Главная » Декор » Белые карлики. Теории: а есть ли польза? Что такое белый карлик: звезда или фантом

Белые карлики. Теории: а есть ли польза? Что такое белый карлик: звезда или фантом

Белый карлик - звезда, в нашем космосе довольно распространенная. Ученые называют ее результатом эволюции звезд, финальным этапом развития. Всего есть два сценария видоизменения звездного тела, в одном случае завершающий этап - нейтронная звезда, в другом - черная дыра. Карлики - это окончательный эволюционный шаг. Вокруг них есть планетарные системы. Ученые смогли определить это, изучив обогащенные металлами экземпляры.

История вопроса

Белые карлики - звезды, привлекшие внимание астрономов в 1919. Впервые удалось открыть такое небесное тело ученому из Нидерландов Маанену. Для своего времени специалист сделал довольно нетипичное и неожиданное открытие. Увиденный им карлик был похож на звезду, но имел нестандартные маленькие размеры. Спектр, однако, был таков, словно бы это массивное и большое небесное тело.

Причины такого странного явления привлекали ученых довольно долгое время, поэтому было приложено немало усилий для изучения строения белых карликов. Прорыв совершился, когда высказали и доказали предположение обилия в атмосфере небесного тела разнообразных металлических структур.

Необходимо уточнить, что металлы в астрофизике - это всевозможные элементы, молекулы которых тяжелее водородных, гелиевых, а химический состав их более прогрессивен, нежели эти два соединения. Гелий, водород, как удалось установить ученым, в нашей вселенной распространены шире, нежели любые другие вещества. Отталкиваясь от этого, было решено все прочее обозначать металлами.

Развитие темы

Хотя впервые сильно отличающиеся размерами от Солнца белые карлики были замечены в двадцатых годах, только через половину века люди выявили, что наличие металлических структур в звездной атмосфере не является типичным явлением. Как выяснилось, при включении в атмосферу помимо двух самых распространенных веществ более тяжелых происходит их смещение в глубокие слои. Тяжелые вещества, оказавшись среди молекул гелия, водорода, со временем должны переместиться в ядро звезды.

Причин такого процесса удалось обнаружить несколько. Радиус белого карлика мал, такие звездные тела очень компактные - не зря они получили свое название. В среднем радиус сравним с земным, в то время как вес сходен с весом звезды, освещающей нашу планетарную систему. Такое соотношение габаритов и веса становится причиной исключительно большого гравитационного поверхностного ускорения. Следовательно, оседание тяжелых металлов в водородной и гелиевой атмосфере происходит всего лишь за несколько земных дней после попадания молекулы в общую газовую массу.

Возможности и продолжительность

Иногда характеристики белых карликов таковы, что процесс оседания молекул тяжелых веществ может затянуться надолго. Наиболее благоприятные варианты, с точки зрения наблюдателя с Земли, - это процессы, на которые уходят миллионы, десятки миллионов лет. И все же такие временные промежутки исключительно малы в сравнении с продолжительностью существования самого звездного тела.

Эволюция белого карлика такова, что большая часть наблюдаемых человеком в настоящий момент формирований уже насчитывает несколько сотен миллионов земных лет. Если сравнить это с самым медленным процессом поглощения металлов ядром, разница получается более чем существенная. Следовательно, выявление металла в атмосфере определенной наблюдаемой звезды позволяет с уверенностью заключить, что изначально тело не имело такого состава атмосферы, иначе все металлические включения давно пропали бы.

Теория и практика

Описанные выше наблюдения, а также собранная за долгие десятилетия информация о белых карликах, нейтронных звездах, черных дырах позволила предположить, что атмосфера получает металлические включения из внешних источников. Ученые сперва решили, что таковой является среда между звездами. Небесное тело перемещается сквозь такое вещество, аккрецирует среду на свою поверхность, тем самым обогащая атмосферу тяжелыми элементами. Но дальнейшие наблюдения показали, что такая теория несостоятельна. Как уточнили специалисты, если бы изменение атмосферы происходило именно таким путем, преимущественно карлик извне получал бы водород, так как среда между звездами сформирована в своей основной массе именно водородными и гелиевыми молекулами. Лишь малый процент среды приходится на долю тяжелых соединений.

Если бы сформированная из первичных наблюдений за белыми карликами, нейтронными звездами, черными дырами теория оправдала бы себя, карлики состояли бы из водорода как самого легкого элемента. Это не допускало бы существования даже гелиевых небесных тел, ведь гелий тяжелее, а значит, водородная аккреция полностью скрыла бы его от глаза внешнего наблюдателя. Исходя из наличия гелиевых карликов, ученые пришли к выводу, что межзвездная среда не может служить единственным и даже основным источником металлов в атмосфере звездных тел.

Как объяснить?

Ученые, занимавшиеся в 70-х годах прошлого столетия черными дырами, белыми карликами, предположили, что металлические включения могут объясняться падением комет на поверхность небесного тела. Правда, в свое время такие идеи были признаны слишком экзотичными и поддержки не получили. Во многом это объяснялось тем, что люди еще не знали о наличии иных планетных систем - известна была только наша «домашняя» Солнечная.

Существенный шаг вперед в исследовании черных дыр, белых карликов был сделан в конце следующего, восьмого десятилетия прошлого века. Ученые получили в свое распоряжение особенно мощные инфракрасные приборы для наблюдения за глубинами космоса, что позволило вокруг одного из известных астрономам белого карлика обнаружить инфракрасное излучение. Таковое было выявлено именно вокруг карлика, атмосфера которого содержала металлические включения.

Инфракрасное излучение, позволившее оценить температуру белого карлика, также сообщило ученым, что звездное тело окружено некоторым веществом, способным поглощать звездное излучение. Это вещество нагрето до конкретного температурного уровня, меньшего присущего звезде. Это позволяет постепенно перенаправлять поглощенную энергию. Излучение происходит в инфракрасном диапазоне.

Наука движется вперед

Спектры белого карлика стали объектом изучения передовых умов мира астрономов. Как оказалось, из них можно получить довольно объемную информацию об особенностях небесных тел. Особенно интересными были наблюдения за звездными телами с избыточным инфракрасным излучением. В настоящее время удалось выявить около трех десятков систем такого типа. Основной их процент изучался посредством мощнейшего телескопа «Спитцер».

Ученые, наблюдая за небесными телами, установили, что плотность белых карликов существенно меньше этого параметра, свойственного гигантам. Также было выявлено, что избыточное инфракрасное излучение объясняется наличием дисков, сформированных специфическим веществом, способным поглощать энергетическое излучение. Именно оно затем излучает энергию, но уже в ином диапазоне волн.

Диски расположены исключительно близко и в некоторой степени влияют на массу белых карликов (которая не может превышать предела Чандрасекара). Внешний радиус получил название обломочного диска. Было высказано предположение, что таковой сформировался при разрушении некоторого тела. В среднем радиус по размеру сравним с Солнцем.

Если обратить внимание на нашу планетарную систему, станет ясно, что относительно недалеко от «дома» мы может наблюдать сходный пример - это окружающие Сатурн кольца, размер которых также сравним с радиусом нашего светила. Со временем ученые установили, что эта особенность - не единственная из тех, что роднит карлики и Сатурн. К примеру, и планета, и звезды обладают очень тонкими дисками, которым несвойственна прозрачность при попытке просвечивания светом.

Выводы и развитие теории

Поскольку кольца белых карликов сравнимы с теми, что окружают Сатурн, стало возможным сформулировать новые теории, объясняющие наличие металлов в атмосфере этих звезд. Астрономам известно, что вокруг Сатурна кольца сформированы приливным разрушением некоторых тел, оказавшихся достаточно близко от планеты, чтобы на них повлияло ее гравитационное поле. В такой ситуации внешнее тело не может сохранять собственную гравитацию, что приводит к нарушению целостности.

Около пятнадцати лет назад была представлена новая теория, объяснившая образование колец белых карликов сходным образом. Предположили, что первоначально карлик представлял собой звезду в центре системы планет. Небесное тело с течением времени эволюционирует, на что уходят миллиарды лет, разбухает, теряет оболочку, и это становится причиной формирования карлика, постепенно остывающего. Кстати говоря, цвет белых карликов объясняется именно их температурой. У некоторых она оценивается в 200 000 К.

Система планет в ходе такой эволюции может выжить, что приводит к расширению внешней части системы одновременно с уменьшением массы звезды. В результате формируется крупная система астероиды и многие другие элементы выживают при эволюции.

Что дальше?

Прогресс системы может привести к ее нестабильности. Это приводит к бомбардировке камнями окружающего планеты пространства, и астероиды частично вылетают из системы. Некоторые из них, однако, перемещаются на орбиты, рано или поздно оказываясь в пределах солнечного радиуса карлика. Столкновения не происходит, но приливные силы приводят к нарушению целостности тела. Скопление таких астероидов приобретает форму, сходную с окружающими Сатурн кольцами. Тем самым вокруг звезды формируется диск обломков. Существенно отличается плотность белого карлика (порядка 10^7 г/см3) и его обломочного диска.

Описанная теория стала достаточно полным и логичным объяснением ряда астрономических явлений. Посредством нее можно понять, почему диски компактны, ведь звезда не может все время своего существования окружаться диском, радиус которого сравним с солнечным, иначе первое время такие диски были бы внутри ее тела.

Объяснив формирование дисков и их размер, можно понять, откуда берется своеобразный запас металлов. Он может оказаться на звездной поверхности, загрязнив карлик металлическими молекулами. Описанная теория, не противореча выявленным показателям средней плотности белых карликов (порядка 10^7 г/см3), доказывает, по какой причине металлы наблюдаются в атмосфере звезд, почему измерение химического состава возможно доступными человеку средствами и по какой причине распределение элементов сходно с тем, что свойственно нашей планете и другим изученным объектам.

Теории: а есть ли польза?

Описанная идея получила широкое распространение как база для объяснения, по какой причине оболочки звезд загрязнены металлами, почему появились обломочные диски. Кроме того, из нее вытекает, что вокруг карлика существует планетная система. Удивительного в таком выводе мало, ведь человечество установило, что большая часть звезд имеет собственные системы планет. Это свойственно как тем, что сходны с Солнцем, так и тем, что значительно больше его габаритами - а именно из них и формируются белые карлики.

Темы не исчерпаны

Даже если считать описанную выше теорию общепринятой и доказанной, некоторые вопросы для астрономов и по сей день остаются открытыми. Особенный интерес вызывает специфика переноса вещества между дисками и поверхностью небесного тела. Как предполагают некоторые, это объясняется радиационным излучением. Теории, призывающие таким образом описать перенос вещества, основаны на эффекте Пойнтинга-Робертсона. Это явление, под влиянием которого частицы медленно перемещаются по орбите вокруг молодой звезды, постепенно спирально смещаясь к центру и пропадая в небесном теле. Предположительно, этот эффект должен проявляться на обломочных дисках, окружающих звезды, то есть молекулы, которые присутствуют в дисках, рано или поздно оказываются в исключительной близости от карлика. Твердые вещества подвержены испарению, формируется газ - таковой в виде дисков был зафиксирован вокруг нескольких наблюдаемых карликов. Рано или поздно газ доходит до поверхности карлика, перенося сюда металлы.

Выявленные факты оцениваются астрономами как существенный вклад в науку, поскольку позволяют предположить, как сформированы планеты. Это важно, так как объекты для исследований, привлекающие специалистов, зачастую недоступны. К примеру, планеты, вращающиеся вокруг превышающих Солнце габаритами звезд, крайне редко можно изучить - это слишком сложно на том техническом уровне, который доступен нашей цивилизацией. Вместо этого, люди получили возможность изучения систем планет после превращения звезд в карлики. Если удастся развиваться в этом направлении, наверняка можно будет выявить новые данные о наличии систем планет и их отличительных характеристиках.

Белые карлики, в атмосфере которых выявлены металлы, позволяют составить представление о химическом составе комет и иных космических тел. Фактически иного способа для оценки состава у ученых просто нет. К примеру, изучая планеты-гиганты, можно составить представление только о внешнем слое, но нет никакой достоверной информации о внутреннем содержании. Это касается и нашей «домашней» системы, поскольку химический состав можно изучить лишь у того небесного тела, которое упало на поверхность Земли либо того, куда удалось приземлить аппарат для исследований.

Как все происходит?

Рано или поздно наша планетарная система также станет «домом» белого карлика. Как говорят ученые, звездное ядро располагает ограниченным объемом вещества для получения энергии, и рано или поздно термоядерные реакции исчерпываются. Газ уменьшается в объемах, плотность повышается до тонны на кубический сантиметр, в то время как во внешних слоях реакция по-прежнему протекает. Звезда расширяется, становится красным гигантом, радиус которого сравним с сотнями звезд, равных Солнцу. Когда внешняя оболочка прекращает «горение», в течение 100 000 лет происходит рассеивание вещества в пространстве, что сопровождается формированием туманности.

Ядро звезды, освободившись от оболочки, понижает температуру, что и приводит к формированию белого карлика. Фактически такая звезда - это высокоплотный газ. В науке карлики нередко именуют вырожденными небесными телами. Если бы наше светило сжалось и его радиус насчитывал бы лишь несколько тысяч километров, но вес бы полностью сохранился, то здесь также имел бы место белый карлик.

Особенности и технические моменты

Рассматриваемый тип космического тела способен светиться, но этот процесс объясняется иными механизмами, отличными от термоядерных реакций. Свечение называют остаточным, оно объясняется понижением температуры. Карлик сформирован веществом, ионы которого иногда холоднее 15000 К. Элементам характерны колебательные движения. Постепенно небесное тело становится кристаллическим, его свечение ослабевает, и карлик эволюционирует в коричневый.

Ученые выявили предел массы для такого небесного тела - до 1,4 веса Солнца, но не больше этой границы. Если масса превышает этот предел, звезда существовать не может. Это объясняется давлением вещества, находящегося в сжатом состоянии - оно меньше гравитационного притяжения, сжимающего вещество. Происходит очень сильное сжатие, которое приводит к появлению нейтронов, вещество нейтронизируется.

Процесс сжатия может привести к вырождению. В этом случае формируется нейтронная звезда. Второй вариант - продолжение сжатия, рано или поздно приводящее к взрыву.

Общие параметры и особенности

Болометрическая светимость рассматриваемой категории небесных тел относительно свойственной Солнцу меньше приблизительно в десять тысяч раз. Радиус карлика меньше солнечного в сто раз, в то время как вес сравним со свойственным основной звезде нашей системы планет. Для определения границы массы для карлика был рассчитан предел Чандрасекара. При его превышении карлик эволюционирует в другую форму небесного тела. Фотосфера звезды в среднем состоит из плотного вещества, оцененного в 105-109 г/см3. В сравнении с главной звездной последовательностью это плотнее приблизительно в миллион раз.

Некоторые астрономы считают, что лишь 3% всех звезд в галактике - это белые карлики, а некоторые убеждены, что к такому классу принадлежит каждая десятая. Оценки столь сильно разнятся о причине сложности наблюдения за небесными телами - они удалены от нашей планеты и слишком слабо светятся.

Истории и имена

В 1785 в списке двойных звезд появилось тело, наблюдениями за которым занимался Гершель. Звезду назвали 40 Эридана B. Именно она считается первой увиденной человеком из категории белых карликов. В 1910 Расселл заметил, что этому небесному телу свойственен крайне низкий уровень свечения, хотя цветовая температура довольно высокая. Со временем было решено, что небесные тела такого класса необходимо выделять в отдельную категорию.

В 1844 Бессель, исследуя информацию, полученную при слежении за Проционом В, Сириусом В, решил, что обе они время от времени смещаются с прямой линии, а значит, там есть близкие спутники. Такое предположение научному сообществу показалось маловероятным, так как не удалось увидеть никакого спутника, в то время как отклонения могли бы объясниться только небесным телом, масса которого исключительно велика (аналогична Сириусу, Проциону).

В 1962 Кларк, работая с наиболее крупным телескопом из существовавших в тот момент, выявил вблизи Сириуса очень тусклое небесное тело. Именно его и назвали Сириусом В, тем самым спутником, который задолго до этого предположил Бессель. В 1896 исследования показали, что Процион также имеет спутника - он получил название Процион В. Следовательно, идеи Бесселя полностью подтвердились.

2 Происхождение белых карликов

2.1 Тройная гелиевая реакция и изотермические ядра красных гигантов 2.2 Потеря массы красными гигантами и сброс ими оболочки 3 Физика и свойства белых карликов

3.1 Зависимость масса-радиус и предел Чандрасекара 3.2 Особенности спектров 4 Классификация белых карликов 5 Астрономические феномены с участием белых карликов

5.1 Рентгеновское излучение белых карликов 5.2 Аккреция на белые карлики в двойных системах

Примечания
Литература

Введение

Белые карлики - звезды низкой светимости с массами, сопоставимыми с массой Солнца, и высокими эффективными температурами. Название белые карлики связана с цветом первых открытых представителей этого класса - Сириуса B и 40 Эридана B. На диаграмме Герцшпрунга-Рассела они расположены на 10-12 m ниже зрение главной последовательности такого же спектрального класса .

Радиусы белых карликов примерно в 100 раз меньше солнечного, соответственно, их светимость в ~раз меньше солнечной. Плотность вещества белых карликов составляетг / см 3, в миллионы раз больше плотности вещества в звездах главной последовательности. По численности белые карлики составляют 3-10% зрение Галактики. Однако известна лишь небольшая их часть, потому что из-за низкой светимостью обнаружены лишь те, расстояние до которых не превышает 200-300 пк.

По современным представлениям белые карлики - конечный продукт эволюции нормальных звезд с массами от солнечной массы до 8-10 солнечных масс. Они образуются после исчерпания источников термоядерной энергии в недрах звезды и сброса оболочки.

1. История открытия

1.1. Открытия белых карликов

темный" спутник, причем период вращения обоих зрение вокруг общего центра масс должно быть около 50 лет. Сообщение было встречено скептически, поскольку темный спутник оставался невидимым, а его масса должна быть достаточно большой - сравнимой с массой Сириуса.

Я был у своего друга... профессора Э. Пикеринга с деловым визитом. Со свойственной для него добротой он предложил взять спектры всех звезд, Хинксом и я наблюдали с целью... определения их параллаксов. Эта часть работы, казавшейся медленно, оказалась весьма плодотворной - она привела к открытию того, что все звезды очень малой абсолютной величины (т. е. низкой светимости) имеют спектральный класс M (т. е. очень низкую поверхностную температуру). Я вспоминаю, как обсуждая этот вопрос, я спросил у Пикеринга о некоторых других слабые звезды, вспомнил числе 40 Эридана B. Поводя себя характерным для него образом, он сразу же послал запрос в офис (Гарвардской) обсерватории, и вскоре был получен ответ (я считаю, миссис Флеминг), что спектр этой звезды - A (т. е. высокая поверхностная температура). Даже в те "палеозойские" времена я знал об этих вещах достаточно, чтобы сразу же понять, что здесь есть существенное несоответствие между тем, что мы тогда назвали бы "возможными" значениями поверхностной яркости и плотности. Я, пожалуй, не скрыл, что не только удивлен, а просто поражен этим исключением из правила, которое казалось вполне нормальным для характеристики звезд. Пикеринг улыбнулся мне и сказал: "именно такие исключения и приводят к расширению наших знаний" - и белые карлики вошли в мир изучаемого "

Удивление Рассела вполне понятно: 40 Эридана B относится к сравнительно близких звезд, и за параллаксом можно достаточно точно определить расстояние до нее и, соответственно, светимость. Светимость 40 Эридана B оказалась аномально низкой для ее спектрального класса - белые карлики образовали новую область на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. Такое сочетание светимости, массы и температуры было непонятным и не находило объяснения в рамках стандартной модели строения звезд главной последовательности, разработанную в 1920-х годах.

Высокая плотность белых карликов оставалась необъяснимой с точки зрения классической физики, однако нашла объяснение в квантовой механике после появления статистики Ферми-Дирака. 1926 года Фаулер в статье "Густая материя" ("Dense matter", Monthly Notices R. Astron. Soc . 87, 114-122 ) Доказал, что, в отличие от звезд главной последовательности, для которых уравнения состояния построено на модели идеального газа (стандартная модель Едингтона), для белых карликов плотность и давление вещества определяются свойствами вырожденного электронного газа (Ферми-газа).

Следующим этапом в объяснении природы белых карликов стали работы и Чандрасекара. 1928 года Френкель указал, что для белых карликов должен существовать верхний предел массы, и 1930 года Чандрасекар в работе "Максимальная масса идеального белого карлика" (" The maximum mass of ideal white dwarfs", Astroph. J. 74, 81-82 ) Доказал, что белые карлики с массой свыше 1,4 солнечной неустойчивые (предел Чандрасекара) и имеют коллапсировать .

2. Происхождение белых карликов

Решение Фаулера объяснил внутреннее строение белых карликов, но не объяснил механизма их происхождения. В объяснении генезиса белых карликов ключевую роль сыграли две идеи:

мнение Е. Эпика, что красные гиганты образуются из звезд главной последовательности в результате выгорания ядерного топлива предположение, сделанное вскоре после Второй мировой войны, что звезды главной последовательности должны терять массу, и такая потеря массы должна существенно влиять на эволюцию звезд.

Эти предположения полностью подтвердились.

2.1. Тройная гелиевая реакция и изотермические ядра красных гигантов

В процессе эволюции звезд главной последовательности происходит "выгорание" водорода - нуклеосинтез с образованием гелия (см. цикл Бете). Такое выгорание приводит к прекращению энерговыделения в центральных частях звезды, сжатия и, соответственно, к повышению плотности и температуры в ее ядре. Рост плотности и температуры в звездном ядре приводит к условиям, в которых активизируется новый источник термоядерной энергии: выгорания гелия (тройная гелиевая реакция или тройной альфа-процесс), характерное для красных гигантов и сверхгигантов.

При температурах около 10 8 K кинетическая энергия ядер гелия становится достаточной для преодоления кулоновского барьера: два ядра гелия (альфа-частицы) могут сливаться с образованием нестабильного изотопа бериллия Be 8:

He 4 + He 4 = Be 8

Большая часть Be 8 еще распадается на две альфа-частицы, но если за короткое время существования ядро Be 8 зиткнется с высокоэнергетической альфа-частицей может образоваться стабильное ядро углерода C 12:

Be 8 + He 4 = C 12 + 7,3 м эВ.

Несмотря на довольно низкую равновесную концентрацию Be 8 (например, при температуре ~ 10 8 K отношение концентраций / ~, скорость такой тройной гелиевой реакции оказывается достаточной для достижения нового гидростатического равновесия в горячем ядре звезды. Зависимость энерговыделения от температуры в тройной гелиевой реакции чрезвычайно сильна, так, для диапазона температур ~ 1-2 ? 10 8 K энерговыделения http://*****/images/ukbase_2__1234.jpg" alt="\ Varepsilon _ {3 \ alpha} = 10 ^ 8 \ rho ^ 2 Y ^ 3 * \ left ({{T \ over {10 ^ 8}}} \ right) ^ {30}" width="210 height=46" height="46">

где выгорания" водорода она близка к единице).

Стоит, однако, отметить, что тройная гелиевая реакция характеризуется значительно меньшим энерговыделением, чем цикл Бете в пересчете на единицу массы: энерговыделения при "горении" гелия более чем в 10 раз ниже, чем при "горении" водорода. По мере выгорания гелия и исчерпания этого источника энергии в ядре становятся возможными сложные реакции нуклеосинтеза, однако, во-первых, для таких реакций требуются все более высокие температуры и, во-вторых, энерговыделение на единицу массы таких реакций падает с ростом массовых чисел ядер, вступающих в реакцию.

http://*****/images/ukbase_2__519.jpg" alt="\" width="84" height="20 src=">, Т. е. выполняются условия вырождения электронного газа. Расчеты показывают, что плотность изотермических ядер соответствует плотности белых карликов, то есть ядрами красных гигантов есть белые карлики.

нормальные" белые карлики с высоким содержанием углерода.

На фотографии шаровидного звездного скопления NGC 6397 (Рис. 5) идентифицируются белые карлики обоих типов: и гелиевые белые карлики, возникшие при эволюции менее массивных звезд, и углеродные белые карлики - результат эволюции звезд с большей массой.

2.2. Потеря массы красными гигантами и сброс ими оболочки

Ядерные реакции в красных гигантах происходят не только в ядре: по мере выгорания водорода в ядре, нуклеосинтез гелия распространяется на еще богатые водородом области звезды, образуя сферический слой на границе бедных и богатых водород областей. Аналогичная ситуация возникает и с утроенной гелиевой реакции: по мере выгорания гелия в ядре она также сосредотачивается в сферическом слое на границе между бедными и богатыми гелий областями. Светимость звезд с такими "двухслойными" областями нуклеосинтеза значительно возрастает, достигая нескольких тысяч светимости 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 довольно интенсивным утечкой вещества с поверхности звезды, такие объекты наблюдаются как протопланетарного туманности (см. рис. 6).

Шклов" href="/text/category/shklov/" rel="bookmark">Шкловский предложил механизм образования планетарных туманностей путем сброса оболочек красных гигантов, при этом обнажение изотермических вырожденных ядер таких звезд приводит к образованию белых карликов. Точные механизмы потери массы и последующего сброса оболочки для таких звезд пока неизвестны, но можно предложить такие факторы, которые могут привести к потере оболочки:

В протяженных звездных оболочках могут развиваться неустойчивости, приводящие к сильным колебательных процессов, сопровождающихся изменением теплового режима звезды. На Рис. 6 четко заметны волны плотности выброшенной звездной материи, которые могут быть последствиями таких колебаний. Вследствие ионизации водорода в областях, лежащих ниже фотосферы может развиться сильная конвективная неустойчивость. Аналогичную природу имеет солнечная активность, в случае красных гигантов мощность конвективных потоков имеет значительно превосходить солнечную. Из-за слишком высокой светимостью существенным становится световое давление потока излучения звезды на ее внешние слои, по расчетным данным, может привести к потере оболочки за несколько тысяч лет.

избытка массы" красных гигантов.

Предложенный Шкловским сценарий эволюции красных гигантов является общепризнанным и подкреплен данным многочисленных наблюдений.

3. Физика и свойства белых карликов

Как уже отмечалось, массы белых карликов близки к солнечной, но их размеры составляют лишь сотую (и даже меньше) часть солнечного, то есть плотность вещества в белых карликах чрезвычайно высока и составляет г / см 3. При такой плотности электронные оболочки атомов разрушаются и вещество становится электронно-ядерной плазмой, причем ее электронная составляющая является вырожденным электронным газом. Давление P такого газа подчиняется зависимости:

где http://*****/images/ukbase_2__17665.jpg" width="180" height="283 src=">

Рис. 8. Зависимость масса-радиус для белых карликов. Вертикальная асимптота соответствует пределу Чандрасекара.

Приведенное выше уравнение состояния 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 через запрет Паули (два электрона не могут иметь одинаковый 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 возникает интересная ситуация. Средняя плотность белого карлика http://*****/images/ukbase_2__270.jpg" width="21" height="14 src=">- Масса, а - Радиус белого карлика. Тогда давление http://*****/images/ukbase_2__716.jpg" alt="{P \ over R} \ sim {{M ^ {4/3}} \ over {R ^ 5}}" width="89 height=46" height="46">

Гравитационные силы, противодействующие давления:

есть, хотя перепад давления и гравитационные силы одинаково зависят от радиуса, но они по разному зависят от массы - как ~ и ~ disc"> DA - в спектре есть линии и нет линий гелия. Этот тип ~ 75% белых карликов, они встречаются во всем диапазоне температур; DB - линию ионизированного гелия сильные, линий водорода нет. Гелия в 10 раз больше, температуры - свыше? K; DC - непрерывный спектр, немее линий поглощения с интенсивностью менее 90% от интенсивности непрерывные спектра, температура - до? K; DF - есть линии кальция, нет линий водорода; DG - есть линии кальция, железа, нет линий водорода; DO - линии ионизированного гелия сильные, есть линии нейтрального гелия и (или) водорода. Это горячие белые карлики, их температуры достигает? K

5. Астрономические феномены с участием белых карликов

5.1. Рентгеновское излучение белых карликов

Температура поверхности молодых белых карликов - изотропных ядер звезд после сброса оболочек, очень высока - более 2 ? 10 5 K, однако довольно быстро падает благодаря нейтринных охлаждению и излучению с поверхности. Такие очень молодые белые карлики наблюдаются в рентгеновском диапазоне (например, наблюдения белого карлика HZ 43 спутником ROSAT).

Температура поверхности горячих белых карликов - 7 ? 10 4 K, холодных - ~ 5 ? 10 3 K.

Особенностью излучения белых карликов в рентгеновском диапазоне является то, что основным источником рентгеновского излучения в них фотосфера, что очень отличает их от "нормальных" звезд: в последних в рентгене излучает корона, разогретая до нескольких миллионов кельвинов, а температура фотосферы слишком низкая для образования рентгеновского излучения (см. рис. для них 9).

При отсутствии аккреции белых карликов есть запас тепловой энергии ионов в их недрах, поэтому их светимость зависит от возраста. Количественную теорию охлаждения белых карликов построил конце 1940-х гг.

5.2. Аккреция на белые карлики в двойных системах

disc"> Нестационарная аккреция на белые карлики в случае, если компаньоном является массивный красный карлик, приводит к образованию карликовых новых (звезд типа U Gem (UG)) или новоподобные переменных звезд. Аккреция на белые карлики, имеют сильное магнитное поле, направляется в район магнитных полюсов белого карлика, и циклотронный механизм излучения акрециюючои плазмы в приполярная областях вызывает сильную поляризацию излучения в видимой области спектра (поляры и промежуточные поляры). Аккреция на белые карлики богатой водородом вещества приводит к его накоплению на поверхности (состоящий преимущественно из гелия) и разогрева до температур реакции синтеза гелия, что в случае развития тепловой неустойчивости, приводит к взрыву, который наблюдается как вспышка новой звезды. Довольно длительная и интенсивная аккреция на массивный белый карлик приводит к превосходит его массой предела Чандрасекара и гравитационного коллапса, который наблюдается как вспышка сверхновой типа Ia (см. рис. 10).

См.. также

Аккреция Идеальный газ Вырожденный газ Звезда Нуклеосинтез Планетарная туманность Сверхновая Сириус

Примечания

1. ^ а б в Белые карлики - www. franko. / publish / astro / bukvy / b. pdf / / Астрономический энциклопедический словарь - www. franko. / publish / astro / Под общей редакцией и. - Львов: ЛНУ-ГАО НАНУ, 2003. - С. 54-55. - ISBN -X, УДК

Литература

Alvan Clark and Sons: Artists in Optics,

Физические основы строения и эволюции звезд,

Звезды: их рождение, жизнь и смерть,

100 млрд солнц.

Рождение, жизнь и смерть звездах,

Физика космоса.

Маленькая энциклопедия,

Открытие белых карликов

Первым открытым белым карликом стала звезда 40 Эридана B в тройной системе 40 Эридана , которую ещё в 1785 году Вильям Гершель включил в каталог двойных звёзд . В 1910 году Генри Норрис Расселл обратил внимание на аномально низкую светимость 40 Эридана B при её высокой цветовой температуре , что и послужило впоследствии выделению подобных звёзд в отдельный класс белых карликов.

Вторым и третьим открытыми белыми карликами стали Сириус B и Процион B . В 1844 году директор Кёнигсбергской обсерватории Фридрих Бессель , анализируя данные наблюдений, которые велись с 1755 года, обнаружил, что Сириус , ярчайшая звезда земного неба, и Процион периодически, хотя и весьма слабо, отклоняются от прямолинейной траектории движения по небесной сфере . Бессель пришёл к выводу, что у каждой из них должен быть близкий спутник. Сообщение было встречено скептически, поскольку слабый спутник оставался ненаблюдаемым, а его масса должна была быть достаточно велика - сравнимой с массой Сириуса и Проциона, соответственно.

Парадокс плотности

«Я был у своего друга … профессора Э. Пиккеринга с деловым визитом. С характерной для него добротой он предложил получить спектры всех звёзд, которые Хинкс и я наблюдали … с целью определения их параллаксов . Эта часть казавшейся рутинной работы оказалась весьма плодотворной - она привела к открытию того, что все звёзды очень малой абсолютной величины (то есть низкой светимости) имеют спектральный класс M (то есть очень низкую поверхностную температуру). Как мне помнится, обсуждая этот вопрос, я спросил у Пиккеринга о некоторых других слабых звёздах…, упомянув, в частности, 40 Эридана B . Ведя себя характерным для него образом, он тут же отправил запрос в офис (Гарвардской) обсерватории, и вскоре был получен ответ (я думаю, от миссис Флеминг), что спектр этой звезды - A (то есть высокая поверхностная температура). Даже в те палеозойские времена я знал об этих вещах достаточно, чтобы сразу же осознать, что здесь имеется крайнее несоответствие между тем, что мы тогда назвали бы „возможными“ значениями поверхностной яркости и плотности. Я, видимо, не скрыл, что не просто удивлён, а буквально сражён этим исключением из того, что казалось вполне нормальным правилом для характеристик звёзд. Пиккеринг же улыбнулся мне и сказал: „Именно такие исключения и ведут к расширению наших знаний“ - и белые карлики вошли в мир исследуемого»

Удивление Расселла вполне понятно: 40 Эридана B относится к относительно близким звёздам, и по наблюдаемому параллаксу можно достаточно точно определить расстояние до неё и, соответственно, светимость. Светимость 40 Эридана B оказалась аномально низкой для её спектрального класса - белые карлики образовали новую область на Г-Р диаграмме . Такое сочетание светимости, массы и температуры было непонятно и не находило объяснения в рамках стандартной модели строения звёзд главной последовательности, разработанной в 1920-х годах.

Высокая плотность белых карликов оставалась необъяснимой в рамках классической физики и астрономии и нашла объяснение лишь в рамках квантовой механики после появления статистики Ферми - Дирака . В 1926 году Фаулер в статье «О плотной материи» («On dense matter», Monthly Notices R. Astron. Soc. 87, 114-122 ) показал, что, в отличие от звёзд главной последовательности, для которых уравнение состояния основывается на модели идеального газа (стандартная модель Эддингтона), для белых карликов плотность и давление вещества определяются свойствами вырожденного электронного газа (ферми-газа) .

Следующим этапом в объяснении природы белых карликов стали работы Якова Френкеля , Э. Стоунера ?! и Чандрасекара . В 1928 году Френкель указал, что для белых карликов должен существовать верхний предел массы, то есть эти звёзды с массой выше определённого предела неустойчивы и должны коллапсировать . К этому же выводу независимо пришёл в 1930 году Э. Стоунер, который дал правильную оценку предельной массы. Более точно её вычислил в 1931 году Чандрасекар в работе «Максимальная масса идеального белого карлика» («The maximum mass of ideal white dwarfs», Astroph. J. 74, 81-82 ) (предел Чандрасекара) и независимо от него в 1932 году Л. Д. Ландау .

Происхождение белых карликов

Решение Фаулера объяснило внутреннее строение белых карликов, но не прояснило механизм их происхождения. В объяснении генезиса белых карликов ключевую роль сыграли две идеи: мысль астронома Эрнста Эпика , что красные гиганты образуются из звёзд главной последовательности в результате выгорания ядерного горючего, и предположение астронома Василия Фесенкова , сделанное вскоре после Второй мировой войны , что звёзды главной последовательности должны терять массу, и такая потеря массы должна оказывать существенное влияние на эволюцию звёзд . Эти предположения полностью подтвердились.

Тройная гелиевая реакция и изотермические ядра красных гигантов

В процессе эволюции звёзд главной последовательности происходит «выгорание» водорода - нуклеосинтез с образованием гелия (см. цикл Бете). Такое выгорание приводит к прекращению энерговыделения в центральных частях звезды, сжатию и, соответственно, к повышению температуры и плотности в её ядре. Рост температуры и плотности в звёздном ядре ведёт к условиям, в которых активируется новый источник термоядерной энергии: выгорание гелия (тройная гелиевая реакция или тройной альфа-процесс), характерный для красных гигантов и сверхгигантов.

При температурах порядка 10 8 К кинетическая энергия ядер гелия становится достаточно высокой для преодоления кулоновского барьера : два ядра гелия ( 4 He , альфа-частицы) могут сливаться с образованием нестабильного изотопа бериллия 8 Be :

2 4 He + 2 4 He → 4 8 Be . {\displaystyle {}_{2}^{4}{\textrm {He}}+{}_{2}^{4}{\textrm {He}}\rightarrow {}_{4}^{8}{\textrm {Be}}.}

Бо́льшая часть 8 Be снова распадается на две альфа-частицы, но при столкновении 8 Be с высокоэнергетической альфа-частицей может образоваться стабильное ядро углерода 12 C :

4 8 Be + 2 4 He → 6 12 C {\displaystyle {}_{4}^{8}{\textrm {Be}}+{}_{2}^{4}{\textrm {He}}\rightarrow {}_{6}^{12}{\textrm {C}}} + 7,3 МэВ .

Несмотря на весьма низкую равновесную концентрацию 8 Be (например, при температуре ~10 8 К отношение концентраций [ 8 Be]/[ 4 He] ~10 −10), скорость такой тройной гелиевой реакции оказывается достаточной для достижения нового гидростатического равновесия в горячем ядре звезды. Зависимость энерговыделения от температуры в тройной гелиевой реакции чрезвычайно высока, так, для диапазона температур T {\displaystyle T} ~1-2⋅10 8 К энерговыделение ε 3 α {\displaystyle \varepsilon _{3\alpha }} :

ε 3 α = 10 8 ρ 2 Y 3 ⋅ (T 10 8) 30 , {\displaystyle \varepsilon _{3\alpha }=10^{8}\rho ^{2}Y^{3}\cdot \left({T \over {10^{8}}}\right)^{30},}

где Y {\displaystyle Y} - парциальная концентрация гелия в ядре (в рассматриваемом случае «выгорания» водорода близка к единице).

Следует, однако, отметить, что тройная гелиевая реакция характеризуется значительно меньшим энерговыделением, чем цикл Бете : в пересчёте на единицу массы энерговыделение при «горении» гелия более чем в 10 раз ниже, чем при «горении» водорода . По мере выгорания гелия и исчерпания источника энергии в ядре возможны и более сложные реакции нуклеосинтеза, однако, во-первых, для таких реакций требуются всё более высокие температуры, и, во-вторых, энерговыделение на единицу массы в таких реакциях падает по мере роста массовых чисел ядер, вступивших в реакцию.

Дополнительным фактором, по-видимому, влияющим на эволюцию ядер красных гигантов, является сочетание высокой температурной чувствительности тройной гелиевой реакции и реакций синтеза более тяжёлых ядер с механизмом нейтринного охлаждения : при высоких температурах и давлениях возможно рассеяние фотонов на электронах с образованием нейтрино -антинейтринных пар, которые свободно уносят энергию из ядра: звезда для них прозрачна. Скорость такого объёмного нейтринного охлаждения, в отличие от классического поверхностного фотонного охлаждения, не лимитирована процессами передачи энергии из недр звезды к её фотосфере . В результате реакции нуклеосинтеза в ядре звезды достигается новое равновесие, характеризующееся одинаковой температурой ядра: образуется изотермическое ядро (рис. 2).

В случае красных гигантов с относительно небольшой массой (порядка солнечной) изотермические ядра состоят, в основном, из гелия, в случае более массивных звёзд - из углерода и более тяжёлых элементов. Однако в любом случае плотность такого изотермического ядра настолько высока, что расстояния между электронами образующей ядро плазмы становятся соизмеримыми с их длиной волны Де Бройля λ = h / m v {\displaystyle \lambda =h/mv} , то есть выполняются условия вырождения электронного газа. Расчёты показывают, что плотность изотермических ядер соответствует плотности белых карликов, то есть ядрами красных гигантов являются белые карлики .

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

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 :

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

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) . 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 . 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.

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:

j = σ T 4 , {\displaystyle j=\sigma T^{4},}

где j {\displaystyle j} - мощность на единицу площади излучающей поверхности, а σ {\displaystyle \sigma } - 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.

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 ), что, наряду с малыми размерами, делает их обнаружение весьма сложной задачей.

Астрономические феномены с участием белых карликов

Рентгеновское излучение белых карликов

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» (см. рис. 10) - 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 .

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.

Аккреция на белые карлики в двойных системах

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 чего через точку L 1 начинается переток материи с красного гиганта в полость Роша белого карлика и дальнейшая аккреция богатой водородом материи на его поверхность (см. рис. 11), что приводит к ряду астрономических феноменов:

Нестационарная аккреция на белые карлики в случае, если компаньоном является массивный красный карлик , приводит к возникновению карликовых новых (звёзд типа U Gem (UG)) и новоподобных катастрофических переменных звёзд .
Аккреция на белые карлики, обладающие сильным магнитным полем , направляется в район магнитных полюсов белого карлика, и циклотронный механизм излучения аккрецирующей плазмы в околополярных областях магнитного поля карлика вызывает сильную поляризацию излучения в видимой области (поляры и промежуточные поляры).
Аккреция на белые карлики богатого водородом вещества приводит к его накоплению на поверхности (состоящей преимущественно из гелия) и разогреву до температур реакции синтеза гелия, что, в случае развития тепловой неустойчивости, приводит к взрыву, наблюдаемому как вспышка

Белые карлики - проэволюционировавшие звёзды с массой, не превышающей предел Чандрасекара (максимальная масса, при которой звезда может существовать как белый карлик), лишённые собственных источников термоядерной энергии. Белые карлики представляют собой компактные звёзды с массами, сравнимыми или большими, чем масса Солнца, но с радиусами в 100 раз меньшими и, соответственно, болометрическими светимостями в ~10 000 раз меньшими солнечной. Средняя плотность вещества белых карликов в пределах их фотосфер 105-109 г/см 3 , что почти в миллион раз выше плотности звёзд главной последовательности. По распространённости белые карлики составляют, по разным оценкам, 3-10 % звёздного населения нашей Галактики. Неопределённость оценки обусловлена трудностью наблюдения удалённых белых карликов из-за их малой светимости.
Белые карлики представляют собой конечную стадию эволюции небольшой звезды с массой, сравнимой с массой Солнца. Когда в центре звезды, например, как наше Солнце, выгорает весь водород, ее ядро сжимается до больших плотностей, тогда как внешние слои сильно расширяются, и, сопровождаясь общим потускнением светимости, звезда превращается в . Пульсирующий красный гигант затем сбрасывает свою оболочку, поскольку внешние слои звезды слабо связаны с центральным горячим и очень плотным ядром. Впоследствии эта оболочка становится расширяющейся планетарной туманностью. Как видите красные гиганты и белые карлики очень тесно взаимосвязаны. Сжатие ядра происходит до крайне малых размеров, но, тем не менее, не превышает предела Чандрасекара, то есть верхний предел массы звезды, при котором она может существовать в виде белого карлика.

Первым открытым белым карликом стала звезда 40 Эридана B в тройной системе 40 Эридана, которую ещё в 1785 году Вильям Гершель включил в каталог двойных звёзд. В 1910 году Генри Норрис Расселл обратил внимание на аномально низкую светимость 40 Эридана B при её высокой цветовой температуре, что и послужило впоследствии выделению подобных звёзд в отдельный класс белых карликов.

Вторым открытым белым карликом стал Сириус Б — ярчайшая звезда земного неба. В 1844 году немецкий астроном и математик Фридрих Бессель при наблюдении Сириуса обнаружил небольшое отклонение звезды от прямолинейного движения, и сделал предположение о наличии у Сириуса невидимой массивной звезды-спутника. Его предположение было подтверждено уже в 1862 году, когда американский астроном и телескопостроитель Альван Грэхэм Кларк, занимаясь юстировкой самого крупного в то время рефрактора, обнаружил возле Сириуса неяркую звезду, которую впоследствии окрестили Сириус Б.

Белый карлик Сириус Б имеет низкую светимость, а гравитационное поле воздействует на своего яркого компаньона довольно заметно, что свидетельствует о том, что у этой звезды крайне малый радиус при значительной массе. Так впервые был открыт вид объектов, названный белыми карликами.

Третьим открытым белым карликом стал Процион B. В 1844 году директор Кёнигсбергской обсерватории Фридрих Бессель, анализируя данные наблюдений, обнаружил, что Процион периодически, хотя и весьма слабо, отклоняется от прямолинейной траектории движения по небесной сфере. Бессель пришёл к выводу, что у Проциона должен быть близкий спутник. Слабый спутник оставался ненаблюдаемым, а его масса должна была быть достаточно велика - сравнимой с массой Сириуса и Проциона, соответственно. В 1896 году американский астроном Д. М. Шеберле открыл Процион B, подтвердив тем самым предсказание Бесселя.

Происхождение белых карликов

В объяснении генезиса белых карликов ключевую роль сыграли две идеи: мысль астронома Эрнста Эпика, что красные гиганты образуются из звёзд главной последовательности в результате выгорания ядерного горючего, и предположение астронома Василия Фесенкова, сделанное вскоре после Второй мировой войны, что звёзды главной последовательности должны терять массу, и такая потеря массы должна оказывать существенное влияние на . Эти предположения полностью подтвердились.

Белые карлики состоят из углерода и кислорода с небольшими добавками водорода и гелия, однако у массивных сильно проэволюционировавших звезд ядро может состоять из кислорода, неона или магния. В процессе эволюции звёзд главной последовательности происходит «выгорание» водорода - нуклеосинтез с образованием гелия. Такое выгорание приводит к прекращению энерговыделения в центральных частях звезды, сжатию и, соответственно, к повышению температуры и плотности в её ядре. Рост температуры и плотности в звёздном ядре ведёт к условиям, в которых активируется новый источник термоядерной энергии: выгорание гелия (тройная гелиевая реакция или тройной альфа-процесс), характерный для красных гигантов и сверхгигантов.

Белые карлики имееют чрезвычайно высокую плотность(106 г/cм 3). Белый карлик находится в состоянии гравитационного равновесия и его давление определяется давлением вырожденного электронного газа. Поверхностные температуры белого карлика высокие — от 100,000 К до 200,000 К. Массы белых карликов близки к Солнечной. Для белых карликов существует зависимость «масса-радиус», причем чем больше масса, тем меньше радиус. Радиусы большинства белых карликов сравнимы с радиусом Земли.

Жизненный цикл белого карлика, после этого, остается стабилен до самого своего остывания, когда звезда теряет свою светимость и становится невидимой, входя в стадию так называемого « », - конечный результат эволюции, хотя в современной литературе этот термин используется все реже.

Нейтронная звезда

Расчеты показывают, что при взрыве сверхновой с M ~ 25M остается плотное нейтронное ядро (нейтронная звезда) с массой ~ 1.6M . В звездах с остаточной массой M > 1.4M , не достигших стадии сверхновой, давление вырожденного электронного газа также не в состоянии уравновесить гравитационные силы и звезда сжимается до состояния ядерной плотности. Механизм этого гравитационного коллапса тот же, что и при взрыве сверхновой. Давление и температура внутри звезды достигают таких значений, при которых электроны и протоны как бы “вдавливаются” друг в друга и в результате реакции

после выброса нейтрино образуются нейтроны, занимающие гораздо меньший фазовый объем, чем электроны. Возникает так называемая нейтронная звезда, плотность которой достигает 10 14 - 10 15 г/см 3 . Характерный размер нейтронной звезды 10 - 15 км. В некотором смысле нейтронная звезда представляет собой гигантское атомное ядро. Дальнейшему гравитационному сжатию препятствует давление ядерной материи, возникающее за счет взаимодействия нейтронов. Это также давление вырождения, как ранее в случае белого карлика, но - давление вырождения существенно более плотного нейтронного газа. Это давление в состоянии удерживать массы вплоть до 3.2M .
Нейтрино, образующиеся в момент коллапса, довольно быстро охлаждают нейтронную звезду. Согласно теоретическим оценкам температура ее падает с 10 11 до 10 9 K за время ~ 100 с. Дальше темп остывания несколько уменьшается. Однако он достаточно высок по астрономическим масштабам. Уменьшение температуры с 10 9 до 10 8 K происходит за 100 лет и до 10 6 K - за миллион лет. Обнаружить нейтронные звезды оптическими методами довольно сложно из-за малого размера и низкой температуры.
В 1967 г. в Кембриджском университете Хьюиш и Белл открыли космические источники периодического электромагнит-ного излучения - пульсары. Периоды повторения импульсов боль-шинства пульсаров лежат в интервале от 3.3·10 -2 до 4.3 с. Согласно современным представлениям, пульсары - это вращающиеся нейтронные звезды, имеющие массу 1 - 3M и диаметр 10 - 20 км. Только компактные объекты, имеющие свойства нейтронных звезд, могут сохранять свою форму, не разрушаясь при таких скоростях вращения. Сохранение углового момента и магнитного поля при образовании нейтронной звезды приводит к рождению быстро вращающихся пульсаров с сильным магнитным полем B ~ 10 12 Гс.
Считается, что нейтронная звезда имеет магнитное поле, ось которого не совпадает с осью вращения звезды. В этом случае излучение звезды (радиоволны и видимый свет) скользит по Земле как лучи маяка. Когда луч пересекает Землю регистрируется импульс. Само излучение нейтронной звезды возникает за счет того, что заряженные частицы с поверхности звезды двигаются вовне по силовым линиям магнитного поля, испуская электромагнитные волны. Этот механизма радиоизлучения пульсара, впервые предложенный Голдом, показан на рис. 39.

Если пучок излучения попадает на земного наблюдателя, то радиотелескоп фиксирует короткие импульсы радиоизлучения с периодом, равным периоду вращения нейтронной звезды. Форма импульса может быть очень сложной, что обусловлено геометрией магнитосферы нейтронной звезды и является характерной для каждого пульсара. Периоды вращения пульсаров строго постоянны и точности измерения этих периодов доходят до 14-значной цифры.
В настоящее время обнаружены пульсары, входящие в двойные системы. Если пульсар вращается по орбите вокруг второго компонента, то должны наблюдаться вариации периода пульсара вследствие эффекта Допплера. Когда пульсар приближается к наблюдателю, регистрируемый период радиоимпульсов из-за допплеровского эффекта уменьшается, а когда пульсар удаляется от нас, его период увеличивается. На основе этого явления и были обнаружены пульсары, входящие в состав двойных звезд. Для впервые обнаруженного пульсара PSR 1913 + 16, входящего в состав двойной системы, орбитальный период обращения составил 7 часов 45 мин. Собственный период обращения пульсара PSR 1913 + 16 равен 59 мс.
Излучение пульсара должно приводить к уменьшению скорости вращения нейтронной звезды. Такой эффект также был обнару-жен. Нейтронная звезда, входящая в состав двойной системы, может быть и источником интенсивного рентгеновского излучения.
Структура нейтронной звезды массой 1.4M и радиусом 16 км показана на рис. 40.

I - тонкий внешний слой из плотно упакованных атомов. В областях II и III ядра расположены в виде объемно-центрированной кубической решетки. Область IV состоит в основном из нейтронов. В области V вещество может состоять из пионов и гиперонов, образуя адронную сердцевину нейтронной звезды. Отдельные детали строения нейтронной звезды в настоящее время уточняются.
Образование нейтронных звезд не всегда является следствием вспышки сверхновой. Возможен и другой механизм образования нейтронных звезд в ходе эволюции белых карликов в тесных двойных звездных системах. Перетекание вещества звезды-компаньона на белый карлик постепенно увеличивает массу белого карлика и по достижении критической массы (предела Чандрасекара) белый карлик превращается в нейтронную звезду. В случае, когда перетекание вещества продолжается и после образования нейтронной звезды, её масса может существенно увеличиться и в результате гравитационного коллапса она может превратиться в черную дыру. Это соответствует так называемому “тихому” коллапсу.
Компактные двойные звезды могут проявляться и как источники рентгеновского излучения. Оно также возникает за счет аккреции вещества, падающего с “нормальной” звезды на более компактную. При аккреции вещества на нейтронную звезду с B > 10 10 Гс вещество падает в район магнитных полюсов. Рентгеновское излучение модулируется её вращением вокруг оси. Такие источники называют рентгеновскими пульсарами.
Существуют рентгеновские источники (называемые барстерами), в которых периодически с интервалом от нескольких часов до суток происходят всплески излучения. Характерное время нарастания всплеска - 1 сек. Длительность всплеска от 3 до 10 сек. Интенсивность в момент всплеска может на 2 - 3 порядка превосходить светимость в спокойном состоянии. В настоящее время известно несколько сотен таких источников. Считается, что всплески излучения происходят в результате термоядерных взрывов вещества, накопившегося на поверхности нейтронной звезды в результате аккреции.
Хорошо известно, что на малых расстояниях между нуклонами (< 0.3·10 -13 см) ядерные силы притяжения сменяются силами оттал-кивания, т. е. противодействие ядерного вещества на малых расстояниях сжимающей силе тяготения увеличивается. Если плотность вещества в центре нейтронной звезды превышает ядерную плотность ρ яд и достигает 10 15 г/см 3 , то в центре звезды наряду с нуклонами и электронами образуются также мезоны, гипероны и другие более массивные частицы. Исследования поведения вещества при плотностях, превышающих ядерную плотность, в настоящее время находятся в начальной стадии и имеется много нерешенных проблем. Расчеты показывают, что при плотностях вещества ρ > ρ яд возможны такие процессы, как появление пионного конденсата, переход нейтронизованного вещества в твердое кристаллическое состояние, образование гиперонной и кварк-глюонной плазмы. Возможно образование сверхтекучего и сверхпроводящего состояний нейтронного вещества.
В соответствии с современными представлениями о поведении вещества при плотностях в 10 2 - 10 3 раз, превышающих ядерную (а именно о таких плотностях идет речь, когда обсуждается внутреннее строение нейтронной звезды), внутри звезды образуются атомные ядра вблизи границы устойчивости. Более глубокое понимание может быть достигнуто в результате исследования состояния вещества в зависимости от плотности, температуры, устойчивости ядерной материи при экзотических отношениях числа протонов к числу нейтронов в ядре n p /n n , учете слабых процессов с участием нейтрино. В настоящее время практически единственной возможностью исследования вещества при плотностях больших ядерной являются ядерные реакции между тяжелыми ионами. Однако, экспериментальные данные по столкновению тяжелых ионов дают пока недостаточно информации, т. к. достижимые значения n p /n n как для ядра - мишени, так и для налетающего ускоренного ядра невелики (~ 1 - 0.7).
Точные измерения периодов радиопульсаров показали, что скорость вращения нейтронной звезды постепенно замедляется. Это связано с переходом кинетической энергии вращения звезды в энергию излучения пульсара и с эмиссией нейтрино. Небольшие скачкообразные изменения периодов радиопульсаров объясняются накоплением напряжений в поверхностном слое нейтронной звезды, сопровождающимся “растрескиванием” и “разломами”, что и приводит к изменению скорости вращения звезды. В наблюдаемых временных характеристиках радиопульсаров содержится информация о свойствах “коры” нейтронной звезды, физических условиях внутри неё и о сверхтекучести нейтронного вещества. В последнее время обнаружено значительное число ра-диопульсаров с периодами меньшими 10 мс. Это требует уточнения представлений о процессах, происходящих в нейтронных звездах.
Другой проблемой является исследование нейтринных процессов в нейтронных звездах. Эмиссия нейтрино является одним из механизмов потери энергии нейтронной звездой в течении 10 5 - 10 6 лет после её образования.

Напечатать