Με εξαίρεση τη Σελήνη και όλους τους πλανήτες, κάθε φαινομενικά ακίνητο αντικείμενο στον ουρανό είναι ένα αστέρι - μια θερμοπυρηνική πηγή ενέργειας, και οι τύποι των αστεριών κυμαίνονται από νάνους έως υπεργίγαντες.

Το δικό μας είναι ένα αστέρι, αλλά φαίνεται τόσο φωτεινό και μεγάλο επειδή είναι τόσο κοντά μας. Τα περισσότερα αστέρια μοιάζουν με φωτεινά σημεία ακόμα και σε ισχυρά τηλεσκόπια και, παρ' όλα αυτά, γνωρίζουμε κάτι γι' αυτά. Έτσι, γνωρίζουμε ότι υπάρχουν σε διαφορετικά μεγέθη και ότι τουλάχιστον τα μισά από αυτά αποτελούνται από δύο ή περισσότερα αστέρια που συνδέονται με τη βαρύτητα.

Τι είναι ένα αστέρι;

αστέρια- Πρόκειται για τεράστιες μπάλες αερίου υδρογόνου και ηλίου με ίχνη άλλων χημικών στοιχείων. Η βαρύτητα τραβάει την ουσία προς τα μέσα και η πίεση του θερμού αερίου την ωθεί προς τα έξω, εγκαθιστώντας ισορροπία. Η πηγή της ενέργειας ενός άστρου βρίσκεται στον πυρήνα του, όπου εκατομμύρια τόνοι υδρογόνου συντήκονται κάθε δευτερόλεπτο για να σχηματίσουν ήλιο. Και παρόλο που αυτή η διαδικασία συνεχίζεται συνεχώς στα βάθη του Ήλιου για σχεδόν 5 δισεκατομμύρια χρόνια, μόνο ένα πολύ μικρό μέρος όλων των αποθεμάτων υδρογόνου έχει εξαντληθεί.

Τύποι αστεριών

Αστέρια της κύριας ακολουθίας. Στις αρχές του 20ου αιώνα. Ο Ολλανδός Einar Hertzsprung και ο Henry Norris Russell από τις ΗΠΑ κατασκεύασαν ένα διάγραμμα Hertzsprung-Russell (HR), κατά μήκος των αξόνων του οποίου σχεδιάζεται η φωτεινότητα ενός αστεριού ανάλογα με τη θερμοκρασία στην επιφάνειά του, γεγονός που καθιστά δυνατό τον προσδιορισμό της απόστασης από το αστέρια.

Τα περισσότερα αστέρια, συμπεριλαμβανομένου του Ήλιου, πέφτουν σε μια ζώνη που κόβει διαγώνια το διάγραμμα HR, που ονομάζεται κύρια ακολουθία. Αυτά τα αστέρια ονομάζονται συχνά νάνοι, αν και μερικά από αυτά είναι 20 φορές μεγαλύτερα από τον Ήλιο και λάμπουν 20 χιλιάδες φορές πιο φωτεινά.

Κόκκινοι νάνοι


Στο δροσερό, αμυδρό άκρο της κύριας ακολουθίας βρίσκονται οι κόκκινοι νάνοι, ο πιο κοινός τύπος αστεριών. Όντας μικρότεροι από τον Ήλιο, χρησιμοποιούν τα αποθέματα καυσίμων τους με φειδώ για να επεκτείνουν την ύπαρξή τους κατά δεκάδες δισεκατομμύρια χρόνια. Αν όλοι οι κόκκινοι νάνοι μπορούσαν να φανούν, ο ουρανός θα ήταν κυριολεκτικά γεμάτος με αυτούς. Ωστόσο, οι κόκκινοι νάνοι λάμπουν τόσο αχνά που μπορούμε να παρατηρήσουμε μόνο τους πιο κοντινούς, όπως ο Proxima Centauri.

Λευκοί νάνοι

Ακόμη μικρότεροι σε μέγεθος από τους κόκκινους νάνους είναι οι λευκοί νάνοι. Τυπικά, η διάμετρός τους είναι περίπου ίση με αυτή της Γης, αλλά η μάζα τους μπορεί να είναι ίση με αυτή του Ήλιου. Ένας όγκος λευκής νάνος ύλης ίσος με τον όγκο αυτού του βιβλίου θα είχε μάζα περίπου 10 χιλιάδες τόνους! Η θέση τους στο διάγραμμα HR δείχνει ότι διαφέρουν πολύ από τους κόκκινους νάνους. Η πυρηνική τους πηγή έχει εξαντληθεί.

Κόκκινοι γίγαντες

Μετά τα αστέρια της κύριας ακολουθίας, οι πιο συνηθισμένοι είναι οι κόκκινοι γίγαντες. Έχουν περίπου την ίδια θερμοκρασία επιφάνειας με τους κόκκινους νάνους, αλλά είναι πολύ φωτεινότεροι και μεγαλύτεροι, επομένως βρίσκονται πάνω από την κύρια ακολουθία στο διάγραμμα HR. Η μάζα αυτών των γιγάντων είναι συνήθως περίπου ίση με τον ήλιο, ωστόσο, αν κάποιος από αυτούς έπαιρνε τη θέση του αστέρα μας, οι εσωτερικοί πλανήτες του ηλιακού συστήματος θα κατέληγαν στην ατμόσφαιρά του.

Υπεργίγαντες

Στην κορυφή του διαγράμματος GR βρίσκονται σπάνιοι υπεργίγαντες. Ο Betelgeuse, στον ώμο του Ωρίωνα, έχει διάμετρο σχεδόν 1 δισεκατομμύριο km. Ένα άλλο φωτεινό αντικείμενο στον Ωρίωνα είναι το Rigel, ένα από τα φωτεινότερα αστέρια ορατά με γυμνό μάτι. Είναι σχεδόν δέκα φορές μικρότερο από τον Betelgeuse και ταυτόχρονα σχεδόν 100 φορές μεγαλύτερο από το μέγεθος του Ήλιου.

Αν κοιτάξετε προσεκτικά τον νυχτερινό ουρανό, είναι εύκολο να παρατηρήσετε ότι τα αστέρια που μας κοιτάζουν διαφέρουν ως προς το χρώμα. Γαλαζωπά, λευκά, κόκκινα, γυαλίζουν ομοιόμορφα ή τρεμοπαίζουν σαν γιρλάντα χριστουγεννιάτικου δέντρου. Μέσω ενός τηλεσκοπίου, οι χρωματικές διαφορές γίνονται πιο εμφανείς. Ο λόγος που οδήγησε σε τέτοια ποικιλομορφία βρίσκεται στη θερμοκρασία της φωτόσφαιρας. Και, αντίθετα με τη λογική υπόθεση, τα πιο καυτά αστέρια δεν είναι τα κόκκινα, αλλά τα μπλε, τα μπλε-λευκά και τα λευκά αστέρια. Πρώτα όμως πρώτα.

Φασματική ταξινόμηση

Τα αστέρια είναι τεράστιες, καυτές μπάλες αερίου. Το πώς τα βλέπουμε από τη Γη εξαρτάται από πολλές παραμέτρους. Για παράδειγμα, τα αστέρια στην πραγματικότητα δεν λάμπουν. Είναι πολύ εύκολο να το επαληθεύσετε αυτό: απλά θυμηθείτε τον Ήλιο. Το φαινόμενο του τρεμουλιάσματος συμβαίνει λόγω του γεγονότος ότι το φως που προέρχεται από κοσμικά σώματα σε εμάς υπερνικά το διαστρικό μέσο γεμάτο σκόνη και αέριο. Ένα άλλο πράγμα είναι το χρώμα. Είναι συνέπεια της θέρμανσης των κελυφών (ειδικά της φωτόσφαιρας) σε ορισμένες θερμοκρασίες. Το πραγματικό χρώμα μπορεί να διαφέρει από το εμφανές χρώμα, αλλά η διαφορά είναι συνήθως μικρή.

Σήμερα, η φασματική ταξινόμηση των αστεριών του Χάρβαρντ χρησιμοποιείται σε όλο τον κόσμο. Βασίζεται στη θερμοκρασία και βασίζεται στον τύπο και τη σχετική ένταση των γραμμών του φάσματος. Κάθε τάξη αντιστοιχεί σε αστέρια συγκεκριμένου χρώματος. Η ταξινόμηση αναπτύχθηκε στο Αστεροσκοπείο του Χάρβαρντ το 1890-1924.

Ένας ξυρισμένος Άγγλος μασούσε χουρμάδες σαν καρότα

Υπάρχουν επτά κύριες φασματικές κατηγορίες: O—B—A—F—G—K—M. Αυτή η ακολουθία αντανακλά μια σταδιακή μείωση της θερμοκρασίας (από Ο σε Μ). Για να το θυμάστε, υπάρχουν ειδικοί μνημονικοί τύποι. Στα ρωσικά, ένα από αυτά ακούγεται ως εξής: «Ένας ξυρισμένος Άγγλος μάσησε χουρμάδες σαν καρότα». Σε αυτές τις τάξεις προστίθενται άλλες δύο τάξεις. Τα γράμματα C και S υποδηλώνουν ψυχρά φωτιστικά με ζώνες μεταλλικών οξειδίων στο φάσμα. Ας ρίξουμε μια πιο προσεκτική ματιά στις κατηγορίες αστέρων:

  • Η κατηγορία Ο χαρακτηρίζεται από την υψηλότερη θερμοκρασία επιφάνειας (από 30 έως 60 χιλιάδες Kelvin). Τα αστέρια αυτού του τύπου υπερβαίνουν τον Ήλιο κατά 60 φορές σε μάζα και 15 φορές σε ακτίνα. Το ορατό χρώμα τους είναι μπλε. Όσον αφορά τη φωτεινότητα, είναι περισσότερο από ένα εκατομμύριο φορές μεγαλύτερα από το αστέρι μας. Το μπλε αστέρι HD93129A, που ανήκει σε αυτή την κατηγορία, χαρακτηρίζεται από μια από τις υψηλότερες φωτεινότητες μεταξύ των γνωστών κοσμικών σωμάτων. Σύμφωνα με αυτόν τον δείκτη, είναι 5 εκατομμύρια φορές μπροστά από τον Ήλιο. Το μπλε αστέρι βρίσκεται σε απόσταση 7,5 χιλιάδων ετών φωτός από εμάς.
  • Η τάξη Β έχει θερμοκρασία 10-30 χιλιάδες Kelvin, μάζα 18 φορές μεγαλύτερη από αυτή του Ήλιου. Αυτά είναι γαλανόλευκα και λευκά αστέρια. Η ακτίνα τους είναι 7 φορές μεγαλύτερη από αυτή του Ήλιου.
  • Η κατηγορία Α χαρακτηρίζεται από θερμοκρασία 7,5-10 χιλιάδες Kelvin, ακτίνα και μάζα που είναι 2,1 και 3,1 φορές υψηλότερες, αντίστοιχα, από αυτές του Ήλιου. Αυτά είναι λευκά αστέρια.
  • Κατηγορία F: θερμοκρασία 6000-7500 Κ. Η μάζα είναι 1,7 φορές μεγαλύτερη από τον ήλιο, η ακτίνα είναι 1,3. Από τη Γη, τέτοια αστέρια φαίνονται επίσης λευκά· το πραγματικό τους χρώμα είναι κιτρινωπό-λευκό.
  • Κατηγορία G: θερμοκρασία 5-6 χιλιάδες Kelvin. Ο Ήλιος ανήκει σε αυτή την κατηγορία. Το ορατό και αληθινό χρώμα τέτοιων αστεριών είναι το κίτρινο.
  • Κατηγορία Κ: θερμοκρασία 3500-5000 Κ. Η ακτίνα και η μάζα είναι μικρότερες από την ηλιακή, 0,9 και 0,8 από τις αντίστοιχες παραμέτρους του φωτιστικού. Το χρώμα αυτών των αστεριών που είναι ορατά από τη Γη είναι κιτρινωπό-πορτοκαλί.
  • Κατηγορία M: θερμοκρασία 2-3,5 χιλιάδες Kelvin. Η μάζα και η ακτίνα είναι 0,3 και 0,4 από παρόμοιες παραμέτρους του Ήλιου. Από την επιφάνεια του πλανήτη μας φαίνονται κόκκινο-πορτοκαλί. Το Beta Andromedae και το Alpha Chanterelles ανήκουν στην κατηγορία M. Ένα φωτεινό κόκκινο αστέρι γνωστό σε πολλούς είναι ο Betelgeuse (alpha Orionis). Είναι καλύτερο να το αναζητήσετε στον ουρανό το χειμώνα. Το κόκκινο αστέρι βρίσκεται πάνω και ελαφρώς προς τα αριστερά

Κάθε τάξη χωρίζεται σε υποκατηγορίες από το 0 έως το 9, δηλαδή από την πιο καυτή στην ψυχρότερη. Οι αριθμοί αστεριών υποδεικνύουν τη συμμετοχή σε έναν συγκεκριμένο φασματικό τύπο και τον βαθμό θέρμανσης της φωτόσφαιρας σε σύγκριση με άλλα αστέρια της ομάδας. Για παράδειγμα, ο Ήλιος ανήκει στην κατηγορία G2.

Οπτικά λευκά

Έτσι, οι κατηγορίες αστεριών Β έως F μπορεί να φαίνονται λευκές από τη Γη. Και μόνο τα αντικείμενα που ανήκουν στον τύπο Α έχουν στην πραγματικότητα αυτό το χρώμα. Έτσι, το αστέρι Saif (αστερισμός Ωρίωνας) και το Algol (beta Persei) θα φαίνονται λευκό σε έναν παρατηρητή που δεν είναι οπλισμένος με τηλεσκόπιο. Ανήκουν στη φασματική κατηγορία Β. Το πραγματικό τους χρώμα είναι το μπλε-λευκό. Επίσης, ο Μίθρακ και ο Προκύων, τα φωτεινότερα αστέρια στα ουράνια μοτίβα Περσέας και Μικρός Κυνός, φαίνονται λευκά. Ωστόσο, το πραγματικό τους χρώμα είναι πιο κοντά στο κίτρινο (βαθμός F).

Γιατί τα αστέρια είναι λευκά για έναν παρατηρητή στη Γη; Το χρώμα παραμορφώνεται λόγω της τεράστιας απόστασης που χωρίζει τον πλανήτη μας από τέτοια αντικείμενα, καθώς και από τα ογκώδη σύννεφα σκόνης και αερίου που βρίσκονται συχνά στο διάστημα.

Τάξη Α

Τα λευκά αστέρια δεν χαρακτηρίζονται από τόσο υψηλή θερμοκρασία ως εκπρόσωποι της κατηγορίας Ο και Β. Η φωτόσφαιρά τους θερμαίνεται μέχρι 7,5-10 χιλιάδες Kelvin. Τα αστέρια της φασματικής κατηγορίας Α είναι πολύ μεγαλύτερα από τον Ήλιο. Η φωτεινότητά τους είναι επίσης μεγαλύτερη - περίπου 80 φορές.

Τα φάσματα των άστρων Α δείχνουν ισχυρές γραμμές υδρογόνου της σειράς Balmer. Οι γραμμές των άλλων στοιχείων είναι αισθητά πιο αδύναμες, αλλά γίνονται πιο σημαντικές καθώς μετακινούμαστε από την υποκατηγορία A0 στην A9. Οι γίγαντες και οι υπεργίγαντες που ανήκουν στη φασματική τάξη Α χαρακτηρίζονται από ελαφρώς λιγότερο έντονες γραμμές υδρογόνου από τα αστέρια της κύριας ακολουθίας. Στην περίπτωση αυτών των φωτιστικών, οι γραμμές των βαρέων μετάλλων γίνονται πιο αισθητές.

Πολλά περίεργα αστέρια ανήκουν στη φασματική τάξη Α. Αυτός ο όρος αναφέρεται σε φωτιστικά που έχουν αξιοσημείωτα χαρακτηριστικά στο φάσμα και τις φυσικές τους παραμέτρους, γεγονός που καθιστά την ταξινόμησή τους δύσκολη. Για παράδειγμα, αρκετά σπάνια αστέρια όπως το Lambda Boötes χαρακτηρίζονται από έλλειψη βαρέων μετάλλων και πολύ αργή περιστροφή. Τα περίεργα φώτα περιλαμβάνουν επίσης λευκούς νάνους.

Η κλάση Α περιλαμβάνει τέτοια φωτεινά αντικείμενα του νυχτερινού ουρανού όπως το Sirius, το Mencalinan, το Alioth, το Castor και άλλα. Ας τους γνωρίσουμε καλύτερα.

Alpha Canis Majoris

Ο Σείριος είναι το φωτεινότερο, αν και όχι το πιο κοντινό, αστέρι στον ουρανό. Η απόσταση από αυτό είναι 8,6 έτη φωτός. Σε έναν παρατηρητή στη Γη, φαίνεται τόσο φωτεινό επειδή έχει ένα εντυπωσιακό μέγεθος και ωστόσο δεν είναι τόσο μακριά όσο πολλά άλλα μεγάλα και φωτεινά αντικείμενα. Το πιο κοντινό αστέρι στον Ήλιο είναι ο Σείριος, ο οποίος βρίσκεται στην πέμπτη θέση αυτής της λίστας.

Αναφέρεται και είναι ένα σύστημα δύο συστατικών. Ο Σείριος Α και ο Σείριος Β χωρίζονται από απόσταση 20 αστρονομικών μονάδων και περιστρέφονται με περίοδο λίγο κάτω των 50 ετών. Το πρώτο συστατικό του συστήματος, ένα αστέρι κύριας ακολουθίας, ανήκει στη φασματική τάξη Α1. Η μάζα του είναι διπλάσια από αυτή του Ήλιου και η ακτίνα του είναι 1,7 φορές. Αυτό είναι που μπορεί να παρατηρηθεί με γυμνό μάτι από τη Γη.

Το δεύτερο συστατικό του συστήματος είναι ένας λευκός νάνος. Το αστέρι Σείριος Β είναι σχεδόν ίσο σε μάζα με το άστρο μας, κάτι που δεν είναι τυπικό για τέτοια αντικείμενα. Συνήθως, οι λευκοί νάνοι χαρακτηρίζονται από μάζα 0,6-0,7 ηλιακή. Ταυτόχρονα, οι διαστάσεις του Sirius B είναι κοντά σε αυτές της Γης. Πιστεύεται ότι το στάδιο του λευκού νάνου ξεκίνησε για αυτό το αστέρι περίπου πριν από 120 εκατομμύρια χρόνια. Όταν ο Σείριος Β βρισκόταν στην κύρια ακολουθία, πιθανότατα ήταν ένα αστέρι με μάζα 5 ηλιακών μαζών και ανήκε στη φασματική τάξη Β.

Ο Σείριος Α, σύμφωνα με τους επιστήμονες, θα περάσει στο επόμενο στάδιο της εξέλιξης σε περίπου 660 εκατομμύρια χρόνια. Στη συνέχεια θα μετατραπεί σε έναν κόκκινο γίγαντα και λίγο αργότερα - σε έναν λευκό νάνο, όπως ο σύντροφός του.

Άλφα Αετός

Όπως ο Σείριος, πολλά από τα λευκά αστέρια, τα ονόματα των οποίων δίνονται παρακάτω, είναι καλά γνωστά όχι μόνο σε άτομα που ενδιαφέρονται για την αστρονομία λόγω της φωτεινότητας και της συχνής αναφοράς τους στις σελίδες της λογοτεχνίας επιστημονικής φαντασίας. Ο Altair είναι ένας από αυτούς τους φωτιστές. Το Alpha Eagle βρίσκεται, για παράδειγμα, στον Stephen King. Αυτό το αστέρι είναι καθαρά ορατό στον νυχτερινό ουρανό λόγω της φωτεινότητάς του και της σχετικά κοντινής του θέσης. Η απόσταση που χωρίζει τον Ήλιο και το Altair είναι 16,8 έτη φωτός. Από τα αστέρια της φασματικής τάξης Α, μόνο ο Σείριος είναι πιο κοντά μας.

Το Altair έχει 1,8 φορές μεγαλύτερη μάζα από τον Ήλιο. Χαρακτηριστικό του χαρακτηριστικό είναι η πολύ γρήγορη περιστροφή. Το αστέρι ολοκληρώνει μια περιστροφή γύρω από τον άξονά του σε λιγότερο από εννέα ώρες. Η ταχύτητα περιστροφής κοντά στον ισημερινό είναι 286 km/s. Ως αποτέλεσμα, το "εύστροφο" Altair θα ισοπεδωθεί από τους πόλους. Επιπλέον, λόγω του ελλειπτικού σχήματος, η θερμοκρασία και η φωτεινότητα του άστρου μειώνονται από τους πόλους στον ισημερινό. Αυτό το φαινόμενο ονομάζεται «βαρυτικό σκοτάδι».

Ένα άλλο χαρακτηριστικό του Altair είναι ότι η λάμψη του αλλάζει με την πάροδο του χρόνου. Ανήκει στις μεταβλητές τύπου Scuti delta.

Alpha Lyrae

Ο Βέγκα είναι το πιο μελετημένο αστέρι μετά τον Ήλιο. Το Alpha Lyrae είναι το πρώτο αστέρι που προσδιορίστηκε το φάσμα του. Έγινε ο δεύτερος φωτιστής μετά τον Ήλιο, που απαθανατίστηκε στη φωτογραφία. Ο Vega ήταν επίσης ένα από τα πρώτα αστέρια στα οποία οι επιστήμονες μέτρησαν την απόσταση χρησιμοποιώντας τη μέθοδο Parlax. Για μεγάλο χρονικό διάστημα, η φωτεινότητα του αστεριού λαμβανόταν ως 0 κατά τον προσδιορισμό των μεγεθών άλλων αντικειμένων.

Το Alpha Lyrae είναι πολύ γνωστό τόσο στους ερασιτέχνες αστρονόμους όσο και στους απλούς παρατηρητές. Είναι το πέμπτο πιο φωτεινό ανάμεσα στα αστέρια και περιλαμβάνεται στον αστερισμό του Θερινού Τριγώνου μαζί με το Altair και το Deneb.

Η απόσταση από τον Ήλιο έως τον Βέγκα είναι 25,3 έτη φωτός. Η ισημερινή ακτίνα και η μάζα του είναι 2,78 και 2,3 φορές μεγαλύτερες από τις παρόμοιες παραμέτρους του αστέρα μας, αντίστοιχα. Το σχήμα του αστεριού απέχει πολύ από την τέλεια σφαίρα. Η διάμετρος στον ισημερινό είναι αισθητά μεγαλύτερη από ότι στους πόλους. Ο λόγος είναι η τεράστια ταχύτητα περιστροφής. Στον ισημερινό φτάνει τα 274 km/s (για τον Ήλιο αυτή η παράμετρος είναι λίγο μεγαλύτερη από δύο χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο).

Ένα από τα χαρακτηριστικά του Vega είναι ο δίσκος σκόνης που τον περιβάλλει. Πιστεύεται ότι δημιουργήθηκε ως αποτέλεσμα μεγάλου αριθμού συγκρούσεων κομητών και μετεωριτών. Ο δίσκος σκόνης περιστρέφεται γύρω από το αστέρι και θερμαίνεται από την ακτινοβολία του. Ως αποτέλεσμα, η ένταση της υπέρυθρης ακτινοβολίας του Vega αυξάνεται. Πριν από λίγο καιρό, ανακαλύφθηκαν ασυμμετρίες στο δίσκο. Μια πιθανή εξήγηση είναι ότι το αστέρι έχει τουλάχιστον έναν πλανήτη.

Άλφα Δίδυμοι

Το δεύτερο φωτεινότερο αντικείμενο στον αστερισμό των Διδύμων είναι ο Κάστορας. Αυτός, όπως και τα προηγούμενα φωτιστικά σώματα, ανήκει στη φασματική τάξη Α. Ο Κάστορας είναι ένα από τα φωτεινότερα αστέρια στον νυχτερινό ουρανό. Στην αντίστοιχη λίστα βρίσκεται στην 23η θέση.

Το Castor είναι ένα πολλαπλό σύστημα που αποτελείται από έξι στοιχεία. Τα δύο κύρια στοιχεία (Castor A και Castor B) περιστρέφονται γύρω από ένα κοινό κέντρο μάζας με περίοδο 350 ετών. Κάθε ένα από τα δύο αστέρια είναι ένα φασματικό δυαδικό. Τα συστατικά Castor A και Castor B είναι λιγότερο φωτεινά και προφανώς ανήκουν στη φασματική κατηγορία M.

Ο Castor S δεν συσχετίστηκε αμέσως με το σύστημα. Αρχικά είχε οριστεί ως ανεξάρτητο αστέρι YY Gemini. Στη διαδικασία μελέτης αυτής της περιοχής του ουρανού, έγινε γνωστό ότι αυτό το φωτιστικό συνδέεται φυσικά με το σύστημα Castor. Το αστέρι περιστρέφεται γύρω από ένα κέντρο μάζας κοινό για όλα τα συστατικά με περίοδο πολλών δεκάδων χιλιάδων ετών και είναι επίσης ένα φασματικό δυαδικό.

Beta Aurigae

Το ουράνιο σχέδιο της Auriga περιλαμβάνει περίπου 150 «κουκκίδες», πολλές από αυτές λευκά αστέρια. Τα ονόματα των φωτιστών θα πουν λίγα σε ένα άτομο μακριά από την αστρονομία, αλλά αυτό δεν μειώνει τη σημασία τους για την επιστήμη. Το φωτεινότερο αντικείμενο στο ουράνιο σχέδιο, που ανήκει στη φασματική κατηγορία Α, είναι το Mencalinan ή beta Aurigae. Το όνομα του αστεριού που μεταφράζεται από τα αραβικά σημαίνει «ώμος του ιδιοκτήτη των ηνίων».

Το Mencalinan είναι ένα τριπλό σύστημα. Τα δύο συστατικά του είναι υπογίγαντες της φασματικής τάξης Α. Η φωτεινότητα καθενός από αυτά ξεπερνά αυτή του Ήλιου κατά 48 φορές. Τους χωρίζει μια απόσταση 0,08 αστρονομικών μονάδων. Το τρίτο συστατικό είναι ένας κόκκινος νάνος, 330 AU μακριά από το ζευγάρι. μι.

Έψιλον Άρκτον Μέγας

Το λαμπρότερο «σημείο» στον πιο διάσημο ίσως αστερισμό του βόρειου ουρανού (Μεγάλη Άρκτο) είναι ο Αλιόθ, που ταξινομείται επίσης ως κατηγορία Α. Φαινομενικό μέγεθος - 1,76. Το αστέρι καταλαμβάνει την 33η θέση στη λίστα με τα φωτεινότερα φωτιστικά. Το Alioth περιλαμβάνεται στον αστερισμό της Μεγάλης Άρκτου και βρίσκεται πιο κοντά από άλλα φωτιστικά στο μπολ.

Το φάσμα του Aliot χαρακτηρίζεται από ασυνήθιστες γραμμές που κυμαίνονται με περίοδο 5,1 ημερών. Υποτίθεται ότι τα χαρακτηριστικά συνδέονται με την επίδραση του μαγνητικού πεδίου του άστρου. Οι φασματικές διακυμάνσεις, σύμφωνα με τα τελευταία δεδομένα, μπορεί να προκύψουν λόγω της κοντινής απόστασης ενός κοσμικού σώματος με μάζα σχεδόν 15 φορές τη μάζα του Δία. Το αν είναι έτσι είναι ακόμα ένα μυστήριο. Οι αστρονόμοι προσπαθούν να το καταλάβουν, όπως και άλλα μυστήρια των άστρων, καθημερινά.

Λευκοί νάνοι

Η ιστορία για τα λευκά αστέρια θα είναι ελλιπής χωρίς να αναφερθεί αυτό το στάδιο της εξέλιξης των φωτιστικών, το οποίο χαρακτηρίζεται ως «λευκός νάνος». Τέτοια αντικείμενα έλαβαν το όνομά τους λόγω του γεγονότος ότι τα πρώτα που ανακαλύφθηκαν ανήκαν στη φασματική τάξη Α. Αυτά ήταν ο Σείριος Β και ο 40 Εριδάνης Β. Σήμερα, οι λευκοί νάνοι ονομάζονται μία από τις επιλογές για το τελικό στάδιο της ζωής ενός αστεριού.

Ας σταθούμε λεπτομερέστερα στον κύκλο ζωής των φωτιστικών.

Αστρική εξέλιξη

Τα αστέρια δεν γεννιούνται από τη μια μέρα στην άλλη: καθένα από αυτά περνά από πολλά στάδια. Πρώτον, το σύννεφο αερίου και σκόνης αρχίζει να συρρικνώνεται υπό την επίδραση των δικών του.Σιγά σιγά παίρνει το σχήμα μπάλας, ενώ η βαρυτική ενέργεια μετατρέπεται σε θερμότητα - η θερμοκρασία του αντικειμένου αυξάνεται. Τη στιγμή που φτάνει σε τιμή 20 εκατομμυρίων Kelvin, ξεκινά η αντίδραση πυρηνικής σύντηξης. Αυτό το στάδιο θεωρείται η αρχή της ζωής ενός πλήρους αστεριού.

Οι φωτιστές περνούν τον περισσότερο χρόνο τους στην κύρια ακολουθία. Οι αντιδράσεις του κύκλου του υδρογόνου λαμβάνουν χώρα συνεχώς στα βάθη τους. Η θερμοκρασία των αστεριών μπορεί να διαφέρει. Όταν τελειώσει όλο το υδρογόνο στον πυρήνα, ξεκινά ένα νέο στάδιο εξέλιξης. Τώρα το ήλιο γίνεται το καύσιμο. Την ίδια στιγμή, το αστέρι αρχίζει να επεκτείνεται. Η φωτεινότητά του αυξάνεται και η θερμοκρασία της επιφάνειας, αντίθετα, μειώνεται. Το αστέρι φεύγει από την κύρια ακολουθία και γίνεται κόκκινος γίγαντας.

Η μάζα του πυρήνα του ηλίου αυξάνεται σταδιακά και αρχίζει να συμπιέζεται κάτω από το βάρος του. Το στάδιο του κόκκινου γίγαντα τελειώνει πολύ πιο γρήγορα από το προηγούμενο. Η διαδρομή που θα ακολουθήσει η περαιτέρω εξέλιξη εξαρτάται από την αρχική μάζα του αντικειμένου. Τα αστέρια χαμηλής μάζας στο στάδιο του κόκκινου γίγαντα αρχίζουν να φουσκώνουν. Ως αποτέλεσμα αυτής της διαδικασίας, το αντικείμενο ρίχνει τα κελύφη του. Σχηματίζεται επίσης ο γυμνός πυρήνας του αστεριού. Σε έναν τέτοιο πυρήνα ολοκληρώθηκαν όλες οι αντιδράσεις σύντηξης. Ονομάζεται λευκός νάνος ηλίου. Πιο τεράστιοι κόκκινοι γίγαντες (σε κάποιο βαθμό) εξελίσσονται σε λευκούς νάνους με βάση τον άνθρακα. Οι πυρήνες τους περιέχουν στοιχεία βαρύτερα από το ήλιο.

Χαρακτηριστικά

Οι λευκοί νάνοι είναι σώματα που είναι συνήθως πολύ κοντά σε μάζα στον Ήλιο. Επιπλέον, το μέγεθός τους αντιστοιχεί σε αυτό της γης. Η κολοσσιαία πυκνότητα αυτών των κοσμικών σωμάτων και οι διεργασίες που συμβαίνουν στα βάθη τους είναι ανεξήγητες από τη σκοπιά της κλασικής φυσικής. Η κβαντομηχανική βοήθησε να αποκαλυφθούν τα μυστικά των άστρων.

Η ύλη των λευκών νάνων είναι ένα πλάσμα ηλεκτρονίων-πυρήνων. Είναι σχεδόν αδύνατο να κατασκευαστεί ακόμη και σε εργαστήριο. Ως εκ τούτου, πολλά χαρακτηριστικά τέτοιων αντικειμένων παραμένουν ασαφή.

Ακόμα κι αν μελετήσετε τα αστέρια όλη τη νύχτα, δεν θα μπορέσετε να εντοπίσετε τουλάχιστον έναν λευκό νάνο χωρίς ειδικό εξοπλισμό. Η φωτεινότητά τους είναι σημαντικά μικρότερη από αυτή του ήλιου. Σύμφωνα με τους επιστήμονες, οι λευκοί νάνοι αποτελούν περίπου το 3 έως 10% όλων των αντικειμένων στον Γαλαξία. Ωστόσο, μέχρι σήμερα, έχουν βρεθεί μόνο εκείνα από αυτά που βρίσκονται σε απόσταση 200-300 parsecs από τη Γη.

Οι λευκοί νάνοι συνεχίζουν να εξελίσσονται. Αμέσως μετά τον σχηματισμό, έχουν υψηλή θερμοκρασία επιφάνειας, αλλά ψύχονται γρήγορα. Μερικές δεκάδες δισεκατομμύρια χρόνια μετά τον σχηματισμό, σύμφωνα με τη θεωρία, ένας λευκός νάνος μετατρέπεται σε μαύρο νάνο - ένα σώμα που δεν εκπέμπει ορατό φως.

Για έναν παρατηρητή, ένα λευκό, κόκκινο ή μπλε αστέρι διαφέρει κυρίως στο χρώμα. Ο αστρονόμος κοιτάζει πιο βαθιά. Το χρώμα λέει αμέσως πολλά για τη θερμοκρασία, το μέγεθος και τη μάζα του αντικειμένου. Ένα μπλε ή γαλάζιο αστέρι είναι μια γιγάντια καυτή μπάλα, από όλες τις απόψεις πολύ μπροστά από τον Ήλιο. Τα λευκά φωτιστικά, παραδείγματα των οποίων περιγράφονται στο άρθρο, είναι κάπως μικρότερα. Οι αριθμοί αστεριών σε διάφορους καταλόγους λένε επίσης πολλά στους επαγγελματίες, αλλά όχι τα πάντα. Ένας μεγάλος όγκος πληροφοριών σχετικά με τη ζωή μακρινών διαστημικών αντικειμένων είτε δεν έχει ακόμη εξηγηθεί είτε παραμένει απαρατήρητος.

Τα σχετικά φωτεινά και ογκώδη φωτιστικά είναι αρκετά εύκολα ορατά με γυμνό μάτι, αλλά υπάρχουν πολλά περισσότερα νάνοι αστέρια στον Γαλαξία, τα οποία είναι ορατά μόνο μέσω ισχυρών τηλεσκοπίων, ακόμα κι αν βρίσκονται κοντά στο Ηλιακό Σύστημα. Ανάμεσά τους υπάρχουν τόσο μέτριοι μακρόβιοι κόκκινοι νάνοι, όσο και καφέ νάνοι που δεν έφτασαν στην πλήρη αστρική κατάσταση και συνταξιούχοι λευκοί νάνοι, που σταδιακά μετατρέπονται σε μαύρους. Φωτογραφία πάνω από SPL/EAST NEWS

Η μοίρα ενός αστεριού εξαρτάται εξ ολοκλήρου από το μέγεθός του, ή ακριβέστερα από τη μάζα του. Για να φανταστούμε καλύτερα τη μάζα ενός αστεριού, μπορούμε να δώσουμε το ακόλουθο παράδειγμα. Αν βάλεις 333 χιλιάδες γήινες σφαίρες στη μια κλίμακα και τον Ήλιο στην άλλη, θα ισορροπήσουν μεταξύ τους. Στον κόσμο των αστεριών, ο Ήλιος μας είναι μέσος όρος. Έχει 100 φορές μικρότερη μάζα από τα μεγαλύτερα αστέρια και 20 φορές μεγαλύτερη από τα ελαφρύτερα. Φαίνεται ότι το εύρος είναι μικρό: περίπου το ίδιο όπως από μια φάλαινα (15 τόνοι) έως μια γάτα (4 κιλά). Αλλά τα αστέρια δεν είναι θηλαστικά· οι φυσικές τους ιδιότητες εξαρτώνται πολύ πιο έντονα από τη μάζα. Απλώς συγκρίνετε τη θερμοκρασία: για μια φάλαινα και μια γάτα είναι σχεδόν η ίδια, αλλά για τα αστέρια διαφέρει δεκαπλάσια: από 2000 Kelvin για τους νάνους έως 50.000 για τα τεράστια αστέρια. Ακόμα πιο ισχυρή - η δύναμη της ακτινοβολίας τους διαφέρει δισεκατομμύρια φορές. Αυτός είναι ο λόγος που παρατηρούμε εύκολα μακρινά γιγάντια αστέρια στον ουρανό, αλλά δεν βλέπουμε νάνους ακόμη και κοντά στον Ήλιο.

Αλλά όταν έγιναν προσεκτικοί υπολογισμοί, αποδείχθηκε ότι η επικράτηση των γιγάντων και των νάνων στον Γαλαξία είναι πολύ παρόμοια με την κατάσταση με τις φάλαινες και τις γάτες στη Γη. Υπάρχει ένας κανόνας στη βιόσφαιρα: όσο μικρότερος είναι ο οργανισμός, τόσο περισσότερα άτομα υπάρχουν στη φύση. Αποδεικνύεται ότι αυτό ισχύει και για τα αστέρια, αλλά η αναλογία δεν είναι τόσο εύκολο να εξηγηθεί. Στη ζωντανή φύση λειτουργούν τροφικές αλυσίδες: οι μεγάλες τρώνε τις μικρές. Αν υπήρχαν περισσότερες αλεπούδες στο δάσος από λαγούς, τι θα έτρωγαν αυτές οι αλεπούδες; Ωστόσο, τα αστέρια γενικά δεν τρώνε ο ένας τον άλλον. Τότε γιατί υπάρχουν λιγότερα γιγάντια αστέρια από νάνοι; Οι αστρονόμοι γνωρίζουν ήδη τη μισή απάντηση σε αυτή την ερώτηση.

Το γεγονός είναι ότι η ζωή ενός αστεριού μεγάλης μάζας είναι χιλιάδες φορές μικρότερη από αυτή ενός νάνου αστέρα. Για να κρατήσουν το σώμα τους από βαρυτική κατάρρευση, τα βαριά αστέρια πρέπει να θερμανθούν σε υψηλή θερμοκρασία - εκατοντάδες εκατομμύρια βαθμούς στο κέντρο. Σε αυτά συμβαίνουν πολύ έντονες θερμοπυρηνικές αντιδράσεις, γεγονός που οδηγεί σε κολοσσιαία ισχύ ακτινοβολίας και ταχεία καύση «καυσίμου». Ένα τεράστιο αστέρι σπαταλά όλη του την ενέργειά του σε μερικά εκατομμύρια χρόνια, ενώ οι οικονομικοί νάνοι, που σιγά-σιγά σιγοκαίουν, εκτείνουν τη θερμοπυρηνική τους ηλικία για δεκάδες ή περισσότερα δισεκατομμύρια χρόνια. Έτσι, ανεξάρτητα από το πότε γεννήθηκε ο νάνος, είναι ακόμα ζωντανός, επειδή η ηλικία του Γαλαξία είναι μόνο περίπου 13 δισεκατομμύρια χρόνια. Αλλά τα τεράστια αστέρια που γεννήθηκαν πριν από περισσότερα από 10 εκατομμύρια χρόνια έχουν πεθάνει εδώ και πολύ καιρό.

Ωστόσο, αυτή είναι μόνο η μισή απάντηση στο ερώτημα γιατί οι γίγαντες είναι τόσο σπάνιοι στο διάστημα. Και το άλλο μισό είναι ότι τα τεράστια αστέρια γεννιούνται πολύ λιγότερο συχνά από τα νάνοι. Για κάθε εκατό νεογέννητα αστέρια όπως ο Ήλιος μας, μόνο ένα αστέρι εμφανίζεται με μάζα 10 φορές μεγαλύτερη από αυτή του Ήλιου. Οι αστροφυσικοί δεν έχουν ακόμη καταλάβει τον λόγο για αυτό το «οικολογικό πρότυπο».

Εκφυλισμένα αστέρια

Συνήθως, κατά τη διάρκεια του σχηματισμού ενός άστρου, η βαρυτική του συμπίεση συνεχίζεται έως ότου η πυκνότητα και η θερμοκρασία στο κέντρο φτάσουν τις τιμές που είναι απαραίτητες για την ενεργοποίηση θερμοπυρηνικών αντιδράσεων και στη συνέχεια, λόγω της απελευθέρωσης της πυρηνικής ενέργειας, η πίεση του αερίου εξισορροπεί τη δική του βαρυτική έλξη. Τα τεράστια αστέρια έχουν υψηλότερες θερμοκρασίες και οι αντιδράσεις ξεκινούν με σχετικά χαμηλή πυκνότητα ύλης, αλλά όσο μικρότερη είναι η μάζα, τόσο μεγαλύτερη αποδεικνύεται η «πυκνότητα ανάφλεξης». Για παράδειγμα, στο κέντρο του Ήλιου το πλάσμα συμπιέζεται στα 150 γραμμάρια ανά κυβικό εκατοστό. Ωστόσο, με εκατοντάδες φορές μεγαλύτερη πυκνότητα, η ύλη αρχίζει να αντιστέκεται στην πίεση ανεξάρτητα από την αύξηση της θερμοκρασίας, και ως αποτέλεσμα, η συμπίεση του αστέρα σταματά πριν γίνει σημαντική η παραγωγή ενέργειας στις θερμοπυρηνικές αντιδράσεις. Ο λόγος για τη διακοπή της συμπίεσης είναι ένα κβαντομηχανικό φαινόμενο, το οποίο οι φυσικοί ονομάζουν πίεση ενός εκφυλισμένου αερίου ηλεκτρονίου.

Το γεγονός είναι ότι τα ηλεκτρόνια είναι ένας τύπος σωματιδίου που υπακούει στη λεγόμενη «αρχή Pauli», που καθιερώθηκε από τον φυσικό Wolfgang Pauli το 1925. Αυτή η αρχή δηλώνει ότι τα ίδια σωματίδια, όπως τα ηλεκτρόνια, δεν μπορούν να βρίσκονται στην ίδια κατάσταση ταυτόχρονα. Αυτός είναι ο λόγος που τα ηλεκτρόνια σε ένα άτομο κινούνται σε διαφορετικές τροχιές. Δεν υπάρχουν άτομα στο εσωτερικό ενός αστεριού: σε υψηλές πυκνότητες συνθλίβονται και υπάρχει μια ενιαία «θάλασσα ηλεκτρονίων». Για αυτόν, η αρχή Pauli ακούγεται ως εξής: τα ηλεκτρόνια που βρίσκονται κοντά δεν μπορούν να έχουν την ίδια ταχύτητα. Εάν ένα ηλεκτρόνιο είναι σε ηρεμία, ένα άλλο πρέπει να κινηθεί, και το τρίτο πρέπει να κινηθεί ακόμα πιο γρήγορα, κ.λπ. Οι φυσικοί ονομάζουν αυτή την κατάσταση του αερίου ηλεκτρονίου εκφυλισμό.

Ακόμα κι αν ένα μικρό αστέρι έχει κάψει όλο το θερμοπυρηνικό του καύσιμο και έχει χάσει την πηγή ενέργειας του, η συμπίεσή του μπορεί να σταματήσει από την πίεση του εκφυλισμένου αερίου ηλεκτρονίων. Ανεξάρτητα από το πόσο ψύχεται μια ουσία, σε υψηλή πυκνότητα η κίνηση των ηλεκτρονίων δεν θα σταματήσει, πράγμα που σημαίνει ότι η πίεση της ουσίας θα αντισταθεί στη συμπίεση ανεξάρτητα από τη θερμοκρασία: όσο μεγαλύτερη είναι η πυκνότητα, τόσο μεγαλύτερη είναι η πίεση. Η συστολή ενός ετοιμοθάνατου αστέρα με μάζα ίση με τον Ήλιο θα σταματήσει όταν συρρικνωθεί περίπου στο μέγεθος της Γης, δηλαδή 100 φορές, και η πυκνότητα της ουσίας του γίνει ένα εκατομμύριο φορές μεγαλύτερη από την πυκνότητα του νερού. Έτσι σχηματίζονται οι λευκοί νάνοι. Ένα αστέρι με μικρότερη μάζα σταματά να συστέλλεται σε χαμηλότερη πυκνότητα επειδή η βαρυτική του δύναμη δεν είναι τόσο ισχυρή. Ένα πολύ μικρό αποτυχημένο αστέρι μπορεί να εκφυλιστεί και να σταματήσει να συστέλλεται ακόμη και πριν η θερμοκρασία στα βάθη του ανέβει στο κατώφλι της «θερμοπυρηνικής ανάφλεξης». Ένα τέτοιο σώμα δεν θα γίνει ποτέ πραγματικό αστέρι.

Λείπει σύνδεσμος

Μέχρι πρόσφατα, υπήρχε μια μεγάλη τρύπα στην ταξινόμηση των αστρονομικών αντικειμένων: τα μικρότερα γνωστά αστέρια ήταν 10 φορές ελαφρύτερα από τον Ήλιο και ο πιο μαζικός πλανήτης, ο Δίας, ήταν 1000 φορές ελαφρύτερος. Υπάρχουν ενδιάμεσα αντικείμενα στη φύση - όχι αστέρια ή πλανήτες με μάζα από 1/1000 έως 1/10 ηλιακή; Πώς πρέπει να μοιάζει αυτός ο «κρίκος που λείπει»; Μπορεί να εντοπιστεί; Αυτά τα ερωτήματα ανησυχούσαν από καιρό τους αστρονόμους, αλλά η απάντηση άρχισε να εμφανίζεται μόλις στα μέσα της δεκαετίας του 1990, όταν τα προγράμματα αναζήτησης πλανητών εκτός του ηλιακού συστήματος απέδωσαν τους πρώτους καρπούς τους. Γίγαντες πλανήτες έχουν ανακαλυφθεί σε τροχιά γύρω από πολλά αστέρια που μοιάζουν με τον Ήλιο, όλοι τους με μεγαλύτερη μάζα από τον Δία. Το χάσμα μάζας μεταξύ αστεριών και πλανητών άρχισε να συρρικνώνεται. Είναι όμως εφικτός ένας δεσμός και πού να χαράξουμε τα όρια μεταξύ ενός αστεριού και ενός πλανήτη;

Μέχρι πρόσφατα, φαινόταν ότι αυτό ήταν πολύ απλό: το αστέρι λάμπει με το δικό του φως και ο πλανήτης με το ανακλώμενο φως. Επομένως, η κατηγορία των πλανητών περιλαμβάνει εκείνα τα αντικείμενα στα βάθη των οποίων δεν έχουν συμβεί θερμοπυρηνικές αντιδράσεις σύντηξης καθ' όλη τη διάρκεια της ύπαρξής τους. Εάν, σε κάποιο στάδιο της εξέλιξης, η δύναμή τους ήταν συγκρίσιμη με τη φωτεινότητά τους (δηλαδή, οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις χρησίμευαν ως κύρια πηγή ενέργειας), τότε ένα τέτοιο αντικείμενο αξίζει να ονομάζεται αστέρι. Αλλά αποδείχθηκε ότι μπορεί να υπάρχουν ενδιάμεσα αντικείμενα στα οποία συμβαίνουν θερμοπυρηνικές αντιδράσεις, αλλά ποτέ δεν χρησιμεύουν ως η κύρια πηγή ενέργειας. Ανακαλύφθηκαν το 1996, αλλά πολύ πριν από αυτό ονομάζονταν καφέ νάνοι. Της ανακάλυψης αυτών των παράξενων αντικειμένων είχε προηγηθεί μια τριακονταετής έρευνα, η οποία ξεκίνησε με μια αξιοσημείωτη θεωρητική πρόβλεψη.

Το 1963, ένας νεαρός Αμερικανός αστροφυσικός, ινδικής καταγωγής, ο Shiv Kumar, υπολόγισε μοντέλα των άστρων χαμηλότερης μάζας και διαπίστωσε ότι εάν η μάζα ενός κοσμικού σώματος υπερβαίνει το 7,5% του Ήλιου, τότε η θερμοκρασία στον πυρήνα του φτάνει πολλά εκατομμύρια βαθμούς και αρχίζουν σε αυτό θερμοπυρηνικές αντιδράσεις μετατροπής του υδρογόνου σε ήλιο. Σε χαμηλότερη μάζα, η συμπίεση σταματά πριν η θερμοκρασία στο κέντρο φτάσει την απαραίτητη τιμή για να συμβεί η αντίδραση σύντηξης ηλίου. Από τότε, αυτή η τιμή κρίσιμης μάζας ονομάζεται «όριο ανάφλεξης υδρογόνου» ή όριο Kumara. Όσο πιο κοντά είναι ένα αστέρι σε αυτό το όριο, τόσο πιο αργές πυρηνικές αντιδράσεις συμβαίνουν σε αυτό. Για παράδειγμα, με μάζα 8% του Ήλιου, ένα αστέρι θα «καίγει» για περίπου 6 τρισεκατομμύρια χρόνια - 400 φορές την τρέχουσα ηλικία του Σύμπαντος! Άρα, όποια εποχή κι αν γεννήθηκαν τέτοια αστέρια, είναι όλοι ακόμα στα σπάργανα.

Ωστόσο, στη ζωή αντικειμένων με μικρότερη μάζα υπάρχει ένα σύντομο επεισόδιο όταν μοιάζουν με ένα κανονικό αστέρι. Μιλάμε για σώματα με μάζες από 1% έως 7% της μάζας του Ήλιου, δηλαδή από 13 έως 75 μάζες του Δία. Κατά την περίοδο σχηματισμού, συμπιέζονται υπό την επίδραση της βαρύτητας, θερμαίνονται και αρχίζουν να λάμπουν με υπέρυθρο και ακόμη και ελαφρώς κόκκινο ορατό φως. Η θερμοκρασία της επιφάνειάς τους μπορεί να ανέλθει στα 2500 Kelvins και στα βάθη τους να ξεπεράσει το 1 εκατομμύριο Kelvin. Αυτό αρκεί για να ξεκινήσει η αντίδραση της θερμοπυρηνικής σύντηξης του ηλίου, αλλά όχι από συνηθισμένο υδρογόνο, αλλά από ένα πολύ σπάνιο βαρύ ισότοπο - το δευτέριο, και όχι το συνηθισμένο ήλιο, αλλά το ελαφρύ ισότοπο ήλιο-3. Δεδομένου ότι υπάρχει πολύ λίγο δευτέριο στην κοσμική ύλη, όλο αυτό καίγεται γρήγορα, χωρίς να παρέχει σημαντική παραγωγή ενέργειας. Είναι το ίδιο με το να ρίχνεις ένα φύλλο χαρτιού σε μια ψύξη φωτιάς: θα καεί αμέσως, αλλά δεν θα δώσει καθόλου θερμότητα. Ένα "θνησιγενές" αστέρι δεν μπορεί να θερμανθεί άλλο - η συμπίεσή του σταματά υπό την επίδραση της εσωτερικής πίεσης του εκφυλισμένου αερίου. Στερείται από πηγές θερμότητας, στη συνέχεια μόνο ψύχεται, όπως ένας συνηθισμένος πλανήτης. Επομένως, αυτά τα αποτυχημένα αστέρια μπορούν να παρατηρηθούν μόνο κατά τη σύντομη νεότητά τους, ενώ είναι ζεστά. Δεν προορίζονται να φτάσουν σε ένα σταθερό καθεστώς θερμοπυρηνικής καύσης.

Οι πλησιέστεροι γείτονες

Από τις πολλές χιλιάδες αστέρια που είναι ορατά στον ουρανό με γυμνό μάτι, μόνο μερικές εκατοντάδες είναι αντάξια των δικών τους ονομάτων. Φαίνεται ότι δεν υπάρχει τίποτα να πούμε για αμυδρά φωτιστικά, ελάχιστα ορατά ακόμη και μέσω τηλεσκοπίου. Αλλά όχι! Τα βιβλία αστρονομίας συχνά αναφέρουν αντικείμενα όπως ο Proxima Centauri, το Flying Star του Barnard, τα αστέρια του Kapteyn, Przybylski, van Maanen, Leuten... Συνήθως ονομάζονται από τους αστρονόμους που τα μελέτησαν. Αυτά τα ονόματα καθιερώθηκαν στην επιστήμη με τον ίδιο τρόπο όπως το τρυβλίο Petri ή οι ακτίνες Χ - αυθόρμητα, χωρίς επίσημες αποφάσεις, απλώς ως μια μορφή αναγνώρισης των προσόντων των επιστημόνων. Και αυτό που είναι αξιοπερίεργο είναι ότι σχεδόν όλα τα αστέρια που έφεραν τα ονόματα των επιστημόνων αποδείχθηκαν δυσδιάκριτα, πολύ μικρά και αμυδρά.

Γιατί οι αστρονόμοι έλκονται τόσο πολύ από αυτά τα μικροσκοπικά αστέρια; Πρώτα απ 'όλα, γιατί ο Ήλιος μας είναι ένας από αυτούς. Με βάση το σύνολο των ιδιοτήτων του, μπορεί να ταξινομηθεί ως μεγάλος νάνος. Επομένως, μελετώντας τη ζωή των μικρών αστεριών, προσπαθούμε να κατανοήσουμε το παρελθόν και το μέλλον της. Επιπλέον, οι νάνοι αστέρες είναι οι πιο κοντινοί μας γείτονες. Και αυτό δεν προκαλεί έκπληξη, καθώς υπάρχουν περισσότερα μωρά στον Γαλαξία. Το Proxima στον αστερισμό του Κενταύρου βρίσκεται τέσσερα έτη φωτός μακριά από εμάς - πιο κοντά από όλα τα άλλα αστέρια, όπως υποδεικνύεται από το όνομά του (Λατινικά proxima - «πλησιέστερο»). Όμως, παρά την εγγύτητά του, είναι ορατό μόνο μέσω τηλεσκοπίου. Και αυτό δεν προκαλεί έκπληξη, επειδή η οπτική του φωτεινότητα είναι 18 χιλιάδες φορές μικρότερη από τον ήλιο. Σε μέγεθος είναι μόνο 1,5 φορές μεγαλύτερο από τον Δία και η θερμοκρασία της επιφάνειάς του είναι περίπου 3000 K - η μισή από αυτήν του Ήλιου. Το Proxima είναι 7 φορές ελαφρύτερο από τον Ήλιο και είναι πολύ κοντά στο όριο Kumara - το κατώτερο όριο των αστρικών μαζών. Μετά βίας είναι ικανό να διατηρήσει θερμοπυρηνικές αντιδράσεις στα βάθη του.

Λίγο πιο πέρα ​​από το Proxima, αλλά σε βαρυτική σύνδεση με αυτό, βρίσκεται το διπλό αστέρι Άλφα Κενταύρου. Και τα δύο συστατικά του είναι σχεδόν ακριβή αντίγραφα του Ήλιου μας. Είναι αλήθεια ότι είναι περίπου 200 εκατομμύρια χρόνια παλαιότερα, πράγμα που σημαίνει ότι μελετώντας τα, προβλέπουμε το μέλλον του Ήλιου εκατομμύρια χρόνια νωρίτερα.

Το πιο μακρινό μέλλον του Ήλιου αντιπροσωπεύεται, για παράδειγμα, από το αστέρι του van Maanen - αυτός είναι ο πλησιέστερος απλός λευκός νάνος σε εμάς, το απομεινάρι ενός άστρου που κάποτε ήταν παρόμοιο με τον Ήλιο. Μετά από 6-7 δισεκατομμύρια χρόνια, το άστρο μας προορίζεται για την ίδια μοίρα: έχοντας αποβάλει τα εξωτερικά του στρώματα, συρρικνωθεί στο μέγεθος της υδρογείου, μετατρέποντας σε μια εξαιρετικά πυκνή ψύξη «στάχτη» ενός αστεριού - πρώτα λευκό από υψηλή θερμοκρασία, μετά σταδιακά κοκκινίζοντας και τελικά ένας σχεδόν αόρατος ψυχρός μαύρος νάνος. Ένα άλλο «επώνυμο» αστέρι, το οποίο εμφανίζεται σε αστρονομικά άρθρα ως το «αντικείμενο Sakurai», λέει πώς θα συμβεί αυτός ο μετασχηματισμός. Ο Ιάπωνας λάτρης της αστρονομίας Yukio Sakurai το ανακάλυψε στις 20 Φεβρουαρίου 1996, όταν η φωτεινότητά του αυξήθηκε ξαφνικά. Στην αρχή φαινόταν ότι επρόκειτο για έναν συνηθισμένο νεαρό λευκό νάνο, αλλά σε διάστημα έξι μηνών διογκώθηκε εκατοντάδες φορές, δείχνοντας τους «σπασμούς θανάτου» ενός αστεριού που έκαιγε τις τελευταίες σταγόνες του πυρηνικού του καυσίμου. Οι αστρονόμοι το αποκαλούν έκρηξη ηλίου. Αν πιστεύεις τους υπολογισμούς, τότε μερικά ακόμη τέτοια ξεσπάσματα, και ο νάνος πρέπει να ηρεμήσει για πάντα.

Ανακάλυψη «θνησιγενών» σταρ

Οι φυσικοί είναι σίγουροι ότι ό,τι δεν απαγορεύεται από τους νόμους διατήρησης επιτρέπεται. Οι αστρονόμοι προσθέτουν σε αυτό: η φύση είναι πιο πλούσια από τη φαντασία μας. Εάν ο Shiv Kumar ήταν σε θέση να βρει καφέ νάνους, τότε θα φαινόταν ότι η φύση δεν θα είχε καμία δυσκολία να τους δημιουργήσει. Η άκαρπη αναζήτηση αυτών των αμυδρά φωτιστικών συνεχίστηκε για τρεις δεκαετίες. Όλο και περισσότεροι ερευνητές συμμετείχαν στην εργασία. Ακόμη και ο θεωρητικός Kumar προσκολλήθηκε στο τηλεσκόπιο με την ελπίδα να βρει τα αντικείμενα που ανακάλυψε σε χαρτί. Η ιδέα του ήταν απλή: η ανίχνευση ενός μόνο καφέ νάνου είναι πολύ δύσκολη, καθώς είναι απαραίτητο όχι μόνο να ανιχνευθεί η ακτινοβολία του, αλλά και να αποδειχθεί ότι δεν είναι ένα μακρινό γιγάντιο αστέρι με ψυχρή (με αστρικά πρότυπα) ατμόσφαιρα ή ακόμη και γαλαξία. περιβάλλεται από σκόνη στην άκρη του Σύμπαντος. Το πιο δύσκολο πράγμα στην αστρονομία είναι ο προσδιορισμός της απόστασης από ένα αντικείμενο. Επομένως, πρέπει να αναζητήσετε νάνους κοντά σε κανονικά αστέρια, οι αποστάσεις των οποίων είναι ήδη γνωστές. Αλλά το φωτεινό αστέρι θα τυφλώσει το τηλεσκόπιο και δεν θα σας επιτρέψει να δείτε τον αμυδρό νάνο. Επομένως, πρέπει να τους αναζητήσετε κοντά σε άλλους νάνους! Για παράδειγμα, με κόκκινα - αστέρια εξαιρετικά χαμηλής μάζας, ή λευκά - ψυκτικά υπολείμματα κανονικών αστεριών. Στη δεκαετία του 1980, οι αναζητήσεις του Kumar και άλλων αστρονόμων δεν απέφεραν αποτελέσματα. Αν και έχουν υπάρξει αναφορές για την ανακάλυψη καφέ νάνων περισσότερες από μία φορές, λεπτομερής έρευνα έχει δείξει κάθε φορά ότι πρόκειται για μικρά αστέρια. Ωστόσο, η ιδέα της αναζήτησης ήταν σωστή και μια δεκαετία αργότερα λειτούργησε.

Στη δεκαετία του 1990, οι αστρονόμοι απέκτησαν νέους ευαίσθητους ανιχνευτές ακτινοβολίας - μήτρες CCD και μεγάλα τηλεσκόπια με διάμετρο έως και 10 μέτρα με προσαρμοστική οπτική, που αντισταθμίζουν τις παραμορφώσεις που εισάγει η ατμόσφαιρα και τους επιτρέπουν να λαμβάνουν εικόνες από την επιφάνεια της Γης σχεδόν τόσο καθαρές όσο από το διάστημα. Αυτό απέδωσε αμέσως καρπούς: ανακαλύφθηκαν εξαιρετικά αμυδρά κόκκινοι νάνοι, κυριολεκτικά στα όρια του καφέ.

Και ο πρώτος καφέ νάνος βρέθηκε το 1995 από μια ομάδα αστρονόμων με επικεφαλής τον Rafael Rebolo από το Ινστιτούτο Αστροφυσικής των Καναρίων Νήσων. Χρησιμοποιώντας ένα τηλεσκόπιο στο νησί Λα Πάλμα, βρήκαν ένα αντικείμενο στο αστρικό σμήνος Πλειάδες, το οποίο ονόμασαν Teide Pleiades 1, δανειζόμενοι το όνομα από το ηφαίστειο Pico de Teide στο νησί της Τενερίφης. Είναι αλήθεια ότι κάποιες αμφιβολίες σχετικά με τη φύση αυτού του αντικειμένου παρέμειναν, και ενώ Ισπανοί αστρονόμοι αποδείκνυαν ότι ήταν πράγματι ένας καφέ νάνος, οι Αμερικανοί συνάδελφοί τους ανακοίνωσαν την ανακάλυψή τους την ίδια χρονιά. Μια ομάδα με επικεφαλής τον Tadashi Nakajima από τα τηλεσκόπια του Παρατηρητηρίου Palomar ανακάλυψε σε απόσταση 19 ετών φωτός από τη Γη στον αστερισμό του Λαγού, δίπλα στο πολύ μικρό και ψυχρό αστέρι Gliese 229, τον ακόμη μικρότερο και ψυχρότερο σύντροφό του Gliese 229B. Η θερμοκρασία της επιφάνειάς του είναι μόνο 1000 Κ και η ισχύς της ακτινοβολίας είναι 160 χιλιάδες φορές χαμηλότερη από τον ήλιο.

Η μη αστρική φύση του Gliese 229B επιβεβαιώθηκε τελικά το 1997 από τη λεγόμενη δοκιμή λιθίου. Στα κανονικά αστέρια, μικρές ποσότητες λιθίου, που διατηρήθηκαν από τη γέννηση του Σύμπαντος, καίγονται γρήγορα στις θερμοπυρηνικές αντιδράσεις. Ωστόσο, οι καφέ νάνοι δεν είναι αρκετά ζεστοί για αυτό. Όταν το λίθιο ανακαλύφθηκε στην ατμόσφαιρα του Gliese 229B, έγινε ο πρώτος «σίγουρη» καφέ νάνος. Έχει σχεδόν το ίδιο μέγεθος με τον Δία και η μάζα του υπολογίζεται στο 3-6% της μάζας του Ήλιου. Περιφέρεται γύρω από τον πιο ογκώδη σύντροφό του Gliese 229A σε μια τροχιά με ακτίνα περίπου 40 αστρονομικών μονάδων (όπως ο Πλούτωνας γύρω από τον Ήλιο).

Γρήγορα έγινε σαφές ότι ούτε τα μεγαλύτερα τηλεσκόπια δεν είναι κατάλληλα για αναζήτηση «αποτυχημένων αστεριών». Οι πρώτοι μεμονωμένοι καφέ νάνοι ανακαλύφθηκαν χρησιμοποιώντας ένα συνηθισμένο τηλεσκόπιο κατά τη διάρκεια συστηματικών ερευνών του ουρανού. Για παράδειγμα, το αντικείμενο Kelu-1 στον αστερισμό της Ύδρας ανακαλύφθηκε ως μέρος ενός μακροπρόθεσμου προγράμματος αναζήτησης νάνων αστέρων στην περιοχή του Ήλιου, το οποίο ξεκίνησε στο Ευρωπαϊκό Νότιο Αστεροσκοπείο στη Χιλή το 1987. Χρησιμοποιώντας το τηλεσκόπιο Schmidt 1 μέτρου, η αστρονόμος του Πανεπιστημίου της Χιλής Maria Teresa Ruiz φωτογραφίζει τακτικά ορισμένες περιοχές του ουρανού για πολλά χρόνια και στη συνέχεια συγκρίνει εικόνες που λαμβάνονται ανά διαστήματα ετών. Ανάμεσα σε εκατοντάδες χιλιάδες αμυδρά αστέρια, αναζητά εκείνα που είναι αισθητά μετατοπισμένα σε σχέση με άλλα - αυτό είναι ένα αναμφισβήτητο σημάδι των κοντινών φωτιστικών. Με αυτόν τον τρόπο, η Maria Ruiz έχει ήδη ανακαλύψει δεκάδες λευκούς νάνους και το 1997 συνάντησε τελικά έναν καφέ. Ο τύπος του προσδιορίστηκε από το φάσμα, το οποίο περιείχε τις γραμμές λιθίου και μεθανίου. Η Maria Ruiz το ονόμασε Kelu-1: στη γλώσσα των Μαπούτσε που κάποτε κατοικούσαν στην κεντρική Χιλή, «quelu» σημαίνει κόκκινο. Βρίσκεται περίπου 30 έτη φωτός από τον Ήλιο και δεν σχετίζεται με κανένα αστέρι.

Όλες αυτές οι ανακαλύψεις, που έγιναν το 1995-1997, έγιναν τα πρωτότυπα μιας νέας κατηγορίας αστρονομικών αντικειμένων, που πήραν μια θέση ανάμεσα στα αστέρια και τους πλανήτες. Όπως συμβαίνει συνήθως στην αστρονομία, τις πρώτες ανακαλύψεις ακολούθησαν αμέσως νέες. Τα τελευταία χρόνια, πολλοί νάνοι έχουν ανακαλυφθεί κατά τη διάρκεια συνήθων ερευνών υπέρυθρου ουρανού 2MASS και DENIS.

Πώς να σε λέμε τώρα;

Ο Kumar αποκάλεσε τα αποτυχημένα αστέρια που ανακαλύφθηκαν "στην άκρη του στυλό του" "μαύροι νάνοι", αλλά επειδή δεν μπορούσαν να ανακαλυφθούν για μεγάλο χρονικό διάστημα, ο νέος όρος ξεχάστηκε (τώρα στη δημοφιλή επιστημονική λογοτεχνία έτσι ονομάζονται οι ψυχροί λευκοί νάνοι ). Στα μέσα της δεκαετίας του 1970, καθώς οι αστρονόμοι άρχισαν να ψάχνουν για αόρατη κρυφή μάζα (τώρα ονομάζεται σκοτεινή ύλη) που εκδηλώνεται μόνο μέσω της βαρύτητας, η υποψία έπεσε στα αχνά αντικείμενα-νάνος που είχε προβλέψει ο Kumar. Άρχισαν να μπαίνουν νέες ιδέες για την ονομασία τους. Δεδομένου ότι δεν είναι ακόμα εντελώς μαύροι, ο Κρις Ντέιβιντσον από το Πανεπιστήμιο της Μινεσότα πρότεινε τον όρο «υπέρυθροι νάνοι», άλλοι αστρονόμοι προσπάθησαν να τους αποκαλέσουν «νάνους βατόμουρου», αλλά το 1975, ο μεταπτυχιακός φοιτητής Τζιλ Τάρτερ από το Πανεπιστήμιο του Μπέρκλεϋ επινόησε το όρος καφέ νάνος , και ρίζωσε. Μεταφράστηκε στα ρωσικά ως "καφέ νάνος", αργότερα εμφανίστηκε η παραλλαγή "καφέ νάνος", αν και στην πραγματικότητα αυτά τα αντικείμενα έχουν υπέρυθρο χρώμα και ίσως θα ήταν πιο ακριβές να μεταφραστεί το καφέ ως "σκοτεινό" ή "αμυδρό". Αλλά είναι πολύ αργά: στην επιστημονική μας βιβλιογραφία ονομάζονται «καφέ νάνοι» και στη λαϊκή επιστήμη υπάρχουν και «καφέ».

αστερόσκονη

Λίγο μετά την ανακάλυψή τους, οι καφέ νάνοι ανάγκασαν τους αστρονόμους να κάνουν προσαρμογές στη φασματική ταξινόμηση των αστεριών που είχε καθιερωθεί πριν από δεκαετίες. Το οπτικό φάσμα ενός αστεριού είναι το πρόσωπό του, ή μάλλον το διαβατήριό του. Η θέση και η ένταση των γραμμών στο φάσμα υποδηλώνουν κυρίως τη θερμοκρασία της επιφάνειας, καθώς και άλλες παραμέτρους, ιδίως τη χημική σύνθεση, την πυκνότητα των αερίων στην ατμόσφαιρα, την ένταση του μαγνητικού πεδίου κ.λπ. προσδιορίζοντας κάθε τάξη γράμματος του λατινικού αλφαβήτου. Η παραγγελία τους αναθεωρήθηκε πολλές φορές, αναδιατάσσοντας, αφαιρώντας και προσθέτοντας γράμματα, μέχρι που προέκυψε ένα γενικά αποδεκτό σχέδιο που εξυπηρετούσε άψογα τους αστρονόμους για πολλές δεκαετίες. Στην παραδοσιακή μορφή, η ακολουθία των φασματικών τάξεων μοιάζει με αυτό: O-B-A-F-G-K-M. Η επιφανειακή θερμοκρασία των άστρων από την τάξη Ο έως την τάξη Μ μειώνεται από 100.000 σε 2000 Κ. Οι Άγγλοι φοιτητές αστρονομίας κατέληξαν σε έναν μνημονικό κανόνα για να θυμούνται τη σειρά των γραμμάτων: «Ω! Γίνε ένα καλό κορίτσι, φίλησε με! Και στο γύρισμα του αιώνα, αυτή η κλασική σειρά έπρεπε να επιμηκυνθεί κατά δύο γράμματα ταυτόχρονα. Αποδείχθηκε ότι η σκόνη παίζει πολύ σημαντικό ρόλο στο σχηματισμό των φασμάτων εξαιρετικά ψυχρών αστέρων και υποαστεριών.

Στην επιφάνεια των περισσότερων αστεριών, λόγω της υψηλής θερμοκρασίας, δεν μπορούν να υπάρχουν μόρια. Ωστόσο, τα πιο κρύα αστέρια κατηγορίας Μ (με θερμοκρασίες κάτω των 3000 K) εμφανίζουν ισχυρές ζώνες απορρόφησης οξειδίων του τιτανίου και του βαναδίου (TiO, VO) στα φάσματα τους. Φυσικά, αυτές οι μοριακές γραμμές αναμενόταν να είναι ακόμη ισχυρότερες σε ακόμη πιο ψυχρούς καφέ νάνους. Το ίδιο 1997, ένας καφέ σύντροφος GD 165B ανακαλύφθηκε κοντά στον λευκό νάνο GD 165, με θερμοκρασία επιφάνειας 1900 K και φωτεινότητα 0,01% ηλιακή. Εξέπληξε τους ερευνητές από το γεγονός ότι, σε αντίθεση με άλλα cool αστέρια, δεν έχει ζώνες απορρόφησης TiO και VO, για τις οποίες ονομάστηκε «παράξενο αστέρι». Τα φάσματα άλλων καφέ νάνων με θερμοκρασίες κάτω των 2000 K. Οι υπολογισμοί έδειξαν ότι τα μόρια TiO και VO στην ατμόσφαιρά τους συμπυκνώνονται σε στερεά σωματίδια - κόκκους σκόνης και δεν εκδηλώνονται πλέον στο φάσμα, όπως είναι χαρακτηριστικό για μόρια αερίου.

Για να εξηγήσει αυτό το χαρακτηριστικό, ο Davy Kirkpatrick του Ινστιτούτου Τεχνολογίας της Καλιφόρνια πρότεινε το επόμενο έτος να επεκταθεί η παραδοσιακή φασματική ταξινόμηση προσθέτοντας κλάση L για υπέρυθρα αστέρια χαμηλής μάζας, με θερμοκρασία επιφάνειας 1500-2000 Κ. Τα περισσότερα αντικείμενα κατηγορίας L θα πρέπει να είναι καφέ νάνοι, αν και πολύ παλιά αστέρια χαμηλής μάζας μπορούν επίσης να κρυώσουν κάτω από τους 2000 Κ.

Συνεχίζοντας τις μελέτες τους για τους L-νάνους, οι αστρονόμοι ανακάλυψαν ακόμη περισσότερα εξωτικά αντικείμενα. Τα φάσματα τους εμφανίζουν ισχυρές ζώνες απορρόφησης νερού, μεθανίου και μοριακού υδρογόνου, γι' αυτό και ονομάζονται «νάνοι μεθανίου». Το πρωτότυπο αυτής της κατηγορίας θεωρείται ο πρώτος καφέ νάνος που ανακαλύφθηκε, ο Gliese 229B. Το 2000, ο James Liebert και οι συνεργάτες του από το Πανεπιστήμιο της Αριζόνα εντόπισαν T-νάνους με θερμοκρασίες 1500-1000 K και ακόμη και ελαφρώς χαμηλότερες ως ξεχωριστή ομάδα. Οι καφέ νάνοι θέτουν πολλές προκλητικές και πολύ ενδιαφέρουσες ερωτήσεις στους αστρονόμους. Όσο πιο κρύα είναι η ατμόσφαιρα ενός αστεριού, τόσο πιο δύσκολο είναι τόσο για τους παρατηρητές όσο και για τους θεωρητικούς να μελετήσουν. Η παρουσία σκόνης κάνει αυτό το έργο ακόμη πιο δύσκολο: η συμπύκνωση των σωματιδίων όχι μόνο αλλάζει τη σύνθεση των ελεύθερων χημικών στοιχείων στην ατμόσφαιρα, αλλά επηρεάζει επίσης τη μεταφορά θερμότητας και το σχήμα του φάσματος. Ειδικότερα, τα θεωρητικά μοντέλα που αντιπροσωπεύουν τη σκόνη έχουν προβλέψει ένα φαινόμενο του θερμοκηπίου στην ανώτερη ατμόσφαιρα, κάτι που επιβεβαιώνεται από παρατηρήσεις. Επιπλέον, οι υπολογισμοί δείχνουν ότι μετά τη συμπύκνωση, οι κόκκοι σκόνης αρχίζουν να βυθίζονται. Είναι πιθανό να σχηματίζονται πυκνά σύννεφα σκόνης σε διαφορετικά επίπεδα στην ατμόσφαιρα. Η μετεωρολογία των καφέ νάνων μπορεί να μην είναι λιγότερο διαφορετική από αυτή των γιγάντιων πλανητών. Αλλά εάν οι ατμόσφαιρες του Δία και του Κρόνου μπορούν να μελετηθούν προσεκτικά, τότε οι κυκλώνες μεθανίου και οι καταιγίδες σκόνης καφέ νάνων θα πρέπει να αποκρυπτογραφηθούν μόνο από τα φάσματα τους.

Τα μυστικά των «ημίαιμων»

Τα ερωτήματα σχετικά με την προέλευση και την αφθονία των καφέ νάνων παραμένουν ανοιχτά. Οι πρώτοι υπολογισμοί του αριθμού τους σε νεαρά αστρικά σμήνη όπως οι Πλειάδες δείχνουν ότι, σε σύγκριση με τα κανονικά αστέρια, η συνολική μάζα των καφέ νάνων δεν είναι προφανώς τόσο μεγάλη ώστε να τους «αποδώσει» ολόκληρη την κρυμμένη μάζα του Γαλαξία. Αλλά αυτό το συμπέρασμα πρέπει ακόμα να επαληθευτεί.

Η γενικά αποδεκτή θεωρία για την προέλευση των άστρων δεν απαντά στο ερώτημα πώς σχηματίζονται οι καφέ νάνοι. Αντικείμενα τόσο μικρής μάζας θα μπορούσαν να σχηματιστούν σαν γιγάντιοι πλανήτες σε περιστρεφόμενους δίσκους. Αλλά αρκετοί μεμονωμένοι καφέ νάνοι έχουν ανακαλυφθεί και είναι δύσκολο να φανταστεί κανείς ότι όλοι τους χάθηκαν από τους πιο ογκώδεις συντρόφους τους λίγο μετά τη γέννησή τους. Επιπλέον, πρόσφατα ανακαλύφθηκε ένας πλανήτης σε τροχιά γύρω από έναν από τους καφέ νάνους, πράγμα που σημαίνει ότι δεν υπόκειται σε ισχυρή βαρυτική επίδραση από τους γείτονές του, διαφορετικά ο νάνος θα τον είχε χάσει.

Ένας πολύ ιδιαίτερος δρόμος για τη γέννηση των καφέ νάνων αναδείχθηκε πρόσφατα στη μελέτη δύο στενών δυαδικών συστημάτων - LL Andromeda και EF Eridani. Σε αυτά, ένας πιο ογκώδης σύντροφος, ένας λευκός νάνος, με τη βαρύτητα του τραβά την ύλη από έναν λιγότερο μαζικό σύντροφο, το λεγόμενο αστέρι δότη. Οι υπολογισμοί δείχνουν ότι αρχικά σε αυτά τα συστήματα οι δορυφόροι δότες ήταν συνηθισμένα αστέρια, αλλά για αρκετά δισεκατομμύρια χρόνια η μάζα τους έπεσε κάτω από την οριακή τιμή και οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις σε αυτά εξαφανίστηκαν. Τώρα, στην εμφάνιση, αυτοί είναι τυπικοί καφέ νάνοι. Η θερμοκρασία του αστεριού δότη στο σύστημα LL Andromeda είναι περίπου 1300 K και στο σύστημα EF Eridani είναι περίπου 1650 K. Η μάζα τους είναι μόνο αρκετές δεκάδες φορές μεγαλύτερη από τον Δία και οι γραμμές μεθανίου είναι ορατές στα φάσματα τους. Το πόσο παρόμοια είναι η εσωτερική δομή και η χημική τους σύσταση με εκείνες των «πραγματικών» καφέ νάνων είναι ακόμα άγνωστο. Έτσι, ένα κανονικό αστέρι χαμηλής μάζας, έχοντας χάσει ένα σημαντικό κλάσμα της ύλης του, μπορεί να γίνει καφέ νάνος.

Οι αστρονόμοι είχαν δίκιο όταν υποστήριξαν ότι η φύση είναι πιο εφευρετική από τη φαντασία μας. Οι καφέ νάνοι, αυτοί οι «ούτε αστέρια ούτε πλανήτες», έχουν ήδη αρχίσει να παρουσιάζουν εκπλήξεις. Όπως αποδείχθηκε πρόσφατα, παρά την ψυχρή φύση τους, μερικά από αυτά αποτελούν πηγές ραδιοφωνικής και ακόμη και ακτινοβολίας (!) ακτίνων Χ. Έτσι στο μέλλον, αυτός ο νέος τύπος διαστημικού αντικειμένου μας υπόσχεται πολλές ενδιαφέρουσες ανακαλύψεις.

Υπάρχουν πολλά διαφορετικά αστέρια στο Σύμπαν. Μεγάλα και μικρά, ζεστά και κρύα, φορτισμένα και αφόρτιστα. Σε αυτό το άρθρο θα ονομάσουμε τους κύριους τύπους αστεριών και θα δώσουμε επίσης μια λεπτομερή περιγραφή των Κίτρινων και Λευκών νάνων.

  1. Κίτρινος νάνος. Ένας κίτρινος νάνος είναι ένας τύπος μικρού αστεριού κύριας ακολουθίας με μάζα 0,8 έως 1,2 ηλιακές μάζες και θερμοκρασία επιφάνειας 5000–6000 Κ. Δείτε παρακάτω για περισσότερες πληροφορίες σχετικά με αυτόν τον τύπο αστεριού.
  2. Κόκκινος γίγαντας. Ένας κόκκινος γίγαντας είναι ένα μεγάλο αστέρι με κοκκινωπό ή πορτοκαλί χρώμα. Ο σχηματισμός τέτοιων αστεριών είναι δυνατός τόσο στο στάδιο του σχηματισμού των άστρων όσο και σε μεταγενέστερα στάδια της ύπαρξής τους. Ο μεγαλύτερος από τους γίγαντες μετατρέπεται σε κόκκινους υπεργίγαντες. Ένα αστέρι που ονομάζεται Betelgeuse στον αστερισμό του Ωρίωνα είναι το πιο εντυπωσιακό παράδειγμα κόκκινου υπεργίγαντα.
  3. άσπρος νάνος. Ένας λευκός νάνος είναι αυτό που απομένει από ένα συνηθισμένο αστέρι με μάζα μικρότερη από 1,4 ηλιακές μάζες αφού περάσει από το στάδιο του κόκκινου γίγαντα. Δείτε παρακάτω για περισσότερες πληροφορίες σχετικά με αυτόν τον τύπο αστεριού.
  4. Κόκκινος νάνος. Οι κόκκινοι νάνοι είναι τα πιο κοινά αστρικού τύπου αντικείμενα στο Σύμπαν. Οι εκτιμήσεις για τον αριθμό τους ποικίλλουν από 70 έως 90% του αριθμού όλων των αστέρων στον γαλαξία. Είναι αρκετά διαφορετικοί από τους άλλους σταρ.
  5. Καφέ νάνος. Καφέ νάνος - υποαστρικά αντικείμενα (με μάζες που κυμαίνονται από περίπου 0,01 έως 0,08 ηλιακές μάζες, ή, αντίστοιχα, από 12,57 έως 80,35 μάζες Δία και διάμετρος περίπου ίση με τη διάμετρο του Δία), στα βάθη των οποίων, σε αντίθεση με την κύρια ακολουθία αστέρια, δεν υπάρχει αντίδραση θερμοπυρηνικής σύντηξης με τη μετατροπή του υδρογόνου σε ήλιο.
  6. Υποκαφέ νάνοι. Οι υποκαφέ νάνοι, ή οι καφέ υπονάνοι, είναι ψυχροί σχηματισμοί που πέφτουν κάτω από το όριο μάζας του καφέ νάνου. Η μάζα τους είναι μικρότερη από περίπου το ένα εκατοστό της μάζας του Ήλιου ή, κατά συνέπεια, 12,57 της μάζας του Δία, το κατώτερο όριο δεν έχει οριστεί. Γενικά θεωρούνται πλανήτες, αν και η επιστημονική κοινότητα δεν έχει ακόμη καταλήξει σε οριστικό συμπέρασμα για το τι θεωρείται πλανήτης και τι είναι υποκαφέ νάνος.
  7. Μαύρος νάνος. Οι μαύροι νάνοι είναι λευκοί νάνοι που έχουν κρυώσει και, ως αποτέλεσμα, δεν εκπέμπουν στο ορατό εύρος. Αντιπροσωπεύει το τελικό στάδιο της εξέλιξης των λευκών νάνων. Οι μάζες των μαύρων νάνων, όπως και οι μάζες των λευκών νάνων, περιορίζονται πάνω από 1,4 ηλιακές μάζες.
  8. Διπλό αστέρι. Ένα δυαδικό αστέρι είναι δύο βαρυτικά δεσμευμένα αστέρια που περιφέρονται γύρω από ένα κοινό κέντρο μάζας.
  9. Νέο αστέρι. Αστέρια των οποίων η φωτεινότητα αυξάνεται ξαφνικά 10.000 φορές. Το nova είναι ένα δυαδικό σύστημα που αποτελείται από έναν λευκό νάνο και ένα συνοδό αστέρι που βρίσκεται στην κύρια ακολουθία. Σε τέτοια συστήματα, το αέριο από το αστέρι ρέει σταδιακά στον λευκό νάνο και περιοδικά εκρήγνυται εκεί, προκαλώντας μια έκρηξη φωτεινότητας.
  10. Supernova. Ένα σουπερνόβα είναι ένα αστέρι που τελειώνει την εξέλιξή του σε μια καταστροφική εκρηκτική διαδικασία. Η έκρηξη σε αυτή την περίπτωση μπορεί να είναι αρκετές τάξεις μεγέθους μεγαλύτερη από ό,τι στην περίπτωση ενός nova. Μια τέτοια ισχυρή έκρηξη είναι συνέπεια των διεργασιών που συμβαίνουν στο αστέρι στο τελευταίο στάδιο της εξέλιξης.
  11. Αστέρας νετρονίων. Τα αστέρια νετρονίων (NS) είναι αστρικοί σχηματισμοί με μάζες περίπου 1,5 ηλιακές και μεγέθη αισθητά μικρότερα από τους λευκούς νάνους, με διάμετρο περίπου 10-20 km. Αποτελούνται κυρίως από ουδέτερα υποατομικά σωματίδια - νετρόνια, σφιχτά συμπιεσμένα από βαρυτικές δυνάμεις. Στον Γαλαξία μας, σύμφωνα με τους επιστήμονες, μπορεί να υπάρχουν από 100 εκατομμύρια έως 1 δισεκατομμύριο αστέρια νετρονίων, δηλαδή κάπου ένα ανά χίλια συνηθισμένα αστέρια.
  12. Πάλσαρ. Τα πάλσαρ είναι κοσμικές πηγές ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας που έρχονται στη Γη με τη μορφή περιοδικών εκρήξεων (παλμών). Σύμφωνα με το κυρίαρχο αστροφυσικό μοντέλο, τα πάλσαρ είναι περιστρεφόμενα αστέρια νετρονίων με μαγνητικό πεδίο που είναι κεκλιμένο προς τον άξονα περιστροφής. Όταν η Γη πέφτει στον κώνο που σχηματίζεται από αυτή την ακτινοβολία, είναι δυνατό να ανιχνευθεί ένας παλμός ακτινοβολίας που επαναλαμβάνεται σε διαστήματα ίσα με την περίοδο περιστροφής του αστεριού. Μερικά αστέρια νετρονίων περιστρέφονται έως και 600 φορές το δευτερόλεπτο.
  13. Κηφείδες. Οι Κηφείδες είναι μια κατηγορία παλλόμενων μεταβλητών αστεριών με μια αρκετά ακριβή σχέση περιόδου-φωτεινότητας, που πήρε το όνομά του από το αστέρι Δέλτα των Κηφεϊών. Ένας από τους πιο γνωστούς Κηφείδες είναι ο Polaris. Η δεδομένη λίστα των κύριων τύπων (τύπων) αστεριών με τα σύντομα χαρακτηριστικά τους, φυσικά, δεν εξαντλεί όλη την πιθανή ποικιλία των αστεριών στο Σύμπαν.

Κίτρινος νάνος

Όντας σε διάφορα στάδια της εξελικτικής ανάπτυξής τους, τα αστέρια χωρίζονται σε κανονικά αστέρια, αστέρια νάνους και γιγάντια αστέρια. Τα κανονικά αστέρια είναι αστέρια της κύριας ακολουθίας. Αυτά, για παράδειγμα, περιλαμβάνουν τον Ήλιο μας. Μερικές φορές ονομάζονται τέτοια κανονικά αστέρια κίτρινοι νάνοι.

Χαρακτηριστικό γνώρισμα

Σήμερα θα μιλήσουμε εν συντομία για τους κίτρινους νάνους, που ονομάζονται και κίτρινα αστέρια. Οι κίτρινοι νάνοι είναι τυπικά αστέρια μέσης μάζας, φωτεινότητας και θερμοκρασίας επιφάνειας. Είναι αστέρια της κύριας ακολουθίας, που βρίσκονται περίπου στη μέση του διαγράμματος Hertzsprung–Russell και ακολουθούν ψυχρότερους, λιγότερο ογκώδεις κόκκινους νάνους.

Σύμφωνα με τη φασματική ταξινόμηση Morgan-Keenan, οι κίτρινοι νάνοι αντιστοιχούν κυρίως στην κατηγορία φωτεινότητας G, αλλά σε μεταβατικές παραλλαγές αντιστοιχούν μερικές φορές στην κατηγορία Κ (πορτοκαλί νάνοι) ή στην κατηγορία F στην περίπτωση των κιτρινόλευκων νάνων.

Η μάζα των κίτρινων νάνων κυμαίνεται συχνά από 0,8 έως 1,2 ηλιακές μάζες. Επιπλέον, η θερμοκρασία της επιφάνειάς τους είναι ως επί το πλείστον από 5 έως 6 χιλιάδες βαθμούς Kelvin.

Ο πιο λαμπερός και πιο διάσημος εκπρόσωπος των κίτρινων νάνων είναι ο Ήλιος μας.

Εκτός από τον Ήλιο, μεταξύ των κίτρινων νάνων που βρίσκονται πιο κοντά στη Γη αξίζει να σημειωθεί:

  1. Δύο συστατικά στο τριπλό σύστημα Alpha Centauri, μεταξύ των οποίων ο Alpha Centauri A είναι παρόμοιος σε φάσμα φωτεινότητας με τον Ήλιο, και ο Alpha Centauri B είναι ένας τυπικός νάνος πορτοκαλί κατηγορίας K. Η απόσταση και από τα δύο συστατικά είναι λίγο πάνω από 4 έτη φωτός.
  2. Ο πορτοκαλί νάνος είναι το αστέρι Ραν, γνωστό και ως Έψιλον Ηριδάνη, με κλάση φωτεινότητας Κ. Οι αστρονόμοι υπολόγισαν την απόσταση από το Ραν σε περίπου 10 και μισό έτη φωτός.
  3. Το διπλό αστέρι 61 Cygni, που βρίσκεται λίγο περισσότερο από 11 έτη φωτός από τη Γη. Και τα δύο συστατικά του 61 Cygni είναι τυπικοί πορτοκαλί νάνοι κατηγορίας φωτεινότητας Κ.
  4. Το αστέρι Tau Ceti που μοιάζει με τον Ήλιο, περίπου 12 έτη φωτός μακριά από τη Γη, έχει φάσμα φωτεινότητας G και ένα ενδιαφέρον πλανητικό σύστημα που αποτελείται από τουλάχιστον 5 εξωπλανήτες.

Εκπαίδευση

Η εξέλιξη των κίτρινων νάνων είναι πολύ ενδιαφέρουσα. Η διάρκεια ζωής ενός κίτρινου νάνου είναι περίπου 10 δισεκατομμύρια χρόνια.

Όπως τα περισσότερα αστέρια, στο βάθος τους λαμβάνουν χώρα έντονες θερμοπυρηνικές αντιδράσεις, στις οποίες κυρίως το υδρογόνο καίγεται σε ήλιο. Μετά την έναρξη των αντιδράσεων που περιλαμβάνουν ήλιο στον πυρήνα του άστρου, οι αντιδράσεις υδρογόνου κινούνται όλο και περισσότερο προς την επιφάνεια. Αυτό γίνεται το σημείο εκκίνησης για τη μετατροπή ενός κίτρινου νάνου σε κόκκινο γίγαντα. Το αποτέλεσμα μιας τέτοιας μεταμόρφωσης μπορεί να είναι ο κόκκινος γίγαντας Aldebaran.

Με την πάροδο του χρόνου, η επιφάνεια του αστεριού θα κρυώσει σταδιακά και τα εξωτερικά στρώματα θα αρχίσουν να διαστέλλονται. Στα τελευταία στάδια της εξέλιξης, ο κόκκινος γίγαντας ρίχνει το κέλυφός του, το οποίο σχηματίζει ένα πλανητικό νεφέλωμα, και ο πυρήνας του θα μετατραπεί σε λευκό νάνο, ο οποίος θα συρρικνωθεί και θα ψυχθεί περαιτέρω.

Ένα παρόμοιο μέλλον περιμένει τον Ήλιο μας, που βρίσκεται τώρα στο μεσαίο στάδιο της ανάπτυξής του. Σε περίπου 4 δισεκατομμύρια χρόνια, θα αρχίσει να μεταμορφώνεται σε κόκκινο γίγαντα, η φωτόσφαιρα του οποίου, όταν διαστέλλεται, μπορεί να απορροφήσει όχι μόνο τη Γη και τον Άρη, αλλά ακόμη και τον Δία.

Η διάρκεια ζωής ενός κίτρινου νάνου είναι κατά μέσο όρο 10 δισεκατομμύρια χρόνια. Αφού καεί ολόκληρη η παροχή υδρογόνου, το αστέρι αυξάνεται σε μέγεθος πολλές φορές και μετατρέπεται σε κόκκινο γίγαντα. τα περισσότερα πλανητικά νεφελώματα, και ο πυρήνας καταρρέει σε έναν μικρό, πυκνό λευκό νάνο.

Λευκοί νάνοι

Οι λευκοί νάνοι είναι αστέρια με μεγάλη μάζα (της τάξης του Ήλιου) και μικρή ακτίνα (η ακτίνα της Γης), η οποία είναι μικρότερη από το όριο Chandrasekhar για την επιλεγμένη μάζα και είναι προϊόν της εξέλιξης των ερυθρών γιγάντων . Η διαδικασία παραγωγής θερμοπυρηνικής ενέργειας σε αυτά έχει σταματήσει, γεγονός που οδηγεί στις ιδιαίτερες ιδιότητες αυτών των άστρων. Σύμφωνα με διάφορες εκτιμήσεις, στον Γαλαξία μας ο αριθμός τους κυμαίνεται από 3 έως 10% του συνολικού αστρικού πληθυσμού.

Ιστορία της ανακάλυψης

Το 1844, ο Γερμανός αστρονόμος και μαθηματικός Friedrich Bessel, ενώ παρατηρούσε τον Σείριο, ανακάλυψε μια μικρή απόκλιση του άστρου από την ευθύγραμμη κίνηση και έκανε την υπόθεση ότι ο Σείριος είχε ένα αόρατο συνοδό αστέρι.

Η υπόθεσή του επιβεβαιώθηκε ήδη το 1862, όταν ο Αμερικανός αστρονόμος και κατασκευαστής τηλεσκοπίων Alvan Graham Clark, ενώ προσάρμοζε τον μεγαλύτερο διαθλαστήρα εκείνη την εποχή, ανακάλυψε ένα αμυδρό αστέρι κοντά στον Σείριο, το οποίο αργότερα ονομάστηκε Sirius B.

Ο λευκός νάνος Sirius B έχει χαμηλή φωτεινότητα και το βαρυτικό πεδίο επηρεάζει αρκετά αισθητά τον φωτεινό σύντροφό του, υποδεικνύοντας ότι αυτό το αστέρι έχει εξαιρετικά μικρή ακτίνα και σημαντική μάζα. Έτσι ανακαλύφθηκε για πρώτη φορά ένας τύπος αντικειμένου που ονομάζεται λευκοί νάνοι. Το δεύτερο παρόμοιο αντικείμενο ήταν το αστέρι Maanen, που βρίσκεται στον αστερισμό των Ιχθύων.

Πώς σχηματίζονται οι λευκοί νάνοι;

Αφού καεί όλο το υδρογόνο σε ένα γηρασμένο αστέρι, ο πυρήνας του συστέλλεται και θερμαίνεται, γεγονός που συμβάλλει στη διαστολή των εξωτερικών του στοιβάδων. Η αποτελεσματική θερμοκρασία του αστεριού πέφτει και γίνεται κόκκινος γίγαντας. Το σπάνιο κέλυφος του άστρου, πολύ ασθενώς συνδεδεμένο με τον πυρήνα, διαλύεται στο διάστημα με την πάροδο του χρόνου, ρέοντας σε γειτονικούς πλανήτες και στη θέση του κόκκινου γίγαντα παραμένει ένα πολύ συμπαγές αστέρι, που ονομάζεται λευκός νάνος.

Για πολύ καιρό, παρέμενε μυστήριο γιατί οι λευκοί νάνοι, που έχουν θερμοκρασία μεγαλύτερη από τη θερμοκρασία του Ήλιου, είναι μικροί σε σύγκριση με το μέγεθος του Ήλιου, μέχρι που έγινε σαφές ότι η πυκνότητα της ύλης μέσα τους είναι εξαιρετικά υψηλή (εντός 10 5 - 10 9 g/cm 3). Δεν υπάρχει τυπική σχέση μάζας-φωτεινότητας για λευκούς νάνους, κάτι που τους διακρίνει από άλλα αστέρια. Μια τεράστια ποσότητα ύλης «συσκευάζεται» σε έναν εξαιρετικά μικρό όγκο, γι' αυτό η πυκνότητα του λευκού νάνου είναι σχεδόν 100 φορές μεγαλύτερη από την πυκνότητα του νερού.

Η θερμοκρασία των λευκών νάνων παραμένει σχεδόν σταθερή, παρά την απουσία θερμοπυρηνικών αντιδράσεων στο εσωτερικό τους. Τι εξηγεί αυτό; Λόγω της ισχυρής συμπίεσης, τα ηλεκτρονιακά κελύφη των ατόμων αρχίζουν να διαπερνούν το ένα το άλλο. Αυτό συνεχίζεται έως ότου η απόσταση μεταξύ των πυρήνων γίνει ελάχιστη, ίση με την ακτίνα του μικρότερου κελύφους ηλεκτρονίων.

Ως αποτέλεσμα του ιονισμού, τα ηλεκτρόνια αρχίζουν να κινούνται ελεύθερα σε σχέση με τους πυρήνες και η ύλη μέσα στον λευκό νάνο αποκτά φυσικές ιδιότητες που είναι χαρακτηριστικές των μετάλλων. Σε μια τέτοια ύλη, η ενέργεια μεταφέρεται στην επιφάνεια του άστρου από ηλεκτρόνια, η ταχύτητα των οποίων αυξάνεται καθώς συμπιέζονται: μερικά από αυτά κινούνται με ταχύτητα που αντιστοιχεί σε θερμοκρασία ενός εκατομμυρίου βαθμών. Η θερμοκρασία στην επιφάνεια και στο εσωτερικό του λευκού νάνου μπορεί να διαφέρει απότομα, γεγονός που δεν οδηγεί σε αλλαγή της διαμέτρου του αστεριού. Εδώ μπορούμε να κάνουμε μια σύγκριση με μια βολίδα - καθώς κρυώνει, δεν μειώνεται σε όγκο.

Ο λευκός νάνος εξασθενεί εξαιρετικά αργά: σε εκατοντάδες εκατομμύρια χρόνια, η ένταση της ακτινοβολίας μειώνεται μόνο κατά 1%. Αλλά τελικά θα πρέπει να εξαφανιστεί, μετατρέποντας σε μαύρο νάνο, που θα μπορούσε να πάρει τρισεκατομμύρια χρόνια. Οι λευκοί νάνοι μπορούν κάλλιστα να ονομαστούν μοναδικά αντικείμενα του Σύμπαντος. Κανείς δεν έχει καταφέρει ακόμη να αναπαράγει τις συνθήκες στις οποίες υπάρχουν στα επίγεια εργαστήρια.

Εκπομπή ακτίνων Χ από λευκούς νάνους

Η θερμοκρασία της επιφάνειας των νεαρών λευκών νάνων, των ισοτροπικών πυρήνων των άστρων μετά την εκτίναξη των κελυφών τους, είναι πολύ υψηλή - πάνω από 2·10 5 K, αλλά πέφτει αρκετά γρήγορα λόγω της ακτινοβολίας από την επιφάνεια. Τέτοιοι πολύ νέοι λευκοί νάνοι παρατηρούνται στην περιοχή ακτίνων Χ (για παράδειγμα, παρατηρήσεις του λευκού νάνου HZ 43 από τον δορυφόρο ROSAT). Στο εύρος ακτίνων Χ, η φωτεινότητα των λευκών νάνων υπερβαίνει τη φωτεινότητα των αστεριών της κύριας ακολουθίας: οι φωτογραφίες του Σείριου που τραβήχτηκαν από το τηλεσκόπιο ακτίνων Χ Chandra μπορούν να χρησιμεύσουν ως απεικόνιση - σε αυτές ο λευκός νάνος Σείριος Β φαίνεται πιο φωτεινός από τον Σείριο Α του φασματική κλάση A1, η οποία είναι ~10.000 φορές φωτεινότερη στο οπτικό εύρος φωτεινότερη από τον Sirius B.

Η επιφανειακή θερμοκρασία των πιο καυτών λευκών νάνων είναι 7 10 4 Κ, ενώ οι ψυχρότεροι είναι μικρότεροι από 4 10 3 Κ.

Μια ιδιαιτερότητα της ακτινοβολίας των λευκών νάνων στην περιοχή ακτίνων Χ είναι το γεγονός ότι η κύρια πηγή ακτινοβολίας ακτίνων Χ γι 'αυτούς είναι η φωτόσφαιρα, η οποία τους διακρίνει έντονα από τα "κανονικά" αστέρια: τα τελευταία έχουν κορώνα ακτίνων Χ. θερμαίνεται σε αρκετά εκατομμύρια Κέλβιν και η θερμοκρασία της φωτόσφαιρας είναι πολύ χαμηλή για εκπομπή ακτίνων Χ.

Ελλείψει προσαύξησης, η πηγή φωτεινότητας για τους λευκούς νάνους είναι η αποθηκευμένη θερμική ενέργεια των ιόντων στο εσωτερικό τους, επομένως η φωτεινότητά τους εξαρτάται από την ηλικία. Μια ποσοτική θεωρία για την ψύξη των λευκών νάνων αναπτύχθηκε στα τέλη της δεκαετίας του 1940 από τον καθηγητή Samuel Kaplan.