Ақ ергежейлі

Ақ ергежейлі кейде Ақ ергежейлі жұлдыз деп те аталады, күйреуік материядан құралған ұсақ тұрақты жұлдыз. Олардың тығыздығы жоғары, массасы күнмен қарайлас Ақ ергежейлінің көлемі бар болғаны жер шарындай ғана болады. Олардың әлсіз жарығы бұрынға мол энергияның сақталып қалған соңғы қалдық қуатынан келеді. Бұл түрдегі жарығы әлсіз Ақ ергежейлі сипатына Генри Норрис Рассел, Эдвард Чарльз Пикеринг, және У. Флеминг қатарлы кісілер 1910 жылы назар аударды. Демек, Ақ ергежейлі көбінесе көміртегі мен оттегіден құралады. Кейде оның өзегінде көміртегіні жандыра алатын, бірақ неонды жандыруға жетпейтін температура болады. Мұндай жұлдыздар ядросы оттегі, неон, магнийден құралған Ақ ергежейлі есептеледі. Әрине, кейбір гелийден құралған ақ ергежейлілер қосаржұлдыз ретінде массасы бұзылуынан да қалыптаса береді. ; Ақ ергежейлінің температурасы 35500 K]] Ақ ергежейлінің ішкі бөлігінде теромядролық реакция тоқтағандықтан, ол энергия бөліп шығара алмайды, әрі термоядролық рекция арқылы гравитациялық коллапсқа (Gravitational collapse) төтеп бере алмайды. Ол тығыздығы өте жоғары күйреуік материяның қысым күші арқылы сақталып тұрады. Физика заңдары бойынша, өз өсінде айналмайтын ақ ергежейлі жұлдыздың күйреуік материясының қысымы төтеп беретін масса шамамен күн массасының 1.4 есесіндей болады. Бұл әдетте Чандрасекар шегі деп аталады. Карбоксигемоглобин (көміртегі мен оттегі) ақ ергежейлінің массасы осы шекте болады, әдетте қосар серігімен масса ауыстырып отырады, немесе көміртегілік жарылыстан Ia түріндегі ғаламатжұлдызға айналады. Бірақ энергия қайнары үзілгендіктен, ол өз температурасын біртіндеп айналасына тарқатып, суи береді. Алғашқы жоғары температура оның радиациясы арқылы кішірейіп, қызара түседі. Ұзақ уақыт бойында ақ ергежейлі жұлдыз температурасы әлсірей беріп жарығы байқалмайтын шекке жетеді де, суық Қара ергежейліге айналады., ең ежелгі ақ ергежейлі жұлдыздардың өзі мыңдаған кельвин жылу шығарып, қара ергежейлі болуға жете қойған жоқ. Демек, қара ергежейлі жұлдыз әлі де теория жүзінде ғана мүмкін. Байқалуы Алғаш байқалған ақ ергежейлі болса аспандағы үштік қосаржұлдыз Эридана 40, оның мүшелері негізгі тізбектегі эридана 40A және ақ ергежейлі эридана 40B және негізгі тізбектегі эридана 40C жұлдыздарды. Эридана 40 B/С жұлдыздарын Уильям Гершель 1783 жылдың 31 қаңтарында байқаған болатын , p.&nbsp;73 . Ол 1825 жылы Friedrich Georg Wilhelm Struve жағынан және 1851 жылы Otto Wilhelm von Struve жағынан қайталай бақыланды. 1910 жылы Генри Норрис Рассел, Эдвард Чарльз Пикеринг және У. Флеминг олардың бір өшкін серіктері бар екенін айқындады. Күзету нәтижесінде эридана 40B -ның жарық спектрі А түрде, яғни Ақ түсте екені белгілі болды. 1939 жылы Рассел бұл байқауға қайта назар аударды: А және В жұлдыздары, Хаббл ғарыштық телескоп суреті]] Эридана 40B ның спектріне талдау жасау 1914 жылы Walter Adamsтан басталған болатын. Жерден қарағандағы аспандағы ең жарық жұлдыз Сүмбіленің қосары, Сүмбіле В екінші рет байқалған ақ ергежейлі есептеледі. ХІХғ.-да кейбір жұлдыздар орнының болымсыз өзгерісін дұрыс өлшеу іске асқан болатын. Неміс астрономы Бессель осы өлшеулер арқылы Сүмбіле ( Тазы α шоқжұлдызы) мен Проционның (Күшік α) жылжуын айқындады. 1844 жылы ол осы екеуінің де серігі болуы мүмкін деп боллжады: Бассель сүмбіле серік жұлдызының орбиталық мерзімі жарты ғасыр деп шамалады. 1862 жылы 31 қаңтарда Грэм Кларк сүмбіленің бұл қосар серігін нақты көріп, жорамалды растады. Adriaan van Maanen 1917 жылы оқшау ақ ергежейліні байқады және ол бұл күндері "Ван Маанен жұлдызы" деп аталады. Бұл үш ақ ергежейлі ең алғаш байқалған "классикалық Ақ ергежейлілер". Біраз уақыт өткен соң Артур Эддингтон Стэнли бұл сөзді тұрақты қолданысқа енгізді. 1999 жылы байқалған ақ ергежейлі саны 2,000 асып кетті. Қазір Слоан цифрлы ғарыш шолуында ( Sloan Digital Sky Survey, Слоановский цифровой небесный обзор) байқалған ақ ергежейлілер саны 9,000 жетті және олардың көбі жаңадан байқалғандары есептеледі. Дереккөздер