「白色矮星。宇宙の未来」

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ビデオ: 未来の太陽系の姿!?白色矮星を公転する惑星を初観測! 2023, 2月
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Anonim

最初の白色矮星である40エリダヌス座Bは、18世紀の終わりにドイツの天文学者ウィリアムハーシェルによって発見されました。 200年後、この家族のすべての有名な星を数えるには、片手の指で十分でした。私たちは今、それらが非常に多いことを知っています:これまでに点灯したすべての星の90パーセント以上が白色矮星になっています。本の中で白色矮星。宇宙の未来」(出版社「アルピナノンフィクション」)、科学史家で科学ジャーナリストのアレクセイレビンは、白い小人の研究の最も興味深い天体物理学と宇宙論の側面について、そして彼らを捧げてきた科学者について話します彼らの研究に生きています。 N + 1は、白色矮星のスペクトログラムから作成されたスペクトル分析と発見の原理を説明する抜粋を読むように読者を招待します。

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すべての力はスペクトルにあります

これまでのところ、白色矮星の特殊な性質については何も言われていません。主系列星の物質と比較して非常に高密度であるということだけです。もちろん、将来的にはそれについて詳しく話します。しかし、私は、各矮星が数千または数万ケルビンに加熱されたガスの薄い殻に囲まれていることに気づきました。これらの殻、つまり白色矮星の大気では、エキゾチックなものは何もありません。それは非常に高温であるため、イオン化されたガスであり、太陽大気のガスと基本的に違いはありません。

天文学者は、スペクトル分析を使用して、恒星大気と同じ方法で白色矮星の大気に関する情報を取得します。その一般的な原理は19世紀の後半に確立され、その後、特に原子の量子力学と放射線の量子論の出現後に何度も洗練されました。

非常に簡単に言えば、これが当てはまります。観測された星のスペクトルは、それらの大気中で起こっているプロセスのために生じます。恒星表面の放射は、有名なプランクの公式で記述されている滑らかなスペクトルを持つ完全な黒体の放射と実質的に違いはありません。プランクの法則によれば、特定の周波数での放射強度は温度のみに依存します。これは、星の表面のスペクトルをプランクのスペクトルと比較することで、この表面の温度を決定できることを意味します。天文学では、この温度は、星のスペクトルがプランクのスペクトルに類似していることを強調するために有効と呼ばれていますが、それでもそれと一致していません。恒星大気を通過すると、放射線は、大気中に存在する原子または分子の電子殻のエネルギー準位間の遷移に対応して、いくつかの選択された周波数で大幅に減衰します。したがって、スペクトログラムには、吸収線と呼ばれる放射強度が低下した領域があります。これらの線の位置と性質を知ることで、恒星大気の化学組成を決定することが可能です。

このメカニズムを完全に明確にするために、もう少し深く掘り下げてみましょう。星の発光面である光球が黒体スペクトルの光子を残し、簡単にするために垂直に上向きに飛んでいると仮定します。そのエネルギー(周波数にプランク定数を掛けたものに等しい)が大気中の原子またはイオンの電子殻の励起エネルギーのいずれとも一致しない場合、この光子は干渉なしに周囲の空間に飛び出します。そうしないと、一部の原子がこの光子を捕捉でき、その電子の1つが低いエネルギーレベルから高いエネルギーレベルに移動します。しかし、彼はそこに長くとどまることはありません。ほぼ瞬時に(桁違いに、1億分の1秒後に)、この電子は同じ周波数の量子を放出して、以前の状態に戻ります。ただし、新生児の光子は任意の方向に出て、光球に戻ってそこで吸収される可能性があります。その結果、遷移エネルギーに対応する周波数を持つ一部の光子は、恒星大気を離れることができなくなります。このため、外部の観察者は、スペクトログラムの特定の波長で放射強度が低下している領域を確認します。黒体放射の理想的に滑らかなスペクトルは壊れ、多数のディップが点在します。

白色矮星のスペクトルの調査は、前世紀の半ばに本格的に始まりました。 1950年までに、白色矮星のガスエンベロープはほとんどの場合純粋な水素で構成され、ヘリウムで構成されることはほとんどないことが知られるようになりました。すぐに、天文学者が伝統的に金属と呼んでいる、ヘリウムより重い元素の非常に小さな不純物が見つかりました。まず第一に、これらは炭素と酸素、そして多くのより重い元素です。第3章で説明したように、炭素と酸素はほとんどの白色矮星のコアに存在し、下の層からの拡散によってそれらの大気に入ります。同じメカニズムがマグネシウムとネオンの存在を説明することができます。重い元素は白色矮星の核に定着する必要があり、それらの大気中では、スペースデブリとして周囲の空間から発生します。最も一般的な仮説によれば、それらの主な発生源は、宇宙を移動する微惑星、白色矮星に落下し、その大気中で蒸発する小さな固体です。それらの未燃の塵は重力の作用下に残り、矮星の表面に行き着く可能性があり、除外されていない場合でも、少し深く拡散します。

白色矮星のスペクトルに関する情報を合理化するために、いくつかの分類システムが開発されました。現在使用されているスキーマは、1979年に大まかに提案され、1983年に公開されました。これには、現在の定義に従って以下に要約されている6つのクラスが含まれています。

  • DA。水素のバルマー系列の吸収線が支配的です。
  • DB。非イオン化ヘリウム原子の線が表示されます。水素ラインはありません。
  • 行う。スペクトルは、単一イオン化されたヘリウム原子の線によって支配されます。さらに、原子または分子のヘリウム、酸素、炭素の兆候が見られる可能性があります。
  • DQ。スペクトルのさまざまな部分にある原子状または分子状の炭素の線。
  • DZ。スペクトルには金属が含まれていますが、水素やヘリウムは含まれていません。
  • DC。さまざまな元素の希少な吸収線と浅い吸収線が重なる可能性のある連続スペクトル。

一部の白色矮星は、追加のサブクラスを必要とするより複雑なスペクトルを持っていますが、それは詳細にすぎません。

この分類システムは、いわば読みやすいものです。 DAクラスは、スペクトルが2番目の(バルマー)水素系列の線のみを示す白色矮星を結合します。これは最も多くの家族です-私たちの銀河のこれらの星の人口におけるそのシェアは約80%です。それらの温度は、5000〜80,000 Kの非常に広い範囲で変化します。スペクトルが原子ヘリウムによって支配されているDBクラスの白色矮星は、平均して低温であり、上限温度は25,000〜30,000Kを超えません。DOクラスは、45,000〜100,000 Kの範囲の温度で最も高温の白色矮星を結合します。一方、DZクラスには、スペクトルに水素またはヘリウムの兆候が含まれていないが、炭素およびより重い元素(マグネシウム)の存在を示す白色矮星が含まれます。カルシウム、さらには鉄..。たとえば、シリウスBと40エリダヌスBは、クラスDAの典型的な代表です。それどころか、van Maanenによって発見された白色矮星の放出は、その外殻にカルシウムが存在することを示しています。これはスペクトル型DZです。大気に水素またはヘリウムの吸収線が含まれているクラスDA、DB、およびDOの白色矮星は、量的には絶対的に優勢であることに注意してください。

ここで、スペクトルに水素とヘリウムの吸収線が含まれていないDZクラスの白色矮星を見てみましょう。これは、これらの要素がまったく存在しないことを意味するものではありません。要点は完全に異なります。 DZクラスのドワーフは、出生後かなり冷えることができました。したがって、それらの光球は比較的低エネルギーの光子を放出します。これらの光子は中性の水素原子とヘリウム原子を励起せず、したがって白色矮星の大気を自由に通過します。

ただし、これらの光子のエネルギーは、スペクトルに線が存在するヘリウムより重い元素の原子を励起するのに十分です。 DCクラスには、同様に弱く加熱された(つまり、多くの冷却時間があった)白色矮星が含まれます。白色矮星の大気には水素やヘリウムが含まれていますが、微量の金属さえ含まれていません。このような白色矮星の光球の放射は、その原子によって散乱されることなくガス状のエンベロープを通過するため、連続またはほぼ連続のスペクトルを持ちます。しかし、天文学においても、例外なくルールはありません。 2010年代初頭。こぐま座の星座では、200,000 Kを超える有効表面温度で、異常な白色矮星H 1504 + 65が特定されました。数年間、加熱に関して絶対的な記録保持者と見なされ、2015年にのみ白色に取って代わられました。白色矮星は25万ケルビンに加熱されました。そのスペクトルは、大気中に炭素、酸素、ネオンが存在することを示していますが、水素とヘリウムの吸収線はありません。

超高温H1504 + 65を考慮に入れて、これをどのように説明できますか?ネオンの存在は、この星が、白色矮星を生み出すことができる星の質量の上限に近い初期質量を持つ星の進化の最終段階を表していることを意味します。その出現は前任の星のそのような強い脈動を伴っていたと推測することができ、それは軽い元素のガス状のエンベロープの完全な破壊につながりました。しかし、それは再び現れるかもしれません、そしてむしろすぐに。矮星の内部に水素とヘリウムがまだ存在している場合、それが冷えると、それらは表面に拡散して大気中に蓄積する可能性があります。

白色矮星のスペクトログラム(他の星と同様)は、恒星進化の理論モデルと恒星大気のダイナミクスの文脈で意味をなします。これらには、白色矮星の有効温度、その半径、質量、大気の化学組成、および表面の重力を計算するための情報が含まれています。半世紀以上の間、そのような計算が絶えずより複雑になり、改善されているコンピュータプログラムを使用して実行されてきたことを特定する価値はほとんどありません。

スペクトル分析の潜在的な情報は簡単に説明できます。星のスペクトルの形は、主にその表面の有効温度によって決まります。星が高温になるほど、その放射は短波長(または同じ高周波数)の領域にシフトします。スペクトルには暗い線が含まれています。これは、特定の周波数で、放射線が恒星大気に存在する原子によって吸収されることを示しています。白色矮星のこれらの線のプロファイルの形状は、(とりわけ)星の表面の重力に依存します。これにより、時間の経過が遅くなり、放出される光子の周波数が低下します。これは、いわゆる重力赤方偏移効果です。 。重力は矮星の質量によって決まるので、これらの線の幅を測定することで計算することができます。そして最後に、原子の電子殻は特定の周波数でのみ電磁波を吸収し、実験室での測定によって確実に確立されるため、スペクトログラムの分析により、恒星大気の化学組成を判断することができます。

もちろん、この情報を受信して​​処理する必要があります。天文学者は現在、電荷結合メガピクセルアレイを備えた高感度放射線検出器を持っています。すでに数十年前、天文機器は、1%のオーダーの精度でほとんどの白色矮星の有効温度を決定することを可能にしました。同じことが、大きさの順に、白色矮星の残りの物理的特性の平均測定精度です。

白色矮星のスペクトルは、一般的な形状と吸収線のセットと幅の両方で、主系列星のスペクトルとは大きく異なります。多くの違いがあり、それらすべてをリストすることはおそらく意味がありません。私は自分自身を単一の例に限定します。クラスDAの白色矮星は、スペクトルに水素線しか含まれていないことを思い出してください。一方、有効表面温度が25,000〜100,000 Kの最もホットなOクラスの主系列星には、水素線がないか、ほとんどありませんが、ヘリウム、炭素、窒素、酸素、シリコンの線があります。太陽光球のスペクトルでは、多種多様な元素の数万の吸収線が観測されます(そして、太陽黒点など、温度が低い場所では、熱的に安定した多原子分子の存在さえ記録されます)。 。

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