Սպիտակ թզուկը աստղ է, որը բավականին տարածված է մեր տարածության մեջ: Գիտնականներն այն անվանում են աստղերի էվոլյուցիայի արդյունք՝ զարգացման վերջնական փուլ։ Ընդհանուր առմամբ կա աստղային մարմնի մոդիֆիկացիայի երկու սցենար, մի դեպքում վերջնական փուլը նեյտրոնային աստղն է, մյուս դեպքում՝ սև խոռոչը։ Թզուկները վերջնական էվոլյուցիոն քայլն են: Նրանց շուրջ մոլորակային համակարգեր կան։ Գիտնականները կարողացել են դա պարզել՝ ուսումնասիրելով մետաղներով հարստացված նմուշները:

Նախապատմություն

Սպիտակ թզուկները աստղեր են, որոնք գրավել են աստղագետների ուշադրությունը 1919 թվականին: Առաջին անգամ Նիդեռլանդներից գիտնական Մաանենին հաջողվել է հայտնաբերել նման երկնային մարմին: Իր ժամանակի համար մասնագետը բավականին անտիպ ու անսպասելի բացահայտում է արել. Նրա տեսած թզուկը աստղի տեսք ուներ, բայց ուներ անսովոր փոքր չափսեր։ Սպեկտրը, սակայն, կարծես զանգվածային ու մեծ երկնային մարմին լիներ։

Նման տարօրինակ երեւույթի պատճառները բավականին երկար ժամանակ գրավել են գիտնականներին, ուստի մեծ ջանքեր են գործադրվել սպիտակ թզուկների կառուցվածքն ուսումնասիրելու համար։ Բեկում եղավ, երբ ենթադրություն արվեց և ապացուցվեց, որ երկնային մարմնի մթնոլորտում առկա են տարբեր մետաղական կառույցների առատություն:

Հարկավոր է պարզաբանել, որ աստղաֆիզիկայում մետաղները բոլոր տեսակի տարրերն են, որոնց մոլեկուլները ավելի ծանր են, քան ջրածինը և հելիումը, և նրանց քիմիական բաղադրությունը ավելի զարգացած է, քան այս երկու միացությունները: Հելիումը և ջրածինը, ինչպես պարզել են գիտնականները, մեր տիեզերքում ավելի տարածված են, քան ցանկացած այլ նյութ: Ելնելով դրանից՝ որոշվեց մնացյալ ամեն ինչը մետաղներ անվանել։

Թեմայի մշակում

Չնայած Արեգակից չափերով շատ տարբեր սպիտակ թզուկներն առաջին անգամ նկատվեցին 20-ականներին, միայն կես դար անց մարդիկ հայտնաբերեցին, որ աստղային մթնոլորտում մետաղական կառուցվածքների առկայությունը բնորոշ երևույթ չէ: Ինչպես պարզվեց, մթնոլորտում ընդգրկվելիս, բացի երկու ամենատարածված նյութերից, ավելի ծանր նյութերը տեղաշարժվում են ավելի խորը շերտերի մեջ: Ծանր նյութերը, որոնք եղել են հելիումի և ջրածնի մոլեկուլների մեջ, ի վերջո պետք է տեղափոխվեն աստղի միջուկ:

Այս գործընթացի մի քանի պատճառներ են հայտնաբերվել. Սպիտակ թզուկի շառավիղը փոքր է, նման աստղային մարմինները շատ կոմպակտ են, իզուր չէ, որ նրանք ստացել են իրենց անունը: Միջին հաշվով, շառավիղը համեմատելի է Երկրի շառավիղի հետ, մինչդեռ քաշը նման է աստղի, որը լուսավորում է մեր մոլորակային համակարգը: Չափի և քաշի այս հարաբերակցությունը առաջացնում է մակերեսային գրավիտացիոն չափազանց մեծ արագացում: Հետևաբար, ջրածնի և հելիումի մթնոլորտում ծանր մետաղների տեղումները տեղի են ունենում ընդամենը մի քանի երկրային օրվա ընթացքում, երբ մոլեկուլը մտնում է ընդհանուր գազային զանգված:

Առանձնահատկություններ և տևողությունը

Երբեմն սպիտակ թզուկների բնութագրիչները այնպիսին են, որ ծանր նյութերի մոլեկուլների նստեցման գործընթացը կարող է երկար տևել: Առավել բարենպաստ տարբերակները, Երկրից դիտորդի տեսանկյունից, գործընթացներն են, որոնք տևում են միլիոնավոր, տասնյակ միլիոնավոր տարիներ։ Եվ այնուամենայնիվ նման ժամանակային ընդմիջումները չափազանց փոքր են հենց աստղային մարմնի գոյության տևողության համեմատ։

Սպիտակ թզուկի էվոլյուցիան այնպիսին է, որ ներկայումս մարդկանց կողմից դիտվող գոյացությունների մեծ մասն արդեն ընդգրկում է մի քանի հարյուր միլիոն երկրային տարի: Եթե ​​դա համեմատենք միջուկի կողմից մետաղների կլանման ամենադանդաղ գործընթացի հետ, ապա տարբերությունն ավելի քան զգալի է։ Հետևաբար, որոշակի դիտարկվող աստղի մթնոլորտում մետաղի հայտնաբերումը թույլ է տալիս վստահորեն եզրակացնել, որ ի սկզբանե մարմինը նման մթնոլորտային բաղադրություն չի ունեցել, հակառակ դեպքում բոլոր մետաղական ներդիրները վաղուց անհետացած կլինեն:

Տեսություն և պրակտիկա

Վերևում նկարագրված դիտարկումները, ինչպես նաև սպիտակ թզուկների, նեյտրոնային աստղերի և սև խոռոչների վերաբերյալ բազմաթիվ տասնամյակների ընթացքում հավաքված տեղեկությունները հուշում են, որ մթնոլորտը մետաղական ներթափանցումներ է ստանում արտաքին աղբյուրներից: Գիտնականները սկզբում որոշեցին, որ սա աստղերի միջև եղած միջավայրն է: Երկնային մարմինը շարժվում է նման նյութի միջով, կուտակելով միջավայրը իր մակերեսին, դրանով իսկ մթնոլորտը հարստացնելով ծանր տարրերով: Սակայն հետագա դիտարկումները ցույց տվեցին, որ նման տեսությունն անհիմն է: Ինչպես պարզաբանել են փորձագետները, եթե մթնոլորտն այս կերպ փոխվեր, թզուկը հիմնականում ջրածին կստանար դրսից, քանի որ աստղերի միջև միջավայրը հիմնականում ձևավորվում է ջրածնի և հելիումի մոլեկուլներից: Շրջակա միջավայրի միայն փոքր տոկոսն է բաղկացած ծանր միացություններից։

Եթե ​​սպիտակ թզուկների, նեյտրոնային աստղերի և սև խոռոչների առաջնային դիտարկումներից ձևավորված տեսությունն արդարացված լիներ, ապա թզուկները կազմված կլինեն ջրածնից՝ որպես ամենաթեթև տարր։ Սա թույլ չի տա նույնիսկ հելիումի երկնային մարմինների գոյությունը, քանի որ հելիումն ավելի ծանր է, ինչը նշանակում է, որ ջրածնի կուտակումը ամբողջովին կթաքցնի այն արտաքին դիտորդի աչքից: Հիմնվելով հելիումի թզուկների առկայության վրա՝ գիտնականները եկել են այն եզրակացության, որ միջաստեղային միջավայրը չի կարող լինել աստղային մարմինների մթնոլորտում մետաղների միակ կամ նույնիսկ հիմնական աղբյուրը:

Ինչպե՞ս բացատրել:

Անցյալ դարի 70-ականներին սև խոռոչներն ու սպիտակ թզուկներին ուսումնասիրած գիտնականները ենթադրեցին, որ մետաղական ներդիրները կարող են բացատրվել գիսաստղերի անկմամբ երկնային մարմնի մակերեսի վրա: Ճիշտ է, ժամանակին նման գաղափարները չափազանց էկզոտիկ էին համարվում և աջակցություն չէին ստանում։ Սա մեծապես պայմանավորված էր նրանով, որ մարդիկ դեռ չգիտեին այլ մոլորակային համակարգերի առկայության մասին. հայտնի էր միայն մեր «տուն» Արեգակնային համակարգը:

Սև խոռոչների և սպիտակ թզուկների ուսումնասիրության մեջ նշանակալից առաջընթաց կատարվեց անցյալ դարի հաջորդ՝ ութերորդ տասնամյակի վերջին։ Գիտնականներն իրենց տրամադրության տակ ունեն տիեզերքի խորքերը դիտարկելու հատկապես հզոր ինֆրակարմիր գործիքներ, որոնք հնարավորություն են տվել հայտնաբերել աստղագետներին հայտնի սպիտակ թզուկներից մեկի շուրջ ինֆրակարմիր ճառագայթումը: Սա հայտնաբերվել է հենց գաճաճի շուրջ, որի մթնոլորտը մետաղական ներդիրներ էր պարունակում:

Ինֆրակարմիր ճառագայթումը, որը թույլ տվեց գիտնականներին գնահատել սպիտակ թզուկի ջերմաստիճանը, գիտնականներին նաև ասաց, որ աստղային մարմինը շրջապատված է ինչ-որ նյութով, որը կարող է կլանել աստղային ճառագայթումը: Այս նյութը տաքացվում է մինչև որոշակի ջերմաստիճանի մակարդակ, ավելի քիչ, քան աստղին բնորոշ է: Սա թույլ է տալիս կլանված էներգիան աստիճանաբար վերահղել: Ճառագայթումը տեղի է ունենում ինֆրակարմիր տիրույթում:

Գիտությունը առաջ է գնում

Սպիտակ թզուկի սպեկտրները դարձել են աստղագետների աշխարհի առաջատար ուղեղների ուսումնասիրության առարկան: Ինչպես պարզվեց, դրանցից կարելի է բավականին շատ տեղեկություններ ստանալ երկնային մարմինների առանձնահատկությունների մասին։ Հատկապես հետաքրքիր էին աստղային մարմինների դիտարկումները՝ ավելորդ ինֆրակարմիր ճառագայթմամբ։ Ներկայումս հնարավոր է եղել բացահայտել այս տեսակի մոտ երեք տասնյակ համակարգեր։ Դրանց մեծ մասն ուսումնասիրվել է հզոր Spitzer աստղադիտակի միջոցով։

Գիտնականները, դիտարկելով երկնային մարմինները, պարզել են, որ սպիտակ թզուկների խտությունը զգալիորեն փոքր է հսկաներին բնորոշ այս պարամետրից։ Բացահայտվել է նաև, որ ինֆրակարմիր ճառագայթման ավելցուկը բացատրվում է էներգիայի ճառագայթումը կլանելու ունակ հատուկ նյութից ձևավորված սկավառակների առկայությամբ։ Դա այն է, որ հետո էներգիա է արձակում, բայց ալիքի երկարության այլ տիրույթում:

Սկավառակները չափազանց մոտ են և որոշ չափով ազդում են սպիտակ թզուկների զանգվածի վրա (որը չի կարող գերազանցել Չանդրասեխարի սահմանը): Արտաքին շառավիղը կոչվում է բեկորային սկավառակ: Ենթադրվում էր, որ այն առաջացել է ինչ-որ մարմնի ոչնչացման ժամանակ։ Միջին հաշվով շառավիղն իր չափերով համեմատելի է Արեգակի հետ։

Եթե ​​ուշադրություն դարձնեք մեր մոլորակային համակարգին, ապա պարզ է դառնում, որ «տանը» համեմատաբար մոտ մենք կարող ենք դիտարկել նմանատիպ օրինակ՝ սրանք Սատուրնը շրջապատող օղակներն են, որոնց չափերը նույնպես համեմատելի են մեր աստղի շառավղին: Ժամանակի ընթացքում գիտնականները պարզել են, որ այս հատկանիշը միակը չէ, որ ունեն թզուկների և Սատուրնի ընդհանուր առանձնահատկությունը։ Օրինակ, և՛ մոլորակը, և՛ աստղերն ունեն շատ բարակ սկավառակներ, որոնք թափանցիկ չեն, երբ ենթարկվում են լույսի:

Եզրակացություններ և տեսության զարգացում

Քանի որ սպիտակ թզուկների օղակները համեմատելի են Սատուրնին շրջապատող օղակների հետ, հնարավոր է դարձել նոր տեսություններ ձևակերպել՝ բացատրելու մետաղների առկայությունը այս աստղերի մթնոլորտում: Աստղագետները գիտեն, որ Սատուրնի շուրջ օղակները ձևավորվել են որոշ մարմինների մակընթացային խզման հետևանքով, որոնք բավական մոտ են մոլորակին, որպեսզի ազդեն նրա գրավիտացիոն դաշտի վրա: Նման իրավիճակում արտաքին մարմինը չի կարող պահպանել սեփական ձգողականությունը, ինչը հանգեցնում է ամբողջականության խախտման։

Մոտ տասնհինգ տարի առաջ ներկայացվեց նոր տեսություն, որը նման կերպ բացատրում էր սպիտակ թզուկների օղակների առաջացումը։ Ենթադրվում էր, որ թզուկն ի սկզբանե աստղ է եղել մոլորակային համակարգի կենտրոնում։ Երկնային մարմինը զարգանում է ժամանակի ընթացքում, որը տևում է միլիարդավոր տարիներ, ուռչում, կորցնում է իր պատյանը, և դա առաջացնում է թզուկի ձևավորում, որն աստիճանաբար սառչում է։ Ի դեպ, սպիտակ թզուկների գույնը բացատրվում է հենց նրանց ջերմաստիճանով։ Ոմանց համար այն գնահատվում է 200000 Կ.

Մոլորակների համակարգը կարող է գոյատևել նման էվոլյուցիայի ժամանակ, ինչը հանգեցնում է համակարգի արտաքին մասի ընդլայնմանը աստղի զանգվածի նվազման հետ միաժամանակ: Արդյունքում ձևավորվում է մեծ աստերոիդ համակարգ և շատ այլ տարրեր գոյատևում են էվոլյուցիայի ընթացքում:

Ի՞նչ է հաջորդը:

Համակարգի առաջընթացը կարող է հանգեցնել նրա անկայունության։ Սա հանգեցնում է ժայռերի ռմբակոծման դեպի մոլորակը շրջապատող տարածություն, և աստերոիդները մասամբ դուրս են մղվում համակարգից: Նրանցից ոմանք, սակայն, շարժվում են դեպի ուղեծրեր՝ վաղ թե ուշ հայտնվելով գաճաճի արեգակնային շառավղով։ Բախում չկա, բայց մակընթացային ուժերը հանգեցնում են մարմնի ամբողջականության խախտման։ Նման աստերոիդների կլաստերը ստանում է այնպիսի ձև, ինչպիսին է Սատուրնը շրջապատող օղակները։ Սա աստղի շուրջ բեկորների սկավառակ է ստեղծում: Սպիտակ թզուկի (մոտ 10^7 գ/սմ3) և նրա բեկորային սկավառակի խտությունը զգալիորեն տարբերվում է։

Նկարագրված տեսությունը դարձել է մի շարք աստղագիտական ​​երևույթների բավականին ամբողջական և տրամաբանական բացատրություն։ Դրա միջոցով կարելի է հասկանալ, թե ինչու են սկավառակները կոմպակտ, քանի որ աստղն իր գոյության ողջ ընթացքում չի կարող շրջապատված լինել սկավառակով, որի շառավիղը համեմատելի է արեգակի հետ, այլապես նման սկավառակներ սկզբում նրա մարմնի ներսում կլինեին։ .

Բացատրելով սկավառակների ձևավորումը և դրանց չափերը՝ կարելի է հասկանալ, թե որտեղից է գալիս մետաղների յուրօրինակ պաշարը։ Այն կարող է հայտնվել աստղային մակերեսի վրա՝ աղտոտելով թզուկին մետաղական մոլեկուլներով: Նկարագրված տեսությունը, չհակասելով սպիտակ թզուկների միջին խտության հայտնաբերված ցուցանիշներին (մոտ 10^7 գ/սմ3), ապացուցում է, թե ինչու են աստղերի մթնոլորտում նկատվում մետաղներ, ինչու է հնարավոր մարդուն հասանելի միջոցներով քիմիական բաղադրությունը չափել. և ինչու է տարրերի բաշխումը նման մեր մոլորակին և այլ ուսումնասիրված օբյեկտներին բնորոշին:

Տեսություններ. օգուտ կա՞:

Նկարագրված գաղափարը լայն տարածում է գտել՝ որպես հիմք բացատրելու, թե ինչու են աստղերի պատյանները մետաղներով աղտոտված և ինչու են բեկորային սկավառակներ հայտնվել։ Բացի այդ, դրանից բխում է, որ թզուկի շուրջ մոլորակային համակարգ կա։ Այս եզրակացության մեջ քիչ զարմանք կա, քանի որ մարդկությունը հաստատել է, որ աստղերի մեծ մասն ունեն իրենց մոլորակային համակարգերը: Սա հատկանշական է թե՛ այն պատճառով, որ նրանք նման են Արեգակին, և՛ այն պատճառով, որ չափերով շատ ավելի մեծ են, և հենց նրանցից են ձևավորվում սպիտակ թզուկներ:

Թեմաները սպառված չեն

Նույնիսկ եթե վերը նկարագրված տեսությունը համարենք ընդհանուր ընդունված և ապացուցված, աստղագետների համար որոշ հարցեր մինչ օրս բաց են մնում։ Առանձնահատուկ հետաքրքրություն է ներկայացնում նյութի փոխանցման առանձնահատկությունը սկավառակների և երկնային մարմնի մակերեսի միջև: Որոշ մարդիկ ենթադրում են, որ դա կապված է ճառագայթման հետ: Տեսությունները, որոնք կոչ են անում նկարագրել նյութի փոխանցումն այս կերպ, հիմնված են Պոյնթինգ-Ռոբերթսոնի էֆեկտի վրա: Սա մի երևույթ է, որի ազդեցության տակ մասնիկները դանդաղ շարժվում են երիտասարդ աստղի ուղեծրով՝ աստիճանաբար պարուրաձև պտտվելով դեպի կենտրոն և անհետանալով երկնային մարմնի մեջ։ Ենթադրաբար, այս էֆեկտը պետք է դրսևորվի աստղերին շրջապատող բեկորային սկավառակներում, այսինքն՝ մոլեկուլները, որոնք առկա են սկավառակներում, վաղ թե ուշ հայտնվում են թզուկին բացառիկ մոտակայքում: Պինդ մարմինները ենթակա են գոլորշիացման, և առաջանում է գազ, որը սկավառակների տեսքով արձանագրվել է մի քանի դիտված թզուկների շուրջ: Վաղ թե ուշ գազը հասնում է թզուկի մակերեսին՝ մետաղներ տեղափոխելով այստեղ։

Բացահայտված փաստերը աստղագետների կողմից գնահատվում են որպես գիտության մեջ նշանակալի ներդրում, քանի որ նրանք հուշում են, թե ինչպես են ձևավորվել մոլորակները։ Սա կարևոր է, քանի որ հետազոտական ​​կայքերը, որոնք ներգրավում են մասնագետներին, հաճախ անհասանելի են: Օրինակ, Արեգակից ավելի մեծ աստղերի շուրջ պտտվող մոլորակները հազվադեպ կարելի է ուսումնասիրել. դա չափազանց դժվար է տեխնիկական մակարդակով, որը հասանելի է մեր քաղաքակրթությանը: Փոխարենը, մարդիկ կարողացան ուսումնասիրել մոլորակային համակարգերը այն բանից հետո, երբ աստղերը վերածվեցին թզուկների: Եթե ​​հնարավոր լինի զարգանալ այս ուղղությամբ, անշուշտ հնարավոր կլինի բացահայտել նոր տվյալներ մոլորակային համակարգերի առկայության և դրանց տարբերակիչ բնութագրերի վերաբերյալ:

Սպիտակ թզուկները, որոնց մթնոլորտում հայտնաբերվել են մետաղներ, պատկերացում են տալիս գիսաստղերի և այլ տիեզերական մարմինների քիմիական կազմի մասին։ Իրականում գիտնականները բաղադրությունը գնահատելու այլ տարբերակ պարզապես չունեն։ Օրինակ, հսկա մոլորակները ուսումնասիրելիս կարելի է պատկերացում կազմել միայն արտաքին շերտի մասին, սակայն ներքին բովանդակության մասին հավաստի տեղեկություն չկա։ Սա վերաբերում է նաև մեր «տուն» համակարգին, քանի որ քիմիական բաղադրությունը կարելի է ուսումնասիրել միայն այդ երկնային մարմնից, որն ընկել է Երկրի մակերևույթ կամ այն ​​մարմնից, որտեղ հնարավոր է եղել վայրէջք կատարել հետազոտական ​​ապարատը:

Ինչպե՞ս է ամեն ինչ ընթանում:

Վաղ թե ուշ մեր մոլորակային համակարգը նույնպես կդառնա սպիտակ թզուկի «տունը»։ Ինչպես ասում են գիտնականները, աստղային միջուկը էներգիա ստանալու համար նյութի սահմանափակ ծավալ ունի, և վաղ թե ուշ ջերմամիջուկային ռեակցիաները սպառվում են։ Գազի ծավալը նվազում է, խտությունը աճում է մինչև տոննա մեկ խորանարդ սանտիմետրում, մինչդեռ արտաքին շերտերում ռեակցիան դեռ տեղի է ունենում։ Աստղը ընդլայնվում է՝ դառնալով կարմիր հսկա, որի շառավիղը համեմատելի է Արեգակին հավասար հարյուրավոր աստղերի հետ։ Երբ արտաքին թաղանթը դադարում է «այրվել», 100 000 տարվա ընթացքում նյութը ցրվում է տիեզերքում, որն ուղեկցվում է միգամածության ձևավորմամբ։

Աստղի միջուկը, ազատվելով իր պատյանից, իջեցնում է նրա ջերմաստիճանը, ինչը հանգեցնում է սպիտակ թզուկի ձևավորմանը։ Իրականում նման աստղը բարձր խտության գազ է։ Գիտության մեջ թզուկներին հաճախ անվանում են այլասերված երկնային մարմիններ։ Եթե ​​մեր աստղը կծկվեր, և նրա շառավիղը կլիներ ընդամենը մի քանի հազար կիլոմետր, բայց նրա քաշը ամբողջությամբ պահպանվեր, ապա այստեղ նույնպես սպիտակ թզուկ կլիներ:

Առանձնահատկություններ և տեխնիկական կետեր

Դիտարկվող տիեզերական մարմնի տեսակը ունակ է շողալ, բայց այս գործընթացը բացատրվում է այլ մեխանիզմներով, բացի ջերմամիջուկային ռեակցիաներից։ Փայլը կոչվում է մնացորդային, այն բացատրվում է ջերմաստիճանի նվազմամբ։ Թզուկը ձևավորվում է մի նյութից, որի իոնները երբեմն ավելի սառն են, քան 15000 Կ: Տարրերը բնութագրվում են տատանողական շարժումներով: Աստիճանաբար երկնային մարմինը դառնում է բյուրեղային, նրա փայլը թուլանում է, իսկ թզուկը վերածվում է դարչնագույնի։

Գիտնականները հայտնաբերել են նման երկնային մարմնի զանգվածի սահմանը՝ Արեգակի քաշից մինչև 1,4 անգամ, բայց ոչ ավելի, քան այս սահմանը: Եթե ​​զանգվածը գերազանցի այս սահմանը, աստղը չի կարող գոյություն ունենալ: Սա բացատրվում է նյութի սեղմված վիճակում ճնշմամբ՝ այն ավելի քիչ է, քան գրավիտացիոն ձգողականությունը, որը սեղմում է նյութը։ Առաջանում է շատ ուժեղ սեղմում, որը հանգեցնում է նեյտրոնների առաջացմանը, նյութը նեյտրոնիզացվում է։

Սեղմման գործընթացը կարող է հանգեցնել դեգեներացիայի: Այս դեպքում առաջանում է նեյտրոնային աստղ։ Երկրորդ տարբերակը շարունակական սեղմումն է, որը վաղ թե ուշ հանգեցնում է պայթյունի:

Ընդհանուր պարամետրեր և առանձնահատկություններ

Դիտարկվող երկնային մարմինների կատեգորիայի բոլոմետրիկ պայծառությունը Արեգակի այդ հատկանիշի համեմատ մոտ տասը հազար անգամ պակաս է։ Թզուկի շառավիղը հարյուր անգամ փոքր է արեգակի շառավղից, մինչդեռ նրա քաշը համեմատելի է մեր մոլորակային համակարգի գլխավոր աստղի հետ։ Թզուկի զանգվածի սահմանը որոշելու համար հաշվարկվել է Չանդրասեխարի սահմանը։ Երբ այն գերազանցում է, թզուկը վերածվում է երկնային մարմնի մեկ այլ ձևի: Աստղի ֆոտոսֆերան միջինում բաղկացած է խիտ նյութից, որը գնահատվում է 105-109 գ/սմ3: Հիմնական հաջորդականության համեմատ սա մոտ մեկ միլիոն անգամ ավելի խիտ է:

Որոշ աստղագետներ կարծում են, որ գալակտիկայի բոլոր աստղերի միայն 3%-ն են սպիտակ թզուկներ, իսկ ոմանք համոզված են, որ յուրաքանչյուր տասներորդը պատկանում է այս դասին: Երկնային մարմինները դիտարկելու դժվարության պատճառի վերաբերյալ գնահատականները շատ տարբեր են. դրանք հեռու են մեր մոլորակից և շատ թույլ են փայլում:

Պատմություններ և անուններ

1785 թվականին կրկնակի աստղերի ցուցակում հայտնվեց մի մարմին, որը դիտում էր Հերշելը։ Աստղին անվանել են 40 Eridani B: Այն համարվում է առաջինը, որը մարդիկ տեսել են սպիտակ թզուկների կատեգորիայից: 1910 թվականին Ռասելը նկատեց, որ այս երկնային մարմինը բնութագրվում է պայծառության չափազանց ցածր մակարդակով, թեև գույնի ջերմաստիճանը բավականին բարձր է։ Ժամանակի ընթացքում որոշվեց, որ այս դասի երկնային մարմինները պետք է առանձնացվեն առանձին կատեգորիայի:

1844 թվականին Բեսելը, ուսումնասիրելով Procyon B-ին և Sirius B-ին հետևելուց ստացված տեղեկատվությունը, որոշեց, որ երկուսն էլ ժամանակ առ ժամանակ շարժվում են ուղիղ գծից, ինչը նշանակում է, որ այնտեղ մոտ արբանյակներ են եղել։ Նման ենթադրությունը քիչ հավանական էր թվում գիտական ​​հանրությանը, քանի որ հնարավոր չէր տեսնել որևէ արբանյակ, մինչդեռ շեղումները կարող էին բացատրվել միայն երկնային մարմնի միջոցով, որի զանգվածը բացառապես մեծ է (նման է Սիրիուսին, Պրոցյոնին):

1962թ.-ին Քլարկը, աշխատելով այդ ժամանակ գոյություն ունեցող ամենամեծ աստղադիտակի հետ, հայտնաբերեց շատ աղոտ երկնային մարմին Սիրիուսի մոտ: Հենց նա էր կոչվում Սիրիուս Բ, նույն արբանյակը, որը Բեսելը վաղուց էր առաջարկել։ 1896 թվականին ուսումնասիրությունները ցույց տվեցին, որ Պրոցյոնն ունի նաև արբանյակ՝ այն անվանվել է Պրոցյոն Բ։ Հետևաբար, Բեսելի գաղափարները լիովին հաստատվեցին։

Յուրաքանչյուր աստղ ունի իր ճակատագիրը և կյանքի տեւողությունը: Գալիս է մի պահ, երբ այն սկսում է մարել:

Սպիտակ թզուկները անսովոր աստղեր են: Դրանք բաղկացած են մի նյութից, որի խտությունը չափազանց բարձր է։ Աստղերի էվոլյուցիայի տեսության մեջ դրանք համարվում են Արեգակի զանգվածի հետ համեմատելի ցածր և միջին զանգվածի աստղերի էվոլյուցիայի վերջնական փուլ։ Տարբեր գնահատականներով՝ մեր Գալակտիկայի մեջ կա այդպիսի աստղերի 3-4%-ը։

Ինչպե՞ս են ձևավորվում սպիտակ թզուկները:

Ծերացող աստղի ամբողջ ջրածինը այրվելուց հետո նրա միջուկը կծկվում և տաքանում է, ինչը նպաստում է նրա արտաքին շերտերի ընդլայնմանը: Աստղի արդյունավետ ջերմաստիճանը նվազում է, և այն դառնում է կարմիր հսկա: Աստղի նուրբ թաղանթը, որը շատ թույլ է կապված միջուկի հետ, ժամանակի ընթացքում ցրվում է տարածության մեջ՝ հոսելով հարևան մոլորակները, իսկ կարմիր հսկայի տեղում մնում է մի շատ կոմպակտ աստղ, որը կոչվում է սպիտակ թզուկ։

Երկար ժամանակ առեղծված էր մնում, թե ինչու են սպիտակ թզուկները, որոնց ջերմաստիճանը գերազանցում է Արեգակի ջերմաստիճանը, փոքր են Արեգակի չափի համեմատ, մինչև պարզվեց, որ նրանց ներսում նյութի խտությունը չափազանց բարձր է (սահմաններում. 10 5 - 10 9 գ/սմ 3): Սպիտակ թզուկների համար չկա զանգված-լուսավորության ստանդարտ հարաբերություն, ինչը նրանց տարբերում է մյուս աստղերից: Հսկայական քանակությամբ նյութ «փաթեթավորված» է չափազանց փոքր ծավալի մեջ, այդ իսկ պատճառով սպիտակ թզուկի խտությունը գրեթե 100 անգամ ավելի մեծ է, քան ջրի խտությունը:

(Նկարում պատկերված է երկու սպիտակ թզուկների չափերի համեմատությունը Երկիր մոլորակի հետ)

Սպիտակ թզուկների ջերմաստիճանը մնում է գրեթե հաստատուն՝ չնայած նրանց ներսում ջերմամիջուկային ռեակցիաների բացակայությանը։ Ինչո՞վ է սա բացատրվում: Ուժեղ սեղմման պատճառով ատոմների էլեկտրոնային թաղանթները սկսում են թափանցել միմյանց։ Սա շարունակվում է այնքան ժամանակ, մինչև միջուկների միջև հեռավորությունը դառնա նվազագույն՝ հավասար ամենափոքր էլեկտրոնային թաղանթի շառավղին։ Իոնացման արդյունքում էլեկտրոնները սկսում են ազատորեն շարժվել միջուկների համեմատ, իսկ սպիտակ թզուկի ներսում նյութը ձեռք է բերում ֆիզիկական հատկություններ, որոնք բնորոշ են մետաղներին։ Նման նյութում էներգիան աստղի մակերևույթ է փոխանցվում էլեկտրոնների միջոցով, որոնց արագությունը սեղմվելիս մեծանում է. նրանցից ոմանք շարժվում են միլիոն աստիճան ջերմաստիճանին համապատասխանող արագությամբ։ Սպիտակ թզուկի մակերեսի և ներսում ջերմաստիճանը կարող է կտրուկ տարբերվել, ինչը չի հանգեցնում աստղի տրամագծի փոփոխության։ Այստեղ կարելի է համեմատություն անել թնդանոթի հետ՝ քանի որ այն սառչում է, այնքան էլ ծավալով չի նվազում։

(Նկարում վան Մաանենի աստղը աղոտ սպիտակ թզուկ է, որը գտնվում է Ձկների համաստեղությունում։)

Սպիտակ թզուկը չափազանց դանդաղ է մարում. հարյուր միլիոնավոր տարիների ընթացքում ճառագայթման ինտենսիվությունը նվազում է ընդամենը 1%-ով: Բայց ի վերջո այն պետք է անհետանա՝ վերածվելով սև թզուկի, որը կարող է տևել տրիլիոնավոր տարիներ: Սպիտակ թզուկները կարելի է անվանել Տիեզերքի եզակի օբյեկտներ: Ոչ ոքի դեռ չի հաջողվել վերարտադրել այն պայմանները, որոնցում նրանք կան երկրային լաբորատորիաներում:

Աստղեր. նրանց ծնունդը, կյանքը և մահը [Երրորդ հրատարակություն, վերանայված] Շկլովսկի Ջոզեֆ Սամուիլովիչ

Գլուխ 10 Ինչպե՞ս են գործում սպիտակ թզուկները:

Գլուխ 10 Ինչպե՞ս են գործում սպիտակ թզուկները:

§ 1-ում, երբ մենք քննարկեցինք տարբեր աստղերի ֆիզիկական հատկությունները, որոնք գծագրված էին Հերցպրունգ-Ռասել դիագրամի վրա, ուշադրությունն արդեն հրավիրվեց այսպես կոչված «սպիտակ թզուկների» վրա: Աստղերի այս դասի տիպիկ ներկայացուցիչը Սիրիուսի հայտնի արբանյակն է՝ այսպես կոչված «Սիրիուս Բ»-ն։ Միևնույն ժամանակ ընդգծվեց, որ այս տարօրինակ աստղերը մեր Գալակտիկայի որոշ պաթոլոգիական «հրեշների» հազվագյուտ կատեգորիա չեն։ Ընդհակառակը, դա աստղերի շատ մեծ խումբ է։ Գալակտիկայի մեջ դրանք պետք է լինեն առնվազն մի քանի միլիարդ, և գուցե մինչև տասը միլիարդ, այսինքն՝ մեր հսկա աստղային համակարգի բոլոր աստղերի մինչև 10%-ը: Հետևաբար, սպիտակ թզուկները պետք է ձևավորվեին ինչ-որ կանոնավոր գործընթացի արդյունքում, որը տեղի էր ունենում աստղերի նկատելի համամասնությամբ: Եվ սրանից հետևում է, որ աստղերի աշխարհի մեր ըմբռնումը շատ հեռու կլինի ամբողջական լինելուց, եթե մենք չհասկանանք սպիտակ թզուկների էությունը և չպարզաբանենք դրանց ծագման հարցը: Այնուամենայնիվ, այս բաժնում մենք չենք քննարկի սպիտակ թզուկների առաջացման խնդրին, դա արվելու է § 13-ում: Առայժմ մեր խնդիրն է փորձել հասկանալ այս զարմանահրաշ առարկաների բնույթը: Սպիտակ թզուկների հիմնական հատկանիշներն են.

ա. Զանգվածը շատ չի տարբերվում Արեգակի զանգվածից հարյուր անգամ փոքր շառավղով, քան Արեգակը: Սպիտակ թզուկների չափերը նույն կարգի են, ինչ երկրագնդի չափերը։

բ. Սա ենթադրում է նյութի հսկայական միջին խտություն՝ հասնելով մինչև 10 6 -10 7 գ/սմ 3 (այսինքն՝ մինչև տասը տոննա «սեղմված» խորանարդ սանտիմետրի մեջ):

գ. Սպիտակ թզուկների պայծառությունը շատ ցածր է՝ հարյուրավոր և հազարավոր անգամ ավելի քիչ, քան Արեգակը:

Երբ առաջին անգամ փորձում ենք վերլուծել սպիտակ թզուկների ինտերիերի պայմանները, անմիջապես բախվում ենք շատ մեծ դժվարության։ § 6-ում կապ է հաստատվել աստղի զանգվածի, շառավղի և կենտրոնական ջերմաստիճանի միջև (տես բանաձևը (6.2)): Քանի որ վերջինս պետք է հակադարձ համեմատական ​​լինի աստղի շառավղին, սպիտակ թզուկների կենտրոնական ջերմաստիճանները, կարծես թե, պետք է հասնեն հարյուրավոր միլիոնավոր կելվինների կարգի հսկայական արժեքների: Նման հրեշավոր ջերմաստիճանների դեպքում այնտեղ պետք է արտանետվեր անսահման մեծ քանակությամբ միջուկային էներգիա։ Նույնիսկ եթե ենթադրենք, որ այնտեղ ամբողջ ջրածինը «այրվել է», հելիումի եռակի ռեակցիան պետք է շատ արդյունավետ լինի: Միջուկային ռեակցիաների ժամանակ արձակված էներգիան պետք է «արտահոսի» մակերես և ճառագայթման տեսքով գնա միջաստղային տարածություն, որը պետք է չափազանց հզոր լիներ։ Մինչդեռ սպիտակ թզուկների պայծառությունը միանգամայն աննշան է՝ մի քանի կարգով ավելի փոքր, քան նույն զանգվածի «սովորական» աստղերը։ Ի՞նչ է պատահել։

Փորձենք հասկանալ այս պարադոքսը։

Նախ, ակնկալվող և դիտարկվող պայծառության նման ուժեղ անհամապատասխանությունը նշանակում է, որ (6.2) § 6 բանաձևը պարզապես կիրառելի չէ սպիտակ թզուկների համար: Հիմա հիշենք, թե ինչ հիմնական ենթադրություններ են արվել այս բանաձևը հանելիս։ Նախ և առաջ ենթադրվում էր, որ աստղը գտնվում է հավասարակշռության վիճակում երկու ուժերի՝ ձգողականության և գազի ճնշման ազդեցության տակ։ Կասկած չկա, որ սպիտակ թզուկները գտնվում են հիդրոստատիկ հավասարակշռության վիճակում, որը մենք մանրամասն քննարկել ենք § 6-ում: Հակառակ դեպքում, կարճ ժամանակում նրանք կդադարեն գոյություն ունենալ. նրանք կցրվեին միջաստղային տարածության մեջ, եթե ճնշումը գերազանցեր գրավիտացիան, կամ «մինչև մի կետ» կծկվեր, եթե գրավիտացիան չփոխհատուցվեր գազի ճնշմամբ: Կասկած չկա նաև համընդհանուր ձգողության օրենքի համընդհանուր լինելու հարցում. ձգողականության ուժը գործում է ամենուր, և այն կախված չէ նյութի որևէ այլ հատկությունից, բացի դրա քանակից: Այնուհետև մնում է միայն մեկ հնարավորություն՝ կասկածել գազի ճնշման կախվածությունը ջերմաստիճանից, որը մենք ստացանք՝ օգտագործելով հայտնի Կլապեյրոն օրենքը։

Այս օրենքը գործում է իդեալական գազի համար։ § 6-ում մենք համոզված էինք, որ սովորական աստղերի ինտերիերի նյութը կարելի է բավարար ճշգրտությամբ համարել որպես իդեալական գազ։ Հետևաբար, տրամաբանական եզրակացությունն այն է, որ սպիտակ թզուկների ինտերիերում շատ խիտ նյութն արդեն կա իդեալական գազ չէ.

Ճիշտ է, հիմնավոր է կասկածել, թե արդյոք այս նյութը գազ է: Կարո՞ղ է դա հեղուկ կամ պինդ լինել: Հեշտ է տեսնել, որ դա այդպես չէ: Ի վերջո, հեղուկների և պինդ նյութերի մեջ դրանք սերտորեն փաթեթավորված են ատոմներ, որոնք դիպչում են իրենց էլեկտրոնային թաղանթներին, որոնք այնքան էլ փոքր չեն չափերով. մոտ 10 -8 սմ ատոմային միջուկները, որոնցում կենտրոնացած է ատոմների գրեթե ողջ զանգվածը, չեն կարող ավելի մոտ «շարժվել» միմյանց, քան այս հեռավորությունը։ Անմիջապես հետևում է, որ պինդ կամ հեղուկ նյութի միջին խտությունը չի կարող զգալիորեն գերազանցել

20 գ/սմ 3. Այն փաստը, որ սպիտակ թզուկների մեջ նյութի միջին խտությունը կարող է տասնյակ հազարավոր անգամ ավելի մեծ լինել, նշանակում է, որ այնտեղ միջուկները գտնվում են միմյանցից զգալիորեն պակաս, քան 10-8 սմ հեռավորության վրա, հետևաբար, ատոմների էլեկտրոնային թաղանթները. ասես, «փշրված» «և միջուկները բաժանվում են էլեկտրոններից։ Այս առումով կարելի է խոսել սպիտակ թզուկների ինտերիերի նյութի մասին՝ որպես շատ խիտ պլազմայի։ Բայց պլազման առաջին հերթին գազ է, այսինքն՝ նյութի մի վիճակ, երբ այն կազմող մասնիկների միջև հեռավորությունը զգալիորեն գերազանցում է վերջինիս չափը։ Մեր դեպքում միջուկների միջև հեռավորությունը ոչ պակաս է

10 -10 սմ, մինչդեռ միջուկների չափերը աննշան են՝ մոտ 10 -12 սմ։

Այսպիսով, սպիտակ թզուկների ինտերիերի նյութը շատ խիտ իոնացված գազ է: Այնուամենայնիվ, իր հսկայական խտության պատճառով նրա ֆիզիկական հատկությունները կտրուկ տարբերվում են իդեալական գազի հատկություններից: Հատկությունների միջև այս տարբերությունը չպետք է շփոթել հատկությունների հետ իրական գազեր, որոնք բավականին շատ են քննարկվում ֆիզիկայի դասընթացներում։

Որոշվում են գերբարձր խտություններում իոնացված գազի հատուկ հատկությունները դեգեներացիա. Այս երեւույթը կարելի է բացատրել միայն շրջանակում քվանտային մեխանիկա. «Դեգեներացիա» հասկացությունը խորթ է դասական ֆիզիկային: Սա ի՞նչ է։ Այս հարցին պատասխանելու համար մենք նախ պետք է մի փոքր կանգ առնենք ատոմում էլեկտրոնների շարժման առանձնահատկությունների վրա, որոնք նկարագրված են քվանտային մեխանիկայի օրենքներով։ Ատոմային համակարգում յուրաքանչյուր էլեկտրոնի վիճակը որոշվում է քվանտային թվեր նշելով: Այս թվերն են Գլխավորըքվանտային թիվ n, որը որոշում է ատոմում էլեկտրոնի էներգիան, քվանտային թիվը լ, տալով էլեկտրոնի ուղեծրի անկյունային իմպուլսի արժեքը, քվանտային թիվը մ, տալով այս պահի պրոյեկցիայի արժեքը ֆիզիկապես ընտրված ուղղության վրա (օրինակ՝ մագնիսական դաշտի ուղղությունը) և, վերջապես, քվանտային թիվը ս, տալով արժեքը սեփական ոլորող մոմենտէլեկտրոն (սպին): Քվանտային մեխանիկայի հիմնարար օրենքն է Պաուլիի սկզբունքը, որն արգելում է ցանկացած քվանտային համակարգի (օրինակ՝ բարդ ատոմի) ցանկացած երկու էլեկտրոն ունենալ բոլոր նույն քվանտային թվերը։ Եկեք բացատրենք այս սկզբունքը՝ օգտագործելով ատոմի պարզ կիսադասական Բոր մոդելը: Երեք քվանտային թվերի համակցությունը (բացի սպինից) որոշում է ատոմում էլեկտրոնի ուղեծիրը։ Պաուլիի սկզբունքը, ինչպես կիրառվում է ատոմի այս մոդելի համար, արգելում է ավելի քան երկու էլեկտրոնների գտնվել նույն քվանտային ուղեծրում։ Եթե ​​նման ուղեծրում կա երկու էլեկտրոն, ապա դրանք պետք է ունենան հակառակ կողմնորոշված ​​սպիններ։ Սա նշանակում է, որ չնայած նման էլեկտրոնների երեք քվանտային թվերը կարող են նույնը լինել, էլեկտրոնների սպինները բնութագրող քվանտային թվերը պետք է տարբեր լինեն։

Պաուլիի սկզբունքը մեծ նշանակություն ունի ամբողջ ատոմային ֆիզիկայի համար։ Մասնավորապես, միայն այս սկզբունքի հիման վրա կարելի է հասկանալ Մենդելեևի տարրերի պարբերական համակարգի բոլոր առանձնահատկությունները: Պաուլիի սկզբունքն ունի համընդհանուր նշանակություն և կիրառելի է մեծ թվով միանման մասնիկներից բաղկացած բոլոր քվանտային համակարգերի համար։ Նման համակարգի օրինակ, մասնավորապես, սովորական մետաղներն են սենյակային ջերմաստիճանում: Ինչպես հայտնի է, մետաղներում արտաքին էլեկտրոնները կապված չեն իրենց «սեփական» միջուկների հետ, այլ, այսպես ասած, «սոցիալականացված» են։ Նրանք շարժվում են մետաղի իոնային ցանցի բարդ էլեկտրական դաշտում։ Կոպիտ, կիսադասական մոտավորությամբ կարելի է պատկերացնել, որ էլեկտրոնները շարժվում են որոշ, թեև շատ բարդ հետագծերով, և, իհարկե, այդպիսի հետագծերի համար պետք է բավարարվի նաև Պաուլիի սկզբունքը: Սա նշանակում է, որ վերը նշված էլեկտրոնային հետագծերից յուրաքանչյուրի երկայնքով կարող է շարժվել ոչ ավելի, քան երկու էլեկտրոն, որոնք պետք է տարբերվեն իրենց սպիններով։ Պետք է ընդգծել, որ, ըստ քվանտային մեխանիկական օրենքների, նման հնարավոր հետագծերի թիվը, թեև շատ մեծ է, բայց վերջավոր է։ Հետևաբար, ոչ բոլոր երկրաչափական ուղեծրերն են իրագործվում։

Իրականում, իհարկե, մեր պատճառաբանությունը շատ պարզեցված է։ Մենք վերևում խոսեցինք «ուղիների» մասին՝ պարզության համար: Հետագծի երկայնքով շարժման դասական պատկերի փոխարեն քվանտային մեխանիկան խոսում է միայն վիճակէլեկտրոն, որը նկարագրված է մի քանի շատ կոնկրետ («քվանտային») պարամետրերով։ Հնարավոր վիճակներից յուրաքանչյուրում էլեկտրոնն ունի որոշակի հատուկ էներգիա: Հետագծերի երկայնքով շարժման մեր մոդելի շրջանակներում Պաուլիի սկզբունքը կարող է ձևակերպվել հետևյալ կերպ. ոչ ավելի, քան երկու էլեկտրոններ կարող են շարժվել նույն «թույլատրված» հետագծով նույն արագությամբ (այսինքն՝ ունենալ նույն էներգիան):

Երբ կիրառվում է բարդ, բազմաէլեկտրոն ատոմների վրա, Պաուլիի սկզբունքը հնարավորություն է տալիս հասկանալ, թե ինչու նրանց էլեկտրոնները «չեն լցվել» «ամենախորը» ուղեծրեր, որոնց էներգիան նվազագույն է: Այլ կերպ ասած, այն ապահովում է ատոմի կառուցվածքը հասկանալու բանալին: Իրավիճակը ճիշտ նույնն է մետաղի էլեկտրոնների դեպքում, և սպիտակ թզուկների ինտերիերի նյութի դեպքում։ Եթե ​​նույն թվով էլեկտրոններ և ատոմային միջուկներ լցնեին բավականաչափ մեծ ծավալ, ապա «բոլորի համար բավականաչափ տեղ կլիներ»։ Բայց հիմա պատկերացնենք, որ այս հատորը սահմանափակ. Այդ ժամանակ էլեկտրոնների միայն մի փոքր մասը կզբաղեցներ նրանց շարժման բոլոր հնարավոր հետագծերը, որոնց թիվն անպայմանորեն սահմանափակ է։ Մնացած էլեկտրոնները պետք է շարժվեն երկայնքով նույն բանըհետագծեր, որոնք արդեն «զբաղված են». Բայց Պաուլիի սկզբունքի շնորհիվ նրանք այս հետագծերով կշարժվեն մեծ արագությամբ և, հետևաբար, կունենան ավելի մեծէներգիա. Իրավիճակը ճիշտ նույնն է, ինչ բազմաէլեկտրոնային ատոմում, որտեղ նույն սկզբունքի շնորհիվ «ավելորդ» էլեկտրոնները. պարտավորվածավելի շատ էներգիայով շարժվել ուղեծրերով:

Մետաղի կտորում կամ սպիտակ թզուկի ներսում ինչ-որ ծավալի մեջ էլեկտրոնների թիվն ավելի մեծ է, քան շարժման թույլատրելի հետագծերի թիվը։ Իրավիճակն այլ է սովորական գազում, մասնավորապես, հիմնական հաջորդականության աստղերի ինտերիերում։ Այնտեղ էլեկտրոնների թիվը միշտ է ավելի քիչթույլատրելի հետագծերի քանակը. Հետևաբար, էլեկտրոնները կարող են շարժվել տարբեր հետագծերով տարբեր արագություններով, կարծես «առանց միջամտելու» միմյանց: Պաուլիի սկզբունքն այս դեպքում չի ազդում նրանց շարժման վրա։ Նման գազում հաստատվում է արագությունների մաքսվելյան բաշխում և բավարարվում են նյութի գազային վիճակի օրենքները, որոնք հայտնի են դպրոցական ֆիզիկայից, մասնավորապես՝ Կլապեյրոնի օրենքը։ Եթե ​​«սովորական» գազը ուժեղ սեղմված է, ապա էլեկտրոնների հնարավոր հետագծերի թիվը շատ ավելի փոքր կլինի, և, վերջապես, կգա մի վիճակ, երբ յուրաքանչյուր հետագծի համար կլինի ավելի քան երկու էլեկտրոն: Պաուլիի սկզբունքի ուժով այս էլեկտրոնները պետք է ունենան տարբեր արագություններ, որոնք գերազանցում են որոշակի կրիտիկական արժեքը: Եթե ​​մենք այժմ այս սեղմված գազը շատ սառչենք, էլեկտրոնների արագությունը ընդհանրապես չի նվազի։ Հակառակ դեպքում, ինչպես հեշտ է հասկանալ, Պաուլիի սկզբունքը կդադարի գործել: Նույնիսկ բացարձակ զրոյին մոտ, նման գազում էլեկտրոնների արագությունները բարձր կմնան: Նման արտասովոր հատկություններով գազը կոչվում է այլասերված. Նման գազի վարքագիծն ամբողջությամբ բացատրվում է նրանով, որ նրա մասնիկները (մեր դեպքում՝ էլեկտրոնները) զբաղեցնում են բոլոր հնարավոր հետագծերը և շարժվում դրանց երկայնքով «անհրաժեշտության դեպքում» շատ մեծ արագությամբ։ Ի տարբերություն այլասերված գազի, «սովորական» գազում մասնիկների արագությունը դառնում է շատ փոքր, քանի որ ջերմաստիճանը նվազում է: Դրան համապատասխան նվազում է նաև նրա ճնշումը։ Ինչպիսի՞ն է իրավիճակը դեգեներատ գազի ճնշման հետ կապված: Դա անելու համար եկեք հիշենք, թե ինչ ենք անվանում գազի ճնշում: Սա այն ազդակն է, որ գազի մասնիկները փոխանցվում են ժամանակի մեկ վայրկյանում որոշակի «պատի» հետ բախման ժամանակ, որը սահմանափակում է դրա ծավալը: Այստեղից պարզ է դառնում, որ դեգեներացված գազի ճնշումը պետք է շատ բարձր լինի, քանի որ այն կազմող մասնիկների արագությունները մեծ են։ Նույնիսկ շատ ցածր ջերմաստիճաններում դեգեներացված գազի ճնշումը պետք է բարձր մնա, քանի որ նրա մասնիկների արագությունները, ի տարբերություն սովորական գազի, գրեթե չեն նվազում ջերմաստիճանի նվազման հետ: Պետք է ակնկալել, որ այլասերված գազի ճնշումը քիչ է կախված նրա ջերմաստիճանից, քանի որ այն կազմող մասնիկների շարժման արագությունը որոշվում է հիմնականում Պաուլիի սկզբունքով։

Էլեկտրոնների հետ միասին սպիտակ թզուկների ինտերիերում պետք է լինեն «մերկ» միջուկներ, ինչպես նաև բարձր իոնացված ատոմներ, որոնք պահպանել են իրենց «ներքին» էլեկտրոնային թաղանթները: Ստացվում է, որ նրանց համար «թույլատրված» հետագծերի թիվը միշտ ավելի մեծ է, քան մասնիկների թիվը։ Հետևաբար, դրանք ձևավորում են ոչ թե այլասերված, այլ «նորմալ» գազ։ Նրանց արագությունները որոշվում են սպիտակ թզուկների նյութի ջերմաստիճանով և միշտ շատ ավելի քիչ են, քան էլեկտրոնների արագությունները՝ պայմանավորված Պաուլիի սկզբունքով։ Հետևաբար, սպիտակ թզուկների ինտերիերում ճնշումը պայմանավորված է միայն այլասերված էլեկտրոնային գազով: Այստեղից հետևում է, որ սպիտակ թզուկների հավասարակշռությունը գրեթե անկախ է նրանց ջերմաստիճանից։

Ինչպես ցույց են տալիս քվանտային մեխանիկական հաշվարկները, դեգեներատիվ էլեկտրոնային գազի ճնշումը, արտահայտված մթնոլորտում, որոշվում է բանաձևով.

(10.1)

որտեղ է հաստատունը Կ = 3

10 6 և խտություն

արտահայտված, ինչպես միշտ, գրամներով մեկ խորանարդ սանտիմետրով: Բանաձևը (10.1) փոխարինում է Կլապեյրոնի հավասարմանը այլասերված գազի համար և հանդիսանում է նրա «վիճակի հավասարումը»: Այս հավասարման բնորոշ առանձնահատկությունն այն է, որ ջերմաստիճանը ներառված չէ դրանում: Բացի այդ, ի տարբերություն Կլապեյրոնի հավասարման, որտեղ ճնշումը համաչափ է խտության առաջին աստիճանին, այստեղ ճնշման կախվածությունը խտությունից ավելի ուժեղ է։ Դժվար չէ հասկանալ: Ի վերջո, ճնշումը համամասնական է մասնիկների համակենտրոնացմանը և դրանց արագությանը: Մասնիկների կոնցենտրացիան բնականաբար համաչափ է խտությանը, իսկ դեգեներացված գազի մասնիկների արագությունը մեծանում է խտության աճով, քանի որ միևնույն ժամանակ, ըստ Պաուլիի սկզբունքի, մեծանում է «ավելորդ» մասնիկների թիվը, որոնք ստիպված են շարժվել մեծ արագությամբ։ .

(10.1) բանաձևի կիրառելիության պայմանը էլեկտրոնների ջերմային արագությունների փոքրությունն է՝ համեմատած «դեգեներացիայի» հետևանքով առաջացած արագությունների հետ։ Շատ բարձր ջերմաստիճանի դեպքում բանաձևը (10.1) պետք է վերածվի Կլապեյրոնի բանաձևի (6.2): Եթե ​​խտությամբ գազի համար ստացված ճնշումը

ըստ բանաձևի (10.1), ավելին, քան ըստ (6.2) բանաձևի, ինչը նշանակում է, որ գազը այլասերված է։ Սա մեզ տալիս է «դեգեներատիվ վիճակ»

(10.2)

Միջին մոլեկուլային քաշը: Ինչի՞ն է դա հավասար։

սպիտակ թզուկների ինտերիերում? Նախևառաջ, այնտեղ գործնականում ջրածին չպետք է լինի. նման հսկայական խտության և բավականին բարձր ջերմաստիճանի դեպքում այն ​​վաղուց արդեն «այրվել է» միջուկային ռեակցիաներում: Սպիտակ թզուկների ինտերիերի հիմնական տարրը պետք է լինի հելիումը: Քանի որ նրա ատոմային զանգվածը 4 է և իոնացման ժամանակ տալիս է երկու էլեկտրոն (պետք է նաև հաշվի առնել, որ ճնշում արտադրող մասնիկները միայն էլեկտրոններն են), ապա միջին մոլեկուլային զանգվածը պետք է շատ մոտ լինի 2-ին։ ) գրված է այսպես.

(10.3)

Եթե, օրինակ, ջերմաստիճանը Տ= 300 K (սենյակային ջերմաստիճան), ապա

> 2, 5

10 -4 գ/սմ 3: Սա շատ ցածր խտություն է, որից անմիջապես հետևում է, որ մետաղներում էլեկտրոնները պետք է այլասերված լինեն (իրականում, այս դեպքում հաստատունները ԿԵվ

այլ նշանակություն ունեն, բայց հարցի էությունը չի փոխվում): Եթե ​​ջերմաստիճանը Տմոտ է աստղային ինտերիերի ջերմաստիճանին, այսինքն՝ մոտ 10 միլիոն կելվին, ապա > 1000 գ/սմ 3. Դրանից անմիջապես բխում են երկու եզրակացություն.

ա. Սովորական աստղերի ինտերիերում, որտեղ խտությունը, թեև բարձր է, անշուշտ 1000 գ/սմ 3-ից ցածր է, գազը այլասերված չէ: Սա արդարացնում է գազային վիճակի սովորական օրենքների կիրառելիությունը, որոնք մենք լայնորեն օգտագործում ենք § 6-ում:

բ. Սպիտակ թզուկներն ունեն միջին և առավել ևս կենտրոնական խտություններ, որոնք ակնհայտորեն ավելի մեծ են, քան 1000 գ/սմ 3: Հետեւաբար, գազային պետության սովորական օրենքները կիրառելի չեն նրանց համար։ Սպիտակ թզուկներին հասկանալու համար անհրաժեշտ է իմանալ դեգեներացված գազի հատկությունները, որոնք նկարագրված են նրա վիճակի հավասարմամբ (10.1): Այս հավասարումից, առաջին հերթին, հետևում է, որ սպիտակ թզուկների կառուցվածքը գործնականում անկախ է նրանց ջերմաստիճանից։ Քանի որ, մյուս կողմից, այս օբյեկտների պայծառությունը որոշվում է նրանց ջերմաստիճանով (օրինակ, ջերմամիջուկային ռեակցիաների արագությունը կախված է ջերմաստիճանից), կարող ենք եզրակացնել, որ սպիտակ թզուկների կառուցվածքը կախված չէ պայծառությունից: Սկզբունքորեն, սպիտակ թզուկը կարող է գոյություն ունենալ (այսինքն լինել հավասարակշռության կոնֆիգուրացիայի մեջ) բացարձակ զրոյին մոտ ջերմաստիճանում: Այսպիսով, մենք գալիս ենք այն եզրակացության, որ սպիտակ թզուկների համար, ի տարբերություն «սովորական» աստղերի, գոյություն չունի «զանգված-լուսավորություն» հարաբերություն:

Այս անսովոր աստղերի համար, սակայն, գոյություն ունի զանգված-շառավիղ կոնկրետ հարաբերություն: Ինչպես նույն մետաղից պատրաստված հավասար զանգվածի գնդիկները պետք է ունենան հավասար տրամագիծ, նույն զանգվածով սպիտակ թզուկների չափերը նույնպես պետք է լինեն նույնը: Այս պնդումն ակնհայտորեն ճիշտ չէ այլ աստղերի համար. հսկա աստղերը և հիմնական հաջորդականության աստղերը կարող են ունենալ նույն զանգվածը, բայց զգալիորեն տարբեր տրամագծեր: Սպիտակ թզուկների և այլ աստղերի միջև այս տարբերությունը բացատրվում է նրանով, որ ջերմաստիճանը գրեթե ոչ մի դեր չի խաղում նրանց հիդրոստատիկ հավասարակշռության մեջ, որը որոշում է կառուցվածքը:

Քանի որ դա այդպես է, պետք է լինի ինչ-որ համընդհանուր հարաբերություն, որը կապում է սպիտակ թզուկների զանգվածները և նրանց շառավիղները: Այս կարևոր կախվածությունը, որը հեռու է տարրականից, մեր խնդիրը չէ։ Կախվածությունն ինքնին (լոգարիթմական մասշտաբով) ներկայացված է Նկ. 10.1. Այս նկարում շրջանակները և քառակուսիները նշում են որոշ սպիտակ թզուկների դիրքերը հայտնի զանգվածներով և շառավղներով: Այս նկարում ներկայացված սպիտակ թզուկների զանգվածի և շառավղի կախվածությունը երկու հետաքրքիր առանձնահատկություն ունի. Նախ, հետևում է, որ որքան մեծ է սպիտակ թզուկի զանգվածը, այնքան փոքր է նրա շառավիղը: Այս առումով սպիտակ թզուկներն իրենց այլ կերպ են պահում, քան մետաղի մեկ բլոկից պատրաստված գնդիկները... Երկրորդ՝ սպիտակ թզուկներն ունեն առավելագույն թույլատրելի զանգվածային արժեք[ 27 ]։ Տեսությունը կանխատեսում է, որ սպիտակ թզուկները, որոնց զանգվածը կգերազանցի 1,43 արեգակնային զանգվածը, չեն կարող գոյություն ունենալ բնության մեջ [28]։ Եթե ​​սպիտակ թզուկի զանգվածը մոտենում է այս կրիտիկական արժեքին ավելի ցածր զանգվածներից, ապա նրա շառավիղը կձգտի զրոյի: Գործնականում դա նշանակում է, որ սկսած որոշակի զանգվածից, այլասերված գազի ճնշումն այլևս չի կարող հավասարակշռել ձգողության ուժը, և աստղը աղետալիորեն կփլուզվի։

Այս արդյունքը բացառիկ մեծ նշանակություն ունի աստղերի էվոլյուցիայի ողջ խնդրի համար։ Հետեւաբար, արժե մի փոքր ավելի մանրամասն անդրադառնալ դրա վրա: Քանի որ սպիտակ թզուկի զանգվածը մեծանում է, նրա կենտրոնական խտությունը ավելի ու ավելի կաճի։ Էլեկտրոնային գազի դեգեներացիան գնալով ավելի կուժեղանա: Սա նշանակում է, որ «թույլատրված» հետագծի համար մասնիկների ավելացում կլինի: Նրանք շատ «կծկված» կլինեն և (որպեսզի չխախտեն Պաուլիի սկզբունքը!) կշարժվեն ավելի ու ավելի մեծ արագությամբ։ Այս արագությունները բավականին մոտ կլինեն լույսի արագությանը։ Նյութի նոր վիճակ կառաջանա, որը կոչվում է «ռելյատիվիստական ​​դեգեներացիա»։ Նման գազի վիճակի հավասարումը կփոխվի. այն այլևս չի նկարագրվի բանաձևով (10.1): (10.1-ի) փոխարեն հարաբերությունը կպահպանվի

(10.4)

Ներկա իրավիճակը գնահատելու համար ենթադրենք, ինչպես արվեց § 6-ում.

Մ/Ռ 3. Հետո՝ հարաբերական դեգեներացիայով Պ Մ 4/ 3 /Ռ 4, իսկ գրավիտացիային հակազդող ուժը և հավասար է ճնշման անկմանը

Մինչդեռ ձգողության ուժն է

ԳՄ/Ռ 2 Մ 2 /Ռ 5. Մենք տեսնում ենք, որ երկու ուժերն էլ՝ ձգողականությունը և ճնշման անկումը, կախված են աստղի չափից նույն կերպ՝ ինչպես Ռ-5, և տարբեր կերպ են կախված զանգվածից: Հետևաբար, աստղի զանգվածի որոշակի, միանգամայն որոշակի արժեք պետք է լինի, որի դեպքում երկու ուժերը հավասարակշռված են: Եթե ​​զանգվածը գերազանցի որոշակի կրիտիկական արժեքը, ապա ձգողականության ուժը միշտ կգերակայի ճնշման տարբերության պատճառով առաջացած ուժին, և աստղը աղետալիորեն կփլուզվի։

Հիմա ենթադրենք, որ զանգվածը կրիտիկականից պակաս է։ Այնուհետև ճնշման ուժը ավելի մեծ կլինի, քան գրավիտացիոն ուժը, հետևաբար աստղը կսկսի ընդլայնվել: Ընդլայնման գործընթացում հարաբերական դեգեներացիան կփոխարինվի սովորական «ոչ հարաբերական» այլասերումով։ Այս դեպքում վիճակի հավասարումից Պ

5/ 3 հետևում է, որ P/R Մ 5/ 3 /Ռ 6, այսինքն՝ ձգողականությանը հակազդող ուժի կախվածությունը Ռավելի ուժեղ կլինի: Հետեւաբար, որոշակի շառավղով աստղի ընդլայնումը կդադարի։

Այս որակական վերլուծությունը, մի կողմից, ցույց է տալիս սպիտակ թզուկների համար զանգված-շառավիղ կապի առկայության անհրաժեշտությունը և դրա բնույթը (այսինքն՝ որքան փոքր է շառավիղը, այնքան մեծ է զանգվածը), իսկ մյուս կողմից՝ արդարացնում է. սահմանափակող զանգվածի առկայությունը, որն անխուսափելի հարաբերական դեգեներացիայի հետևանք է։ Որքա՞ն ժամանակ կարող են փոքրանալ 1,2 արեգակնային զանգվածից մեծ զանգված ունեցող աստղերը: Այս հետաքրքրաշարժ խնդիրը, որը շատ արդիական է դարձել վերջին տարիներին, կքննարկվի § 24-ում:

Սպիտակ թզուկների ինտերիերի նյութը բնութագրվում է բարձր թափանցիկությամբ և ջերմային հաղորդունակությամբ։ Այս նյութի լավ թափանցիկությունը կրկին բացատրվում է Պաուլիի սկզբունքով: Ի վերջո, նյութի մեջ լույսի կլանումը կապված է էլեկտրոնների վիճակի փոփոխության հետ, որը պայմանավորված է նրանց մի ուղեծրից մյուսն անցումներով: Բայց եթե այլասերված գազի «ուղեծրերի» (կամ «հետագծերի») ճնշող մեծամասնությունը «զբաղված է», ապա նման անցումները շատ դժվար են: Սպիտակ թզուկի պլազմայում միայն շատ քիչ, հատկապես արագ էլեկտրոններ կարող են կլանել ճառագայթային քվանտան: Այլասերված գազի ջերմային հաղորդունակությունը բարձր է. սովորական մետաղները ծառայում են որպես դրա օրինակ: Շատ բարձր թափանցիկության և ջերմային հաղորդունակության պատճառով սպիտակ թզուկի հարցում ջերմաստիճանի մեծ փոփոխություններ չեն կարող տեղի ունենալ։ Ջերմաստիճանի գրեթե ողջ տարբերությունը, եթե դուք տեղափոխվում եք սպիտակ թզուկի մակերեսից դեպի կենտրոն, տեղի է ունենում նյութի շատ բարակ արտաքին շերտում, որը գտնվում է ոչ այլասերված վիճակում: Այս շերտում, որի հաստությունը կազմում է շառավիղի մոտ 1%-ը, ջերմաստիճանը մակերեսի վրա մի քանի հազար կելվինից բարձրանում է մինչև մոտ տասը միլիոն կելվին, այնուհետև մնում է գրեթե անփոփոխ մինչև աստղի կենտրոնը։

Սպիտակ թզուկները, թեև թույլ, այնուամենայնիվ, արտանետում են: Ո՞րն է էներգիայի աղբյուրը այս ճառագայթման համար: Ինչպես արդեն նշվեց վերևում, սպիտակ թզուկների խորքերում գործնականում չկա ջրածին, հիմնական միջուկային վառելիքը: Գրեթե ամբողջը այրվել է աստղերի էվոլյուցիայի փուլերում, որոնք նախորդել են սպիտակ թզուկների փուլին: Սակայն, մյուս կողմից, սպեկտրոսկոպիկ դիտարկումները հստակ ցույց են տալիս, որ ջրածինը առկա է սպիտակ թզուկների ամենաարտաքին շերտերում։ Այն կա՛մ չի հասցրել այրվել, կա՛մ (ավելի հավանական է) հայտնվել է միջաստղային միջավայրից: Հնարավոր է, որ սպիտակ թզուկների էներգիայի աղբյուրը կարող է լինել ջրածնի միջուկային ռեակցիաները, որոնք տեղի են ունենում շատ բարակ գնդաձև շերտում՝ նրանց ներսի և մթնոլորտի խիտ դեգեներատ նյութի սահմանին: Բացի այդ, սպիտակ թզուկները կարող են մակերևույթի բավականին բարձր ջերմաստիճան պահպանել սովորական ջերմային հաղորդակցության միջոցով: Սա նշանակում է, որ սպիտակ թզուկները, չունենալով էներգիայի աղբյուրներ, սառչում են՝ ճառագելով իրենց ջերմային պաշարներից։ Եվ այդ պաշարները շատ զգալի են։ Քանի որ սպիտակ թզուկների նյութում էլեկտրոնների շարժումները պայմանավորված են այլասերվածության երևույթով, նրանց ինտերիերում ջերմային պաշարը պարունակվում է միջուկներում և իոնացված ատոմներում: Ենթադրելով, որ սպիտակ թզուկների նյութը հիմնականում բաղկացած է հելիումից (ատոմային քաշը 4), հեշտ է գտնել սպիտակ թզուկի մեջ պարունակվող ջերմային էներգիայի քանակը.

(10.5)

Որտեղ մ H-ն ջրածնի ատոմի զանգվածն է, կ- Բոլցմանի հաստատուն. Սպիտակ թզուկի սառեցման ժամանակը կարելի է գնահատել բաժանելով Ե Տիր պայծառության վրա Լ. Պարզվում է, որ այն մի քանի հարյուր միլիոն տարվա կարգի է։

Նկ. Նկար 10.2-ը ցույց է տալիս մի շարք սպիտակ թզուկների լուսավորության էմպիրիկ կախվածությունը մակերեսի ջերմաստիճանից: Ուղիղ գծերը հաստատուն շառավիղների տեղանքներ են: Վերջիններս արտահայտվում են արեգակնային շառավիղի կոտորակներով։ Թվում է, որ էմպիրիկ կետերը լավ տեղավորվում են այս գծերի երկայնքով: Սա նշանակում է, որ դիտարկված սպիտակ թզուկները գտնվում են սառեցման տարբեր փուլերում։

Վերջին տարիներին Զեյմանի էֆեկտի պատճառով սպեկտրալ կլանման գծերի ուժեղ պառակտում է հայտնաբերվել մեկ տասնյակ սպիտակ թզուկների մոտ: Պառակտման մեծությունից հետևում է, որ այս աստղերի մակերեսի վրա մագնիսական դաշտի ուժգնությունը հասնում է տասը միլիոն երստեդների (Oe) կարգի հսկայական արժեքի: Մագնիսական դաշտի նման մեծ արժեքը, ըստ երեւույթին, բացատրվում է սպիտակ թզուկների առաջացման պայմաններով։ Օրինակ, եթե ենթադրենք, որ աստղը կծկվում է առանց զանգվածի զգալի կորստի, ապա կարող ենք ակնկալել, որ մագնիսական հոսքը (այսինքն՝ աստղի մակերեսի և մագնիսական դաշտի ուժգնության արտադրյալը) պահպանում է իր արժեքը։ Հետևում է, որ մագնիսական դաշտի ուժգնությունը, երբ աստղը կծկվում է, կաճի հակադարձ համամասնությամբ նրա շառավիղի քառակուսին: Հետևաբար, այն կարող է աճել հարյուր հազարավոր անգամներ: Մագնիսական դաշտի մեծացման այս մեխանիզմը հատկապես կարևոր է նեյտրոնաստղեր, որոնք կքննարկվեն § 22[29]-ում: Հետաքրքիր է նշել, որ սպիտակ թզուկների մեծ մասը մի քանի հազար երստեդից ավելի ուժեղ դաշտ չունի: Այսպիսով, «մագնիսացված» սպիտակ թզուկները տիեզերքի այս տեսակի «սև» և «սպիտակ անցքերի» մեջ հատուկ խումբ են կազմում 1974 թվականի մարտին ԽՍՀՄ ԳԱ Պ. Ն. Լեբեդևի պետական ​​աստղագիտական ​​ինստիտուտում հայտնվեց մի հետաքրքիր հայտարարություն: մուտքի մոտ։ Համատեղ սեմինարին պետք է ընթերցվեր «Սպիտակ անցքերը պայթո՞ւմ են» վերնագրով զեկույց։ Գիտական

Իշխանը ամպերի երկրից գրքից հեղինակ Գալֆար Քրիստոֆ

Գլուխ 4 Ականջը պատին սեղմելով՝ Տրիստամը լսեց Լազուրոյի ոտնաձայները, որոնք անհետանում էին։ Մինչդեռ Թոմը զննում էր ներքևի դուռը, որը կանգնեցրեց նրանց անկումը։ - Շշուկով հարցրեց Տրիստամը, վերադառնալով իր ընկերոջը. «Ոչ, ընդհանրապես: Ավելի լավ էր դուրս գալ ու ամեն ինչ խոստովանել։ Նրանք

Աչք և արև գրքից հեղինակ Վավիլով Սերգեյ Իվանովիչ

Գլուխ 7 Այս երեկոյան ժամին հրապարակը գրեթե ամայի էր։ Տրիստամը վճռական քայլով առաջ գնաց, բայց հետո նրան կանչեցին՝ «Ի՞նչ ես անում այստեղ»։ Հեյ Գյուղ! ասում եմ քեզ! Մի՞թե Լազուրոն քեզ չի գրավել գրադարանում

Միջաստղային գրքից. գիտությունը կուլիսներում հեղինակ Թորն Քիփ Սթիվեն

Գլուխ 8 Թողնելով Տրիստամին այգու ծայրամասում՝ Թոմը բարձրացավ իր սենյակ և սկսեց չոր հագուստ հագնել։ Զանգը նորից հնչեց, ժամանակն էր գնալ սեղանի մոտ։ Մի բան խանգարեց. Թոմը չէր կարող մոռանալ գաղտնի գրադարանի գրքի մասին: Նույնիսկ հագուստը փոխելիս նա աչքը չէր կտրում նրանից

Հեղինակի գրքից

Գլուխ 16 Քամին ավելի ու ավելի էր փչում։ Բրնձի խուճապի ցողունները անխնա մտրակեցին Թոմին և Տրիստամին, երբ նրանք փախչում էին իրենց հետապնդողներից: Վախից խելագարված տղաները մտածում էին միայն միսիս Դրեյքի հետ հասնելու մասին։ Այն արդեն մոտ էր պաշտպանիչ ցանկապատին։ Քաղաքի սահմանների մոտ՝ Տրիստամի մայրը

Հեղինակի գրքից

Գլուխ 1 Տրիստամը և Թոմը թռան շատ բարձր՝ շատ ավելի բարձր, քան բնական ամպերը բարձրանում: Ավելի քան մեկ ժամ էր անցել այն պահից, երբ նրանք թողեցին սառցե վարագույրը, որից բռնակալի զորքերը ընկան Միրթիլվիլի վրա։

Հեղինակի գրքից

Գլուխ 2 Երկնքում փայլատակեցին Ծիր Կաթինի աստղերը: Թռիչքի սկզբից Թոմը ոչ մի բառ չէր արտասանել, բայց Թրիստամը զգաց, որ իր ընկերն այլևս նախկինի պես մռայլ չէր «Ինչի՞ մասին ես խոսում»: Դուք

Հեղինակի գրքից

Գլուխ 3 Լույս էր դառնում: Տիեզերքն ու աստղերը աստիճանաբար անհետացան: Երկինքը լցվեց լույսով և կորցրեց իր թափանցիկությունը: Շատ-շատ ցուրտ դարձավ։ Եվ շատ հանգիստ. թվում էր, թե անհանգստության նշաններ չկան: Թոմն ու Տրիստամը քնած էին։ Նրանք չէին տեսնում, որ կառավարման վահանակը երկար ժամանակ թարթում էր

Հեղինակի գրքից

Գլուխ 4 «Սթափվելով», - ասաց Տրիստամը բացեց աչքերը: Նա պառկած էր մահճակալի վրա, որի մոտ երեք մարդ կար՝ տղամարդ և երկու կին։ Այն սենյակի առաստաղը, որտեղ նա գտնվում էր, ներկված էր մուգ կանաչ գույնով։ Պատերը նույնպես կանաչ էին, բայց ավելի բաց երանգի պատուհաններ չկային

Հեղինակի գրքից

Գլուխ 5 Երբ հիվանդանոցի դուռը բացվեց, և շարասյունը դուրս եկավ, Տրիստամը ակամա փակեց աչքերը պայծառ լույսի դեմ։ Քաղաքը շրջապատող ամպամած յոթ լեռնաշղթայի գագաթները փայլում էին այնպիսի մաքուր ու շլացուցիչ սպիտակությամբ, որ ստիպված էր աչքերը փակ հետևել ոստիկաններին։ Այսպիսով,

Հեղինակի գրքից

Գլուխ 6 Բանտը, առանց մեկ պատուհանի կույր պատերով, գտնվում էր ամպի խորքում, որի վրա կառուցված էր Սպիտակ մայրաքաղաքը: Մի անգամ խցում վախեցած Տրիստամը և Թոմը որոշ ժամանակ լուռ նստեցին իրենց համար հատկացված մահճակալի վրա, իրականում դա այդպես էր.

Հեղինակի գրքից

Գլուխ 7 Անցավ մի քանի ժամ։ Տրիստամն ու Թոմը պառկել էին կոշտ երկհարկանիների վրա մութ, առանց պատուհանի խցում՝ անընդհատ շուռ տալով ու շրջվելով մի կողմից։ Հենց որ ֆլեյտայի մեղեդին դադարեց, ծերունին անմիջապես նիրհեց՝ քնի մեջ ինչ-որ անլսելի մրթմրթալով Թոմը նորից սկսեց դողալ։ Ես հասկացա Տրիստանին

Հեղինակի գրքից

Գլուխ 8 Ծխնելույզներից թանձր ծուխ է թափվում՝ խառնված լուսաբաց սառը և խոնավ օդի հետ: Սպիտակ մայրաքաղաքի կենտրոնի բոլոր խաչմերուկներում տեղակայվել են ձնեմարդեր։ Նրանք ավելի քիչ էին նմանվում իրավապահներին և ավելի շատ նման էին օկուպացիոն զորքերին

Հեղինակի գրքից

Հեղինակի գրքից

Աստղային մահ. սպիտակ թզուկներ, նեյտրոնային աստղեր և սև խոռոչներ Արևը և Երկիրը մոտավորապես 4,5 միլիարդ տարեկան են, ինչը Տիեզերքի տարիքի մոտ մեկ երրորդն է: Եվս 6,5 միլիարդ տարի անց արեգակնային միջուկը կսպառի միջուկային վառելիքը, որը արևը տաք է պահում: Հետո այն կսկսվի

Որտեղի՞ց են գալիս սպիտակ թզուկները:

Այն, ինչ տեղի կունենա աստղի հետ իր կյանքի վերջում, կախված է այն զանգվածից, որը աստղը ունեցել է ծննդյան ժամանակ: Աստղերը, որոնք սկզբում ավելի մեծ զանգված են ունեցել, ավարտում են իրենց կյանքը որպես սև խոռոչներ և նեյտրոնային աստղեր: Ցածր կամ միջին զանգվածի աստղերը (արեգակնային 8-ից պակաս զանգված ունեցող աստղերը) կդառնան սպիտակ թզուկներ։ Տիպիկ սպիտակ թզուկը մոտավորապես Արեգակի զանգվածն է և մի փոքր ավելի մեծ է, քան Երկիրը: Սպիտակ թզուկը նյութի ամենախիտ ձևերից մեկն է, որին խտությամբ գերազանցում են միայն նեյտրոնային աստղերը և սև խոռոչները:

Միջին զանգվածի աստղերը, ինչպես մեր Արեգակը, ապրում են՝ իրենց միջուկներում ջրածինը վերածելով հելիումի։ Այս գործընթացն այս պահին տեղի է ունենում Արեգակի վրա։ Արեգակի կողմից ջրածնից հելիումի միջուկային միաձուլման արդյունքում ստացված էներգիան ներքին ճնշում է ստեղծում: Առաջիկա 5 միլիարդ տարվա ընթացքում Արեգակը կսպառի իր միջուկում ջրածնի պաշարը:

Աստղը կարելի է համեմատել ճնշման կաթսայի հետ: Երբ փակ կոնտեյները տաքացվում է, դրա ներսում ճնշումը մեծանում է: Նման բան տեղի է ունենում Արևում, իհարկե, խստորեն ասած, Արևը չի կարելի անվանել փակ կոնտեյներ. Ձգողականությունը գործում է աստղի նյութի վրա՝ փորձելով սեղմել այն, իսկ միջուկում տաք գազի ստեղծած ճնշումը փորձում է ընդլայնել աստղը։ Ճնշման և ձգողականության հավասարակշռությունը շատ նուրբ է:
Երբ Արեգակի ջրածինը վերջանա, ձգողականությունը կսկսի տիրել այս հավասարակշռությանը, և աստղը կսկսի փոքրանալ: Սակայն սեղմման ժամանակ տեղի է ունենում տաքացում, և աստղի արտաքին շերտերում մնացած ջրածնի մի մասը սկսում է այրվել։ Ջրածնի այս վառվող թաղանթն ընդլայնում է աստղի արտաքին շերտերը։ Երբ դա տեղի ունենա, մեր Արեգակը կդառնա կարմիր հսկա, այն կդառնա այնքան մեծ, որ Մերկուրին ամբողջովին կլանվի: Երբ աստղը մեծանում է չափերով, այն սառչում է: Այնուամենայնիվ, կարմիր հսկայի միջուկի ջերմաստիճանը բարձրանում է այնքան ժամանակ, մինչև այն այնքան տաքանա, որ այրվի հելիումը (սինթեզված ջրածնից): Ի վերջո, հելիումը կվերածվի ածխածնի և ավելի ծանր տարրերի: Այն փուլը, որտեղ Արևը կարմիր հսկա է, կտևի 1 միլիարդ տարի, իսկ ջրածնի այրման փուլը՝ 10 միլիարդ տարի:

Գնդիկավոր կլաստեր M4: Օպտիկական պատկեր ցամաքային աստղադիտակից (ձախ) և Hubble աստղադիտակի պատկեր (աջ): Սպիտակ թզուկները նշված են շրջանակներով: Հղում` Հարվի Ռիչեր (Բրիտանական Կոլումբիայի համալսարան, Վանկուվեր, Կանադա), Մ. Բոլթ (Կալիֆորնիայի համալսարան, Սանտա Կրուզ) և NASA/ESA

Մենք արդեն գիտենք, որ մեր Արեգակի նման միջին զանգվածի աստղերը կդառնան կարմիր հսկաներ: Բայց ի՞նչ կլինի հետո։ Մեր կարմիր հսկան հելիումից ածխածին կարտադրի։ Երբ հելիումը վերջանա, միջուկը դեռ այնքան տաք չի լինի, որ սկսի ածխածնի այրումը: Հիմա ի՞նչ։

Քանի որ Արևը այնքան տաք չի լինի, որ ածխածինը այրվի, գրավիտացիան նորից կգրավի: Երբ աստղը կծկվում է, էներգիա է ազատվում, ինչը կհանգեցնի աստղի պատյան հետագա ընդլայնմանը: Այժմ աստղը կդառնա ավելի մեծ, քան նախկինում: Մեր Արեգակի շառավիղը կդառնա ավելի մեծ, քան Երկրի ուղեծրի շառավիղը:

Այս ժամանակահատվածում Արևը կդառնա անկայուն և կկորցնի իր էությունը: Դա կշարունակվի այնքան ժամանակ, մինչև աստղը ամբողջությամբ չթափի իր արտաքին շերտերը: Աստղի միջուկը կմնա անձեռնմխելի և կդառնա սպիտակ թզուկ: Սպիտակ թզուկը շրջապատված կլինի գազի ընդլայնվող թաղանթով, որը կոչվում է մոլորակային միգամածություն: Միգամածությունները կոչվում են մոլորակային միգամածություններ, քանի որ վաղ դիտորդները կարծում էին, որ դրանք նման են Ուրան և Նեպտուն մոլորակներին: Կան մի քանի մոլորակային միգամածություններ, որոնք կարելի է տեսնել սիրողական աստղադիտակով: Դրանցից մոտավորապես կեսում կենտրոնում կարելի է տեսնել սպիտակ թզուկ՝ օգտագործելով բավականին համեստ չափի աստղադիտակ:

Մոլորակային միգամածությունը միջին զանգվածի աստղի նշան է, որն անցնում է կարմիր հսկայից սպիտակ թզուկի: Մեր Արեգակի զանգվածով համեմատվող աստղերը մոտ 75000 տարի հետո կվերածվեն սպիտակ թզուկների՝ աստիճանաբար դուրս թողնելով իրենց պատյանները: Ի վերջո, ինչպես մեր Արեգակը, նրանք աստիճանաբար կսառչեն և կվերածվեն ածխածնի սև կտորների, մի գործընթաց, որը կտևի մոտ 10 միլիարդ տարի:

Սպիտակ թզուկների դիտարկումները

Սպիտակ թզուկներին դիտարկելու մի քանի եղանակ կա: Հայտնաբերված առաջին սպիտակ թզուկը Սիրիուսի ուղեկից աստղն է՝ Մեծ Կանիս համաստեղության պայծառ աստղը: 1844 թվականին աստղագետ Ֆրիդրիխ Բեսելը Սիրիուսում նկատել է թույլ առաջ և հետընթաց շարժումներ, ասես անտեսանելի առարկա է պտտվում նրա շուրջը։ 1863 թվականին օպտիկ և աստղադիտակի դիզայներ Ալվան Քլարկը հայտնաբերեց այս առեղծվածային օբյեկտը։ Հետագայում ուղեկից աստղը ճանաչվեց որպես սպիտակ թզուկ: Ներկայումս այս զույգը հայտնի է Սիրիուս Ա և Սիրիուս Բ անուններով, որտեղ B-ն սպիտակ թզուկ է: Այս համակարգի ուղեծրային շրջանը 50 տարի է։

Սլաքը ցույց է տալիս սպիտակ թզուկը՝ Սիրիուս Բ-ն, ավելի մեծ Սիրիուս Ա-ի կողքին: Հղում՝ McDonald Observatory, NASA/SAO/CXC)

Քանի որ սպիտակ թզուկները շատ փոքր են և, հետևաբար, դժվար է հայտնաբերել, երկուական համակարգերը դրանք հայտնաբերելու եղանակներից մեկն են: Ինչպես Սիրիուսի դեպքում, եթե աստղն ունի որոշակի տեսակի անբացատրելի շարժում, կարող է պարզվել, որ միայնակ աստղը իրականում բազմակի համակարգ է: Ավելի ուշադիր ուսումնասիրելով՝ հնարավոր է պարզել՝ արդյոք ուղեկից աստղը սպիտակ թզուկ է։ «Հաբլ» տիեզերական աստղադիտակն իր 2,4 մետրանոց հայելիով և բարելավված օպտիկայով, իր լայնադաշտի մոլորակային տեսախցիկի միջոցով հաջողությամբ դիտել է սպիտակ թզուկները: 1995 թվականի օգոստոսին այս տեսախցիկը օգտագործվել է Կարիճ համաստեղության M4 գնդային կլաստերի ավելի քան 75 սպիտակ թզուկների դիտարկման համար։ Այս սպիտակ թզուկներն այնքան թույլ էին, որ դրանցից ամենապայծառները ոչ ավելի պայծառ էին, քան Լուսնի հեռավորության վրա գտնվող 100 վտ հզորությամբ լամպը: M4-ը գտնվում է մեզանից 7000 լուսատարի հեռավորության վրա և մեզ ամենամոտ գնդիկավոր կլաստերն է: Նրա տարիքը մոտավորապես 14 միլիարդ տարի է, ինչի պատճառով այս կլաստերի աստղերի մեծ մասը գտնվում է իրենց կյանքի վերջին փուլում:

Սպիտակ թզուկներ - Աստղագիտության պատմության ամենահետաքրքիր թեմաներից մեկը. առաջին անգամ հայտնաբերվեցին երկնային մարմիններ այնպիսի հատկություններով, որոնց հետ մենք գործ ունենք երկրային պայմաններում: Եվ, ամենայն հավանականությամբ, սպիտակ թզուկների առեղծվածի լուծումը նշանավորեց Տիեզերքի տարբեր մասերում ինչ-որ տեղ թաքնված նյութի առեղծվածային բնույթի հետազոտության սկիզբը:

Տիեզերքում շատ սպիտակ թզուկներ կան: Ժամանակին դրանք համարվում էին հազվադեպ, բայց Պալոմար լեռան աստղադիտարանում (ԱՄՆ) ձեռք բերված լուսանկարչական թիթեղների մանրակրկիտ ուսումնասիրությունը ցույց տվեց, որ նրանց թիվը գերազանցում է 1500-ը: Հնարավոր է եղել գնահատել սպիտակ թզուկների տարածական խտությունը. պարզվում է, որ գնդում 30 լուսային տարի շառավղով պետք է լինի մոտ 100 այդպիսի աստղ։ Սպիտակ թզուկների հայտնաբերման պատմությունը սկսվում է 19-րդ դարի սկզբից, երբ Ֆրիդրիխ Վիլհելմ Բեսելը, հետևելով ամենապայծառ աստղ Սիրիուսի շարժմանը, հայտնաբերեց, որ նրա ուղին ուղիղ գիծ չէ, այլ ունի ալիքային բնույթ: Աստղի շարժումը ուղիղ գծով չի եղել. թվում էր, թե նա հազիվ նկատելիորեն շարժվում էր մի կողմից։ 1844 թվականին, Սիրիուսի առաջին դիտարկումներից մոտ տասը տարի անց, Բեսելը եկավ այն եզրակացության, որ. Սիրիուսի կողքին երկրորդ աստղ կա, որը, լինելով անտեսանելի, գրավիտացիոն ազդեցություն է թողնում Սիրիուսի վրա; այն բացահայտվում է Սիրիուսի շարժման տատանումներով։ Նույնիսկ ավելի հետաքրքիր էր այն փաստը, որ եթե մութ բաղադրիչն իսկապես գոյություն ունի, ապա երկու աստղերի ուղեծրային շրջանը՝ համեմատած նրանց ընդհանուր ծանրության կենտրոնի հետ, մոտավորապես 50 տարի է:

Արագ առաջ դեպի 1862 թ. իսկ Գերմանիայից՝ Քեմբրիջ, Մասաչուսեթս (ԱՄՆ): Ալվան Քլարկին՝ ԱՄՆ-ում աստղադիտակների ամենամեծ շինարարին, Միսիսիպի նահանգի համալսարանի կողմից հանձնարարվել է կառուցել 18,5 դյույմ (46 սմ) տրամագծով ոսպնյակով աստղադիտակ, որը պետք է լիներ աշխարհի ամենամեծ աստղադիտակը: Այն բանից հետո, երբ Քլարկը ավարտեց աստղադիտակի ոսպնյակի մշակումը, անհրաժեշտ էր ստուգել, ​​թե արդյոք ապահովված է դրա մակերեսի ձևի անհրաժեշտ ճշգրտությունը։ Այդ նպատակով ոսպնյակը տեղադրվել է շարժական խողովակի մեջ և ուղղվել դեպի Սիրիուս՝ ամենապայծառ աստղը, որը լավագույն օբյեկտն է ոսպնյակների փորձարկման և դրանց թերությունները հայտնաբերելու համար։ Հաստատելով աստղադիտակի խողովակի դիրքը՝ Ալվան Քլարկը տեսավ թույլ «ուրվական», որը հայտնվեց աստղադիտակի տեսադաշտի արևելյան եզրին՝ Սիրիուսի արտացոլման մեջ: Այնուհետև, երբ երկինքը շարժվեց, տեսադաշտ հայտնվեց ինքը՝ Սիրիուսը։ Նրա պատկերը խեղաթյուրված էր. թվում էր, թե «ուրվականը» ներկայացնում է ոսպնյակի թերությունը, որը պետք է շտկվեր նախքան ոսպնյակի գործարկումը: Սակայն աստղադիտակի տեսադաշտում հայտնված այս թույլ աստղը, պարզվեց, որ Բեսելի կանխատեսած Սիրիուսի բաղադրիչն է։ Եզրափակելով, հարկ է ավելացնել, որ Առաջին համաշխարհային պատերազմի բռնկման պատճառով Քլարկ աստղադիտակը երբեք չի ուղարկվել Միսիսիպի, այն տեղադրվել է Չիկագոյի մոտ գտնվող Դիրբոն աստղադիտարանում, և ոսպնյակը դեռ օգտագործվում է մինչ օրս, բայց տարբեր տեղադրում:

Այսպիսով, Սիրիուսը դարձել է ընդհանուր հետաքրքրության և բազմաթիվ հետազոտությունների առարկաԵրկուական համակարգի ֆիզիկական բնութագրերի համար աստղագետները հետաքրքրվեցին: Հաշվի առնելով Սիրիուսի շարժման առանձնահատկությունները, Երկիր հեռավորությունը և ուղղագիծ շարժումից շեղումների ամպլիտուդը, աստղագետները կարողացան որոշել համակարգի երկու աստղերի՝ Sirius A և Sirius B անուններով բնութագրերը: Ընդհանուր զանգվածը Երկու աստղերն էլ Արեգակի զանգվածից 3,4 անգամ մեծ են: Պարզվել է, որ աստղերի միջև հեռավորությունը գրեթե 20 անգամ մեծ է Արեգակի և Երկրի միջև եղած հեռավորությունից, այսինքն՝ մոտավորապես հավասար է Արեգակի և Ուրանի միջև եղած հեռավորությանը; Ուղեծրային պարամետրերի չափումներից ստացված Sirius A-ի զանգվածը պարզվեց, որ 2,5 անգամ մեծ է Արեգակի զանգվածից, իսկ Սիրիուս B-ի զանգվածը կազմում է Արեգակի զանգվածի 95%-ը։ Երկու աստղերի պայծառությունը որոշվելուց հետո պարզվեց, որ Սիրիուս Ա-ն գրեթե 10000 անգամ ավելի պայծառ է, քան Սիրիուս Բ-ն: Սիրիուս Ա-ի բացարձակ մեծությունից մենք գիտենք, որ այն մոտավորապես 35,5 անգամ ավելի պայծառ է, քան Արեգակը: Հետևում է, որ Արեգակի պայծառությունը 300 անգամ գերազանցում է Սիրիուս Բ-ի պայծառությունը: Ցանկացած աստղի պայծառությունը կախված է աստղի մակերեսի ջերմաստիճանից և չափից, այսինքն՝ տրամագծից: Երկրորդ բաղադրիչի մոտ լինելն ավելի պայծառ Սիրիուս Ա-ին չափազանց դժվար է դարձնում նրա սպեկտրի որոշումը, որն անհրաժեշտ է աստղի ջերմաստիճանը հաստատելու համար: 1915 թ Օգտագործելով այն ժամանակվա ամենամեծ աստղադիտարանի՝ Վիլսոն լեռան (ԱՄՆ) առկա բոլոր տեխնիկական միջոցները, ստացվել են Սիրիուսի սպեկտրի հաջող լուսանկարներ։

Սա հանգեցրեց անսպասելի բացահայտման. արբանյակի ջերմաստիճանը եղել է 8000 Կ, մինչդեռ Արեգակն ունի 5700 Կ ջերմաստիճան։ Այսպիսով, արբանյակն իրականում պարզվեց, որ ավելի տաք է, քան Արեգակը, ինչը նշանակում էր, որ նրա մակերեսի մեկ միավորի վրա լուսավորությունը նույնպես ավելի մեծ էր։ Իրականում պարզ հաշվարկը ցույց է տալիս, որ այս աստղի յուրաքանչյուր սանտիմետրը չորս անգամ ավելի շատ էներգիա է արձակում, քան Արեգակի մակերեսի քառակուսի սանտիմետրը: Դրանից բխում է, որ արբանյակի մակերեսը պետք է լինի 300 * 10 4 անգամ փոքր Արեգակի մակերեւույթից, իսկ Սիրիուս Բ-ն պետք է ունենա մոտ 40000 կմ տրամագիծ։ Սակայն այս աստղի զանգվածը կազմում է Արեգակի զանգվածի 95%-ը։ Սա նշանակում է, որ հսկայական քանակությամբ նյութ պետք է փաթեթավորվի չափազանց փոքր ծավալի մեջ, այլ կերպ ասած՝ աստղը պետք է խիտ լինի։ Պարզ թվաբանական գործողությունների արդյունքում մենք գտնում ենք, որ արբանյակի խտությունը գրեթե 100000 անգամ գերազանցում է ջրի խտությունը։ Երկրի վրա այս նյութի մեկ խորանարդ սանտիմետրը կկշռեր 100 կգ, իսկ 0,5 լիտր նման նյութը՝ մոտ 50 տոննա:

Սա առաջին սպիտակ թզուկի հայտնաբերման պատմությունն է։ Հիմա եկեք ինքներս մեզ հարցնենք՝ ինչպե՞ս կարելի է նյութը սեղմել այնպես, որ մեկ խորանարդ սանտիմետրը կշռի 100 կգ։ Երբ նյութը սեղմվում է բարձր խտության բարձր ճնշման արդյունքում, ինչպես սպիտակ թզուկների դեպքում, գործի է դրվում ճնշման մեկ այլ տեսակ՝ այսպես կոչված «դեգեներատիվ ճնշում»։ Այն հայտնվում է աստղի ինտերիերում նյութի ամենաուժեղ սեղմման ժամանակ։ Դա սեղմումն է, և ոչ բարձր ջերմաստիճանը, որն առաջացնում է այլասերված ճնշում:

Ուժեղ սեղմման պատճառով ատոմներն այնքան ամուր են լցվում, որ էլեկտրոնային թաղանթները սկսում են ներթափանցել միմյանց. Սպիտակ թզուկի գրավիտացիոն կծկումը տեղի է ունենում երկար ժամանակի ընթացքում, և էլեկտրոնային թաղանթները շարունակում են ներթափանցել միմյանց, մինչև միջուկների միջև հեռավորությունը դառնա ամենափոքր էլեկտրոնային թաղանթի շառավղի կարգի: Ներքին էլեկտրոնային պատյանները ապահովում են անթափանց պատնեշ, որը կանխում է հետագա սեղմումը: Առավելագույն սեղմման դեպքում էլեկտրոններն այլևս կապված չեն առանձին միջուկների հետ, այլ ազատորեն շարժվում են դրանց համեմատ: Միջուկներից էլեկտրոնների բաժանման գործընթացը տեղի է ունենում ճնշման միջոցով իոնացման արդյունքում։ Երբ իոնացումը դառնում է ամբողջական, էլեկտրոնների ամպը շարժվում է ավելի ծանր միջուկների ցանցի համեմատ, այնպես որ սպիտակ թզուկի նյութը ձեռք է բերում մետաղներին բնորոշ որոշակի ֆիզիկական հատկություններ: Նման նյութում էներգիան էլեկտրոնների միջոցով փոխանցվում է մակերեսին, ճիշտ այնպես, ինչպես ջերմությունը տարածվում է մի ծայրում տաքացած երկաթե ձողով։

Բայց էլեկտրոնային գազը նույնպես անսովոր հատկություններ է ցուցաբերում. Քանի որ էլեկտրոնները սեղմվում են, դրանց արագությունն ավելի ու ավելի է մեծանում, քանի որ, ինչպես գիտենք, ըստ հիմնական ֆիզիկական սկզբունքի, ֆազային ծավալի նույն տարրում տեղակայված երկու էլեկտրոնները չեն կարող ունենալ նույն էներգիաները։ Հետեւաբար, որպեսզի չզբաղեցնեն նույն ծավալային տարրը, նրանք պետք է շարժվեն հսկայական արագությամբ։ Թույլատրված ամենափոքր չափը կախված է էլեկտրոնների արագությունների միջակայքից: Այնուամենայնիվ, միջին հաշվով, որքան ցածր է էլեկտրոնների արագությունը, այնքան մեծ է նվազագույն ծավալը, որը նրանք կարող են զբաղեցնել: Այլ կերպ ասած, ամենաարագ էլեկտրոնները զբաղեցնում են ամենափոքր ծավալը:

Չնայած առանձին էլեկտրոնները շտապում են շուրջը միլիոնավոր աստիճանի ներքին ջերմաստիճանին համապատասխան արագությամբ, էլեկտրոնների ամբողջ համույթի ջերմաստիճանը, որպես ամբողջություն, մնում է ցածր: Հաստատվել է, որ սովորական սպիտակ թզուկի գազի ատոմները կազմում են խիտ փաթեթավորված ծանր միջուկների վանդակ, որի միջով շարժվում է դեգեներացված էլեկտրոնային գազ։ Աստղի մակերեսին ավելի մոտ դեգեներացիան թուլանում է, իսկ մակերեսի վրա ատոմներն ամբողջությամբ իոնացված չեն, ուստի նյութի մի մասը գտնվում է սովորական գազային վիճակում։ Իմանալով սպիտակ թզուկների ֆիզիկական բնութագրերը՝ մենք կարող ենք կառուցել նրանց տեսողական մոդելը: Սկսենք նրանից, որ սպիտակ թզուկներմթնոլորտ ունենալ. Թզուկների սպեկտրների վերլուծությունը հանգեցնում է այն եզրակացության, որ նրանց մթնոլորտի հաստությունը ընդամենը մի քանի հարյուր մետր է: Այս մթնոլորտում աստղագետները հայտնաբերում են տարբեր ծանոթ քիմիական տարրեր։ Հայտնի է սպիտակ թզուկներերկու տեսակ՝ սառը և տաք։ Ավելի տաք սպիտակ թզուկների մթնոլորտը պարունակում է որոշ ջրածին, թեև այն հավանաբար 0,05%-ից պակաս է: Այնուամենայնիվ, այս աստղերի սպեկտրի գծերը բացահայտեցին ջրածին, հելիում, կալցիում, երկաթ, ածխածին և նույնիսկ տիտանի օքսիդ: Սառը սպիտակ թզուկների մթնոլորտը գրեթե ամբողջությամբ կազմված է հելիումից; ջրածինը, հավանաբար, կազմում է մեկ միլիոնից մեկ ատոմից պակաս: Սպիտակ թզուկների մակերևույթի ջերմաստիճանը տատանվում է 5000 Կ-ից «սառը» աստղերի համար մինչև 50000 Կ՝ «տաք» աստղերի համար։ Սպիտակ թզուկի մթնոլորտի տակ գտնվում է ոչ այլասերված նյութի մի շրջան, որը պարունակում է փոքր քանակությամբ ազատ էլեկտրոններ։ Այս շերտի հաստությունը 160 կմ է, ինչը աստղի շառավիղի մոտավորապես 1%-ն է։ Այս շերտը կարող է փոխվել ժամանակի ընթացքում, սակայն սպիտակ թզուկի տրամագիծը մնում է հաստատուն և կազմում է մոտավորապես 40000 կմ։

Որպես կանոն, սպիտակ թզուկներայս վիճակին հասնելուց հետո չափը մի փոքրացեք. Նրանք իրենց պահում են բարձր ջերմաստիճանի վրա տաքացրած թնդանոթի պես; միջուկը կարող է փոխել ջերմաստիճանը էներգիա արձակելով, բայց դրա չափերը մնում են անփոփոխ: Ի՞նչն է որոշում սպիտակ թզուկի վերջնական տրամագիծը:? Պարզվում է՝ դրա զանգվածն է։ Որքան մեծ է սպիտակ թզուկի զանգվածը, այնքան փոքր է նրա շառավիղը; նվազագույն հնարավոր շառավիղը 10000 կմ է։ Տեսականորեն, եթե սպիտակ թզուկի զանգվածը գերազանցում է Արեգակի զանգվածը 1,2 անգամ, նրա շառավիղը կարող է անսահման փոքր լինել։ Դա այլասերված էլեկտրոնային գազի ճնշումն է, որը պաշտպանում է աստղը հետագա ցանկացած սեղմումից, և թեև ջերմաստիճանը կարող է տատանվել միլիոնավոր աստիճաններից աստղի միջուկում մինչև զրոյի մակերեսի վրա, նրա տրամագիծը չի փոխվում: Ժամանակի ընթացքում աստղը դառնում է մուգ մարմին՝ նույն տրամագծով, ինչ ուներ սպիտակ թզուկի փուլ մտնելիս։ Աստղի վերին շերտի տակ դեգեներացված գազը գործնականում իզոթերմ է, այսինքն՝ ջերմաստիճանը գրեթե հաստատուն է մինչև աստղի կենտրոնը։ այն կազմում է մի քանի միլիոն աստիճան՝ ամենաիրատեսական ցուցանիշը 6 միլիոն Կ.

Այժմ, երբ մենք որոշ պատկերացումներ ունենք սպիտակ թզուկի կառուցվածքի մասին, հարց է առաջանում: Ինչու է այն փայլում: Մի բան ակնհայտ է. բացառվում են ջերմամիջուկային ռեակցիաները. Սպիտակ թզուկի ներսում չկա ջրածին, որը կաջակցի էներգիայի արտադրության այս մեխանիզմին: Սպիտակ թզուկի էներգիայի միակ տեսակը ջերմային էներգիան է: Ատոմային միջուկները պատահական շարժման մեջ են, քանի որ դրանք ցրված են այլասերված էլեկտրոնային գազով: Ժամանակի ընթացքում միջուկների շարժումը դանդաղում է, ինչը համարժեք է սառեցման գործընթացի։ Էլեկտրոնային գազը, որը նման չէ Երկրի վրա հայտնի որևէ այլ գազի, ունի բացառիկ ջերմային հաղորդունակություն, և էլեկտրոնները ջերմային էներգիա են փոխանցում դեպի մակերես, որտեղ այդ էներգիան մթնոլորտի միջով տարածվում է արտաքին տարածություն:

Աստղագետները տաք սպիտակ թզուկի սառեցման գործընթացը համեմատում են կրակից հանված երկաթե ձողի սառեցման հետ: Սպիտակ թզուկը սկզբում արագ սառչում է, բայց երբ նրա ներսում ջերմաստիճանը նվազում է, սառեցումը դանդաղում է: Ըստ հաշվարկների՝ առաջին հարյուր միլիոնավոր տարիների ընթացքում սպիտակ թզուկի պայծառությունը նվազում է Արեգակի պայծառության 1%-ով։

Ի վերջո, սպիտակ թզուկը կվերանա և կդառնա սև թզուկ:Այնուամենայնիվ, դա կարող է տևել տրիլիոնավոր տարիներ, և, շատ գիտնականների կարծիքով, խիստ կասկածելի է թվում, որ Տիեզերքը բավականաչափ հին կլինի, որպեսզի դրանում հայտնվեն սև թզուկներ: Այլ աստղագետներ կարծում են, որ նույնիսկ սկզբնական փուլում, երբ սպիտակ թզուկը դեռ բավականին տաք է, սառեցման արագությունը ցածր է: Եվ երբ նրա մակերևույթի ջերմաստիճանը իջնում ​​է Արեգակի ջերմաստիճանի կարգի արժեքի, սառեցման արագությունը մեծանում է, և անհետացումը տեղի է ունենում շատ արագ: Երբ սպիտակ թզուկի ինտերիերը բավականաչափ սառչի, այն կամրապնդվի: Այսպես թե այնպես, եթե ընդունենք, որ Տիեզերքի տարիքը գերազանցում է 10 միլիարդ տարին, ապա նրանում պետք է շատ ավելի շատ կարմիր թզուկներ լինեն, քան սպիտակ թզուկները։ Իմանալով այս մասին՝ աստղագետները փնտրում են կարմիր թզուկներ:

Մինչ այժմ նրանք անհաջող են եղել։ Սպիտակ թզուկների զանգվածները բավականաչափ ճշգրիտ չեն որոշվում։ Նրանք կարող են հուսալիորեն տեղադրվել երկակի համակարգերի բաղադրիչների համար, ինչպես Sirius-ի դեպքում: Բայց միայն մի քանիսը սպիտակ թզուկներկրկնակի աստղերի մաս են կազմում։ Երեք առավել լավ ուսումնասիրված դեպքերում սպիտակ թզուկների զանգվածները, որոնք չափվել են ավելի քան 10% ճշգրտությամբ, պարզվել է, որ Արեգակի զանգվածից պակաս են և կազմում են դրա մոտ կեսը: Տեսականորեն ամբողջովին այլասերված չպտտվող աստղի սահմանափակող զանգվածը պետք է լինի Արեգակի զանգվածից 1,2 անգամ: Այնուամենայնիվ, եթե աստղերը պտտվում են, և, ամենայն հավանականությամբ, պտտվում են, ապա Արեգակից մի քանի անգամ մեծ զանգվածներ միանգամայն հնարավոր են:

Սպիտակ թզուկների մակերեսի ձգողականությունը մոտ 60-70 անգամ ավելի մեծ է, քան Արեգակի վրա: Եթե ​​Երկրի վրա մարդը կշռում է 75 կգ, ապա Արեգակի վրա նա կշռում է 2 տոննա, իսկ սպիտակ թզուկի մակերեսին նրա քաշը կկազմի 120-140 տոննա։ Հաշվի առնելով այն փաստը, որ սպիտակ թզուկների շառավիղները քիչ են տարբերվում, և նրանց զանգվածները գրեթե նույնն են, կարող ենք եզրակացնել, որ ցանկացած սպիտակ թզուկի մակերեսի վրա ձգողականության ուժը մոտավորապես նույնն է։ Տիեզերքում շատ սպիտակ թզուկներ կան: Ժամանակին դրանք համարվում էին հազվադեպ, բայց Պալոմար լեռան աստղադիտարանում ձեռք բերված լուսանկարչական թիթեղների մանրակրկիտ ուսումնասիրությունը ցույց տվեց, որ նրանց թիվը գերազանցում է 1500-ը Աստղագետները կարծում են, որ սպիտակ թզուկների հաճախականությունը եղել է մշտական, առնվազն վերջին 5 միլիարդ տարիների ընթացքում: Գուցե, սպիտակ թզուկներկազմում են երկնքի օբյեկտների ամենաբազմաթիվ դասը:

Հնարավոր է եղել գնահատել սպիտակ թզուկների տարածական խտությունը. պարզվում է, որ 30 լուսային տարի շառավղով գնդում պետք է լինի մոտ 100 այդպիսի աստղ։ Հարց է առաջանում՝ արդյոք բոլոր աստղերն իրենց էվոլյուցիոն ուղու վերջում դառնում են սպիտակ թզուկներ։ Եթե ​​ոչ, աստղերի ո՞ր մասն է անցնում սպիտակ թզուկի փուլին: Խնդիրը լուծելու համար լուրջ քայլ արվեց, երբ աստղագետները գծեցին մոլորակային միգամածությունների կենտրոնական աստղերի դիրքերը ջերմաստիճան-լուսավորություն դիագրամի վրա: Մոլորակային միգամածությունների կենտրոնում գտնվող աստղերի հատկությունները հասկանալու համար դիտարկենք այս երկնային մարմինները։ Լուսանկարներում մոլորակային միգամածությունը երևում է գազերի ընդլայնված էլիպսաձև զանգվածի տեսքով, որի կենտրոնում թույլ, բայց տաք աստղ է: Իրականում այս զանգվածը բարդ տուրբուլենտ, համակենտրոն պատյան է, որը ընդլայնվում է 15-50 կմ/վ արագությամբ։ Թեև այս գոյացությունները օղակների տեսք ունեն, դրանք իրականում խեցի են, և դրանցում գազի տուրբուլենտ շարժման արագությունը հասնում է մոտավորապես 120 կմ/վրկ-ի։ Պարզվել է, որ մի քանի մոլորակային միգամածությունների տրամագիծը, որոնցից հնարավոր է եղել չափել հեռավորությունը, կազմում են մոտ 1 լուսային տարի կամ մոտ 10 տրիլիոն կիլոմետր։

Ընդլայնվելով վերը նշված տեմպերով, խեցիների գազը շատ հազվադեպ է դառնում և չի կարող գրգռվել, և, հետևաբար, չի կարող տեսնել 100000 տարի հետո: Մոլորակային միգամածություններից շատերը, որոնք մենք այսօր տեսնում ենք, ծնվել են վերջին 50000 տարում, և նրանց բնորոշ տարիքը մոտ 20000 տարի է: Նման միգամածությունների կենտրոնական աստղերը բնության մեջ հայտնի ամենաթեժ օբյեկտներն են։ Նրանց մակերեսի ջերմաստիճանը տատանվում է 50000-ից 1 մլն. Կ. Անսովոր բարձր ջերմաստիճանների պատճառով աստղի ճառագայթման մեծ մասն ընկնում է էլեկտրամագնիսական սպեկտրի հեռավոր ուլտրամանուշակագույն շրջանում:

Սա ուլտրամանուշակագույն ճառագայթումը կլանում է, փոխակերպվում և նորից արտանետվում է թաղանթի գազով սպեկտրի տեսանելի հատվածում, ինչը մեզ թույլ է տալիս դիտարկել թաղանթը։ Սա նշանակում է, որ թաղանթները զգալիորեն ավելի պայծառ են, քան կենտրոնական աստղերը, որոնք իրականում էներգիայի աղբյուր են, քանի որ աստղի ճառագայթման հսկայական քանակությունը գտնվում է սպեկտրի անտեսանելի մասում: Մոլորակային միգամածությունների կենտրոնական աստղերի բնութագրերի վերլուծությունից հետևում է, որ նրանց զանգվածի բնորոշ արժեքը գտնվում է 0,6-1 արևային զանգվածի միջակայքում։ Իսկ աստղի աղիքներում ծանր տարրերի սինթեզի համար մեծ զանգվածներ են պահանջվում։ Այս աստղերում ջրածնի քանակը աննշան է: Այնուամենայնիվ, գազի պատյանները հարուստ են ջրածնով և հելիումով:

Որոշ աստղագետներ կարծում են, որ Բոլոր սպիտակ թզուկների 50-95%-ը չի առաջացել մոլորակային միգամածություններից. Այսպիսով, թեև որոշ սպիտակ թզուկներ ամբողջությամբ կապված են մոլորակային միգամածությունների հետ, դրանց առնվազն կեսը կամ ավելին առաջացել են սովորական հիմնական հաջորդականության աստղերից, որոնք չեն անցել մոլորակային միգամածությունների փուլը: Սպիտակ թզուկների առաջացման ամբողջական պատկերը մշուշոտ է և անորոշ։ Այնքան շատ մանրամասներ են բացակայում, որ լավագույն դեպքում էվոլյուցիոն գործընթացի նկարագրությունը կարելի է կառուցել միայն տրամաբանական ելքերով: Այդուհանդերձ, ընդհանուր եզրակացությունն այն է, որ շատ աստղեր կորցնում են իրենց նյութի մի մասը իրենց սպիտակ թզուկանման ավարտի ճանապարհին, իսկ հետո անհետանում են երկնային գերեզմանոցներում՝ որպես սև, անտեսանելի թզուկներ: Եթե ​​աստղի զանգվածը մոտավորապես երկու անգամ մեծ է Արեգակի զանգվածից, ապա այդպիսի աստղերը կորցնում են կայունությունը իրենց էվոլյուցիայի վերջին փուլերում։ Նման աստղերը կարող են պայթել որպես գերնոր աստղեր, իսկ հետո փոքրանալ մինչև մի քանի կիլոմետր շառավղով գնդակների չափ, այսինքն. վերածվել նեյտրոնային աստղերի.