백색 왜성은 무엇입니까?
백색왜성은 전자-핵 플라즈마로 구성된 별로,
가장 가까운 백색 왜성은 Sirius B입니다.8.6 광년 떨어져 있습니다. 태양에 가장 가까운 100 개의 별계 중 8 개의 별이 백색 왜성이라고 가정합니다. 현재 다양한 추정에 따르면, 백색 왜성은 우리 은하의 항성 인구의 3 ~ 10 %를 구성하고 있습니다 (추정의 불확실성은 낮은 광도로 인해 멀리있는 백색 왜성을 관찰하기가 어렵 기 때문입니다).
백색 왜성은 질량이 중성자별이 되기에 충분하지 않은 별의 진화 과정에서 형성됩니다태양 질량의 약 10배, 우리 은하계의 97% 이상입니다.질량이 낮거나 중간 질량인 주계열성이 완성될 때수소를 헬륨으로 변환하면 팽창하여 적색 거성이 됩니다.
적색 거성은 헬륨을 탄소와 산소로 변환하는 열핵 반응에 의해 지원됩니다.적색 거성의 질량이 생성된 탄소를 포함하는 열핵 반응에 필요한 수준으로 코어의 온도를 높이기에 충분하지 않으면 발생합니다산소와 함께 별의 핵에 축적됩니다.
별은 외피를 벗겨서 행성상 성운을 형성하고, 별의 이전 핵은 탄소와 산소로 이루어진 백색 왜성이됩니다.
밝은 시리우스 A 옆에있는 백색 왜성 시리우스 B (화살표). 허블 망원경의 사진
백색 왜성의 기원
백색 왜성의 기원을 설명 할 때 핵심은두 가지 아이디어가 역할을했습니다. 적색 거성이 핵연료의 소진의 결과로 주 계열성에서 형성된다는 천문학 자 Ernst Epik의 아이디어와 주 계열성들이 질량을 잃어야한다는 천문학 자 Vasily Fesenkov의 가정 등 질량 손실은 별의 진화에 중대한 영향을 미칩니다. 이러한 가정은 완전히 확인되었습니다.
- 백색 왜성의 수축
이론가들은 젊은 백색왜성이 진화 초기에 붕괴할 것이라고 예측했다.계산에 따르면 점진적인 냉각으로 인해 일반적인 백색 왜성의 반지름은존재의 첫 100만 년 동안 수백 킬로미터 줄어들었다.
2017년 러시아 천체물리학자들은P.K. Sternberg Moscow State University의 이름을 딴 국립 천문 연구소, 러시아 과학 아카데미의 천문학 연구소, A.I. Alikhanov의 이름을 딴 이론 및 실험 물리학 연구소 및 Sergei Borisovich 교수가 이끄는 국립 천체 물리학 연구소(밀라노) 포포프는 세계 최초로 반경이 매우 빠르게 감소하는 젊은 백색 왜성의 발견을 기록했습니다.
러시아 과학자와 이탈리아 조수지구에서 2000광년 떨어진 고물자리에 위치한 이진계 HD49798/RX J0648.0-4418의 X선 방출을 연구했습니다. 연구 결과가 저널에 게재되었습니다.Royal Astronomical Society의 월간 공지2018년 2월.
그림: 8. 펄서와 그 주위를 2.5 시간 동안 회전하는 백색 왜성으로 구성된 이국적인 이원 시스템 PSR J0348 + 0432
백색 왜성의 진화
백색왜성은 껍질을 벗고 노출된 적색거성의 퇴화된 핵, 즉 젊은 행성상 성운의 중심별로서 진화를 시작합니다.
젊은 행성 핵의 광구 온도성운은 매우 높습니다. 이 온도에서 경 자외선과 연 X 선이 스펙트럼의 대부분을 차지합니다.
동시에 관찰된 백색왜성은스펙트럼은 주로 두 개의 큰 그룹, 즉 백색 왜성 인구의 약 80%를 차지하는 헬륨 선이 없는 스펙트럼에 "수소" 스펙트럼 클래스 DA와 수소 선이 없는 "헬륨" 스펙트럼 클래스 DB로 나뉩니다. 스펙트럼에서 나머지 20% 모집단의 대부분을 구성합니다.
백인 분위기의 구성이 다른 이유드워프는 오랫동안 불분명했습니다. 1984 년에 Iko Iben은 다른 맥동 단계에서 점근 거대 가지에 위치한 맥동하는 적색 거성에서 백색 왜성의 "출구"시나리오를 고려했습니다.
후기 단계
적색거성 진화의 마지막 단계에서최대 10개의 태양 질량으로 헬륨 코어의 "소진"의 결과로 주로 탄소와 더 무거운 원소로 구성된 축퇴 코어가 형성되고 비축퇴 헬륨 층 소스로 둘러싸여 삼중 헬륨 반응이 발생합니다. 발생합니다.
차례로 그 위에 레이어가 있습니다베테 사이클의 열핵 반응이 일어나 수소 껍질로 둘러싸인 수소를 헬륨으로 변환하는 수소 소스; 따라서 외부 수소층 소스는 헬륨층 소스의 헬륨 "생산자"입니다.
층 소스의 헬륨 연소는 다음과 같은 영향을 받습니다.극도로 높은 온도 의존성으로 인한 열적 불안정성, 이는 헬륨 연소 속도에 비해 수소에서 헬륨으로의 전환 속도가 더 높기 때문에 악화됩니다. 결과는 헬륨의 축적, 변성이 시작될 때까지의 압축, 삼중 헬륨 반응 속도의 급격한 증가 및 발달입니다.층 헬륨 플래시.
그림: 5. 행성상 성운 NGC 3132 : 중심에있는 이중 별-시리우스의 유사체
백색 왜성의 빛은 과학자들을 어떻게 도울 수 있습니까?
- 행성계
새로운 연구에서 다음과 같은 천문학자들이 주도했습니다.Mark A. Hollands는 별이 죽은 후에도 행성계의 존재에 대한 모든 증거가 은하 지도에서 사라지는 것은 아니라는 사실을 보여줍니다.
행성이 시스템에 남아 있거나 맨손으로 남아 있는 경우코어 사이의 중력 상호 작용으로 인해 파편이 결국 부모 별의 잔해에 떨어질 수 있습니다. 백색 왜성이라고 불리는 이 별의 잔해는 거의 전적으로 탄소와 산소로 구성되어 있으며 밀도가 높지만 얇은 수소와 헬륨 껍질로 둘러싸여 있습니다.
당연히 나오는 모든 물건도가까워지면 백색 왜성의 극도의 중력에 의해 조각으로 찢어지고 그 조각은 별의 표면에 떨어지고 껍질의 수소 및 헬륨과 혼합됩니다.
왜소 광구에서 발견되는 리튬, 칼슘나트륨, 마그네슘, 칼륨, 크롬 및 철은 난쟁이 LHS 2534의 경우에도 발견되었습니다. 연구 된 백색 왜성에 해당하는 쇄설 물질의 구성은 태양계의 몸체와 비교하여 리튬이 풍부하고 칼슘이 고갈되며 지구 본토 지각에서 발견되는 내용과 가장 가깝습니다.
별을 친 후, 포함된 요소는 다음과 같습니다.리튬, 칼슘 등 파괴된 물체의 구성 성분은 고유한 스펙트럼 특성을 지닌 자체 빛을 방출하기 시작하여 명확하게 식별할 수 있습니다.
대부분의 백색 왜성도뜨겁고 밝은 빛으로 인해 오염을 확인하기 어렵습니다. 그러나 최근 가이아 임무는 수십 명의 고대의 차가운 백색 왜성을지도 화하는 데 도움이되었으며 천문학 자들은이 별들의 대기에서 행성 뼈의 명확한 징후를 발견했습니다.
그림: 3. 구상 성단 NGC 6397의 백색 왜성 개체군. 파란색 사각형-헬륨 백색 왜성, 보라색 원-탄소 함량이 높은 "정상"백색 왜성
WD 시스템의 경우 J2317+1830이 발견되었습니다.과도한 적외선 복사는 항성주위 원반에서 왜성으로 잔해가 지속적으로 부착되고 있음을 나타내며 총 부착 속도는 초당 3 × 106g으로 추정됩니다.
이 흰색의 원조가난쟁이는 질량이 태양 질량의 4.8 배인 별일 수 있으며, 별이 죽은 후 행성이 형성된다는 생각은 실패한 것으로 간주되어 스펙트럼 유형 B의 별이 행성을 형성한다는 아이디어를 증명합니다. 백색 왜성의 단계까지 살아남습니다.
- 외계 행성
또한 WD J2317 + 1830은분화 된 암석 행성이 형성되었을 수있는 가장 오래된 시스템. 이 모든 것이 주 계열성 또는 거인 주위의 행성 관측에서 얻기 매우 어려운 행성 형성 모델에 제약을 부과 할 수있게합니다.
이것이 어떻게 도움이됩니까?
과학자들에 따르면, 이 발견은 빛을 발합니다수많은 세대의 행성계가 130억 년 동안 존재하면서 변화해온 우리 우주에서 일어나는 과정에 대해 설명합니다.
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