Астрономија

Колку маса ќе има Сонцето кога ќе стане бело џуџе?

Колку маса ќе има Сонцето кога ќе стане бело џуџе?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

За 4 милијарди години, кога нашето Сонце ги пролева сите надворешни слоеви на гас и се претвора во бело џуџе, колкава маса ќе има белото џуџе во споредба со она што денес го има Сонцето?

Дали планетите сепак орбитираат на ист начин или намалената маса ќе предизвика промена на траекторијата на планетите, така што тие на крајот ќе го напуштат Сончевиот систем?


Краток одговор:

Сонцето ќе изгуби околу половина од својата маса на патот да стане бело џуџе. Поголемиот дел од оваа масовна загуба ќе се случи во последните неколку милиони години од нејзиниот живот, за време на фазата на Асимптоматска гигантска гранка (АГБ). Во исто време, орбиталниот радиус на Земјата околу Сонцето ќе расте со фактор два (како и надворешните планети). За жал на Земјата, радиусот на Сонцето исто така ќе достигне околу 2 au, така што ќе биде наздравен.

Постои можност намалената енергија за врзување и зголемената ексцентричност на Земјата и надворешните планети да доведат до динамичка нестабилност што може да доведе до исфрлање на планетите. Ова е многу зависно од точната временска зависност на доцната, голема загуба на маса и порамнувањето или на друг начин на планетите во тоа време.

Долг одговор:

Stвездите со маса помала од околу 8 сончеви маси ќе го завршат својот живот како бели џуџиња на временска скала, што се зголемува со намалувањето на почетната маса на нивната главна низа. Белите џуџиња кои се формираат се со помала маса од нивната главна низа genвезди, бидејќи голем дел од почетната маса на aвездата се губи преку elвездените ветрови (особено за време на термички пулсирачката фаза на асимптоматска гигантска гранка) и конечното исфрлање на планетарната маглина. Така, сегашната дистрибуција на белите џуџести маси, која достигнува врв меѓу $0.6$ и 0,7 $ M _ { odot} $ и со дисперзија на $ sim 0,2 M _ { odot} $, ги одразува последните состојби на сите главни mainвезди на низа со $0.9 , кои имале време да еволуираат и да умрат за време на животот на нашата Галакси.

Најверодостојните информации што ги имаме за односот помеѓу почетната маса на главната секвенца и крајната маса на бело џуџе (првична-конечна релација на маса или IFMR) доаѓа од мерење на својствата на белите џуџиња во starвездени јата на позната возраст. Спектроскопија доведува до проценка на масата за белото џуџе. Почетната маса се проценува со пресметување на главната низа плус век на траење на џиновската гранка од разликата помеѓу возраста на theвезденото јато и возраста на ладење на белото џуџе. Stвездените модели тогаш ни ја кажуваат врската помеѓу главната секвенца плус гигантски животен век и почетната маса на главната секвенца, што доведува до IFMR.

Една неодамнешна компилација од Калирај (2013) е прикажана подолу. Ова покажува дека aвезда како Сонцето, родена со почетна маса од $ 1 милион _ { одот} $ (или можеби уште процент или два, бидејќи Сонцето веќе изгуби маса), го завршува својот живот како бело џуџе со $ M = 0,53 pm 0,03 M _ { odot} $. т.е Сонцето треба да изгуби приближно 50% од почетната маса во elвездени ветрови и (евентуално) исфрлање на планетарната маглина.

Сеопфатен третман на она што се случува со соларните системи кога централната starвезда изгуби маса на начин зависен од времето, е даден во Адамс и сор. (2013) Наједноставните случаи првично се кружни орбити каде губењето на масата се одвива на многу подолги временски рамки од периодот на орбитата. Како што продолжува загубата на масата, енергијата на гравитацијата се зголемува (станува помалку негативна) и со тоа се зголемува вкупната енергија на орбитата и орбитата станува поширока. Грубо кажано, $ ам $ е постојана, каде $ a $ е орбитален радиус, што е едноставна последица на зачувување на аголниот момент, така што Земјата ќе заврши во орбита од 2 ау.

Меѓутоа, во присуство на не-нула ексцентричност во почетната орбита, или во случај на брзо губење на масата, како што е она што се случува кон крајот на фазата на AGB, тогаш работите стануваат се повеќе непредвидливи, со тоа што расте и ексцентричноста како што се одвива масовната загуба. Ова има нок-ефект кога се разгледува динамичката стабилност на целиот (еволуиран) Сончев систем и може да резултира во исфрлање на планетите. Колку е побрзо губењето на масата, толку повеќе се прават непредвидливите работи.

Радиусот на GBвездата на AGB може да се пресмета со користење $ L = 4 pi R ^ 2 сигма T_ {eff} ^ {4} $. Stвездите на врвот на гранката на АГБ имаат осветленост на $ sim 10 ^ {4} L _ { odot} $ и $ T_ {eff} simeq 2500 K $, што доведува до веројатно радиуси на $ sim 2 $ ау Значи, многу е веројатно, освен ако Земјата не се исфрли или нејзината орбита е значително изменета од некоја динамичка нестабилност, која, како и внатрешните планети, ќе заврши проголтана во надворешниот плик на starвездата на АГБ и спирала навнатре…

Дури и за малку да избега од оваа непосредна судбина, тогаш е веројатно дека дисипацијата на плимата и осеката брзо ќе извлече енергија од орбитата и Земјата ќе се врти кон пликот на џиновското Сонце… со истиот резултат.


Па, едноставно кажано, Сонцето сигурно ќе изгуби барем четвртина од својата маса. Ова е затоа што најголемиот дел од масата на Сонцето е центриран во неговото јадро. И бидејќи белото џуџе е само остатокот од јадрото на aвезда… Ох, и пред Сонцето да стане бело џуџе, тој поминува низ фазата на „црвениот џин“, каде што расте до големината на орбитата на Марс. Сите планети ќе изгорат, или ќе престанат да орбитираат и тие ќе престанат да постојат кога ќе се случи новата Сонце. Среќен крај…


Сончева маса

На сончева маса ( М. ) е стандардна единица на маса во астрономијата, еднаква на приближно 2 × 10 30 kg. Често се користи за означување на масите на другите starsвезди, како и на elвездените јата, маглини, галаксии и црни дупки. Приближно е еднаква на масата на Сонцето. Ова е еднакво на околу два нелионски (краток размер) или два квинтилион (долга скала) килограми:

Сончевата маса е околу 333 000 пати поголема од масата на Земјата (М. ), или 1047 пати поголема од масата на Јупитер (М. Ј).


Сонцето ги исфрла своите надворешни слоеви бидејќи станува бело џуџе

Да, но тоа не ја негира идејата на Укмики. Гравитациониот бунар на Јупитер ќе биде примател на дел од исфрлениот гас и плазма. Прашањето е, колку ќе повлече?

Сепак, се сомневам дека сепак ќе има 2 проблеми
1] исфрлената материја е премногу жешка и брза за да може да се фати
2] Јупитер ќе биде загреан од притисок и ветер и всушност ќе започне да го губи сопственото атмосфера

Прочитав дека во почетокот на процесот брзината на гасовите што доаѓаат од сонцето ќе се движи полека со само неколку милји во секунда и само подоцна ќе достигне илјадници милји во секунда. ако тоа е вистина, зарем Јупитер не би ја добил својата шанса.


П.С. Јас сум само заинтересиран аматер и повеќето од моите информации доаѓаат преку Интернет

Користејќи ја областа на формулата на сферата, сферата со радиус од 1 растојание на Јупитер / Сонцето ќе има површина од 7,6e24 квадратни метри
Користејќи ја областа на формулата на кругот, дискот на Јупитер, со дијаметар од 142984000 метри, пресретнува 1,6e16 квадратни метри од оваа сфера. Значи, дискот на Јупитер пресретнува 1,6e16 / 7,6e24 или 0,00000021% од оваа сфера.

Сонцето е 2е30 кг. 00000021% од ова е 4,2e23kg, приближно 1/10 од Земјината маса. Јупитер е 317 пати помал од Земјата.

Значи, ако целото Сонце експлодира, а гравитацијата на Јупитер не повлече дополнителни средства од она што беше предодредено да се судри со Јупитер, Јупитер ќе добиеше само 1/3170 од масата на Јупитер со пресретнување на гас од Сонцето. Но, целото Сонце нема да експлодира и поради својата гравитација Јупитер ќе собере поголема маса отколку што едноставно би пресретнал. Но, Јупитер би требало да биде околу 100 пати помасивен за да стане starвезда. Затоа, нема начин Јупитер да ја запали фузијата.


Биро за одговори

Сонцето ќе изгуби околу половина од својата маса на патот да стане бело џуџе. Поголемиот дел од оваа масовна загуба ќе се случи во последните неколку милиони години од нејзиниот живот, за време на фазата на Асимптоматска гигантска гранка (АГБ). Во исто време, орбиталниот радиус на Земјата околу Сонцето ќе расте со фактор два (како и надворешните планети). За жал на Земјата, радиусот на Сонцето исто така ќе достигне околу 2 au, така што ќе биде наздравен.

Постои можност намалената енергија за врзување и зголемената ексцентричност на Земјата и надворешните планети да доведат до динамичка нестабилност што може да доведе до исфрлање на планетите. Ова е многу зависно од точната временска зависност на доцната, голема загуба на маса и порамнувањето или на друг начин на планетите во тоа време.

Долг одговор:

Stвездите со маса помала од околу 8 сончеви маси ќе го завршат својот живот како бели џуџиња на временска рамка, што се зголемува со намалувањето на почетната маса на нивната главна низа. Белите џуџиња што се формираат се со помала маса од нивната главна низа genвезди, бидејќи голем дел од почетната маса на starвездата се губи преку elвездените ветрови (особено за време на термички пулсирачката фаза на асимптоматска гигантска гранка) и конечното исфрлање на планетарната маглина. Така, сегашната дистрибуција на бели џуџести маси, која достигнува врв помеѓу 0,6 $ и 0,7 М_$ и со дисперзија од $ sim 0,2 М_$, ги рефлектира последните состојби на сите главни sequвезди на низа со 0,9 & ltM / M_& lt8 М_$, кои имале време да еволуираат и да умрат за време на животот на нашата Галакси.

Најверодостојните информации што ги имаме за односот помеѓу почетната маса на главната секвенца и крајната маса на бело џуџе (првична-конечна релација на маса или IFMR) доаѓа од мерење на својствата на белите џуџиња во starвездени јата на позната возраст. Спектроскопија доведува до проценка на масата за белото џуџе. Почетната маса се проценува со пресметување на главната низа плус век на траење на џиновската гранка од разликата помеѓу возраста на theвезденото јато и возраста на ладење на белото џуџе. Stвездените модели тогаш ни ја кажуваат врската помеѓу главната секвенца плус гигантски животен век и почетната маса на главната секвенца, што доведува до IFMR.

Една неодамнешна компилација од Калирај (2013) е прикажана подолу. Ова покажува дека aвезда како Сонцето, родена со почетна маса од 1 милион американски долари$ (или можеби процент или два повеќе), го завршува својот живот како бело џуџе со $ M = 0,53 часот 0,03
М_$ т.е Сонцето треба да изгуби приближно 50% од почетната маса во elвездени ветрови и (евентуално) исфрлање на планетарна маглина.

Сеопфатен третман на она што се случува со соларните системи кога централната starвезда изгуби маса на начин зависен од времето, е даден во Адамс и сор. (2013) Наједноставните случаи првично се кружни орбити каде губењето на масата се одвива на многу подолги временски рамки од периодот на орбитата. Како што продолжува загубата на масата, енергијата на гравитацијата се зголемува (станува помалку негативна) и со тоа се зголемува вкупната енергија на орбитата и орбитата станува поширока. Грубо кажано, $ aM $ е константа, каде $ a $ е радиус на орбитата: така Сонцето ќе заврши во орбита од 2 au.

Меѓутоа, во присуство на не-нула ексцентричност во почетната орбита, или во случај на брзо губење на масата, како што е она што се случува кон крајот на фазата на AGB, тогаш работите стануваат се повеќе непредвидливи, со тоа што расте и ексцентричноста како што се одвива масовната загуба. Ова има нок-ефект кога се разгледува динамичката стабилност на целиот (еволуиран) Сончев систем и може да резултира во исфрлање на планетите. Колку е побрзо губењето на масата, толку повеќе се прават непредвидливите работи.

Радиусот на starвездата на AGB може да се пресмета со употреба на $ L = 4pi R ^ 2 сигма T_^ <4> $. Stвездите на врвот на гранката на AGB имаат светлост од $ sim 10 ^ <4> L_$ и $ T_ simeq 2500 K $, што доведува до веројатно радиуси од $ sim 2 $ au. Значи, многу е веројатно, освен ако Земјата не се исфрли или нејзината орбита е значително изменета од некоја динамичка нестабилност, која, како и внатрешните планети, ќе заврши зафатена во надворешниот плик на starвездата на АГБ и да се спирала навнатре.


Колку маса ќе има Сонцето кога ќе стане бело џуџе? - Астрономија

25 000 Келвин. Сириус А (нормална starвезда двојно помала од Сонцето) е слаб извор горе десно. На оптичка слика, Сириус А би се појавил 10 000 пати посветол од Сириус Б.
Кредит: НАСА / CXC / ДЗР

Белите џуџести starsвезди ја означуваат еволутивната крајна точка на starsвезди со мала до средна маса како нашето Сонце. Процесите на фузија во јадрата на овие starsвезди престануваат откако хелиумот е претворен во јаглерод, бидејќи контракционото јаглеродно јадро не достигнува доволно висока температура за да се запали. Наместо тоа, тој се собира сè додека не ги исцеди сите свои електрони во најмалиот можен простор што можат да го окупираат. Резултирачкиот електронски притисок настанува како резултат на квантни механички ефекти и ја запира гравитацијата од понатамошно компресирање на јадрото. Бело џуџе е поддржано од притисок на електрони, наместо од производство на енергија во неговото јадро.

Откако јадрото престана да се контрахира, белото џуџе има температура од над 100.000 Келвини и сјае преку преостанатата топлина. Овие млади бели џуџиња обично ги осветлуваат надворешните слоеви на првичната starвезда исфрлена за време на фазата на црвениот џин и создаваат планетарна маглина. Ова продолжено зрачење од белото џуџе, заедно со недостаток на внатрешен извор на енергија, значи дека белото џуџе почнува да се лади. На крајот, по стотици милијарди години, белото џуџе ќе се олади до температури на кои веќе не е видливо и ќе стане црно џуџе. Со толку долги временски рамки за ладење (најмногу поради малата површина низ која зрачи starвездата) и со староста на Универзумот во моментов проценета на 13,7 милијарди години, дури и најстарите бели џуџиња сè уште зрачат на температура од неколку илјади Келвин, а црните џуџиња остануваат хипотетички ентитети.

Поради високите температури и малата големина, белите џуџиња се наоѓаат под главната низа во дијаграмот Херцспрунг-Расел.

Белите џуџести starsвезди се екстремни објекти кои имаат приближно иста големина како Земјата. Тие имаат густина обично околу 10 9 кг / м 3 (Земјата има густина од околу 5 и # 21510 3 кг / м 3) што значи дека лажичка материјал од бело џуџе тежи неколку тони. Најлесен начин да се замисли ова е да се замисли стискање на масата на Сонцето во објект со големина на Земјата! Резултатот е дека гравитацијата на површината на белото џуџе е над 100 000 пати поголема од онаа што ја доживуваме овде на Земјата, и ова ја повлекува атмосферата на starвездата во екстремно тенок површински слој висок само неколку стотици метри.

Друго iousубопитно својство на белите џуџиња е дека колку поголема маса имаат, толку се помали. Границата на Чандрасехар од околу 1,4 соларни маси е теоретска горна граница на масата што може да ја има бело џуџе и сè уште останува бело џуџе. Надвор од оваа маса, електронскиот притисок повеќе не може да ја поддржува starвездата и тој се распаѓа во уште погуста состојба & # 8211 или неутронска starвезда или црна дупка. Најтешкото забележано бело џуџе има маса од околу 1,2 сончеви маси, додека најлесното тежи само околу 0,15 сончеви маси.

Не постојат сите бели џуџиња во изолација, а белото џуџе што собира материјал од придружната starвезда во бинарен систем може да донесе неколку различни еруптивни појави. Катаклизмичките варијабли произлегуваат или од натрупување на тежок површински слој на водород на бело џуџе, или од нестабилност во процесот на собирање, додека суперновите од типот Ia се сметаат за експлозија на бела џуџеста starвезда што ја надмина границата на Чандрасехар.

Студија за астрономија преку Интернет на универзитетот Свинбурн
Целиот материјал е © Свинбурн универзитет за технологија, освен каде што е наведено.


Колку маса ќе има Сонцето кога ќе стане бело џуџе? - Астрономија

Дали имате прашање за белите џуџести starsвезди или за нешто друго во астрономијата? Проверете ја оваа листа на најчесто поставувани прашања. Ако не го пронајдете она што го барате, испратете го вашето прашање по е-пошта на & # 119 & # 100 & # 114 & # 099 & # 064 & # 119 & # 104 & # 105 & # 116 & # 101 & # 100 & # 119 & # 097 & # 114 & # 102 & # 046 & # 111 & # 114 & # 103 или пополнете го формуларот подолу и притиснете го копчето "ASK". Ние ќе одговориме директно на вашата е-пошта.

Најчесто поставувани прашања

Ако не го видите одговорено вашето прашање тука, прашајте нè.

Што е бело џуџе?

Бело џуџе е вид на starвезда што содржи околу толкава материја како Сонцето, но спакувана во големина споредлива со Земјата. Се смета дека мнозинството бели џуџиња се направени претежно од јаглерод и кислород.

Кај starsвездите како Сонцето, влечењето на гравитацијата навнатре се балансира со притисок нанадвор на високо-температурен водород во центарот, топејќи се во хелиум и ослободувајќи енергија во тој процес. Нема нуклеарна фузија во бело џуџе. Наместо тоа, силата што се спротивставува на гравитацијата се нарекува „притисок на дегенерација на електрони“.

Како изгледа бело џуџе?

Бело џуџе изгледа повеќе или помалку како и секоја друга starвезда - мала точка на светлината.

Астрономите ги разликуваат белите џуџиња од другите starsвезди на два начина: (1) бидејќи се слаби starsвезди, можеме да ги видиме само блиските, а се чини дека starsвездите во близина се движат во однос на starsвездите во позадина (2) тие емитуваат најголем дел од својата светлина во син дел од спектарот.

За драматичен поглед на бело џуџе во центарот на исфрлена школка со гас, погледнете го ова.

Кој го откри првото бело џуџе?

Првото бело џуџе некогаш забележано е наречено „Сириус Б“ и го откри Алван Кларк (производител на телескоп) во 1862 година.

Како aвезда станува бело џуџе?

Точниот процес кога aвездата ќе стане бело џуџе зависи од масата на theвездата, но сите starsвезди помалку масивни од околу 8 пати поголема од масата на Сонцето (99% од сите starsвезди) на крајот ќе станат бели џуџиња.

Нормалните starsвезди спојуваат водород во хелиум сè додека водородот длабоко во центарот не почне да истекува. За многу масивни starsвезди ова може да трае само милион години - но за starsвезди како Сонцето водородот трае 10.000 милиони години. Кога се произведува доволно хелиум од фузија, тој почнува да тоне до средината на starвездата и притоа ослободува малку топлина. Ова го расипува внатрешниот баланс на вездата и таа почнува да надува во црвен гигант.

Ако theвездата е доволно масивна, на крајот може да се загрее доволно во центарот за да ги спои хелиумот во јаглерод и кислород. Theвездата тогаш ужива во уште еден релативно стабилен период, иако овој пат многу пократок. Јаглеродот и кислородот, пак, тонат до средината. Ако theвездата не е доволно масивна за да ја достигне потребната температура за согорување на јаглерод и кислород во потешки елементи, тогаш овие елементи едноставно ќе се собираат во центарот додека не истече горивото на хелиум. На крајот, имате јаглеродно / кислородно бело џуџесто starвезда.

Каде можам да дознаам повеќе за еволуцијата на starsвездите?

Пробајте ја оваа ExploraTour: Peиркајте во животот на вездите во NCAR.

Која е границата на Чандрасехкар?

Границата на Чандрасехкар е горната граница на масата на белата џуџеста везда, околу 1,4 пати поголема од масата на Сонцето.

Зошто постои горна граница на масата на бела џуџеста starвезда?

Кога атомските јадра ќе се исцедат многу близу една до друга, нискоенергетските орбити што електроните вообичаено би можеле да ги окупираат околу нив се преклопуваат со слични орбити во соседните јадра - така што орбитите стануваат неразлични. Правилата на квантната механика ни кажуваат дека ниту еден електрон не може да зазема иста орбита, па затоа електроните се принудени на орбити со поголема енергија (поттикнати на поголеми брзини) само поради густината на материјата.

Овој квантен притисок може да се спротивстави на гравитацијата сè додека густината не стане преголема. Ако бело џуџе има повеќе од 1,4 пати поголема маса од Сонцето кое ги стиска јадрата, ќе има на располагање многу малку орбити на електроните (бидејќи тие не можат да патуваат побрзо од брзината на светлината) и theвездата ќе пропадне - предизвикувајќи експлозија на супернова .

Која е разликата помеѓу бело џуџе и црвено џуџе?

„Warуџе“ е општ поим за starsвезди со помала маса. Нашето Сонце е наречено „жолто џуџе“ и има многу starsвезди со маси помали од Сонцето наречени „црвени џуџиња“. Предмети со многу мала маса, кои немаат доволно материјал за да запалат нуклеарна фузија во центарот, се нарекуваат „кафени џуџиња“.

Бојата на aвездата е индикација за температурата на нејзината површина. Многу жешките предмети испуштаат повеќе сино-бело светло, додека поладните предмети емитуваат повеќе црвено светло.


Преглед на судбината на Сонцето и # 8217 година: бело џуџе пламна во шарениот покров на планетарна маглина

Aвезда го балансира влечното влечење на гравитацијата генерирана од нејзината маса со надворешниот притисок генериран од реакциите на фузија во неговото јадро. Кога се исцрпи целото расположиво гориво, фузијата застанува, гравитацијата триумфира и јадрото се распаѓа. Што ќе се случи после тоа зависи од тоа колкава маса имала пред с do осудената starвезда. За starsвездите со околу 10 и 25 сончеви маси, крајниот резултат е неутронска starвезда со околу 1,4 пати поголема маса од Сонцето, набиена во незамисливо густа сфера со големина на град. Јадрата на потешките starsвезди можат да пропаднат покрај фазата на неутронските starвезди, да станат црни дупки и ефикасно да испаднат од познатиот универзум. За starsвездите како Сонцето, надворешната атмосфера се разнесува во вселената, додека јадрото се смалува до големината на копнената планета. Резултатот е бело џуџе. Оваа слика на NGC 2440, зафатена од вселенскиот телескоп Хабл во 2007 година, покажува брилијантно, екстремно жешко бело џуџе како сјае во центарот на проширени облаци гас од пропаднатата starвезда и # 8217 издуваната надворешна атмосфера. Ултравиолетовата светлина од белото џуџе, едно од најжешките познати, го прави гасот во таканаречената планетарна маглина да свети.

NGC 2440. Слика: НАСА, ЕСА и К.Нол (STScI)

Поврзани написи

Пронајдени директни докази за кристализација на бело џуџе

Користејќи ги податоците собрани од вселенското летало ESA & # 8217s Гаја, истражувачите откриле директен доказ дека белите џуџиња на крајот се кристализираат бидејќи полека се ладат откако ќе остане без гориво.

Камерата Хабл снима нови зачудувачки погледи на goneвездите што ги нема и # 8216 мрежа и # 8217

Сликите на Новиот вселенски телескоп Хабл на добро проучени планетарни маглини откриваат структури што брзо се менуваат и фрлаат ново светло на тоа како одат некои starsвезди & # 8220 Хајвјур & # 8221 близу до крајот на нивниот живот, исфрлајќи спектакуларни облаци и авиони кога ќе остане нуклеарно гориво .

Хабл ја одбележува 29-годишнината со извонреден поглед кон јужниот рак

Вселенскиот телескоп Хабл ја прославува својата 29-годишнина од 24 април, настан што НАСА го обележува со објавување на спектакуларна слика на маглината Јужна рак во соelвездието Кентаур, на која се гледаат двојни конуси на гас што ги исфрла централниот црвен гигант и се оддалечува од вселената и давање изглед на рак што лебди во празнината.


Бело џуџе

Whiteвездите од бело џуџе, во астрономијата, се starsвезди со мала или средна маса кои не се доволно густи за да создадат основни температури со цел спојување на елементот јаглерод (C) во реакциите на нуклеосинтезата. Следствено, станува црвен гигант, на крајот исфрлајќи го својот надворешен слој за да формира планетарна маглина. Останува само мало јадро на јаглерод (C) и кислород (O) во последната фаза од својот живот.

Во 1862 година, американскиот астроном Алван Греам Кларк (1832 & # x2013 1897) откри дека втората најсјајна starвезда на небото, Сириус (Alpha Canis Majoris), (сонцето е најсјајната starвезда) е орбитирана од многу послаб придружник (Сириус Б ) Анализата на орбитата донесе маса за придружникот слична на сончевата, додека анализата на неговата светлина сугерираше дека нејзината големина е приближно иста со Земјата & # x2019 s. Во 1917 година, холандско-американскиот астроном Адријан Ван Маанен (1884 и # x2013 1946) го откри второто познато бело џуџе, што сега се нарекува Vanвезда на Ван Маанен и # x2019. Тоа е 14,4 светлосни години (каде една светлосна година е растојанието што светлината го поминува во вакуум за една година) од сонцето во со constвездието Риби.

Понатамошното набудување откри дека белите џуџиња се разумно чести во Сончевиот систем, а веројатно и на друго место во универзумот. Сепак, тие останаа незабележани затоа што се толку слаби. Во 1920-тите, развојот на квантната механика помогна да се објасни густината на белите џуџиња. Во 1930 година, индиско-американскиот астрофизичар и физичар Субрахмајан Чандрасекар (1910 и # x2013 1995 г.) објави дека белите џуџиња не можат да бидат помасивни од околу 1,4 сончевата маса и # x2019 масата. Оваа граница се нарекува граница на Чандрасекар. Од 2000-тите, астрономите тврдат дека белите џуџиња сочинуваат околу 6% од сите starsвезди во сончевиот систем на Сонцето и # x2019. За тоа време, неколку вселенски телескопи, како што е вселенскиот телескоп СПИЦЕР НАСА и # x2019 (кој започна со работа во 2003 година) откриле други whiteвезди од бело џуџе и им помогнале на астрономите да дознаат повеќе за нивните карактеристики.

Белите џуџиња имаат маса од можеби една третина до нешто помалку од една и пол пати поголема од масата на сонцето. Астрономите сега знаат дека овие starsвезди го исцрпија снабдувањето со нуклеарно гориво, што би им овозможило да светат како сонцето и другите обични starsвезди. Под тежината на нивната сопствена материја, тие пропаднаа приближно една стотинка од големината на сонцето. Фундаментален закон на квантната механика (т.е. принципот на исклучување Паули) ја ограничува можноста на дробење на гравитацијата да спакува електрони во постојано опаѓачки волумен. Притисокот на овие многу спакувани електрони ја балансира тежината на надlyingидниот overвезден материјал, сопирајќи го секој натамошен колапс. Бидејќи електронскиот притисок произлегува од едноставно пакување на електроните во одреден волумен, нема потреба тие да се загреваат со нуклеарна фузија, како што е случај во нормалните starsвезди (нуклеарната фузија произведува притисок за да се балансира тежината на материјал). Астрономите ги нарекуваат ваквите густо спакувани материи електрони-дегенерирани. Лажичка од ваква материја ќе тежи 40 тони (36,3 тони) на Земјата. Така, белите џуџиња се стабилни starsвезди кои полека се ладат, стануваат темни stвездени пепелници.

Бидејќи две третини од сите starsвезди се случуваат во бинарни starвездени системи каде што компонентите кружат една околу друга, не е изненадувачки што многу бели џуџиња се наоѓаат во бинарните системи. Како што старее придружникот на белото џуџе, тој ќе се шири и ќе започне да ја губи материјата од гравитационото влечење на белото џуџе. Ова резултира со инјектирање на материја богата со водород од нормалниот придружник во надворешните слоеви на белото џуџе. Откако ќе се собере одредена количина на оваа материја, таа ќе претрпи експлозија на нуклеарна фузија, која ќе го разнесе надворешниот десет илјадити дел од белото џуџе. Енергијата ослободена за време на оваа експлозија ќе предизвика системот да осветли можеби милион пати или повеќе, формирајќи го она што астрономите го нарекуваат нова. Степенот на експлозијата критички зависи од аспектите на starвездата донатор, како и од белото џуџе. Помалите експлозии може да се наречат џуџести новости. Овој материјал ќе биде разоткриен од системот и проширувачката обвивка ќе стане видлива за подоцнежните набудувачи.

Постои граница на масата до која може да расте белото џуџе бидејќи постои ограничување до степенот до кој електроните можат да одолеат на зголемените гравитациони сили. Во зависност од хемискиот состав на белото џуџе, оваа граница се јавува кога достигнува помеѓу 1,2 и 1,4 пати поголема од масата на сонцето. Во бинарни системи каде донираната маса од придружникот го принудува белото џуџе над оваа граница, белото џуџе ќе пропадне со фактор илјада и ќе стане неутронска starвезда. Околностите на колапсот можат да бидат толку насилни што може да резултираат во експлозија наречена Супернова Тип I. Ваквата експлозија е далеку понасилна од нова и може да резултира со нарушување на бинарниот систем.


Погледнете го видеото: Бислимоски Новата цена на струјата ќе се знае за десетина дена (Декември 2022).