Ta članek je med dobrimi članki

Beli škrat

Iz Wikipedije, proste enciklopedije
Pojdi na navigacijo Pojdi na iskanje
Beli pritlikavec Sirius B (označen s puščico) poleg svetlega Siriusa A. Fotografija teleskopa Hubble

Beli pritlikavci so zvezde, sestavljene iz elektronsko-jedrske plazme, brez virov termonuklearne energije in žareče zaradi svoje toplotne energije in se postopoma ohlajajo v milijardah let.

Najbližji znani beli škrat je Sirius B , oddaljen 8,6 svetlobnih let . Domneva se, da je med stotimi zvezdnimi sistemi, ki so najbližji Soncu, osem zvezd belih pritlikavk. Trenutno beli palčki po različnih ocenah predstavljajo od 3 do 10 % zvezdne populacije naše galaksije (negotovost ocene je posledica težav z opazovanjem oddaljenih belih palčkov zaradi njihove nizke svetilnosti).

Beli pritlikavi nastanejo med evolucijo zvezd, katerih masa ni zadostna za pretvorbo nevtronske zvezde in ne presega približno 10 wt Sonca , kar je v naši galaksiji več kot 97 % celotnega števila. Ko zvezda glavnega zaporedja majhne do srednje mase konča s pretvarjanjem vodika v helij, se razširi in postane rdeči velikan . Rdečega velikana podpirajo termonuklearne reakcije, ki pretvarjajo helij v ogljik in kisik. Če se izkaže, da je masa rdečega velikana nezadostna za dvig temperature jedra na raven, ki je potrebna za termonuklearne reakcije s sodelovanjem pridobljenega ogljika, se skupaj s kisikom kopiči v jedru zvezde. Zvezda odvrže svojo zunanjo lupino in tvori planetarno meglico , nekdanje jedro zvezde pa postane bela pritlikavka iz ogljika in kisika.

Termonuklearne reakcije se lahko glede na začetno maso zvezde ustavijo tudi na heliju (za zvezde z zelo nizko maso, značilno za binarne zvezdne sisteme) ali na neonu (za zvezde z maso od 8 do 10,5 sončne mase), kar bo povzročilo nastanek belih pritlikavk, sestavljenih iz helija oziroma kisika, neona oziroma magnezija.

Nastale bele pritlikavke so kompaktne zvezde z maso, ki je primerljiva ali večja od mase Sonca, vendar s polmeri 100-krat manjšimi [1] in s tem bolometrično svetilnostjo ~ 10.000-krat manjšo od Sončeve. Povprečna gostota snovi belih pritlikavk v njihovih fotosferah je 10 5 -10 9 g/cm³ [1] , kar je skoraj milijonkrat večja od gostote zvezd glavnega zaporedja .

Zgodovina odkritij

Vidno gibanje Siriusa v nebesni sferi (po Flammarionu [2] )

Odkritje belih palčkov

Prvi odprti beli pritlikavec [3] je bila zvezda 40 Eridani B v trojnem sistemu 40 Eridani , ki jo je William Herschel že leta 1785 vključil v binarni katalog zvezd [4] . Leta 1910 je Henry Norris Russell opozoril na anomalno nizko svetilnost 40 Eridani B pri visoki barvni temperaturi , kar je pozneje služilo za razlikovanje takšnih zvezd v ločen razred belih pritlikavk.

Drugi in tretji odkriti beli palčki so bili Sirius B in Procyon B. Leta 1844 je direktor Königsberškega observatorija Friedrich Bessel , ki je analiziral opazovalne podatke, ki so se izvajali od leta 1755, odkril, da Sirius , najsvetlejša zvezda na zemeljskem nebu, in Procion občasno, čeprav zelo šibko, odstopata od premočrtne poti vzdolž zemeljskega neba. nebesna krogla [5] . Bessel je zaključil, da mora imeti vsak od njih tesnega spremljevalca. Sporočilo je bilo sprejeto s skepticizmom, saj je šibek satelit ostal neopazen, njegova masa pa bi morala biti dovolj velika – primerljiva z maso Siriusa oziroma Procyona.

Januarja 1862 je Alvin Graham Clark med prilagajanjem 18-palčnega refraktorja , največjega teleskopa na svetu v tistem času ( Dearborn Telescope ), ki ga je družinsko podjetje Clark pozneje dobavilo Observatoriju Univerze v Chicagu , odkril šibko zvezdo v v bližini Siriusa. To je bil Siriusov satelit Sirius B , ki ga je napovedal Bessel.[6] Leta 1896 je ameriški astronom DM Sheberle odkril Procyon B in s tem potrdil drugo Besselovo napoved.

Leta 1915 je ameriški astronom Walter Sydney Adams izmeril spekter Siriusa B. Iz meritev je sledilo, da njegova temperatura ni nižja od temperature Siriusa A (po sodobnih podatkih je površinska temperatura Siriusa B 25.000 K , Sirius A je 10.000 K). da ob upoštevanju njegove 10.000-krat nižje od Siriusa A svetilnost kaže na zelo majhen polmer in s tem na visoko gostoto - 106 g / cm³ (gostota Sirius ~ 0,25 g / cm³, sonce gostota ~ 1,4 g / cm³).

Leta 1917 je Adrian van Maanen odkril [7] še enega belega pritlikavka - zvezdo van Maanena v ozvezdju Rib .

Leta 1922 je Willem Jacob Leuthen predlagal, da se takšne zvezde imenujejo "beli palčki". [osem]

Paradoks gostote

Na začetku 20. stoletja sta Hertzsprung in Russell odkrila pravilnost v zvezi s spektralno vrsto (to je temperaturo) in svetilnostjo zvezd - Hertzsprung-Russell diagram (H-R diagram). Zdelo se je, da se celotna raznolikost zvezd ujema v dve veji diagrama T-R - glavno zaporedje in vejo rdečih velikanov . Med delom pri zbiranju statistike o porazdelitvi zvezd po spektralni vrsti in svetilnosti se je Russell leta 1910 obrnil na profesorja Edwarda Pickeringa . Russell opisuje nadaljnje dogodke takole [9] :

»Bila sem s prijateljem ... profesorjem E. Pickeringom na poslovnem obisku. Z značilno prijaznostjo zanj je ponudil, da vzame spektre vseh zvezd, ki sva jih s Hincksom opazovala ... da bi ugotovili njihove paralakse . Ta del navidez rutinskega dela se je izkazal za zelo plodnega - pripeljalo je do odkritja, da imajo vse zvezde zelo majhne absolutne magnitude (tj. nizke svetilnosti) spektralni tip M (t.j. zelo nizko površinsko temperaturo). Kot se spomnim, sem pri razpravljanju o tem vprašanju vprašal Pickeringa o nekaterih drugih šibkih zvezdah ..., pri čemer sem omenjal zlasti 40 Eridanus B. Ker se je obnašal na svoj značilen način, je nemudoma poslal prošnjo v urad (Harvardskega) observatorija in kmalu je prejel odgovor (mislim, da je od gospe Fleming ), da je spekter te zvezde A (torej visoka površina temperatura). Tudi v tistih paleozojskih časih sem vedel dovolj o teh stvareh, da sem takoj ugotovil, da obstaja skrajno neskladje med tem, kar bi potem imenovali »možne« vrednosti površinske svetlosti in gostote. Očitno nisem skrival, da nisem bil samo presenečen, ampak dobesedno navdušen nad to izjemo od, kar se je zdelo povsem običajnega pravila za lastnosti zvezd. Pickering se mi je nasmehnil in rekel: "Prav te izjeme vodijo v širitev našega znanja" - in beli palčki so vstopili v svet raziskovanih "

Russellovo presenečenje je povsem razumljivo: 40 Eridani B spada med sorazmerno blizu zvezde in iz opazovane paralakse je mogoče natančno določiti razdaljo do nje in s tem tudi svetilnost. Izkazalo se je, da je svetilnost 40 Eridani B nenormalno nizka za njegov spektralni tip – beli palčki so tvorili novo regijo na H-R diagramu . Ta kombinacija svetilnosti, mase in temperature je bila nerazumljiva in je ni bilo mogoče razložiti v okviru standardnega modela strukture zvezd glavnega zaporedja, ki ga je v dvajsetih letih prejšnjega stoletja razvil Eddington .

Visoka gostota belih pritlikavk je ostala nepojasnjena v okviru klasične fizike in astronomije in je našla razlago šele v okviru kvantne mehanike po pojavu Fermi - Diracove statistike . Leta 1926 je Fowler v svojem članku O gosti snovi ( Monthly Notices R. Astron. Soc. 87, 114-122 ) [10] pokazal, da je v nasprotju z zvezdami glavnega zaporedja, pri katerih enačba stanja temelji na idealnem plinu. model ( Eddingtonov standardni model), za bele pritlikavke sta gostota in tlak snovi določena z lastnostmi degeneriranega elektronskega plina ( fermijev plin ) [10] .

Naslednji korak pri razlagi narave belih pritlikavk je bilo delo Yakova Frenkela , E. Stonerja in Chandrasekharja [11] . Leta 1928 je Frenkel poudaril, da mora obstajati zgornja meja mase za bele pritlikavke, to pomeni, da so te zvezde z maso nad določeno mejo nestabilne in se morajo zrušiti [12] . Do enakega zaključka je leta 1930 neodvisno prišel E. Stoner , ki je dal pravilno oceno mejne mase. Natančneje jo je leta 1931 izračunal Chandrasekhar v svojem delu Največja masa idealnih belih pritlikavk (Astroph. J. 74, 81-82 ) [13] ( Chandrasekharjeva meja ) in neodvisno od nje leta 1932 LD Landau [11] .

Izvor belih pritlikavk

Fowlerjeva rešitev je pojasnila notranjo strukturo belih pritlikavk, ne pa tudi mehanizma njihovega nastanka. Pri razlagi nastanka belih pritlikavk sta imeli ključno vlogo dve ideji: ideja astronoma Ernsta Epika, da rdeči velikani nastanejo iz zvezd glavnega zaporedja kot posledica izgorevanja jedrskega goriva, in domneva astronoma Vasilija Fesenkova , kmalu po drugi svetovni vojni bi morale zvezde glavnega zaporedja izgubiti maso in taka izguba mase bi morala pomembno vplivati ​​na evolucijo zvezd . Te domneve so se v celoti potrdile.

Trojna helijeva reakcija in izotermna jedra rdečih velikanov

Struktura zvezde glavnega zaporedja sončnega tipa in rdečega velikana z izotermnim helijevim jedrom in slojevitim območjem nukleosinteze (brez skale)

Med evolucijo zvezd glavnega zaporedja vodik "izgori" - nukleosinteza s tvorbo helija (glej Bethejev cikel ). Takšno izgorevanje vodi do prenehanja sproščanja energije v osrednjih delih zvezde, stiskanja in s tem do povečanja temperature in gostote v njenem jedru. Povečanje temperature in gostote v zvezdnem jedru vodi do pogojev, v katerih se aktivira nov vir termonuklearne energije: izgorevanje helija (trojna helijeva reakcija ali trojni alfa proces), značilna za rdeče velikane in supergigante.

Pri temperaturah reda 10 8 K postane kinetična energija helijevih jeder dovolj visoka, da premaga Coulombovo pregrado : dve helijevi jedri ( 4 He , alfa delci ) se lahko združita in tvorita nestabilen izotop berilija 8 Be :

Večina 8 Be ponovno razpade na dva alfa delca, ko pa 8 Be trči z visokoenergetskim alfa delcem, lahko nastane stabilno ogljikovo jedro 12 C :

+7,3 MeV .

Kljub zelo nizki ravnotežni koncentraciji 8 Be (na primer pri temperaturi ~ 10 8 K je koncentracijsko razmerje [ 8 Be] / [ 4 He] ~ 10 -10 ) se izkaže hitrost takšne trojne helijeve reakcije zadostuje za doseganje novega hidrostatičnega ravnotežja v vročem jedru zvezde ... Temperaturna odvisnost sproščanja energije v reakciji s trojnim helijem je izjemno visoka, na primer za temperaturno območje ~ 1—2⋅10 8 K sproščanje energije :

kje - delna koncentracija helija v jedru (v obravnavanem primeru "izgorevanja" vodika je blizu enote).

Za trojno helijevo reakcijo je značilno bistveno manjše sproščanje energije kot pri Bethejevem ciklu : glede na enoto mase je sproščanje energije med "izgorevanjem" helija več kot 10-krat nižje kot med "izgorevanjem" vodika . Ker helij izgoreva in se vir energije v jedru izčrpa, so možne bolj zapletene reakcije nukleosinteze, vendar, prvič, takšne reakcije zahtevajo vedno višje temperature, in drugič, sproščanje energije na enoto mase pri takih reakcijah pada, ko se masa zmanjša. število jeder, ki so reagirala.

Dodaten dejavnik, ki očitno vpliva na razvoj jeder rdečih velikanov, je kombinacija visokotemperaturne občutljivosti trojne helijeve reakcije, pa tudi reakcije fuzije težjih jeder z mehanizmom hlajenja nevtrinov : pri visokih temperaturah in tlaki, sipanje fotonov z elektroni s tvorbo nevtrino- antinevtrinskih hlapov, ki prosto odnašajo energijo iz jedra: zvezda je zanje prozorna. Hitrost takšnega volumetričnega hlajenja nevtrinov, v nasprotju s klasičnim površinskim fotonskim hlajenjem, ni omejena s procesi prenosa energije iz notranjosti zvezde v njeno fotosfero . Kot rezultat reakcije nukleosinteze v jedru zvezde se doseže novo ravnovesje, za katerega je značilna enaka temperatura jedra: nastane izotermično jedro .

Populacija belih pritlikavk v kroglasti zvezdni kopici NGC 6397 . Modri ​​kvadrati - helijevi beli palčki, vijolični krogi - "normalni" beli palčki z visoko vsebnostjo ogljika

Pri rdečih velikanih z relativno majhno maso (v redu sončne mase) so izotermična jedra sestavljena predvsem iz helija, pri masivnejših zvezdah pa iz ogljika in težjih elementov. Vsekakor pa je gostota takšnega izotermnega jedra tako visoka, da postanejo razdalje med elektroni plazme, ki tvorijo jedro, sorazmerne z njihovo de Brogliejevo valovno dolžino. , torej pogoji za degeneracijo elektronskega plina so izpolnjeni. Izračuni kažejo, da gostota izotermičnih jeder ustreza gostoti belih pritlikavk, to je, da so jedra rdečih velikanov beli palčki .

Na fotografiji kroglaste zvezdne kopice NGC 6397 so identificirane bele pritlikavke obeh vrst: helijeve bele pritlikavke, ki so se pojavile med evolucijo manj masivnih zvezd, in ogljikove bele pritlikavke, ki so posledica evolucije zvezd z večjo maso.

Izguba mase in odlaganje lupine s strani rdečih velikanov

Protoplanetarna meglica HD 44179 : asimetrična emisija plina in prahu s strani rdečega velikana
Planetarna meglica NGC 3132 : dvojna zvezda v središču - analog Siriusa

Jedrske reakcije v rdečih velikanih ne potekajo samo v jedru: ko vodik izgoreva v jedru, se nukleosinteza helija razširi na še z vodikom bogata področja zvezde in tvori sferično plast na meji med revnimi z vodikom in bogatimi z vodikom. regije. Podobna situacija se pojavi pri reakciji s trojnim helijem: ko helij izgoreva v jedru, se tudi koncentrira v sferični plasti na meji med regijami, revnimi s helijem in bogatimi s helijem. Светимость звёзд с такими «двухслойными» областями нуклеосинтеза значительно возрастает, достигая порядка нескольких тысяч светимостей Солнца, звезда при этом «раздувается», увеличивая свой диаметр до размеров земной орбиты. Зона нуклеосинтеза гелия поднимается к поверхности звезды: доля массы внутри этой зоны составляет ~70 % массы звезды. «Раздувание» сопровождается достаточно интенсивным истечением вещества с поверхности звезды, наблюдаются такие объекты как протопланетарные туманности .

Такие звёзды явно нестабильны, и в 1956 году астроном и астрофизик Иосиф Шкловский предложил механизм образования планетарных туманностей через сброс оболочек красных гигантов, при этом обнажение изотермических вырожденных ядер таких звёзд приводит к рождению белых карликов [14] . Точные механизмы потери массы и дальнейшего сброса оболочки для таких звёзд пока неясны, но можно предположить следующие факторы, способные внести свой вклад в потерю оболочки:

  • Из-за крайне высокой светимости существенным становится световое давление потока излучения звезды на её внешние слои, что, по расчётным данным, может привести к потере оболочки за несколько тысяч лет.
  • Вследствие ионизации водорода в областях, лежащих ниже фотосферы , может развиться сильная конвективная неустойчивость. Аналогичную природу имеет солнечная активность, в случае же красных гигантов мощность конвективных потоков должна значительно превосходить солнечную.
  • В протяжённых звёздных оболочках могут развиваться неустойчивости, приводящие к сильным колебательным процессам, сопровождающимся изменением теплового режима звезды. Волны плотности выброшенной звездой материи, которые могут быть следствиями таких колебаний.
  • У красных гигантов с «двуслойным» термоядерным источником, перешедших на поздней стадии своей эволюции на асимптотическую ветвь гигантов , наблюдаются термические пульсации, сопровождающиеся «переключением» водородного и гелиевого термоядерных источников и интенсивной потерей массы.

Так или иначе, но достаточно длительный период относительно спокойного истечения вещества с поверхности красных гигантов заканчивается сбросом его оболочки и обнажением его ядра. Такая сброшенная оболочка наблюдается как планетарная туманность. Скорости расширения протопланетарных туманностей составляют десятки км/с, то есть близки к значению параболических скоростей на поверхности красных гигантов, что служит дополнительным подтверждением их образования сбросом «излишка массы» красных гигантов.

Сейчас предложенный Шкловским сценарий конца эволюции красных гигантов является общепринятым и подкреплён многочисленными наблюдательными данными.

Сжатие белых карликов

Теоретики предсказывали, что молодые белые карлики на ранней стадии эволюции должны сжиматься. Согласно расчётам, из-за постепенного остывания радиус типичного белого карлика может сократиться на несколько сотен километров в первый миллион лет его существования. В 2017 году российские астрофизики из Государственного астрономического института имени П. К. Штернберга МГУ , Института астрономии РАН , Института теоретической и экспериментальной физики имени А. И. Алиханова и Национального института астрофизики (Милан) под руководством профессора Сергея Борисовича Попова [15] впервые в мире документально обнаружили молодой белый карлик, очень быстро уменьшающий радиус. Российские учёные и их итальянские помощники изучали рентгеновское излучение двойной системы HD49798/RX J0648.0-4418 , расположенной в созвездии Кормы на расстоянии в две тысячи световых лет от Земли [16] [17] . Результаты исследований опубликованы в журнале Monthly Notices of the Royal Astronomical Society в феврале 2018 года. [18] [19]

Физика и свойства белых карликов

Как уже упоминалось, массы белых карликов составляют порядка солнечной, но размеры составляют лишь сотую (и даже меньше) часть солнечного радиуса, то есть плотность вещества в белых карликах чрезвычайно высока и составляет г/см³. При таких плотностях электронные оболочки атомов разрушаются, и вещество представляет собой электронно-ядерную плазму, причём её электронная составляющая представляет собой вырожденный электронный газ. Давление такого газа подчиняется следующей зависимости:

где — его плотность, то есть, в отличие от уравнения Клапейрона ( уравнения состояния идеального газа ), для вырожденного электронного газа температура в уравнение состояния не входит — его давление от температуры не зависит, и, следовательно, строение белых карликов не зависит от температуры. Таким образом, для белых карликов, в отличие от звёзд главной последовательности и гигантов, не существует зависимость масса — светимость.

Химический состав

Химический состав белого карлика определяется тем, на каком этапе закончились термоядерные реакции внутри звезды-прародительницы [20] [21] .

Если масса исходной звезды мала, 0,08—0,5 масс Солнца, что недостаточно для запуска горения гелия , то после израсходования всего запаса водорода такие звезды становятся гелиевыми белыми карликами с массой до 0,5 солнечных.

Если первоначальная звезда имеет массу в 0,5—8 масс Солнца, то этого достаточно для гелиевой вспышки , эволюция звезды продолжатся на фазе красного гиганта и прекратится только после выгорания гелия. Получившееся в результате вырожденное ядро такой звезды станет углеродно-кислородным белым карликом с массой в 0,5—1,2 солнечных.

Когда исходная звезда имеет массу 8—12 солнечных, этого достаточно для запуска горения углерода , эволюция звезды продолжится дальше и углерод в ее недрах может быть переработан в более тяжелые элементы, в частности неон и магний. И тогда ее конечной стадией эволюции такой звезды может стать образование кислородно-неоно-магниевого белого карлика с массой, близкой к пределу Чандрасекара .

Зависимость масса — радиус

Зависимость масса — радиус для белых карликов. Вертикальная асимптота соответствует пределу Чандрасекара

Уравнение состояния вырожденного электронного газа действительно для холодного электронного газа, но температура даже в несколько миллионов градусов мала по сравнению с характерной ферми-энергией электронов ( ). Вместе с тем, при росте плотности вещества из-за запрета Паули (два электрона не могут иметь одно квантовое состояние, то есть одинаковую энергию и спин ), энергия и скорость электронов возрастают настолько, что начинают действовать эффекты теории относительности — вырожденный электронный газ становится релятивистским. Зависимость давления релятивистского вырожденного электронного газа от плотности уже другая:

Для такого уравнения состояния складывается интересная ситуация. Средняя плотность белого карлика

где — масса, а — радиус белого карлика.

Тогда давление

и сила давления, противодействующая гравитации и равная перепаду давления по глубине:

Гравитационные силы, противодействующие давлению:

то есть, хотя перепад давления и гравитационные силы одинаково зависят от радиуса, но по-разному зависят от массы — как и соответственно. Следствием такого соотношения зависимостей является существование некоторого значения массы звезды, при которой гравитационные силы уравновешиваются силами давления, а при увеличении массы белого карлика его радиус уменьшается .

Предел Чандрасекара

Другим следствием является то, что если масса больше некоторого предела ( предел Чандрасекара ), то звезда коллапсирует .

Таким образом, для белых карликов существует верхний предел массы . Интересно, что для наблюдаемых белых карликов существует и аналогичный нижний предел: поскольку скорость эволюции звёзд пропорциональна их массе, то мы можем наблюдать маломассивные белые карлики как остатки лишь тех звёзд, которые успели проэволюционировать за время от начального периода звездообразования Вселенной до наших дней.

Особенности спектров и спектральная классификация

Спектры белых карликов в шаровом скоплении NGC 6397 . «Стандартный» спектр белого карлика спектрального класса DA для сравнения показан сверху (красный)

Спектры белых карликов сильно отличаются от спектров звёзд главной последовательности и гигантов. Главная их особенность — небольшое число сильно уширенных линий поглощения, а некоторые белые карлики ( спектральный класс DC) вообще не содержат заметных линий поглощения. Малое число линий поглощения в спектрах звёзд этого класса объясняется очень сильным уширением линий: только самые сильные линии поглощения, уширяясь, имеют достаточную глубину, чтобы остаться заметными, а слабые, из-за малой глубины, практически сливаются с непрерывным спектром.

Особенности спектров белых карликов объясняются несколькими факторами. Во-первых, из-за высокой плотности белых карликов ускорение свободного падения на их поверхности составляет ~10 8 см/с² (или ~1000 км/с²), что, в свою очередь, приводит к малым протяжённостям их фотосфер, огромным плотностям и давлениям в них и уширению линий поглощения. Другим следствием сильного гравитационного поля на поверхности является гравитационное красное смещение линий в их спектрах, эквивалентное скоростям в несколько десятков км/с. Во-вторых, у некоторых белых карликов, обладающих сильными магнитными полями, наблюдаются сильная поляризация излучения и расщепление спектральных линий вследствие эффекта Зеемана .

Белые карлики выделяются в отдельный спектральный класс D (от англ. Dwarf — карлик), в настоящее время используется классификация, отражающая особенности спектров белых карликов, предложенная в 1983 г. Эдвардом Сионом; в этой классификации спектральный класс записывается в следующем формате [22] :

D [подкласс] [особенности спектра] [температурный индекс] ,

при этом определены следующие подклассы:

  • DA — в спектре присутствуют линии бальмеровской серии водорода , линии гелия не наблюдаются;
  • DB — в спектре присутствуют линии гелия He I, линии водорода или металлов отсутствуют;
  • DC — непрерывный спектр без линий поглощения;
  • DO — в спектре присутствуют сильные линии гелия He II, также могут присутствовать линии He I и H;
  • DZ — только линии металлов, линии H или He отсутствуют;
  • DQ — линии углерода, в том числе молекулярного C 2 ;

и спектральные особенности:

  • P — наблюдается поляризация света в магнитном поле;
  • H — поляризация при наличии магнитного поля не наблюдается;
  • V — звёзды типа ZZ Кита или другие переменные белые карлики;
  • X — пекулярные или неклассифицируемые спектры.

Эволюция белых карликов

Экзотическая двойная система PSR J0348+0432 , состоящая из пульсара и белого карлика, который обращается вокруг него за 2,5 часа
Система KOI-256 , состоящая из красного и белого карликов. Иллюстрация NASA

Белые карлики начинают свою эволюцию как обнажившиеся вырожденные ядра красных гигантов, сбросивших свою оболочку — то есть в качестве центральных звёзд молодых планетарных туманностей . Температуры фотосфер ядер молодых планетарных туманностей чрезвычайно высоки — так, например, температура центральной звезды туманности NGC 7293 составляет от 90 000 К (оценка по линиям поглощения) до 130 000 К (оценка по рентгеновскому спектру) [23] . При таких температурах большая часть спектра приходится на жёсткое ультрафиолетовое и мягкое рентгеновское излучение.

Вместе с тем, наблюдаемые белые карлики по своим спектрам преимущественно делятся на две большие группы — «водородные» спектрального класса DA, в спектрах которых отсутствуют линии гелия, которые составляют ~80 % популяции белых карликов, и «гелиевые» спектрального класса DB без линий водорода в спектрах, составляющие большую часть оставшихся 20 % популяции. Причина такого различия состава атмосфер белых карликов долгое время оставалась неясной. В 1984 году Ико Ибен рассмотрел сценарии «выхода» белых карликов из пульсирующих красных гигантов, находящихся на асимптотической ветви гигантов , на различных фазах пульсации [24] . На поздней стадии эволюции у красных гигантов с массами до десяти солнечных в результате «выгорания» гелиевого ядра образуется вырожденное ядро, состоящее преимущественно из углерода и более тяжёлых элементов, окружённое невырожденным гелиевым слоевым источником, в котором идёт тройная гелиевая реакция. В свою очередь, над ним располагается слоевой водородный источник, в котором идут термоядерные реакции цикла Бете превращения водорода в гелий, окружённый водородной оболочкой; таким образом, внешний водородный слоевой источник является «производителем» гелия для гелиевого слоевого источника. Горение гелия в слоевом источнике подвержено тепловой неустойчивости вследствие чрезвычайно высокой зависимости от температуры, и это усугубляется большей скоростью преобразования водорода в гелий по сравнению со скоростью выгорания гелия; результатом становится накопление гелия, его сжатие до начала вырождения, резкое повышение скорости тройной гелиевой реакции и развитие слоевой гелиевой вспышки .

За крайне короткое время (~30 лет) светимость гелиевого источника увеличивается настолько, что горение гелия переходит в конвективный режим, слой расширяется, выталкивая наружу водородный слоевой источник, что ведёт к его охлаждению и прекращению горения водорода. После выгорания избытка гелия в процессе вспышки светимость гелиевого слоя падает, внешние водородные слои красного гиганта сжимаются, и происходит новый поджог водородного слоевого источника.

Ибен предположил, что пульсирующий красный гигант может сбросить оболочку, образовав планетарную туманность, как в фазе гелиевой вспышки, так и в спокойной фазе с активным слоевым водородным источником, и, поскольку поверхность отрыва оболочки зависит от фазы, то при сбросе оболочки во время гелиевой вспышки обнажается «гелиевый» белый карлик спектрального класса DB, а при сбросе оболочки гигантом с активным слоевым водородным источником — «водородный» карлик DA; длительность гелиевой вспышки составляет около 20 % от длительности цикла пульсации, что и объясняет соотношение водородных и гелиевых карликов DA:DB ~ 80:20 .

Крупные звёзды (в 7—10 раз тяжелее Солнца) в какой-то момент «сжигают» водород, гелий и углерод и превращаются в белые карлики с богатым кислородом ядром. Звёзды SDSS 0922+2928 и SDSS 1102+2054 с кислородсодержащей атмосферой это подтверждают. [25]

Поскольку белые карлики лишены собственных термоядерных источников энергии, то они излучают за счёт запасов своего тепла. Мощность излучения абсолютно чёрного тела (интегральная мощность по всему спектру), приходящаяся на единицу площади поверхности, пропорциональна четвёртой степени температуры тела:

где — мощность на единицу площади излучающей поверхности, а постоянная Стефана — Больцмана .

Как уже отмечалось, в уравнение состояния вырожденного электронного газа температура не входит — то есть радиус белого карлика и излучающая площадь остаются неизменными: в результате, во-первых, для белых карликов не существует зависимость масса — светимость, но существует зависимость возраст — светимость (зависящая только от температуры, но не от площади излучающей поверхности), и, во-вторых, сверхгорячие молодые белые карлики должны достаточно быстро остывать, так как поток излучения и, соответственно, темп остывания, пропорционален четвёртой степени температуры.

На ранних стадиях остывания белых карликов, крайне важную роль играет нейтринное охлаждение , при больших светимостях эти процессы могут отводить из недр звезды значительно больше энергии, чем излучается с поверхности в виде фотонов [26] . Нейтринное охлаждение очень сильно зависит от температуры, различные слабые процессы идущие при остывании могут быть пропорциональны от до .

Остывшие белые карлики

В пределе, после десятков миллиардов лет остывания любой белый карлик должен превратиться в так называемый чёрный карлик (не излучающий видимый свет). Хотя пока таких объектов во Вселенной не наблюдается (по некоторым [ каким? ] подсчётам минимум 10 15 лет требуется для остывания белого карлика до температуры 5 K ), так как время, прошедшее со времени образования первых звёзд во Вселенной, составляет (по современным представлениям) около 13 миллиардов лет, но некоторые белые карлики уже охладились до температур ниже 4000 кельвинов (например, белые карлики WD 0346+246 и SDSS J110217, 48+411315.4 с температурами 3700—3800 K и спектральным классом M0 на расстоянии около 100 световых лет от Солнца [27] ), что, наряду с малыми размерами, делает их обнаружение весьма сложной задачей.

На последних этапах остывания чёрных карликов (после 10 15 лет ) важную роль будет играть процесс гравитационного захвата и аннигиляции тёмной материи . В отсутствие дополнительного источника энергии чёрные карлики становились бы более холодными и тусклыми, пока их температура не сравнялась бы с фоновой температурой Вселенной. Однако благодаря энергии, которую они извлекают из аннигиляции тёмной материи, белые карлики смогут дополнительно излучать энергию на протяжении ещё очень долгого времени. Полная мощность излучения одного чёрного карлика, обусловленная процессом аннигиляции тёмной материи, составляет приблизительно 10 15 ватт. И хотя эта незначительная мощность примерно в сто миллиардов (10 11 ) раз слабее мощности излучения Солнца, именно этот механизм производства энергии будет главным в почти остывших чёрных карликах будущего. Такая выработка энергии будет продолжаться, пока галактическое гало остаётся целым — то есть в течение 10 20 — 10 25 лет [28] [29] . Затем аннигиляция тёмной материи постепенно прекратится и они остынут окончательно.

Астрономические феномены с участием белых карликов

Рентгеновское излучение белых карликов

Снимок Сириуса в мягком рентгеновском диапазоне. Яркий компонент — белый карлик Сириус Б, тусклый — Сириус А

Температура поверхности молодых белых карликов, изотропных ядер звёзд после сброса оболочек, очень высока — более 2⋅10 5 К , однако достаточно быстро падает за счёт излучения с поверхности. Такие очень молодые белые карлики наблюдаются в рентгеновском диапазоне (например, наблюдения белого карлика HZ 43 спутником ROSAT). В рентгеновском диапазоне светимость белых карликов превышает светимость звёзд главной последовательности: иллюстрацией могут служить снимки Сириуса , сделанные рентгеновским телескопом «Чандра» — на них белый карлик Сириус Б выглядит ярче, чем Сириус А спектрального класса A1, который в оптическом диапазоне в ~10 000 раз ярче Сириуса Б [30] .

Температура поверхности наиболее горячих белых карликов — 7⋅10 4 К , наиболее холодных — меньше 4⋅10 3 К (см., например, Звезда ван Маанена и WD 0346+246 с SDSS J110217, 48+411315.4 спектрального класса M0).

Особенностью излучения белых карликов в рентгеновском диапазоне является тот факт, что основным источником рентгеновского излучения для них является фотосфера , что резко отличает их от «нормальных» звёзд: у последних в рентгене излучает корона , разогретая до нескольких миллионов кельвинов, а температура фотосферы слишком низка для испускания рентгеновского излучения.

В отсутствие аккреции источником светимости белых карликов является запас тепловой энергии ионов в их недрах, поэтому их светимость зависит от возраста. Количественную теорию остывания белых карликов построил в конце 1940-х годов профессор Самуил Каплан [31] .

Аккреция на белые карлики в двойных системах

Переменная звезда Мира (ο Кита ) в ультрафиолетовом диапазоне. Виден аккреционный «хвост», направленный от основного компонента — красного гиганта к компаньону — белому карлику
Анимация взрыва белого карлика при аккреции в двойной звездной системе
Слева — изображение в рентгеновском диапазоне остатков сверхновой SN 1572 типа Ia, наблюдавшейся Тихо Браге в 1572 году. Справа — фотография в оптическом диапазоне, отмечен бывший компаньон взорвавшегося белого карлика

При эволюции звёзд различных масс в двойных системах темпы эволюции компонентов неодинаковы, при этом более массивный компонент может проэволюционировать в белый карлик, в то время как менее массивный к этому времени может оставаться на главной последовательности. В свою очередь, при сходе в процессе эволюции менее массивного компонента с главной последовательности и его переходе на ветвь красных гигантов размер эволюционирующей звезды начинает расти до тех пор, пока она не заполняет свою полость Роша . Поскольку полости Роша компонентов двойной системы соприкасаются в точке Лагранжа L 1 , то на этой стадии эволюции менее массивного компонента через точку L 1 начинается переток материи с красного гиганта в полость Роша белого карлика и дальнейшая аккреция богатой водородом материи на его поверхность, что приводит к ряду астрономических феноменов:

Примечания

  1. 1 2 Я. Б. Зельдович , С. И. Блинников, Н. И. Шакура . Физические основы строения и эволюции звёзд . — М. : МГУ, 1981. Архивированная копия (недоступная ссылка) . Дата обращения: 7 марта 2005. Архивировано 18 февраля 2006 года.
  2. Sinuosités observées dans le mouvement propre de Sirius, Fig. 320, Flammarion C., Les étoiles et les curiosités du ciel, supplément de «l'Astronomie populaire», Marpon et Flammarion, 1882
  3. E. Schatzman. White Dwarfs. — Amsterdam: North-Holland, 1958. — С. 1.
  4. Catalogue of Double Stars , William Herschel, Philosophical Transactions of the Royal Society of London 75 (1785), pp. 40-126
  5. On the proper motions of Procyon and Sirius (англ.) . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (12 January 1844). Дата обращения: 22 июля 2009. Архивировано 22 августа 2011 года.
  6. Flammarion C. The Companion of Sirius (англ.) // Astronomical register : journal. — 1877. — Vol. 15 . — P. 186—189 .
  7. van Maanen A. Two Faint Stars with Large Proper Motion . Publications of the Astronomical Society of the Pacific (12 января 1917). — Vol. 29, No. 172, pp. 258—259. Архивировано 22 августа 2011 года.
  8. Holberg, JB How Degenerate Stars Came to be Known as White Dwarfs (англ.) // American Astronomical Society Meeting 207 : journal. — 2005. — Vol. 207 . — P. 1503 . — Bibcode : 2005AAS...20720501H .
  9. В. В. Иванов. Белые карлики . Астронет . Астронет (17 сентября 2002). Дата обращения: 6 мая 2009.
  10. 1 2 Fowler RH On dense matter (англ.) . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (12 January 1926). Дата обращения: 22 июля 2009. Архивировано 22 августа 2011 года.
  11. 1 2 Яковлев Д.Г. Работа Я.И. Френкеля о силах сцепления и теория белых карликов (К 100-летию со дня рождения Я.И. Френкеля) (рус.) // Успехи физических наук . — Российская академия наук , 1994. — Т. 164 , № 3—4 . — С. 653—656 . — doi : 10.3367/UFNr.0164.199406g.0653 .
  12. J. Frenkel. Anwendung der Pauli-Fermischen Elektronengastheorie auf das Problem der Kohäsionskräfte (нем.) // Zeitschrift für Physik. — 1928. — Bd. 50 , Nr. 3—4 . — S. 234—248 .
  13. Chandrasekhar S. The Maximum Mass of Ideal White Dwarfs (англ.) . Astrophysical Journal (7 January 1931). Дата обращения: 22 июля 2009. Архивировано 22 августа 2011 года.
  14. Шкловский И. С. О природе планетарных туманностей и их ядер (рус.) // Астрономический журнал. — 1956. — Т. 33 , № 3 . — С. 315—329 .
  15. Сергей Попов . xray.sai.msu.ru. Дата обращения: 14 мая 2019.
  16. Российские учёные первыми в мире обнаружили сжатие белого карлика - Вести.Наука . https://nauka.vesti.ru.+ Дата обращения: 14 мая 2019.
  17. Редакция ПМ . Астрофизики впервые в мире наблюдали сжатие белого карлика (рус.) , Популярная механика (14 ноября 2017). Дата обращения 14 ноября 2017.
  18. LR Yungelson, AG Kuranov, SI Blinnikov, S. Mereghetti, SB Popov. A young contracting white dwarf in the peculiar binary HD 49798/RX J0648.0−4418? (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . — Oxford University Press , 2018-02-21. — Vol. 474 , iss. 2 . — P. 2750—2756 . — ISSN 0035-8711 . — doi : 10.1093/mnras/stx2910 .
  19. Астрофизики МГУ впервые в мире наблюдали сжимающегося белого карлика . www.msu.ru. Дата обращения: 14 мая 2019.
  20. Красный гигант#Завершающие стадии эволюции красных гигантов
  21. Пульсирующие белые карлики и атмосферные нейтронные звезды в астрообзоре «Ленты.ру»: Наука: Наука и техника: Lenta.ru
  22. A proposed new white dwarf spectral classification system , EM Sion, JL Greenstein, JD Landstreet, J. Liebert, HL Shipman, and GA Wegner, The Astrophysical Journal 269 , #1 (June 1, 1983), pp. 253—257.
  23. Leahy, DA; CY Zhang, Sun Kwok. Two-temperature X-ray emission from the planetary nebula NGC 7293 (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing , 1994. — Vol. 422 . — P. 205—207 .
  24. Iben Jr, I. On the frequency of planetary nebula nuclei powered by helium burning and on the frequency of white dwarfs with hydrogen-deficient atmospheres (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing , 1984. — Vol. 277 . — P. 333—354 . — ISSN 0004-637X .
  25. София Нескучная. Карлик дышит кислородом . газета.ru (13 ноября 2009). Дата обращения: 23 мая 2011.
  26. Блинников С. И. Остывание белых карликов // Белые карлики. — М. : Знание, 1977. — 64 с.
  27. 12-Billion-Year-Old White-Dwarf Stars Only 100 Light-Years Away .
  28. Fred C. Adams; Gregory Laughlin. A Dying Universe: The Long Term Fate and Evolution of Astrophysical Objects (англ.) // Reviews of Modern Physics : journal. — 1997. — April ( vol. 69 , no. 2 ). — P. 337—372 . — doi : 10.1103/RevModPhys.69.337 . — Bibcode : 1997RvMP...69..337A . — arXiv : astro-ph/9701131 .
  29. Глава 3. Эпоха распада. 15 < η < 39. «Пять возрастов Вселенной» | Адамс Фред | Лафлин Грег
  30. Sirius A and B: A Double Star System In The Constellation Canis Major // Photo Album of Chandra X-Ray Observatory .
  31. Иванов В. В. Белые карлики (недоступная ссылка) . Астрономический институт им. В. В. Соболева. Дата обращения: 6 января 2010. Архивировано 7 августа 2007 года.

Литература

Ссылки