ดาวแคระขาว ดาวแคระขาว ดาวนิวตรอน หลุมดำ

สีขาว คนแคระ - หนึ่งในหัวข้อที่น่าสนใจที่สุดในประวัติศาสตร์ดาราศาสตร์: เป็นครั้งแรกที่มีการค้นพบเทห์ฟากฟ้าซึ่งมีคุณสมบัติที่ห่างไกลจากคุณสมบัติของที่เราเผชิญภายใต้สภาวะของโลก และเป็นไปได้ว่าการไขปริศนาดาวแคระขาวถือเป็นจุดเริ่มต้นของการวิจัยเกี่ยวกับธรรมชาติลึกลับของสสารที่ซ่อนอยู่ที่ไหนสักแห่งในส่วนต่างๆ ของจักรวาล

มีดาวแคระขาวมากมายในจักรวาล ครั้งหนึ่งพวกมันถือว่าหายาก แต่การศึกษาอย่างรอบคอบเกี่ยวกับแผ่นภาพถ่ายที่ได้รับจากหอดูดาว Mount Palomar (สหรัฐอเมริกา) แสดงให้เห็นว่ามีจำนวนเกิน 1,500 แผ่น มีความเป็นไปได้ที่จะประมาณความหนาแน่นเชิงพื้นที่ของดาวแคระขาว: ปรากฎว่าในทรงกลม ด้วยรัศมี 30 ปีแสง ควรมีดาวฤกษ์ดังกล่าวประมาณ 100 ดวง ประวัติความเป็นมาของการค้นพบดาวแคระขาวมีอายุย้อนกลับไปในช่วงต้นศตวรรษที่ 19 เมื่อฟรีดริช วิลเฮล์ม เบสเซล ติดตามการเคลื่อนที่ของดาวซิริอุสที่สว่างที่สุด ค้นพบว่าเส้นทางของมันไม่ได้เป็นเส้นตรง แต่มีลักษณะคล้ายคลื่น การเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์ไม่ได้เกิดขึ้นเป็นเส้นตรง ดูเหมือนว่าเธอกำลังเคลื่อนไหวจากด้านหนึ่งไปอีกด้านหนึ่งแทบไม่เห็นได้ชัด เมื่อถึงปี 1844 ประมาณสิบปีหลังจากการสังเกตซิเรียสครั้งแรก เบสเซลได้ข้อสรุปว่า มีดาวดวงที่สองอยู่ข้างๆซิเรียสซึ่งเมื่อมองไม่เห็นก็มีผลกระทบต่อแรงโน้มถ่วงต่อซิเรียส มันถูกเปิดเผยโดยความผันผวนในการเคลื่อนไหวของซิเรียส สิ่งที่น่าสนใจยิ่งกว่านั้นคือข้อเท็จจริงที่ว่าหากมีองค์ประกอบมืดอยู่จริง คาบการโคจรของดาวฤกษ์ทั้งสองดวงสัมพันธ์กับจุดศูนย์ถ่วงร่วมจะอยู่ที่ประมาณ 50 ปี

ก้าวไปข้างหน้าอย่างรวดเร็วถึงปี 1862 และจากเยอรมนีถึงเมืองเคมบริดจ์ รัฐแมสซาชูเซตส์ (สหรัฐอเมริกา) อัลแวน คลาร์ก ผู้สร้างกล้องโทรทรรศน์ที่ใหญ่ที่สุดในสหรัฐอเมริกา ได้รับมอบหมายจากมหาวิทยาลัยแห่งรัฐมิสซิสซิปปี้ให้สร้างกล้องโทรทรรศน์ที่มีเลนส์เส้นผ่านศูนย์กลาง 18.5 นิ้ว (46 ซม.) ซึ่งจะเป็นกล้องโทรทรรศน์ที่ใหญ่ที่สุดในโลก หลังจากที่คลาร์กประมวลผลเลนส์กล้องโทรทรรศน์เสร็จแล้ว จำเป็นต้องตรวจสอบว่ารูปร่างของพื้นผิวมีความแม่นยำที่จำเป็นหรือไม่ เพื่อจุดประสงค์นี้ เลนส์ถูกติดตั้งในท่อที่เคลื่อนที่ได้และมุ่งตรงไปยังซิริอุสซึ่งเป็นดาวที่สว่างที่สุด ซึ่งเป็นวัตถุที่ดีที่สุดสำหรับการทดสอบเลนส์และระบุข้อบกพร่อง หลังจากกำหนดตำแหน่งของท่อกล้องโทรทรรศน์แล้ว อัลวาน คลาร์กก็มองเห็น "ผี" จางๆ ปรากฏขึ้นที่ขอบด้านตะวันออกของขอบเขตการมองเห็นของกล้องโทรทรรศน์ในภาพสะท้อนของซิเรียส จากนั้น ขณะที่ท้องฟ้าเคลื่อนตัว ซิเรียสเองก็เข้ามามองเห็น ภาพของมันบิดเบี้ยว - ดูเหมือนว่า "ผี" แสดงถึงข้อบกพร่องในเลนส์ที่ควรได้รับการแก้ไขก่อนที่จะนำเลนส์ไปใช้ อย่างไรก็ตาม ดาวจาง ๆ ที่ปรากฏในขอบเขตการมองเห็นของกล้องโทรทรรศน์กลับกลายเป็นองค์ประกอบของซิเรียสที่เบสเซลทำนายไว้ โดยสรุป ควรเสริมว่าเนื่องจากการระบาดของสงครามโลกครั้งที่ 1 กล้องโทรทรรศน์คลาร์กจึงไม่เคยถูกส่งไปยังมิสซิสซิปปี้ - ติดตั้งที่หอดูดาวเดียร์บอน ใกล้ชิคาโก และเลนส์ยังคงใช้มาจนถึงทุกวันนี้ แต่ใน การติดตั้งที่แตกต่างกัน

ดังนั้น, ซิเรียสกลายเป็นหัวข้อที่คนทั่วไปสนใจและมีงานวิจัยมากมายสำหรับลักษณะทางกายภาพของระบบเลขฐานสองทำให้นักดาราศาสตร์ทึ่ง เมื่อคำนึงถึงลักษณะเฉพาะของการเคลื่อนที่ของซิเรียส ระยะทางของมันถึงโลก และความกว้างของการเบี่ยงเบนจากการเคลื่อนที่เป็นเส้นตรง นักดาราศาสตร์สามารถระบุลักษณะของดาวฤกษ์ทั้งสองดวงในระบบชื่อซิเรียส เอ และซิเรียส บี ได้ มวลรวมของ ดาวทั้งสองดวงมีมวลมากกว่ามวลดวงอาทิตย์ถึง 3.4 เท่า พบว่าระยะห่างระหว่างดวงดาวมากกว่าระยะห่างระหว่างดวงอาทิตย์ถึงโลกเกือบ 20 เท่า กล่าวคือ เท่ากับระยะห่างระหว่างดวงอาทิตย์กับดาวยูเรนัสโดยประมาณ มวลของซิเรียส เอ ซึ่งได้จากการวัดค่าพารามิเตอร์ของวงโคจร ปรากฏว่ามากกว่ามวลดวงอาทิตย์ 2.5 เท่า และมวลของซิเรียส บี เท่ากับ 95% ของมวลดวงอาทิตย์ หลังจากพิจารณาความส่องสว่างของดาวฤกษ์ทั้งสองดวงแล้ว ก็พบว่าซิเรียส เอ สว่างกว่าซิเรียส บี เกือบ 10,000 เท่า จากขนาดสัมบูรณ์ของซิเรียส เอ เรารู้ว่ามันสว่างกว่าดวงอาทิตย์ประมาณ 35.5 เท่า ตามมาว่าความส่องสว่างของดวงอาทิตย์สูงกว่าความส่องสว่างของซิเรียส บี 300 เท่า ความส่องสว่างของดาวฤกษ์ใดๆ ขึ้นอยู่กับอุณหภูมิของพื้นผิวดาวและขนาดของมัน ซึ่งก็คือเส้นผ่านศูนย์กลาง ความใกล้ชิดขององค์ประกอบที่สองกับซิเรียส A ที่สว่างกว่าทำให้ยากต่อการระบุสเปกตรัมซึ่งจำเป็นต่อการกำหนดอุณหภูมิของดาวฤกษ์ ในปี พ.ศ. 2458 ด้วยการใช้วิธีการทางเทคนิคทั้งหมดที่มีในหอดูดาวที่ใหญ่ที่สุดในเวลานั้น Mount Wilson (สหรัฐอเมริกา) ทำให้ได้ภาพถ่ายสเปกตรัมของซิเรียสที่ประสบความสำเร็จ

สิ่งนี้นำไปสู่การค้นพบที่ไม่คาดคิด: อุณหภูมิของดาวเทียมคือ 8000 Kในขณะที่ดวงอาทิตย์มีอุณหภูมิ 5,700 เคลวิน ดังนั้น จริงๆ แล้วดาวเทียมดวงนี้ร้อนกว่าดวงอาทิตย์ ซึ่งหมายความว่าความสว่างต่อหน่วยของพื้นผิวก็มากกว่าเช่นกัน ที่จริงแล้ว การคำนวณง่ายๆ แสดงให้เห็นว่าทุกๆ เซนติเมตรของดาวดวงนี้ปล่อยพลังงานออกมามากกว่าพื้นผิวดวงอาทิตย์หนึ่งตารางเซนติเมตรถึงสี่เท่า ตามมาว่าพื้นผิวของดาวเทียมควรเล็กกว่าพื้นผิวดวงอาทิตย์ 300 * 10 4 เท่า และซิเรียส บี ควรมีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 40,000 กม. อย่างไรก็ตาม มวลของดาวดวงนี้คือ 95% ของมวลดวงอาทิตย์ ซึ่งหมายความว่าจะต้องบรรจุสสารจำนวนมหาศาลไว้ในปริมาตรที่น้อยมาก กล่าวคือ ดาวฤกษ์จะต้องมีความหนาแน่น จากการคำนวณทางคณิตศาสตร์อย่างง่าย เราพบว่าความหนาแน่นของดาวเทียมนั้นสูงกว่าความหนาแน่นของน้ำเกือบ 100,000 เท่า สารนี้หนึ่งลูกบาศก์เซนติเมตรบนโลกจะมีน้ำหนัก 100 กิโลกรัม และสารดังกล่าว 0.5 ลิตรจะมีน้ำหนักประมาณ 50 ตัน

นี่คือเรื่องราวของการค้นพบดาวแคระขาวดวงแรก ทีนี้ลองถามตัวเองดูว่าสารจะถูกอัดจนหนึ่งลูกบาศก์เซนติเมตรหนัก 100 กิโลกรัมได้อย่างไร เมื่อสสารถูกบีบอัดให้มีความหนาแน่นสูงอันเป็นผลจากความดันสูง เช่นเดียวกับในดาวแคระขาว ความกดดันอีกประเภทหนึ่งก็เข้ามามีบทบาท ซึ่งเรียกว่า "ความดันเสื่อม" มันปรากฏขึ้นระหว่างการอัดสสารที่รุนแรงที่สุดภายในดาวฤกษ์ มันคือแรงอัดและอุณหภูมิไม่สูงจนทำให้เกิดแรงดันเสื่อมลง

เนื่องจากการบีบอัดที่รุนแรง อะตอมจึงอัดตัวแน่นขนาดนั้น เปลือกอิเล็กตรอนเริ่มทะลุทะลวงกัน. การหดตัวของแรงโน้มถ่วงของดาวแคระขาวเกิดขึ้นในช่วงเวลาที่ยาวนาน และเปลือกอิเล็กตรอนยังคงทะลุผ่านกันต่อไปจนกระทั่งระยะห่างระหว่างนิวเคลียสกลายเป็นลำดับรัศมีของเปลือกอิเล็กตรอนที่เล็กที่สุด เปลือกอิเล็กทรอนิกส์ภายในเป็นสิ่งกีดขวางที่ไม่สามารถเข้าถึงได้ซึ่งป้องกันการบีบอัดเพิ่มเติม ที่การบีบอัดสูงสุด อิเล็กตรอนจะไม่จับกับนิวเคลียสแต่ละตัวอีกต่อไป แต่จะเคลื่อนที่อย่างอิสระสัมพันธ์กับนิวเคลียสเหล่านั้น กระบวนการแยกอิเล็กตรอนออกจากนิวเคลียสเกิดขึ้นอันเป็นผลมาจากการไอออไนซ์ด้วยความดัน เมื่อไอออไนเซชันเสร็จสมบูรณ์ กลุ่มเมฆอิเล็กตรอนจะเคลื่อนที่สัมพันธ์กับโครงตาข่ายของนิวเคลียสที่หนักกว่า ดังนั้นสสารของดาวแคระขาวจะได้คุณสมบัติทางกายภาพบางอย่างที่มีลักษณะเฉพาะของโลหะ ในสารดังกล่าว พลังงานจะถูกถ่ายโอนไปยังพื้นผิวโดยอิเล็กตรอน เช่นเดียวกับความร้อนที่แพร่กระจายผ่านแท่งเหล็กที่ได้รับความร้อนที่ปลายด้านหนึ่ง

แต่เป็นแบบอิเล็กทรอนิกส์ ก๊าซยังแสดงคุณสมบัติที่ผิดปกติอีกด้วย. เมื่ออิเล็กตรอนถูกบีบอัด ความเร็วของพวกมันจะเพิ่มขึ้นเรื่อยๆ เพราะอย่างที่เราทราบตามหลักการทางกายภาพพื้นฐาน อิเล็กตรอนสองตัวที่อยู่ในองค์ประกอบเดียวกันของปริมาตรเฟสไม่สามารถมีพลังงานเท่ากันได้ ดังนั้น เพื่อไม่ให้ครอบครององค์ประกอบปริมาตรเดียวกัน พวกมันจะต้องเคลื่อนที่ด้วยความเร็วมหาศาล ขนาดที่เล็กที่สุดที่อนุญาตจะขึ้นอยู่กับช่วงความเร็วของอิเล็กตรอน อย่างไรก็ตาม โดยเฉลี่ยแล้ว ยิ่งความเร็วของอิเล็กตรอนต่ำลง ปริมาตรขั้นต่ำที่พวกมันสามารถครอบครองก็จะยิ่งมากขึ้นเท่านั้น กล่าวอีกนัยหนึ่ง อิเล็กตรอนที่เร็วที่สุดจะมีปริมาตรน้อยที่สุด

แม้ว่าอิเล็กตรอนแต่ละตัวจะวิ่งไปรอบๆ ด้วยความเร็วที่สอดคล้องกับอุณหภูมิภายในประมาณล้านองศา แต่อุณหภูมิของอิเล็กตรอนทั้งมวลยังคงต่ำอยู่ เป็นที่ยอมรับกันว่าอะตอมของก๊าซของดาวแคระขาวธรรมดาก่อตัวเป็นตาข่ายของนิวเคลียสหนักที่อัดแน่นหนาแน่น ซึ่งก๊าซอิเล็กตรอนที่เสื่อมสภาพจะเคลื่อนที่ผ่านนั้น เมื่อเข้าใกล้พื้นผิวดาวมากขึ้น ความเสื่อมจะอ่อนลง และบนพื้นผิวนั้น อะตอมจะไม่แตกตัวเป็นไอออนอย่างสมบูรณ์ ดังนั้นส่วนหนึ่งของสสารจึงอยู่ในสถานะก๊าซตามปกติ เมื่อทราบลักษณะทางกายภาพของดาวแคระขาวแล้ว เราก็สามารถสร้างแบบจำลองการมองเห็นของดาวแคระขาวได้ เริ่มต้นด้วย สีขาว คนแคระมีบรรยากาศ การวิเคราะห์สเปกตรัมของดาวแคระทำให้สรุปได้ว่าชั้นบรรยากาศของพวกมันหนาเพียงไม่กี่ร้อยเมตรเท่านั้น ในชั้นบรรยากาศนี้ นักดาราศาสตร์ตรวจพบองค์ประกอบทางเคมีต่างๆ ที่คุ้นเคย เป็นที่รู้จัก สีขาว คนแคระสองประเภท - เย็นและร้อน บรรยากาศของดาวแคระขาวที่ร้อนกว่านั้นมีไฮโดรเจนอยู่บ้าง แม้ว่าอาจจะน้อยกว่า 0.05% ก็ตาม อย่างไรก็ตาม เส้นสเปกตรัมของดาวเหล่านี้เผยให้เห็นไฮโดรเจน ฮีเลียม แคลเซียม เหล็ก คาร์บอน และแม้แต่ไทเทเนียมออกไซด์ บรรยากาศของดาวแคระขาวที่เย็นสบายประกอบด้วยฮีเลียมเกือบทั้งหมด ไฮโดรเจนอาจมีสัดส่วนน้อยกว่าหนึ่งอะตอมในล้าน อุณหภูมิพื้นผิวของดาวแคระขาวแตกต่างกันไปจาก 5,000 K สำหรับดาวฤกษ์ “เย็น” ถึง 50,000 K สำหรับดาว “ร้อน” ใต้ชั้นบรรยากาศของดาวแคระขาวมีบริเวณของสสารที่ไม่เสื่อมสลายซึ่งมีอิเล็กตรอนอิสระจำนวนเล็กน้อย ความหนาของชั้นนี้คือ 160 กม. หรือประมาณ 1% ของรัศมีของดาวฤกษ์ ชั้นนี้อาจเปลี่ยนแปลงไปตามกาลเวลา แต่เส้นผ่านศูนย์กลางของดาวแคระขาวยังคงที่และอยู่ที่ประมาณ 40,000 กิโลเมตร

โดยปกติ, สีขาว คนแคระอย่าลดขนาดลงหลังจากถึงสถานะนี้. พวกมันมีพฤติกรรมเหมือนลูกกระสุนปืนใหญ่ที่ถูกทำให้ร้อนถึงอุณหภูมิสูง แกนกลางสามารถเปลี่ยนอุณหภูมิได้โดยการปล่อยพลังงาน แต่ขนาดของมันยังคงไม่เปลี่ยนแปลง อะไรเป็นตัวกำหนดเส้นผ่านศูนย์กลางสุดท้ายของดาวแคระขาว? ปรากฎว่ามีมวลของมัน ยิ่งดาวแคระขาวมีมวลมาก รัศมีของมันก็จะยิ่งเล็กลง รัศมีขั้นต่ำที่เป็นไปได้คือ 10,000 กม. ตามทฤษฎีแล้ว หากมวลของดาวแคระขาวมีมวลมากกว่ามวลดวงอาทิตย์ 1.2 เท่า รัศมีของมันอาจมีขนาดเล็กอย่างไม่มีที่สิ้นสุด ความดันของก๊าซอิเล็กตรอนเสื่อมทำหน้าที่ปกป้องดาวฤกษ์จากการอัดใดๆ เพิ่มเติม และแม้ว่าอุณหภูมิจะแปรผันจากหลายล้านองศาในแกนกลางของดาวไปจนถึงศูนย์บนพื้นผิว แต่เส้นผ่านศูนย์กลางของมันก็ไม่เปลี่ยนแปลง เมื่อเวลาผ่านไป ดาวจะกลายเป็นวัตถุสีเข้มซึ่งมีเส้นผ่านศูนย์กลางเท่ากับตอนที่มันเข้าสู่ดาวแคระขาว ใต้ชั้นบนสุดของดาว ก๊าซเสื่อมจะมีอุณหภูมิคงที่เกือบคงที่ไปจนถึงใจกลางดาวฤกษ์ มีจำนวนหลายล้านองศา - ตัวเลขที่สมจริงที่สุดคือ 6 ล้านเค

ตอนนี้เรามีไอเดียบางอย่างเกี่ยวกับโครงสร้างของดาวแคระขาวแล้ว คำถามเกิดขึ้น: ทำไมมันเรืองแสงล่ะ? สิ่งหนึ่งที่ชัดเจน: ไม่รวมปฏิกิริยาแสนสาหัส. ไม่มีไฮโดรเจนในดาวแคระขาวที่จะสนับสนุนกลไกการสร้างพลังงานนี้ พลังงานประเภทเดียวที่ดาวแคระขาวมีคือพลังงานความร้อน นิวเคลียสของอะตอมมีการเคลื่อนที่แบบสุ่มเมื่อพวกมันถูกกระจัดกระจายโดยก๊าซอิเล็กตรอนที่เสื่อมสภาพ เมื่อเวลาผ่านไป การเคลื่อนที่ของนิวเคลียสจะช้าลง ซึ่งเทียบเท่ากับกระบวนการทำความเย็น ก๊าซอิเล็กตรอนซึ่งแตกต่างจากก๊าซอื่นๆ ที่รู้จักบนโลก มีค่าการนำความร้อนเป็นพิเศษ และอิเล็กตรอนนำพลังงานความร้อนไปยังพื้นผิว โดยที่พลังงานนี้ถูกแผ่ผ่านชั้นบรรยากาศออกสู่อวกาศ

นักดาราศาสตร์เปรียบเทียบกระบวนการเย็นลงของดาวแคระขาวร้อนกับการเย็นตัวลงของแท่งเหล็กที่ดึงออกจากไฟ ดาวแคระขาวเย็นตัวลงอย่างรวดเร็วในช่วงแรก แต่เมื่ออุณหภูมิภายในลดลง การเย็นตัวจะช้าลง ตามการประมาณการ ในช่วงหลายร้อยล้านปีแรก ความส่องสว่างของดาวแคระขาวจะลดลง 1% ของความสว่างของดวงอาทิตย์

ในที่สุดดาวแคระขาวก็จะหายไปและกลายเป็นดาวแคระดำอย่างไรก็ตาม การดำเนินการนี้อาจต้องใช้เวลาหลายล้านล้านปี และตามที่นักวิทยาศาสตร์หลายคนกล่าวไว้ ดูเหมือนว่าจักรวาลจะมีอายุมากพอที่จะให้ดาวแคระดำปรากฏอยู่ในนั้นได้ นักดาราศาสตร์คนอื่นๆ เชื่อว่าแม้ในระยะเริ่มแรก เมื่อดาวแคระขาวยังค่อนข้างร้อน อัตราการเย็นตัวก็ต่ำ และเมื่ออุณหภูมิพื้นผิวลดลงถึงค่าตามลำดับอุณหภูมิของดวงอาทิตย์ อัตราการเย็นตัวจะเพิ่มขึ้นและการสูญพันธุ์เกิดขึ้นอย่างรวดเร็วมาก เมื่อภายในของดาวแคระขาวเย็นลงมากพอ มันก็จะแข็งตัว ไม่ทางใดก็ทางหนึ่ง ถ้าเรายอมรับว่าอายุของจักรวาลเกิน 1 หมื่นล้านปี ก็ควรมีดาวแคระแดงอยู่ในนั้นมากกว่าดาวสีขาวมาก เมื่อรู้สิ่งนี้ นักดาราศาสตร์จึงกำลังค้นหาดาวแคระแดง

จนถึงตอนนี้พวกเขายังไม่ประสบความสำเร็จ มวลของดาวแคระขาวไม่ได้ถูกกำหนดอย่างแม่นยำเพียงพอ สามารถติดตั้งได้อย่างน่าเชื่อถือสำหรับส่วนประกอบของระบบคู่ เช่นในกรณีของ Sirius แต่มีเพียงไม่กี่คนเท่านั้น สีขาว คนแคระเป็นส่วนหนึ่งของดาวคู่ ในกรณีที่มีการศึกษามากที่สุดสามกรณี มวลของดาวแคระขาวซึ่งวัดด้วยความแม่นยำมากกว่า 10% กลับพบว่ามีมวลน้อยกว่ามวลดวงอาทิตย์และมีค่าประมาณครึ่งหนึ่ง ตามทฤษฎีแล้ว มวลจำกัดของดาวฤกษ์ที่ไม่หมุนรอบตัวเองเสื่อมโทรมโดยสิ้นเชิงควรเป็น 1.2 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ อย่างไรก็ตาม หากดวงดาวหมุนรอบตัวเอง และมีแนวโน้มว่าพวกมันจะหมุนด้วย มวลที่มีขนาดใหญ่กว่าดวงอาทิตย์หลายเท่าก็เป็นไปได้

แรงโน้มถ่วงบนพื้นผิวดาวแคระขาวมีมากกว่าดวงอาทิตย์ประมาณ 60-70 เท่า หากบุคคลมีน้ำหนัก 75 กิโลกรัมบนโลก บนดวงอาทิตย์เขาจะมีน้ำหนัก 2 ตัน และบนพื้นผิวดาวแคระขาวจะมีน้ำหนัก 120-140 ตัน เมื่อคำนึงถึงข้อเท็จจริงที่ว่ารัศมีของดาวแคระขาวต่างกันเพียงเล็กน้อยและมีมวลเกือบจะเท่ากัน เราสามารถสรุปได้ว่าแรงโน้มถ่วงบนพื้นผิวของดาวแคระขาวใดๆ ก็ตามมีค่าเท่ากันโดยประมาณ มีดาวแคระขาวมากมายในจักรวาล แต่การศึกษาอย่างรอบคอบเกี่ยวกับแผ่นภาพถ่ายที่ได้รับจากหอดูดาวเมาท์พาโลมาร์พบว่ามีจำนวนเกิน 1,500 แผ่น นักดาราศาสตร์เชื่อว่าความถี่ของดาวแคระขาวคงที่อย่างน้อยในช่วง 5 พันล้านปีที่ผ่านมา อาจจะ, สีขาว คนแคระถือเป็นวัตถุประเภทที่มีจำนวนมากที่สุดในท้องฟ้า

มีความเป็นไปได้ที่จะประมาณความหนาแน่นเชิงพื้นที่ของดาวแคระขาว: ปรากฎว่าในทรงกลมที่มีรัศมี 30 ปีแสงควรมีดาวฤกษ์ดังกล่าวประมาณ 100 ดวง คำถามเกิดขึ้น: ดาวทุกดวงกลายเป็นดาวแคระขาวเมื่อสิ้นสุดเส้นทางวิวัฒนาการหรือไม่ ถ้าไม่ ดาวฤกษ์ส่วนใดเปลี่ยนไปสู่สถานะดาวแคระขาว ขั้นตอนสำคัญในการแก้ปัญหาเกิดขึ้นเมื่อนักดาราศาสตร์วางแผนตำแหน่งของดาวฤกษ์ใจกลางเนบิวลาดาวเคราะห์บนแผนภาพอุณหภูมิ-ความส่องสว่าง เพื่อทำความเข้าใจคุณสมบัติของดาวฤกษ์ที่อยู่ในใจกลางเนบิวลาดาวเคราะห์ ลองพิจารณาเทห์ฟากฟ้าเหล่านี้ ในภาพถ่าย เนบิวลาดาวเคราะห์ปรากฏเป็นมวลก๊าซทรงรีขยายออกไป โดยมีดาวฤกษ์ร้อนจัดจางๆ ที่ใจกลาง ในความเป็นจริง มวลนี้เป็นเปลือกที่มีศูนย์กลางปั่นป่วนที่ซับซ้อนซึ่งขยายตัวด้วยความเร็ว 15-50 กม./วินาที แม้ว่าการก่อตัวเหล่านี้จะดูเหมือนวงแหวน แต่จริงๆ แล้วมันเป็นเปลือกหอยและมีความเร็วของการเคลื่อนที่ของก๊าซปั่นป่วนในนั้นสูงถึงประมาณ 120 กม./วินาที ปรากฎว่าเส้นผ่านศูนย์กลางของเนบิวลาดาวเคราะห์หลายดวงซึ่งสามารถวัดระยะทางได้นั้นอยู่ที่ประมาณ 1 ปีแสงหรือประมาณ 10 ล้านล้านกิโลเมตร

เมื่อขยายตัวในอัตราข้างต้น ก๊าซในเปลือกหอยจะหายากมากและไม่สามารถตื่นเต้นได้ ดังนั้นจึงไม่สามารถมองเห็นได้หลังจากผ่านไป 100,000 ปี เนบิวลาดาวเคราะห์จำนวนมากที่เราเห็นในปัจจุบันถือกำเนิดขึ้นในช่วง 50,000 ปีที่ผ่านมา และอายุโดยทั่วไปของพวกมันอยู่ที่ประมาณ 20,000 ปี ดาวฤกษ์ใจกลางเนบิวลาดังกล่าวเป็นวัตถุที่ร้อนที่สุดที่รู้จักในธรรมชาติ อุณหภูมิพื้นผิวแตกต่างกันไปตั้งแต่ 50,000 ถึง 1 ล้าน K. เนื่องจากอุณหภูมิสูงผิดปกติ การแผ่รังสีของดาวฤกษ์ส่วนใหญ่จึงตกลงไปในบริเวณอัลตราไวโอเลตไกลของสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้า

นี้ รังสีอัลตราไวโอเลตถูกดูดซับถูกเปลี่ยนรูปและปล่อยออกมาอีกครั้งโดยก๊าซเปลือกหอยในบริเวณที่มองเห็นได้ของสเปกตรัม ซึ่งช่วยให้เราสามารถสังเกตเปลือกหอยได้ ซึ่งหมายความว่าเปลือกสว่างกว่าดาวฤกษ์ใจกลางมากซึ่งเป็นแหล่งพลังงานจริงๆ เนื่องจากการแผ่รังสีของดาวฤกษ์จำนวนมหาศาลอยู่ในส่วนที่มองไม่เห็นของสเปกตรัม จากการวิเคราะห์คุณลักษณะของดาวฤกษ์ใจกลางเนบิวลาดาวเคราะห์ พบว่าค่าโดยทั่วไปของมวลของเนบิวลาอยู่ในช่วง 0.6-1 มวลดวงอาทิตย์ และสำหรับการสังเคราะห์ธาตุหนักในบาดาลของดาวฤกษ์นั้น จำเป็นต้องมีมวลจำนวนมาก ปริมาณไฮโดรเจนในดาวเหล่านี้มีน้อยมาก อย่างไรก็ตาม เปลือกก๊าซอุดมไปด้วยไฮโดรเจนและฮีเลียม

นักดาราศาสตร์บางคนเชื่ออย่างนั้น 50-95% ของดาวแคระขาวทั้งหมดไม่ได้กำเนิดจากเนบิวลาดาวเคราะห์. ดังนั้น แม้ว่าดาวแคระขาวบางดวงจะสัมพันธ์กับเนบิวลาดาวเคราะห์โดยสิ้นเชิง แต่อย่างน้อยครึ่งหนึ่งหรือมากกว่านั้นมีต้นกำเนิดมาจากดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักปกติซึ่งไม่ได้ผ่านระยะเนบิวลาดาวเคราะห์ ภาพเต็มของการก่อตัวดาวแคระขาวมีหมอกและไม่แน่นอน มีรายละเอียดมากมายที่ขาดหายไป ซึ่งอย่างดีที่สุดแล้ว คำอธิบายกระบวนการวิวัฒนาการสามารถสร้างขึ้นได้โดยการอนุมานเชิงตรรกะเท่านั้น ถึงกระนั้น ข้อสรุปทั่วไปก็คือดาวฤกษ์หลายดวงสูญเสียสสารไปบางส่วนระหว่างทางไปสู่ฉากสุดท้ายที่มีลักษณะคล้ายดาวแคระขาว และจากนั้นก็หายไปในสุสานบนท้องฟ้าในฐานะดาวแคระดำที่มองไม่เห็น หากมวลของดาวฤกษ์มีมวลประมาณสองเท่าของดวงอาทิตย์ ดาวฤกษ์ดังกล่าวจะสูญเสียเสถียรภาพในช่วงสุดท้ายของวิวัฒนาการ ดาวฤกษ์ดังกล่าวสามารถระเบิดเป็นซูเปอร์โนวาแล้วหดตัวลงจนมีขนาดเท่าลูกบอลในรัศมีหลายกิโลเมตร กล่าวคือ กลายเป็นดาวนิวตรอน

การค้นพบดาวแคระขาว

ดาวแคระขาวดวงแรกที่ค้นพบคือดาว 40 เอริดานี บี ในระบบสามดวง 40 เอริดานี ซึ่งวิลเลียม เฮอร์เชลรวมอยู่ในบัญชีรายชื่อดาวคู่เมื่อปี พ.ศ. 2328 ในปี พ.ศ. 2453 เฮนรี นอร์ริส รัสเซลล์ดึงความสนใจไปที่ความส่องสว่างต่ำอย่างผิดปกติของ 40 เอริดานี บี ที่อุณหภูมิสีที่สูง ซึ่งต่อมาทำหน้าที่ในการจำแนกดาวฤกษ์ดังกล่าวออกเป็นดาวแคระขาวอีกประเภทหนึ่ง

ดาวแคระขาวดวงที่ 2 และ 3 ที่ค้นพบคือ Sirius B และ Procyon B ในปี ค.ศ. 1844 ฟรีดริช เบสเซล ผู้อำนวยการหอดูดาวเคอนิกสเบิร์ก ได้วิเคราะห์ข้อมูลเชิงสังเกตที่ดำเนินการมาตั้งแต่ปี ค.ศ. 1755 พบว่าซิเรียส ซึ่งเป็นดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดในท้องฟ้าของโลก และดาวโพรซีออนเป็นระยะๆ แม้ว่าจะเล็กน้อยมาก แต่เบี่ยงเบนไปจากวิถีโคจรเป็นเส้นตรงของ การเคลื่อนที่ไปตามทรงกลมท้องฟ้า เบสเซลได้ข้อสรุปว่าแต่ละคนจะต้องมีเพื่อนสนิท ข้อความดังกล่าวพบกับความกังขา เนื่องจากดาวเทียมจางๆ ยังคงไม่สามารถสังเกตได้ และมวลของมันควรมีขนาดใหญ่พอๆ กัน ซึ่งเทียบได้กับมวลของซิเรียสและโพรซีออน ตามลำดับ

ความขัดแย้งเรื่องความหนาแน่น

“ฉันกำลังไปเยี่ยมเพื่อนของฉัน ... ศาสตราจารย์อี. พิกเคอริงมาเยี่ยมเพื่อทำธุรกิจ ด้วยความมีน้ำใจที่เป็นลักษณะเฉพาะของเขา เขาจึงเสนอที่จะรับสเปกตรัมของดวงดาวทุกดวงที่ฮิงค์สและฉันสังเกตเห็น ... โดยมีจุดประสงค์เพื่อกำหนดพารัลแลกซ์ของพวกมัน งานประจำชิ้นนี้ดูเหมือนจะประสบผลสำเร็จมาก โดยนำไปสู่การค้นพบว่าดาวฤกษ์ทุกดวงที่มีขนาดสัมบูรณ์น้อยมาก (ซึ่งก็คือความส่องสว่างต่ำ) มีคลาสสเปกตรัม M (ซึ่งก็คืออุณหภูมิพื้นผิวต่ำมาก) อย่างที่ฉันจำได้ ในขณะที่พูดคุยถึงคำถามนี้ ฉันถามพิกเคอริงเกี่ยวกับดวงดาวจางๆ อื่นๆ... โดยกล่าวถึงโดยเฉพาะ 40 Eridani B. ในลักษณะที่เป็นลักษณะเฉพาะของเขา เขาได้ส่งคำขอไปยังสำนักงานหอดูดาว (ฮาร์วาร์ด) ทันที และในไม่ช้าก็ได้รับคำตอบ (ฉันคิดว่าจากคุณเฟลมมิง) ว่าสเปกตรัมของดาวดวงนี้คือ A (นั่นคือ อุณหภูมิพื้นผิวสูง) แม้แต่ในยุค Paleozoic ฉันก็รู้สิ่งเหล่านี้มากพอที่จะรู้ได้ทันทีว่ามีความแตกต่างอย่างมากระหว่างสิ่งที่เราเรียกว่าค่าความสว่างและความหนาแน่นของพื้นผิวที่ "เป็นไปได้" เห็นได้ชัดว่าฉันไม่ได้ปิดบังความจริงที่ว่าฉันไม่เพียงแค่แปลกใจ แต่ยังประหลาดใจอย่างแท้จริงกับข้อยกเว้นนี้ต่อสิ่งที่ดูเหมือนจะเป็นกฎปกติอย่างสมบูรณ์สำหรับลักษณะของดวงดาว พิกเคอริงยิ้มมาที่ฉันและพูดว่า: "เป็นข้อยกเว้นอย่างแน่นอนที่นำไปสู่การขยายความรู้ของเรา" - และดาวแคระขาวก็เข้ามาในโลกภายใต้การศึกษา"

ความประหลาดใจของรัสเซลล์ค่อนข้างเข้าใจได้: 40 เอริดานี บี หมายถึงดาวฤกษ์ที่ค่อนข้างใกล้ และจากพารัลแลกซ์ที่สังเกตได้ เราสามารถระบุระยะห่างของมันได้อย่างแม่นยำและความสว่างตามลำดับ ความส่องสว่างของ 40 Eridani B พบว่าอยู่ในระดับสเปกตรัมต่ำอย่างผิดปกติ ดาวแคระขาวก่อตัวเป็นบริเวณใหม่ในแผนภาพ HR การรวมกันของความส่องสว่าง มวล และอุณหภูมินี้เป็นสิ่งที่เข้าใจยาก และไม่สามารถอธิบายได้โดยใช้แบบจำลองลำดับหลักมาตรฐานของโครงสร้างดาวฤกษ์ที่พัฒนาขึ้นในช่วงทศวรรษปี ค.ศ. 1920

ความหนาแน่นสูงของดาวแคระขาวยังคงไม่สามารถอธิบายได้ภายใต้กรอบของฟิสิกส์คลาสสิกและดาราศาสตร์ และอธิบายได้เฉพาะในกรอบของกลศาสตร์ควอนตัมหลังจากการถือกำเนิดของสถิติแฟร์มี-ดิแรก ในปี 1926 ฟาวเลอร์ได้เขียนบทความเรื่อง On Dense Matter ( “ในเรื่องความหนาแน่น” ประกาศรายเดือน R. Astron สังคมสงเคราะห์ 87, 114-122) แสดงให้เห็นว่าไม่เหมือนกับดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักซึ่งสมการสถานะขึ้นอยู่กับแบบจำลองก๊าซในอุดมคติ (แบบจำลองเอดดิงตันมาตรฐาน) สำหรับดาวแคระขาว ความหนาแน่นและความดันของสสารถูกกำหนดโดยคุณสมบัติของก๊าซอิเล็กตรอนเสื่อม (ก๊าซเฟอร์มี) ).

ขั้นต่อไปในการอธิบายธรรมชาติของดาวแคระขาวคืองานของยาโคฟ เฟรงเคิลและอี. สโตเนอร์ ?! และจันทรเศขาร ในปี พ.ศ. 2471 เฟรงเคิลชี้ให้เห็นว่ามวลดาวแคระขาวต้องมีขีดจำกัดบน กล่าวคือ ดาวฤกษ์เหล่านี้ที่มีมวลเกินขีดจำกัดจะไม่เสถียรและจะต้องพังทลายลง E. Stoner ได้ข้อสรุปเดียวกันอย่างเป็นอิสระในปี 1930 ซึ่งให้การประมาณมวลสูงสุดที่ถูกต้อง คำนวณได้แม่นยำยิ่งขึ้นในปี พ.ศ. 2474 โดย Chandrasekhar ในงานของเขาเรื่อง "มวลสูงสุดของดาวแคระขาวในอุดมคติ" ( แอสโทรฟ “มวลสูงสุดของดาวแคระขาวในอุดมคติ” เจ. 74, 81-82) (ขีดจำกัด Chandrasekhar) และเป็นอิสระจากสิ่งนี้ในปี พ.ศ. 2475 โดย L. D. Landau

กำเนิดดาวแคระขาว

วิธีแก้ปัญหาของฟาวเลอร์อธิบายโครงสร้างภายในของดาวแคระขาว แต่ไม่ได้ชี้แจงกลไกการกำเนิดของมัน แนวคิดสองประการมีบทบาทสำคัญในการอธิบายการกำเนิดของดาวแคระขาว: แนวคิดของนักดาราศาสตร์ Ernst Epic ที่ว่าดาวยักษ์แดงก่อตัวขึ้นจากดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักอันเป็นผลมาจากความเหนื่อยหน่ายของเชื้อเพลิงนิวเคลียร์ และการสันนิษฐานของนักดาราศาสตร์ Vasily Fesenkov ไม่นานหลังสงครามโลกครั้งที่ 2 ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักควรจะสูญเสียมวล และการสูญเสียมวลดังกล่าวควรส่งผลกระทบอย่างมีนัยสำคัญต่อวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ สมมติฐานเหล่านี้ได้รับการยืนยันอย่างสมบูรณ์

ปฏิกิริยาฮีเลียมสามเท่าและนิวเคลียสไอโซเทอร์มอลของดาวยักษ์แดง

ในระหว่างวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลัก ไฮโดรเจนจะ "เผาไหม้" - การสังเคราะห์นิวเคลียสด้วยการก่อตัวของฮีเลียม (ดูวัฏจักรของเบธ) ความเหนื่อยหน่ายดังกล่าวนำไปสู่การหยุดการปล่อยพลังงานในใจกลางดาวฤกษ์ การบีบอัด และทำให้อุณหภูมิและความหนาแน่นในแกนกลางเพิ่มขึ้นตามมา การเพิ่มขึ้นของอุณหภูมิและความหนาแน่นในแกนกลางดาวฤกษ์ทำให้เกิดสภาวะที่แหล่งพลังงานแสนสาหัสแห่งใหม่ถูกกระตุ้น: การสลายฮีเลียม (ปฏิกิริยาฮีเลียมสามเท่าหรือกระบวนการอัลฟาสามเท่า) ลักษณะเฉพาะของดาวยักษ์แดงและยักษ์ยักษ์

ที่อุณหภูมิประมาณ 10 8 K พลังงานจลน์ของนิวเคลียสฮีเลียมจะสูงพอที่จะเอาชนะอุปสรรคคูลอมบ์ได้: นิวเคลียสฮีเลียมสองตัว (4 He, อนุภาคอัลฟา) สามารถรวมเข้าด้วยกันเพื่อสร้างไอโซโทปเบริลเลียมที่ไม่เสถียร 8 Be:

2 4 เขา + 2 4 เขา → 4 8 เป็น (\displaystyle ()_(2)^(4)(\textrm (เขา))+()_(2)^(4)(\textrm (เขา))\rightarrow ()_(4)^(8) (\textrm (เป็น)).)

ส่วนใหญ่ 8 Be จะสลายตัวอีกครั้งเป็นอนุภาคอัลฟา 2 อนุภาค แต่เมื่อ 8 Be ชนกับอนุภาคอัลฟ่าพลังงานสูง ก็จะเกิดนิวเคลียสของคาร์บอน 12 C ที่เสถียรได้:

4 8 Be + 2 4 เขา → 6 12 C (\displaystyle ()_(4)^(8)(\textrm (Be))+()_(2)^(4)(\textrm (He))\ ลูกศรขวา ()_(6)^(12)(\textrm (C))) + 7.3 MeV.

แม้ว่าความเข้มข้นของสมดุลจะต่ำมากที่ 8 Be (ตัวอย่างเช่น ที่อุณหภูมิ ~10 8 K อัตราส่วนความเข้มข้น [ 8 Be]/[ 4 He] ~10 −10) อัตราก็ยังเป็นเช่นนั้น ปฏิกิริยาฮีเลียมสามเท่าปรากฏว่าเพียงพอแล้วที่จะทำให้เกิดสมดุลอุทกสถิตใหม่ในแกนกลางร้อนของดาวฤกษ์ การพึ่งพาพลังงานที่ปล่อยออกมากับอุณหภูมิในปฏิกิริยาไตรนารีฮีเลียมนั้นสูงมาก ดังนั้นสำหรับช่วงอุณหภูมิ T (\displaystyle T)~1-2⋅10 8 K ปล่อยพลังงาน 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 ใช่ (\displaystyle Y)- ความเข้มข้นบางส่วนของฮีเลียมในแกนกลาง (ในกรณีที่พิจารณาว่าไฮโดรเจน "เหนื่อยหน่าย" ใกล้เคียงกับความสามัคคี)

อย่างไรก็ตาม ควรสังเกตว่าปฏิกิริยาฮีเลียมสามตัวมีลักษณะเฉพาะคือมีการปลดปล่อยพลังงานต่ำกว่าวัฏจักร Bethe อย่างมีนัยสำคัญ โดยคำนวณต่อหน่วยมวล พลังงานที่ปล่อยออกมาระหว่าง "การเผาไหม้" ของฮีเลียมนั้นต่ำกว่าระหว่าง "การเผาไหม้" ของไฮโดรเจนมากกว่า 10 เท่า. เมื่อฮีเลียมเผาไหม้และแหล่งพลังงานในแกนกลางหมดลง ปฏิกิริยาการสังเคราะห์นิวเคลียสที่ซับซ้อนมากขึ้นก็เป็นไปได้ อย่างไรก็ตาม ประการแรก ปฏิกิริยาดังกล่าวต้องการอุณหภูมิที่สูงขึ้นมากขึ้น และประการที่สอง พลังงานที่ปล่อยออกมาต่อหน่วยมวลในปฏิกิริยาดังกล่าวจะลดลงเมื่อมวลมวล เพิ่มขึ้น จำนวนนิวเคลียสที่ทำปฏิกิริยา

ปัจจัยเพิ่มเติมที่เห็นได้ชัดว่ามีอิทธิพลต่อวิวัฒนาการของนิวเคลียสของยักษ์แดงคือการรวมกันของความไวต่ออุณหภูมิสูงของปฏิกิริยาฮีเลียมสามเท่าและปฏิกิริยาฟิวชันของนิวเคลียสที่หนักกว่าเข้ากับกลไก การระบายความร้อนของนิวตริโน: ที่อุณหภูมิและความดันสูง โฟตอนสามารถกระจัดกระจายโดยอิเล็กตรอนโดยเกิดคู่นิวตริโน-แอนตินิวตริโน ซึ่งนำพลังงานออกจากแกนกลางอย่างอิสระ ดาวดวงนี้โปร่งใสต่อพวกมัน ความเร็วเท่านี้ ปริมาตรการระบายความร้อนด้วยนิวตริโน ตรงกันข้ามกับแบบคลาสสิก ผิวเผินการระบายความร้อนด้วยโฟตอนไม่ได้จำกัดอยู่ที่กระบวนการถ่ายโอนพลังงานจากภายในดาวฤกษ์ไปยังโฟโตสเฟียร์ของมัน อันเป็นผลมาจากปฏิกิริยาการสังเคราะห์นิวเคลียส ทำให้เกิดความสมดุลใหม่ในแกนดาวฤกษ์ โดยมีอุณหภูมิแกนกลางเท่ากัน: แกนกลางอุณหภูมิคงที่(รูปที่ 2)

ในกรณีของดาวยักษ์แดงที่มีมวลค่อนข้างน้อย (ตามลำดับดวงอาทิตย์) แกนอุณหภูมิคงที่จะประกอบด้วยฮีเลียมเป็นส่วนใหญ่ ในกรณีของดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่านั้น จะเป็นคาร์บอนและธาตุที่หนักกว่า อย่างไรก็ตาม ไม่ว่าในกรณีใด ความหนาแน่นของแกนไอโซเทอร์มอลนั้นสูงมากจนระยะห่างระหว่างอิเล็กตรอนของพลาสมาที่สร้างแกนกลางจะสมส่วนกับความยาวคลื่น De Broglie ของพวกมัน แล = h / mv (\displaystyle \lambda =h/mv)นั่นคือเป็นไปตามเงื่อนไขความเสื่อมของก๊าซอิเล็กตรอน การคำนวณแสดงให้เห็นว่าความหนาแน่นของนิวเคลียสไอโซเทอร์มอลสอดคล้องกับความหนาแน่นของดาวแคระขาว นั่นคือ แกนกลางของดาวยักษ์แดงคือดาวแคระขาว.

ดังนั้นจึงมีขีดจำกัดบนของมวลดาวแคระขาว สิ่งที่น่าสนใจคือ สำหรับดาวแคระขาวที่สังเกตพบ มีขีดจำกัดล่างที่คล้ายกัน เนื่องจากอัตราการวิวัฒนาการของดาวฤกษ์แปรผันตามมวลของมัน เราจึงสามารถสังเกตดาวแคระขาวมวลน้อยได้ว่าเป็นเศษของดาวฤกษ์เหล่านั้นเท่านั้นที่สามารถวิวัฒนาการในช่วงเวลาดังกล่าวได้ ยุคเริ่มแรกของการกำเนิดดาวฤกษ์ของเอกภพจนถึงปัจจุบัน

คุณสมบัติของสเปกตรัมและการจำแนกสเปกตรัม

ดาวแคระขาวถูกจำแนกออกเป็นสเปกตรัมคลาส D ที่แยกจากกัน (จากคนแคระอังกฤษ - คนแคระ) ซึ่งเป็นการจำแนกประเภทที่ใช้อยู่ในปัจจุบันเพื่อสะท้อนคุณลักษณะของสเปกตรัมของดาวแคระขาว ซึ่งเสนอในปี พ.ศ. 2526 โดยเอ็ดเวิร์ด ไซออน ในการจำแนกประเภทนี้คลาสสเปกตรัมเขียนในรูปแบบต่อไปนี้:

คลาสย่อยต่อไปนี้ถูกกำหนดไว้:

• DA - เส้นของชุดไฮโดรเจน Balmer มีอยู่ในสเปกตรัม แต่ไม่พบเส้นฮีเลียม
• DB - สเปกตรัมประกอบด้วยเส้นฮีเลียม He I, ไม่มีเส้นไฮโดรเจนหรือโลหะ
• DC - สเปกตรัมต่อเนื่องโดยไม่มีเส้นดูดกลืน
• DO - สเปกตรัมประกอบด้วยเส้นฮีเลียม He II ที่แข็งแกร่ง, เส้น He I และ H อาจมีอยู่ด้วย
• DZ - เฉพาะเส้นโลหะ ไม่มีเส้น H หรือ He
• DQ - เส้นคาร์บอน รวมถึงโมเลกุล C 2 ;

และคุณสมบัติทางสเปกตรัม:

• P - สังเกตโพลาไรเซชันของแสงในสนามแม่เหล็ก
• H - ไม่พบโพลาไรเซชันเมื่อมีสนามแม่เหล็ก
• ดาวประเภท V - ZZ Ceti หรือดาวแคระขาวแปรผันอื่นๆ
• X - สเปกตรัมที่แปลกประหลาดหรือไม่สามารถจำแนกประเภทได้

วิวัฒนาการของดาวแคระขาว

ดาวแคระขาวเริ่มต้นวิวัฒนาการเมื่อแกนกลางเสื่อมโทรมของดาวยักษ์แดงที่หลุดเปลือกออกไป ซึ่งก็คือดาวฤกษ์ใจกลางเนบิวลาดาวเคราะห์อายุน้อย อุณหภูมิของโฟโตสเฟียร์ของแกนกลางของเนบิวลาดาวเคราะห์อายุน้อยนั้นสูงมาก ตัวอย่างเช่น อุณหภูมิของดาวฤกษ์ใจกลางเนบิวลา NGC 7293 มีตั้งแต่ 90,000 เคลวิน (ประมาณจากเส้นดูดกลืนแสง) ถึง 130,000 เคลวิน (ประมาณจากรังสีเอกซ์ คลื่นความถี่). ที่อุณหภูมิดังกล่าว สเปกตรัมส่วนใหญ่ประกอบด้วยรังสีอัลตราไวโอเลตชนิดแข็งและรังสีเอกซ์อ่อน

ในเวลาเดียวกัน ดาวแคระขาวที่สังเกตตามสเปกตรัมนั้นส่วนใหญ่แบ่งออกเป็นสองกลุ่มใหญ่ - คลาสสเปกตรัม "ไฮโดรเจน" DA ในสเปกตรัมที่ไม่มีเส้นฮีเลียมซึ่งคิดเป็นประมาณ 80% ของประชากร ของดาวแคระขาว และสเปกตรัมคลาส DB “ฮีเลียม” ที่ไม่มีเส้นไฮโดรเจนในสเปกตรัม คิดเป็นส่วนใหญ่ของประชากรที่เหลืออีก 20% สาเหตุของความแตกต่างในองค์ประกอบของชั้นบรรยากาศของดาวแคระขาวยังไม่ชัดเจนมาเป็นเวลานาน ในปี 1984 Iko Iben ได้พิจารณาสถานการณ์สำหรับ "ทางออก" ของดาวแคระขาวจากดาวยักษ์แดงที่กำลังเต้นเป็นจังหวะซึ่งอยู่บนกิ่งยักษ์เชิงเส้นกำกับที่ระยะการเต้นเป็นจังหวะต่างๆ ในช่วงปลายของวิวัฒนาการในดาวยักษ์แดงที่มีมวลมากถึง 10 เท่าของดวงอาทิตย์ อันเป็นผลมาจากการ "เผาไหม้" ของแกนฮีเลียม แกนกลางที่เสื่อมสภาพได้ก่อตัวขึ้น ซึ่งประกอบด้วยคาร์บอนและธาตุที่หนักกว่าเป็นส่วนใหญ่ ล้อมรอบด้วยแกนที่ไม่เสื่อมสลาย แหล่งกำเนิดฮีเลียมชั้นซึ่งเกิดปฏิกิริยาฮีเลียมสามเท่า ในทางกลับกัน ด้านบนมีแหล่งไฮโดรเจนหลายชั้นซึ่งมีปฏิกิริยาแสนสาหัสของวัฏจักร Bethe ในการเปลี่ยนไฮโดรเจนเป็นฮีเลียมที่ล้อมรอบด้วยเปลือกไฮโดรเจนเกิดขึ้น ดังนั้นแหล่งกำเนิดชั้นไฮโดรเจนภายนอกจึงเป็น "ผู้ผลิต" ฮีเลียมสำหรับแหล่งกำเนิดชั้นฮีเลียม การเผาไหม้ของฮีเลียมในแหล่งกำเนิดของชั้นจะขึ้นอยู่กับความไม่เสถียรทางความร้อนเนื่องจากการขึ้นอยู่กับอุณหภูมิที่สูงมาก และสิ่งนี้รุนแรงขึ้นด้วยอัตราการเปลี่ยนไฮโดรเจนเป็นฮีเลียมที่สูงกว่าเมื่อเปรียบเทียบกับอัตราการเผาไหม้ของฮีเลียม ผลลัพธ์คือการสะสมของฮีเลียม การบีบอัดจนกระทั่งการเสื่อมสภาพเริ่มต้น อัตราการเกิดปฏิกิริยาฮีเลียมสามเท่าเพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็วและการพัฒนา แฟลชฮีเลียมแบบชั้น.

ในระยะเวลาอันสั้นมาก (~30 ปี) ความส่องสว่างของแหล่งฮีเลียมจะเพิ่มขึ้นมากจนการเผาไหม้ของฮีเลียมเข้าสู่โหมดการพาความร้อน ชั้นจะขยายออก และผลักแหล่งกำเนิดชั้นไฮโดรเจนออกไป ซึ่งนำไปสู่การเย็นลงและการหยุดการเผาไหม้ของไฮโดรเจน . หลังจากที่ฮีเลียมส่วนเกินถูกเผาไหม้ในระหว่างการลุกไหม้ ความส่องสว่างของชั้นฮีเลียมจะลดลง ชั้นไฮโดรเจนด้านนอกของดาวยักษ์แดงหดตัว และการจุดระเบิดครั้งใหม่ของแหล่งกำเนิดชั้นไฮโดรเจนก็เกิดขึ้น

Iben เสนอแนะว่าดาวยักษ์แดงที่เต้นเป็นจังหวะสามารถหลุดเปลือกของมันออกไปจนกลายเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ ทั้งในระยะแฟลชฮีเลียมและระยะนิ่งโดยมีแหล่งไฮโดรเจนเป็นชั้น ๆ ที่ทำงานอยู่ และเนื่องจากพื้นผิวการแยกตัวของซองจดหมายขึ้นอยู่กับเฟส ดังนั้นเมื่อใด เปลือกจะถูกหลั่งออกระหว่างแฟลชฮีเลียม ดาวแคระขาว “ฮีเลียม” ระดับสเปกตรัม DB ถูกเปิดเผย และเมื่อเปลือกถูกกำจัดโดยยักษ์ที่มีแหล่งไฮโดรเจนเป็นชั้นๆ ก็จะเผยให้เห็นดาวแคระ “ไฮโดรเจน” DA ระยะเวลาการระเบิดของฮีเลียมอยู่ที่ประมาณ 20% ของระยะเวลาของวงจรการเต้นเป็นจังหวะ ซึ่งอธิบายอัตราส่วนของไฮโดรเจนและฮีเลียมดาวแคระ DA:DB ~ 80:20

ดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ (หนักกว่าดวงอาทิตย์ 7-10 เท่า) ในบางจุดจะเผาไฮโดรเจน ฮีเลียม และคาร์บอน และกลายเป็นดาวแคระขาวที่มีแกนกลางอุดมด้วยออกซิเจน ดาว SDSS 0922+2928 และ SDSS 1102+2054 ซึ่งมีบรรยากาศที่มีออกซิเจนเป็นเครื่องยืนยันสิ่งนี้

เนื่องจากดาวแคระขาวไม่มีแหล่งพลังงานแสนสาหัส พวกมันจึงแผ่รังสีออกมาจากความร้อนสำรอง พลังการแผ่รังสีของวัตถุสีดำสนิท (พลังงานรวมเหนือสเปกตรัมทั้งหมด) ต่อพื้นที่ผิวหน่วยเป็นสัดส่วนกับกำลังที่สี่ของอุณหภูมิร่างกาย:

ที่ไหน เจ (\displaystyle เจ)คือกำลังต่อหน่วยพื้นที่ของพื้นผิวที่แผ่รังสี และ σ (\displaystyle \sigma )- สเตฟาน-โบลต์ซมันน์คงที่

ตามที่ระบุไว้แล้ว อุณหภูมิไม่รวมอยู่ในสมการสถานะของก๊าซอิเล็กตรอนเสื่อม - นั่นคือรัศมีของดาวแคระขาวและพื้นที่เปล่งแสงยังคงไม่เปลี่ยนแปลง ด้วยเหตุนี้ ประการแรก สำหรับดาวแคระขาวไม่มีมวล - ความส่องสว่าง ความสัมพันธ์ แต่มีความสัมพันธ์ระหว่างอายุ - ความส่องสว่าง (ขึ้นอยู่กับอุณหภูมิเท่านั้น แต่ไม่ขึ้นอยู่กับพื้นที่ของพื้นผิวเปล่งแสง) และประการที่สอง ดาวแคระขาวอายุน้อยที่ร้อนจัดควรจะเย็นตัวลงอย่างรวดเร็วเนื่องจากฟลักซ์การแผ่รังสีและด้วยเหตุนี้ อัตราการทำความเย็นเป็นสัดส่วนกับกำลังที่สี่ของอุณหภูมิ

ภายในขีดจำกัด หลังจากเย็นลงเป็นเวลาหลายหมื่นล้านปี ดาวแคระขาวใดๆ ก็ควรจะกลายเป็นสิ่งที่เรียกว่าดาวแคระดำ (ไม่เปล่งแสงที่มองเห็นได้) แม้ว่าวัตถุดังกล่าวจะยังไม่ได้ถูกพบเห็นในจักรวาลก็ตาม (ตามข้อมูลบางส่วน [ อะไร?] คาดว่าดาวแคระขาวจะใช้เวลาอย่างน้อย 10-15 ปีจึงจะเย็นลงถึงอุณหภูมิ 5 เคลวิน) ตั้งแต่เวลาที่ผ่านไปนับตั้งแต่การกำเนิดดาวฤกษ์ดวงแรกในจักรวาล (ตามแนวคิดสมัยใหม่) ) ประมาณ 13 พันล้านปี แต่ดาวแคระขาวบางดวงได้เย็นลงจนมีอุณหภูมิต่ำกว่า 4,000 เคลวินแล้ว (เช่น ดาวแคระขาว WD 0346+246 และ SDSS J110217, 48+411315.4 ด้วยอุณหภูมิ 3700-3800 K และระดับสเปกตรัม M0 ที่ระยะห่าง ห่างจากดวงอาทิตย์ประมาณ 100 ปีแสง) ซึ่งนอกจากขนาดที่เล็กแล้ว ยังทำให้การตรวจจับเป็นงานที่ยากมาก

ปรากฏการณ์ทางดาราศาสตร์ที่เกี่ยวข้องกับดาวแคระขาว

การแผ่รังสีเอกซ์จากดาวแคระขาว

อุณหภูมิพื้นผิวของดาวแคระขาวอายุน้อยซึ่งเป็นแกนไอโซโทรปิกของดาวฤกษ์หลังจากการหลุดออกจากเปลือกของพวกมันนั้นสูงมาก - มากกว่า 2⋅10 5 K แต่ลดลงค่อนข้างเร็วเนื่องจากการแผ่รังสีจากพื้นผิว ดาวแคระขาวอายุน้อยมากดังกล่าวถูกสังเกตการณ์ในช่วงรังสีเอกซ์ (เช่น การสังเกตการณ์ดาวแคระขาว HZ 43 ด้วยดาวเทียม ROSAT) ในช่วงรังสีเอกซ์ ความส่องสว่างของดาวแคระขาวมีมากกว่าความส่องสว่างของดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลัก: ภาพถ่ายของซิเรียสที่ถ่ายด้วยกล้องโทรทรรศน์รังสีเอกซ์จันทรา (ดูรูปที่ 10) สามารถใช้เป็นภาพประกอบได้ - ในนั้นดาวแคระขาวซิเรียสบี ดูสว่างกว่าซิเรียส เอ ของสเปกตรัมคลาส A1 ซึ่งมีช่วงแสงที่สว่างกว่าซิเรียส บี ประมาณ 10,000 เท่า

อุณหภูมิพื้นผิวของดาวแคระขาวที่ร้อนที่สุดคือ 7⋅10 4 K อุณหภูมิที่เย็นที่สุดน้อยกว่า 4⋅10 3 K (ดูตัวอย่าง ดาวของแวน มาแนน และ WD 0346+246 ที่มี SDSS J110217, 48+411315.4 ระดับสเปกตรัม M0 ).

ลักษณะเฉพาะของการแผ่รังสีของดาวแคระขาวในช่วงรังสีเอกซ์คือความจริงที่ว่าแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์หลักสำหรับพวกมันคือโฟโตสเฟียร์ซึ่งทำให้พวกมันแตกต่างจากดาวฤกษ์ "ปกติ" อย่างชัดเจน: ส่วนหลังมีโคโรนารังสีเอกซ์ ถูกทำให้ร้อนถึงหลายล้านเคลวิน และอุณหภูมิของโฟโตสเฟียร์ต่ำเกินไปสำหรับการปล่อยรังสีเอกซ์

การสะสมมวลของดาวแคระขาวในระบบดาวคู่

ในระหว่างการวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ที่มีมวลต่างกันในระบบดาวคู่ อัตราการวิวัฒนาการของส่วนประกอบต่างๆ จะไม่เท่ากัน ในขณะที่ส่วนประกอบที่มีมวลมากกว่าสามารถพัฒนาเป็นดาวแคระขาวได้ ในขณะที่ดวงที่มีมวลน้อยกว่าก็สามารถยังคงอยู่ในลำดับหลักได้ในเวลานี้ . ในทางกลับกัน เมื่อส่วนประกอบที่มีมวลน้อยกว่าออกจากลำดับหลักในระหว่างการวิวัฒนาการและเปลี่ยนผ่านไปยังกิ่งดาวยักษ์แดง ขนาดของดาวฤกษ์ที่กำลังพัฒนาจะเริ่มขยายใหญ่ขึ้นจนกระทั่งเต็มกลีบโรช เนื่องจากกลีบ Roche ของส่วนประกอบของระบบไบนารี่สัมผัสที่จุดลากรองจ์ L 1 จากนั้นในขั้นตอนนี้ของการวิวัฒนาการของส่วนประกอบที่มีมวลน้อยกว่าซึ่งผ่านจุด L 1 การไหลของสสารจากดาวยักษ์แดงไปยัง กลีบโรชของดาวแคระขาวเริ่มต้นและสะสมสสารที่อุดมด้วยไฮโดรเจนเพิ่มเติมบนพื้นผิวของมัน (ดูรูปที่ 11) ซึ่งนำไปสู่ปรากฏการณ์ทางดาราศาสตร์หลายประการ:

• การเพิ่มขึ้นแบบไม่คงที่บนดาวแคระขาว หากดาวข้างเคียงเป็นดาวแคระแดงมวลมาก จะนำไปสู่การเกิดขึ้นของดาวฤกษ์โนวาแคระ (ดาวประเภท U Gem (UG)) และดาวแปรสภาพคล้ายโนวาที่หายนะ
• การสะสมบนดาวแคระขาวที่มีสนามแม่เหล็กแรงพุ่งตรงไปยังบริเวณขั้วแม่เหล็กของดาวแคระขาว และกลไกการแผ่รังสีแบบไซโคลตรอนจากพลาสมาที่สะสมไว้ในบริเวณเส้นรอบวงโคจรของสนามแม่เหล็กของดาวแคระทำให้เกิดโพลาไรเซชันที่รุนแรงของรังสีในบริเวณที่มองเห็นได้ (ขั้วและขั้วกลาง)
• การสะสมสสารที่อุดมด้วยไฮโดรเจนบนดาวแคระขาวทำให้เกิดการสะสมบนพื้นผิว (ซึ่งประกอบด้วยฮีเลียมเป็นส่วนใหญ่) และการให้ความร้อนจนถึงอุณหภูมิปฏิกิริยาฟิวชันฮีเลียม ซึ่งในกรณีที่ความไม่เสถียรทางความร้อน จะนำไปสู่การระเบิดที่สังเกตได้ว่าเป็นเปลวไฟ

การคำนวณแสดงให้เห็นว่าในระหว่างการระเบิดซูเปอร์โนวาด้วย M ~ 25M แกนนิวตรอนหนาแน่น (ดาวนิวตรอน) ที่มีมวล ~ 1.6M จะยังคงอยู่ ในดาวฤกษ์ที่มีมวลตกค้าง M > 1.4M ซึ่งยังไม่ถึงขั้นซูเปอร์โนวา ความดันของก๊าซอิเล็กตรอนที่เสื่อมลงก็ไม่สามารถรักษาสมดุลของแรงโน้มถ่วงได้ และดาวฤกษ์ก็ถูกบีบอัดจนมีความหนาแน่นของนิวเคลียร์ กลไกการยุบตัวของแรงโน้มถ่วงนี้เหมือนกับระหว่างการระเบิดซูเปอร์โนวา ความดันและอุณหภูมิภายในดาวฤกษ์ถึงค่าดังกล่าวซึ่งอิเล็กตรอนและโปรตอนดูเหมือนจะ "กด" เข้าหากันและเป็นผลมาจากปฏิกิริยา

หลังจากการปล่อยนิวตริโน นิวตรอนจะถูกสร้างขึ้น โดยมีปริมาตรเฟสน้อยกว่าอิเล็กตรอนมาก สิ่งที่เรียกว่าดาวนิวตรอนปรากฏขึ้น โดยมีความหนาแน่นถึง 10 14 - 10 15 g/cm3 ขนาดลักษณะของดาวนิวตรอนคือ 10 - 15 กม. ในแง่หนึ่ง ดาวนิวตรอนถือเป็นนิวเคลียสอะตอมขนาดยักษ์ การบีบอัดแรงโน้มถ่วงเพิ่มเติมจะถูกป้องกันโดยความดันของสสารนิวเคลียร์ที่เกิดขึ้นเนื่องจากอันตรกิริยาของนิวตรอน นี่เป็นความดันความเสื่อมของก๊าซนิวตรอนที่มีความหนาแน่นมากกว่ามากเหมือนในกรณีของดาวแคระขาวก่อนหน้านี้ แรงกดดันนี้สามารถรองรับมวลได้สูงถึง 3.2M
นิวตริโนที่เกิดขึ้นในขณะที่ยุบตัวทำให้ดาวนิวตรอนเย็นลงอย่างรวดเร็ว ตามการประมาณการทางทฤษฎี อุณหภูมิของมันจะลดลงจาก 10 11 เป็น 10 9 K ในเวลา ~ 100 วินาที นอกจากนี้อัตราการทำความเย็นลดลงเล็กน้อย อย่างไรก็ตาม มันค่อนข้างสูงในระดับดาราศาสตร์ อุณหภูมิที่ลดลงจาก 10 9 เป็น 10 8 K เกิดขึ้นใน 100 ปีและเป็น 10 6 K ในล้านปี การตรวจจับดาวนิวตรอนโดยใช้วิธีการเชิงแสงนั้นค่อนข้างยากเนื่องจากมีขนาดที่เล็กและมีอุณหภูมิต่ำ
ในปี 1967 ที่มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์ Hewish และ Bell ค้นพบแหล่งกำเนิดรังสีจักรวาลของการแผ่รังสีแม่เหล็กไฟฟ้าเป็นระยะ - พัลซาร์ คาบการเกิดซ้ำของพัลส์ของพัลซาร์ส่วนใหญ่อยู่ในช่วงตั้งแต่ 3.3·10 -2 ถึง 4.3 วินาที ตามแนวคิดสมัยใหม่ พัลซาร์กำลังหมุนดาวนิวตรอนด้วยมวล 1 - 3M และมีเส้นผ่านศูนย์กลาง 10 - 20 กม. เฉพาะวัตถุขนาดกะทัดรัดที่มีคุณสมบัติของดาวนิวตรอนเท่านั้นที่สามารถรักษารูปร่างของมันไว้ได้โดยไม่ยุบตัวด้วยความเร็วการหมุนเช่นนั้น การอนุรักษ์โมเมนตัมเชิงมุมและสนามแม่เหล็กระหว่างการก่อตัวของดาวนิวตรอนนำไปสู่การกำเนิดของพัลซาร์ที่หมุนเร็วด้วยสนามแม่เหล็กแรง B ~ 10 12 G
เชื่อกันว่าดาวนิวตรอนมีสนามแม่เหล็กซึ่งแกนไม่ตรงกับแกนการหมุนของดาวฤกษ์ ในกรณีนี้ การแผ่รังสีของดาว (คลื่นวิทยุและแสงที่ตามองเห็น) จะร่อนไปทั่วโลกราวกับรังสีของประภาคาร เมื่อลำแสงตัดผ่านโลก จะมีการบันทึกชีพจร การแผ่รังสีจากดาวนิวตรอนนั้นเกิดขึ้นเนื่องจากการที่อนุภาคที่มีประจุจากพื้นผิวของดาวเคลื่อนที่ออกไปด้านนอกตามแนวสนามแม่เหล็กและปล่อยคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าออกมา กลไกการปล่อยคลื่นวิทยุพัลซาร์นี้ ซึ่งเสนอครั้งแรกโดยโกลด์ แสดงไว้ในรูปที่ 1 39.

หากลำแสงรังสีกระทบผู้สังเกตการณ์บนโลก กล้องโทรทรรศน์วิทยุจะตรวจจับพัลส์คลื่นวิทยุสั้นๆ โดยมีคาบเท่ากับคาบการหมุนของดาวนิวตรอน รูปร่างของพัลส์อาจซับซ้อนมากซึ่งถูกกำหนดโดยเรขาคณิตของแมกนีโตสเฟียร์ของดาวนิวตรอนและเป็นลักษณะของพัลซาร์แต่ละตัว คาบการหมุนของพัลซาร์จะคงที่อย่างเคร่งครัด และความแม่นยำในการวัดคาบเหล่านี้สูงถึงตัวเลข 14 หลัก
ปัจจุบันพัลซาร์ที่เป็นส่วนหนึ่งของระบบไบนารีได้ถูกค้นพบแล้ว หากพัลซาร์โคจรรอบองค์ประกอบที่สอง ก็ควรสังเกตความแปรผันของคาบพัลซาร์เนื่องจากปรากฏการณ์ดอปเปลอร์ เมื่อพัลซาร์เข้าใกล้ผู้สังเกต ระยะเวลาที่บันทึกไว้ของพัลส์วิทยุจะลดลงเนื่องจากปรากฏการณ์ดอปเปลอร์ และเมื่อพัลซาร์เคลื่อนที่ออกจากเรา คาบของมันจะเพิ่มขึ้น จากปรากฏการณ์นี้ มีการค้นพบพัลซาร์ที่เป็นส่วนหนึ่งของดาวคู่ สำหรับพัลซาร์ PSR 1913 + 16 ที่ค้นพบครั้งแรกซึ่งเป็นส่วนหนึ่งของระบบไบนารี มีคาบการโคจร 7 ชั่วโมง 45 นาที คาบการโคจรตามธรรมชาติของพัลซาร์ PSR 1913 + 16 คือ 59 ms
การแผ่รังสีของพัลซาร์น่าจะส่งผลให้ความเร็วการหมุนของดาวนิวตรอนลดลง ก็พบเอฟเฟกต์นี้เช่นกัน ดาวนิวตรอนที่เป็นส่วนหนึ่งของระบบดาวคู่ก็สามารถเป็นแหล่งรังสีเอกซ์ที่รุนแรงได้เช่นกัน
โครงสร้างของดาวนิวตรอนที่มีมวล 1.4M และรัศมี 16 กม. แสดงไว้ในรูปที่ 1 40.

ฉันเป็นชั้นนอกบางๆ ของอะตอมที่อัดแน่นกันหนาแน่น ในภูมิภาค II และ III นิวเคลียสจะถูกจัดเรียงในรูปแบบของตาข่ายลูกบาศก์ที่มีศูนย์กลางร่างกาย ภูมิภาคที่ 4 ประกอบด้วยนิวตรอนเป็นส่วนใหญ่ ในภูมิภาค V สสารอาจประกอบด้วยไพออนและไฮเปอร์รอน ก่อตัวเป็นแกนฮาโดรนิกของดาวนิวตรอน ขณะนี้รายละเอียดบางประการเกี่ยวกับโครงสร้างของดาวนิวตรอนอยู่ระหว่างการชี้แจงให้ชัดเจน
การก่อตัวของดาวนิวตรอนไม่ได้เป็นผลมาจากการระเบิดซูเปอร์โนวาเสมอไป กลไกที่เป็นไปได้อีกประการหนึ่งสำหรับการก่อตัวของดาวนิวตรอนระหว่างวิวัฒนาการของดาวแคระขาวในระบบดาวคู่แบบปิด การไหลของสสารจากดาวข้างเคียงไปยังดาวแคระขาวจะค่อยๆ เพิ่มมวลของดาวแคระขาว และเมื่อถึงมวลวิกฤต (ขีดจำกัดจันทรเศขา) ดาวแคระขาวจะกลายเป็นดาวนิวตรอน ในกรณีที่การไหลของสสารยังคงดำเนินต่อไปหลังจากการก่อตัวของดาวนิวตรอน มวลของมันสามารถเพิ่มขึ้นอย่างมีนัยสำคัญ และจากการยุบตัวของแรงโน้มถ่วง ก็สามารถกลายเป็นหลุมดำได้ สิ่งนี้สอดคล้องกับสิ่งที่เรียกว่าการล่มสลายแบบ "เงียบ"
ดาวคู่คอมแพ็คยังสามารถปรากฏเป็นแหล่งรังสีเอกซ์ได้ นอกจากนี้ยังเกิดขึ้นเนื่องจากการสะสมของสสารที่ตกลงจากดาว "ปกติ" ไปเป็นดาวที่มีขนาดกะทัดรัดมากขึ้น เมื่อสสารสะสมบนดาวนิวตรอนที่มี B > 10 10 G สสารจะตกลงไปในบริเวณขั้วแม่เหล็ก การแผ่รังสีเอกซ์ถูกมอดูเลตโดยการหมุนรอบแกนของมัน แหล่งกำเนิดดังกล่าวเรียกว่าพัลซาร์เอ็กซ์เรย์
มีแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์ (เรียกว่า ระเบิด) ซึ่งการปะทุของรังสีเกิดขึ้นเป็นระยะๆ ในช่วงเวลาหลายชั่วโมงถึงหนึ่งวัน เวลาการเพิ่มขึ้นของลักษณะเฉพาะของการระเบิดคือ 1 วินาที ระยะเวลาการระเบิดคือ 3 ถึง 10 วินาที ความเข้ม ณ เวลาที่ระเบิดอาจสูงกว่าความสว่างในสภาวะเงียบ 2 - 3 เท่า ปัจจุบันทราบแหล่งที่มาดังกล่าวหลายร้อยแห่ง เชื่อกันว่าการระเบิดของรังสีเกิดขึ้นอันเป็นผลมาจากการระเบิดของสสารแสนสาหัสที่สะสมบนพื้นผิวของดาวนิวตรอนอันเป็นผลมาจากการสะสม
เป็นที่ทราบกันดีว่าในระยะห่างระหว่างนิวเคลียสเพียงเล็กน้อย (< 0.3·10 -13 см) ядерные силы притяжения сменяются силами оттал-кивания, т. е. противодействие ядерного вещества на малых расстояниях сжимающей силе тяготения увеличивается. Если плотность вещества в центре нейтронной звезды превышает ядерную плотность ρ яд и достигает 10 15 г/см 3 , то в центре звезды наряду с нуклонами и электронами образуются также мезоны, гипероны и другие более массивные частицы. Исследования поведения вещества при плотностях, превышающих ядерную плотность, в настоящее время находятся в начальной стадии и имеется много нерешенных проблем. Расчеты показывают, что при плотностях вещества ρ >ρ เป็นพิษต่อกระบวนการต่างๆ เช่น การปรากฏตัวของไพออนคอนเดนเสท การเปลี่ยนสสารนิวตรอนไปเป็นสถานะผลึกแข็ง และการก่อตัวของพลาสมาไฮเปอร์รอนและควาร์ก-กลูออนเป็นไปได้ การก่อตัวของสถานะยิ่งยวดและตัวนำยิ่งยวดของสสารนิวตรอนเป็นไปได้
ตามแนวคิดสมัยใหม่เกี่ยวกับพฤติกรรมของสสารที่ความหนาแน่น 10 2 - 10 สูงกว่านิวเคลียร์ 3 เท่า (กล่าวคือความหนาแน่นดังกล่าวจะถูกกล่าวถึงเมื่อมีการหารือเกี่ยวกับโครงสร้างภายในของดาวนิวตรอน) นิวเคลียสของอะตอมจะเกิดขึ้นภายในดาวฤกษ์ใกล้กับความเสถียร ขีด จำกัด ความเข้าใจที่ลึกซึ้งยิ่งขึ้นสามารถทำได้โดยการศึกษาสถานะของสสารขึ้นอยู่กับความหนาแน่นอุณหภูมิความเสถียรของสสารนิวเคลียร์ในอัตราส่วนแปลกใหม่ของจำนวนโปรตอนต่อจำนวนนิวตรอนในนิวเคลียส n p / n n โดยคำนึงถึงกระบวนการที่อ่อนแอที่เกี่ยวข้องกับนิวตริโน . ในปัจจุบัน ความเป็นไปได้ในทางปฏิบัติเพียงอย่างเดียวในการศึกษาสสารที่มีความหนาแน่นสูงกว่านิวเคลียร์คือปฏิกิริยานิวเคลียร์ระหว่างไอออนหนัก อย่างไรก็ตาม ข้อมูลการทดลองเกี่ยวกับการชนของไอออนหนักยังคงให้ข้อมูลไม่เพียงพอ เนื่องจากค่าที่ทำได้ของ n p / n n สำหรับทั้งนิวเคลียสเป้าหมายและนิวเคลียสเร่งของเหตุการณ์มีขนาดเล็ก (~ 1 - 0.7)
การวัดคาบของพัลซาร์วิทยุที่แม่นยำแสดงให้เห็นว่าความเร็วการหมุนของดาวนิวตรอนค่อยๆ ลดลง นี่เป็นเพราะการเปลี่ยนแปลงของพลังงานจลน์ของการหมุนของดาวฤกษ์ไปเป็นพลังงานการแผ่รังสีของพัลซาร์และการปล่อยนิวตริโน การเปลี่ยนแปลงอย่างกะทันหันเล็กน้อยในช่วงเวลาของพัลซาร์วิทยุอธิบายได้จากการสะสมของความเครียดในชั้นผิวของดาวนิวตรอน ร่วมกับ "การแตกร้าว" และ "การแตกหัก" ซึ่งนำไปสู่การเปลี่ยนแปลงความเร็วการหมุนของดาว ลักษณะเวลาที่สังเกตได้ของพัลซาร์วิทยุมีข้อมูลเกี่ยวกับคุณสมบัติของ “เปลือกโลก” ของดาวนิวตรอน สภาพทางกายภาพที่อยู่ภายใน และสภาพไหลยิ่งยวดของสสารนิวตรอน เมื่อเร็วๆ นี้ มีการค้นพบพัลซาร์วิทยุที่มีคาบน้อยกว่า 10 มิลลิวินาทีจำนวนมาก สิ่งนี้ต้องอาศัยการชี้แจงแนวคิดเกี่ยวกับกระบวนการที่เกิดขึ้นในดาวนิวตรอน
ปัญหาอีกประการหนึ่งคือการศึกษากระบวนการนิวตริโนในดาวนิวตรอน การปล่อยนิวตริโนเป็นกลไกหนึ่งที่ทำให้ดาวนิวตรอนสูญเสียพลังงานภายใน 10 5 - 10 6 ปีหลังจากการก่อตัว

เมื่อเรามองท้องฟ้ายามค่ำคืน สำหรับเราดูเหมือนว่าดวงดาวทุกดวงจะเหมือนกัน สายตามนุษย์มีความยากลำบากอย่างมากในการแยกแยะสเปกตรัมของแสงที่มองเห็นซึ่งปล่อยออกมาจากเทห์ฟากฟ้าที่อยู่ห่างไกล ดาวฤกษ์ที่ยังมองไม่เห็นอาจดับไปนานแล้วและเราสังเกตเพียงแสงของมันเท่านั้น ดวงดาวแต่ละดวงมีชีวิตเป็นของตัวเอง บ้างก็ส่องแสงสีขาวเรียบๆ บ้างก็ดูเหมือนจุดสว่างที่กะพริบเป็นจังหวะด้วยแสงนีออน ยังมีจุดอื่นๆ อีกที่เป็นจุดส่องสว่างสลัวซึ่งแทบมองไม่เห็นบนท้องฟ้า

ดาวฤกษ์แต่ละดวงอยู่ในขั้นตอนหนึ่งของวิวัฒนาการ และเมื่อเวลาผ่านไปก็กลายเป็นเทห์ฟากฟ้าในระดับที่แตกต่างกัน แทนที่จะเป็นจุดที่สว่างและสุกใสบนท้องฟ้ายามค่ำคืน วัตถุจักรวาลใหม่ปรากฏขึ้น ดาวแคระขาว ซึ่งเป็นดาวฤกษ์ที่มีอายุมาก วิวัฒนาการขั้นนี้เป็นลักษณะเฉพาะของดาวธรรมดาส่วนใหญ่ ดวงอาทิตย์ของเราไม่สามารถหลีกหนีชะตากรรมที่คล้ายกันได้

ดาวแคระขาวคืออะไร: ดาวฤกษ์หรือภูตผี?

เมื่อไม่นานมานี้ในศตวรรษที่ 20 นักวิทยาศาสตร์ก็เห็นได้ชัดว่าดาวแคระขาวคือสิ่งที่เหลืออยู่ในอวกาศจากดาวฤกษ์ธรรมดา การศึกษาดาวฤกษ์จากมุมมองของฟิสิกส์แสนสาหัสได้ให้ข้อมูลเชิงลึกเกี่ยวกับกระบวนการที่ลุกลามในส่วนลึกของเทห์ฟากฟ้า ดาวฤกษ์ที่เกิดจากปฏิสัมพันธ์ของแรงโน้มถ่วงนั้นเป็นเครื่องปฏิกรณ์แสนสาหัสแสนสาหัสซึ่งปฏิกิริยาลูกโซ่ของฟิชชันของไฮโดรเจนและนิวเคลียสฮีเลียมเกิดขึ้นอย่างต่อเนื่อง ในระบบที่ซับซ้อนเช่นนี้ อัตราวิวัฒนาการของส่วนประกอบต่างๆ จะไม่เท่ากัน ปริมาณไฮโดรเจนสำรองมหาศาลทำให้ดาวฤกษ์มีอายุนับพันล้านปี ปฏิกิริยาไฮโดรเจนฟิวชันมีส่วนทำให้เกิดฮีเลียมและคาร์บอน หลังจากฟิวชั่นเทอร์โมนิวเคลียร์ กฎของอุณหพลศาสตร์ก็เข้ามามีบทบาท

หลังจากที่ดาวฤกษ์ใช้ไฮโดรเจนจนหมดแล้ว แกนกลางของดาวฤกษ์ก็เริ่มหดตัวภายใต้อิทธิพลของแรงโน้มถ่วงและความดันภายในขนาดมหึมา การสูญเสียส่วนหลักของเปลือกไปร่างกายท้องฟ้าถึงขีด จำกัด ของมวลของดาวฤกษ์ซึ่งสามารถดำรงอยู่ได้ในฐานะดาวแคระขาวซึ่งปราศจากแหล่งพลังงานและยังคงแผ่ความร้อนต่อไปโดยความเฉื่อย ที่จริงแล้ว ดาวแคระขาวเป็นดาวฤกษ์จากกลุ่มดาวยักษ์แดงและดาวยักษ์แดงที่สูญเสียเปลือกนอกไปแล้ว

นิวเคลียร์ฟิวชันทำให้ดาวหมดแรง ไฮโดรเจนหมดลง และฮีเลียมซึ่งเป็นองค์ประกอบที่มีมวลมากกว่า สามารถพัฒนาต่อไปจนไปถึงสถานะใหม่ได้ ทั้งหมดนี้นำไปสู่ความจริงที่ว่าดาวยักษ์แดงดวงแรกก่อตัวขึ้นแทนที่ดาวฤกษ์ธรรมดา และดาวฤกษ์ก็ออกจากลำดับหลัก ดังนั้น กายแห่งสวรรค์ซึ่งเริ่มดำเนินไปตามเส้นทางแห่งความชราอย่างช้าๆ และหลีกเลี่ยงไม่ได้ จึงค่อย ๆ เปลี่ยนแปลงไป อายุของดวงดาวเป็นหนทางยาวไกลไปสู่การลืมเลือน ทั้งหมดนี้เกิดขึ้นช้ามาก ดาวแคระขาวคือเทห์ฟากฟ้าซึ่งมีกระบวนการสูญพันธุ์ที่หลีกเลี่ยงไม่ได้เกิดขึ้นนอกลำดับหลัก ปฏิกิริยาฟิวชันฮีเลียมทำให้แกนกลางของดาวอายุมากหดตัว และในที่สุดดาวก็สูญเสียเปลือกของมันไป

วิวัฒนาการของดาวแคระขาว

นอกลำดับหลัก กระบวนการสูญพันธุ์ของดาวฤกษ์เกิดขึ้น ภายใต้อิทธิพลของแรงโน้มถ่วง ก๊าซร้อนของดาวยักษ์แดงและยักษ์ซุปเปอร์ยักษ์กระจัดกระจายไปทั่วจักรวาล ก่อตัวเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์อายุน้อย หลังจากผ่านไปหลายแสนปี เนบิวลาก็สลายไป และยังคงเป็นแกนกลางที่เสื่อมโทรมของดาวยักษ์แดงสีขาว อุณหภูมิของวัตถุดังกล่าวค่อนข้างสูง ตั้งแต่ 90,000 เคลวิน ซึ่งประมาณจากเส้นดูดกลืนของสเปกตรัม และสูงถึง 130,000 เคลวิน เมื่อประเมินภายในสเปกตรัมรังสีเอกซ์ อย่างไรก็ตาม เนื่องจากมีขนาดเล็ก การระบายความร้อนของเทห์ฟากฟ้าจึงเกิดขึ้นช้ามาก

ภาพท้องฟ้าเต็มไปด้วยดวงดาวที่เราสังเกตเห็นนั้นมีอายุนับหมื่นถึงแสนล้านปี ในกรณีที่เราเห็นดาวแคระขาว ก็อาจมีเทห์ฟากฟ้าอีกดวงหนึ่งอยู่ในอวกาศอยู่แล้ว ดาวฤกษ์เคลื่อนตัวไปอยู่ในชั้นดาวแคระดำ ซึ่งเป็นขั้นตอนสุดท้ายของวิวัฒนาการ ในความเป็นจริง แทนที่ดาวฤกษ์จะยังมีกลุ่มสสารอยู่ ซึ่งมีอุณหภูมิเท่ากับอุณหภูมิของอวกาศโดยรอบ คุณสมบัติหลักของวัตถุนี้คือไม่มีแสงที่มองเห็นได้อย่างสมบูรณ์ ค่อนข้างยากที่จะสังเกตเห็นดาวดวงดังกล่าวในกล้องโทรทรรศน์แบบใช้แสงทั่วไปเนื่องจากมีความสว่างต่ำ เกณฑ์หลักในการตรวจจับดาวแคระขาวคือการมีรังสีอัลตราไวโอเลตและรังสีเอกซ์ที่ทรงพลัง

ดาวแคระขาวที่รู้จักทั้งหมด ขึ้นอยู่กับสเปกตรัม แบ่งออกเป็นสองกลุ่ม:

• วัตถุไฮโดรเจน ระดับสเปกตรัม DA ซึ่งไม่มีเส้นฮีเลียม
• ดาวแคระฮีเลียม ระดับสเปกตรัม DB เส้นหลักในสเปกตรัมอยู่ในฮีเลียม

ดาวแคระขาวประเภทไฮโดรเจนถือเป็นประชากรส่วนใหญ่ ซึ่งมากถึง 80% ของวัตถุประเภทนี้ที่เรารู้จักในปัจจุบันทั้งหมด ดาวแคระฮีเลียมคิดเป็น 20% ที่เหลือ

ระยะวิวัฒนาการที่ส่งผลให้เกิดดาวแคระขาวเป็นระยะสุดท้ายสำหรับดาวฤกษ์ที่ไม่มีมวลมาก ซึ่งรวมถึงดาวฤกษ์ของเราอย่างดวงอาทิตย์ด้วย ในระยะนี้ดาวฤกษ์จะมีลักษณะดังต่อไปนี้ แม้ว่าดาวฤกษ์จะมีขนาดเล็กและกะทัดรัด แต่สสารดาวฤกษ์ของมันก็มีน้ำหนักพอๆ กับที่จำเป็นสำหรับการดำรงอยู่ของมัน กล่าวอีกนัยหนึ่ง ดาวแคระขาวซึ่งมีรัศมีเล็กกว่ารัศมีของจานสุริยะถึง 100 เท่า มีมวลเท่ากับมวลดวงอาทิตย์หรือมีน้ำหนักมากกว่าดาวฤกษ์ของเราด้วยซ้ำ

นี่แสดงให้เห็นว่าความหนาแน่นของดาวแคระขาวนั้นสูงกว่าความหนาแน่นของดาวฤกษ์ธรรมดาที่อยู่ในแถบลำดับหลักหลายล้านเท่า ตัวอย่างเช่น ความหนาแน่นของดาวของเราคือ 1.41 g/cm³ ในขณะที่ความหนาแน่นของดาวแคระขาวสามารถมีค่ามหาศาลได้ 105-110 g/cm3

หากไม่มีแหล่งพลังงานของตัวเอง วัตถุดังกล่าวจะค่อยๆ เย็นลง และส่งผลให้มีอุณหภูมิต่ำ อุณหภูมิบนพื้นผิวดาวแคระขาวถูกบันทึกไว้ในช่วง 5,000-50,000 องศาเคลวิน ยิ่งดาวมีอายุมาก อุณหภูมิก็จะยิ่งต่ำลง

ตัวอย่างเช่น ซิเรียส เอ ซึ่งเป็นดาวแคระขาวซิเรียส บี ซึ่งเป็นดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดในท้องฟ้าของเรา มีอุณหภูมิพื้นผิวเพียง 2,100 องศาเคลวิน ภายในเทห์ฟากฟ้านี้ร้อนกว่ามาก เกือบ 10,000°K ซิเรียส บี เป็นดาวแคระขาวดวงแรกที่นักดาราศาสตร์ค้นพบ สีของดาวแคระขาวที่ค้นพบหลังจากซิเรียส บี กลายเป็นสีขาวเดียวกัน ซึ่งเป็นเหตุให้ตั้งชื่อดาวฤกษ์ประเภทนี้

ความสว่างของซิเรียส เอ นั้นมากกว่าความสว่างของดวงอาทิตย์ของเราถึง 22 เท่า แต่ซิเรียส บี น้องสาวของมันส่องสว่างด้วยแสงสลัว ซึ่งด้อยกว่าความสว่างของเพื่อนบ้านที่พร่างพรายอย่างเห็นได้ชัด การมีอยู่ของดาวแคระขาวถูกค้นพบโดยภาพถ่ายของซิเรียสที่ถ่ายโดยกล้องโทรทรรศน์รังสีเอกซ์จันทรา ดาวแคระขาวไม่มีสเปกตรัมแสงที่ชัดเจน ดังนั้นจึงเป็นเรื่องปกติที่จะถือว่าดาวฤกษ์ดังกล่าวเป็นวัตถุในจักรวาลที่ค่อนข้างเย็นและมืด ในช่วงอินฟราเรดและรังสีเอกซ์ ซิเรียส บีจะส่องสว่างมากขึ้นมาก โดยยังคงปล่อยพลังงานความร้อนจำนวนมหาศาลอย่างต่อเนื่อง ต่างจากดาวฤกษ์ทั่วไปที่แหล่งกำเนิดของคลื่นรังสีเอกซ์คือโคโรนา แหล่งกำเนิดรังสีในดาวแคระขาวคือโฟโตสเฟียร์

เนื่องจากดาวฤกษ์เหล่านี้อยู่นอกลำดับหลักในแง่ของความอุดมสมบูรณ์ จึงไม่ใช่วัตถุที่พบได้บ่อยที่สุดในจักรวาล ในกาแลคซีของเรา ดาวแคระขาวมีสัดส่วนเพียง 3-10% ของเทห์ฟากฟ้า สำหรับประชากรดาวฤกษ์ส่วนนี้ในกาแลคซีของเรา ความไม่แน่นอนของการประมาณค่ามีความซับซ้อนเนื่องจากความอ่อนแอของการแผ่รังสีในบริเวณขั้วโลกที่มองเห็นได้ กล่าวอีกนัยหนึ่ง แสงจากดาวแคระขาวไม่สามารถทะลุผ่านก๊าซจักรวาลที่สะสมจำนวนมากซึ่งประกอบเป็นแขนของกาแลคซีของเราได้

มุมมองทางวิทยาศาสตร์เกี่ยวกับประวัติความเป็นมาของการปรากฏตัวของดาวแคระขาว

นอกจากนี้ในเทห์ฟากฟ้าแทนที่แหล่งพลังงานแสนสาหัสหลักที่แห้งเหือดแหล่งพลังงานแสนสาหัสใหม่เกิดขึ้นปฏิกิริยาฮีเลียมสามเท่าหรือกระบวนการอัลฟาสามเท่าซึ่งช่วยให้มั่นใจว่าฮีเลียมจะหมดไป สมมติฐานเหล่านี้ได้รับการยืนยันอย่างสมบูรณ์เมื่อสามารถสังเกตพฤติกรรมของดวงดาวในอินฟราเรดได้ สเปกตรัมของแสงจากดาวฤกษ์ธรรมดาแตกต่างอย่างมากจากภาพที่เราเห็นเมื่อมองดูดาวยักษ์แดงและดาวแคระขาว สำหรับแกนกลางที่เสื่อมโทรมของดาวฤกษ์ดังกล่าว จะมีขีดจำกัดบนของมวล ไม่เช่นนั้น เทห์ฟากฟ้าจะไม่เสถียรทางกายภาพและอาจเกิดการพังทลายได้

แทบเป็นไปไม่ได้เลยที่จะอธิบายความหนาแน่นสูงที่ดาวแคระขาวมีจากมุมมองของกฎฟิสิกส์ กระบวนการที่กำลังดำเนินอยู่นั้นชัดเจนเพียงเพราะกลศาสตร์ควอนตัมซึ่งทำให้สามารถศึกษาสถานะของก๊าซอิเล็กตรอนของสสารดาวฤกษ์ได้ ต่างจากดาวฤกษ์ทั่วไปที่ใช้แบบจำลองมาตรฐานเพื่อศึกษาสถานะของก๊าซ ในดาวแคระขาว นักวิทยาศาสตร์ต้องรับมือกับแรงกดดันของก๊าซอิเล็กตรอนที่เสื่อมสภาพในเชิงสัมพัทธภาพ ในภาษาธรรมดามีข้อสังเกตดังต่อไปนี้ ด้วยการบีบอัดอย่างมหาศาล 100 ครั้งหรือมากกว่านั้น สสารของดาวฤกษ์จะกลายเป็นเหมือนอะตอมขนาดใหญ่อะตอมเดียว ซึ่งพันธะและสายโซ่ของอะตอมทั้งหมดมารวมกัน ในสถานะนี้ อิเล็กตรอนจะก่อตัวเป็นก๊าซอิเล็กตรอนที่เสื่อมสภาพ ซึ่งเป็นการก่อตัวควอนตัมใหม่ซึ่งสามารถต้านทานแรงโน้มถ่วงได้ ก๊าซนี้ก่อตัวเป็นแกนกลางที่หนาแน่นโดยไม่มีเปลือก

การศึกษาดาวแคระขาวโดยละเอียดโดยใช้กล้องโทรทรรศน์วิทยุและเลนส์เอ็กซ์เรย์พบว่าวัตถุท้องฟ้าเหล่านี้ไม่ได้ง่ายและน่าเบื่ออย่างที่คิดเมื่อมองแวบแรก เมื่อพิจารณาถึงการไม่มีปฏิกิริยาแสนสาหัสภายในดาวฤกษ์ดังกล่าว คำถามก็เกิดขึ้นโดยไม่ได้ตั้งใจ: แรงกดดันมหาศาลมาจากไหน ซึ่งสามารถปรับสมดุลของแรงโน้มถ่วงและแรงดึงดูดภายในได้

จากการวิจัยของนักฟิสิกส์ในสาขากลศาสตร์ควอนตัม จึงมีการสร้างแบบจำลองดาวแคระขาวขึ้น ภายใต้อิทธิพลของแรงโน้มถ่วง สสารของดาวฤกษ์ถูกบีบอัดจนถึงระดับที่เปลือกอิเล็กตรอนของอะตอมถูกทำลาย อิเล็กตรอนเริ่มการเคลื่อนไหวที่วุ่นวายของตัวเองโดยเคลื่อนจากสถานะหนึ่งไปอีกสถานะหนึ่ง นิวเคลียสของอะตอมในกรณีที่ไม่มีอิเล็กตรอนจะก่อตัวเป็นระบบทำให้เกิดพันธะที่แข็งแกร่งและมั่นคงต่อกัน มีอิเล็กตรอนจำนวนมากในสสารดาวฤกษ์จนมีหลายสถานะเกิดขึ้น และความเร็วของอิเล็กตรอนจึงยังคงอยู่ อนุภาคมูลฐานความเร็วสูงสร้างแรงกดดันภายในขนาดมหึมาของก๊าซอิเล็กตรอนเสื่อมโทรมซึ่งสามารถต้านทานแรงโน้มถ่วงได้

ดาวแคระขาวเป็นที่รู้จักเมื่อใด

แม้ว่า Sirius B จะถือเป็นดาวแคระขาวดวงแรกที่ค้นพบโดยนักดาราศาสตร์ฟิสิกส์ แต่ก็มีผู้สนับสนุนเวอร์ชันที่คุ้นเคยกับชุมชนวิทยาศาสตร์ก่อนหน้านี้ด้วยวัตถุดาวฤกษ์ในคลาสนี้ ย้อนกลับไปในปี พ.ศ. 2328 นักดาราศาสตร์เฮอร์เชลได้รวมระบบดาวสามดวงไว้ในกลุ่มดาวอีริดานัสเป็นครั้งแรกในบัญชีรายชื่อดาว โดยแบ่งดาวทั้งหมดออกจากกัน เพียง 125 ปีต่อมา นักดาราศาสตร์ได้ค้นพบความส่องสว่างต่ำผิดปกติของ 40 Eridani B ที่อุณหภูมิสีสูง ซึ่งเป็นเหตุผลในการแยกวัตถุดังกล่าวออกเป็นกลุ่มที่แยกจากกัน

วัตถุนี้มีความสว่างจางๆ ตามขนาด +9.52 เมตร ดาวแคระขาวมีมวล 1/2 เท่าของดวงอาทิตย์และมีเส้นผ่านศูนย์กลางเล็กกว่าของโลก พารามิเตอร์เหล่านี้ขัดแย้งกับทฤษฎีโครงสร้างภายในของดาวฤกษ์ โดยที่ความส่องสว่าง รัศมี และอุณหภูมิพื้นผิวของดาวฤกษ์เป็นตัวแปรสำคัญในการกำหนดประเภทของดาวฤกษ์ เส้นผ่านศูนย์กลางเล็กและความสว่างต่ำจากมุมมองของกระบวนการทางกายภาพไม่สอดคล้องกับอุณหภูมิสีที่สูง ความคลาดเคลื่อนนี้ทำให้เกิดคำถามมากมาย

สถานการณ์ที่มีดาวแคระขาวอีกดวงหนึ่งคือ Sirus B ดูคล้ายกัน เนื่องจากดาวแคระขาวดวงนี้เป็นดาวบริวารที่สว่างที่สุดจึงมีขนาดเล็กและมีสสารดาวฤกษ์หนาแน่นมาก - 106 กรัมต่อลูกบาศก์เซนติเมตร เพื่อเปรียบเทียบ สสารของเทห์ฟากฟ้านี้ซึ่งมีขนาดเท่ากล่องไม้ขีด จะมีน้ำหนักมากกว่าหนึ่งล้านตันบนโลกของเรา อุณหภูมิของดาวแคระนี้สูงกว่าดาวฤกษ์หลักของระบบซิเรียส 2.5 เท่า

ผลการวิจัยทางวิทยาศาสตร์ล่าสุด

เทห์ฟากฟ้าที่เรากำลังเผชิญอยู่นั้นเป็นตัวแทนของพื้นที่ทดสอบตามธรรมชาติ ซึ่งทำให้บุคคลสามารถศึกษาโครงสร้างของดวงดาวและระยะวิวัฒนาการของพวกมันได้ หากสามารถอธิบายการกำเนิดดาวฤกษ์ได้ด้วยกฎทางกายภาพที่ทำงานเท่าเทียมกันในสภาพแวดล้อมใดๆ วิวัฒนาการของดาวฤกษ์ก็แสดงด้วยกระบวนการที่ต่างกันโดยสิ้นเชิง คำอธิบายทางวิทยาศาสตร์สำหรับหลายคำอธิบายจัดอยู่ในหมวดหมู่ของกลศาสตร์ควอนตัม ซึ่งเป็นศาสตร์เกี่ยวกับอนุภาคมูลฐาน

ดาวแคระขาวดูเหมือนวัตถุลึกลับที่สุดในแสงนี้:

• ประการแรก กระบวนการเสื่อมของแกนดาวฤกษ์ดูน่าสนใจมาก ซึ่งเป็นผลมาจากการที่สสารดาวฤกษ์ไม่ได้แยกออกจากกันในอวกาศ แต่ในทางกลับกัน ถูกบีบอัดจนมีขนาดที่ไม่อาจจินตนาการได้
• ประการที่สอง ในกรณีที่ไม่มีปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ ดาวแคระขาวยังคงเป็นวัตถุในจักรวาลที่ค่อนข้างร้อน
• ประการที่สาม ดาวฤกษ์เหล่านี้ซึ่งมีอุณหภูมิสีสูงและมีความสว่างต่ำ

นักวิทยาศาสตร์จากทุกแถบ นักดาราศาสตร์ฟิสิกส์ นักฟิสิกส์ และนักวิทยาศาสตร์นิวเคลียร์ ยังไม่ได้ให้คำตอบสำหรับคำถามเหล่านี้และคำถามอื่นๆ อีกมากมายที่จะช่วยให้เราทำนายชะตากรรมของดาวฤกษ์พื้นเมืองของเราได้ ดวงอาทิตย์ต้องเผชิญกับชะตากรรมของดาวแคระขาว แต่ก็ยังมีข้อสงสัยว่ามนุษย์จะสามารถสังเกตดวงอาทิตย์ได้หรือไม่ในบทบาทนี้

หากคุณมีคำถามใด ๆ ทิ้งไว้ในความคิดเห็นด้านล่างบทความ เราหรือผู้เยี่ยมชมของเรายินดีที่จะตอบพวกเขา

ดาวแคระขาวเป็นดาวฤกษ์ที่มีมวลมาก (ตามลำดับดวงอาทิตย์) และมีรัศมีเล็ก (รัศมีของโลก) ซึ่งน้อยกว่าขีดจำกัดจันทรเศขาสำหรับมวลที่เลือก และเป็นผลผลิตจากวิวัฒนาการของดาวยักษ์แดง . กระบวนการผลิตพลังงานแสนสาหัสได้หยุดลงแล้ว ซึ่งนำไปสู่คุณสมบัติพิเศษของดาวฤกษ์เหล่านี้ ตามการประมาณการต่างๆ ในกาแล็กซีของเรา จำนวนของพวกมันอยู่ระหว่าง 3 ถึง 10% ของประชากรดาวฤกษ์ทั้งหมด

ในปี พ.ศ. 2387 ฟรีดริช เบสเซล นักดาราศาสตร์และนักคณิตศาสตร์ชาวเยอรมัน ขณะสังเกตการณ์ ค้นพบความเบี่ยงเบนเล็กน้อยของดาวฤกษ์จากการเคลื่อนที่เป็นเส้นตรง และสันนิษฐานว่าซิเรียสมีดาวฤกษ์มวลมากที่มองไม่เห็นด้วยซ้ำ

ข้อสันนิษฐานของเขาได้รับการยืนยันแล้วในปี พ.ศ. 2405 เมื่อนักดาราศาสตร์และผู้สร้างกล้องโทรทรรศน์ชาวอเมริกัน Alvan Graham Clark ขณะกำลังปรับเครื่องหักเหที่ใหญ่ที่สุดในขณะนั้น ได้ค้นพบดาวสลัวดวงหนึ่งใกล้ซิเรียส ซึ่งต่อมาได้รับการขนานนามว่า Sirius B.

ดาวแคระขาวซิเรียส บี มีความสว่างต่ำ และสนามโน้มถ่วงส่งผลต่อดาวข้างเคียงที่สว่างอย่างเห็นได้ชัด ซึ่งบ่งบอกว่าดาวดวงนี้มีรัศมีเล็กมากและมีมวลมาก นี่เป็นวิธีที่ค้นพบวัตถุประเภทที่เรียกว่าดาวแคระขาวเป็นครั้งแรก วัตถุที่คล้ายกันประการที่สองคือดาว Maanen ซึ่งอยู่ในกลุ่มดาวราศีมีน

กลไกการศึกษา

ดาวแคระขาวแสดงถึงขั้นตอนสุดท้ายของวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ขนาดเล็กที่มีมวลเทียบได้กับมวลดวงอาทิตย์ จะปรากฏเมื่อใด? เมื่อไฮโดรเจนทั้งหมดที่อยู่ในใจกลางดาวฤกษ์เหมือนกับดวงอาทิตย์ของเรา ถูกเผาไหม้ แกนกลางของมันจะหดตัวจนมีความหนาแน่นสูง ในขณะที่ชั้นนอกของดาวฤกษ์ขยายตัวอย่างมาก และเมื่อความสว่างลดลงโดยทั่วไป ดาวฤกษ์ก็จะกลายเป็นดาวยักษ์แดง จากนั้นดาวยักษ์แดงที่เต้นเป็นจังหวะจะหลุดเปลือกออกไปเนื่องจากชั้นนอกของดาวฤกษ์เชื่อมต่อกับแกนกลางที่ร้อนและมีความหนาแน่นสูงอย่างหลวมๆ เปลือกนี้ต่อมากลายเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ที่กำลังขยายตัว อย่างที่คุณเห็น ดาวยักษ์แดงและดาวแคระขาวมีความสัมพันธ์กันอย่างใกล้ชิด

การอัดของแกนกลางเกิดขึ้นกับขนาดที่เล็กมาก แต่อย่างไรก็ตาม จะต้องไม่เกินขีดจำกัดจันทรเศขาร ซึ่งก็คือขีดจำกัดบนของมวลของดาวฤกษ์ที่สามารถดำรงอยู่ได้ในฐานะดาวแคระขาว

ประเภทของดาวแคระขาว

โดยแยกออกเป็นสองกลุ่ม การแผ่รังสีจากดาวแคระขาวแบ่งออกเป็นสเปกตรัมประเภท “ไฮโดรเจน” ที่พบบ่อยที่สุด DA (มากถึง 80% ของทั้งหมด) ซึ่งไม่มีเส้นสเปกตรัมฮีเลียม และประเภท “ดาวแคระขาวฮีเลียม” ที่หายากกว่าประเภท DB ซึ่งสเปกตรัมของดาวฤกษ์ขาดไฮโดรเจน เส้น

นักดาราศาสตร์ชาวอเมริกัน Iko Iben เสนอสถานการณ์ต่าง ๆ สำหรับต้นกำเนิด: เนื่องจากความจริงที่ว่าการเผาไหม้ฮีเลียมในดาวยักษ์แดงนั้นไม่เสถียรเปลวไฟฮีเลียมแบบชั้นจะพัฒนาขึ้นเป็นระยะ ๆ เขาประสบความสำเร็จในการแนะนำกลไกในการปลดเปลือกออกในระยะต่างๆ ของการพัฒนาแฟลชฮีเลียม ที่จุดสูงสุดและในช่วงระหว่างแฟลชสองครั้ง การก่อตัวของมันขึ้นอยู่กับกลไกการหลุดของเปลือกตามลำดับ

ก๊าซเสื่อมสภาพ

ก่อนที่ราล์ฟ ฟาวเลอร์จะอธิบายลักษณะความหนาแน่นและความดันภายในดาวแคระขาวในงาน Dense Matter ของเขาในปี 1922 ความหนาแน่นสูงและลักษณะทางกายภาพของโครงสร้างดังกล่าวดูเหมือนจะขัดแย้งกัน ฟาวเลอร์แนะนำว่า ไม่เหมือนกับดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักที่สมการสถานะอธิบายโดยคุณสมบัติของก๊าซในอุดมคติ แต่ในดาวแคระขาวนั้นถูกกำหนดโดยคุณสมบัติของก๊าซเสื่อมโทรม

กราฟรัศมีของดาวแคระขาวเทียบกับมวลของมัน โปรดทราบว่าขีดจำกัดก๊าซแฟร์มีเชิงสัมพัทธภาพสูงนั้นเหมือนกับขีดจำกัดจันทรเศขาร

ก๊าซเสื่อมจะเกิดขึ้นเมื่อระยะห่างระหว่างอนุภาคของมันน้อยกว่าคลื่นเดอบรอกลี ซึ่งหมายความว่าผลกระทบทางกลควอนตัมที่เกิดจากการระบุตัวตนของอนุภาคก๊าซเริ่มส่งผลกระทบต่อคุณสมบัติของมัน

ในดาวแคระขาว เนื่องจากมีความหนาแน่นมหาศาล เปลือกของอะตอมจึงถูกทำลายภายใต้แรงกดดันภายใน และสสารนี้จะกลายเป็นพลาสมานิวเคลียร์ - อิเล็กตรอน และชิ้นส่วนอิเล็กทรอนิกส์อธิบายได้ด้วยคุณสมบัติของก๊าซอิเล็กตรอนที่เสื่อมสภาพ ซึ่งคล้ายกับ พฤติกรรมของอิเล็กตรอนในโลหะ

ในบรรดาสิ่งเหล่านั้นที่พบมากที่สุดคือคาร์บอน - ออกซิเจนที่มีเปลือกประกอบด้วยฮีเลียมและไฮโดรเจน

ตามสถิติแล้ว รัศมีของดาวแคระขาวเทียบได้กับรัศมีของโลก และมีมวลแตกต่างกันไปตั้งแต่ 0.6 ถึง 1.44 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ อุณหภูมิพื้นผิวอยู่ในช่วงสูงถึง 200,000 เคลวิน ซึ่งอธิบายสีของมันด้วย

แกนกลาง

ลักษณะสำคัญของโครงสร้างภายในคือความหนาแน่นของแกนกลางที่สูงมาก ซึ่งสมดุลแรงโน้มถ่วงเกิดจากก๊าซอิเล็กตรอนที่เสื่อมสภาพ อุณหภูมิภายในดาวแคระขาวและแรงอัดโน้มถ่วงจะถูกสมดุลโดยความดันของก๊าซเสื่อม ซึ่งรับประกันความเสถียรสัมพัทธ์ของเส้นผ่านศูนย์กลาง และความส่องสว่างของมันส่วนใหญ่เกิดจากการทำความเย็นและการบีบอัดของชั้นนอก องค์ประกอบขึ้นอยู่กับว่าดาวแม่วิวัฒนาการไปไกลแค่ไหน โดยส่วนใหญ่เป็นคาร์บอนที่มีออกซิเจน และไฮโดรเจนและฮีเลียมผสมเล็กน้อยซึ่งกลายเป็นก๊าซเสื่อมโทรม

วิวัฒนาการ

การระเบิดของฮีเลียมและการหลุดออกจากเปลือกนอกของดาวยักษ์แดงจะขับเคลื่อนดาวฤกษ์ไปตามแผนภาพเฮิร์ตสปรัง-รัสเซลล์ เพื่อกำหนดองค์ประกอบทางเคมีที่มีอยู่ของดาวฤกษ์ วงจรชีวิตของดาวแคระขาวจะยังคงคงที่จนกว่าจะเย็นลง เมื่อดาวฤกษ์สูญเสียความส่องสว่างและมองไม่เห็น และเข้าสู่ระยะที่เรียกว่า "ดาวแคระดำ" ซึ่งเป็นผลลัพธ์สุดท้ายของวิวัฒนาการ แม้ว่าคำนี้จะถูกใช้น้อยลงก็ตาม น้อยกว่าในวรรณคดีสมัยใหม่

การไหลของสสารจากดาวฤกษ์ไปยังดาวแคระขาวซึ่งไม่สามารถมองเห็นได้เนื่องจากมีความสว่างต่ำ

การมีอยู่ของดาวฤกษ์ข้างเคียงทำให้อายุยืนยาวขึ้นเนื่องจากการตกของสสารลงสู่ผิวน้ำผ่านการก่อตัวของจานสะสมมวลสาร คุณลักษณะของการสะสมสสารในระบบคู่สามารถนำไปสู่การสะสมของสสารบนพื้นผิวดาวแคระขาว ซึ่งท้ายที่สุดจะนำไปสู่การระเบิดของโนวาหรือซูเปอร์โนวา (ในกรณีที่มีมวลมากเป็นพิเศษ) ประเภท Ia

ความประทับใจของศิลปินเกี่ยวกับการระเบิดของซูเปอร์โนวา

หากการสะสมสะสมในระบบ “ดาวแคระขาว – ดาวแคระแดง” ไม่คงที่ ผลที่ได้อาจเป็นการระเบิดของดาวแคระขาว (เช่น U Gem (UG)) หรือดาวแปรแสงคล้ายโนวา ซึ่งการระเบิดดังกล่าวถือเป็นหายนะ .

เศษซูเปอร์โนวา SN 1006 เป็นดาวแคระขาวที่ระเบิดอยู่ในระบบดาวคู่ มันค่อยๆ จับสสารของดาวข้างเคียงและมวลที่เพิ่มขึ้นทำให้เกิดการระเบิดแสนสาหัสที่แยกดาวแคระออกจากกัน

ตำแหน่งบนแผนภาพ Hertzsprung-Russell

ในแผนภาพพวกมันครอบครองส่วนล่างซ้ายซึ่งเป็นสาขาของดวงดาวที่ออกจากลำดับหลักจากสถานะของดาวยักษ์แดง

มีบริเวณดาวร้อนที่มีความสว่างต่ำ ซึ่งใหญ่เป็นอันดับสองในบรรดาดาวฤกษ์ในจักรวาลที่สังเกตได้

การจำแนกสเปกตรัม

ดาวแคระขาวจำนวนมากในกระจุกดาวทรงกลม M4 ภาพถ่ายฮับเบิล

พวกมันถูกจัดสรรให้กับคลาสสเปกตรัมพิเศษ D (จากคนแคระอังกฤษ - คนแคระ, พวกโนมส์) แต่ในปี 1983 Edward Zion ได้เสนอการจำแนกประเภทที่แม่นยำยิ่งขึ้นโดยคำนึงถึงความแตกต่างในสเปกตรัม ได้แก่: D (คลาสย่อย) (คุณลักษณะสเปกตรัม) (ดัชนีอุณหภูมิ)

มีคลาสย่อยต่อไปนี้ของสเปกตรัม DA, DB, DC, DO, DZ และ DQ ซึ่งระบุถึงการมีหรือไม่มีเส้นของไฮโดรเจน ฮีเลียม คาร์บอน และโลหะ และลักษณะทางสเปกตรัมของ P, H, V และ X ทำให้การมีอยู่หรือไม่มีโพลาไรเซชันเป็นสนามแม่เหล็กในกรณีที่ไม่มีโพลาไรเซชัน ความแปรปรวน ลักษณะเฉพาะ หรือไม่สามารถจำแนกประเภทของดาวแคระขาวได้

1. ดาวแคระขาวที่อยู่ใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดคืออะไร? ดาวที่ใกล้ที่สุดคือดาวของฟาน มาเน็น ซึ่งเป็นวัตถุสลัวซึ่งอยู่ห่างจากดวงอาทิตย์เพียง 14.4 ปีแสง ตั้งอยู่ในใจกลางของกลุ่มดาวราศีมีน

   

   ดาวของแวน มาแนนเป็นดาวแคระขาวดวงเดียวที่อยู่ใกล้ที่สุด

   ดาวของ Van Maanen นั้นสลัวเกินกว่าที่เราจะมองเห็นด้วยตาเปล่าได้ โดยมีขนาด 12.2 แมกนิจูด อย่างไรก็ตาม หากเราพิจารณาดาวแคระขาวในระบบที่มีดาวฤกษ์ ดาวที่อยู่ใกล้ที่สุดก็คือซิเรียส บี ซึ่งอยู่ห่างจากเราที่ระยะ 8.5 ปีแสง อย่างไรก็ตาม ดาวแคระขาวที่มีชื่อเสียงที่สุดคือ Sirius B.

   

   เปรียบเทียบขนาดของ Sirius B และ Earth

2. ดาวแคระขาวที่ใหญ่ที่สุดตั้งอยู่ใจกลางเนบิวลาดาวเคราะห์ M27 (NGC 6853) ซึ่งเป็นที่รู้จักกันดีในชื่อ Dumbbell Nebula ตั้งอยู่ในกลุ่มดาววัลเปคูลา ห่างจากเราประมาณ 1,360 ปีแสง ดาวฤกษ์ใจกลางมันใหญ่กว่าดาวแคระขาวดวงอื่นๆ ที่เรารู้จักในขณะนี้

   

3. ดาวแคระขาวที่เล็กที่สุดมีชื่อเสียงขรม GRW +70 8247 และอยู่ห่างจากโลกประมาณ 43 ปีแสงในกลุ่มดาวเดรโก ขนาดของมันอยู่ที่ประมาณ 13 และมองเห็นได้ผ่านกล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่เท่านั้น
4. อายุขัยของดาวแคระขาวขึ้นอยู่กับว่ามันเย็นตัวลงช้าแค่ไหน บางครั้งก๊าซสะสมบนพื้นผิวเพียงพอและกลายเป็นซูเปอร์โนวาประเภท Ia อายุขัยนั้นยาวนานมาก - พันล้านปีหรือมากกว่านั้นคือ 10 ยกกำลัง 19 และมากกว่านั้นอีก อายุขัยที่ยืนยาวของพวกเขานั้นเกิดจากการที่พวกมันเย็นตัวลงอย่างช้าๆ และพวกมันก็มีโอกาสที่จะมีชีวิตรอดได้จนถึงจุดสิ้นสุดของจักรวาล และเวลาในการทำความเย็นจะแปรผันตามกำลังที่สี่ของอุณหภูมิ

   

5. ดาวแคระขาวโดยเฉลี่ยมีขนาดเล็กกว่าดวงอาทิตย์ของเราถึง 100 เท่า และมีความหนาแน่น 29,000 กิโลกรัม/ลูกบาศก์เซนติเมตร น้ำหนัก 1 ลูกบาศก์เซนติเมตรคือ 29 ตัน แต่ก็ควรค่าแก่การพิจารณาว่าความหนาแน่นอาจแตกต่างกันไปขึ้นอยู่กับขนาด ตั้งแต่ 10*5 ถึง 10*9 g/cm3
6. ดวงอาทิตย์ของเราจะกลายเป็นดาวแคระขาวในที่สุด ไม่ว่ามันจะฟังดูเศร้าแค่ไหน มวลของดาวของเราไม่ยอมให้มันกลายเป็นดาวนิวตรอนหรือหลุมดำ ดวงอาทิตย์จะกลายเป็นดาวแคระขาวและจะอยู่ในรูปแบบนี้เป็นเวลาหลายพันล้านปี
7. ดาวกลายเป็นดาวแคระขาวได้อย่างไร? โดยพื้นฐานแล้วทุกอย่างขึ้นอยู่กับมวล ลองดูตัวอย่างดวงอาทิตย์ของเรากัน อีกไม่กี่พันล้านปีจะผ่านไป และดวงอาทิตย์จะเริ่มมีขนาดเพิ่มขึ้น และกลายเป็นดาวยักษ์แดง เนื่องจากไฮโดรเจนทั้งหมดจะเผาไหม้ในแกนกลางของมัน หลังจากที่ไฮโดรเจนเผาไหม้ ปฏิกิริยาการสังเคราะห์ฮีเลียมและคาร์บอนก็เริ่มขึ้น

   ผลจากกระบวนการเหล่านี้ ดาวฤกษ์จึงไม่เสถียรและอาจเกิดลมดาวฤกษ์ได้ เนื่องจากปฏิกิริยาการเผาไหม้ของธาตุที่หนักกว่าฮีเลียมทำให้เกิดการคายความร้อนได้มากขึ้น ด้วยการสังเคราะห์ฮีเลียม บางส่วนของเปลือกนอกที่ขยายตัวของดวงอาทิตย์จะสามารถแตกตัวออกไปได้ และเนบิวลาดาวเคราะห์จะก่อตัวรอบดาวฤกษ์ของเรา เป็นผลให้มีเพียงแกนเดียวเท่านั้นที่จะยังคงอยู่จากดาวฤกษ์ของเรา และเมื่อดวงอาทิตย์กลายเป็นดาวแคระขาว ปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันจะหยุดในนั้น

8. เนบิวลาดาวเคราะห์ซึ่งก่อตัวขึ้นจากการขยายตัวและการหลุดออกของเปลือกนอกของมันมักจะส่องสว่างมาก เหตุผลก็คือแกนกลางที่เหลือจากดาวฤกษ์ (เช่น ดาวแคระขาว) จะเย็นลงช้ามาก และอุณหภูมิพื้นผิวที่สูงหลายแสนล้านองศาเคลวินจะเปล่งแสงออกมาในรังสีอัลตราไวโอเลตไกลออกไปเป็นหลัก ก๊าซของเนบิวลาซึ่งดูดซับควอนตัมยูวีเหล่านี้ จะปล่อยก๊าซเหล่านั้นอีกครั้งในส่วนที่มองเห็นได้ของแสง โดยดูดซับพลังงานควอนตัมส่วนหนึ่งและส่องแสงเจิดจ้าไปพร้อม ๆ กัน ตรงกันข้ามกับส่วนที่เหลือซึ่งสลัวมากในช่วงที่มองเห็นได้

   

คำตอบสำหรับคำถาม

1. ความแตกต่างระหว่างดาวแคระขาวและดาวแคระขาวคืออะไร? วิวัฒนาการทั้งหมดของดาวฤกษ์ขึ้นอยู่กับมวลเริ่มต้นของมัน ความส่องสว่าง อายุขัยของมัน และสิ่งที่จะกลายเป็นในที่สุดจะขึ้นอยู่กับพารามิเตอร์นี้ สำหรับดาวฤกษ์ที่มีมวล 0.5-1.44 เท่าของดวงอาทิตย์ ชีวิตจะสิ้นสุดลงโดยที่ดาวฤกษ์ขยายตัวและกลายเป็นดาวยักษ์แดง ซึ่งเมื่อหลุดเปลือกนอกออกไปจะก่อตัวเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ เหลือเพียงแกนกลางที่ประกอบด้วยก๊าซเสื่อมถอยเพียงแกนเดียว

   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   

   นี่เป็นกลไกง่ายๆ ของการกำเนิดดาวแคระขาว หากมวลของดาวฤกษ์มากกว่า 1.44 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ (หรือที่เรียกว่าขีดจำกัดจันทรเศคาร ซึ่งดาวฤกษ์สามารถดำรงอยู่ได้เป็นดาวแคระขาว หากมีมวลเกินกว่านั้น มันจะกลายเป็นดาวนิวตรอน) จากนั้นดาวฤกษ์นั้น เมื่อบริโภคไฮโดรเจนทั้งหมดในแกนกลางแล้ว เริ่มการสังเคราะห์ธาตุที่หนักกว่า ลงไปจนถึงเหล็ก การสังเคราะห์ธาตุที่หนักกว่าเหล็กต่อไปนั้นเป็นไปไม่ได้เพราะว่า ต้องใช้พลังงานมากกว่าที่ปล่อยออกมาในระหว่างกระบวนการฟิวชัน และแกนกลางของดาวฤกษ์ก็พังทลายลงเป็นดาวนิวตรอน อิเล็กตรอนหลุดออกจากวงโคจรและตกลงสู่นิวเคลียส ซึ่งพวกมันจะรวมตัวกับโปรตอนและก่อตัวเป็นนิวตรอนในที่สุด สสารนิวตรอนมีน้ำหนักมากกว่ามวลอื่นๆ หลายร้อยล้านเท่า

2. ความแตกต่างระหว่างดาวแคระขาวกับพัลซาร์ ความแตกต่างแบบเดียวกันทั้งหมดในกรณีของดาวนิวตรอน เพียงแต่ควรพิจารณาว่าพัลซาร์ (และนี่คือดาวนิวตรอน) ก็หมุนรอบตัวเองเร็วมากเช่นกัน สิบครั้งต่อวินาที และคาบการหมุนรอบตัวเองของดาวแคระขาวคือ ในตัวอย่างดาวฤกษ์ 40 เอริ บี 5 ชั่วโมง 17 นาที ความแตกต่างที่เห็นได้ชัดเจน!

   

   Pulsar PSR J0348 +0432 - ดาวนิวตรอนและดาวแคระขาว

3. ทำไมดาวแคระขาวถึงเรืองแสง? ดังนั้นปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์จึงไม่เกิดขึ้นอีกต่อไป การแผ่รังสีที่มีอยู่ทั้งหมดคือพลังงานความร้อน แล้วทำไมพวกมันถึงเรืองแสง? โดยพื้นฐานแล้ว มันจะเย็นลงอย่างช้าๆ เหมือนเหล็กร้อนที่เริ่มเป็นสีขาวสว่างแล้วเปลี่ยนเป็นสีแดง ก๊าซเสื่อมนำความร้อนได้ดีมากจากศูนย์กลาง และเย็นลง 1% ในระยะเวลาหลายร้อยล้านปี เมื่อเวลาผ่านไป การระบายความร้อนจะช้าลงและอาจคงอยู่ได้นานหลายล้านล้านปี
4. ดาวแคระขาวกลายเป็นอะไร? อายุของจักรวาลนั้นน้อยเกินไปสำหรับการก่อตัวของสิ่งที่เรียกว่าดาวแคระดำ ซึ่งเป็นขั้นตอนสุดท้ายของวิวัฒนาการ ดังนั้นเราจึงยังไม่มีหลักฐานที่เห็นได้ชัดเจน จากการคำนวณการทำความเย็น เรารู้เพียงสิ่งเดียวเท่านั้น: อายุขัยของพวกมันนั้นมหาศาลมากจริงๆ ซึ่งเกินอายุของจักรวาล (13.7 พันล้านปี) และในทางทฤษฎีมีจำนวนล้านล้านปี
5. มีดาวแคระขาวที่มีสนามแม่เหล็กแรงเหมือนดาวนิวตรอนหรือไม่? บางส่วนมีสนามแม่เหล็กที่ทรงพลัง ซึ่งแรงกว่าที่เราสร้างขึ้นบนโลกมาก ตัวอย่างเช่น ความแรงของสนามแม่เหล็กที่พื้นผิวโลกมีค่าเพียง 30 ถึง 60 ppm ของเทสลา ในขณะที่ความแรงของสนามแม่เหล็กของดาวแคระขาวสามารถสูงถึง 100,000 เทสลา

   

   แต่ดาวนิวตรอนมีสนามแม่เหล็กแรงมาก - 10 * 11 เทสลา และเรียกว่าแมกนีทาร์! แรงกระแทกอาจเกิดขึ้นบนพื้นผิวของสนามแม่เหล็กบางชนิด ซึ่งทำให้เกิดการสั่นไหวในดาวฤกษ์ ความผันผวนเหล่านี้มักส่งผลให้รังสีแกมมาระเบิดมหาศาลจากสนามแม่เหล็ก ตัวอย่างเช่น เครื่องแมกนีตาร์ SGR 1900+14 ซึ่งอยู่ห่างออกไป 20,000 ปีแสงในกลุ่มดาวอากีลา ระเบิดเมื่อวันที่ 27 สิงหาคม พ.ศ. 2541 การระเบิดของรังสีแกมมาอันทรงพลังนั้นรุนแรงมากจนทำให้ยานอวกาศ NEAR Shoemaker ต้องปิดอุปกรณ์ เพื่อที่จะอนุรักษ์มันไว้

ภาพยนตร์วิทยาศาสตร์ยอดนิยมเกี่ยวกับวีรบุรุษในบทความของเรา