तारे सफेद बौने हैं. सितारा - सफेद बौना

ब्रह्मांड में कई अलग-अलग तारे हैं। बड़े और छोटे, गर्म और ठंडे, चार्ज और अनचार्ज। इस लेख में हम मुख्य प्रकार के तारों के नाम बताएंगे, साथ ही पीले और सफेद बौनों का विस्तृत विवरण भी देंगे।

1. पीला बौना. पीला बौना एक प्रकार का छोटा मुख्य अनुक्रम तारा है जिसका द्रव्यमान 0.8 से 1.2 सौर द्रव्यमान और सतह का तापमान 5000-6000 K होता है। इस प्रकार के तारे के बारे में अधिक जानकारी के लिए नीचे देखें।
2. लाल विशाल. लाल दानव एक बड़ा लाल या नारंगी तारा है। ऐसे तारों का निर्माण तारा निर्माण के चरण और उनके अस्तित्व के बाद के चरणों दोनों में संभव है। सबसे बड़े दिग्गज लाल सुपरजायंट में बदल जाते हैं। ओरायन तारामंडल में बेटेल्गेयूज़ नामक तारा लाल महादानव का सबसे आकर्षक उदाहरण है।
3. व्हाइट द्वार्फ. एक सफेद बौना वह है जो लाल विशाल चरण से गुजरने के बाद 1.4 सौर द्रव्यमान से अधिक नहीं होने वाले द्रव्यमान वाले एक साधारण तारे का अवशेष होता है। इस प्रकार के तारे के बारे में अधिक जानकारी के लिए नीचे देखें।
4. लाल बौना. लाल बौने ब्रह्मांड में सबसे आम तारकीय प्रकार की वस्तुएं हैं। उनकी बहुतायत का अनुमान आकाशगंगा के सभी तारों की संख्या का 70 से 90% तक है। ये दूसरे स्टार्स से काफी अलग हैं.
5. भूरा बौना. भूरा बौना - उपतारकीय वस्तुएं (लगभग 0.01 से 0.08 सौर द्रव्यमान की सीमा में द्रव्यमान के साथ, या, क्रमशः, 12.57 से 80.35 बृहस्पति द्रव्यमान और व्यास लगभग बृहस्पति के बराबर), जिसकी गहराई में, मुख्य के विपरीत अनुक्रम तारों में, हाइड्रोजन के हीलियम में रूपांतरण के साथ कोई थर्मोन्यूक्लियर संलयन प्रतिक्रिया नहीं होती है।
6. भूरे रंग के बौने. सबब्राउन बौने या भूरे सबबौने ठंडी संरचनाएं हैं जो द्रव्यमान में भूरे बौने की सीमा से नीचे होती हैं। उनका द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान के लगभग सौवें हिस्से से कम है या, क्रमशः, बृहस्पति के 12.57 द्रव्यमान से, निचली सीमा परिभाषित नहीं है। इन्हें आमतौर पर ग्रह माना जाता है, हालांकि वैज्ञानिक समुदाय अभी तक इस बारे में अंतिम निष्कर्ष पर नहीं पहुंचा है कि ग्रह किसे माना जाता है और उपभूरा बौना किसे माना जाता है।
7. काला बौना. काले बौने सफेद बौने होते हैं जो ठंडे हो जाते हैं और इसलिए दृश्य सीमा में विकिरण नहीं करते हैं। सफ़ेद बौनों के विकास में अंतिम चरण का प्रतिनिधित्व करता है। काले बौनों का द्रव्यमान, सफेद बौनों के द्रव्यमान की तरह, ऊपर से 1.4 सौर द्रव्यमान द्वारा सीमित होता है।
8. डबल स्टार. एक द्विआधारी तारा दो गुरुत्वाकर्षण से बंधे तारे हैं जो द्रव्यमान के एक सामान्य केंद्र के चारों ओर घूमते हैं।
9. नया सितारा. तारे जिनकी चमक अचानक 10,000 गुना बढ़ जाती है। नोवा एक द्विआधारी प्रणाली है जिसमें एक सफेद बौना और एक मुख्य अनुक्रम साथी तारा शामिल होता है। ऐसी प्रणालियों में, तारे से गैस धीरे-धीरे सफेद बौने में प्रवाहित होती है और समय-समय पर वहां विस्फोट करती है, जिससे चमक में विस्फोट होता है।
10. सुपरनोवा. सुपरनोवा एक तारा है जो एक विनाशकारी विस्फोटक प्रक्रिया में अपना विकास समाप्त करता है। इस मामले में भड़कना किसी नए तारे की तुलना में कई गुना अधिक बड़ा हो सकता है। इतना शक्तिशाली विस्फोट तारे में विकास के अंतिम चरण में होने वाली प्रक्रियाओं का परिणाम है।
11. न्यूट्रॉन स्टार. न्यूट्रॉन तारे (एनएस) 1.5 सौर द्रव्यमान के क्रम पर द्रव्यमान वाली तारकीय संरचनाएं हैं और व्यास में 10-20 किमी के क्रम पर सफेद बौनों की तुलना में काफी छोटे आकार के होते हैं। इनमें मुख्य रूप से तटस्थ उपपरमाण्विक कण - न्यूट्रॉन होते हैं, जो गुरुत्वाकर्षण बलों द्वारा कसकर संकुचित होते हैं। वैज्ञानिकों के अनुसार हमारी आकाशगंगा में 100 मिलियन से लेकर 1 बिलियन तक न्यूट्रॉन तारे हो सकते हैं, यानी एक हजार में से लगभग एक सामान्य तारे।
12. पल्सर. पल्सर आवधिक विस्फोट (पल्स) के रूप में पृथ्वी पर आने वाले विद्युत चुम्बकीय विकिरण के ब्रह्मांडीय स्रोत हैं। प्रमुख खगोल भौतिकी मॉडल के अनुसार, पल्सर एक चुंबकीय क्षेत्र के साथ न्यूट्रॉन तारे घूम रहे हैं जो घूर्णन की धुरी पर झुका हुआ है। जब पृथ्वी इस विकिरण से बने शंकु में गिरती है, तो एक विकिरण पल्स को रिकॉर्ड करना संभव होता है जो तारे की क्रांति की अवधि के बराबर अंतराल पर दोहराया जाता है। कुछ न्यूट्रॉन तारे प्रति सेकंड 600 चक्कर लगाते हैं।
13. सेफ़ीड. सेफिड्स काफी सटीक अवधि-चमकदार संबंध के साथ स्पंदित चर सितारों का एक वर्ग है, जिसका नाम डेल्टा सेफेई स्टार के नाम पर रखा गया है। सबसे प्रसिद्ध सेफिड्स में से एक नॉर्थ स्टार है। तारों के मुख्य प्रकारों (प्रकारों) की उपरोक्त सूची उनके साथ संक्षिप्त विवरणनिस्संदेह, ब्रह्मांड में तारों की संपूर्ण संभावित विविधता समाप्त नहीं होती है।

पीला बौना

अपने विकासवादी विकास के विभिन्न चरणों में होने के कारण, तारों को सामान्य तारे, बौने तारे, विशाल तारे में विभाजित किया जाता है। सामान्य तारे मुख्य अनुक्रम तारे होते हैं। ऐसा ही एक उदाहरण हमारा सूर्य है। कभी-कभी ऐसे सामान्य तारे कहलाते हैं पीले बौने.

विशेषता

आज हम संक्षेप में पीले बौनों के बारे में बात करेंगे, जिन्हें पीला तारा भी कहा जाता है। पीले बौने, एक नियम के रूप में, औसत द्रव्यमान, चमक और सतह के तापमान वाले तारे हैं। वे मुख्य-अनुक्रम तारे हैं, जो हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख के लगभग मध्य में स्थित हैं और ठंडे, कम विशाल लाल बौनों का अनुसरण करते हैं।

मॉर्गन-कीनन वर्णक्रमीय वर्गीकरण के अनुसार, पीले बौने मुख्य रूप से जी चमक वर्ग के अनुरूप होते हैं, लेकिन संक्रमणकालीन विविधताओं में वे कभी-कभी के वर्ग (नारंगी बौने) या पीले-सफेद बौनों के मामले में एफ वर्ग के अनुरूप होते हैं।

पीले बौनों का द्रव्यमान अक्सर 0.8 से 1.2 सौर द्रव्यमान के बीच होता है। वहीं इनकी सतह का तापमान अधिकतर 5 से 6 हजार डिग्री केल्विन तक होता है।

पीले बौनों का सबसे चमकीला और सबसे प्रसिद्ध प्रतिनिधि हमारा सूर्य है।

सूर्य के अलावा, पृथ्वी के सबसे निकट पीले बौनों में, यह ध्यान देने योग्य है:

1. अल्फा सेंटॉरी ट्रिपल सिस्टम में दो घटक, जिनमें से अल्फा सेंटॉरी ए सूर्य के चमकदार स्पेक्ट्रम के समान है, और अल्फा सेंटॉरी बी एक विशिष्ट के-क्लास नारंगी बौना है। दोनों घटकों की दूरी 4 प्रकाश वर्ष से अधिक है।
2. नारंगी बौना तारा रैन है, जिसे एप्सिलॉन एरिडानी के नाम से भी जाना जाता है, जिसकी चमक वर्ग K है। खगोलविदों ने रैन की दूरी लगभग साढ़े 10 प्रकाश वर्ष आंकी है।
3. बाइनरी स्टार 61 सिग्नी पृथ्वी से सिर्फ 11 प्रकाश वर्ष दूर है। 61 सिग्नस के दोनों घटक विशिष्ट K-श्रेणी के नारंगी बौने हैं।
4. सूर्य जैसा तारा ताऊ सेटी, पृथ्वी से लगभग 12 प्रकाश वर्ष दूर, जी चमक स्पेक्ट्रम और कम से कम 5 एक्सोप्लैनेट से युक्त एक दिलचस्प ग्रह प्रणाली के साथ।

शिक्षा

पीले बौनों का विकास बहुत दिलचस्प है। पीले बौने का जीवनकाल लगभग 10 अरब वर्ष होता है।

अधिकांश तारों की तरह, उनके आंतरिक भाग में तीव्र थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं होती हैं, जिसमें मुख्य रूप से हाइड्रोजन जलकर हीलियम में बदल जाता है। तारे के केंद्र में हीलियम से जुड़ी प्रतिक्रियाओं की शुरुआत के बाद, हाइड्रोजन प्रतिक्रियाएं सतह की ओर अधिक से अधिक बढ़ती हैं। यह एक पीले बौने के लाल विशालकाय में परिवर्तन का प्रारंभिक बिंदु बन जाता है। इस तरह के परिवर्तन का परिणाम लाल विशाल एल्डेबारन हो सकता है।

समय के साथ, तारे की सतह धीरे-धीरे ठंडी हो जाएगी, और बाहरी परतें फैलने लगेंगी। विकास के अंतिम चरण में, लाल विशालकाय अपना खोल त्याग देता है, जो एक ग्रह नीहारिका बनाता है, और इसका कोर एक सफेद बौने में बदल जाएगा, जो आगे सिकुड़ जाएगा और ठंडा हो जाएगा।

ऐसा ही भविष्य हमारे सूर्य का इंतजार कर रहा है, जो अब अपने विकास के मध्य चरण में है। लगभग 4 अरब वर्षों के बाद, यह एक लाल विशाल में अपना परिवर्तन शुरू कर देगा, जिसका प्रकाशमंडल, विस्तार करते समय, न केवल पृथ्वी और मंगल, बल्कि बृहस्पति को भी अवशोषित कर सकता है।

एक पीले बौने का जीवनकाल औसतन 10 अरब वर्ष होता है। हाइड्रोजन की पूरी आपूर्ति ख़त्म हो जाने के बाद, तारा आकार में कई गुना बढ़ जाता है और एक लाल दानव में बदल जाता है। अधिकांश ग्रह नीहारिकाएं, और कोर एक छोटे, घने सफेद बौने में ढह जाती है।

सफ़ेद बौने

सफ़ेद बौने ऐसे तारे हैं जिनका द्रव्यमान (सूर्य के क्रम का) और छोटा त्रिज्या (पृथ्वी की त्रिज्या) होता है, जो चुने गए द्रव्यमान के लिए चन्द्रशेखर सीमा से कम है, जो लाल दिग्गजों के विकास के उत्पाद हैं . इनमें थर्मोन्यूक्लियर ऊर्जा के उत्पादन की प्रक्रिया रुक जाती है, जिससे इन तारों के विशेष गुण विकसित हो जाते हैं। विभिन्न अनुमानों के अनुसार, हमारी आकाशगंगा में उनकी संख्या कुल तारकीय जनसंख्या का 3 से 10% तक है।

खोज का इतिहास

1844 में, जर्मन खगोलशास्त्री और गणितज्ञ फ्रेडरिक बेसेल ने, जब सीरियस का अवलोकन किया, तो उन्होंने सीधी रेखा की गति से तारे में थोड़ा विचलन पाया, और एक धारणा बनाई कि सीरियस के पास एक अदृश्य विशाल उपग्रह तारा था।

उनकी धारणा की पुष्टि 1862 में ही हो गई थी, जब अमेरिकी खगोलशास्त्री और दूरबीन डिजाइनर अल्वान ग्राहम क्लार्क ने उस समय के सबसे बड़े रेफ्रेक्टर को समायोजित करते समय सीरियस के पास एक मंद तारे की खोज की, जिसे बाद में सीरियस बी नाम दिया गया।

सफेद बौने सिरियस बी की चमक कम है, और गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र इसके उज्ज्वल साथी को काफी हद तक प्रभावित करता है, जो इंगित करता है कि इस तारे का त्रिज्या एक महत्वपूर्ण द्रव्यमान के साथ बेहद छोटा है। इस प्रकार, पहली बार, सफेद बौने नामक एक प्रकार की वस्तु की खोज की गई। ऐसी दूसरी वस्तु मीन तारामंडल में स्थित तारा मानेन थी।

सफ़ेद बौने कैसे बनते हैं?

एक उम्रदराज़ तारे का सारा हाइड्रोजन ख़त्म हो जाने के बाद, इसका कोर सिकुड़ता है और गर्म हो जाता है, जो इसकी बाहरी परतों के विस्तार में योगदान देता है। तारे का प्रभावी तापमान गिर जाता है, और यह एक लाल दानव में बदल जाता है। तारे का दुर्लभ आवरण, जो कोर से बहुत कमजोर रूप से जुड़ा होता है, अंततः अंतरिक्ष में विलुप्त हो जाता है, पड़ोसी ग्रहों की ओर बहता है, और एक बहुत ही सघन तारा, जिसे सफेद बौना कहा जाता है, लाल विशाल के स्थान पर बना रहता है।

लंबे समय तक यह रहस्य बना रहा कि सफेद बौने, जिनका तापमान सूर्य के तापमान से अधिक होता है, सूर्य के आकार की तुलना में छोटे क्यों होते हैं, जब तक यह स्पष्ट नहीं हो गया कि उनके अंदर पदार्थ का घनत्व बहुत अधिक है (10 के भीतर) 5 - 10 9 ग्राम/सेमी 3)। सफ़ेद बौनों के लिए कोई मानक निर्भरता - द्रव्यमान-चमकदारता - नहीं है, जो उन्हें अन्य सितारों से अलग करती है। पदार्थ की एक बड़ी मात्रा को अत्यंत छोटी मात्रा में "पैक" किया जाता है, यही कारण है कि एक सफेद बौने का घनत्व पानी के घनत्व से लगभग 100 गुना अधिक होता है।

सफेद बौनों के अंदर थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं की अनुपस्थिति के बावजूद, उनका तापमान लगभग स्थिर रहता है। यह क्या समझाता है? मजबूत संपीड़न के कारण, परमाणुओं के इलेक्ट्रॉन गोले एक दूसरे में प्रवेश करना शुरू कर देते हैं। यह तब तक जारी रहता है जब तक कि नाभिकों के बीच की दूरी न्यूनतम, सबसे छोटे इलेक्ट्रॉन कोश की त्रिज्या के बराबर न हो जाए।

आयनीकरण के परिणामस्वरूप, इलेक्ट्रॉन नाभिक के सापेक्ष स्वतंत्र रूप से चलना शुरू कर देते हैं, और सफेद बौने के अंदर का पदार्थ प्राप्त हो जाता है भौतिक गुणजो धातुओं की विशेषता है। ऐसे पदार्थ में, ऊर्जा को इलेक्ट्रॉनों द्वारा तारे की सतह पर स्थानांतरित किया जाता है, जिसकी गति सिकुड़ने के साथ और अधिक बढ़ जाती है: उनमें से कुछ दस लाख डिग्री के तापमान के अनुरूप गति से चलते हैं। सतह पर और सफ़ेद बौने के अंदर का तापमान नाटकीय रूप से भिन्न हो सकता है, जिससे तारे के व्यास में कोई बदलाव नहीं होता है। यहां आप तोप के गोले से तुलना कर सकते हैं - ठंडा होने पर इसका आयतन कम नहीं होता।

सफ़ेद बौना बहुत धीरे-धीरे लुप्त होता है: सैकड़ों लाखों वर्षों में, विकिरण की तीव्रता केवल 1% कम हो जाती है। लेकिन अंत में, इसे काले बौने में बदलकर गायब हो जाना होगा, जिसमें खरबों साल लग सकते हैं। श्वेत बौनों को ब्रह्माण्ड की अनोखी वस्तुएँ कहा जा सकता है। कोई भी अभी तक उन स्थितियों को पुन: प्रस्तुत करने में सफल नहीं हुआ है जिनमें वे सांसारिक प्रयोगशालाओं में मौजूद हैं।

सफ़ेद बौनों से एक्स-रे उत्सर्जन

शेल इजेक्शन के बाद युवा सफेद बौनों, आइसोट्रोपिक तारकीय कोर की सतह का तापमान बहुत अधिक होता है - 2 · 10 5 K से अधिक, हालांकि, सतह से विकिरण के कारण यह बहुत तेजी से गिरता है। ऐसे बहुत युवा सफेद बौने एक्स-रे रेंज में देखे जाते हैं (उदाहरण के लिए, ROSAT उपग्रह द्वारा सफेद बौने HZ 43 का अवलोकन)। एक्स-रे रेंज में, सफेद बौने की चमक मुख्य-अनुक्रम सितारों की चमक से अधिक है: चंद्रा एक्स-रे दूरबीन द्वारा ली गई सीरियस की छवियां एक उदाहरण के रूप में काम कर सकती हैं - उन पर, सफेद बौना सीरियस बी की तुलना में अधिक चमकीला दिखता है वर्णक्रमीय वर्ग A1 का सीरियस ए, जो ऑप्टिकल रेंज में सीरियस बी की तुलना में ~ 10,000 गुना अधिक चमकीला है।

सबसे गर्म सफेद बौनों की सतह का तापमान 7 10 4 K है, सबसे ठंडे का तापमान 4 10 3 K से कम है।

एक्स-रे रेंज में सफेद बौनों के विकिरण की एक विशेषता यह तथ्य है कि उनके लिए एक्स-रे विकिरण का मुख्य स्रोत प्रकाशमंडल है, जो उन्हें "सामान्य" सितारों से अलग करता है: बाद में, मुकुट एक्स उत्सर्जित करता है -किरणें, कई मिलियन केल्विन तक गर्म होती हैं, और प्रकाशमंडल का तापमान एक्स-रे के उत्सर्जन के लिए बहुत कम होता है।

अभिवृद्धि की अनुपस्थिति में, सफेद बौनों की चमक का स्रोत उनके अंदरूनी हिस्सों में आयनों की तापीय ऊर्जा की आपूर्ति है; इसलिए, उनकी चमक उम्र पर निर्भर करती है। सफ़ेद बौनों के शीतलन का मात्रात्मक सिद्धांत 1940 के दशक के अंत में प्रोफेसर सैमुअल कपलान द्वारा बनाया गया था।

सफ़ेद बौने- चन्द्रशेखर सीमा से अधिक द्रव्यमान वाले विकसित तारे, थर्मोन्यूक्लियर ऊर्जा के अपने स्रोतों से रहित। ये कॉम्पैक्ट तारे हैं जिनका द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान के बराबर है, लेकिन त्रिज्या ~100 है और, तदनुसार, चमक सौर से ~10,000 गुना कम है। सफ़ेद बौनों का घनत्व लगभग 10 6 ग्राम/सेमी³ है, जो सामान्य मुख्य अनुक्रम तारों के घनत्व से लगभग दस लाख गुना अधिक है। संख्या के अनुसार, विभिन्न अनुमानों के अनुसार, सफेद बौने हमारी आकाशगंगा की तारकीय आबादी का 3-10% बनाते हैं।
चित्र में, सूर्य के तुलनात्मक आकार (दाईं ओर) और बाइनरी सिस्टम आईके पेगासस घटक बी - 35,500 K (केंद्र) के सतह तापमान के साथ एक सफेद बौना और घटक ए - वर्णक्रमीय प्रकार A8 का एक तारा (बाएं) .

प्रारंभिक 1844 में, कोएनिग्सबर्ग वेधशाला के निदेशक, फ्रेडरिक बेसेल ने पाया कि उत्तरी आकाश का सबसे चमकीला तारा सीरियस, समय-समय पर, बहुत कमजोर रूप से, आकाशीय क्षेत्र में गति के एक आयताकार प्रक्षेपवक्र से भटक जाता है। बेसेल इस निष्कर्ष पर पहुंचे कि सीरियस के पास एक अदृश्य "अंधेरा" साथी होना चाहिए, और द्रव्यमान के एक सामान्य केंद्र के चारों ओर दोनों सितारों की क्रांति की अवधि लगभग 50 वर्ष होनी चाहिए। संदेश को संदेह के साथ स्वीकार किया गया, क्योंकि अंधेरा उपग्रह अप्राप्य रहा, और इसका द्रव्यमान काफी बड़ा होना चाहिए - सीरियस के द्रव्यमान के बराबर।
जनवरी 1862 में ए.जी. क्लार्क ने 18 इंच के रेफ्रेक्टर को समायोजित करते हुए, उस समय की दुनिया की सबसे बड़ी दूरबीन (डियरबॉर्न टेलीस्कोप), जो क्लार्क परिवार की कंपनी द्वारा शिकागो वेधशाला को आपूर्ति की गई थी, सीरियस के तत्काल आसपास के क्षेत्र में एक मंद तारे की खोज की। यह सीरियस का काला उपग्रह सीरियस बी था, जिसकी भविष्यवाणी बेसेल ने की थी। सीरियस बी की सतह का तापमान 25,000 K है, जो इसकी असामान्य रूप से कम चमक को ध्यान में रखते हुए, एक बहुत छोटी त्रिज्या को इंगित करता है और, तदनुसार, एक अत्यंत उच्च घनत्व - 10 6 ग्राम / सेमी³ (सीरियस का घनत्व ~ 0.25 ग्राम / सेमी³ है) , सूर्य का घनत्व ~ 1.4 ग्राम/सेमी³ है)।
1917 में, एड्रियन वैन मानेन ने मीन राशि में अगले सफेद बौने, वैन मानेन तारे की खोज की।

घनत्व विरोधाभास 20वीं सदी की शुरुआत में, हर्ट्ज़स्प्रंग और रसेल ने सितारों के वर्णक्रमीय प्रकार (तापमान) और चमक के संबंध में एक नियमितता की खोज की - हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख (एच-आर आरेख)। ऐसा प्रतीत हुआ कि तारों की पूरी विविधता जी-आर आरेख की दो शाखाओं - मुख्य अनुक्रम और लाल विशाल शाखा में फिट होती है। वर्णक्रमीय प्रकार और चमक द्वारा तारों के वितरण पर आंकड़ों के संचय पर काम के दौरान, 1910 में रसेल ने प्रोफेसर ई. पिकरिंग की ओर रुख किया। रसेल बताते हैं कि आगे क्या हुआ:

“मैं अपने मित्र प्रोफेसर ई. पिकरिंग के साथ एक व्यावसायिक दौरे पर था। विशिष्ट दयालुता के साथ, उन्होंने उन सभी सितारों का स्पेक्ट्रा लेने की पेशकश की जिन्हें हिन्क्स और मैंने देखा था... ताकि उनके लंबन को निर्धारित किया जा सके। जो नियमित कार्य लग रहा था उसका यह हिस्सा बहुत उपयोगी साबित हुआ - इससे यह खोज हुई कि बहुत छोटे पूर्ण परिमाण (यानी, कम चमक) के सभी सितारों में वर्णक्रमीय प्रकार एम (यानी, बहुत कम सतह का तापमान) होता है। जैसा कि मुझे याद है, इस प्रश्न पर चर्चा करते समय, मैंने पिकरिंग से कुछ अन्य धुंधले सितारों के बारे में पूछा..., विशेष रूप से 40 एरिदानी बी का उल्लेख करते हुए। उनके लिए एक विशिष्ट तरीके से व्यवहार करते हुए, उन्होंने तुरंत (हार्वर्ड) वेधशाला के कार्यालय को एक अनुरोध भेजा , और जल्द ही एक उत्तर प्राप्त हुआ (मुझे लगता है कि श्रीमती फ्लेमिंग से) कि इस तारे का स्पेक्ट्रम ए (यानी उच्च सतह तापमान) है। यहां तक ​​कि उन पैलियोज़ोइक काल में भी, मैं इन चीजों के बारे में इतना जानता था कि मुझे तुरंत एहसास हुआ कि सतह की चमक और घनत्व के लिए जिसे हम "संभव" मान कहते थे, उसके बीच एक अत्यधिक विसंगति थी। मैंने स्पष्ट रूप से इस तथ्य को नहीं छिपाया कि मैं न केवल आश्चर्यचकित था, बल्कि सितारों की विशेषताओं के लिए एक पूरी तरह से सामान्य नियम प्रतीत होने वाले इस अपवाद से सचमुच चकित था। पिकरिंग ने मुझे देखकर मुस्कुराया और कहा: "यह वास्तव में ऐसे अपवाद हैं जो हमारे ज्ञान के विस्तार का कारण बनते हैं" - और सफेद बौनों ने शोध की दुनिया में प्रवेश किया।

रसेल का आश्चर्य काफी समझ में आता है: 40 एरिदानी बी अपेक्षाकृत करीबी सितारों से संबंधित है, और देखे गए लंबन का उपयोग इसकी दूरी और तदनुसार, चमक को सटीक रूप से निर्धारित करने के लिए किया जा सकता है। 40 एरिदानी बी की चमक उसके वर्णक्रमीय प्रकार के लिए असामान्य रूप से कम निकली - सफेद बौनों ने एचआर आरेख पर एक नया क्षेत्र बनाया। चमक, द्रव्यमान और तापमान का यह संयोजन समझ से परे था और इसे 1920 के दशक में विकसित मुख्य अनुक्रम सितारों की संरचना के मानक मॉडल के ढांचे के भीतर समझाया नहीं जा सका।
सफ़ेद बौनों के उच्च घनत्व को फ़र्मी-डिराक आँकड़ों की उपस्थिति के बाद क्वांटम यांत्रिकी के ढांचे के भीतर ही स्पष्टीकरण मिला। 1926 में, फाउलर ने अपने लेख "घना पदार्थ" ("घना पदार्थ", मासिक नोटिस आर. एस्ट्रोन। सोसाइटी 87, 114-122) में दिखाया कि, मुख्य अनुक्रम सितारों के विपरीत, जिसके लिए राज्य का समीकरण है आदर्श गैस मॉडल (मानक एडिंगटन मॉडल) के आधार पर, सफेद बौनों के लिए पदार्थ का घनत्व और दबाव पतित इलेक्ट्रॉन गैस (फर्मी गैस) के गुणों द्वारा निर्धारित किया जाता है।
सफ़ेद बौनों की प्रकृति को समझाने में अगला कदम या. आई. फ्रेनकेल और चन्द्रशेखर का काम था। 1928 में, फ्रेनकेल ने बताया कि सफेद बौनों के लिए एक ऊपरी द्रव्यमान सीमा होनी चाहिए, और 1930 में चन्द्रशेखर ने, आदर्श सफेद बौनों का अधिकतम द्रव्यमान (एस्ट्रोफ. जे. 74, 81-82) में दिखाया कि सफेद बौने 1.4 सौर से ऊपर होते हैं जनता अस्थिर है (चंद्रशेखर सीमा) और उसका पतन होना ही चाहिए।

सफ़ेद बौनों की उत्पत्ति
फाउलर के समाधान ने सफेद बौनों की आंतरिक संरचना की व्याख्या की, लेकिन उनकी उत्पत्ति के तंत्र को स्पष्ट नहीं किया। सफेद बौनों की उत्पत्ति को समझाने में दो विचारों ने महत्वपूर्ण भूमिका निभाई: ई. एपिक का विचार कि लाल दिग्गज परमाणु ईंधन के जलने के परिणामस्वरूप मुख्य अनुक्रम सितारों से बनते हैं और वी.जी. की धारणा। फेसेंकोव ने द्वितीय विश्व युद्ध के तुरंत बाद कहा था कि मुख्य अनुक्रम के तारों का द्रव्यमान कम होना चाहिए, और इस तरह के द्रव्यमान के नुकसान का तारों के विकास पर महत्वपूर्ण प्रभाव पड़ना चाहिए। इन धारणाओं की पूर्णतः पुष्टि हुई।
मुख्य अनुक्रम तारों के विकास के दौरान, हीलियम (बेथे चक्र) के निर्माण के साथ हाइड्रोजन "जला" जाता है। इस तरह के बर्नअप से तारे के केंद्रीय भागों में ऊर्जा की रिहाई बंद हो जाती है, संपीड़न होता है और, तदनुसार, इसके कोर में तापमान और घनत्व में वृद्धि होती है, जिससे ऐसी स्थिति उत्पन्न होती है जिसमें थर्मोन्यूक्लियर ऊर्जा का एक नया स्रोत सक्रिय होता है: हीलियम बर्नअप 10 8 K के क्रम के तापमान पर ( ट्रिपल हीलियम प्रतिक्रियाया ट्रिपल अल्फा प्रक्रिया), लाल दिग्गजों और सुपरजायंट्स की विशेषता:
He 4 + He 4 = Be 8 - दो हीलियम नाभिक (अल्फा कण) विलीन हो जाते हैं और एक अस्थिर बेरिलियम आइसोटोप बनता है;
Be 8 + He 4 = C 12 + 7.3 MeV - Be 8 का अधिकांश भाग फिर से दो अल्फा कणों में विघटित हो जाता है, लेकिन जब Be 8 एक उच्च-ऊर्जा अल्फा कण से टकराता है, तो एक स्थिर C 12 कार्बन नाभिक बन सकता है।
हालाँकि, यह ध्यान दिया जाना चाहिए कि ट्रिपल हीलियम प्रतिक्रिया को बेथ चक्र की तुलना में बहुत कम ऊर्जा रिलीज की विशेषता है: एक इकाई द्रव्यमान के संदर्भ में हीलियम के "जलने" के दौरान निकलने वाली ऊर्जा हाइड्रोजन के "जलने" की तुलना में 10 गुना कम है. जैसे ही हीलियम जलता है और नाभिक में ऊर्जा स्रोत समाप्त हो जाता है, अधिक जटिल न्यूक्लियोसिंथेसिस प्रतिक्रियाएं भी संभव होती हैं, हालांकि, सबसे पहले, ऐसी प्रतिक्रियाओं के लिए अधिक तापमान की आवश्यकता होती है और दूसरी बात, ऐसी प्रतिक्रियाओं में प्रति इकाई द्रव्यमान ऊर्जा रिलीज द्रव्यमान संख्या के रूप में कम हो जाती है वृद्धि। नाभिक प्रतिक्रिया करने के लिए।
स्पष्ट रूप से लाल विशाल नाभिक के विकास को प्रभावित करने वाला एक अतिरिक्त कारक ट्रिपल हीलियम प्रतिक्रिया की उच्च तापमान संवेदनशीलता और तंत्र के साथ भारी नाभिक की संलयन प्रतिक्रियाओं का संयोजन है। न्यूट्रिनो शीतलन: पर उच्च तापमानएएच और दबाव, इलेक्ट्रॉनों द्वारा फोटॉनों का प्रकीर्णन न्यूट्रिनो-एंटीन्यूट्रिनो जोड़े के निर्माण के साथ संभव है, जो स्वतंत्र रूप से नाभिक से ऊर्जा ले जाते हैं: तारा उनके लिए पारदर्शी होता है। ऐसी की गति बड़ाशास्त्रीय के विपरीत, न्यूट्रिनो शीतलन सतहीफोटॉन शीतलन किसी तारे के आंतरिक भाग से उसके प्रकाशमंडल तक ऊर्जा हस्तांतरण की प्रक्रियाओं तक सीमित नहीं है। तारे के कोर में न्यूक्लियोसिंथेसिस प्रतिक्रिया के परिणामस्वरूप, एक नया संतुलन प्राप्त होता है, जो कोर के समान तापमान की विशेषता है: इज़ोटेर्मल कोर.
अपेक्षाकृत छोटे द्रव्यमान (सूर्य के क्रम के) वाले लाल दिग्गजों के मामले में, इज़ोटेर्मल कोर में मुख्य रूप से हीलियम होता है, अधिक विशाल सितारों के मामले में, कार्बन और भारी तत्व होते हैं। हालाँकि, किसी भी स्थिति में, ऐसे इज़ोटेर्मल नाभिक का घनत्व इतना अधिक होता है कि नाभिक बनाने वाले प्लाज्मा के इलेक्ट्रॉनों के बीच की दूरी उनके डी ब्रोगली तरंग दैर्ध्य के अनुरूप हो जाती है। λ = एच / एमवी , अर्थात्, इलेक्ट्रॉन गैस के अध:पतन की शर्तें संतुष्ट हैं। गणना से पता चलता है कि इज़ोटेर्मल कोर का घनत्व सफेद बौनों के घनत्व से मेल खाता है, अर्थात। लाल दानवों के कोर सफेद बौने हैं।.

लाल दिग्गजों द्वारा बड़े पैमाने पर नुकसान
लाल दिग्गजों में परमाणु प्रतिक्रियाएं न केवल कोर में होती हैं: जैसे ही कोर में हाइड्रोजन जलता है, हीलियम न्यूक्लियोसिंथेसिस तारे के उन क्षेत्रों में फैलता है जो अभी भी हाइड्रोजन में समृद्ध हैं, हाइड्रोजन-गरीब और हाइड्रोजन-समृद्ध की सीमा पर एक गोलाकार परत बनाते हैं क्षेत्र. ट्रिपल हीलियम प्रतिक्रिया के साथ भी ऐसी ही स्थिति उत्पन्न होती है: जैसे ही हीलियम कोर में जलता है, यह हीलियम-गरीब और हीलियम-समृद्ध क्षेत्रों के बीच की सीमा पर एक गोलाकार परत में भी केंद्रित होता है। न्यूक्लियोसिंथेसिस के ऐसे "दो-परत" क्षेत्रों वाले तारों की चमक काफी बढ़ जाती है, जो सूर्य की लगभग कई हजार चमक तक पहुंच जाती है, जबकि तारा "सूज जाता है", इसका व्यास पृथ्वी की कक्षा के आकार तक बढ़ जाता है। हीलियम न्यूक्लियोसिंथेसिस का क्षेत्र तारे की सतह तक बढ़ जाता है: इस क्षेत्र के अंदर द्रव्यमान का अंश तारे के द्रव्यमान का ~70% है। "ब्लोट" तारे की सतह से पदार्थ के काफी तीव्र बहिर्वाह के साथ होता है; ऐसी वस्तुओं को प्रोटोप्लेनेटरी नेबुला के रूप में देखा जाता है, उदाहरण के लिए, नेबुला HD44179 ( चित्रकला).
ऐसे तारे स्पष्ट रूप से अस्थिर होते हैं, और 1956 में आई.एस. श्लोकोव्स्की ने लाल दिग्गजों के गोले के निष्कासन के माध्यम से ग्रहीय नीहारिकाओं के निर्माण के लिए एक तंत्र का प्रस्ताव रखा, जबकि ऐसे सितारों के आइसोथर्मल पतित कोर के संपर्क से सफेद बौनों का जन्म होता है (लाल दिग्गजों के विकास के अंत का यह परिदृश्य है) आम तौर पर स्वीकृत और कई अवलोकन संबंधी डेटा द्वारा समर्थित)। ऐसे तारों के लिए बड़े पैमाने पर नुकसान और शेल के आगे निष्कासन के सटीक तंत्र को अभी तक पूरी तरह से समझा नहीं गया है, लेकिन निम्नलिखित कारकों को माना जा सकता है जो शेल के नुकसान में योगदान कर सकते हैं:

• विस्तारित तारकीय कोशों में अस्थिरताएं विकसित हो सकती हैं, जिससे तारे के थर्मल शासन में बदलाव के साथ मजबूत दोलन प्रक्रियाएं हो सकती हैं। पर आकृतितारे द्वारा उत्सर्जित पदार्थ की घनत्व तरंगें स्पष्ट रूप से दिखाई देती हैं, जो इस तरह के उतार-चढ़ाव का परिणाम हो सकता है।
• प्रकाशमंडल के नीचे के क्षेत्रों में हाइड्रोजन के आयनीकरण के कारण, एक मजबूत संवहनी अस्थिरता विकसित हो सकती है। सौर गतिविधि की प्रकृति समान होती है, लेकिन लाल दिग्गजों के मामले में, संवहन प्रवाह की शक्ति सौर से काफी अधिक होनी चाहिए।
• अत्यधिक उच्च चमक के कारण, इसकी बाहरी परतों पर तारे के विकिरण प्रवाह का हल्का दबाव महत्वपूर्ण हो जाता है, जो गणना किए गए आंकड़ों के अनुसार, कई हजार वर्षों में शेल के नुकसान का कारण बन सकता है।

एक तरह से या किसी अन्य, लेकिन लाल दिग्गजों की सतह से पदार्थ के अपेक्षाकृत शांत बहिर्वाह की पर्याप्त लंबी अवधि इसके खोल की अस्वीकृति और इसके कोर के संपर्क के साथ समाप्त होती है। ऐसे उत्सर्जित खोल को ग्रहीय नीहारिका के रूप में देखा जाता है। प्रोटोप्लेनेटरी नेबुला का विस्तार वेग दसियों किमी/सेकेंड है, यानी, लाल दिग्गजों की सतह पर परवलयिक वेग के मूल्य के करीब है, जो लाल दिग्गजों के "अतिरिक्त द्रव्यमान" के निष्कासन द्वारा उनके गठन की अतिरिक्त पुष्टि के रूप में कार्य करता है।

स्पेक्ट्रा की विशेषताएं
सफेद बौनों का स्पेक्ट्रा मुख्य अनुक्रम सितारों और दिग्गजों से बहुत अलग है। उनकी मुख्य विशेषता दृढ़ता से विस्तारित अवशोषण रेखाओं की एक छोटी संख्या है, और कुछ सफेद बौनों (वर्णक्रमीय प्रकार डीसी) में बिल्कुल भी ध्यान देने योग्य अवशोषण रेखाएं नहीं होती हैं। इस वर्ग के तारों के स्पेक्ट्रा में अवशोषण रेखाओं की छोटी संख्या को रेखाओं के बहुत मजबूत विस्तार द्वारा समझाया गया है: केवल सबसे मजबूत अवशोषण रेखाओं में, चौड़ी होने पर, ध्यान देने योग्य रहने के लिए पर्याप्त गहराई होती है, और कमजोर लोगों में, उनकी उथली गहराई के कारण , व्यावहारिक रूप से सतत स्पेक्ट्रम के साथ विलीन हो जाता है।
सफ़ेद बौनों के स्पेक्ट्रा की विशेषताओं को कई कारकों द्वारा समझाया गया है। सबसे पहले, सफेद बौनों के उच्च घनत्व के कारण, उनकी सतह पर मुक्त गिरावट त्वरण ~10 8 सेमी/सेकेंड (या ~1000 किमी/सेकेंड²) होता है, जो बदले में, उनके प्रकाशमंडल की छोटी लंबाई, विशाल घनत्व और उनमें दबाव और अवशोषण रेखाओं का चौड़ा होना। सतह पर एक मजबूत गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र का एक और परिणाम उनके स्पेक्ट्रा में रेखाओं का गुरुत्वाकर्षण रेडशिफ्ट है, जो कई दसियों किमी/सेकेंड के वेग के बराबर है। दूसरे, मजबूत चुंबकीय क्षेत्र वाले कुछ सफेद बौने ज़ीमैन प्रभाव के कारण विकिरण के मजबूत ध्रुवीकरण और वर्णक्रमीय रेखाओं के विभाजन को प्रदर्शित करते हैं।

सफ़ेद बौनों से एक्स-रे उत्सर्जन
युवा सफेद बौनों की सतह का तापमान - शेल इजेक्शन के बाद आइसोट्रोपिक तारकीय कोर बहुत अधिक है - 2 · 10 5 K से अधिक, हालांकि, न्यूट्रिनो के ठंडा होने और सतह से विकिरण के कारण यह काफी तेजी से गिरता है। ऐसे बहुत ही युवा सफेद बौने एक्स-रे रेंज में देखे जाते हैं। सबसे गर्म सफेद बौनों की सतह का तापमान 7·10 4 K है, सबसे ठंडे ~5·10³ K है।
एक्स-रे रेंज में सफेद बौनों के विकिरण की एक विशेषता यह तथ्य है कि उनके लिए एक्स-रे विकिरण का मुख्य स्रोत प्रकाशमंडल है, जो उन्हें "सामान्य" सितारों से अलग करता है: बाद में, मुकुट एक्स उत्सर्जित करता है -किरणें, कई मिलियन केल्विन तक गर्म होती हैं, और प्रकाशमंडल का तापमान एक्स-रे के उत्सर्जन के लिए बहुत कम होता है।
अभिवृद्धि की अनुपस्थिति में, सफेद बौनों की चमक का स्रोत उनके अंदरूनी हिस्सों में आयनों की तापीय ऊर्जा की आपूर्ति है; इसलिए, उनकी चमक उम्र पर निर्भर करती है। सफ़ेद बौनों के शीतलन का मात्रात्मक सिद्धांत 1940 के दशक के अंत में एस.ए. द्वारा बनाया गया था। कापलान.

बाइनरी सिस्टम में सफेद बौनों पर अभिवृद्धि

• सफेद बौनों पर गैर-स्थिर अभिवृद्धि, यदि साथी एक विशाल लाल बौना है, तो बौने नोवा (यू जेम (यूजी) प्रकार के तारे) और नोवा-जैसे विनाशकारी चर सितारों का निर्माण होता है।
• एक मजबूत चुंबकीय क्षेत्र के साथ सफेद बौनों पर अभिवृद्धि सफेद बौने के चुंबकीय ध्रुवों के क्षेत्र की ओर निर्देशित होती है, और क्षेत्र के सर्कंपोलर क्षेत्रों में प्लाज्मा विकिरण को एकत्रित करने का साइक्लोट्रॉन तंत्र दृश्य क्षेत्र (ध्रुवीय और मध्यवर्ती) में विकिरण के एक मजबूत ध्रुवीकरण का कारण बनता है। ध्रुवीय)।
• हाइड्रोजन-समृद्ध पदार्थ के सफेद बौनों पर अभिवृद्धि से सतह पर इसका संचय होता है (मुख्य रूप से हीलियम से बना होता है) और हीलियम संलयन प्रतिक्रिया के तापमान तक गर्म हो जाता है, जो थर्मल अस्थिरता के विकास के मामले में, एक विस्फोट की ओर जाता है। एक नये तारे के फूटने के समान।

सफ़ेद बौने कम चमक और विशाल द्रव्यमान वाले एक सामान्य प्रकार के तारे हैं। हमारी आकाशगंगा में, वे तारों की कुल संख्या का कुछ प्रतिशत बनाते हैं। ये कॉम्पैक्ट वस्तुएं हैं, जिनका आकार लगभग . इनके अंदर का तापमान कम होता है, जिससे परमाणु प्रतिक्रिया नहीं होती है। विद्युत चुम्बकीय तरंगों के उत्सर्जन के कारण संग्रहित ऊर्जा धीरे-धीरे कम हो जाती है। सफेद बौनों की सतह का तापमान पुराने, "ठंडे" सितारों के लिए 5,000° K से लेकर युवा, "गर्म" सितारों के लिए 50,000° K तक होता है।

सफेद बौनों का द्रव्यमान 1.4 सौर द्रव्यमान से अधिक नहीं होता है, हालांकि घनत्व काफी सभ्य है - 1,000,000 - 100,000,000 ग्राम / सेमी³

सफ़ेद बौने विकास के अंतिम चरण की वस्तुएँ हैं। सफ़ेद बौनों के पदार्थ का घनत्व सामान्य तारों के घनत्व से दस लाख गुना अधिक होता है, और तारों के बीच उनकी व्यापकता 3 - 10% होती है। इसके अलावा, सफेद बौने तारों से इस मायने में भिन्न होते हैं कि थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं उनकी गहराई में नहीं होती हैं।

जब सारी हीलियम ख़त्म हो जाएगी (100-110 मिलियन वर्ष में), तो यह एक सफ़ेद बौने में बदल जाएगी।

युवा सफेद बौनों का तापमान 2 से ऊपर होता है। सतह पर 10 5°K. इसका एक उत्कृष्ट उदाहरण हमारे आकाश के सबसे चमकीले तारे सीरियस की तस्वीरें हैं।

इन्हें चंद्रा एक्स-रे दूरबीन का उपयोग करके प्राप्त किया गया था। प्रकाशिकी में, सीरियस ए अपने साथी सीरियस बी की तुलना में 10,000 गुना अधिक चमकीला है, लेकिन एक्स-रे रेंज में, सफेद बौना है हेअधिक चमक.

उनमें क्या शामिल है

सफ़ेद बौने उतने सरल और उबाऊ नहीं हैं जितने पहली नज़र में लग सकते हैं। दरअसल, यदि परमाणु प्रतिक्रियाएं नहीं होती हैं और तापमान कम होता है, तो उच्च दबाव कहां से आता है, जो पदार्थ के गुरुत्वाकर्षण संपीड़न को रोकता है? यह पता चला है कि इलेक्ट्रॉनों के क्वांटम गुण एक निर्णायक भूमिका निभाते हैं। गुरुत्वाकर्षण के प्रभाव में, पदार्थ इतना संकुचित हो जाता है कि परमाणुओं के नाभिक पड़ोसी परमाणुओं के इलेक्ट्रॉन कोश में प्रवेश कर जाते हैं। इलेक्ट्रॉन अब विशिष्ट नाभिक से संबंधित नहीं हैं, बल्कि तारे के अंदर पूरे अंतरिक्ष में उड़ने के लिए स्वतंत्र हैं। नाभिक एक क्रिस्टल जाली की तरह कसकर बंधी हुई प्रणाली बनाते हैं। सबसे दिलचस्प बात आगे होती है. यद्यपि सफ़ेद बौना आसपास के अंतरिक्ष में विकिरण के परिणामस्वरूप ठंडा हो जाता है, लेकिन इलेक्ट्रॉनों की औसत गति कम नहीं होती है। यह इस तथ्य के कारण है कि, क्वांटम यांत्रिकी के नियमों के अनुसार, आधे-पूर्णांक स्पिन वाले दो इलेक्ट्रॉन एक ही स्थिति में नहीं हो सकते (पॉली सिद्धांत)। इसका मतलब यह है कि एक सफेद बौने में इलेक्ट्रॉनों की विभिन्न अवस्थाओं की संख्या इलेक्ट्रॉनों की संख्या से कम नहीं हो सकती। लेकिन यह स्पष्ट है कि इलेक्ट्रॉन वेग घटने के साथ अवस्थाओं की संख्या घटती जाती है। सीमित मामले में, यदि सभी इलेक्ट्रॉनों की गति शून्य के बराबर हो जाती है, तो वे सभी एक ही अवस्था में होंगे (अधिक सटीक रूप से, दो अवस्थाओं में, स्पिन प्रक्षेपण को ध्यान में रखते हुए)। चूँकि एक श्वेत बौने में कई इलेक्ट्रॉन होते हैं, इसलिए कई अवस्थाएँ होनी चाहिए, और यह उनके वेगों के संरक्षण द्वारा सुनिश्चित किया जाता है। खैर, उच्च कण वेग बहुत अधिक दबाव बनाते हैं जो गुरुत्वाकर्षण संपीड़न का प्रतिकार करता है। बेशक, यदि वस्तु का द्रव्यमान बहुत बड़ा है, तो गुरुत्वाकर्षण इस बाधा को भी पार कर जाएगा।

विकास

अधिकांश सफेद बौने सामान्य, बहुत बड़े सितारों के विकास के अंतिम चरणों में से एक हैं। तारा, परमाणु ईंधन के अपने भंडार को समाप्त कर चुका है, एक लाल विशाल के चरण में चला जाता है, पदार्थ का कुछ हिस्सा खो देता है, एक सफेद बौने में बदल जाता है। इस मामले में, बाहरी आवरण - एक गर्म गैस - बाहरी अंतरिक्ष में बिखर जाती है और पृथ्वी से इसे इस रूप में देखा जाता है। सैकड़ों-हजारों वर्षों में, ऐसी नीहारिकाएं अंतरिक्ष में विलुप्त हो जाती हैं, और उनके घने कोर, सफेद बौने, धीरे-धीरे धातु के गर्म टुकड़े की तरह ठंडे हो जाते हैं, लेकिन बहुत धीरे-धीरे, क्योंकि इसकी सतह छोटी होती है। समय के साथ, उन्हें भूरे (काले) बौनों में बदल जाना चाहिए - परिवेश के तापमान के साथ पदार्थ के गुच्छे। सच है, जैसा कि गणना से पता चलता है, इसमें कई अरब साल लग सकते हैं।

जाहिर है, भूरे बौनों की खोज उनकी कम चमक के कारण बाधित होती है। भूरे बौनों में से एक हाइड्रा तारामंडल में है। इसकी चमक मात्र 22.3 है। खोज की विशिष्टता इस तथ्य में निहित है कि पहले खोजे गए भूरे बौने बाइनरी सिस्टम का हिस्सा थे, यही कारण है कि उन्हें खोजा जा सका, और यह एकल है। यह पृथ्वी से इसकी निकटता के कारण ही पाया गया: यह केवल 33 प्रकाश वर्ष दूर है।

यह माना जाता है कि वर्तमान भूरे बौने ठंडे सफेद नहीं हैं (बहुत कम समय बीत चुका है), बल्कि "अविकसित" तारे हैं। जैसा कि आप जानते हैं, तारे गैस और धूल के बादल से पैदा होते हैं, और एक बादल विभिन्न द्रव्यमान के कई तारों को जन्म देता है। यदि संपीड़ित गैस के थक्के का द्रव्यमान सूर्य से 10-100 गुना कम है, तो भूरे बौने बनते हैं। वे गुरुत्वाकर्षण संपीड़न की ताकतों द्वारा काफी दृढ़ता से गर्म होते हैं और अवरक्त रेंज में विकिरण करते हैं। भूरे बौनों में परमाणु प्रतिक्रियाएँ नहीं होती हैं।

प्रारंभिक

30 के दशक की शुरुआत तक। 20 वीं सदी सामान्य शब्दों में, एक सिद्धांत है आंतरिक संरचनासितारे। तारे और उसके द्रव्यमान को देखते हुए रासायनिक संरचना, सिद्धांतकार किसी तारे की सभी देखी गई विशेषताओं की गणना कर सकते हैं - इसकी चमक, त्रिज्या, सतह का तापमान, आदि। हालांकि, इस सामंजस्यपूर्ण चित्र का एक अज्ञात तारे द्वारा उल्लंघन किया गया था 40 एरिदानी बी, 1783 में अंग्रेजी खगोलशास्त्री विलियम हर्शेल द्वारा खोजा गया था। इसके उच्च तापमान के कारण, इसमें बहुत कम चमक थी और, परिणामस्वरूप, बहुत छोटे आयाम थे। शास्त्रीय भौतिकी के दृष्टिकोण से इसकी व्याख्या नहीं की जा सकती। कुछ समय बाद, अन्य असामान्य तारे पाए गए। इन खोजों में सबसे प्रसिद्ध खोज सबसे चमकीले तारे सीरियस के अदृश्य उपग्रह सीरियस बी की खोज थी। खगोलशास्त्री फ्रेडरिक विल्हेम बेसेल (एक जर्मन गणितज्ञ और खगोलशास्त्री) ने सीरियस का अवलोकन करते हुए पाया कि वह एक सीधी रेखा में नहीं, बल्कि "थोड़ा सा साइनसॉइड के साथ" चलता था। लगभग दस वर्षों के अवलोकन और चिंतन के बाद बेसेल इस निष्कर्ष पर पहुंचे कि सीरियस के बगल में एक दूसरा तारा है, जिस पर गुरुत्वाकर्षण प्रभाव पड़ता है।

बेसेल की भविष्यवाणी की पुष्टि तब हुई जब 1862 में ए. क्लार्क ने 46 सेमी व्यास वाले लेंस के साथ एक दूरबीन डिजाइन की, जो उस समय की सबसे बड़ी दूरबीन थी। बड़ी दूरबीनइस दुनिया में। लेंस की गुणवत्ता जांचने के लिए उन्हें सबसे चमकीले तारे सीरियस के पास भेजा गया। दूरबीन के दृश्य क्षेत्र में एक और तारा धुंधला दिखाई दिया, जिसकी बेसेल ने भविष्यवाणी की थी।

सीरियस बी का तापमान 25,000 K निकला - चमकीले सीरियस ए की तुलना में 2.5 गुना अधिक। तारे के आकार को ध्यान में रखते हुए, इसने इसके पदार्थ के अत्यधिक उच्च घनत्व का संकेत दिया - 106 ग्राम / सेमी³। ऐसे पदार्थ की एक थिम्बल का वजन पृथ्वी पर दस लाख टन होगा।

जैसा कि यह निकला, सफेद बौने तारकीय "अंत" हैं जो सामान्य सितारों से उत्पन्न होते हैं। सामान्य तारों का संतुलन गर्म प्लाज्मा के दबाव बल द्वारा बनाए रखा जाता है, जो गुरुत्वाकर्षण बल (गुरुत्वाकर्षण) का विरोध करता है। संतुलन बनाए रखने के लिए, ऊर्जा के आंतरिक स्रोत आवश्यक हैं, अन्यथा तारा, आसपास के अंतरिक्ष में प्रकाश धाराओं के विकिरण पर ऊर्जा खो देता है, बलों के साथ टकराव का सामना नहीं कर पाता। हाइड्रोजन को हीलियम में बदलने की थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं ऐसे आंतरिक स्रोत के रूप में काम करती हैं। जैसे ही तारे के केंद्रीय क्षेत्रों में सारा हाइड्रोजन "जल जाता है", संतुलन गड़बड़ा जाता है और तारा अपने गुरुत्वाकर्षण के तहत सिकुड़ना शुरू कर देता है। हमारे आस-पास की वस्तुओं का विशिष्ट घनत्व कुछ ग्राम प्रति 1 सेमी³ है (लगभग यह एक परमाणु का विशिष्ट घनत्व है)। हमारे सूर्य जैसे तारों का औसत घनत्व समान है। हालाँकि, यदि एक साधारण तारे को 100 बार संपीड़ित किया जाता है, तो परमाणु एक दूसरे में "निचोड़" जाएंगे और तारा एक विशाल परमाणु में बदल जाएगा, जिसमें व्यक्तिगत परमाणुओं का ऊर्जा स्तर एक साथ "जुड़" जाएगा। ऐसे घनत्व पर, इलेक्ट्रॉन तथाकथित पतित इलेक्ट्रॉन गैस बनाते हैं - एक विशेष क्वांटम अवस्था जिसमें एक सफेद बौने के सभी इलेक्ट्रॉन एक दूसरे को "महसूस" करते हैं और एक टीम बनाते हैं - यह वह है जो गुरुत्वाकर्षण संकुचन का विरोध करता है। तो तारा एक घने कोर में बदल जाता है - एक सफेद बौना।

लगभग डेढ़ सौ साल पहले, प्रसिद्ध खगोलशास्त्री और गणितज्ञ बेसेल ने आकाश के सबसे चमकीले तारे सीरियस का अवलोकन किया था। उसी समय, उन्हें एक बहुत ही जिज्ञासु घटना का सामना करना पड़ा: उन्होंने पाया कि, आकाश में घूमते हुए, सीरियस अधिकांश लोगों के लिए सामान्य आयताकार पथ से आवधिक विचलन का अनुभव करता है। इस तथ्य ने अद्भुत खगोलीय पिंडों - "सफेद बौनों" की खोज के लिए प्रेरणा का काम किया। विज्ञान कथा लेखकों द्वारा कई अलग-अलग रचनाएँ उन्हें समर्पित की गई हैं। लेकिन, शायद, उन्होंने विज्ञान के प्रति लोगों में और भी अधिक रुचि जगाई। सफ़ेद बौनों का अध्ययन अभी ख़त्म नहीं हुआ है। और आज भी वे खगोलविदों और भौतिकविदों के लिए पहेलियाँ पैदा करते रहते हैं। हम इन असामान्य निकायों के बारे में, उनकी अभी भी अनसुलझी विशेषताओं के बारे में बताएंगे।

अजीब उपग्रह

बेसेल द्वारा खोजी गई सीरियस की गति की मौलिकता को एक सरल व्याख्या मिली। यह सुझाव दिया गया है कि सिरियस के पास एक अदृश्य उपग्रह है जो उसकी गति को "परेशान" कर रहा है। ब्रह्माण्ड में ऐसी बाइनरी प्रणालियाँ असामान्य नहीं हैं। हमारी पृथ्वी, चारों ओर घूमते हुए, अपने प्राकृतिक उपग्रह के प्रभाव का भी अनुभव करती है, हालांकि बहुत कम हद तक।

जल्द ही इस धारणा की पुष्टि हो गई: अपेक्षित स्थान के पास एक बहुत धुंधला तारा पाया गया। हालाँकि, "बहुत मंद" शब्द बहुत अस्पष्ट है। इसलिए, हमें एक विशेष मात्रा - चमक का परिचय देना होगा। यह एक निश्चित समय में किसी तारे द्वारा उत्सर्जित प्रकाश ऊर्जा की मात्रा को मापता है। तो, सीरियस उपग्रह की चमक बहुत छोटी निकली - सूर्य की तुलना में कई सौ गुना कम। उसी समय, सिरियस की गति पर प्रभाव की डिग्री से, उपग्रह का द्रव्यमान निर्धारित करना संभव था। और यहाँ, अप्रत्याशित रूप से, एक बहुत ही प्रभावशाली आंकड़ा सामने आया: उपग्रह लगभग उतना ही विशाल निकला!

आइए यह पता लगाने की कोशिश करें कि सीरियस उपग्रह और सूर्य के गुणों में इतने तेज अंतर का कारण क्या बताया जा सकता है। सबसे पहले, हम ध्यान दें कि चमक मुख्य रूप से दो मात्राओं पर निर्भर करती है: तारे की सतह का तापमान और इस सतह का आकार। जैसे-जैसे ये मान घटते हैं, चमक कम होती जाती है। और यदि ऐसा है, तो उपग्रह की कम चमक को दो तरीकों से समझाया जा सकता है: या तो इसका तापमान कम है, या इसके आयाम सूर्य की तुलना में छोटे हैं।

सबसे पहले, वैज्ञानिकों ने पहला - सरल और, जैसा कि यह निकला, गलत - रास्ता अपनाया। सीरियस (इसे सीरियस-बी नाम दिया गया) का उपग्रह अपेक्षाकृत ठंडे तारों की श्रेणी में शामिल किया गया था। उसमें रुचि गायब हो गई: आप ब्रह्मांड में ठंडे सितारों को कभी नहीं जान सकते! और लंबे समय तक उन्होंने अपनी ओर ज्यादा ध्यान आकर्षित नहीं किया।

लेकिन एक समय ऐसा आया जब खगोलशास्त्रियों की शांति टूट गई. ऐसा तब हुआ जब सीरियस-बी के उत्सर्जन स्पेक्ट्रम और सबसे पहले, इसकी रंग संरचना का अध्ययन करना संभव हो गया। तथ्य यह है कि खगोलविदों ने रंग के आधार पर तारों की सतह के तापमान का अनुमान लगाना सीख लिया है। (यह याद रखने योग्य है कि हीटिंग की डिग्री निर्धारित करने में वही अनिवार्य रूप से भौतिक सिद्धांत लंबे समय से उपयोग किया जाता है: आखिरकार, गर्म होने पर, धातु गहरे लाल से सफेद-नीले रंग में बदल जाती है।)

संक्षेप में, सभी को आश्चर्यचकित करते हुए, विशेष अध्ययनों से पता चला है कि सीरियस-बी न केवल ठंडा है, बल्कि, इसके विपरीत, एक बहुत गर्म तारा है। यह सफ़ेद तारों की श्रेणी से संबंधित है और इसकी सतह का तापमान लगभग 8000 डिग्री है - सूर्य की तुलना में 2000 डिग्री अधिक गर्म।

और फिर रहस्यमय उपग्रह की कम चमक को नए तरीके से समझाने का कार्य सामने आया। दरअसल, इस प्रश्न का उत्तर पहले से ही तैयार था - मुझे दूसरी संभावना को याद करना था, जिसे पहले खारिज कर दिया गया था: यह मान लेना कि सीरियस-बी आकार में बेहद छोटा है। हमने गणना की. और यह पता चला कि तारे की त्रिज्या सूर्य की त्रिज्या से लगभग 50 गुना छोटी होनी चाहिए। दूसरे शब्दों में, सीरियस-बी आकार में हमारी पृथ्वी जैसा दिखता है।

यदि अब हम याद करें कि इसका द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान के करीब है, तो हम पूरी तरह से आश्चर्यजनक निष्कर्ष पर पहुंचते हैं: सीरियस-बी पदार्थ का औसत घनत्व लगभग 105 ग्राम (एक सौ किलोग्राम) प्रति घन सेंटीमीटर है। पानी का घनत्व 100,000 गुना! मनुष्य ने कभी भी ऐसी किसी चीज़ का सामना नहीं किया है, यहाँ तक कि दूर से भी समान - यहाँ तक कि सबसे भारी स्थलीय पदार्थ का घनत्व भी 20 ग्राम प्रति घन सेंटीमीटर से अधिक नहीं होता है। पाठक को दिए गए मूल्य की भव्यता सबसे अच्छी तरह से महसूस होगी यदि वह यह गणना करने का प्रयास करेगा कि सीरियस-बी पदार्थ से बनी हमारी पत्रिका के पृष्ठ को पलटने के लिए उसे कितने दोस्तों को मदद के लिए बुलाना होगा, यदि यह पुराने ढंग का कागज होता। रास्ता, और आभासी नहीं.

लाल शिफ्ट

हम जिस निष्कर्ष पर पहुंचे हैं वह हर किसी को पर्याप्त रूप से आश्वस्त करने वाला नहीं लग सकता है। इसलिए, इसकी पुष्टि करने वाले एक और तथ्य का हवाला देना उचित है। हम प्रसिद्ध भौतिक विज्ञानी आइंस्टीन द्वारा भविष्यवाणी की गई तथाकथित "रेडशिफ्ट" के प्रभाव के बारे में बात कर रहे हैं। इसका प्रभाव यह है कि प्रकाश दोलनों की आवृत्ति प्रकाश प्रसार के पथ पर कार्यरत गुरुत्वाकर्षण बल के परिमाण पर निर्भर करती है। यदि रिसीवर की तुलना में प्रकाश स्रोत पर अधिक गुरुत्वाकर्षण बल कार्य करता है, तो उत्सर्जित प्रकाश की आवृत्ति प्राप्त की तुलना में अधिक होगी। प्रकाश, जैसा कि ऑप्टिशियंस कहते हैं, उच्च गुरुत्वाकर्षण वाले क्षेत्र से कम गुरुत्वाकर्षण वाले क्षेत्र में फैलने पर "लाल" हो जाएगा।

आइए समझाने की कोशिश करें कि ऐसा क्यों होता है। पाठक शायद जानते हैं कि, कुछ शर्तों के तहत, प्रकाश को फोटॉन कणों से बना माना जा सकता है। और उनकी ऊर्जा प्रकाश की आवृत्ति के समानुपाती होती है। एक और बात भी स्पष्ट है कि कोई भी शरीर हो अंतरिक्ष यानया एक फोटॉन - ऐसे क्षेत्र से बच सकता है जहां गुरुत्वाकर्षण मजबूत है, आपको एक निश्चित मात्रा में ऊर्जा खर्च करने की आवश्यकता है। और चूंकि फोटॉन किसी "बूस्टर" से सुसज्जित नहीं है, इसलिए यह इस पर अपनी ऊर्जा खर्च करता है। परिणामस्वरूप, "गुरुत्वाकर्षण के बंधनों से बाहर निकलकर", यह अपनी ऊर्जा खो देता है, प्रकाश कंपन की आवृत्ति को कम कर देता है और कम ऊर्जा के साथ, यानी कम आवृत्ति के साथ रिसीवर में प्रवेश करता है।

सीरियस-बी की सतह पर, गुरुत्वाकर्षण पृथ्वी की तुलना में कई गुना अधिक है (इसके अलावा, इस तारे का द्रव्यमान लगभग उसी त्रिज्या पर बहुत बड़ा है)। इसलिए, सीरियस-बी से आने वाले प्रकाश की आवृत्ति पृथ्वी पर स्थित उसी स्रोत से आने वाले प्रकाश की तुलना में काफी कम होनी चाहिए। और आवृत्ति में परिवर्तन को जानकर, सीरियस-बी की सतह पर गुरुत्वाकर्षण बल की गणना करना आसान है और इस तरह इसके द्रव्यमान और त्रिज्या पर पहले प्राप्त आंकड़ों को सत्यापित करना आसान है। ऐसे अध्ययन किये गये हैं. टाइटैनिक वास्तव में एक तारे की रोशनी में अंकित निकला।

व्हाइट द्वार्फ

चौकस पाठक शायद पहले ही समझ चुका है कि सीरियस-बी जैसे सितारों को यह नाम क्यों मिला, जो कि बिल्कुल सामान्य वैज्ञानिक शब्द नहीं है। लेकिन आगे बढ़ने से पहले, समग्र रूप से तारों की प्रणाली से परिचित होना और यह स्पष्ट करना उपयोगी है कि इसमें सफेद बौनों का क्या स्थान है।

चित्र में दिखाया गया तथाकथित रसेल आरेख यहाँ बहुत सुविधाजनक है। यह एक ग्राफ है, जिसके ऊर्ध्वाधर अक्ष के साथ तारों की चमक को प्लॉट किया जाता है, और क्षैतिज अक्ष के साथ (इसे दाएं से बाएं ओर निर्देशित करने की प्रथा है) - उनकी सतहों का तापमान। ग्राफ़ पर प्रत्येक तारा एक अलग बिंदु से मेल खाता है। और यह पता चला है कि स्टार बिंदु चार्ट पर यादृच्छिक रूप से नहीं स्थित हैं। वे तीन स्पष्ट रूप से परिभाषित क्षेत्र बनाते हैं - वे जो छायांकित हैं।

सबसे पहले, हम एक संकीर्ण लंबा बैंड देखते हैं जो चार्ट को तिरछे पार करता है। यह "मुख्य अनुक्रम" है. इसमें हमारे सूर्य जैसे सामान्य तारे भी शामिल हैं। शीर्ष दाईं ओर "लाल दिग्गज" हैं। जैसा कि चित्र से देखा जा सकता है, उनका तापमान कम ("लाल") है। उनकी चमक अधिक होती है, जो तभी संभव है जब उनका आकार बड़ा हो ("दिग्गज")। अंत में, निचले बाएँ कोने में वे सितारे हैं जिनके लिए यह लेख समर्पित है। उनका तापमान उच्च ("सफ़ेद") होता है, जबकि चमक, और इसलिए त्रिज्या, छोटी होती है ("बौना")।

इस प्रकार, सफेद बौने किसी भी तरह से असामान्य नहीं हैं। वे एक विशिष्ट विशिष्ट तारकीय वर्ग बनाते हैं। इसमें बड़ी संख्या में तारे शामिल हैं, संभवतः आकाशगंगा में तारों की कुल संख्या का कुछ प्रतिशत। हालाँकि, अब तक केवल लगभग सौ सफेद बौने ही खोजे गए हैं। इन सभी का द्रव्यमान सूर्य के क्रम का और त्रिज्या पृथ्वी के क्रम का है। फिर भी उनके गुण स्पष्ट रूप से भिन्न हो सकते हैं।

जैसा कि रसेल आरेख से देखा जा सकता है, सफेद बौनों का क्षेत्र तापमान अक्ष के साथ फैला हुआ है। छोटे तापमान "पीले", बड़े - "नीले" बौनों के अनुरूप होते हैं। बौनों की चमक भी भिन्न हो सकती है। यह, एक नियम के रूप में, सौर से कम, और कभी-कभी दसियों हज़ार गुना होता है।

हालाँकि, अधिक महत्वपूर्ण यह प्रश्न है कि सफ़ेद बौनों का घनत्व कितनी ऊँचाई तक पहुँच सकता है। हम इस वर्ग के सबसे घने सितारों में से एक, रॉस-627 स्टार पर डेटा प्रस्तुत करते हैं। इसका द्रव्यमान सूर्य के बराबर है और त्रिज्या केवल 3000 किलोमीटर है। सूरज से 200 गुना छोटा और आकार में पृथ्वी का आधा! तथा इसके पदार्थ का औसत घनत्व 10: ग्राम (10 टन) प्रति घन सेंटीमीटर से अधिक होता है! तारे के केंद्र में घनत्व और भी अधिक है। एक ऐसा तथ्य जो सबसे अनुभवी संशयवादी की भी कल्पना को चकित कर सकता है। हालाँकि, कोई सोच सकता है कि यह सीमा नहीं है।

नया और सुपरनया

रसेल आरेख पर विचार करते हुए, आप पूछ सकते हैं: तारकीय वर्गों को अलग करने वाले खाली अंतराल की उपस्थिति का कारण क्या है? इसका उत्तर यह है कि प्रत्येक तारा स्थिर नहीं है। एक तारा जो इस अंतराल में गिरता है वह अपने गुणों को अपेक्षाकृत तेज़ी से बदलता है और आरेख के छायांकित क्षेत्र में गिर जाता है।

अब हम थोड़ा विषयांतर करते हैं और अस्थिर सितारों के बारे में बात करते हैं, क्योंकि यह मुद्दा सफेद बौनों के अतीत और संभवतः भविष्य से संबंधित है। तारकीय अस्थिरता के कई उदाहरण ज्ञात हैं। सूर्य की स्थिरता का एक अल्पकालिक और यहां तक ​​कि कमजोर नुकसान शक्तिशाली ज्वालाओं का कारण बनता है, जिसके दौरान पृथ्वी पर रेडियो संचार बाधित हो जाता है, चुंबकीय तूफानवगैरह।

एक बहुत ही दिलचस्प घटना नए सितारों (या बस नए सितारों) का विस्फोट है। एक धूमिल तारा अचानक अपनी चमक तेजी से बढ़ा देता है और थोड़े समय के बाद फीकी पड़ जाती है। उसी समय, वह अपना खोल "छोड़" देती है, जो धीरे-धीरे आसपास के स्थान में फैल जाता है। और इसे लगातार कई बार दोहराया जा सकता है.

हालाँकि, तारों की अस्थिरता की सबसे महत्वपूर्ण अभिव्यक्ति सुपरनोवा विस्फोटों की बिल्कुल असाधारण शक्ति है। 1054 में, दो अनाम खगोलविदों - चीनी और जापानी - ने अपनी पांडुलिपियों में एक असामान्य प्राकृतिक घटना दर्ज की: असाधारण चमक का एक तारा आकाश में चमकता था, जो दिन के दौरान भी दिखाई देता था। आकाश में लगभग उसी बिंदु पर स्थित क्रैब नेबुला के "फ्लेक्स" की गति के माप से पता चला है कि यह नेबुला विस्तारित हो रहा है, और विस्तार की शुरुआत लगभग 900 ई.पू. के युग से होती है। साल पहले। ये एक ही घटना के दो अलग-अलग चरण हैं - एक सुपरनोवा विस्फोट।

ऐसे प्रकोपों ​​के दौरान, एक शक्तिशाली विस्फोट होता है, जिसके कारण तारे के द्रव्यमान का एक महत्वपूर्ण हिस्सा आसपास के अंतरिक्ष में निकल जाता है। परिणामस्वरूप, "चेरी" जैसा कुछ बनता है: केंद्र में एक घनी तारा-हड्डी होती है, चारों ओर ढीला गूदा होता है - एक नीहारिका। उत्तरार्द्ध धीरे-धीरे फैलता है और अनियमित आकार लेता है।

तारों की स्थिरता के ह्रास का क्या कारण है? जाहिर है, शक्तिशाली परमाणु विस्फोट, जिसमें भारी मात्रा में ऊर्जा निकलती है। यह संभव है कि तारों का चुंबकीय क्षेत्र महत्वपूर्ण भूमिका निभाता हो। हालाँकि, अभी भी ज्वालाओं की प्रकृति की पूरी समझ नहीं है। यह विशेष रूप से सुपरनोवा पर लागू होता है।

इन विषयांतरों के बाद, हम अपने मुख्य विषय पर लौटेंगे और सवाल उठाएंगे: सफेद बौने कैसे उत्पन्न हुए और उनका भाग्य क्या है? दुर्भाग्य से, अभी इस बारे में कहने के लिए बहुत कुछ नहीं है।

अब की सबसे आम परिकल्पना के अनुसार, मुख्य अनुक्रम के तारे अपने विकास की प्रक्रिया में एक लाल विशालकाय अवस्था में चले जाते हैं। उसके बाद, स्थिरता का नुकसान होता है, तारे का खोल नष्ट हो जाता है, कोर सघन हो जाता है और एक सफेद बौना दिखाई देता है। इस परिकल्पना के अनुसार, यह एक "मरने वाला" तारा है, जो एक चमकदार पिंड के रूप में तारे के विकास का अंतिम चरण है। फिर, ठंडा होकर, यह धीरे-धीरे एक "काले" बौने में बदल जाता है और अदृश्य हो जाता है।

अन्य दृष्टिकोण भी हैं। यह परिकल्पना की गई थी कि बौना किसी लाल दानव से नहीं, बल्कि नोवा के प्रकोप के दौरान उत्पन्न होता है। लेकिन चूँकि ऐसे विस्फोट दसियों और सैकड़ों बार दोहराए जाते हैं, बौना किसी भी तरह से एक मरता हुआ तारा नहीं हो सकता। इसके विपरीत, इसमें ऊर्जा का महत्वपूर्ण भंडार होना चाहिए। अन्य परिकल्पनाएँ भी हैं, लेकिन सामान्य तौर पर यह महत्वपूर्ण मुद्दा अभी भी हल होने से बहुत दूर है।

सफ़ेद बौनों - खगोल विज्ञान के इतिहास में सबसे आकर्षक विषयों में से एक: पहली बार, ऐसे खगोलीय पिंडों की खोज की गई जिनके गुण उन गुणों से बहुत दूर हैं जिनसे हम स्थलीय स्थितियों में निपटते हैं। और, पूरी संभावना है कि, सफेद बौनों की पहेली के समाधान ने ब्रह्मांड के विभिन्न हिस्सों में कहीं छिपे पदार्थ की रहस्यमय प्रकृति पर शोध की नींव रखी।

ब्रह्मांड में कई सफेद बौने हैं। एक समय में उन्हें दुर्लभ माना जाता था, लेकिन माउंट पालोमर वेधशाला (यूएसए) में प्राप्त फोटोग्राफिक प्लेटों के सावधानीपूर्वक अध्ययन से पता चला कि उनकी संख्या 1500 से अधिक है। सफेद बौनों के स्थानिक घनत्व का अनुमान लगाना संभव था: यह पता चला कि वहाँ होना चाहिए ऐसे लगभग 100 सितारे होंगे। सफेद बौनों की खोज का इतिहास 19वीं सदी की शुरुआत का है, जब फ्रेडरिक विल्हेम बेसेल ने सबसे चमकीले तारे सीरियस की गति का पता लगाते हुए पाया कि इसका पथ एक सीधी रेखा नहीं है, बल्कि एक लहर जैसा चरित्र है। तारे की उचित गति एक सीधी रेखा में नहीं थी; ऐसा लग रहा था जैसे यह एक ओर से दूसरी ओर स्थानांतरित हो रहा हो, बमुश्किल ध्यान देने योग्य। 1844 तक, सीरियस की पहली टिप्पणियों के लगभग दस साल बाद, बेसेल ने यह निष्कर्ष निकाला सीरियस के बगल में दूसरा तारा है, जो अदृश्य होने के कारण सीरियस पर गुरुत्वाकर्षण प्रभाव डालता है; इसका पता सीरियस की गति में उतार-चढ़ाव से चलता है। इससे भी अधिक दिलचस्प तथ्य यह था कि यदि अंधेरा घटक वास्तव में मौजूद है, तो दोनों तारों की उनके गुरुत्वाकर्षण के सामान्य केंद्र के सापेक्ष क्रांति की अवधि लगभग 50 वर्ष है।

1862 तक तेजी से आगे बढ़ें। और जर्मनी से कैम्ब्रिज, मैसाचुसेट्स (यूएसए) तक। संयुक्त राज्य अमेरिका में सबसे बड़े टेलीस्कोप निर्माता, अल्वान क्लार्क को मिसिसिपी स्टेट यूनिवर्सिटी द्वारा 18.5-इंच (46 सेमी) ऑब्जेक्टिव लेंस के साथ एक टेलीस्कोप बनाने के लिए नियुक्त किया गया था, जो दुनिया का सबसे बड़ा टेलीस्कोप था। क्लार्क द्वारा टेलीस्कोप लेंस का प्रसंस्करण समाप्त करने के बाद, यह जांचना आवश्यक था कि क्या इसकी सतह के आकार में आवश्यक सटीकता सुनिश्चित की गई थी। इस प्रयोजन के लिए, लेंस को एक चल ट्यूब में स्थापित किया गया था और सिरियस - सबसे चमकीले तारे की ओर निर्देशित किया गया था, जो लेंस की जांच करने और उनके दोषों का पता लगाने के लिए सबसे अच्छी वस्तु है। टेलीस्कोप ट्यूब की स्थिति को ठीक करते हुए, अल्वान क्लार्क ने एक हल्का "भूत" देखा जो सीरियस के प्रतिबिंब में टेलीस्कोप के दृश्य क्षेत्र के पूर्वी किनारे पर दिखाई दिया। फिर, जैसे ही आकाश घूमा, सीरियस स्वयं दृश्य में आ गया। उनकी छवि विकृत हो गई थी - ऐसा लग रहा था कि "भूत" लेंस में एक दोष था, जिसे लेंस को सेवा में लगाने से पहले ठीक किया जाना चाहिए। हालाँकि, दूरबीन के दृश्य क्षेत्र में दिखाई देने वाला यह धुंधला तारा बेसेल द्वारा भविष्यवाणी की गई सीरियस का घटक निकला। निष्कर्ष में, यह जोड़ा जाना चाहिए कि प्रथम विश्व युद्ध के फैलने के कारण, क्लार्क टेलीस्कोप को कभी मिसिसिपी नहीं भेजा गया था - इसे शिकागो के पास डियरबॉन वेधशाला में स्थापित किया गया था, और लेंस का उपयोग आज भी किया जाता है, लेकिन एक पर अलग स्थापना.

इस प्रकार, सीरियस सामान्य रुचि और काफी शोध का विषय बन गया है, क्योंकि भौतिक विशेषताएंबाइनरी सिस्टम ने खगोलविदों को भ्रमित कर दिया है। सीरियस की गति की विशेषताओं, पृथ्वी से इसकी दूरी और सीधी गति से विचलन के आयाम को ध्यान में रखते हुए, खगोलविदों ने सिस्टम के दोनों सितारों की विशेषताओं को निर्धारित करने में कामयाबी हासिल की, जिन्हें सीरियस ए और सीरियस बी कहा जाता है। दोनों का कुल द्रव्यमान तारे सूर्य के द्रव्यमान से 3.4 गुना अधिक निकले। यह पाया गया कि तारों के बीच की दूरी सूर्य और पृथ्वी के बीच की दूरी से लगभग 20 गुना है, यानी लगभग सूर्य और यूरेनस के बीच की दूरी के बराबर; कक्षा के मापदंडों को मापने के आधार पर प्राप्त सीरियस ए का द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान से 2.5 गुना अधिक था, और सीरियस बी का द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान का 95% था। दोनों तारों की चमक निर्धारित करने के बाद, यह पाया गया कि सीरियस ए, सीरियस बी की तुलना में लगभग 10,000 गुना अधिक चमकीला है। सीरियस ए के पूर्ण परिमाण से, हम जानते हैं कि यह सूर्य से लगभग 35.5 गुना अधिक चमकीला है। इससे यह निष्कर्ष निकलता है कि सूर्य की चमक सीरियस बी की चमक से 300 गुना अधिक है। किसी भी तारे की चमक तारे की सतह के तापमान और उसके आकार, यानी व्यास पर निर्भर करती है। दूसरे घटक की उज्जवल सिरियस ए से निकटता इसके स्पेक्ट्रम को निर्धारित करना बेहद कठिन बना देती है, जो तारे का तापमान निर्धारित करने के लिए आवश्यक है। 1915 में उस समय की सबसे बड़ी वेधशाला, माउंट विल्सन (यूएसए) में उपलब्ध सभी तकनीकी साधनों का उपयोग करके, सीरियस के स्पेक्ट्रम की सफल तस्वीरें प्राप्त की गईं।

इससे एक अप्रत्याशित खोज हुई: उपग्रह का तापमान 8000 K था, जबकि सूर्य का तापमान 5700 K है। इस प्रकार, उपग्रह वास्तव में सूर्य से अधिक गर्म निकला, जिसका अर्थ था कि इसकी सतह की एक इकाई की चमक भी अधिक थी। दरअसल, एक साधारण गणना से पता चलता है कि इस तारे का प्रत्येक सेंटीमीटर सूर्य की सतह के एक वर्ग सेंटीमीटर की तुलना में चार गुना अधिक ऊर्जा उत्सर्जित करता है। इसका तात्पर्य यह है कि उपग्रह की सतह सूर्य की सतह से 300*10 4 गुना छोटी होनी चाहिए, और सीरियस बी का व्यास लगभग 40,000 किमी होना चाहिए। हालाँकि, इस तारे का द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान का 95% है। इसका मतलब यह है कि पदार्थ की एक बड़ी मात्रा को एक अत्यंत छोटी मात्रा में पैक किया जाना चाहिए, दूसरे शब्दों में, तारा सघन होना चाहिए। सरल अंकगणितीय संक्रियाओं के परिणामस्वरूप, हम पाते हैं कि उपग्रह का घनत्व पानी के घनत्व से लगभग 100,000 गुना अधिक है। पृथ्वी पर इस पदार्थ के एक घन सेंटीमीटर का वजन 100 किलोग्राम होगा, और 0.5 लीटर ऐसे पदार्थ का वजन लगभग 50 टन होगा।

यह पहले सफ़ेद बौने की खोज की कहानी है। और अब हम खुद से सवाल पूछते हैं: किसी पदार्थ को कैसे संपीड़ित किया जा सकता है ताकि उसके एक घन सेंटीमीटर का वजन 100 किलोग्राम हो जाए? जब परिणामस्वरूप उच्च दबावपदार्थ को उच्च घनत्व तक संपीड़ित किया जाता है, जैसे कि सफेद बौनों में, तब एक अन्य प्रकार का दबाव काम में आता है, तथाकथित "पतित दबाव"। यह तारे की गहराई में पदार्थ के सबसे मजबूत संपीड़न के साथ प्रकट होता है। यह संपीड़न है, न कि उच्च तापमान, जो ख़राब दबाव का कारण बनता है।

मजबूत संपीड़न के कारण, परमाणु इतने सघन रूप से पैक हो जाते हैं इलेक्ट्रॉन कोश एक दूसरे में प्रवेश करने लगते हैं. एक सफेद बौने का गुरुत्वाकर्षण संकुचन लंबे समय तक होता है, और इलेक्ट्रॉन कोश एक-दूसरे में तब तक प्रवेश करते रहते हैं जब तक कि नाभिकों के बीच की दूरी सबसे छोटे इलेक्ट्रॉन कोश की त्रिज्या के क्रम की न हो जाए। आंतरिक इलेक्ट्रॉन गोले एक अभेद्य अवरोध हैं जो आगे संपीड़न को रोकते हैं। अधिकतम संपीड़न पर, इलेक्ट्रॉन अब अलग-अलग नाभिकों से बंधे नहीं रहते, बल्कि उनके सापेक्ष स्वतंत्र रूप से चलते हैं। नाभिक से इलेक्ट्रॉनों को अलग करने की प्रक्रिया दबाव आयनीकरण के परिणामस्वरूप होती है। जब आयनीकरण पूरा हो जाता है, तो इलेक्ट्रॉन बादल भारी नाभिक की जाली के सापेक्ष चलता है, जिससे कि सफेद बौने का पदार्थ धातुओं की विशेषता वाले कुछ भौतिक गुणों को प्राप्त कर लेता है। ऐसे पदार्थ में, ऊर्जा को इलेक्ट्रॉनों द्वारा सतह पर स्थानांतरित किया जाता है, जैसे एक छोर से गर्म की गई लोहे की छड़ के साथ गर्मी वितरित की जाती है।

लेकिन इलेक्ट्रॉनिक गैस असामान्य गुण प्रदर्शित करती है. जैसे-जैसे इलेक्ट्रॉन संपीड़ित होते हैं, उनकी गति अधिक से अधिक बढ़ जाती है, क्योंकि, जैसा कि हम जानते हैं, मौलिक भौतिक सिद्धांत के अनुसार, चरण आयतन के एक ही तत्व में स्थित दो इलेक्ट्रॉनों में समान ऊर्जा नहीं हो सकती है। इसलिए, समान आयतन तत्व पर कब्जा न करने के लिए, उन्हें जबरदस्त गति से आगे बढ़ना होगा। सबसे छोटी स्वीकार्य मात्रा इलेक्ट्रॉन वेग की सीमा पर निर्भर करती है। हालाँकि, औसतन, इलेक्ट्रॉनों की गति जितनी कम होगी, वे उतनी ही अधिक न्यूनतम मात्रा घेर सकते हैं। दूसरे शब्दों में, सबसे तेज़ इलेक्ट्रॉन सबसे कम आयतन घेरते हैं।

हालाँकि अलग-अलग इलेक्ट्रॉन लाखों डिग्री के क्रम के आंतरिक तापमान के अनुरूप गति से इधर-उधर भाग रहे हैं, लेकिन कुल मिलाकर इलेक्ट्रॉनों के पूरे समूह का तापमान कम रहता है। यह स्थापित किया गया है कि एक साधारण सफेद बौने के गैस परमाणु घनीभूत भारी नाभिक की एक जाली बनाते हैं जिसके माध्यम से एक पतित इलेक्ट्रॉन गैस चलती है। तारे की सतह के करीब, अपघटन कमजोर हो जाता है, और सतह पर परमाणु पूरी तरह से आयनित नहीं होते हैं, इसलिए पदार्थ का वह हिस्सा सामान्य गैसीय अवस्था में होता है। सफ़ेद बौनों की भौतिक विशेषताओं को जानकर, हम उनका एक दृश्य मॉडल बना सकते हैं। आइये शुरू करते हैं सफ़ेद बौनोंएक माहौल हो. बौनों के स्पेक्ट्रा के विश्लेषण से यह निष्कर्ष निकलता है कि उनके वायुमंडल की मोटाई केवल कुछ सौ मीटर है। इस माहौल में, खगोलविद विभिन्न परिचितों की खोज करते हैं रासायनिक तत्व. ज्ञात सफ़ेद बौनोंदो प्रकार के - ठंडा और गर्म। गर्म सफेद बौनों के वायुमंडल में कुछ हाइड्रोजन होता है, हालांकि यह संभवतः 0.05% से अधिक नहीं होता है। फिर भी, इन तारों के स्पेक्ट्रा में रेखाओं से हाइड्रोजन, हीलियम, कैल्शियम, लोहा, कार्बन और यहां तक ​​कि टाइटेनियम ऑक्साइड का भी पता लगाया गया। ठंडे सफेद बौनों का वातावरण लगभग पूरी तरह से हीलियम से बना है; हाइड्रोजन में दस लाख में एक से भी कम परमाणु हो सकता है। सफ़ेद बौनों की सतह का तापमान "ठंडे" तारों के लिए 5000 K से लेकर "गर्म" तारों के लिए 50,000 K तक होता है। सफ़ेद बौने के वायुमंडल के अंतर्गत गैर-विघटित पदार्थ का एक क्षेत्र होता है जिसमें थोड़ी संख्या में मुक्त इलेक्ट्रॉन होते हैं। इस परत की मोटाई 160 किमी है, जो तारे की त्रिज्या का लगभग 1% है। यह परत समय के साथ बदल सकती है, लेकिन सफेद बौने का व्यास स्थिर और लगभग 40,000 किमी के बराबर रहता है।

आम तौर पर, सफ़ेद बौनोंइस अवस्था में पहुँचने के बाद आकार में कमी न हो. वे उच्च तापमान पर गर्म किये गये तोप के गोले की तरह व्यवहार करते हैं; कोर ऊर्जा उत्सर्जित करके तापमान बदल सकता है, लेकिन इसके आयाम अपरिवर्तित रहते हैं। सफ़ेद बौने का अंतिम व्यास क्या निर्धारित करता है?? इससे उसका द्रव्यमान पता चलता है। सफ़ेद बौने का द्रव्यमान जितना अधिक होगा, उसकी त्रिज्या उतनी ही छोटी होगी; न्यूनतम संभव त्रिज्या 10,000 किमी है। सैद्धांतिक रूप से, यदि एक सफेद बौने का द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान से 1.2 गुना अधिक है, तो इसकी त्रिज्या अनिश्चित काल तक छोटी हो सकती है। यह पतित इलेक्ट्रॉन गैस का दबाव है जो तारे को किसी भी आगे संपीड़न से रोकता है, और यद्यपि तापमान तारे के मूल में लाखों डिग्री से लेकर सतह पर शून्य तक भिन्न हो सकता है, इसका व्यास नहीं बदलता है। समय के साथ, तारा उसी व्यास वाला एक काला पिंड बन जाता है, जो सफेद बौने चरण में प्रवेश करते समय था। किसी तारे की ऊपरी परत के नीचे, अपक्षयी गैस व्यावहारिक रूप से इज़ोटेर्मल होती है, अर्थात, तारे के बिल्कुल केंद्र तक तापमान लगभग स्थिर रहता है; यह कई मिलियन डिग्री है - सबसे यथार्थवादी आंकड़ा 6 मिलियन K है।

अब चूँकि हमारे पास सफ़ेद बौने की संरचना के बारे में कुछ विचार हैं, सवाल उठता है: यह क्यों चमक रहा है? एक बात स्पष्ट है: थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं को बाहर रखा गया है. इस ऊर्जा उत्पादन तंत्र का समर्थन करने के लिए सफेद बौने के अंदर कोई हाइड्रोजन नहीं है। सफ़ेद बौने के पास एकमात्र प्रकार की ऊर्जा तापीय ऊर्जा है। परमाणुओं के नाभिक यादृच्छिक गति में हैं, क्योंकि वे पतित इलेक्ट्रॉन गैस द्वारा बिखरे हुए हैं। समय के साथ, नाभिक की गति धीमी हो जाती है, जो शीतलन की प्रक्रिया के बराबर है। इलेक्ट्रॉन गैस, जो पृथ्वी पर ज्ञात किसी भी गैस के विपरीत है, असाधारण रूप से थर्मल प्रवाहकीय है, और इलेक्ट्रॉन सतह पर थर्मल ऊर्जा का संचालन करते हैं, जहां इसे वायुमंडल के माध्यम से बाहरी अंतरिक्ष में विकिरणित किया जाता है।

खगोलशास्त्री गर्म सफेद बौने की शीतलन प्रक्रिया की तुलना आग से निकाली गई लोहे की छड़ से करते हैं। सबसे पहले, सफेद बौना जल्दी ठंडा हो जाता है, लेकिन जैसे-जैसे इसके अंदर का तापमान गिरता है, शीतलन धीमा हो जाता है। अनुमान के मुताबिक, पहले सैकड़ों लाखों वर्षों में, एक सफेद बौने की चमक सूर्य की चमक का 1% कम हो जाती है।

अंततः सफेद बौने को गायब हो जाना चाहिए और काला बौना बन जाना चाहिए।, लेकिन इसमें खरबों साल लग सकते हैं, और कई वैज्ञानिकों के अनुसार, यह बहुत संदिग्ध लगता है कि ब्रह्मांड की उम्र इसमें काले बौनों की उपस्थिति के लिए काफी पुरानी थी। अन्य खगोलविदों का मानना ​​है कि प्रारंभिक चरण में भी, जब सफेद बौना अभी भी काफी गर्म होता है, शीतलन दर कम होती है। और जब इसकी सतह का तापमान सूर्य के तापमान के क्रम के मान तक गिर जाता है, तो शीतलन दर बढ़ जाती है और विलुप्ति बहुत जल्दी हो जाती है। जब सफ़ेद बौने का आंतरिक भाग पर्याप्त रूप से ठंडा हो जाएगा, तो यह जम जाएगा। एक तरह से या किसी अन्य, अगर हम मानते हैं कि ब्रह्मांड की आयु 10 अरब वर्ष से अधिक है, तो इसमें सफेद बौने की तुलना में बहुत अधिक लाल बौने होने चाहिए। यह जानकर खगोलशास्त्री लाल बौनों की तलाश कर रहे हैं।

अब तक वे असफल रहे हैं. सफ़ेद बौनों का द्रव्यमान पर्याप्त रूप से सटीक रूप से निर्धारित नहीं किया गया है। उन्हें बाइनरी सिस्टम के घटकों के लिए विश्वसनीय रूप से स्थापित किया जा सकता है, जैसे कि सिरियस के मामले में। लेकिन केवल कुछ ही सफ़ेद बौनोंबाइनरी स्टार्स का हिस्सा हैं। तीन सबसे अच्छी तरह से अध्ययन किए गए मामलों में, सफेद बौनों का द्रव्यमान, 10% से अधिक की सटीकता के साथ मापा गया, सूर्य के द्रव्यमान से कम निकला और इसका लगभग आधा हिस्सा था। सैद्धांतिक रूप से, एक पूरी तरह से विकृत गैर-घूर्णन तारे का सीमित द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान का 1.2 गुना होना चाहिए। हालाँकि, यदि तारे घूमते हैं, और पूरी संभावना है कि वे घूमते हैं, तो सूर्य से कई गुना अधिक द्रव्यमान होना काफी संभव है।

सफ़ेद बौनों की सतह पर गुरुत्वाकर्षण बल सूर्य की तुलना में लगभग 60-70 गुना अधिक है। यदि किसी व्यक्ति का वजन पृथ्वी पर 75 किलोग्राम है, तो सूर्य पर उसका वजन 2 टन होगा, और एक सफेद बौने की सतह पर उसका वजन 120-140 टन होगा। इस तथ्य को ध्यान में रखते हुए कि सफेद बौने की त्रिज्या में थोड़ा अंतर होता है और उनका द्रव्यमान लगभग समान होता है, हम यह निष्कर्ष निकाल सकते हैं कि किसी भी सफेद बौने की सतह पर गुरुत्वाकर्षण बल लगभग समान है। ब्रह्मांड में कई सफेद बौने हैं। एक समय में इन्हें दुर्लभ माना जाता था, लेकिन माउंट पालोमर वेधशाला में प्राप्त फोटोग्राफिक प्लेटों के सावधानीपूर्वक अध्ययन से पता चला कि उनकी संख्या 1500 से अधिक है। खगोलविदों का मानना ​​है कि सफेद बौनों की आवृत्ति कम से कम पिछले 5 अरब वर्षों से स्थिर रही है। शायद, सफ़ेद बौनोंआकाश में वस्तुओं का सबसे असंख्य वर्ग बनता है।

सफेद बौनों के स्थानिक घनत्व का अनुमान लगाना संभव था: यह पता चला कि 30 प्रकाश वर्ष की त्रिज्या वाले क्षेत्र में लगभग 100 ऐसे तारे होने चाहिए। सवाल उठता है: क्या सभी तारे अपने विकास पथ के अंत में सफेद बौने बन जाते हैं? यदि नहीं, तो तारों का कितना भाग श्वेत बौना अवस्था में चला जाता है? समस्या को हल करने में सबसे महत्वपूर्ण कदम तब उठाया गया जब खगोलविदों ने तापमान-चमकदार आरेख पर ग्रहीय नीहारिकाओं के केंद्रीय तारों की स्थिति अंकित की। ग्रह नीहारिकाओं के केंद्र में स्थित तारों के गुणों को समझने के लिए इन खगोलीय पिंडों पर विचार करें। तस्वीरों में, ग्रहीय नीहारिका केंद्र में एक फीके लेकिन गर्म तारे के साथ गैसों के एक विस्तारित दीर्घवृत्ताकार द्रव्यमान की तरह दिखती है। वास्तव में, यह द्रव्यमान एक जटिल अशांत, संकेंद्रित खोल है जो 15-50 किमी/सेकेंड की गति से फैलता है। हालाँकि ये संरचनाएँ छल्ले की तरह दिखती हैं, वास्तव में ये गोले हैं और इनमें गैस की अशांत गति की गति लगभग 120 किमी/सेकेंड तक पहुँच जाती है। यह पता चला कि कई ग्रह नीहारिकाओं के व्यास, जिनसे दूरी मापना संभव था, 1 प्रकाश वर्ष या लगभग 10 ट्रिलियन किलोमीटर के क्रम पर हैं।

ऊपर बताई गई गति से विस्तार करते हुए, गोले में गैस बहुत दुर्लभ हो जाती है और उत्तेजित नहीं हो पाती है, और इसलिए 100,000 वर्षों के बाद देखी नहीं जा सकती है। कई ग्रह नीहारिकाएँ जिन्हें हम आज देखते हैं, उनका जन्म पिछले 50,000 वर्षों में हुआ था, और उनकी सामान्य आयु 20,000 वर्ष के करीब है। ऐसी नीहारिकाओं के केंद्रीय तारे प्रकृति में ज्ञात सबसे गर्म वस्तुएँ हैं। इनकी सतह का तापमान 50,000 से 10 लाख डिग्री सेल्सियस तक होता है। K. असामान्य रूप से उच्च तापमान के कारण, तारे का अधिकांश विकिरण विद्युत चुम्बकीय स्पेक्ट्रम के सुदूर पराबैंगनी क्षेत्र से आता है।

यह पराबैंगनी विकिरण अवशोषित हो जाता है, स्पेक्ट्रम के दृश्य क्षेत्र में शेल गैस द्वारा परिवर्तित और पुन: उत्सर्जित किया जाता है, जो हमें शेल का निरीक्षण करने की अनुमति देता है। इसका मतलब यह है कि गोले केंद्रीय तारों की तुलना में बहुत अधिक चमकीले होते हैं - जो वास्तव में ऊर्जा का स्रोत हैं - क्योंकि तारे के विकिरण की एक बड़ी मात्रा स्पेक्ट्रम के अदृश्य हिस्से पर पड़ती है। ग्रहीय नीहारिकाओं के केंद्रीय तारों की विशेषताओं के विश्लेषण से यह निष्कर्ष निकलता है कि उनके द्रव्यमान का विशिष्ट मान 0.6-1 सौर द्रव्यमान की सीमा में है। और किसी तारे की गहराई में भारी तत्वों के संश्लेषण के लिए बड़े द्रव्यमान की आवश्यकता होती है। इन तारों में हाइड्रोजन की मात्रा नगण्य होती है। हालाँकि, गैस के आवरण हाइड्रोजन और हीलियम से भरपूर होते हैं।

ऐसा कुछ खगोलशास्त्रियों का मानना ​​है सभी सफ़ेद बौनों में से 50-95% ग्रहीय नीहारिकाओं से उत्पन्न नहीं हुए. इस प्रकार, हालांकि कुछ सफेद बौने पूरी तरह से ग्रहीय नीहारिका से जुड़े हुए हैं, उनमें से कम से कम आधे या अधिक सामान्य मुख्य-अनुक्रम सितारों से निकले हैं जो ग्रहीय नीहारिका चरण से नहीं गुजरते हैं। सफ़ेद बौने गठन की पूरी तस्वीर धुंधली और अनिश्चित है। इतने सारे विवरण गायब हैं कि, अधिक से अधिक, विकासवादी प्रक्रिया का विवरण केवल तार्किक अनुमान द्वारा ही बनाया जा सकता है। फिर भी, सामान्य निष्कर्ष यह है: कई तारे अपने अंतिम चरण के रास्ते में, एक सफेद बौने के चरण के समान, अपना कुछ पदार्थ खो देते हैं, और फिर काले, अदृश्य बौनों के रूप में आकाशीय "कब्रिस्तान" में छिप जाते हैं। यदि किसी तारे का द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान का लगभग दोगुना है, तो ऐसे तारे अपने विकास के अंतिम चरण में अपनी स्थिरता खो देते हैं। ऐसे तारे सुपरनोवा के रूप में विस्फोट कर सकते हैं, और फिर कई किलोमीटर की त्रिज्या के साथ गेंदों के आकार में सिकुड़ सकते हैं, यानी। न्यूट्रॉन सितारों में बदलो।