Желто белый карлик в созвездии. Белые звезды: названия, описание, характеристики. Астрономические феномены с участием белых карликов

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,

Виды звезд в наблюдаемой Вселенной

Во Вселенной существует множество различных звезд. Большие и маленькие, горячие и холодные, заряженные и не заряженные. В этой статье мы назовем основные виды звезд, а также дадим подробную характеристику Жёлтым и Белым карликам.

Жёлтый карлик . Жёлтый карлик – тип небольших звёзд главной последовательности, имеющих массу от 0,8 до 1,2 массы Солнца и температуру поверхности 5000–6000 K. Подробнее об этом типе звезд нем смотрите ниже.
Красный гигант . Красный гигант – это крупная звезда красноватого или оранжевого цвета. Образование таких звезд возможно как на стадии звездообразования, так и на поздних стадиях их существования. Крупнейшие из гигантов превращаются в красных супергигантов. Звезда под названием Бетельгейзе из созвездия Орион – самый яркий пример красного супергиганта.
Белый карлик . Белый карлик – это то, что остаётся от обычной звезды с массой, не превышающей 1,4 солнечной массы, после того, как она проходит стадию красного гиганта. Подробнее об этом типе звезд нем смотрите ниже.
Красный карлик . Красные карлики – самые распространённые объекты звёздного типа во Вселенной. Оценка их численности варьируется в диапазоне от 70 до 90% от числа всех звёзд в галактике. Они довольно сильно отличаются от других звезд.
Коричневый карлик . Коричневый карлик – субзвездные объекты (с массами в диапазоне примерно от 0,01 до 0,08 массы Солнца, или, соответственно, от 12,57 до 80,35 массы Юпитера и диаметром примерно равным диаметру Юпитера), в недрах которых, в отличие от звезд главной последовательности, не происходит реакции термоядерного синтеза c превращением водорода в гелий.
Субкоричневые карлики . Субкоричневые карлики или коричневые субкарлики – холодные формирования, по массе лежащие ниже предела коричневых карликов. Масса их меньше примерно одной сотой массы Солнца или, соответственно, 12,57 массы Юпитера, нижний предел не определён. Их в большей мере принято считать планетами, хотя к окончательному заключению о том, что считать планетой, а что – субкоричневым карликом научное сообщество пока не пришло.
Черный карлик . Черные карлики – остывшие и вследствие этого не излучающие в видимом диапазоне белые карлики. Представляет собой конечную стадию эволюции белых карликов. Массы черных карликов, подобно массам белых карликов, ограничиваются сверху 1,4 массами Солнца.
Двойная звезда . Двойная звезда – это две гравитационно связанные звезды, обращающиеся вокруг общего центра масс.
Новая звезда . Звезды, светимость которых внезапно увеличивается в 10 000 раз. Новая звезда представляет собой двойную систему, состоящую из белого карлика и звезды-компаньона, находящейся на главной последовательности. В таких системах газ со звезды постепенно перетекает на белый карлик и периодически там взрывается, вызывая вспышку светимости.
Сверхновая звезда . Сверхновая звезда – это звезда, заканчивающая свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Вспышка при этом может быть на несколько порядков больше чем в случае новой звезды. Столь мощный взрыв есть следствие процессов, протекающих в звезде на последний стадии эволюции.
Нейтронная звезда . Нейтронные звезды (НЗ) – это звездные образования с массами порядка 1,5 солнечных и размерами, заметно меньшими белых карликов, порядка 10-20 км в диаметре. Они состоят в основном из нейтральных субатомных частиц – нейтронов, плотно сжатых гравитационными силами. В нашей Галактике, по оценкам ученых, могут существовать от 100 млн до 1 млрд нейтронных звёзд, то есть где-то по одной на тысячу обычных звёзд.
Пульсары . Пульсары – космические источники электромагнитных излучений, приходящих на Землю в виде периодических всплесков (импульсов). Согласно доминирующей астрофизической модели, пульсары представляют собой вращающиеся нейтронные звёзды с магнитным полем, которое наклонено к оси вращения. Когда Земля попадает в конус, образуемый этим излучением, то можно зафиксировать импульс излучения, повторяющийся через промежутки времени, равные периоду обращения звезды. Некоторые нейтронные звёзды совершают до 600 оборотов в секунду.
Цефеиды . Цефеиды – класс пульсирующих переменных звёзд с довольно точной зависимостью период-светимость, названный в честь звезды Дельта Цефея. Одной из наиболее известных цефеид является Полярная звезда. Приведенный перечень основных видов (типов) звезд с их краткой характеристикой, разумеется, не исчерпывает всего возможного многообразия звезд во Вселенной.

Жёлтый карлик

Находясь на различных стадиях своего эволюционного развития, звезды подразделяются на нормальные звезды, звезды карлики, звезды гиганты. Нормальные звезды, это и есть звезды главной последовательности. К таким, например, относится наше Солнце. Иногда такие нормальные звезды называются желтыми карликами .

Характеристика

Сегодня мы кратко расскажем о желтых карликах, которых еще называют желтыми звездами. Желтые карлики – это, как правило, звезды средней массы, светимости и температуры поверхности. Они являются звездами основной последовательности, располагаясь примерно в середине на диаграмме Герцшпрунга – Рассела и следуя за более холодными и менее массивными красными карликами.

По спектральной классификации Моргана-Кинана желтые карлики соответствуют в основном классу светимости G, однако в переходных вариациях соответствуют иногда классу К (оранжевые карлики) или классу F в случае с желто-белыми карликами.

Масса желтых карликов лежит зачастую в пределах от 0,8 до 1,2 массы Солнца. При этом температура их поверхности составляет в своем большинстве от 5 до 6 тысяч градусов по Кельвину.

Наиболее ярким и известным нам представителем из числа желтых карликов является наше Солнце.

Кроме Солнца, среди ближайших к Земле желтых карликов стоит отметить:

Две компоненты в тройной системе Альфа Центавра, среди которых Альфа Центавра А по спектру светимости аналогично Солнцу, а Альфа Центавра В – типичный оранжевый карлик класса К. Расстояние до обеих компонент составляет чуть более 4-х световых лет.
Оранжевый карлик – звезда Ран, она же Эпсилон Эридана, с классом светимости К. Расстояние до Рана астрономы оценили примерно в 10 с половиной световых лет.
Двойная звезда 61 Лебедя, удаленная от Земли на чуть более 11 световых лет. Обе компоненты 61 Лебедя типичные оранжевые карлики класса светимости К.
Солнцеподобная звезда Тау Кита, удаленная от Земли примерно на 12 световых лет, со спектром светимости G и интересной планетной системой, состоящей минимум из 5 экзопланет.

Образование

Эволюция желтых карликов весьма интересна. Продолжительность жизни желтого карлика составляет примерно 10 миллиардов лет.

Как и большинства звезд в их недрах протекают интенсивные термоядерные реакции, в которых в основном водород перегорает в гелий. После начала реакций с участием гелия в ядре звезды водородные реакции перемещаются все больше к поверхности. Это и становится отправной точкой в преобразовании желтого карлика в красный гигант. Результатом подобного преобразования может служить красный гигант Альдебаран.

С течением времени поверхность звезды будет постепенно остывать, а внешние слои начнут расширяться. На конечных стадиях эволюции красный гигант сбрасывает свою оболочку, которая образует планетарную туманность, а его ядро превратится в белый карлик, который далее будет сжиматься и остывать.

Подобное будущее ждет и наше Солнце, которое сейчас находится на средней стадии своего развития. Примерно через 4 миллиарда лет оно начнет свое превращение в красный гигант, фотосфера которого при расширении может поглотить не только Землю и Марс, но даже и Юпитер.

Время жизни жёлтого карлика составляет в среднем 10 миллиардов лет. После того, как сгорает весь запас водорода, звезда во много раз увеличивается в размере и превращается в красный гигант. самым планетарные туманности, а ядро коллапсирует в маленький, плотный белый карлик.

Белые карлики

Белые карлики – звезды, имеющие большую массу (порядка солнечной) и малый радиус (радиус Земли), что менее предела Чандрасекара для выбранной массы, являющиеся продуктом эволюции красных гигантов. Процесс производства термоядерной энергии в них прекращен, что приводит к особым свойствам этих звезд. Согласно различным оценкам, в нашей Галактике их количество составляет от 3 до 10 % всего звездного населения.

История открытия

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. Вторым подобным объектом была звезда Маанена, находящаяся в созвездии Рыб.

Как же образуются белые карлики?

После того как в стареющей звезде выгорит весь водород, ее ядро сжимается и разогревается, – это способствует расширению ее внешних слоев. Эффективная температура звезды падает, и она превращается в красного гиганта. Разреженная оболочка звезды, очень слабо связанная с ядром, со временем рассеивается в пространстве, перетекая на соседние планеты, а на месте красного гиганта остается очень компактная звезда, называемая белым карликом.

Долгое время оставалось загадкой, почему белые карлики, имеющие температуру, превосходящую температуру Солнца, по сравнению с размерами Солнца невелики, пока не выяснилось, что плотность вещества внутри них предельно высока (в пределах 10 5 – 10 9 г/см 3). Стандартной зависимости – масса-светимость – для белых карликов не существует, что отличает их от других звезд. В чрезвычайно малом объеме «упаковано» огромное количество вещества, из-за чего плотность белого карлика почти в 100 раз больше плотности воды.

Температура белых карликов остается практически постоянной, несмотря на отсутствие внутри них термоядерных реакций. Чем же это объясняется? По причине сильного сжатия электронные оболочки атомов начинают проникать друг в друга. Это продолжается до тех пор, пока между ядрами расстояние не становится минимальным, равным радиусу наименьшей электронной оболочки.

В результате ионизации электроны начинают свободно двигаться относительно ядер, а вещество внутри белого карлика приобретает физические свойства, которые характерны для металлов. В подобном веществе энергия к поверхности звезды переносится электронами, скорость которых по мере сжатия все больше увеличивается: некоторые из них двигаются со скоростью, соответствующей температуре в миллион градусов. Температура на поверхности и внутри белого карлика может резко отличаться, что не приводит к изменению диаметра звезды. Здесь можно привести сравнение с пушечным ядром – остывая, оно не уменьшается в объеме.

Угасает белый карлик крайне медленно: за сотни миллионов лет интенсивность излучения падает всего на 1%. Но в итоге он должен будет исчезнуть, превратившись в черного карлика, для чего могут потребоваться триллионы лет. Белые карлики вполне можно назвать уникальными объектами Вселенной. Воспроизвести в земных лабораториях условия, в которых они существуют, еще никому не удалось.

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» – 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.

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.

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

Бессель пришёл к выводу, что у Сириуса должен быть невидимый «тёмный» спутник, причём период обращения обеих звёзд вокруг общего центра масс должен быть порядка 50 лет . Сообщение было встречено скептически, поскольку тёмный спутник оставался ненаблюдаемым, а его масса должна была быть достаточно велика - сравнимой с массой Сириуса.

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 «Плотная материя» («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 и Чандрасекара . В 1928 году Френкель указал, что для белых карликов должен существовать верхний предел массы, и в 1931 году Чандрасекар в работе «Максимальная масса идеального белого карлика» («The maximum mass of ideal white dwarfs», Astroph. J. 74, 81-82 ) показал, что существует верхний предел масс белых карликов, то есть эти звёзды с массой выше определённого предела неустойчивы (предел Чандрасекара) и должны коллапсировать .

Происхождение белых карликов

Тройная гелиевая реакция и изотермические ядра красных гигантов

+ 7,3 МэВ .

где - парциальная концентрация гелия в ядре (в рассматриваемом случае «выгорания» водорода близка к единице).

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 , 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 (предел Чандрасекара). Интересно, что для наблюдаемых белых карликов существует и аналогичный нижний предел: поскольку скорость эволюции звёзд пропорциональна их массе, то мы можем наблюдать как маломассивные белые карлики лишь остатки 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

Рис. 8. Протопланетарная туманность NGC 1705. Видна серия сферических оболочек, сбрасываемых красным гигантом, сама звезда скрыта пылевым поясом.

где - мощность на единицу площади излучающей поверхности, а Вт/(м²·К 4) - постоянная Стефана-Больцмана.

Астрономические феномены с участием белых карликов

Рентгеновское излучение белых карликов

Рис. 9 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 нейтринного охлаждения и 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 звезд главной последовательности: иллюстрацией могут служить снимки Сириуса , сделанные рентгеновским телескопом «Чандра» (см. Рис. 9) - 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 - ~5·10 3 К (см., например, Звезда ван Маанена).

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 кельвин, 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. 10), 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 новой звезды .
Достаточно длительная и интенсивная аккреция на массивный белый карлик приводит к превышению его массой предела Чандрасекара и гравитационному коллапсу , наблюдаемому как вспышка сверхновой типа Ia (см. рис. 11).

Примечания

Я. Б. Зельдович , С. И. Блинников, Н. И. Шакура . . - М .: МГУ, 1981.
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
On the proper motions of Procyon and Sirius (англ.) . (12/1844). Архивировано
Flammarion C. (1877). «The Companion of Sirius ». Astronomical register 15 : 186-189. Проверено 2010-01-05.
van Maanen A. Two Faint Stars with Large Proper Motion . Publications of the Astronomical Society of the Pacific (12/1917). - Vol. 29, No. 172, pp. 258-259. Архивировано из первоисточника 23 августа 2011.
В. В. Иванов. Белые карлики . Астронет (17.09.2002). Архивировано из первоисточника 23 августа 2011. Проверено 6 мая 2009.
Fowler R. H. On dense matter (англ.) . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (12/1926). Архивировано из первоисточника 23 августа 2011. Проверено 22 июля 2009.
Chandrasekhar S. The Maximum Mass of Ideal White Dwarfs (англ.) . Astrophysical Journal (07/1931). Архивировано из первоисточника 23 августа 2011. Проверено 22 июля 2009.
Шкловский И. С. О природе планетарных туманностей и их ядер // Астрономический журнал . - 1956. - Т. 33. - № 3. - С. 315-329.
A proposed new white dwarf spectral classification system , E. M. Sion, J. L. Greenstein, J. D. Landstreet, J. Liebert, H. L. Shipman, and G. A. Wegner, The Astrophysical Journal 269 , #1 (June 1, 1983), pp. 253-257.
Leahy, D. A.; C. Y. Zhang, Sun Kwok (1994). «Two-temperature X-ray emission from the planetary nebula NGC 7293 ». The Astrophysical Journal 422 : 205-207. Проверено 2010-07-05.
Iben Jr, I. (1984). «On the frequency of planetary nebula nuclei powered by helium burning and on the frequency of white dwarfs with hydrogen-deficient atmospheres». The Astrophysical Journal 277 : 333-354. ISSN 0004-637X .
София Нескучная Карлик дышит кислородом (рус.) . газета.ru (13.11.09 10:35). Архивировано из первоисточника 23 августа 2011. Проверено 23 мая 2011.
Sirius A and B: A Double Star System In The Constellation Canis Major // Photo Album of Chandra X-Ray Observatory
Иванов В. В. Белые карлики . Астрономический институт им. В. В. Соболева. Архивировано из первоисточника 23 августа 2011. Проверено 6 января 2010.

Литература

Deborah Jean Warner. Alvan Clark and Sons: Artists in Optics. - Smithsonian Press, 1968.
Я. Б. Зельдович, С. И. Блинников, Н. И. Шакура. Физические основы строения и эволюции звёзд . - М ., 1981.
Шкловский И. С. Звёзды: их рождение, жизнь и смерть. - М .: Наука, 1984.
Steven D. Kawaler, Igorʹ Dmitrievich Novikov, Ganesan Srinivasan, G. Meynet, Daniel Schaerer. Stellar remnants . - Springer, 1997. - ISBN 3540615202 , 9783540615200
Киппенхан Р. (англ.) русск. 100 миллиардов солнц: Рождение, жизнь и смерть звезд = 100 Milliarden Sonnen / Пер. с нем. А. С. Доброславский, Б. Б. Страумал, под ред. И. М. Халатникова , А. В. Тутукова. - Мир . - М ., 1990. - 293 с. - 88 000 экз. - ISBN 5-03-001195-1

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.

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.

Уравнения прямой в пространстве - это уравнения двух пересекающихся плоскостей Как найти прямую пересечения двух плоскостей

Переподготовка увольняемых военнослужащих II