Katai kuning-putih di konstelasi. Bintang putih: nama, deskripsi, karakteristik. Fenomena astronomi yang melibatkan katai putih

2 Asal usul katai putih

2.1 Reaksi rangkap tiga helium dan inti isotermal raksasa merah 2.2 Hilangnya massa oleh raksasa merah dan pelepasan cangkangnya 3 Fisika dan sifat katai putih

3.1 Hubungan massa-radius dan batas Chandrasekhar 3.2 Ciri-ciri spektrum 4 Klasifikasi katai putih 5 Fenomena astronomi yang melibatkan katai putih

5.1 Emisi sinar-X dari katai putih 5.2 Akresi pada katai putih dalam sistem biner

Catatan
literatur

Perkenalan

katai putih- bintang dengan luminositas rendah dengan massa sebanding dengan massa Matahari dan suhu efektif tinggi. Nama katai putih terkait dengan warna perwakilan pertama yang ditemukan dari kelas ini - Sirius B Dan 40 Eridani B. Pada diagram Hertzsprung-Russell mereka terletak 10-12 m di bawah tampilan deret utama dari kelas spektral yang sama.

Jari-jari katai putih kira-kira 100 kali lebih kecil dari katai matahari; oleh karena itu, luminositasnya ~ kali lebih rendah daripada katai matahari. Massa jenis materi pada katai putih adalah g/cm3, jutaan kali lebih besar dibandingkan massa jenis materi pada bintang deret utama. Dari segi jumlah, katai putih mencakup 3-10% penglihatan galaksi. Namun hanya sebagian kecil yang diketahui, karena luminositasnya yang rendah, hanya yang jaraknya tidak melebihi 200-300 pc yang ditemukan.

Menurut konsep modern, katai putih adalah produk akhir evolusi bintang normal dengan massa mulai dari massa matahari hingga 8-10 massa matahari. Mereka terbentuk setelah habisnya sumber energi termonuklir di perut bintang dan pelepasan cangkangnya.

1. Sejarah penemuan

1.1. Penemuan katai putih

satelit gelap, dan periode rotasi kedua penglihatan di sekitar pusat massa yang sama seharusnya sekitar 50 tahun. Pesan tersebut ditanggapi dengan skeptis, karena satelit gelap tetap tidak terlihat, dan massanya seharusnya cukup besar - sebanding dengan massa dari satelit gelap. Sirius.

Saya mengunjungi teman saya... Profesor E. Pickering dalam kunjungan bisnis. Dengan kebaikan khasnya, dia menawarkan untuk mengambil spektrum semua bintang, yang saya dan Hincks amati dengan tujuan ... menentukannya paralaks. Pekerjaan ini, yang tampaknya lambat, ternyata sangat membuahkan hasil - ini mengarah pada penemuan bahwa semua bintang dengan magnitudo absolut yang sangat kecil (yaitu luminositas rendah) memiliki kelas spektral M (yaitu suhu permukaan yang sangat rendah). Saya ingat ketika membahas masalah ini, saya bertanya kepada Pickering tentang beberapa bintang redup lainnya, mengingat angka 40 Eridani B. Dengan sikapnya yang khas, dia segera mengirimkan permintaan ke kantor Observatorium (Harvard), dan segera dijawab (saya percaya oleh Ny. Fleming) bahwa spektrum bintang ini adalah A (yaitu, suhu permukaan yang tinggi). Bahkan di masa "Paleozoikum" itu, saya cukup mengetahui hal-hal ini untuk segera menyadari bahwa ada perbedaan yang signifikan di sini antara apa yang kemudian kita sebut sebagai nilai "kemungkinan" kecerahan dan kepadatan permukaan. Saya, mungkin, tidak menyembunyikan fakta bahwa saya tidak hanya terkejut, tetapi juga kagum dengan pengecualian aturan ini, yang tampaknya cukup normal untuk karakteristik bintang. Pickering tersenyum kepada saya dan berkata: "pengecualian seperti itulah yang mengarah pada perluasan pengetahuan kita" - dan katai putih memasuki dunia studi "

Kejutan Russell cukup dapat dimengerti: 40 Eridani B mengacu pada bintang yang relatif dekat, dan dengan menggunakan paralaks seseorang dapat secara akurat menentukan jarak ke bintang tersebut dan, dengan demikian, luminositasnya. Luminositas 40 Eridani B ternyata sangat rendah untuk kelas spektralnya - katai putih membentuk wilayah baru pada diagram Hertzsprung-Russell. Kombinasi luminositas, massa, dan suhu ini tidak dapat dipahami dan tidak dapat dijelaskan dalam model standar struktur bintang deret utama, yang dikembangkan pada tahun 1920-an.

Kepadatan katai putih yang tinggi masih belum dapat dijelaskan dari sudut pandang fisika klasik, tetapi dapat dijelaskan dalam mekanika kuantum setelah munculnya statistik Fermi-Dirac. 1926 Fowler dalam artikel "Materi Tebal" ( "Materi padat", Pemberitahuan Bulanan R. Astron. sosial. 87, 114-122 ) Terbukti bahwa, tidak seperti bintang deret utama, yang persamaan keadaannya didasarkan pada model gas ideal (model Eddington standar), untuk katai putih, kepadatan dan tekanan materi ditentukan oleh sifat-sifat gas elektron yang mengalami degenerasi (gas Fermi ).

Tahap selanjutnya dalam menjelaskan sifat katai putih adalah karya Chandrasekhar. 1928 Frenkel menunjukkan bahwa untuk katai putih harus ada batas atas massa, dan 1930 Chandrasekhar dalam karyanya "Massa maksimum katai putih ideal" ( " Massa maksimum katai putih ideal",astrofis. J. 74, 81-82 ) Terbukti katai putih bermassa di atas 1,4 matahari tidak stabil (batas Chandrasekhar) dan cenderung runtuh.

2. Asal usul katai putih

Solusi Fowler menjelaskan struktur internal katai putih, tetapi tidak menjelaskan mekanisme asal usulnya. Dua gagasan memainkan peran penting dalam menjelaskan asal usul katai putih:

Pendapat E. Epic bahwa raksasa merah terbentuk dari bintang-bintang deret utama sebagai akibat dari pembakaran bahan bakar nuklir, sebuah asumsi yang dibuat segera setelah Perang Dunia II bahwa bintang-bintang deret utama akan kehilangan massanya, dan kehilangan massa tersebut akan mempengaruhi evolusi bintang secara signifikan.

Asumsi ini sepenuhnya terkonfirmasi.

2.1. Reaksi rangkap tiga helium dan inti isotermal raksasa merah

Selama evolusi bintang deret utama, hidrogen “terbakar” - nukleosintesis dengan pembentukan helium (lihat siklus Bethe). Kelelahan seperti itu menyebabkan terhentinya pelepasan energi di bagian tengah bintang, kompresi dan, karenanya, peningkatan kepadatan dan suhu di intinya. Peningkatan kepadatan dan suhu inti bintang menyebabkan kondisi yang mengaktifkan sumber energi termonuklir baru: pembakaran helium ( reaksi rangkap tiga helium atau proses triple alpha), karakteristik raksasa merah dan super raksasa.

Pada suhu sekitar 10 8 K, energi kinetik inti helium menjadi cukup untuk mengatasi penghalang Coulomb: dua inti helium (partikel alfa) dapat bergabung membentuk isotop berilium Be 8 yang tidak stabil:

Dia 4 + Dia 4 = Menjadi 8

Sebagian besar Be 8 masih meluruh menjadi dua partikel alfa, tetapi jika dalam waktu singkat inti Be 8 bertabrakan dengan partikel alfa berenergi tinggi, inti karbon C 12 yang stabil dapat terbentuk:

Jadilah 8 + Dia 4 = C 12 + 7,3 m eV.

Meskipun konsentrasi kesetimbangan Be 8 agak rendah (misalnya, pada suhu ~ 10 8 K rasio konsentrasi / ~, lajunya adalah sebagai berikut reaksi rangkap tiga helium ternyata cukup untuk mencapai keseimbangan hidrostatik baru di inti panas bintang. Ketergantungan pelepasan energi pada suhu dalam reaksi helium terner sangat kuat, misalnya untuk kisaran suhu ~ 1-2? Pelepasan energi 10 8 K http://*****/images/ukbase_2__1234.jpg" alt="\ Varepsilon _ (3 \ alpha) = 10 ^ 8 \ rho ^ 2 Y ^ 3 * \ kiri ( ((T \lebih (10^8)))\kanan)^(30)" width="210 height=46" height="46">!}

dimana pembakaran hidrogen mendekati satu).

Namun perlu dicatat bahwa reaksi rangkap tiga helium ditandai dengan pelepasan energi yang jauh lebih rendah dibandingkan siklus Bethe per satuan massa: Pelepasan energi selama “pembakaran” helium 10 kali lebih rendah dibandingkan dengan “pembakaran” hidrogen. Ketika helium terbakar dan sumber energi dalam inti habis, reaksi nukleosintesis yang kompleks menjadi mungkin terjadi. Namun, pertama, reaksi tersebut memerlukan suhu yang semakin tinggi dan, kedua, pelepasan energi per satuan massa dari reaksi tersebut menurun seiring dengan bertambahnya jumlah massa. inti, bereaksi.

http://*****/images/ukbase_2__519.jpg" alt="\" width="84" height="20 src=">, Artinya, kondisi degenerasi gas elektron terpenuhi. Perhitungan menunjukkan bahwa kepadatan inti isotermal sesuai dengan kepadatan katai putih Inti dari raksasa merah adalah katai putih.

katai putih normal dengan kandungan karbon tinggi.

Foto gugus bintang globular NGC 6397 (Gbr. 5) mengidentifikasi kedua jenis katai putih: katai putih helium, yang muncul selama evolusi bintang yang kurang masif, dan katai putih karbon, hasil evolusi bintang dengan massa lebih besar .

2.2. Hilangnya massa oleh raksasa merah dan pelepasan cangkangnya

Reaksi nuklir pada raksasa merah terjadi tidak hanya di inti: ketika hidrogen terbakar di dalam inti, nukleosintesis helium menyebar ke wilayah bintang yang masih kaya hidrogen, membentuk lapisan bola di perbatasan daerah miskin hidrogen dan kaya hidrogen. wilayah. Situasi serupa terjadi pada reaksi rangkap tiga helium: saat helium terbakar di inti, helium juga terkonsentrasi di lapisan bola pada batas antara daerah miskin helium dan kaya helium. Luminositas bintang dengan daerah nukleosintesis “dua lapis” meningkat secara signifikan, mencapai beberapa ribu luminositas Matahari, sementara bintang “membengkak”, meningkatkan diameternya hingga seukuran orbit Bumi. Zona nukleosintesis helium naik ke permukaan bintang: fraksi massa di dalam zona ini adalah ~70% massa bintang. “Inflasi” disertai dengan kebocoran materi yang cukup intensif dari permukaan bintang; objek seperti itu diamati sebagai nebula protoplanet (lihat Gambar 6).

Shklov" href="/text/category/shklov/" rel="bookmark">Shklovsky mengusulkan mekanisme pembentukan nebula planet dengan melepaskan cangkang raksasa merah, sementara paparan inti degenerasi isotermal dari bintang-bintang tersebut mengarah ke pembentukan katai putih Mekanisme pasti hilangnya massa dan pelepasan selubung bintang tersebut masih belum diketahui, namun faktor-faktor berikut dapat diusulkan yang dapat menyebabkan hilangnya selubung tersebut:

Dalam selubung bintang yang diperluas, ketidakstabilan dapat terjadi, yang menyebabkan proses osilasi yang kuat, disertai dengan perubahan rezim termal bintang. Pada Gambar. 6 gelombang kepadatan materi bintang yang dikeluarkan terlihat jelas, yang mungkin merupakan konsekuensi dari fluktuasi tersebut. Karena ionisasi hidrogen di daerah di bawah fotosfer, ketidakstabilan konvektif yang kuat dapat terjadi. Aktivitas matahari memiliki sifat serupa; dalam kasus raksasa merah, kekuatan arus konvektif jauh lebih besar daripada arus matahari. Karena luminositas yang terlalu tinggi, tekanan cahaya fluks radiasi bintang pada lapisan terluarnya menjadi signifikan, menurut perhitungan, hal ini dapat menyebabkan hilangnya cangkang dalam beberapa ribu tahun;

kelebihan massa" raksasa merah.

Skenario evolusi raksasa merah yang dikemukakan oleh Shklovsky diterima secara umum dan didukung oleh banyak data pengamatan.

3. Fisika dan sifat katai putih

Seperti yang telah disebutkan, massa katai putih mendekati massa matahari, tetapi ukurannya hanya seperseratus (atau bahkan kurang) dari massa matahari, yaitu kepadatan materi katai putih sangat tinggi dan berjumlah g / cm 3. Pada kepadatan ini, kulit elektron atom dihancurkan dan materi menjadi plasma elektron-nuklir, dan komponen elektroniknya adalah gas elektron yang mengalami degenerasi. Tekanan P gas tersebut mengikuti hubungan:

di mana http://*****/images/ukbase_2__17665.jpg" width="180" height="283 src=">

Beras. 8. Hubungan radius massa katai putih. Asimtot vertikal sesuai dengan batas Chandrasekhar.

Persamaan keadaan di atas berlaku untuk gas elektron dingin, tetapi suhu beberapa juta derajat saja masih kecil dibandingkan dengan karakteristik energi elektron Fermi (). Pada saat yang sama, ketika kepadatan materi meningkat melalui pengecualian Pauli (dua elektron tidak dapat memiliki keadaan kuantum yang sama, yaitu energi dan putaran yang sama), energi dan kecepatan elektron meningkat sedemikian rupa sehingga efek dari elektron meningkat. teori relativitas mulai berlaku - gas elektron yang mengalami degenerasi menjadi relativistik. Ketergantungan tekanan gas elektron degenerasi relativistik pada kepadatan sudah berbeda:

Situasi menarik muncul untuk persamaan keadaan seperti itu. Kepadatan rata-rata katai putih http://*****/images/ukbase_2__270.jpg" width="21" height="14 src=">- Massa, a - Jari-jari katai putih. Lalu tekanannya http://** ***/images/ukbase_2__716.jpg" alt="(P \ over R) \ sim ((M ^ (4/3)) \ over (R ^ 5))" width="89 height=46" height="46">!}

Gaya gravitasi yang melawan tekanan:

ada, meskipun penurunan tekanan dan gaya gravitasi sama-sama bergantung pada jari-jari, keduanya bergantung secara berbeda pada massa - seperti ~ dan ~ cakram"> DA - ada garis dalam spektrum dan tidak ada garis helium. Tipe ini ~ 75% dari katai putih, mereka ditemukan di seluruh rentang suhu; DB - garis helium terionisasi kuat, tidak ada garis hidrogen, suhu - di atas DF - ada garis kalsium, tidak ada garis hidrogen; - ada garis kalsium, besi, tidak ada garis hidrogen; DO - garis helium terionisasi kuat, ada garis helium netral dan (atau) hidrogen. Ini adalah katai putih panas, suhunya mencapai K?

5. Fenomena astronomi yang melibatkan katai putih

5.1. Emisi sinar-X dari katai putih

Suhu permukaan katai putih muda - inti isotropik bintang setelah pelepasan cangkangnya - sangat tinggi - lebih dari 2? Namun, 10 5 K turun cukup cepat karena pendinginan neutrino dan radiasi dari permukaan. Katai putih yang sangat muda diamati dalam rentang sinar-X (misalnya, pengamatan katai putih HZ 43 oleh satelit ROSAT).

Suhu permukaan katai putih panas adalah 7? 10 4 K, dingin - ~ 5 ? 10 3 K.

Keunikan radiasi katai putih dalam rentang sinar-X adalah bahwa sumber utama radiasi sinar-X di dalamnya adalah fotosfer, yang sangat membedakannya dari bintang “normal”: pada fotosfer, sinar-X dipancarkan oleh korona, memanas hingga beberapa juta kelvin, dan suhu fotosfer terlalu rendah untuk pembentukan radiasi sinar-X (lihat Gambar 9 untuknya).

Dengan tidak adanya akresi, katai putih memiliki cadangan energi panas dari ion-ion di intinya, sehingga luminositasnya bergantung pada usia. Teori kuantitatif tentang pendinginan katai putih dikembangkan pada akhir tahun 1940-an.

5.2. Akresi ke katai putih dalam sistem biner

cakram"> Akresi non-stasioner pada katai putih, jika pendampingnya adalah katai merah masif, mengarah pada pembentukan nova katai (bintang tipe U Gem (UG)) atau bintang variabel mirip nova. Akresi pada katai putih, yang memiliki medan magnet yang kuat, diarahkan ke wilayah kutub magnet katai putih, dan mekanisme siklotron radiasi plasma akresi di wilayah subkutub menyebabkan polarisasi radiasi yang kuat di wilayah spektrum tampak (kutub dan kutub perantara). pelepasan materi kaya hidrogen ke katai putih menyebabkan akumulasinya di permukaan (terutama terdiri dari helium) dan pemanasan hingga suhu reaksi fusi helium, yang jika terjadi ketidakstabilan termal, menyebabkan ledakan, yang menyebabkan ledakan. diamati sebagai ledakan nova. Akresi yang agak panjang dan intens pada katai putih masif menyebabkan massa melebihi batas Chandrasekhar dan keruntuhan gravitasi, yang diamati sebagai ledakan tipe supernova Ia (lihat Gambar 10).

Lihat juga

Akresi Gas ideal Gas degenerasi Bintang Nukleosintesis Nebula planet Supernova Sirius

Catatan

1. ^ a B C Katai putih - www. Franko. /publish/astro/bukvy/b. pdf // Kamus ensiklopedis astronomi - www. Franko. / terbitkan / astro / Umumnya diedit oleh dan. - Lvov: LNU-GAO NASU, 2003. - Hal.54-55. - ISBN-X, UDC

literatur

Alvan Clark and Sons: Seniman di bidang Optik,

Dasar fisik dari struktur dan evolusi bintang,

Bintang: kelahiran, kehidupan dan kematian mereka,

100 miliar matahari.

Kelahiran, kehidupan dan kematian bintang,

Fisika luar angkasa.

Ensiklopedia kecil,

Jenis bintang di alam semesta teramati

Ada banyak bintang berbeda di Alam Semesta. Besar dan kecil, panas dan dingin, bermuatan dan tidak bermuatan. Pada artikel ini kami akan menyebutkan jenis-jenis utama bintang, dan juga memberikan penjelasan rinci tentang katai Kuning dan Putih.

katai kuning. Katai kuning adalah jenis bintang deret utama kecil dengan massa 0,8 hingga 1,2 massa matahari dan suhu permukaan 5000–6000 K. Lihat di bawah untuk informasi lebih lanjut tentang bintang jenis ini.
Raksasa merah. Raksasa merah adalah bintang besar dengan warna kemerahan atau oranye. Pembentukan bintang-bintang seperti itu dimungkinkan baik pada tahap pembentukan bintang maupun pada tahap akhir keberadaannya. Raksasa terbesar berubah menjadi raksasa merah. Sebuah bintang bernama Betelgeuse di konstelasi Orion adalah contoh paling mencolok dari bintang super raksasa merah.
katai putih. Katai putih adalah sisa bintang biasa yang bermassa kurang dari 1,4 massa Matahari setelah melewati tahap raksasa merah. Lihat di bawah untuk informasi lebih lanjut tentang jenis bintang ini.
Katai merah. Katai merah adalah objek tipe bintang paling umum di alam semesta. Perkiraan jumlah mereka bervariasi dari 70 hingga 90% dari jumlah seluruh bintang di galaksi. Mereka sangat berbeda dari bintang lainnya.
katai coklat. Katai coklat - objek subbintang (dengan massa berkisar antara 0,01 hingga 0,08 massa matahari, atau, masing-masing, dari 12,57 hingga 80,35 massa Jupiter dan diameter kira-kira sama dengan diameter Jupiter), yang kedalamannya berbeda dengan deret utama bintang, tidak ada reaksi fusi termonuklir dengan konversi hidrogen menjadi helium.
Katai subcoklat. Katai subcoklat, atau subkatai coklat, adalah formasi dingin yang berada di bawah batas massa katai coklat. Massanya kira-kira kurang dari seperseratus massa Matahari atau, karenanya, 12,57 kali massa Jupiter; batas bawahnya belum ditentukan. Mereka umumnya dianggap sebagai planet, meskipun komunitas ilmiah belum mencapai kesimpulan akhir tentang apa yang dianggap sebagai planet dan apa yang dimaksud dengan katai sub-coklat.
Katai hitam. Katai hitam adalah katai putih yang telah mendingin sehingga tidak mengeluarkan emisi dalam kisaran cahaya tampak. Merupakan tahap akhir evolusi katai putih. Massa katai hitam, seperti massa katai putih, dibatasi di atas 1,4 massa matahari.
Bintang ganda. Bintang biner adalah dua bintang yang terikat secara gravitasi yang mengorbit pada pusat massa yang sama.
Bintang baru. Bintang yang luminositasnya tiba-tiba meningkat 10.000 kali lipat. Nova adalah sistem biner yang terdiri dari katai putih dan bintang pendamping yang terletak di deret utama. Dalam sistem seperti itu, gas dari bintang secara bertahap mengalir ke katai putih dan meledak secara berkala di sana, menyebabkan ledakan luminositas.
Supernova. Supernova adalah bintang yang mengakhiri evolusinya dengan proses ledakan yang dahsyat. Suar dalam kasus ini bisa beberapa kali lipat lebih besar dibandingkan dalam kasus nova. Ledakan dahsyat tersebut merupakan konsekuensi dari proses yang terjadi di bintang pada tahap terakhir evolusi.
Bintang neutron. Bintang neutron (NS) adalah formasi bintang dengan massa sekitar 1,5 massa matahari dan ukurannya jauh lebih kecil dari katai putih, dengan diameter sekitar 10-20 km. Mereka terutama terdiri dari partikel subatom netral - neutron, yang dikompresi secara ketat oleh gaya gravitasi. Di Galaksi kita, menurut para ilmuwan, mungkin terdapat 100 juta hingga 1 miliar bintang neutron, yaitu sekitar satu per seribu bintang biasa.
Pulsar. Pulsar adalah sumber radiasi elektromagnetik kosmik yang datang ke Bumi dalam bentuk semburan periodik (pulsa). Menurut model astrofisika yang dominan, pulsar adalah bintang neutron yang berputar dengan medan magnet yang condong ke sumbu rotasi. Ketika Bumi jatuh ke dalam kerucut yang dibentuk oleh radiasi ini, pulsa radiasi dapat dideteksi berulang pada interval yang sama dengan periode revolusi bintang. Beberapa bintang neutron berputar hingga 600 kali per detik.
Cepheid. Cepheid adalah kelas bintang variabel yang berdenyut dengan hubungan periode-luminositas yang cukup tepat, dinamai menurut nama bintang Delta Cephei. Salah satu Cepheid yang paling terkenal adalah Polaris. Daftar jenis-jenis (tipe) utama bintang beserta ciri-ciri singkatnya, tentu saja, tidak mencakup seluruh kemungkinan jenis bintang di Alam Semesta.

katai kuning

Berada pada berbagai tahap perkembangan evolusinya, bintang terbagi menjadi bintang normal, bintang kerdil, dan bintang raksasa. Bintang normal adalah bintang deret utama. Ini, misalnya, termasuk Matahari kita. Kadang-kadang disebut bintang normal seperti itu katai kuning.

Ciri

Hari ini kita akan membahas secara singkat tentang katai kuning, yang juga disebut bintang kuning. Katai kuning biasanya merupakan bintang dengan massa rata-rata, luminositas, dan suhu permukaan. Mereka adalah bintang deret utama, terletak kira-kira di tengah diagram Hertzsprung–Russell dan mengikuti katai merah yang lebih dingin dan kurang masif.

Menurut klasifikasi spektral Morgan-Keenan, katai kuning sebagian besar termasuk dalam kelas luminositas G, tetapi dalam variasi transisi terkadang mereka sesuai dengan kelas K (katai oranye) atau kelas F dalam kasus katai kuning-putih.

Massa katai kuning seringkali berkisar antara 0,8 hingga 1,2 massa matahari. Selain itu, suhu permukaannya sebagian besar berkisar antara 5 hingga 6 ribu derajat Kelvin.

Perwakilan katai kuning yang paling terang dan terkenal adalah Matahari kita.

Selain Matahari, di antara katai kuning yang paling dekat dengan Bumi, perlu diperhatikan:

Dua komponen dalam sistem rangkap tiga Alpha Centauri, di antaranya Alpha Centauri A memiliki spektrum luminositas yang mirip dengan Matahari, dan Alpha Centauri B adalah katai kelas K oranye yang khas. Jarak ke kedua komponen hanya lebih dari 4 tahun cahaya.
Katai oranye adalah bintang Ran, juga dikenal sebagai Epsilon Eridani, dengan kelas luminositas K. Para astronom memperkirakan jarak ke Ran sekitar 10 setengah tahun cahaya.
Bintang ganda 61 Cygni, terletak sekitar 11 tahun cahaya dari Bumi. Kedua komponen 61 Cygni merupakan katai oranye khas kelas luminositas K.
Bintang mirip Matahari Tau Ceti, berjarak sekitar 12 tahun cahaya dari Bumi, memiliki spektrum luminositas G dan sistem planet menarik yang terdiri dari setidaknya 5 eksoplanet.

Pendidikan

Evolusi katai kuning sangatlah menarik. Umur katai kuning adalah sekitar 10 miliar tahun.

Seperti kebanyakan bintang, reaksi termonuklir yang intens terjadi di kedalamannya, di mana sebagian besar hidrogen terbakar menjadi helium. Setelah dimulainya reaksi yang melibatkan helium di inti bintang, reaksi hidrogen semakin bergerak menuju permukaan. Ini menjadi titik awal transformasi katai kuning menjadi raksasa merah. Hasil dari transformasi tersebut mungkin adalah raksasa merah Aldebaran.

Seiring waktu, permukaan bintang secara bertahap akan mendingin, dan lapisan luarnya akan mulai mengembang. Pada tahap akhir evolusi, raksasa merah melepaskan cangkangnya, yang membentuk nebula planet, dan intinya akan berubah menjadi katai putih, yang selanjutnya akan menyusut dan mendingin.

Masa depan serupa menanti Matahari kita, yang kini berada di tahap tengah perkembangannya. Dalam waktu sekitar 4 miliar tahun, ia akan mulai bertransformasi menjadi raksasa merah, yang fotosfernya, ketika mengembang, tidak hanya mampu menyerap Bumi dan Mars, tetapi bahkan Jupiter.

Umur katai kuning rata-rata 10 miliar tahun. Setelah seluruh pasokan hidrogen terbakar, ukuran bintang bertambah berkali-kali lipat dan berubah menjadi raksasa merah. sebagian besar nebula planet, dan intinya runtuh menjadi katai putih kecil yang padat.

katai putih

Katai putih adalah bintang dengan massa besar (urutan Matahari) dan radius kecil (jari-jari Bumi), yang kurang dari batas Chandrasekhar untuk massa yang dipilih, dan merupakan produk evolusi raksasa merah . Proses produksi energi termonuklir di dalamnya telah dihentikan, yang menyebabkan sifat khusus dari bintang-bintang tersebut. Menurut berbagai perkiraan, di Galaksi kita, jumlah mereka berkisar antara 3 hingga 10% dari total populasi bintang.

Sejarah penemuan

Pada tahun 1844, astronom dan matematikawan Jerman Friedrich Bessel, saat mengamati Sirius, menemukan sedikit penyimpangan bintang dari gerak bujursangkar, dan membuat asumsi bahwa Sirius memiliki bintang pendamping masif yang tidak terlihat.

Asumsinya sudah terkonfirmasi pada tahun 1862, ketika astronom dan pembuat teleskop Amerika Alvan Graham Clark, saat menyesuaikan refraktor terbesar pada saat itu, menemukan bintang redup di dekat Sirius, yang kemudian dijuluki Sirius B.

Katai putih Sirius B memiliki luminositas yang rendah, dan medan gravitasi mempengaruhi rekan terangnya dengan cukup nyata, yang menunjukkan bahwa bintang ini memiliki radius yang sangat kecil dan massa yang signifikan. Ini adalah bagaimana jenis objek yang disebut katai putih pertama kali ditemukan. Objek serupa kedua adalah bintang Maanen yang terletak di konstelasi Pisces.

Bagaimana katai putih terbentuk?

Setelah semua hidrogen dalam bintang yang menua terbakar, intinya berkontraksi dan memanas, yang berkontribusi terhadap perluasan lapisan luarnya. Suhu efektif bintang turun dan menjadi raksasa merah. Cangkang bintang yang lemah, yang terhubung sangat lemah ke inti, menghilang seiring waktu di ruang angkasa, mengalir ke planet-planet tetangga, dan sebagai ganti raksasa merah, tetap ada bintang yang sangat kompak, yang disebut katai putih.

Untuk waktu yang lama, masih menjadi misteri mengapa katai putih, yang memiliki suhu melebihi suhu Matahari, berukuran kecil dibandingkan dengan ukuran Matahari, hingga menjadi jelas bahwa kepadatan materi di dalamnya sangat tinggi (dalam kisaran 10 5 - 10 9 gram/cm 3). Tidak ada hubungan massa-luminositas standar untuk katai putih, yang membedakannya dari bintang lain. Sejumlah besar materi “dikemas” menjadi volume yang sangat kecil, itulah sebabnya kepadatan katai putih hampir 100 kali lebih besar daripada kepadatan air.

Suhu katai putih hampir konstan, meskipun tidak ada reaksi termonuklir di dalamnya. Apa yang menjelaskan hal ini? Karena kompresi yang kuat, kulit elektron atom mulai saling menembus. Hal ini berlanjut hingga jarak antar inti menjadi minimal, sama dengan jari-jari kulit elektron terkecil.

Sebagai hasil ionisasi, elektron mulai bergerak bebas relatif terhadap inti, dan materi di dalam katai putih memperoleh sifat fisik yang merupakan ciri khas logam. Dalam materi seperti itu, energi ditransfer ke permukaan bintang melalui elektron, yang kecepatannya meningkat seiring dengan kompresinya: beberapa di antaranya bergerak dengan kecepatan yang sesuai dengan suhu satu juta derajat. Suhu di permukaan dan di dalam katai putih bisa sangat bervariasi, sehingga tidak menyebabkan perubahan diameter bintang. Di sini kita dapat membuat perbandingan dengan bola meriam - saat mendingin, volumenya tidak berkurang.

Katai putih memudar dengan sangat lambat: selama ratusan juta tahun, intensitas radiasi hanya turun 1%. Namun pada akhirnya ia harus menghilang dan berubah menjadi katai hitam yang membutuhkan waktu triliunan tahun. Katai putih bisa disebut sebagai objek unik di Alam Semesta. Belum ada seorang pun yang berhasil mereproduksi kondisi yang ada di laboratorium bumi.

Emisi sinar-X dari katai putih

Suhu permukaan katai putih muda, inti isotropik bintang setelah pelepasan cangkangnya, sangat tinggi - lebih dari 2·10 5 K, tetapi turun cukup cepat karena radiasi dari permukaan. Katai putih yang sangat muda diamati dalam rentang sinar-X (misalnya, pengamatan katai putih HZ 43 oleh satelit ROSAT). Dalam rentang sinar-X, luminositas katai putih melebihi luminositas bintang deret utama: foto Sirius yang diambil oleh teleskop sinar-X Chandra dapat menjadi ilustrasi - di dalamnya katai putih Sirius B terlihat lebih terang daripada Sirius A dari kelas spektral A1, yang ~10.000 kali lebih terang dalam rentang optik lebih terang daripada Sirius B.

Suhu permukaan katai putih terpanas adalah 7 10 4 K, dan katai terdingin kurang dari 4 10 3 K.

Keunikan radiasi katai putih dalam rentang sinar-X adalah kenyataan bahwa sumber utama radiasi sinar-X bagi mereka adalah fotosfer, yang secara tajam membedakannya dari bintang-bintang “normal”: bintang-bintang tersebut memiliki korona sinar-X. memanas hingga beberapa juta kelvin, dan suhu fotosfer terlalu rendah untuk emisi sinar-X.

Dengan tidak adanya akresi, sumber luminositas katai putih adalah energi panas ion yang tersimpan di bagian dalamnya, sehingga luminositasnya bergantung pada usia. Teori kuantitatif tentang pendinginan katai putih dikembangkan pada akhir tahun 1940-an oleh Profesor Samuel Kaplan.

Penemuan katai putih

Katai putih pertama yang ditemukan adalah bintang 40 Eridani B dalam sistem rangkap tiga 40 Eridani, yang dimasukkan oleh William Herschel ke dalam katalog bintang ganda pada tahun 1785. Pada tahun 1910, Henry Norris Russell menarik perhatian pada anomali luminositas rendah 40 Eridani B pada suhu warnanya yang tinggi, yang kemudian mengklasifikasikan bintang-bintang tersebut ke dalam kelas katai putih yang terpisah.

Katai putih kedua dan ketiga yang ditemukan adalah Sirius B dan Procyon B. Pada tahun 1844, direktur Observatorium Königsberg, Friedrich Bessel, menganalisis data observasi yang dilakukan sejak tahun 1755, menemukan bahwa Sirius, bintang paling terang di langit bumi, dan Procyon secara berkala, meskipun sangat lemah, menyimpang dari lintasan bujursangkar sebesar pergerakan sepanjang bola langit. Bessel sampai pada kesimpulan bahwa masing-masing dari mereka harus memiliki teman dekat. Pesan tersebut ditanggapi dengan skeptis, karena satelit redup tersebut tetap tidak dapat diamati, dan massanya seharusnya cukup besar - masing-masing sebanding dengan massa Sirius dan Procyon.

Paradoks kepadatan

“Saya sedang mengunjungi teman saya... Profesor E. Pickering dalam kunjungan bisnis. Dengan kebaikan khasnya, dia menawarkan untuk mendapatkan spektrum semua bintang yang saya dan Hincks amati... dengan maksud untuk menentukan paralaksnya. Pekerjaan yang tampaknya rutin ini ternyata sangat membuahkan hasil - hal ini mengarah pada penemuan bahwa semua bintang dengan magnitudo absolut yang sangat kecil (yaitu, luminositas rendah) memiliki kelas spektral M (yaitu, suhu permukaan yang sangat rendah). Seingat saya, saat mendiskusikan pertanyaan ini, saya bertanya kepada Pickering tentang beberapa bintang redup lainnya..., khususnya menyebutkan 40 Eridani B. Dengan sikapnya yang khas, dia segera mengirimkan permintaan ke kantor Observatorium (Harvard), dan segera dijawab (saya kira dari Ny. Fleming) bahwa spektrum bintang ini adalah A (yaitu suhu permukaan yang tinggi). Bahkan di masa Paleozoikum, saya cukup tahu tentang hal-hal ini untuk segera menyadari bahwa ada perbedaan ekstrim antara apa yang kemudian kita sebut sebagai nilai “kemungkinan” kecerahan dan kepadatan permukaan. Rupanya, saya tidak menyembunyikan fakta bahwa saya tidak hanya terkejut, tetapi juga benar-benar kagum dengan pengecualian terhadap apa yang tampaknya merupakan aturan normal untuk mengkarakterisasi bintang. Pickering tersenyum kepada saya dan berkata: "Justru pengecualian inilah yang mengarah pada perluasan pengetahuan kita" - dan katai putih memasuki dunia yang diteliti.”

Kejutan Russell cukup dapat dimengerti: 40 Eridani B mengacu pada bintang yang relatif dekat, dan dari paralaks yang diamati, seseorang dapat secara akurat menentukan jarak ke bintang tersebut dan, dengan demikian, luminositasnya. Luminositas 40 Eridani B ternyata sangat rendah untuk kelas spektralnya - katai putih membentuk wilayah baru pada diagram HR. Kombinasi luminositas, massa, dan suhu ini tidak dapat dipahami dan tidak dapat dijelaskan dalam model deret utama standar struktur bintang yang dikembangkan pada tahun 1920-an.

Kepadatan katai putih yang tinggi masih belum dapat dijelaskan dalam kerangka fisika klasik dan astronomi dan hanya dijelaskan dalam kerangka mekanika kuantum setelah munculnya statistik Fermi-Dirac. Pada tahun 1926, Fowler, dalam artikelnya “On Dense Matter” ( “Tentang materi padat,” Pemberitahuan Bulanan R. Astron. sosial. 87, 114-122) menunjukkan bahwa, tidak seperti bintang deret utama, yang persamaan keadaannya didasarkan pada model gas ideal (model Eddington standar), untuk katai putih, kepadatan dan tekanan materi ditentukan oleh sifat-sifat gas elektron yang mengalami degenerasi (gas Fermi ).

Tahap selanjutnya dalam menjelaskan sifat katai putih adalah karya Yakov Frenkel dan E. Stoner ?! dan Chandrasekhar. Pada tahun 1928, Frenkel menunjukkan bahwa harus ada batas atas massa katai putih, yaitu bintang dengan massa di atas batas tertentu tidak stabil dan harus runtuh. Kesimpulan yang sama dicapai secara independen pada tahun 1930 oleh E. Stoner, yang memberikan perkiraan yang tepat mengenai batas massa. Itu dihitung lebih akurat pada tahun 1931 oleh Chandrasekhar dalam karyanya “The Maximum Mass of an Ideal White Dwarf” ( “Massa maksimum katai putih ideal”, Astroph. J.74, 81-82) (Batas Chandrasekhar) dan secara mandiri pada tahun 1932 oleh L. D. Landau.

Asal usul katai putih

Solusi Fowler menjelaskan struktur internal katai putih, tetapi tidak menjelaskan mekanisme asal usulnya. Dua gagasan memainkan peran penting dalam menjelaskan asal usul katai putih: gagasan astronom Ernst Epic bahwa raksasa merah terbentuk dari bintang-bintang deret utama sebagai akibat dari kehabisan bahan bakar nuklir, dan asumsi astronom Vasily Fesenkov, yang dibuat tak lama kemudian. Perang Dunia II, bahwa bintang deret utama akan kehilangan massanya, dan kehilangan massa tersebut akan berdampak signifikan terhadap evolusi bintang. Asumsi ini sepenuhnya terkonfirmasi.

Reaksi rangkap tiga helium dan inti isotermal raksasa merah

Selama evolusi bintang deret utama, hidrogen “terbakar” - nukleosintesis dengan pembentukan helium (lihat siklus Bethe). Kelelahan seperti itu menyebabkan terhentinya pelepasan energi di bagian tengah bintang, kompresi dan, karenanya, peningkatan suhu dan kepadatan di intinya. Peningkatan suhu dan kepadatan inti bintang menyebabkan kondisi di mana sumber energi termonuklir baru diaktifkan: pembakaran helium (reaksi triple helium atau proses triple alpha), karakteristik raksasa merah dan supergiant.

Pada suhu sekitar 10 8 K, energi kinetik inti helium menjadi cukup tinggi untuk mengatasi penghalang Coulomb: dua inti helium (4 He, partikel alfa) dapat bergabung membentuk isotop berilium 8 Be yang tidak stabil:

2 4 Dia + 2 4 Dia → 4 8 Menjadi. (\displaystyle ()_(2)^(4)(\textrm (Dia))+()_(2)^(4)(\textrm (Dia))\rightarrow ()_(4)^(8) (\textrm (Jadilah)).)

Sebagian besar 8 Be meluruh lagi menjadi dua partikel alfa, tetapi ketika 8 Be bertabrakan dengan partikel alfa berenergi tinggi, inti karbon 12 C yang stabil dapat terbentuk:

4 8 Menjadi + 2 4 Dia → 6 12 C (\displaystyle ()_(4)^(8)(\textrm (Be))+()_(2)^(4)(\textrm (He))\ panah kanan ()_(6)^(12)(\textrm (C))) + 7,3 MeV.

Meskipun konsentrasi kesetimbangan 8 Be sangat rendah (misalnya, pada suhu ~10 8 K rasio konsentrasi [ 8 Be]/[ 4 He] ~10 −10), lajunya adalah sebagai berikut reaksi rangkap tiga helium ternyata cukup untuk mencapai keseimbangan hidrostatik baru di inti panas bintang. Ketergantungan pelepasan energi pada suhu dalam reaksi helium terner sangat tinggi, begitu pula dengan kisaran suhu T (\gaya tampilan T)~1-2⋅10 pelepasan energi 8 K ε 3 α (\displaystyle \varepsilon _(3\alpha )):

ε 3 α = 10 8 ρ 2 Y 3 ⋅ (T 10 8) 30 , (\displaystyle \varepsilon _(3\alpha )=10^(8)\rho ^(2)Y^(3)\cdot \left ((T \lebih (10^(8)))\kanan)^(30),)

Di mana Y (\gaya tampilan Y)- konsentrasi parsial helium di inti (dalam kasus "kelelahan" hidrogen mendekati satu).

Namun perlu dicatat bahwa reaksi rangkap tiga helium ditandai dengan pelepasan energi yang jauh lebih rendah dibandingkan siklus Bethe: dihitung per satuan massa pelepasan energi selama “pembakaran” helium 10 kali lebih rendah dibandingkan selama “pembakaran” hidrogen. Ketika helium terbakar dan sumber energi di inti habis, reaksi nukleosintesis yang lebih kompleks dapat terjadi, namun, pertama, reaksi tersebut memerlukan suhu yang semakin tinggi, dan kedua, pelepasan energi per satuan massa dalam reaksi tersebut menurun seiring dengan bertambahnya massa massa. bertambah jumlah inti yang bereaksi.

Faktor tambahan yang tampaknya mempengaruhi evolusi inti raksasa merah adalah kombinasi sensitivitas suhu tinggi dari reaksi rangkap tiga helium dan reaksi fusi inti yang lebih berat dengan mekanismenya. pendinginan neutrino: pada suhu dan tekanan tinggi, foton dapat dihamburkan oleh elektron dengan pembentukan pasangan neutrino-antineutrino, yang dengan bebas membawa energi dari inti: bintang transparan terhadapnya. Kecepatan ini volumetrik pendinginan neutrino, berbeda dengan klasik dangkal Pendinginan foton tidak dibatasi oleh proses perpindahan energi dari bagian dalam bintang ke fotosfernya. Sebagai hasil dari reaksi nukleosintesis, keseimbangan baru tercapai di inti bintang, yang ditandai dengan suhu inti yang sama: inti isotermal(Gbr. 2).

Dalam kasus raksasa merah dengan massa yang relatif kecil (urutan Matahari), inti isotermal sebagian besar terdiri dari helium, dalam kasus bintang yang lebih masif - dari karbon dan unsur-unsur yang lebih berat. Namun, bagaimanapun juga, kepadatan inti isotermal tersebut sangat tinggi sehingga jarak antara elektron plasma yang membentuk inti menjadi sepadan dengan panjang gelombang De Broglie. λ = h / m v (\displaystyle \lambda =h/mv), yaitu kondisi degenerasi gas elektron terpenuhi. Perhitungan menunjukkan bahwa kepadatan inti isotermal sesuai dengan kepadatan katai putih Inti dari raksasa merah adalah katai putih.

Dengan demikian, ada batas atas massa katai putih. Menariknya, untuk katai putih yang diamati, terdapat batas bawah yang serupa: karena laju evolusi bintang sebanding dengan massanya, kita dapat mengamati katai putih bermassa rendah sebagai sisa-sisa bintang yang berhasil berevolusi sejak awal. periode awal pembentukan bintang di Alam Semesta hingga saat ini.

Fitur spektrum dan klasifikasi spektral

Katai putih diklasifikasikan ke dalam kelas spektral D yang terpisah (dari bahasa Inggris Dwarf - dwarf), klasifikasi yang saat ini digunakan mencerminkan fitur spektrum katai putih, yang diusulkan pada tahun 1983 oleh Edward Zion; dalam klasifikasi ini kelas spektral ditulis dalam format berikut:

D [subkelas] [fitur spektrum] [indeks suhu],

subkelas berikut didefinisikan:

DA - garis deret hidrogen Balmer terdapat dalam spektrum, garis helium tidak teramati;
DB - spektrum mengandung garis helium He I, garis hidrogen atau logam tidak ada;
DC - spektrum kontinu tanpa garis serapan;
DO - spektrum mengandung garis kuat helium He II, garis He I dan H mungkin juga ada;
DZ - hanya garis logam, tidak ada garis H atau He;
DQ - garis karbon, termasuk molekul C 2 ;

dan fitur spektral:

P - polarisasi cahaya dalam medan magnet diamati;
H - polarisasi tidak diamati dengan adanya medan magnet;
Bintang tipe V - ZZ Ceti atau katai putih variabel lainnya;
X - spektrum aneh atau tidak dapat diklasifikasikan.

Evolusi katai putih

Katai putih memulai evolusinya sebagai inti raksasa merah yang mengalami degenerasi dan telah melepaskan cangkangnya - yaitu, sebagai bintang pusat nebula planet muda. Suhu fotosfer inti nebula planet muda sangat tinggi - misalnya, suhu bintang pusat nebula NGC 7293 berkisar antara 90.000 K (diperkirakan dari garis serapan) hingga 130.000 K (diperkirakan dari sinar-X spektrum). Pada suhu seperti itu, sebagian besar spektrumnya terdiri dari sinar ultraviolet keras dan sinar-X lembut.

Pada saat yang sama, katai putih yang diamati, menurut spektrumnya, terutama dibagi menjadi dua kelompok besar - kelas spektral “hidrogen” DA, dalam spektrum yang tidak terdapat garis helium, yang membentuk ~80% populasi. katai putih, dan kelas spektral “helium” DB tanpa garis hidrogen dalam spektrumnya, yang merupakan sebagian besar dari 20% populasi yang tersisa. Alasan perbedaan komposisi atmosfer katai putih ini masih belum jelas sejak lama. Pada tahun 1984, Iko Iben mempertimbangkan skenario “keluarnya” katai putih dari raksasa merah berdenyut yang terletak di cabang raksasa asimtotik pada berbagai fase denyut. Pada tahap akhir evolusi raksasa merah dengan massa hingga sepuluh massa matahari, sebagai akibat dari “terbakarnya” inti helium, terbentuklah inti yang mengalami degenerasi, yang sebagian besar terdiri dari karbon dan unsur-unsur yang lebih berat, dikelilingi oleh inti yang tidak mengalami degenerasi. sumber lapisan helium, tempat terjadinya reaksi rangkap tiga helium. Pada gilirannya, di atasnya terdapat sumber hidrogen berlapis, di mana terjadi reaksi termonuklir dari siklus Bethe yang mengubah hidrogen menjadi helium, dikelilingi oleh cangkang hidrogen; dengan demikian, sumber lapisan hidrogen eksternal adalah “produsen” helium untuk sumber lapisan helium. Pembakaran helium di sumber lapisan dapat mengalami ketidakstabilan termal karena ketergantungannya pada suhu yang sangat tinggi, dan hal ini diperburuk oleh laju konversi hidrogen menjadi helium yang lebih besar dibandingkan dengan laju pembakaran helium; akibatnya adalah akumulasi helium, kompresinya hingga degenerasi dimulai, peningkatan tajam dalam laju reaksi rangkap tiga helium dan perkembangannya kilatan helium berlapis.

Dalam waktu yang sangat singkat (~30 tahun), luminositas sumber helium meningkat sedemikian rupa sehingga pembakaran helium masuk ke mode konvektif, lapisan tersebut mengembang, mendorong keluar sumber lapisan hidrogen, yang menyebabkan pendinginannya dan terhentinya pembakaran hidrogen. . Setelah kelebihan helium terbakar selama suar, luminositas lapisan helium berkurang, lapisan hidrogen terluar dari raksasa merah berkontraksi, dan sumber lapisan hidrogen menyala baru.

Iben mengemukakan bahwa raksasa merah yang berdenyut dapat melepaskan selubungnya, membentuk nebula planet, baik dalam fase kilatan helium maupun dalam fase diam dengan sumber hidrogen berlapis aktif, dan karena permukaan pemisahan selubung bergantung pada fase, kemudian ketika selubung tersebut dikeluarkan selama kilatan helium, katai putih “helium” dari kelas spektral DB akan terekspos, dan ketika cangkang tersebut dilepaskan oleh raksasa dengan sumber hidrogen berlapis aktif, katai “hidrogen” DA akan terekspos; Durasi ledakan helium adalah sekitar 20% dari durasi siklus denyut, yang menjelaskan rasio katai hidrogen dan helium DA:DB ~ 80:20.

Bintang-bintang besar (7-10 kali lebih berat dari Matahari) pada suatu saat “membakar” hidrogen, helium, dan karbon dan berubah menjadi katai putih dengan inti yang kaya oksigen. Bintang SDSS 0922+2928 dan SDSS 1102+2054 dengan atmosfer yang mengandung oksigen menegaskan hal ini.

Karena katai putih tidak memiliki sumber energi termonuklir sendiri, katai putih memancarkan radiasi dari cadangan panasnya. Kekuatan radiasi suatu benda yang benar-benar hitam (daya terpadu pada seluruh spektrum) per satuan luas permukaan sebanding dengan pangkat empat suhu benda:

j = σ T 4 , (\displaystyle j=\sigma T^(4),)

Di mana j (\gaya tampilan j) adalah daya per satuan luas permukaan radiasi, dan σ (\displaystyle \sigma )- Konstanta Stefan-Boltzmann.

Seperti yang telah disebutkan, suhu tidak termasuk dalam persamaan keadaan gas elektron yang mengalami degenerasi - yaitu, jari-jari katai putih dan luas emisinya tetap tidak berubah: akibatnya, pertama, untuk katai putih tidak ada massa - luminositas hubungan, tetapi ada hubungan usia - luminositas (hanya bergantung pada suhu, tetapi tidak pada luas permukaan yang memancar), dan, kedua, katai putih muda superpanas akan mendingin cukup cepat, karena fluks radiasi dan, karenanya, laju pendinginan sebanding dengan pangkat empat suhu.

Pada batasnya, setelah pendinginan selama puluhan miliar tahun, setiap katai putih akan berubah menjadi apa yang disebut Katai Hitam (tidak memancarkan cahaya tampak). Meskipun objek seperti itu belum pernah diamati di Alam Semesta (menurut beberapa [ Apa?] diperkirakan diperlukan waktu minimal 10-15 tahun bagi katai putih untuk mendingin hingga suhu 5 K), karena waktu yang telah berlalu sejak terbentuknya bintang pertama di Alam Semesta adalah (menurut konsep modern ) sekitar 13 miliar tahun, tetapi beberapa katai putih telah mendingin hingga suhu di bawah 4000 Kelvin (misalnya katai putih WD 0346+246 dan SDSS J110217, 48+411315.4 dengan suhu 3700-3800 K dan tipe spektral M0 pada jarak sekitar 100 tahun cahaya dari Matahari), yang, seiring dengan ukurannya yang kecil, membuat pendeteksiannya menjadi tugas yang sangat sulit.

Fenomena astronomi yang melibatkan katai putih

Emisi sinar-X dari katai putih

Suhu permukaan katai putih muda, inti isotropik bintang setelah pelepasan cangkangnya, sangat tinggi - lebih dari 2⋅10 5 K, tetapi turun cukup cepat karena radiasi dari permukaan. Katai putih yang sangat muda diamati dalam rentang sinar-X (misalnya, pengamatan katai putih HZ 43 oleh satelit ROSAT). Dalam rentang sinar-X, luminositas katai putih melebihi luminositas bintang deret utama: foto Sirius yang diambil oleh teleskop sinar-X Chandra (lihat Gambar 10) dapat menjadi ilustrasi - di dalamnya ada katai putih Sirius B terlihat lebih terang dibandingkan Sirius A pada kelas spektral A1, yang jangkauan optiknya ~10.000 kali lebih terang dibandingkan Sirius B.

Suhu permukaan katai putih terpanas adalah 7⋅10 4 K, yang terdingin kurang dari 4⋅10 3 K (lihat, misalnya, Bintang Van Maanen dan WD 0346+246 dengan SDSS J110217, 48+411315.4 kelas spektral M0 ).

Akresi ke katai putih dalam sistem biner

Selama evolusi bintang-bintang dengan massa berbeda dalam sistem biner, laju evolusi komponen-komponennya tidak sama, komponen yang lebih masif dapat berevolusi menjadi katai putih, sedangkan komponen yang kurang masif dapat tetap berada di deret utama saat ini. . Pada gilirannya, ketika komponen yang kurang masif meninggalkan deret utama selama evolusinya dan bertransisi ke cabang raksasa merah, ukuran bintang yang berevolusi mulai bertambah hingga memenuhi lobus Roche-nya. Karena lobus Roche dari komponen-komponen sistem biner bersentuhan pada titik Lagrange L 1, maka pada tahap evolusi komponen yang kurang masif ini, melalui titik L 1, terjadi aliran materi dari raksasa merah ke raksasa merah. Lobus Roche katai putih dimulai dan pertambahan lebih lanjut materi kaya hidrogen ke permukaannya (lihat Gambar 11), yang mengarah pada sejumlah fenomena astronomi:

Akresi non-stasioner pada katai putih, jika pendampingnya adalah katai merah masif, akan menyebabkan munculnya nova katai (bintang tipe U Gem (UG)) dan bintang variabel bencana mirip nova.
Akresi pada katai putih dengan medan magnet yang kuat diarahkan ke wilayah kutub magnet katai putih, dan mekanisme radiasi siklotron dari plasma akresi di wilayah sirkumpolar medan magnet katai menyebabkan polarisasi radiasi yang kuat di wilayah tampak. (kutub dan kutub perantara).
Akresi materi kaya hidrogen ke katai putih menyebabkan akumulasinya di permukaan (terutama terdiri dari helium) dan pemanasan hingga suhu reaksi fusi helium, yang jika terjadi ketidakstabilan termal, menyebabkan ledakan yang diamati sebagai suar.

Bessel sampai pada kesimpulan bahwa Sirius harus memiliki satelit “gelap” yang tidak terlihat, dan periode revolusi kedua bintang di sekitar pusat massa yang sama harus sekitar 50 tahun. Pesan tersebut ditanggapi dengan skeptis, karena satelit gelap tetap tidak dapat diamati, dan massanya seharusnya cukup besar - sebanding dengan massa Sirius.

Paradoks kepadatan

“Saya sedang mengunjungi teman saya... Profesor E. Pickering dalam kunjungan bisnis. Dengan kebaikan khasnya, dia menawarkan untuk mendapatkan spektrum semua bintang yang saya dan Hincks amati... dengan maksud untuk menentukan paralaksnya. Pekerjaan yang tampaknya rutin ini ternyata sangat membuahkan hasil - hal ini mengarah pada penemuan bahwa semua bintang dengan magnitudo absolut yang sangat kecil (yaitu, luminositas rendah) memiliki kelas spektral M (yaitu, suhu permukaan yang sangat rendah). Seingat saya, saat membahas masalah ini, saya bertanya kepada Pickering tentang beberapa bintang redup lainnya..., khususnya menyebutkan 40 Eridani B. Dengan sikapnya yang khas, dia segera mengirimkan permintaan ke kantor Observatorium (Harvard), dan segera dijawab (saya kira dari Ny. Fleming) bahwa spektrum bintang ini adalah A (yaitu suhu permukaan yang tinggi). Bahkan di masa Paleozoikum, saya cukup tahu tentang hal-hal ini untuk segera menyadari bahwa ada perbedaan ekstrim antara apa yang kemudian kita sebut sebagai nilai “kemungkinan” kecerahan dan kepadatan permukaan. Rupanya, saya tidak menyembunyikan fakta bahwa saya tidak hanya terkejut, tetapi juga benar-benar kagum dengan pengecualian terhadap apa yang tampaknya merupakan aturan normal untuk mengkarakterisasi bintang. Pickering tersenyum kepada saya dan berkata: "Justru pengecualian inilah yang mengarah pada perluasan pengetahuan kita" - dan katai putih memasuki dunia yang diteliti.”

Kejutan Russell cukup dapat dimengerti: 40 Eridani B mengacu pada bintang yang relatif dekat, dan dari paralaks yang diamati, seseorang dapat secara akurat menentukan jarak ke bintang tersebut dan, dengan demikian, luminositasnya. Luminositas 40 Eridani B ternyata sangat rendah untuk kelas spektralnya - katai putih membentuk wilayah baru pada diagram H-R. Kombinasi luminositas, massa, dan suhu ini tidak dapat dipahami dan tidak dapat dijelaskan dalam model deret utama standar struktur bintang yang dikembangkan pada tahun 1920-an.

Kepadatan katai putih yang tinggi masih belum dapat dijelaskan dalam kerangka fisika klasik dan astronomi dan hanya dijelaskan dalam kerangka mekanika kuantum setelah munculnya statistik Fermi-Dirac. Pada tahun 1926, Fowler, dalam artikelnya “Dense Matter” ( “Tentang materi padat,” Pemberitahuan Bulanan R. Astron. sosial. 87, 114-122) menunjukkan bahwa, tidak seperti bintang deret utama, yang persamaan keadaannya didasarkan pada model gas ideal (model Eddington standar), untuk katai putih, kepadatan dan tekanan materi ditentukan oleh sifat-sifat gas elektron yang mengalami degenerasi (gas Fermi ).

Tahap selanjutnya dalam menjelaskan sifat katai putih adalah karya Yakov Frenkel dan Chandrasekhar. Pada tahun 1928, Frenkel menunjukkan bahwa harus ada batas atas massa katai putih, dan pada tahun 1931 Chandrasekhar dalam karyanya "The Maximum Mass of an Ideal White Dwarf" ( “Massa maksimum katai putih ideal”, Astroph. J.74, 81-82) menunjukkan adanya batas atas massa katai putih, yaitu bintang dengan massa di atas batas tertentu tidak stabil (batas Chandrasekhar) dan harus runtuh.

Asal usul katai putih

Reaksi rangkap tiga helium dan inti isotermal raksasa merah

Selama evolusi bintang deret utama, hidrogen “terbakar” - nukleosintesis dengan pembentukan helium (lihat siklus Bethe). Kelelahan seperti itu menyebabkan terhentinya pelepasan energi di bagian tengah bintang, kompresi dan, karenanya, peningkatan suhu dan kepadatan di intinya. Peningkatan suhu dan kepadatan inti bintang menyebabkan kondisi di mana sumber energi termonuklir baru diaktifkan: pembakaran helium (reaksi triple helium atau proses triple alpha), karakteristik raksasa merah dan supergiant.

Pada suhu sekitar 10 8 K, energi kinetik inti helium menjadi cukup tinggi untuk mengatasi penghalang Coulomb: dua inti helium (4He, partikel alfa) dapat berfusi membentuk isotop berilium yang tidak stabil:

Sebagian besar 8 Be meluruh lagi menjadi dua partikel alfa, tetapi ketika 8 Be bertabrakan dengan partikel alfa berenergi tinggi, inti karbon 12 C yang stabil dapat terbentuk:

+ 7,3 MeV.

Meskipun konsentrasi kesetimbangan 8 Be sangat rendah (misalnya, pada suhu ~10 8 K rasio konsentrasi [ 8 Be]/[ 4 He] ~10 −10), lajunya adalah sebagai berikut reaksi rangkap tiga helium ternyata cukup untuk mencapai keseimbangan hidrostatik baru di inti panas bintang. Ketergantungan pelepasan energi pada suhu dalam reaksi helium terner sangatlah tinggi, misalnya, untuk kisaran suhu ~1-2·10 8 K pelepasan energinya adalah:

di mana adalah konsentrasi parsial helium di inti (dalam kasus “kelelahan” hidrogen, konsentrasinya mendekati satu).

Dalam kasus raksasa merah dengan massa yang relatif kecil (urutan Matahari), inti isotermal sebagian besar terdiri dari helium, dalam kasus bintang yang lebih masif - dari karbon dan unsur-unsur yang lebih berat. Namun, bagaimanapun juga, kepadatan inti isotermal tersebut sangat tinggi sehingga jarak antara elektron plasma yang membentuk inti menjadi sepadan dengan panjang gelombang De Broglie, yaitu kondisi degenerasi gas elektron terpenuhi. Perhitungan menunjukkan bahwa kepadatan inti isotermal sesuai dengan kepadatan katai putih Inti dari raksasa merah adalah katai putih.

Dengan demikian, terdapat batas atas massa katai putih (batas Chandrasekhar). Menariknya, untuk katai putih yang diamati terdapat batas bawah yang serupa: karena laju evolusi bintang sebanding dengan massanya, kita dapat mengamati katai putih bermassa rendah hanya sebagai sisa-sisa bintang yang berhasil berevolusi selama ini. periode awal pembentukan bintang di Alam Semesta hingga saat ini.

Fitur spektrum dan klasifikasi spektral

Katai putih diklasifikasikan ke dalam kelas spektral D yang terpisah (dari bahasa Inggris. Kerdil- katai), klasifikasi yang saat ini digunakan yang mencerminkan ciri-ciri spektrum katai putih, diusulkan pada tahun 1983 oleh Edward Zion; dalam klasifikasi ini kelas spektral ditulis dalam format berikut:

D [subkelas] [fitur spektrum] [indeks suhu],

subkelas berikut didefinisikan:

DA - garis deret hidrogen Balmer terdapat dalam spektrum, garis helium tidak teramati
DB - spektrum mengandung garis helium He I, garis hidrogen atau logam tidak ada
DC - spektrum kontinu tanpa garis serapan
DO - garis helium He II yang kuat terdapat dalam spektrum;
DZ - garis logam saja, tidak ada garis H atau He
DQ - garis karbon, termasuk molekul C 2

dan fitur spektral:

P - polarisasi cahaya dalam medan magnet diamati
H - polarisasi tidak diamati dengan adanya medan magnet
Bintang tipe V - ZZ Ceti atau katai putih variabel lainnya
X - spektrum aneh atau tidak dapat diklasifikasikan

Evolusi katai putih

Beras. 8. Nebula protoplanet NGC 1705. Serangkaian cangkang bulat terlihat, dilepaskan oleh raksasa merah, bintang itu sendiri tersembunyi oleh sabuk debu.

Pada saat yang sama, katai putih yang diamati, menurut spektrumnya, terutama dibagi menjadi dua kelompok besar - kelas spektral “hidrogen” DA, dalam spektrum yang tidak terdapat garis helium, yang membentuk ~80% populasi. katai putih, dan kelas spektral “helium” DB tanpa garis hidrogen dalam spektrumnya, yang merupakan sebagian besar dari 20% populasi yang tersisa. Alasan perbedaan komposisi atmosfer katai putih ini masih belum jelas sejak lama. Pada tahun 1984, Iko Iben mempertimbangkan skenario "keluarnya" katai putih dari raksasa merah berdenyut yang terletak di cabang raksasa asimtotik, pada fase denyut yang berbeda. Pada tahap akhir evolusi raksasa merah dengan massa hingga sepuluh massa matahari, sebagai akibat dari “terbakarnya” inti helium, terbentuklah inti yang mengalami degenerasi, yang sebagian besar terdiri dari karbon dan unsur-unsur yang lebih berat, dikelilingi oleh inti yang tidak mengalami degenerasi. sumber lapisan helium, tempat terjadinya reaksi rangkap tiga helium. Pada gilirannya, di atasnya terdapat sumber hidrogen berlapis, di mana reaksi termonuklir dari siklus Bethe terjadi, mengubah hidrogen menjadi helium, dikelilingi oleh cangkang hidrogen; dengan demikian, sumber lapisan hidrogen eksternal adalah “produsen” helium untuk sumber lapisan helium. Pembakaran helium di sumber lapisan dapat mengalami ketidakstabilan termal karena ketergantungannya pada suhu yang sangat tinggi, dan hal ini diperburuk oleh laju konversi hidrogen menjadi helium yang lebih besar dibandingkan dengan laju pembakaran helium; akibatnya adalah akumulasi helium, kompresinya hingga degenerasi dimulai, peningkatan tajam dalam laju reaksi rangkap tiga helium dan perkembangannya kilatan helium berlapis.

dimana adalah daya per satuan luas permukaan yang memancar, dan W/(m²·K 4) adalah konstanta Stefan-Boltzmann.

Fenomena astronomi yang melibatkan katai putih

Emisi sinar-X dari katai putih

Beras. 9 Gambar sinar-X lembut Sirius. Komponen terangnya adalah katai putih Sirius B, komponen redupnya adalah Sirius A

Suhu permukaan katai putih muda - inti isotropik bintang setelah pelepasan cangkangnya - sangat tinggi - lebih dari 2·10 5 K, tetapi turun cukup cepat karena pendinginan neutrino dan radiasi dari permukaan. Katai putih yang sangat muda diamati dalam rentang sinar-X (misalnya, pengamatan katai putih HZ 43 oleh satelit ROSAT). Dalam rentang sinar-X, luminositas katai putih melebihi luminositas bintang deret utama: foto Sirius yang diambil oleh teleskop sinar-X Chandra (lihat Gambar 9) dapat menjadi ilustrasi - di dalamnya ada katai putih Sirius B terlihat lebih terang dibandingkan Sirius A pada kelas spektral A1, yang jangkauan optiknya ~10.000 kali lebih terang dibandingkan Sirius B.

Suhu permukaan katai putih terpanas adalah 7·10 4 K, terdingin - ~5·10 3 K (lihat, misalnya, Bintang Van Maanen).

Akresi ke katai putih dalam sistem biner

Selama evolusi bintang-bintang dengan massa berbeda dalam sistem biner, laju evolusi komponen-komponennya tidak sama, komponen yang lebih masif dapat berevolusi menjadi katai putih, sedangkan komponen yang kurang masif dapat tetap berada di deret utama saat ini. . Pada gilirannya, ketika komponen yang kurang masif meninggalkan deret utama selama evolusinya dan bertransisi ke cabang raksasa merah, ukuran bintang yang berevolusi mulai bertambah hingga memenuhi lobus Roche-nya. Karena lobus Roche dari komponen-komponen sistem biner bersentuhan pada titik Lagrange L1, maka pada tahap evolusi komponen yang kurang masif ini, melalui titik L1, terjadi aliran materi dari raksasa merah ke lobus Roche. katai putih dimulai dan pertambahan lebih lanjut materi kaya hidrogen ke permukaannya (lihat Gambar 10), yang mengarah pada sejumlah fenomena astronomi:

Akresi non-stasioner pada katai putih jika pendampingnya adalah katai merah masif, menyebabkan munculnya nova katai (bintang tipe U Gem (UG)) dan bintang variabel bencana mirip nova.
Akresi pada katai putih, yang memiliki medan magnet kuat, diarahkan ke wilayah kutub magnet katai putih, dan mekanisme radiasi siklotron dari plasma akresi di wilayah sirkumpolar medan magnet katai menyebabkan polarisasi radiasi yang kuat di wilayah terlihat (kutub dan kutub perantara).
Akresi material kaya hidrogen ke katai putih menyebabkan akumulasinya di permukaan (sebagian besar terdiri dari helium) dan pemanasan hingga suhu reaksi fusi helium, yang jika terjadi ketidakstabilan termal, menyebabkan ledakan yang diamati sebagai nova.
Akresi yang cukup panjang dan intens pada katai putih masif menyebabkan massanya melebihi batas Chandrasekhar dan keruntuhan gravitasi, yang diamati sebagai ledakan supernova tipe Ia (lihat Gambar 11).

Catatan

Ya.B.Zeldovich, S.I.Blinnikov, N.I.Shakura.. - M.: Universitas Negeri Moskow, 1981.
Sinuosit yang diamati pada gerakan Sirius, Gambar. 320, Flammarion C., Les étoiles et les curiosités du ciel, tambahan dari “l’Astronomie populaire”, Marpon et Flammarion, 1882
Tentang gerakan yang tepat dari Procyon dan Sirius (Bahasa Inggris). (12/1844). Diarsipkan
Flammarion C. (1877). "Sahabat Sirius". Daftar astronomi 15 : 186-189. Diakses tanggal 05-01-2010.
van Maanen A. Dua Bintang Redup dengan Gerak Diri Besar. Publikasi Masyarakat Astronomi Pasifik(12/1917). - Jil. 29, Tidak. 172, hal. 258-259. Diarsipkan dari versi asli tanggal 23 Agustus 2011.
V.V.Ivanov. katai putih. astronot(17.09.2002). Diarsipkan dari versi asli tanggal 23 Agustus 2011. Diakses tanggal 6 Mei 2009.
Fowler R.H. Tentang materi padat (Bahasa Inggris). Pemberitahuan Bulanan Royal Astronomical Society(12/1926). Diarsipkan dari versi asli tanggal 23 Agustus 2011. Diakses tanggal 22 Juli 2009.
Chandrasekhar S. Massa Maksimum Katai Putih Ideal. Jurnal Astrofisika(07/1931). Diarsipkan dari versi asli tanggal 23 Agustus 2011. Diakses tanggal 22 Juli 2009.
Shklovsky I.S. Tentang sifat nebula planet dan intinya // Majalah astronomi. - 1956. - T. 33. - No. 3. - Hlm. 315-329.
Sistem klasifikasi spektral katai putih baru yang diusulkan, E. M. Sion, J. L. Greenstein, J. D. Landstreet, J. Liebert, H. L. Shipman, dan G. A. Wegner, Jurnal Astrofisika 269 , #1 (1 Juni 1983), hal. 253-257.
Leahy, DA; CY Zhang, Sun Kwok (1994). "Emisi sinar-X dua suhu dari nebula planet NGC 7293." Jurnal Astrofisika 422 : 205-207. Diakses tanggal 05-07-2010.
Iben Jr, I. (1984). “Tentang frekuensi inti nebula planet yang ditenagai oleh pembakaran helium dan frekuensi katai putih dengan atmosfer yang kekurangan hidrogen.” Jurnal Astrofisika 277 : 333-354. ISSN 0004-637X.
Sofia Neskuchnaya Seorang kurcaci menghirup oksigen (Rusia). koran.ru (13.11.09 10:35). Diarsipkan dari versi asli tanggal 23 Agustus 2011. Diakses tanggal 23 Mei 2011.
Sirius A dan B: Sistem Bintang Ganda di Konstelasi Canis Major // Album Foto Observatorium Sinar-X Chandra
Ivanov V.V. katai putih. Institut Astronomi dinamai menurut namanya. V.V. Diarsipkan dari versi asli tanggal 23 Agustus 2011. Diakses tanggal 6 Januari 2010.

literatur

Deborah Jean Warner. Alvan Clark and Sons: Artis di bidang Optik. - Pers Smithsonian, 1968.
Ya.B.Zeldovich, S.I.Blinnikov, N.I.Shakura. Dasar fisik dari struktur dan evolusi bintang. - M., 1981.
Shklovsky I.S. Bintang: kelahiran, kehidupan dan kematian mereka. - M.: Nauka, 1984.
Steven D. Kawaler, Igorʹ Dmitrievich Novikov, Ganesan Srinivasan, G. Meynet, Daniel Schaerer. Sisa-sisa bintang. - Springer, 1997. - ISBN 3540615202, 9783540615200
Kippenhan R.Sejarah pertemuanKippenhan R. (Bahasa inggris) Rusia 100 Miliar Matahari: Kelahiran, Kehidupan dan Kematian Bintang = 100 Miliarden Sonnen / Transl. dengan dia. A. S. Dobroslavsky, B. B. Straumal, ed. I. M. Khalatnikova, A. V. Tutukova. - Dunia . - M., 1990. - 293 hal. - 88.000 eksemplar. - ISBN 5-03-001195-1

Katai putih adalah bintang berevolusi dengan massa tidak melebihi batas Chandrasekhar (massa maksimum di mana sebuah bintang dapat eksis sebagai katai putih), yang tidak memiliki sumber energi termonuklirnya sendiri. Katai putih adalah bintang kompak dengan massa yang sebanding atau lebih besar dari massa Matahari, tetapi dengan jari-jari 100 kali lebih kecil dan, karenanya, luminositas bolometrik ~10.000 kali lebih kecil dari Matahari. Kepadatan rata-rata materi katai putih di dalam fotosfernya adalah 105-109 g/cm 3, hampir satu juta kali lebih tinggi daripada kepadatan bintang deret utama. Dalam hal prevalensinya, katai putih, menurut berbagai perkiraan, merupakan 3-10% dari populasi bintang di Galaksi kita. Ketidakpastian perkiraan ini disebabkan sulitnya mengamati katai putih jauh karena luminositasnya yang rendah.
Katai putih mewakili tahap akhir evolusi sebuah bintang kecil dengan massa yang sebanding dengan massa Matahari. Ketika semua hidrogen di pusat bintang, misalnya, seperti Matahari kita, terbakar, intinya berkontraksi hingga kepadatannya tinggi, sementara lapisan luarnya mengembang pesat, dan, disertai dengan peredupan luminositas secara umum, bintang berubah menjadi. Raksasa merah yang berdenyut kemudian melepaskan selubungnya saat lapisan luar bintang terhubung secara longgar ke inti pusat yang panas dan sangat padat. Cangkang ini kemudian menjadi nebula planet yang meluas. Seperti yang Anda lihat, raksasa merah dan katai putih berkerabat sangat erat. Kompresi inti terjadi hingga ukuran yang sangat kecil, namun tetap tidak melebihi batas Chandrasekhar, yaitu batas atas massa sebuah bintang di mana ia dapat eksis sebagai katai putih.

Katai putih kedua yang ditemukan adalah Sirius B, bintang paling terang di langit bumi. Pada tahun 1844, astronom dan matematikawan Jerman Friedrich Bessel, saat mengamati Sirius, menemukan sedikit penyimpangan bintang dari gerak bujursangkar, dan membuat asumsi bahwa Sirius memiliki bintang pendamping masif yang tidak terlihat. Asumsinya sudah terkonfirmasi pada tahun 1862, ketika astronom dan pembuat teleskop Amerika Alvan Graham Clark, saat menyesuaikan refraktor terbesar pada saat itu, menemukan bintang redup di dekat Sirius, yang kemudian dijuluki Sirius B.

Katai putih ketiga yang ditemukan adalah Procyon B. Pada tahun 1844, direktur Observatorium Königsberg, Friedrich Bessel, menganalisis data pengamatan, menemukan bahwa Procyon secara berkala, meskipun sangat lemah, menyimpang dari lintasan gerak bujursangkar sepanjang bola langit. Bessel sampai pada kesimpulan bahwa Procyon harus memiliki satelit dekat. Satelit redup tersebut tetap tidak dapat diamati, dan massanya seharusnya cukup besar – masing-masing sebanding dengan massa Sirius dan Procyon. Pada tahun 1896, astronom Amerika D. M. Scheberle menemukan Procyon B, sehingga membenarkan prediksi Bessel.

Asal usul katai putih

Dua gagasan memainkan peran penting dalam menjelaskan asal usul katai putih: gagasan astronom Ernst Epic bahwa raksasa merah terbentuk dari bintang deret utama sebagai akibat dari pembakaran bahan bakar nuklir, dan asumsi yang dibuat oleh astronom Vasily Fesenkov tak lama setelah Perang Dunia II, bintang deret utama tersebut akan kehilangan massanya, dan kehilangan massa tersebut akan berdampak signifikan pada . Asumsi ini sepenuhnya terkonfirmasi.

Katai putih tersusun dari karbon dan oksigen dengan sedikit tambahan hidrogen dan helium, tetapi bintang masif yang berevolusi sangat besar mungkin memiliki inti oksigen, neon, atau magnesium. Selama evolusi bintang deret utama, hidrogen “terbakar” - nukleosintesis dengan pembentukan helium. Kelelahan seperti itu menyebabkan terhentinya pelepasan energi di bagian tengah bintang, kompresi dan, karenanya, peningkatan suhu dan kepadatan di intinya. Peningkatan suhu dan kepadatan inti bintang menyebabkan kondisi di mana sumber energi termonuklir baru diaktifkan: pembakaran helium (reaksi triple helium atau proses triple alpha), karakteristik raksasa merah dan supergiant.

Katai putih memiliki kepadatan yang sangat tinggi (106 g/cm3). Katai putih berada dalam keadaan kesetimbangan gravitasi dan tekanannya ditentukan oleh tekanan gas elektron yang mengalami degenerasi. Suhu permukaan katai putih tinggi - dari 100.000 K hingga 200.000 K. Massa katai putih mendekati massa Matahari. Untuk katai putih terdapat hubungan “massa-radius”, dan semakin besar massanya, semakin kecil radiusnya. Jari-jari sebagian besar katai putih sebanding dengan jari-jari Bumi.

Siklus hidup katai putih, setelah itu, tetap stabil hingga mendingin, ketika bintang kehilangan luminositasnya dan menjadi tidak terlihat, memasuki apa yang disebut tahap "" - hasil akhir evolusi, meskipun istilah ini lebih jarang digunakan dan kurang dalam sastra modern.

KGB dan UFO - informasi yang dideklasifikasi dokumen rahasia KGB dan UFO

Persamaan garis dalam ruang adalah persamaan dua bidang yang berpotongan

Katai kuning-putih di konstelasi. Bintang putih: nama, deskripsi, karakteristik. Fenomena astronomi yang melibatkan katai putih

Perkenalan

1. Sejarah penemuan

1.1. Penemuan katai putih

2. Asal usul katai putih

2.1. Reaksi rangkap tiga helium dan inti isotermal raksasa merah

2.2. Hilangnya massa oleh raksasa merah dan pelepasan cangkangnya

3. Fisika dan sifat katai putih

5. Fenomena astronomi yang melibatkan katai putih

5.1. Emisi sinar-X dari katai putih

5.2. Akresi ke katai putih dalam sistem biner

Lihat juga

Catatan

literatur

Jenis bintang di alam semesta teramati

katai kuning

Ciri

Pendidikan

katai putih

Sejarah penemuan

Bagaimana katai putih terbentuk?

Emisi sinar-X dari katai putih

Penemuan katai putih

Paradoks kepadatan

Asal usul katai putih

Reaksi rangkap tiga helium dan inti isotermal raksasa merah

Fitur spektrum dan klasifikasi spektral

Evolusi katai putih

Fenomena astronomi yang melibatkan katai putih

Emisi sinar-X dari katai putih

Akresi ke katai putih dalam sistem biner

Paradoks kepadatan

Asal usul katai putih

Reaksi rangkap tiga helium dan inti isotermal raksasa merah

Fitur spektrum dan klasifikasi spektral

Evolusi katai putih

Fenomena astronomi yang melibatkan katai putih

Emisi sinar-X dari katai putih

Akresi ke katai putih dalam sistem biner

Catatan

literatur

Asal usul katai putih

Kategori

Postingan populer

Entri Terbaru