Ақ ергежейлі
Ақ ергежейлі (ағылш. white dwarf) кейде Ақ ергежейлі жұлдыз деп те аталады, күйреуік материядан (лат. Degenerate matter) құралған ұсақ тұрақты жұлдыз. Олардың тығыздығы жоғары, массасы күнмен қарайлас Ақ ергежейлінің көлемі бар болғаны жер шарындай ғана болады. Олардың әлсіз жарығы бұрынға мол энергияның сақталып қалған соңғы қалдық қуатынан келеді.[1] Күнге жақын аймақтағы жұлдыздардың шамамен 6% Ақ ергежейліге жатады.[2] Бұл түрдегі жарығы әлсіз Ақ ергежейлі сипатына Генри Норрис Рассел, Эдвард Чарльз Пикеринг, және У. Флеминг қатарлы кісілер 1910 жылы назар аударды.[3] "Ақ ергежейлі" деп алғаш 1922 жылы Willem Luyten атады.[4]
Ақ ергежейлі орта, төмен салмақтағы жұлдыздар өзгерісінің соңғы сатысы, біз тұратын галактика — Құс жолының 97% пайызы осындай жұлдыздардан құралады.[5] Орта, төмен салмақты жұлдыздар өз өмірінің Негізгі тізбек жұлдызы сатысынан өтіп, сутегінің термоядролық реакциясы сатысынан өткен соң, гелийдің термоядролық реакциясы сатысына өтіп, гелийлік жану арқылы көміртегі мен оттегі жасайтын үштік алфа процессіне (triple-alpha process) ауысып, өсіп Алып қызыл жұлдызға айналады. Егер, Алып қызыл жұлдызда жоғары температурада көміртегіні жандыратындай жеткілікті қуат болмаса, көміртегі мен оттегі жұлдыз өзегінде жиналып қалады. Сыртқы қабатында тарқалған газдар ғаламшарлық тұмандықты қалыптастырған соң, қалғаны тек ядролық бөлік болады және ол Ақ ергежейліге айналады.[6] Демек, Ақ ергежейлі көбінесе көміртегі мен оттегіден құралады. Кейде оның өзегінде көміртегіні жандыра алатын, бірақ неонды жандыруға жетпейтін температура болады. Мұндай жұлдыздар ядросы оттегі, неон, магнийден құралған Ақ ергежейлі есептеледі.[7] Әрине, кейбір гелийден құралған ақ ергежейлілер қосаржұлдыз ретінде массасы бұзылуынан да қалыптаса береді.[8][9]
Ақ ергежейлінің ішкі бөлігінде теромядролық реакция тоқтағандықтан, ол энергия бөліп шығара алмайды, әрі термоядролық рекция арқылы гравитациялық коллапсқа (Gravitational collapse) төтеп бере алмайды. Ол тығыздығы өте жоғары күйреуік материяның қысым күші арқылы сақталып тұрады. Физика заңдары бойынша, өз өсінде айналмайтын ақ ергежейлі жұлдыздың күйреуік материясының қысымы төтеп беретін масса шамамен күн массасының 1.4 есесіндей болады. Бұл әдетте Чандрасекар шегі деп аталады. Карбоксигемоглобин (көміртегі мен оттегі) ақ ергежейлінің массасы осы шекте болады, әдетте қосар серігімен масса ауыстырып отырады, немесе көміртегілік жарылыстан Ia түріндегі ғаламатжұлдызға айналады.[1][6]
Ақ ергежейлі қалыптасқан кездегі температура өте жоғары болады. Кезекте температурасы ең жоғары ақ ергежейлі, мысалы ғаламшарлық тұмандық NGC 2440 орталығындағы HD 62166 болып, беткі температурасының өзі 200,000K жетеді.[10] Бірақ энергия қайнары үзілгендіктен, ол өз температурасын біртіндеп айналасына тарқатып, суи береді. Алғашқы жоғары температура оның радиациясы арқылы кішірейіп, қызара түседі. Ұзақ уақыт бойында ақ ергежейлі жұлдыз температурасы әлсірей беріп жарығы байқалмайтын шекке жетеді де, суық Қара ергежейліге айналады.[6] Бірақ, қазіргі әлем әлі де жас (шамамен 13.7 млрд. жаста) болғандықтан[11], ең ежелгі ақ ергежейлі жұлдыздардың өзі мыңдаған кельвин жылу шығарып, қара ергежейлі болуға жете қойған жоқ. Демек, қара ергежейлі жұлдыз әлі де теория жүзінде ғана мүмкін.[1][5]
Байқалуы
өңдеуАлғаш байқалған ақ ергежейлі болса аспандағы үштік қосаржұлдыз Эридана 40, оның мүшелері негізгі тізбектегі эридана 40A және ақ ергежейлі эридана 40B және негізгі тізбектегі эридана 40C жұлдыздарды. Эридана 40 B/С жұлдыздарын Уильям Гершель 1783 жылдың 31 қаңтарында байқаған болатын[12], p. 73. Ол 1825 жылы Friedrich Georg Wilhelm Struve жағынан және 1851 жылы Otto Wilhelm von Struve жағынан қайталай бақыланды.[13][14] 1910 жылы Генри Норрис Рассел, Эдвард Чарльз Пикеринг және У. Флеминг олардың бір өшкін серіктері бар екенін айқындады. Күзету нәтижесінде эридана 40B -ның жарық спектрі А түрде, яғни Ақ түсте екені белгілі болды.[4] 1939 жылы Рассел бұл байқауға қайта назар аударды[3]:
|
Таяуда мен досым, жомарт қормалым Edward C. Pickering профессорді іздеп бардым. Ол мейірбан қалпынан айнымады. Біз Hinks екеуіміздің Кембриджде бақылаған жұлдыз параллаксін өзара салыстыруға кірістік. Бұл жұмыс өте өнімді （fruitful） болды — мүлделік жұлдыз шамасы әлсіз болған спектрі М түрдегі жұлдыздарға дейін талдау жасадық. Осы сұқбат барысында профессор менің тіркеуімде жоқ күңгірт жұлдыздар, әсіресе Эридана 40B -ны таныстырды. Ол аталған жұлдызға қатысты бақылауларды көрсетіп, спектрі А түрде екенін түсіндірді. Мен бұл туралы бұрын да білетінмін, бірақ осында бір қайшылық жатқанын сезіндім. Бұл қайшылық оның беткі жарық шамасы мен тығыздық шамасының сәйкессіздігіне қатысты болатын. Мен өзімнің таңырқап, тіпті абыржып тұрғанымды жасыра алмадым, өйткені бұл жұлдыз заңдылықтары үшін тосын бөтен құбылыс болатын. Бірақ профессор Pickering күлімсіреп: "бұл бір өзгеше жағдай болғанымен, білімімізді көбейтудің орайлы сәті екен" дегенді айтты.Сөйтіп біз Ақ ергежейліні зерттеуге кірісіп кеттік! | 
|
Эридана 40B ның спектріне талдау жасау 1914 жылы Walter Adamsтан басталған болатын[15].
Жерден қарағандағы аспандағы ең жарық жұлдыз Сүмбіленің қосары, Сүмбіле В екінші рет байқалған ақ ергежейлі есептеледі. ХІХғ.-да кейбір жұлдыздар орнының болымсыз өзгерісін дұрыс өлшеу іске асқан болатын. Неміс астрономы Бессель осы өлшеулер арқылы Сүмбіле ( Тазы α шоқжұлдызы) мен Проционның (Күшік α) жылжуын айқындады. 1844 жылы ол осы екеуінің де серігі болуы мүмкін деп боллжады[16]:
|
|
Егер біз Сүмбіле мен Проционды қосаржұлдыз деп есептесек, онда олардағы орын өзгерісіне таңырқамас едік. Бұл қажетті ұстаным және бақылап-өлшеулерден алатын түбегейлі қорытынды. Бірақ жарқырауы массасы туралы ақпарат бермейді, өйткені көрінетін жұлдыздар көп болуы көрінбейтін жұлдыздардың көптем өмір сүретінін терістей алмайды ғой. |
|
Бассель сүмбіле серік жұлдызының орбиталық мерзімі жарты ғасыр деп шамалады[16]. С.А.Ф.Питерс 1851 жылы бұл мерзімді қайта есептеді[17]. 1862 жылы 31 қаңтарда Грэм Кларк сүмбіленің бұл қосар серігін нақты көріп, жорамалды растады[17]. Уолтер Адамс 1915 жылы Сүмбіле В жұлдызының спектрі Сүмбіле А ға ұқсас екенін айқындады[18].
Adriaan van Maanen 1917 жылы оқшау ақ ергежейліні байқады және ол бұл күндері "Ван Маанен жұлдызы" деп аталады[19]. Бұл үш ақ ергежейлі ең алғаш байқалған "классикалық Ақ ергежейлілер"[3] есептеледі.
Зерттеу мен бақылау қарқынды жүріп, техникалық құралдардың жаңалануы жаңа мүмкіндіктер ашып, ақыр-соңы, көптеген Ақ түсті жұлдыздар іркес-тіркес байқалды, олар жоғары жылдамдықтағы төмен жарықты жұлдыздар болатын. Виллем Люйтен 1922 жылы бұл түрдегі жұлдыздарды түсіндірген кезде тұңғыш "white dwarf" (Ақ ергежейлі) сөзін қолданғандай болды[4][20][21][22][23]. Біраз уақыт өткен соң Артур Эддингтон Стэнли бұл сөзді тұрақты қолданысқа енгізді[4][24]. Түрлі күдіктерге қарамастан, тұңғыш классикалық емес (үштіктен басқа) Ақ ергежейлі 1930 жылы нақты байқалған екен. 1939 жылы 18 ақ ергежейлі айқындалды[3]. Люйтен қатарлылар 1940 жылдары жалғасты ізденіс жасап, 1950 жылға келгенде 100 ден артық ақ ергежейлі тіркелді және зерттелді[25]. 1999 жылы байқалған ақ ергежейлі саны 2,000 асып кетті[26]. Қазір Слоан цифрлы ғарыш шолуында ( Sloan Digital Sky Survey, Слоановский цифровой небесный обзор) байқалған ақ ергежейлілер саны 9,000 жетті және олардың көбі жаңадан байқалғандары есептеледі[27].
Дереккөздер
өңдеу- ↑ a b c Extreme Stars: White Dwarfs & Neutron Stars Мұрағатталған 25 қыркүйектің 2007 жылы., Jennifer Johnson, lecture notes, Astronomy 162, Ohio State University. Accessed on line 2007-05-03.
- ↑ The One Hundred Nearest Star Systems, Todd J. Henry, RECONS, 2007-04-11. Accessed on line 2007-05-04.
- ↑ a b c d White Dwarfs, E. Schatzman, Amsterdam: North-Holland, 1958.
- ↑ a b c d How Degenerate Stars Came to be Known as White Dwarfs, J. B. Holberg, Bulletin of the American Astronomical Society 37 (желтоқсан 2005), p. 1503.
- ↑ a b The Potential of White Dwarf Cosmochronology, G. Fontaine, P. Brassard, and P. Bergeron, Publications of the Astronomical Society of the Pacific 113, #782 (сәуір 2001), pp. 409–435.
- ↑ a b c Late stages of evolution for low-mass stars, Michael Richmond, lecture notes, Physics 230, Rochester Institute of Technology. Accessed on line 2007-05-03.
- ↑ On Possible Oxygen/Neon White Dwarfs: H1504+65 and the White Dwarf Donors in Ultracompact X-ray Binaries, K. Werner, N. J. Hammer, T. Nagel, T. Rauch, and S. Dreizler, pp. 165 ff. in 14th European Workshop on White Dwarfs; Proceedings of a meeting held at Kiel, 19–23 шілде 2004, edited by D. Koester and S. Moehler, San Francisco: Astronomical Society of the Pacific, 2005.
- ↑ A Helium White Dwarf of Extremely Low Mass, James Liebert, P. Bergeron, Daniel Eisenstein, H.C. Harris, S.J. Kleinman, Atsuko Nitta, and Jurek Krzesinski, The Astrophysical Journal 606, #2 (мамыр 2004), pp. L147–L149. Accessed on line 2007-03-05.
- ↑ Cosmic weight loss: The lowest mass white dwarf, press release, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, 2007-04-17.
- ↑ Astronomy Picture of the Day, 2007 February 15, Planetary Nebula NGC 2440
- ↑ Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Three Year Results: Implications for Cosmology, D. N. Spergel, R. Bean, O. Doré, M. R. Nolta, C. L. Bennett, J. Dunkley, G. Hinshaw, N. Jarosik, E. Komatsu, L. Page, H. V. Peiris, L. Verde, M. Halpern, R. S. Hill, A. Kogut, M. Limon, S. S. Meyer, N. Odegard, G. S. Tucker, J. L. Weiland, E. Wollack, and E. L. Wright, arXiv:astro-ph/0603449v2, 2007-02-27.
- ↑ Catalogue of Double Stars, William Herschel, Philosophical Transactions of the Royal Society of London 75 (1785), pp. 40–126
- ↑ The orbit and the masses of 40 Eridani BC, W. H. van den Bos, Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands 3, #98 (1926-07-08), pp. 128–132.
- ↑ Astrometric study of four visual binaries, W. D. Heintz, Astronomical Journal 79, #7 (шілде 1974), pp. 819–825.
- ↑ An A-Type Star of Very Low Luminosity, Walter S. Adams, Publications of the Astronomical Society of the Pacific 26, #155 (қазан 1914), p. 198.
- ↑ a b On the Variations of the Proper Motions of Procyon and Sirius, F. W. Bessel, communicated by J. F. W. Herschel, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 6 (желтоқсан 1844), pp. 136–141.
- ↑ a b The Companion of Sirius, Camille Flammarion, The Astronomical Register 15, #176 (тамыз 1877), pp. 186–189.
- ↑ The Spectrum of the Companion of Sirius, W. S. Adams, Publications of the Astronomical Society of the Pacific 27, #161 (желтоқсан 1915), pp. 236–237.
- ↑ Two Faint Stars with Large Proper Motion, A. van Maanen, Publications of the Astronomical Society of the Pacific 29, #172 (желтоқсан 1917), pp. 258–259.
- ↑ The Mean Parallax of Early-Type Stars of Determined Proper Motion and Apparent Magnitude, Willem J. Luyten, Publications of the Astronomical Society of the Pacific 34, #199 (маусым 1922), pp. 156–160.
- ↑ Note on Some Faint Early Type Stars with Large Proper Motions, Willem J. Luyten, Publications of the Astronomical Society of the Pacific 34, #197 (February 1922), pp. 54–55.
- ↑ Additional Note on Faint Early-Type Stars with Large Proper-Motions, Willem J. Luyten, Publications of the Astronomical Society of the Pacific 34, #198 (сәуір 1922), p. 132.
- ↑ Third Note on Faint Early Type Stars with Large Proper Motion, Willem J. Luyten, Publications of the Astronomical Society of the Pacific 34, #202 (желтоқсан 1922), pp. 356–357.
- ↑ Дереккөз қатесі: Жарамсыз
<ref>тегі; no text was provided for refs namedEddington - ↑ The search for white dwarfs, W. J. Luyten, Astronomical Journal 55, #1183 (сәуір 1950), pp. 86–89.
- ↑ A Catalog of Spectroscopically Identified White Dwarfs, George P. McCook and Edward M. Sion, The Astrophysical Journal Supplement Series 121, #1 (March 1999), pp. 1–130.
- ↑ A Catalog of Spectroscopically Confirmed White Dwarfs from the Sloan Digital Sky Survey Data Release 4, Daniel J. Eisenstein, James Liebert, Hugh C. Harris, S. J. Kleinman, Atsuko Nitta, Nicole Silvestri, Scott A. Anderson, J. C. Barentine, Howard J. Brewington, J. Brinkmann, Michael Harvanek, Jurek Krzesiński, Eric H. Neilsen, Jr., Dan Long, Donald P. Schneider, and Stephanie A. Snedden, The Astrophysical Journal Supplement Series 167, #1 (қараша 2006), pp. 40–58.