลีบโรชของมัน เนื่องจากกลีบ Roche ของส่วนประกอบของระบบเลขฐานสองสัมผัสกันที่จุด Lagrange L 1 ในขั้นตอนนี้ของวิวัฒนาการขององค์ประกอบที่มีมวลน้อยกว่าซึ่งผ่านจุด L 1 การไหลของสสารจากดาวยักษ์แดงเข้าสู่ กลีบ Roche ของดาวแคระขาวเริ่มต้นขึ้นและเพิ่มมวลสารที่อุดมด้วยไฮโดรเจนบนพื้นผิวของมัน (ดูรูปที่ 11) ซึ่งนำไปสู่ปรากฏการณ์ทางดาราศาสตร์หลายประการ:
- การเพิ่มขึ้นแบบไม่คงที่บนดาวแคระขาว ถ้าดาวข้างเคียงเป็นดาวแคระแดงมวลมาก จะนำไปสู่การเกิดขึ้นของดาวแคระโนวา (U Gem (UG)) และดาวแปรผันคล้ายโนวา
- การเพิ่มมวลบนดาวแคระขาวซึ่งมีสนามแม่เหล็กแรงสูง ส่งตรงไปยังบริเวณขั้วแม่เหล็กของดาวแคระขาว และกลไกการแผ่รังสีไซโคลตรอนของพลาสมาที่เพิ่มขึ้นในบริเวณรอบวงของสนามแม่เหล็กของดาวแคระทำให้เกิดโพลาไรซ์ที่รุนแรง การแผ่รังสีในบริเวณที่มองเห็นได้ (ขั้วและขั้วกลาง)
- การเพิ่มจำนวนลงบนดาวแคระขาวของสสารที่อุดมด้วยไฮโดรเจนทำให้เกิดการสะสมบนพื้นผิว (ประกอบด้วยฮีเลียมเป็นส่วนใหญ่) และให้ความร้อนจนถึงอุณหภูมิของปฏิกิริยาฮีเลียมฟิวชัน ซึ่งในกรณีของความไม่เสถียรทางความร้อน จะทำให้เกิดการระเบิดที่สังเกตได้ว่าเป็นโนวา การระเบิด.
- การรวมตัวกันที่ยาวและเข้มข้นอย่างเพียงพอบนดาวแคระขาวมวลมากนำไปสู่มวลของมันที่เกินขีดจำกัดจันทรเสกขาร์ และการระเบิดแสนสาหัสที่สังเกตพบเป็นซุปเปอร์โนวาประเภท Ia (ดูรูปที่ 12)
หมายเหตุ
- Ya. B. Zeldovich, S. I. Blinnikov, N. I. Shakuraรากฐานทางกายภาพของโครงสร้างและวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ - ม. : มก., 2524.
- Sinuosites observées dans le mouvement propre de Sirius, รูปที่ 320, Flammarion C., Les étoiles et les curiosités du ciel, อาหารเสริม "l'Astronomie populaire", Marpon et Flammarion, 1882
- อี. ชัทซ์มัน.ดาวแคระขาว. - อัมสเตอร์ดัม: North-Holland, 1958. - S. 1.
- แคตตาล็อกของ Double Stars, William Herschel, ธุรกรรมเชิงปรัชญาของราชสมาคมแห่งลอนดอน 75 (1785), น. 40-126
- เกี่ยวกับการเคลื่อนไหวที่เหมาะสมของ Procyon และ Sirius(ภาษาอังกฤษ) . ประกาศประจำเดือนของราชสมาคมดาราศาสตร์(12/1844). วันที่รักษา 22 กรกฎาคม 2552 เก็บถาวรจากต้นฉบับเมื่อ 22 สิงหาคม 2554
- Flammarion C. (1877)
ดาวแคระขาวมาจากไหน?
สิ่งที่จะกลายเป็นดาวฤกษ์เมื่อสิ้นสุดเส้นทางชีวิตของดาวนั้นขึ้นอยู่กับมวลของดาวฤกษ์ที่เกิด ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากแต่เดิมกลับกลายเป็นหลุมดำและดาวนิวตรอน ดาวที่มีมวลต่ำหรือปานกลาง (ที่มีมวลน้อยกว่า 8 เท่าของมวลดวงอาทิตย์) จะกลายเป็นดาวแคระขาว ดาวแคระขาวทั่วไปมีมวลประมาณดวงอาทิตย์และใหญ่กว่าโลกเล็กน้อย ดาวแคระขาวเป็นสสารรูปแบบหนึ่งที่มีความหนาแน่นมากที่สุด มีความหนาแน่นเพียงดาวนิวตรอนและหลุมดำเท่านั้นที่ทะลุเข้าไปได้
ดาวฤกษ์ที่มีมวลปานกลาง เช่น ดวงอาทิตย์ของเรา มีชีวิตอยู่โดยเปลี่ยนไฮโดรเจนในแกนกลางของพวกมันให้เป็นฮีเลียม กระบวนการนี้เกิดขึ้นบนดวงอาทิตย์ในขณะนี้ พลังงานที่เกิดจากดวงอาทิตย์ผ่านการหลอมรวมของฮีเลียมจากไฮโดรเจนจะสร้างแรงดันภายใน ในอีก 5 พันล้านปีข้างหน้า ดวงอาทิตย์จะใช้แหล่งไฮโดรเจนที่แกนกลางของมันจนหมด
ดาวดวงหนึ่งสามารถเปรียบได้กับหม้อหุงความดัน เมื่อภาชนะปิดสนิทถูกทำให้ร้อน ความดันจะเพิ่มขึ้น แน่นอนสิ่งที่คล้ายกันเกิดขึ้นในดวงอาทิตย์โดยเคร่งครัดว่าดวงอาทิตย์ไม่สามารถเรียกได้ว่าเป็นภาชนะที่ปิดสนิท แรงโน้มถ่วงกระทำกับวัตถุของดาวฤกษ์ พยายามบีบอัดมัน และแรงดันที่เกิดจากก๊าซร้อนในแกนกลางจะพยายามขยายดาวฤกษ์ ความสมดุลระหว่างแรงกดและแรงโน้มถ่วงนั้นละเอียดอ่อนมาก
เมื่อดวงอาทิตย์หมดไฮโดรเจน ความสมดุลนี้จะเริ่มครอบงำแรงโน้มถ่วงและดาวจะเริ่มหดตัว อย่างไรก็ตาม ระหว่างการบีบอัดจะเกิดความร้อนขึ้นและไฮโดรเจนบางส่วนที่เหลืออยู่ในชั้นนอกของดาวก็เริ่มเผาไหม้ เปลือกไฮโดรเจนที่ลุกไหม้นี้ขยายชั้นนอกของดาวฤกษ์ เมื่อสิ่งนี้เกิดขึ้น ดวงอาทิตย์ของเราจะกลายเป็นดาวยักษ์แดง มันจะมีขนาดใหญ่มากจนดาวพุธถูกกลืนหายไปหมด เมื่อดาวมีขนาดโตขึ้น มันก็เย็นตัวลง อย่างไรก็ตาม อุณหภูมิของแกนดาวยักษ์แดงจะเพิ่มขึ้นจนสูงพอที่จะจุดฮีเลียม (สังเคราะห์จากไฮโดรเจน) ในที่สุดฮีเลียมจะกลายเป็นธาตุคาร์บอนและหนักกว่า ระยะที่ดวงอาทิตย์เป็นดาวยักษ์แดงจะใช้เวลา 1 พันล้านปี ในขณะที่ระยะการเผาไหม้ไฮโดรเจนจะใช้เวลา 10 พันล้านปี
กระจุกดาวทรงกลม M4 ภาพออปติคอลภาคพื้นดิน (ซ้าย) และภาพฮับเบิล (ขวา) ดาวแคระขาวถูกทำเครื่องหมายด้วยวงกลม ข้อมูลอ้างอิง: Harvey Richer (มหาวิทยาลัยบริติชโคลัมเบีย แวนคูเวอร์ แคนาดา) M. Bolte (มหาวิทยาลัยแคลิฟอร์เนีย ซานตาครูซ) และ NASA/ESA
เรารู้อยู่แล้วว่าดาวมวลปานกลางอย่างดวงอาทิตย์จะกลายเป็นดาวยักษ์แดง แต่จะเกิดอะไรขึ้นต่อไป? ยักษ์แดงของเราจะผลิตคาร์บอนจากฮีเลียม เมื่อฮีเลียมหมด แกนกลางจะไม่ร้อนพอที่จะเริ่มเผาคาร์บอน ตอนนี้อะไร?
เนื่องจากดวงอาทิตย์จะไม่ร้อนพอที่คาร์บอนจะเผาไหม้ แรงโน้มถ่วงจึงเข้ามาแทนที่อีกครั้ง เมื่อดาวหดตัว พลังงานจะถูกปลดปล่อยออกมา ซึ่งจะนำไปสู่การขยายตัวของเปลือกดาวฤกษ์ต่อไป ตอนนี้ดาวจะยิ่งใหญ่กว่าเดิม! รัศมีของดวงอาทิตย์ของเราจะใหญ่กว่ารัศมีวงโคจรของโลก!
ในช่วงเวลานี้ ดวงอาทิตย์จะไม่เสถียรและสูญเสียสารในดวงอาทิตย์ไป สิ่งนี้จะดำเนินต่อไปจนกว่าดาวฤกษ์จะหลุดออกจากชั้นนอกจนหมด แกนกลางของดาวจะยังคงไม่บุบสลายและกลายเป็นดาวแคระขาว ดาวแคระขาวจะถูกล้อมรอบด้วยเปลือกก๊าซที่เรียกว่าเนบิวลาดาวเคราะห์ เนบิวลาถูกเรียกว่าดาวเคราะห์เพราะผู้สังเกตการณ์ในยุคแรกคิดว่าพวกมันดูเหมือนดาวเคราะห์ยูเรนัสและเนปจูน มีเนบิวลาดาวเคราะห์หลายดวงที่สามารถมองเห็นได้ด้วยกล้องโทรทรรศน์สมัครเล่น ประมาณครึ่งหนึ่งสามารถเห็นดาวแคระขาวอยู่ตรงกลางโดยใช้กล้องโทรทรรศน์ที่ค่อนข้างเจียมเนื้อเจียมตัว
เนบิวลาดาวเคราะห์เป็นสัญญาณของการเปลี่ยนแปลงของดาวมวลปานกลางจากระยะของดาวยักษ์แดงไปสู่ระยะของดาวแคระขาว ดาวฤกษ์ที่มีมวลเท่ากับดวงอาทิตย์ของเราจะเปลี่ยนเป็นดาวแคระขาวในเวลาประมาณ 75,000 ปี และจะค่อยๆ ลอกเปลือกของพวกมันออก ในที่สุด เช่นเดียวกับดวงอาทิตย์ของเรา พวกมันจะค่อยๆ เย็นลงและกลายเป็นก้อนคาร์บอนสีดำ ซึ่งเป็นกระบวนการที่จะใช้เวลาประมาณ 10 พันล้านปี
การสังเกตดาวแคระขาว
มีหลายวิธีในการสังเกตดาวแคระขาว ดาวแคระขาวที่ค้นพบครั้งแรกคือดาวข้างเคียงกับซิเรียส ซึ่งเป็นดาวสว่างในกลุ่มดาว หมาใหญ่. ในปี ค.ศ. 1844 ฟรีดริช เบสเซล นักดาราศาสตร์สังเกตเห็นการเคลื่อนไหวไปข้างหน้าและข้างหลังที่อ่อนแอในซีเรียส ราวกับว่ามีวัตถุที่มองไม่เห็นหมุนรอบตัวเขา ในปี 1863 นักออกแบบแว่นตาและกล้องโทรทรรศน์ Elvan Clark ค้นพบวัตถุลึกลับนี้ ภายหลังดาวข้างเคียงถูกระบุว่าเป็นดาวแคระขาว คู่นี้เรียกว่า Sirius A และ Sirius B โดยที่ B เป็นดาวแคระขาว ระยะเวลาการโคจรของระบบนี้คือ 50 ปี
ลูกศรชี้ไปที่ดาวแคระขาว Sirius B ถัดจากดาว Sirius A ที่ใหญ่กว่า Ref:McDonald Observatory,NASA/SAO/CXC)
เนื่องจากดาวแคระขาวมีขนาดเล็กมากและตรวจจับได้ยาก ระบบเลขฐานสองจึงเป็นวิธีหนึ่งในการตรวจจับดาวแคระขาว ในกรณีของซิเรียส หากดาวฤกษ์มีการเคลื่อนไหวที่อธิบายไม่ได้ เราอาจพบว่าดาวดวงเดียวเป็นระบบหลายระบบ เมื่อตรวจสอบอย่างใกล้ชิด ก็สามารถระบุได้ว่าดาวข้างเคียงเป็นดาวแคระขาวหรือไม่ กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลซึ่งมีกระจกยาว 2.4 เมตรและเลนส์ที่ได้รับการปรับปรุง ประสบความสำเร็จในการสังเกตดาวแคระขาวโดยใช้กล้องดาวเคราะห์มุมกว้าง ในเดือนสิงหาคม 1995 กล้องนี้สังเกตเห็นดาวแคระขาวมากกว่า 75 ดวงในกระจุกดาวทรงกลม M4 ในกลุ่มดาวแมงป่อง ดาวแคระขาวเหล่านี้สลัวมากจนแสงที่สว่างที่สุดไม่สว่างเท่าหลอดไฟ 100 วัตต์ที่อยู่ห่างจากดวงจันทร์ M4 อยู่ห่างออกไป 7,000 ปีแสง และเป็นกระจุกดาวทรงกลมที่อยู่ใกล้เราที่สุด อายุของมันอยู่ที่ประมาณ 14 พันล้านปี ซึ่งเป็นเหตุผลว่าทำไมดาวส่วนใหญ่ในกระจุกดาวนี้จึงอยู่ในช่วงสุดท้ายของชีวิต
ดาวแคระขาวเป็นดาวฤกษ์ที่มีมวลไม่เกินขีดจำกัดจันทรเสกขาร์ (มวลสูงสุดที่ดาวสามารถดำรงอยู่เป็นดาวแคระขาวได้) โดยปราศจากแหล่งพลังงานเทอร์โมนิวเคลียร์ของพวกมันเอง ดาวแคระขาวเป็นดาวฤกษ์ขนาดเล็กที่มีมวลเทียบเท่าหรือมากกว่ามวลดวงอาทิตย์ แต่มีรัศมีน้อยกว่า 100 เท่า ดังนั้นจึงมีความส่องสว่างแบบโบโลเมตริกน้อยกว่าดวงอาทิตย์ประมาณ 10,000 เท่า ความหนาแน่นเฉลี่ยของสสารในดาวแคระขาวภายในโฟโตสเฟียร์คือ 105-109 g/cm3 ซึ่งสูงกว่าความหนาแน่นของดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักเกือบล้านเท่า ตามความชุกของดาวแคระขาว จากการประมาณการต่างๆ 3-10% ของประชากรดาวฤกษ์ในกาแลคซีของเรา ความไม่แน่นอนของการประมาณนี้เกิดจากความยากลำบากในการสังเกตดาวแคระขาวที่อยู่ห่างไกลเนื่องจากความส่องสว่างต่ำ
ดาวแคระขาวเป็นตัวแทนของขั้นตอนสุดท้ายในการวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ขนาดเล็กที่มีมวลเทียบเท่ากับดวงอาทิตย์ เมื่อไฮโดรเจนทั้งหมดที่ใจกลางดาวฤกษ์ เช่น ดวงอาทิตย์ของเรา เผาไหม้ แกนกลางของมันจะหดตัวเป็นความหนาแน่นสูง ในขณะที่ชั้นนอกจะขยายตัวอย่างมาก และพร้อมกับการหรี่แสงโดยทั่วไป ดาวฤกษ์จะเปลี่ยนเป็น จากนั้นดาวยักษ์แดงที่เต้นเป็นจังหวะจะหลุดออกจากเปลือกของมันในขณะที่ชั้นนอกของดาวฤกษ์ถูกผูกมัดอย่างหลวม ๆ กับแกนกลางที่ร้อนและหนาแน่นมาก ต่อจากนั้น เปลือกนี้จะกลายเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ที่กำลังขยายตัว อย่างที่คุณเห็น ดาวยักษ์แดงและดาวแคระขาวมีความเกี่ยวข้องกันอย่างใกล้ชิด การกดทับของแกนกลางเกิดขึ้นได้ในขนาดที่เล็กมาก แต่ถึงกระนั้น ไม่เกินขีดจำกัดจันทรเสกขา นั่นคือขีดจำกัดสูงสุดของมวลของดาวฤกษ์ที่สามารถดำรงอยู่เป็นดาวแคระขาวได้
ดาวแคระขาวที่ค้นพบครั้งแรกคือดาว 40 Eridani B ในระบบสามดวง 40 Eridani ซึ่งรวมอยู่ในแคตตาล็อกของดาวคู่ในปี ค.ศ. 1785 โดย William Herschel ในปีพ.ศ. 2453 เฮนรี นอร์ริส รัสเซลล์ได้ดึงความสนใจไปที่ความส่องสว่างต่ำอย่างผิดปกติที่ 40 Eridani B ที่อุณหภูมิสีสูงของมัน ซึ่งต่อมาทำหน้าที่แยกดาวดังกล่าวออกเป็นดาวแคระขาวประเภทที่แยกจากกัน
ดาวแคระขาวดวงที่สองที่ค้นพบคือ Sirius B ซึ่งเป็นดาวที่สว่างที่สุดในท้องฟ้าโลก ในปี ค.ศ. 1844 ฟรีดริช เบสเซล นักดาราศาสตร์และนักคณิตศาสตร์ชาวเยอรมัน เมื่อสังเกตการณ์ซีเรียส ได้ค้นพบความเบี่ยงเบนเล็กน้อยของดาวจากการเคลื่อนที่เป็นเส้นตรง และตั้งสมมติฐานว่าซิเรียสมีดาวบริวารมวลสูงที่มองไม่เห็น ข้อสันนิษฐานของเขาได้รับการยืนยันแล้วในปี พ.ศ. 2405 เมื่อนักดาราศาสตร์และกล้องโทรทรรศน์ชาวอเมริกัน อัลแวน เกรแฮม คลาร์ก นักดาราศาสตร์และนักออกแบบกล้องโทรทรรศน์ชาวอเมริกัน ปรับการหักเหแสงที่ใหญ่ที่สุดในขณะนั้น ค้นพบใกล้ซิเรียสไม่ ดวงดาวที่สดใสภายหลังตั้งชื่อให้ Sirius B.
ดาวแคระขาวซิเรียส บี มีความส่องสว่างต่ำ และสนามโน้มถ่วงส่งผลกระทบต่อดาวคู่สว่างของมันค่อนข้างชัดเจน ซึ่งบ่งชี้ว่าดาวดวงนี้มีรัศมีขนาดเล็กมากและมีมวลมาก ด้วยเหตุนี้จึงเป็นครั้งแรกที่มีการค้นพบวัตถุประเภทหนึ่งที่เรียกว่าดาวแคระขาว
ดาวแคระขาวดวงที่สามที่ค้นพบคือ Procyon B. ในปี ค.ศ. 1844 ฟรีดริช เบสเซล ผู้อำนวยการหอดูดาวโคนิกส์แบร์ก วิเคราะห์ข้อมูลเชิงสังเกตพบว่า Procyon เบี่ยงเบนไปจากวิถีการเคลื่อนที่เป็นเส้นตรงในทรงกลมท้องฟ้าเป็นระยะ Bessel สรุปว่า Procyon ต้องมีดาวเทียมอยู่ใกล้ ดาวเทียมสีจางยังคงมองไม่เห็น และมวลของมันต้องมีขนาดใหญ่มาก เทียบได้กับมวลของซีเรียสและโพรซีออน ตามลำดับ ในปี พ.ศ. 2439 นักดาราศาสตร์ชาวอเมริกัน D. M. Scheberle ได้ค้นพบ Procyon B ซึ่งเป็นการยืนยันคำทำนายของ Bessel
กำเนิดดาวแคระขาว
แนวคิดสองประการมีบทบาทสำคัญในการอธิบายการกำเนิดของดาวแคระขาว: แนวคิดของนักดาราศาสตร์ Ernst Epik ที่ดาวยักษ์แดงก่อตัวขึ้นจากดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักอันเป็นผลมาจากการเผาไหม้เชื้อเพลิงนิวเคลียร์และข้อสันนิษฐานของนักดาราศาสตร์ Vasily Fesenkov เกิดขึ้นในไม่ช้า หลังสงครามโลกครั้งที่ 2 ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักนั้นจะสูญเสียมวล และการสูญเสียมวลนี้น่าจะส่งผลกระทบอย่างมีนัยสำคัญต่อ สมมติฐานเหล่านี้ได้รับการยืนยันอย่างสมบูรณ์
ดาวแคระขาวประกอบด้วยคาร์บอนและออกซิเจน โดยมีการเติมไฮโดรเจนและฮีเลียมเล็กน้อย แต่ดาวฤกษ์มวลสูงที่มีวิวัฒนาการสูงอาจมีแกนกลางที่ประกอบด้วยออกซิเจน นีออน หรือแมกนีเซียม ในระหว่างการวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลัก ไฮโดรเจนจะ "ถูกเผาไหม้" ซึ่งก็คือการสังเคราะห์นิวคลีโอสด้วยการก่อตัวของฮีเลียม ความเหนื่อยหน่ายดังกล่าวนำไปสู่การหยุดการปล่อยพลังงานในส่วนใจกลางของดาว การอัดตัว และด้วยเหตุนี้ อุณหภูมิและความหนาแน่นในแกนกลางของดาวก็เพิ่มขึ้น การเพิ่มขึ้นของอุณหภูมิและความหนาแน่นในแกนดาวนำไปสู่สภาวะที่มีการกระตุ้นแหล่งพลังงานความร้อนนิวเคลียร์ใหม่: การเผาไหม้ของฮีเลียม (ปฏิกิริยาฮีเลียมสามเท่าหรือกระบวนการอัลฟาสามเท่า) ซึ่งเป็นลักษณะเฉพาะของดาวยักษ์แดงและยักษ์ใหญ่
ดาวแคระขาวมีความหนาแน่นสูงมาก (106 g/cm3) ดาวแคระขาวอยู่ในสภาวะสมดุลแรงโน้มถ่วง และความดันของมันถูกกำหนดโดยความดันของก๊าซอิเล็กตรอนที่เสื่อมสภาพ อุณหภูมิพื้นผิวของดาวแคระขาวนั้นสูง - ตั้งแต่ 100,000 K ถึง 200,000 K มวลของดาวแคระขาวนั้นอยู่ใกล้กับดวงอาทิตย์ สำหรับดาวแคระขาว มีความสัมพันธ์ระหว่างมวลกับรัศมี และยิ่งมวลมาก รัศมีก็จะยิ่งเล็กลง รัศมีของดาวแคระขาวส่วนใหญ่เทียบได้กับรัศมีของโลก
วัฏจักรชีวิตของดาวแคระขาวหลังจากนั้นจะคงที่จนกระทั่งเย็นลงมาก เมื่อดาวสูญเสียความส่องสว่างและมองไม่เห็น เข้าสู่ระยะที่เรียกว่า "" ซึ่งเป็นผลสุดท้ายของวิวัฒนาการ แม้ว่าใน วรรณกรรมร่วมสมัยคำนี้ใช้น้อยลง
ดาวแคระขาวเป็นดาวฤกษ์ประเภทหนึ่งที่มีความสว่างต่ำและมีมวลมหาศาล ในดาราจักรของเรา พวกมันประกอบขึ้นเป็นสองสามเปอร์เซ็นต์ของจำนวนดาวทั้งหมด เหล่านี้เป็นวัตถุขนาดกะทัดรัดประมาณ . อุณหภูมิภายในต่ำเพื่อไม่ให้เกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ พลังงานที่เก็บไว้จะค่อยๆ ลดลงเนื่องจากการปล่อยคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า อุณหภูมิพื้นผิวของดาวแคระขาวมีตั้งแต่ 5,000° K สำหรับดาวฤกษ์ที่ "เย็น" แบบเก่า ไปจนถึง 50,000 องศา K สำหรับดาวอายุน้อยที่ "ร้อน"
มวลของดาวแคระขาวไม่เกิน 1.4 มวลดวงอาทิตย์แม้ว่าความหนาแน่นจะค่อนข้างดี - 1,000,000 - 100,000,000 g / cm³
ดาวแคระขาวเป็นวัตถุที่อยู่ใน ขั้นตอนสุดท้ายวิวัฒนาการ. ความหนาแน่นของสสารของดาวแคระขาวมีมากกว่าความหนาแน่นของดาวธรรมดาถึงล้านเท่า และความชุกของสสารในกลุ่มดาวฤกษ์อยู่ที่ 3 - 10% นอกจากนี้ ดาวแคระขาวยังแตกต่างจากดาวฤกษ์ตรงที่ปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ไม่ได้เกิดขึ้นในส่วนลึกของพวกมัน
เมื่อฮีเลียมหมด (ใน 100 - 110 ล้านปี) ก็จะกลายเป็นดาวแคระขาว
ดาวแคระขาวอายุน้อยมีอุณหภูมิสูงกว่า 2 10 5 °K บนพื้นผิว ตัวอย่างคลาสสิก- รูปภาพของดาวที่สว่างที่สุดในท้องฟ้าของเรา ซิเรียส
ได้มาจากกล้องโทรทรรศน์รังสีเอกซ์จันทรา ในด้านทัศนศาสตร์ Sirius A นั้นสว่างกว่าคู่หู Sirius B ถึง 10,000 เท่า แต่ในช่วงเอ็กซ์เรย์ ดาวแคระขาวมี เกี่ยวกับความสว่างมากขึ้น
ประกอบด้วยอะไรบ้าง
ดาวแคระขาวไม่ได้เรียบง่ายและน่าเบื่ออย่างที่คิดในแวบแรก แท้จริงแล้วถ้าไม่เกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์และอุณหภูมิต่ำ ความดันสูง, ยับยั้งการกดทับแรงโน้มถ่วงของสสาร ? ปรากฎว่ามีบทบาทชี้ขาด คุณสมบัติควอนตัมอิเล็กตรอน ภายใต้อิทธิพลของแรงโน้มถ่วง สสารถูกบีบอัดมากจนนิวเคลียสของอะตอมแทรกซึมเข้าไปในเปลือกอิเล็กตรอนของอะตอมที่อยู่ใกล้เคียง อิเล็กตรอนไม่ได้เป็นของนิวเคลียสจำเพาะอีกต่อไป แต่สามารถบินได้อย่างอิสระทั่วทั้งอวกาศภายในดาวฤกษ์ นิวเคลียสสร้างระบบที่มีพันธะแน่นเหมือนตาข่ายคริสตัล สิ่งที่น่าสนใจที่สุดจะเกิดขึ้นต่อไป แม้ว่าดาวแคระขาวจะเย็นตัวลงเนื่องจากการแผ่รังสีเข้าไปในพื้นที่โดยรอบ แต่ความเร็วเฉลี่ยของอิเล็กตรอนก็ไม่ลดลง นี่เป็นเพราะว่าตามกฎของกลศาสตร์ควอนตัม อิเล็กตรอนสองตัวที่มีสปินครึ่งจำนวนเต็มไม่สามารถอยู่ในสถานะเดียวกันได้ (หลักการของ Pauli) ซึ่งหมายความว่าจำนวนอิเล็กตรอนในสถานะต่างๆ ในดาวแคระขาวต้องไม่น้อยกว่าจำนวนอิเล็กตรอน แต่เห็นได้ชัดว่าจำนวนสถานะลดลงตามความเร็วของอิเล็กตรอนที่ลดลง ในกรณีจำกัด ถ้าความเร็วของอิเล็กตรอนทั้งหมดมีค่าเท่ากับศูนย์ พวกมันทั้งหมดจะอยู่ในสถานะเดียว เนื่องจากมีอิเล็กตรอนจำนวนมากในดาวแคระขาว จึงต้องมีหลายสถานะ และสิ่งนี้สามารถรับรองได้โดยการอนุรักษ์ความเร็วของพวกมัน ดีและ ความเร็วสูงอนุภาคจะสร้างแรงดันขนาดใหญ่ที่ต่อต้านการกดทับด้วยแรงโน้มถ่วง แน่นอน ถ้ามวลของวัตถุมีขนาดใหญ่เกินไป แรงโน้มถ่วงจะเอาชนะสิ่งกีดขวางนี้ด้วย
วิวัฒนาการ
ดาวแคระขาวส่วนใหญ่เป็นหนึ่งในขั้นตอนสุดท้ายในการวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ปกติที่มีมวลไม่มาก ดาวฤกษ์เมื่อหมดเชื้อเพลิงนิวเคลียร์สำรองแล้วจึงผ่านเข้าสู่ระยะของดาวยักษ์แดง สูญเสียส่วนหนึ่งของสสารกลายเป็นดาวแคระขาว ในกรณีนี้ เปลือกนอก - ก๊าซร้อน - กระจัดกระจายในอวกาศและสังเกตจากโลกเป็น . เป็นเวลาหลายแสนปี เนบิวลาดังกล่าวสลายไปในอวกาศ และแกนกลางหนาแน่นของพวกมัน ดาวแคระขาว ค่อยๆ เย็นตัวลงราวกับชิ้นส่วนโลหะร้อน แต่ช้ามาก เนื่องจากพื้นผิวของมันมีขนาดเล็ก เมื่อเวลาผ่านไป พวกมันควรกลายเป็นดาวแคระสีน้ำตาล (สีดำ) ซึ่งเป็นกลุ่มของสสารที่มีอุณหภูมิแวดล้อม จริงดังที่การคำนวณแสดง อาจใช้เวลาหลายพันล้านปี
เห็นได้ชัดว่าการค้นพบดาวแคระน้ำตาลถูกขัดขวางโดยความส่องสว่างต่ำของพวกมัน ดาวแคระน้ำตาลดวงหนึ่งอยู่ในกลุ่มดาวไฮดรา ความฉลาดของมันอยู่ที่ 22.3 เท่านั้น ความพิเศษของการค้นพบนี้อยู่ที่ข้อเท็จจริงที่ว่าดาวแคระน้ำตาลที่ค้นพบก่อนหน้านี้เป็นส่วนหนึ่งของระบบเลขฐานสอง ซึ่งเป็นสาเหตุที่ทำให้สามารถค้นพบดาวแคระน้ำตาลเหล่านี้ได้ และดาวแคระน้ำตาลดวงนี้เป็นดวงเดียว พบเพียงเพราะอยู่ใกล้โลกเท่านั้น โดยอยู่ห่างออกไปเพียง 33 ปีแสง
สันนิษฐานว่าดาวแคระน้ำตาลในปัจจุบันไม่ใช่ดาวแคระขาวที่เย็นตัว (เวลาผ่านไปน้อยเกินไป) แต่เป็นดาวที่ "ด้อยพัฒนา" อย่างที่คุณทราบ ดาวฤกษ์เกิดจากเมฆก๊าซและฝุ่น และเมฆก้อนหนึ่งก่อให้เกิดดาวฤกษ์หลายดวงที่มีมวลต่างกัน ถ้าก้อนก๊าซอัดมีมวลน้อยกว่าดวงอาทิตย์ 10-100 เท่า จะเกิดดาวแคระน้ำตาลขึ้น พวกมันถูกทำให้ร้อนอย่างรุนแรงจากแรงอัดโน้มถ่วงและแผ่รังสีในช่วงอินฟราเรด ปฏิกิริยานิวเคลียร์ไม่เกิดขึ้นในดาวแคระน้ำตาล
เปิด
ในช่วงต้นทศวรรษที่ 30 ศตวรรษที่ 20 โดยทั่วไปมีทฤษฎี โครงสร้างภายในดาว เมื่อพิจารณาจากมวลของดาวฤกษ์และของมัน องค์ประกอบทางเคมีนักทฤษฎีสามารถคำนวณลักษณะเฉพาะที่สังเกตได้ทั้งหมดของดาวดวงหนึ่ง - ความส่องสว่าง รัศมี อุณหภูมิพื้นผิว ฯลฯ อย่างไรก็ตาม ภาพที่กลมกลืนกันนี้ถูกดาวดวงหนึ่งละเมิด 40 เอริดานี บีถูกค้นพบโดยนักดาราศาสตร์ชาวอังกฤษ วิลเลียม เฮอร์เชล ในปี ค.ศ. 1783 สำหรับอุณหภูมิที่สูง มันมีความส่องสว่างน้อยเกินไป ดังนั้นจึงมีขนาดที่เล็กเกินไป จากมุมมองของฟิสิกส์คลาสสิก เรื่องนี้ไม่สามารถอธิบายได้ ในเวลาต่อมาก็พบคนอื่นๆ ดาวไม่ธรรมดา. การค้นพบที่มีชื่อเสียงที่สุดคือการค้นพบ Sirius B ซึ่งเป็นดาวเทียมที่มองไม่เห็นของดาวที่สว่างที่สุด Sirius นักดาราศาสตร์ฟรีดริช วิลเฮล์ม เบสเซล (นักคณิตศาสตร์และนักดาราศาสตร์ชาวเยอรมัน) สังเกตการณ์ซีเรียส พบว่าเขาไม่ได้เคลื่อนที่เป็นเส้นตรง แต่ "เคลื่อนไปตามไซนัสเล็กน้อย" การสังเกตและสะท้อนประมาณสิบปีทำให้เบสเซลสรุปได้ว่ามีดาวดวงที่สองอยู่ข้างๆ ซิเรียส ซึ่งมีผลต่อแรงโน้มถ่วงบนดาวดวงนั้น
การคาดการณ์ของ Bessel ได้รับการยืนยันหลังจาก A. Clark ในปี 1862 ได้ออกแบบกล้องโทรทรรศน์ที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางเลนส์ 46 ซม. ในเวลานั้นเป็นกล้องโทรทรรศน์ที่ใหญ่ที่สุดในโลก เพื่อตรวจสอบคุณภาพของเลนส์ เขาถูกส่งไปยัง Sirius ซึ่งเป็นดาวที่สว่างที่สุด ดาวอีกดวงปรากฏขึ้นในมุมมองของกล้องโทรทรรศน์ซึ่งมีแสงสลัวซึ่งเบสเซลทำนายไว้
อุณหภูมิของ Sirius B นั้นสูงถึง 25,000 K - สูงกว่าอุณหภูมิ Sirius A ที่สว่าง 2.5 เท่า เมื่อพิจารณาถึงขนาดของดาวแล้ว สิ่งนี้บ่งชี้ว่าสารมีความหนาแน่นสูงมาก - 106 g / cm³ ปลอกนิ้วของสารดังกล่าวจะมีน้ำหนักหนึ่งล้านตันบนโลก
เมื่อมันปรากฏออกมา ดาวแคระขาวเป็น "จุดจบ" ของดาวฤกษ์ที่มีต้นกำเนิดมาจากดาวฤกษ์ธรรมดา ความสมดุลของดาวฤกษ์ธรรมดานั้นคงอยู่โดยแรงดันของพลาสมาร้อน ซึ่งตรงข้ามกับแรงโน้มถ่วง (ความโน้มถ่วง) เพื่อรักษาสมดุล จำเป็นต้องมีแหล่งพลังงานภายใน มิฉะนั้น ดาวฤกษ์ที่สูญเสียพลังงานจากการแผ่รังสีของกระแสแสงสู่อวกาศรอบข้าง จะไม่สามารถต้านทานการเผชิญหน้ากับกองกำลังได้ ดังนั้น แหล่งภายในปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์คือการเปลี่ยนไฮโดรเจนเป็นฮีเลียม ทันทีใน ภาคกลางไฮโดรเจนทั้งหมด "เผาไหม้" ของดาวฤกษ์ ความสมดุลถูกรบกวนและดาวเริ่มหดตัวภายใต้แรงโน้มถ่วงของมันเอง ความหนาแน่นโดยทั่วไปของวัตถุรอบตัวเราคือไม่กี่กรัมต่อ 1 ซม.³ (โดยประมาณนี่คือความหนาแน่นของลักษณะเฉพาะของอะตอม) ดาวฤกษ์อย่างดวงอาทิตย์ของเรามีความหนาแน่นเฉลี่ยเท่ากัน อย่างไรก็ตาม หากดาวธรรมดาถูกบีบอัด 100 เท่า อะตอมจะ "บีบ" เข้าหากันและดาวจะกลายเป็นอะตอมยักษ์หนึ่งอะตอมซึ่งมีระดับพลังงาน อะตอมแต่ละตัว"ติดกัน. ที่ความหนาแน่นดังกล่าว อิเล็กตรอนจะสร้างก๊าซอิเล็กตรอนที่เรียกว่า degenerate ซึ่งเป็นสถานะควอนตัมพิเศษที่อิเล็กตรอนทั้งหมดของดาวแคระขาว "รู้สึก" ซึ่งกันและกันและก่อตัวเป็นทีมเดียว - เขาเป็นคนที่ต่อต้านการหดตัวของแรงโน้มถ่วง ดังนั้นดาวฤกษ์จึงกลายเป็นแกนกลางหนาแน่น - ดาวแคระขาว
ดาวแคระขาวเป็นดาวฤกษ์ที่ค่อนข้างธรรมดาในอวกาศของเรา นักวิทยาศาสตร์เรียกสิ่งนี้ว่าผลจากการวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ ซึ่งเป็นขั้นตอนสุดท้ายของการพัฒนา โดยรวมแล้ว มีสองสถานการณ์สำหรับการดัดแปลงวัตถุดาวฤกษ์ ในกรณีหนึ่งขั้นตอนสุดท้ายคือดาวนิวตรอน ในอีกกรณีหนึ่งคือหลุมดำ คนแคระเป็นขั้นตอนสุดท้ายของวิวัฒนาการ พวกมันมีระบบดาวเคราะห์รอบตัวพวกเขา นักวิทยาศาสตร์สามารถระบุสิ่งนี้ได้โดยการตรวจสอบตัวอย่างที่อุดมด้วยโลหะ
พื้นหลัง
ดาวแคระขาวเป็นดาวฤกษ์ที่ดึงดูดความสนใจของนักดาราศาสตร์ในปี 1919 เป็นครั้งแรกที่นักวิทยาศาสตร์จากเนเธอร์แลนด์ Maanen ค้นพบวัตถุท้องฟ้าดังกล่าว สำหรับเวลาของเขา ผู้เชี่ยวชาญได้ค้นพบที่ค่อนข้างผิดปรกติและไม่คาดฝัน คนแคระที่เขาเห็นดูเหมือนดาว แต่มีขนาดเล็กที่ไม่ได้มาตรฐาน อย่างไรก็ตามสเปกตรัมนั้นราวกับว่ามันเป็นเทห์ฟากฟ้าขนาดใหญ่
สาเหตุของปรากฏการณ์ประหลาดดังกล่าวดึงดูดนักวิทยาศาสตร์มาเป็นเวลานาน จึงมีความพยายามอย่างมากในการศึกษาโครงสร้างของดาวแคระขาว ความก้าวหน้าเกิดขึ้นเมื่อพวกเขาแสดงและพิสูจน์สมมติฐานของโครงสร้างโลหะต่างๆ มากมายในบรรยากาศของเทห์ฟากฟ้า
จำเป็นต้องชี้แจงว่าโลหะในวิชาฟิสิกส์ดาราศาสตร์เป็นองค์ประกอบทุกชนิด โมเลกุลที่หนักกว่าไฮโดรเจน ฮีเลียม และองค์ประกอบทางเคมีของพวกมันมีความก้าวหน้ามากกว่าสารประกอบทั้งสองนี้ ฮีเลียม ไฮโดรเจน ตามที่นักวิทยาศาสตร์สร้างได้ แพร่หลายในจักรวาลของเรามากกว่าสารอื่นๆ ด้วยเหตุนี้ จึงตัดสินใจกำหนดให้ทุกอย่างอื่นเป็นโลหะ
การพัฒนาธีม
แม้ว่าดาวแคระขาวที่มีขนาดแตกต่างกันมากจากดวงอาทิตย์จะสังเกตเห็นได้เป็นครั้งแรกในวัย 20 ปี แต่ไม่ถึงครึ่งศตวรรษต่อมาที่ผู้คนค้นพบว่าการมีอยู่ของโครงสร้างโลหะในชั้นบรรยากาศของดาวฤกษ์นั้นไม่ใช่ปรากฏการณ์ปกติ ปรากฏว่าเมื่อรวมอยู่ในชั้นบรรยากาศแล้ว นอกเหนือไปจากสารสองชนิดที่พบบ่อยที่สุด คือ สารที่หนักกว่า พวกมันจะถูกเคลื่อนย้ายไปยังชั้นที่ลึกกว่า สารหนักที่อยู่ในโมเลกุลของฮีเลียม ไฮโดรเจน จะต้องเคลื่อนที่ไปยังแกนกลางของดาวในที่สุด
มีการระบุสาเหตุหลายประการสำหรับกระบวนการนี้ รัศมีของดาวแคระขาวมีขนาดเล็ก วัตถุของดาวฤกษ์ดังกล่าวมีขนาดกะทัดรัดมาก - มันไม่ได้มาเพื่ออะไรที่พวกเขาได้ชื่อมา โดยเฉลี่ยแล้วรัศมีนั้นเทียบได้กับโลก ในขณะที่น้ำหนักนั้นใกล้เคียงกับน้ำหนักของดาวฤกษ์ที่ส่องสว่างระบบดาวเคราะห์ของเรา อัตราส่วนของขนาดและน้ำหนักนี้ทำให้เกิดการเร่งความเร็วของพื้นผิวโน้มถ่วงที่มีขนาดใหญ่เป็นพิเศษ ดังนั้น การสะสมของโลหะหนักในบรรยากาศไฮโดรเจนและฮีเลียมเกิดขึ้นเพียงไม่กี่วันหลังจากที่โมเลกุลเข้าสู่มวลก๊าซทั้งหมด
โอกาสและระยะเวลา
บางครั้งลักษณะพิเศษของดาวแคระขาวนั้นทำให้กระบวนการตกตะกอนของโมเลกุลของสารหนักสามารถลากต่อไปได้เป็นเวลานาน ตัวเลือกที่ดีที่สุดจากมุมมองของผู้สังเกตการณ์จากโลกคือกระบวนการที่ใช้เวลาหลายล้าน หลายสิบล้านปี และช่วงเวลาดังกล่าวยังเล็กมากเมื่อเทียบกับระยะเวลาของการดำรงอยู่ของร่างกายดาวเอง
วิวัฒนาการของดาวแคระขาวเป็นลักษณะที่การก่อตัวส่วนใหญ่ที่มนุษย์สังเกตได้ในขณะนี้มีอายุหลายร้อยล้านปีของโลกแล้ว หากเราเปรียบเทียบสิ่งนี้กับกระบวนการดูดซับโลหะที่ช้าที่สุดโดยนิวเคลียส ความแตกต่างมีนัยสำคัญมากกว่า ดังนั้น การตรวจจับโลหะในชั้นบรรยากาศของดาวฤกษ์ดวงหนึ่งที่สังเกตได้ทำให้เราสรุปได้อย่างมั่นใจว่าในตอนแรกร่างกายไม่มีองค์ประกอบของบรรยากาศเช่นนั้น มิฉะนั้น การรวมตัวของโลหะทั้งหมดจะหายไปนานแล้ว
ทฤษฎีและการปฏิบัติ
การสังเกตการณ์ที่อธิบายข้างต้น เช่นเดียวกับข้อมูลที่รวบรวมมาเป็นเวลาหลายทศวรรษเกี่ยวกับดาวแคระขาว ดาวนิวตรอน และหลุมดำ ชี้ให้เห็นว่าบรรยากาศได้รับการรวมตัวของโลหะจากแหล่งภายนอก นักวิทยาศาสตร์ตัดสินใจว่านี่เป็นสื่อกลางระหว่างดวงดาว เทห์ฟากฟ้าเคลื่อนที่ผ่านวัตถุดังกล่าว เพิ่มตัวกลางบนพื้นผิวของมัน ซึ่งจะทำให้บรรยากาศสมบูรณ์ด้วยธาตุหนัก แต่การสังเกตเพิ่มเติมแสดงให้เห็นว่าทฤษฎีดังกล่าวไม่สามารถป้องกันได้ ตามที่ผู้เชี่ยวชาญระบุไว้ หากชั้นบรรยากาศเปลี่ยนไปในลักษณะนี้ ดาวแคระจะได้รับไฮโดรเจนจากภายนอกเป็นส่วนใหญ่ เนื่องจากตัวกลางระหว่างดาวฤกษ์จะก่อตัวขึ้นเป็นกลุ่มโดยโมเลกุลไฮโดรเจนและฮีเลียม สารประกอบหนักคิดเป็นเปอร์เซ็นต์เพียงเล็กน้อยของสื่อ
หากทฤษฎีนี้เกิดขึ้นจากการสังเกตดาวแคระขาว ดาวนิวตรอน หลุมดำในเบื้องต้น ดาวแคระก็จะมีไฮโดรเจนเป็นธาตุที่เบาที่สุด สิ่งนี้จะไม่อนุญาตให้มีแม้แต่วัตถุท้องฟ้าที่เป็นฮีเลียมด้วยซ้ำ เพราะฮีเลียมนั้นหนักกว่า ซึ่งหมายความว่าการเติมไฮโดรเจนจะซ่อนมันไว้อย่างสมบูรณ์จากสายตาของผู้สังเกตการณ์ภายนอก จากการปรากฏตัวของดาวแคระฮีเลียม นักวิทยาศาสตร์ได้ข้อสรุปว่าสื่อระหว่างดวงดาวไม่สามารถทำหน้าที่เป็นแหล่งเดียวและแม้แต่แหล่งโลหะหลักในชั้นบรรยากาศของวัตถุที่เป็นตัวเอก
จะอธิบายอย่างไร?
นักวิทยาศาสตร์ที่ศึกษาหลุมดำและดาวแคระขาวในทศวรรษที่ 70 ของศตวรรษที่ผ่านมาเสนอว่าการรวมตัวของโลหะสามารถอธิบายได้จากการตกของดาวหางบนพื้นผิวของเทห์ฟากฟ้า จริงอยู่ครั้งหนึ่งความคิดดังกล่าวถือว่าแปลกใหม่เกินไปและไม่ได้รับการสนับสนุน สาเหตุส่วนใหญ่มาจากความจริงที่ว่าผู้คนยังไม่ทราบเกี่ยวกับการมีอยู่ของระบบดาวเคราะห์ดวงอื่น - มีเพียงระบบสุริยะ "บ้าน" ของเราเท่านั้นที่รู้จัก
ความก้าวหน้าที่สำคัญในการศึกษาหลุมดำและดาวแคระขาวเกิดขึ้นเมื่อปลายทศวรรษที่แปดของศตวรรษที่ผ่านมา นักวิทยาศาสตร์มีเครื่องมืออินฟราเรดที่ทรงพลังโดยเฉพาะสำหรับการสังเกตความลึกของอวกาศ ซึ่งทำให้สามารถตรวจจับรังสีอินฟราเรดรอบ ๆ นักดาราศาสตร์ดาวแคระขาวที่รู้จักตัวหนึ่งได้ สิ่งนี้ถูกเปิดเผยอย่างแม่นยำรอบ ๆ ดาวแคระ ซึ่งในบรรยากาศนั้นมีสิ่งเจือปนที่เป็นโลหะอยู่ด้วย
รังสีอินฟราเรดซึ่งทำให้สามารถประมาณอุณหภูมิของดาวแคระขาวได้ ยังบอกกับนักวิทยาศาสตร์ว่าร่างกายของดาวฤกษ์นั้นล้อมรอบด้วยสารบางชนิดที่สามารถดูดซับรังสีของดาวได้ สารนี้ถูกทำให้ร้อนจนถึงระดับอุณหภูมิจำเพาะ น้อยกว่าดาวฤกษ์ วิธีนี้ช่วยให้คุณค่อยๆ เปลี่ยนทิศทางของพลังงานที่ถูกดูดซับ การแผ่รังสีเกิดขึ้นในช่วงอินฟราเรด
วิทยาศาสตร์ก้าวไปข้างหน้า
สเปกตรัมของดาวแคระขาวได้กลายเป็นเป้าหมายของการศึกษาจิตใจขั้นสูงของโลกของนักดาราศาสตร์ เมื่อมันปรากฏออกมา คุณจะได้รับข้อมูลค่อนข้างมากเกี่ยวกับคุณสมบัติของเทห์ฟากฟ้า สิ่งที่น่าสนใจเป็นพิเศษคือการสังเกตวัตถุของดาวฤกษ์ที่มีรังสีอินฟราเรดมากเกินไป ปัจจุบันสามารถระบุระบบประเภทนี้ได้ประมาณสามโหล เปอร์เซ็นต์หลักของพวกเขาได้รับการศึกษาโดยใช้กล้องโทรทรรศน์สปิตเซอร์ที่ทรงพลังที่สุด
นักวิทยาศาสตร์ที่สังเกตเทห์ฟากฟ้าพบว่าความหนาแน่นของดาวแคระขาวมีค่าน้อยกว่าพารามิเตอร์นี้มาก ซึ่งเป็นลักษณะของดาวยักษ์ นอกจากนี้ยังพบว่ารังสีอินฟราเรดส่วนเกินเกิดจากการมีดิสก์ที่เกิดจากสารเฉพาะที่สามารถดูดซับรังสีพลังงานได้ จากนั้นจึงแผ่พลังงานออกมา แต่ในช่วงความยาวคลื่นต่างกัน
ดิสก์อยู่ใกล้กันเป็นพิเศษและส่งผลต่อมวลของดาวแคระขาวในระดับหนึ่ง (ซึ่งไม่เกินขีดจำกัดจันทรเสกขาร์) รัศมีภายนอกเรียกว่าดิสก์ดีทริทัล มีคนแนะนำว่ามันถูกสร้างขึ้นระหว่างการทำลายร่างกายบางส่วน โดยเฉลี่ยแล้วรัศมีนั้นเทียบได้กับขนาดกับดวงอาทิตย์
หากคุณให้ความสนใจกับระบบดาวเคราะห์ของเรา จะเห็นได้ชัดเจนว่าค่อนข้างใกล้กับ "บ้าน" เราสามารถสังเกตตัวอย่างที่คล้ายกัน - นี่คือวงแหวนรอบดาวเสาร์ซึ่งมีขนาดเทียบได้กับรัศมีของดาวฤกษ์ของเรา เมื่อเวลาผ่านไป นักวิทยาศาสตร์พบว่าคุณลักษณะนี้ไม่ใช่ลักษณะเดียวที่ดาวแคระและดาวเสาร์มีเหมือนกัน ตัวอย่างเช่น ทั้งดาวเคราะห์และดวงดาวต่างมีจานที่บางมาก ซึ่งไม่โปร่งใสเมื่อพยายามส่องผ่านแสง
บทสรุปและการพัฒนาทฤษฎี
เนื่องจากวงแหวนของดาวแคระขาวเปรียบได้กับวงแหวนรอบดาวเสาร์ จึงเป็นไปได้ที่จะสร้างทฤษฎีใหม่ที่อธิบายการมีอยู่ของโลหะในบรรยากาศของดาวเหล่านี้ นักดาราศาสตร์ทราบดีว่าวงแหวนรอบดาวเสาร์เกิดจากการกระจัดของวัตถุบางส่วนที่อยู่ใกล้โลกมากพอที่จะได้รับผลกระทบจากสนามโน้มถ่วงของมัน ในสถานการณ์เช่นนี้ ร่างกายภายนอกไม่สามารถรักษาแรงโน้มถ่วงของตัวเองได้ ซึ่งนำไปสู่การละเมิดความสมบูรณ์
ประมาณสิบห้าปีที่แล้วได้รับการแนะนำ ทฤษฎีใหม่ซึ่งอธิบายการก่อตัวของวงแหวนดาวแคระขาวในลักษณะเดียวกัน สันนิษฐานว่าในตอนแรกดาวแคระเป็นดาวฤกษ์ที่อยู่ใจกลางระบบดาวเคราะห์ เทห์ฟากฟ้าวิวัฒนาการไปตามกาลเวลา ซึ่งกินเวลาหลายพันล้านปี บวม สูญเสียเปลือกของมัน และสิ่งนี้ทำให้เกิดการก่อตัวของดาวแคระ ซึ่งจะค่อยๆ เย็นลง อย่างไรก็ตาม อุณหภูมิของดาวแคระขาวอธิบายสีของดาวแคระขาวได้อย่างแม่นยำ สำหรับบางคนก็ประมาณ 200,000 K.
ระบบของดาวเคราะห์ในช่วงวิวัฒนาการดังกล่าวสามารถอยู่รอดได้ ซึ่งนำไปสู่การขยายตัวของส่วนนอกของระบบพร้อมกับมวลของดาวฤกษ์ที่ลดลง เป็นผลให้เกิดระบบดาวเคราะห์น้อยขนาดใหญ่และองค์ประกอบอื่น ๆ อีกมากมายอยู่รอดได้ในช่วงวิวัฒนาการ
อะไรต่อไป?
ความคืบหน้าของระบบอาจนำไปสู่ความไม่เสถียร สิ่งนี้นำไปสู่การทิ้งระเบิดของพื้นที่รอบ ๆ ดาวเคราะห์ด้วยก้อนหิน และดาวเคราะห์น้อยบางส่วนก็บินออกจากระบบ อย่างไรก็ตามบางส่วนของพวกเขาเคลื่อนเข้าสู่วงโคจรไม่ช้าก็เร็วพบว่าตัวเองอยู่ในรัศมีสุริยะของดาวแคระ การชนกันจะไม่เกิดขึ้น แต่กระแสน้ำนำไปสู่การละเมิดความสมบูรณ์ของร่างกาย กลุ่มของดาวเคราะห์น้อยดังกล่าวมีรูปร่างคล้ายกับวงแหวนรอบดาวเสาร์ ดังนั้นจานเศษจึงก่อตัวขึ้นรอบดาวฤกษ์ ความหนาแน่นของดาวแคระขาว (ตามลำดับ 10^7 g/cm3) และจานทำลายล้างแตกต่างกันอย่างมีนัยสำคัญ
ทฤษฎีที่อธิบายไว้ได้กลายเป็นคำอธิบายที่ค่อนข้างสมบูรณ์และสมเหตุสมผลของปรากฏการณ์ทางดาราศาสตร์จำนวนหนึ่ง ด้วยสิ่งนี้ เราสามารถเข้าใจได้ว่าทำไมดิสก์ถึงมีขนาดกะทัดรัด เพราะดาวฤกษ์ไม่สามารถล้อมรอบด้วยจานที่มีรัศมีเทียบได้กับดวงอาทิตย์ตลอดการดำรงอยู่ทั้งหมด มิฉะนั้นในตอนแรกดิสก์ดังกล่าวจะอยู่ภายในร่างกายของมัน
เมื่ออธิบายการก่อตัวของดิสก์และขนาดของดิสก์แล้ว เราสามารถเข้าใจได้ว่าโลหะที่จัดหามาโดยเฉพาะนั้นมาจากไหน มันอาจจะจบลงที่พื้นผิวดาว ทำให้คนแคระปนเปื้อนด้วยโมเลกุลโลหะ ทฤษฎีที่อธิบายไว้โดยไม่ขัดแย้งกับตัวบ่งชี้ความหนาแน่นเฉลี่ยของดาวแคระขาวที่เปิดเผย (ลำดับ 10^7 g/cm3) พิสูจน์ให้เห็นว่าทำไมโลหะจึงถูกสังเกตพบในชั้นบรรยากาศของดาว เหตุใดจึงวัดองค์ประกอบทางเคมีได้โดย หมายถึงมนุษย์มีได้ และเหตุใดการกระจายของธาตุจึงคล้ายกับลักษณะเฉพาะของโลกเราและวัตถุอื่นๆ ที่ศึกษา
ทฤษฎี: มีประโยชน์หรือไม่?
แนวคิดที่อธิบายนี้ถูกใช้อย่างกว้างขวางเพื่อเป็นพื้นฐานในการอธิบายว่าทำไมเปลือกของดาวจึงปนเปื้อนด้วยโลหะ นอกจากนี้ยังตามมาด้วยว่าระบบดาวเคราะห์รอบดาวแคระ ข้อสรุปนี้มีความประหลาดใจเล็กน้อย เนื่องจากมนุษย์ได้กำหนดว่าดาวฤกษ์ส่วนใหญ่มีระบบดาวเคราะห์ของตนเอง นี่เป็นลักษณะเฉพาะของดาวแคระขาวทั้งสองดวงและดาวแคระขาวที่มีขนาดใหญ่กว่ามิติของมันมาก กล่าวคือ ดาวแคระขาวก่อตัวขึ้นจากพวกมัน
หัวข้อไม่หมด
แม้ว่าเราจะถือว่าทฤษฎีที่อธิบายข้างต้นเป็นที่ยอมรับและพิสูจน์แล้ว แต่คำถามบางข้อสำหรับนักดาราศาสตร์ยังคงเปิดอยู่จนถึงทุกวันนี้ สิ่งที่น่าสนใจเป็นพิเศษคือความจำเพาะของการถ่ายโอนสสารระหว่างดิสก์กับพื้นผิวของเทห์ฟากฟ้า อย่างที่บางคนแนะนำว่าเกิดจากการแผ่รังสี ทฤษฎีที่เรียกในลักษณะนี้เพื่ออธิบายการขนส่งของสสารนั้นขึ้นอยู่กับผลกระทบของ Poynting-Robertson ปรากฏการณ์นี้ภายใต้อิทธิพลของอนุภาคที่เคลื่อนที่อย่างช้าๆ ในวงโคจรรอบดาวอายุน้อย ค่อยๆ หมุนวนเข้าหาศูนย์กลางและหายไปในเทห์ฟากฟ้า สันนิษฐานได้ว่าผลกระทบนี้น่าจะปรากฏบนจานเศษซากรอบดาวฤกษ์ กล่าวคือ โมเลกุลที่มีอยู่ในดิสก์ไม่ช้าก็เร็วพบว่าตัวเองอยู่ใกล้ดาวแคระเป็นพิเศษ ของแข็งอาจระเหยกลายเป็นไอได้ เกิดก๊าซขึ้น - ในลักษณะของดิสก์ได้ถูกบันทึกไว้รอบๆ ดาวแคระหลายดวงที่สังเกตพบ ไม่ช้าก็เร็ว ก๊าซจะไปถึงพื้นผิวดาวแคระและบรรทุกโลหะที่นี่
ข้อเท็จจริงที่เปิดเผยนั้นประเมินโดยนักดาราศาสตร์ว่ามีส่วนสำคัญต่อวิทยาศาสตร์ เนื่องจากสิ่งเหล่านี้ชี้ให้เห็นถึงการก่อตัวของดาวเคราะห์ นี่เป็นสิ่งสำคัญเนื่องจากวัตถุสำหรับการวิจัยที่ดึงดูดผู้เชี่ยวชาญมักไม่สามารถเข้าถึงได้ ตัวอย่างเช่น ดาวเคราะห์ที่โคจรรอบดาวฤกษ์ที่มีขนาดใหญ่กว่าดวงอาทิตย์นั้นหายากมากในการศึกษา - มันยากเกินไปในระดับเทคนิคที่อารยธรรมของเราสามารถทำได้ ผู้คนสามารถศึกษาระบบดาวเคราะห์ได้หลังจากการเปลี่ยนแปลงของดาวฤกษ์เป็นดาวแคระ หากเราพัฒนาไปในทิศทางนี้ จะสามารถเปิดเผยข้อมูลใหม่เกี่ยวกับการมีอยู่ของระบบดาวเคราะห์และลักษณะเฉพาะของดาวเคราะห์ได้อย่างแน่นอน
ดาวแคระขาวซึ่งพบโลหะในชั้นบรรยากาศ ทำให้เราได้แนวคิดเกี่ยวกับองค์ประกอบทางเคมีของดาวหางและวัตถุในจักรวาลอื่นๆ ในความเป็นจริง นักวิทยาศาสตร์ไม่มีทางอื่นในการประเมินองค์ประกอบ ตัวอย่างเช่น การศึกษาดาวเคราะห์ยักษ์ เราสามารถเข้าใจได้เฉพาะชั้นนอก แต่ไม่มีข้อมูลที่เชื่อถือได้เกี่ยวกับเนื้อหาภายใน สิ่งนี้ยังใช้กับระบบ "บ้าน" ของเราด้วย เนื่องจากองค์ประกอบทางเคมีสามารถศึกษาได้จากเทห์ฟากฟ้านั้นที่ตกลงสู่พื้นผิวโลกหรือที่ที่อุปกรณ์วิจัยลงจอดเท่านั้น
ทุกอย่างเป็นอย่างไรบ้าง?
ไม่ช้าก็เร็ว ระบบดาวเคราะห์ของเราก็จะกลายเป็น "บ้าน" ของดาวแคระขาวด้วยเช่นกัน ดังที่นักวิทยาศาสตร์กล่าวไว้ แกนกลางของดาวมีสสารสำหรับพลังงานในปริมาณที่จำกัด และปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ก็หมดลงไม่ช้าก็เร็ว ก๊าซมีปริมาตรลดลง ความหนาแน่นเพิ่มขึ้นเป็นตันต่อลูกบาศก์เซนติเมตร ในขณะที่ปฏิกิริยายังคงดำเนินต่อไปในชั้นนอกสุด ดาวฤกษ์ขยายตัวกลายเป็นดาวยักษ์แดงซึ่งมีรัศมีเทียบได้กับดาวหลายร้อยดวงที่เท่าดวงอาทิตย์ เมื่อเปลือกนอกหยุด "เผาไหม้" ภายใน 100,000 ปีจะมีสสารกระจายตัวในอวกาศซึ่งมาพร้อมกับการก่อตัวของเนบิวลา
แก่นของดาวฤกษ์ที่เป็นอิสระจากเปลือกทำให้อุณหภูมิลดลง ซึ่งนำไปสู่การก่อตัวของดาวแคระขาว อันที่จริงแล้วดาวดวงดังกล่าวเป็นก๊าซความหนาแน่นสูง ในทางวิทยาศาสตร์ คนแคระมักถูกเรียกว่าเทห์ฟากฟ้าที่เสื่อมโทรม หากดาวของเราถูกบีบอัดและรัศมีของมันอยู่ห่างออกไปเพียงไม่กี่พันกิโลเมตร แต่น้ำหนักก็จะยังคงอยู่อย่างสมบูรณ์ ดาวแคระขาวก็จะเกิดขึ้นที่นี่เช่นกัน
คุณสมบัติและจุดทางเทคนิค
ประเภทของวัตถุในจักรวาลที่พิจารณาสามารถเรืองแสงได้ แต่กระบวนการนี้อธิบายได้ด้วยกลไกอื่นนอกเหนือจากปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ การเรืองแสงเรียกว่าสิ่งตกค้างซึ่งอธิบายได้จากอุณหภูมิที่ลดลง ดาวแคระเกิดจากสสารซึ่งบางครั้งไอออนจะเย็นกว่า 15,000 เค การเคลื่อนที่แบบสั่นเป็นลักษณะเฉพาะของธาตุ เทห์ฟากฟ้าค่อยๆ กลายเป็นผลึก แสงของแสงจะอ่อนลง และดาวแคระจะค่อยๆ พัฒนาเป็นสีน้ำตาล
นักวิทยาศาสตร์ได้ระบุขีดจำกัดมวลสำหรับเทห์ฟากฟ้าดังกล่าว - มากถึง 1.4 ของน้ำหนักดวงอาทิตย์ แต่ไม่เกินขีดจำกัดนี้ ถ้ามวลเกินขีดจำกัดนี้ ดาวดวงนั้นจะไม่มีอยู่จริง นี่เป็นเพราะความดันของสารในสถานะบีบอัด ซึ่งน้อยกว่าแรงดึงดูดที่บีบอัดสาร มีการบีบอัดที่รุนแรงมากซึ่งนำไปสู่การปรากฏตัวของนิวตรอนสารนี้จะถูกทำให้นิวตรอน
กระบวนการบีบอัดสามารถนำไปสู่ความเสื่อม ในกรณีนี้ดาวนิวตรอนจะก่อตัวขึ้น ตัวเลือกที่สองคือการบีบอัดอย่างต่อเนื่องไม่ช้าก็เร็วจะทำให้เกิดการระเบิด
พารามิเตอร์และคุณสมบัติทั่วไป
ความส่องสว่างแบบโบโลเมตริกในประเภทของเทห์ฟากฟ้าที่กำลังพิจารณานั้นน้อยกว่าลักษณะเฉพาะของดวงอาทิตย์ประมาณหนึ่งหมื่นเท่า รัศมีของดาวแคระมีน้อยกว่าร้อยเท่าของดวงอาทิตย์ ในขณะที่น้ำหนักนั้นเทียบได้กับคุณลักษณะของดาวฤกษ์หลักของระบบดาวเคราะห์ของเรา ในการกำหนดขีดจำกัดมวลสำหรับดาวแคระ การคำนวณขีดจำกัดจันทรเสกขา เมื่อเกินแล้ว คนแคระจะวิวัฒนาการไปเป็นอีกรูปแบบหนึ่งของเทห์ฟากฟ้า โฟโตสเฟียร์ของดาวฤกษ์โดยเฉลี่ยประกอบด้วยสสารหนาแน่นประมาณ 105–109 g/cm3 เมื่อเทียบกับลำดับดาวฤกษ์หลัก มีความหนาแน่นมากกว่าล้านเท่า
นักดาราศาสตร์บางคนเชื่อว่ามีเพียง 3% ของดาวทั้งหมดในกาแลคซีเท่านั้นที่เป็นดาวแคระขาว และบางคนเชื่อว่าทุก ๆ ในสิบเป็นของชั้นนี้ ค่าประมาณต่างกันมากเกี่ยวกับสาเหตุของความยากลำบากในการสังเกตเทห์ฟากฟ้า - พวกมันถูกลบออกจากโลกของเราและเรืองแสงจางเกินไป
เรื่องราวและชื่อ
ในปี ค.ศ. 1785 มีวัตถุปรากฏขึ้นในรายการดาวคู่ซึ่งเฮอร์เชลกำลังสังเกตอยู่ ดาวดวงนี้มีชื่อว่า 40 Eridani B. เธอเป็นคนแรกที่มองเห็นจากดาวแคระขาว ในปี 1910 รัสเซลล์สังเกตเห็นว่าเทห์ฟากฟ้านี้มีลักษณะพิเศษสุด ระดับต่ำเรืองแสงแม้ว่าอุณหภูมิสีจะค่อนข้างสูง เมื่อเวลาผ่านไป มีการตัดสินใจว่าเทห์ฟากฟ้าของชั้นนี้ควรแยกเป็นหมวดหมู่แยกต่างหาก
ในปี ค.ศ. 1844 Bessel ตรวจสอบข้อมูลที่ได้จากการติดตาม Procyon B, Sirius B ตัดสินใจว่าทั้งคู่เปลี่ยนจากเส้นตรงเป็นครั้งคราว ซึ่งหมายความว่ามีดาวเทียมอยู่ใกล้ สมมติฐานดังกล่าวไม่น่าจะเกิดขึ้นสำหรับชุมชนวิทยาศาสตร์ เนื่องจากไม่สามารถเห็นดาวเทียมได้ ในขณะที่ความเบี่ยงเบนสามารถอธิบายได้โดยวัตถุท้องฟ้าเท่านั้น ซึ่งมีมวลมากเป็นพิเศษ (คล้ายกับซีเรียส Procyon)
ในปีพ.ศ. 2505 คลาร์กซึ่งทำงานกับกล้องโทรทรรศน์ที่ใหญ่ที่สุดในขณะนั้น ระบุวัตถุท้องฟ้าที่มืดสลัวมากใกล้กับซีเรียส เขาเป็นคนที่เรียกว่า Sirius B ซึ่งเป็นดาวเทียมดวงเดียวกับที่ Bessel แนะนำมานานแล้ว ในปี พ.ศ. 2439 การศึกษาพบว่า Procyon มีดาวเทียมด้วย - มันถูกตั้งชื่อว่า Procyon B. ดังนั้นความคิดของ Bessel จึงได้รับการยืนยันอย่างสมบูรณ์