Содержание

Необычные свойства белого карлика объяснили его происхождением

Массивный белый карлик с уникальной — богатой углеродом — атмосферой может быть продуктом слияния двух объектов того же класса. К такому выводу пришли астрофизики из Уорикского университета и Национального университета Ла-Платы, чья статья опубликована в журнале Nature Astronomy.

Белые карлики — это остатки звезд, подобных нашему Солнцу, которые сожгли все свое топливо и сбросили внешние слои. Большинство из них относительно легкие — примерно в два раза меньше Солнца. Но обнаруженный астрономами на расстоянии в 150 световых лет объект под названием WDJ0551+4135 имеет массу в 1,14 солнечных, что очень необычно для белого карлика.

Открытие звезды удалось сделать с помощью космического телескопа Gaia Европейского космического агентства. Чтобы понять причину такой необычайно высокой массы WDJ0551+4135, ученые проанализировали самые большие из известных белых карликов. Но ни у одного из них не были обнаружены похожие показатели, включая спектр излучения. Также оказалось, что WDJ0551+4135 движется быстрее, чем 99% найденных на сегодняшний день белых карликов. А это значит, что он должен быть намного старше, чем кажется на первый взгляд.

У открытого объекта исследователи обнаружили необычную атмосферу, состоящую из водорода и углерода. Обычно оболочки таких звезд состоят из водорода, водорода с гелием или гелия с углеродом. Но такого сочетания химических элементам астрономам не удавалось обнаруживать еще ни разу. Единственным разумным объяснением этому факту оказалось слияние двух белых карликов в одну звезду.

Теория авторов состоит в том, что, когда одна звезда в двойной системе в конце своей жизни расширяется, она будет «огибать» своего партнера, сближаясь с ним, в то время как последний будет сжиматься. То же самое произойдет, когда расширится другая звезда. В течение миллиардов лет излучение гравитационных волн будет сжимать орбиту еще больше, до такой степени, что звезды в конечном итоге сольются вместе.

Хотя слияния белых карликов были неоднократно предсказаны, именно такой процесс остается очень необычным явлением. Большинство слияний в нашей Галактике происходит между звездами с разными массами, но в зафиксированном астрономами случае в белый карлик переходят почти одинаковые в этом отношении звезды. Также новое открытие позволит понять, насколько большим может быть белый карлик, ведь принято считать, что при массах такой звезды более 1,4 солнечной он должен превратиться в сверхновую.

Поскольку процесс слияния перезапускает охлаждение звезды, трудно определить, сколько ей лет. Слияние этих белых карликов, вероятно, произошло около 1,3 миллиарда лет назад, но сами они, возможно, существовали в течение многих миллиардов лет до этого.

Притяжение белого карлика вытянуло в каплю его соседку по двойной звезде — Наука

ТАСС, 12 июля. В созвездии Близнецов астрономы обнаружили необычную двойную звезду. Одна из ее составляющих под действием притяжения соседки приобрела форму капли. Через 70 млн лет они сольются, в результате чего произойдет взрыв сверхновой, пишут исследователи в научном журнале Nature Astronomy.

«С одной стороны, белый карлик может поглотить достаточно много материи, чтобы плазма соседки начала напрямую перетекать на его поверхность. Если этого не произойдет, то звезды постепенно сблизятся и сольются. И в том, и в другом случае произойдет взрыв сверхновой», – рассказала Индгрид Пелисоли, один из авторов статьи, научный сотрудник Уорикского университета.

Белыми карликами астрономы называют ядра «выгоревших» небольших звезд, у которых нет собственных источников энергии. Они возникают на последних этапах жизни звезд, которые не более чем в десять раз тяжелее Солнца. Такие звезды не взрываются в виде сверхновой, а сбрасывают свои внешние оболочки. В результате образуется туманность, которую изнутри «подсвечивает» их бывшее ядро.

Масса белых карликов не может превышать так называемый предел Чандрасекара. При его достижении материя ядра выгоревшего светила достигает такой плотности, что его атомы перестают существовать, и белый карлик превращается в нейтронную звезду. Считается, что этот предел примерно в 1,44 раза больше массы Солнца, однако его точное значение еще не установили.

Практически все известные белые карлики очень далеки от этого предела. Однако в результате слияния двух подобных звезд, а также белого карлика и обычной звезды этот предел достаточно часто превышается. В результате происходит взрыв сверхновой первого типа, и почти вся материя обеих звезд превращается в свет и энергию.

Пелисоли и ее коллеги открыли двойную звезду, которая породит подобную вспышку в ближайшее время (по астрономическим меркам). Анализируя данные, которые собирал орбитальный телескоп TESS, они обратили внимание на звезду HD265435. Она расположена в созвездии Близнецов на расстоянии в 1,5 тыс. световых лет от Земли.

Яркость этой звезды то увеличивалась, то уменьшалась. Как правило, подобное поведение указывает на существование в окрестностях светила одной или нескольких планет. Однако в данном случае это оказалось признаком экзотического устройства этой звездной системы.

Изменение яркости было связано с тем, что HD265435 – двойная звезда. Она состоит из невидимого для нас белого карлика и так называемого горячего субкарлика. Так ученые называют очень компактные и горячие светила, которые возникают после сброса внешних оболочек некоторыми типами крупных звезд на последних этапах их существования.

У этого субкарлика оказалась нетипичная для звезды форма: он был вытянут в каплю. Ученые считают, что это произошло из-за притяжения белого карлика, который совершал один оборот вокруг второго светила меньше чем за 100 минут. Расчеты ученых показывают, что расстояние между этими звездами непрерывно уменьшается, поскольку они теряют энергию на излучение гравитационных волн.

Примерно через 70 млн лет обе звезды сольются. В результате появится объект как минимум в 1,65 раза тяжелее Солнца. Эта особенность звездной системы HD265435 делает ее одним из самых близких к Земле «зародышей» сверхновых первого типа, дальнейшее изучение которого поможет ученым понять, как часто слияния белых карликов и горячих субкарликов порождают подобные вспышки.

Астрономы уличили звезды-белые карлики в поедании планет

Результаты показали, что в составе этой пыли доминируют кислород, магний, железо и кремний — четыре элемента, из которых на 93% состоит Земля. Кроме того, оказалось, что в этих кольцах очень мала доля углерода, что также соответствует химическим параметрам Земли и планет земной группы.

Это означает, что каждая из этих звезд в прошлом была обладателем как минимум одной планеты, похожей на Землю.

Кроме того, ученые застали одну из звезд — PG0843+516 — в процессе поглощения остатков такой планеты.

Атмосфера белого карлика состоит из водорода и гелия, все более тяжелые элементы почти мгновенно погружаются к его ядру. В атмосфере PG0843+516 ученые обнаружили железо, никель и серу: эти элементы входят в состав ядер планет земной группы, а значит, там происходит процесс падения остатков планеты в недра звезды со скоростью примерно 1 миллион килограммов в секунду.

«То, что мы видим сегодня на этом белом карлике, расположеннном в нескольких тысячах световых лет от нас, может быть картиной далекого будущего Земли.

Когда звезды, подобные Солнцу, заканчивают свой жизненный путь, они раздуваются, превращаясь в красного гиганта», — говорит Гэнсике.

Когда в красного гиганта превратится Солнце, оно поглотит Венеру и Меркурий. Попадет ли в его недра Земля — неизвестно, но очевидно, что поверхность нашей планеты превратится в выжженную пустыню. На следующей стадии Солнце сбросит оболочку и превратится в белого карлика, что приведет к дестабилизации орбит планет, к столкновениям между ними.

«Это может привести к формированию большого количества астероидов, некоторые из которых по химическому составу будут похожи на ядра планет. Юпитер переживет эту стадию эволюции Солнечной системы невредимым и будет забрасывать астероиды в сторону белого карлика», — сказал ученый.

По его словам, вполне возможно, что наблюдая PG0843+516, мы видим падение фрагментов, которые когда-то были ядром похожей на Землю планеты.

Белые карлики — объекты с плотностью 100 000 000 г/см³.

Белые карлики — распространенный тип звезд с малой светимостью и огромной массой. В нашей галактике они составляют несколько процентов от общего числа звезд. Это компактные объекты, размером примерно с Землю. Температура внутри них невысока, так что ядерные реакции не протекают. Запасенная энергия постепенно уменьшается за счет излучения электромагнитных волн. Температура поверхности белых карликов колеблется в пределах от 5 000° K у старых, «холодных» звезд до 50 000° K у молодых и «горячих».

Массы белых карликов не превосходят 1,4 массы Солнца, хотя плотность вполне приличная — 1 000 000 — 100 000 000 г/см³

Белые карлики относятся к объектам, находящимся в последней стадии эволюции. Плотность вещества белых карликов больше плотности обычных звёзд в миллион раз, а распространённость их среди звёзд Млечного Пути – 3 – 10%. Также белые карлики от звезд отличаются тем,что в их недрах не идут термоядерные реакции.

У обычных звёзд рентгеновское излучение создаёт корона, а у белых карликов подобным источником служит фотосфера.

Когда на Солнце закончится весь гелий (через 100 – 110 млн. лет), оно превратится в белый карлик.

Молодые белые карлики имеют температуру больше 2.105 °К на поверхности. Классический пример – снимки самой яркой звезды нашего неба, Сириуса.

Их удалось получить при помощи рентгеновского телескопа «Чандра». В оптике Сириус А в 10 000 раз ярче своего напарника, Сириуса В, но в рентгеновском диапазоне белый карлик имеет большую яркость.

Из чего состоят

Белые карлики не так просты и скучны, как это может показаться на первый взгляд. Действительно, если ядерные реакции не идут и температура невысока, то откуда берется высокое давление, сдерживающее гравитационное сжатие вещества? Оказывается, что решающую роль играют квантовые свойства электронов. Под действием гравитации вещество сжимается настолько, что ядра атомов проникают внутрь электронных оболочек соседних атомов. Электроны уже не принадлежат конкретным ядрам, а вольны летать по всему пространству внутри звезды. Ядра же образуют плотно связанную систему наподобие кристаллической решетки. Далее происходит самое интересное. Хотя в результате излучения в окружающее пространство белый карлик остывает, средняя скорость электронов не уменьшается. Это связано с тем, что, согласно законам квантовой механики, два электрона, имея полуцелый спин, не могут находиться в одном состоянии (принцип Паули). Значит, число различных состояний электронов белого карлика не может быть меньше числа электронов. Но понятно, что число состояний уменьшается с уменьшением скоростей электронов. В предельном случае, если бы скорость всех электронов стала равной нулю, все они оказались бы в одном состоянии (точнее — в двух, с учетом проекции спина). Поскольку электронов в белом карлике много, то и состояний должно быть много, а это обеспечивается сохранением их скоростей. Ну а большие скорости частиц создают большое давление, противодействующее гравитационному сжатию. Конечно, если масса объекта слишком велика, гравитация преодолеет и этот барьер.

Эволюция

Большинство белых карликов являются одним из последних этапов эволюции нормальных, не очень массивных звезд. Звезда, исчерпав запасы ядерного горючего, переходит в стадию красного гиганта, теряет часть вещества, превращаясь в белый карлик. При этом наружная оболочка — нагретый газ — разлетается в космическом пространстве и с Земли она наблюдается как туманность. За сотни тысяч лет такие туманности рассеиваются в пространстве, а их плотные ядра, белые карлики, постепенно остывают аналогично раскалённому куску металла, но очень медленно, поскольку его поверхность мала. Со временем они должны превратиться в коричневые (черные) карлики — сгустки материи с температурой окружающей среды. Правда, как показывают расчеты, на это может потребоваться множество миллиардов лет.

Очевидно, что открытие коричневых карликов затруднено их слабой светимостью. Один из коричневых карликов находится в созвездии Гидры. Его блеск составляет лишь 22,3. Уникальность открытия заключается в том, что ранее обнаруженные коричневые карлики входили в двойные системы, именно поэтому их и могли обнаружить, а этот — одиночный. Его нашли только благодаря близости к Земле: до него всего 33 световых года.

Предполагается, что нынешние коричневые карлики — это не остывшие белые (слишком мало времени прошло), а «недоразвившиеся» звезды. Как известно, звезды рождаются из газопылевого облака, причем одно облако порождает несколько звезд разной массы. Если сжимающийся сгусток газа имеет массу в 10-100 раз меньше солнечной, образуются коричневые карлики. Они довольно сильно разогреваются силами гравитационного сжатия и излучают в инфракрасном диапазоне. Ядерные реакции в коричневых карликах не происходят.

Открытие

К началу 30-х гг. XX в. в общих чертах сложилась теория внутреннего строения звезд. Задавая массу звезды и ее химический состав, теоретики могли рассчитать все наблюдаемые характеристики звезды — ее светимость, радиус, температуру поверхности и т. д. Однако эту стройную картину нарушала невзрачная звездочка 40 Эридана В, открытая английским астрономом Вильямом Гершелем в 1783 г. Для своей высокой температуры она имела слишком небольшую светимость, а следовательно, слишком малые размеры. С точки зрения классической физики это не поддавалось объяснению. Спустя некоторое время были найдены и другие необычные звезды. Самым знаменитым из этих открытий стало открытие Сириуса В — невидимого спутника самой яркой звезды — Сириуса. Астроном Фридрих Вильгельм Бессель (немецкий математик и астроном), наблюдая за Сириусом, обнаружил, что он движется не по прямой, а «слегка по синусоиде». Примерно десять лет наблюдений и размышлений привели Бесселя к выводу, что рядом с Сириусом находится вторая звезда, оказывающая на него гравитационное воздействие.

Предсказание Бесселя подтвердились после того, как А. Кларк в 1862 г. сконструировал телескоп с объективом диаметром 46 см, на тот момент самый большой телескоп в мире. Для проверки качества линзы его направили на Сириус — самую яркую звезду. В поле зрения телескопа появилась еще одна звезда, неяркая, которую и предсказывал Бессель.

Температура Сириуса В оказалась равной 25 000 К — в 2,5 раза выше, чем у яркого Сириуса А. С учетом размеров звезды это указывало на чрезвычайно высокую плотность ее вещества — 106г/см³. Наперсток такого вещества весил бы на Земле миллион тонн.

Как оказалось, белые карлики — это звездные «огарки», ведущие свое происхождение от обычных звезд. Равновесие обычных звезд поддерживается силой давления раскаленной плазмы, которая противостоит силе гравитации (тяготения). Чтобы равновесие сохранялось, необходимы внутренние источники энергии, иначе звезда, теряя энергию на излучение потоков света в окружающее пространство, не выдержала бы противоборства с гравитационными силами. Таким внутренним источником служат термоядерные реакции превращения водорода в гелий. Как только в центральных областях звезды «выгорает» весь водород, равновесие нарушается и звезда начинает сжиматься под действием собственной тяжести. Типичная плотность окружающих нас предметов составляет несколько граммов на 1 см³ (примерно такова характерная плотность атома). Такую же среднюю плотность имеют звезды типа нашего Солнца. Однако, если обычную звезду сжать в 100 раз, атомы «вожмутся» друг в друга и звезда превратится в один гигантский атом, в котором энергетические уровни отдельных атомов «сцепятся» воедино. При таких плотно­стях электроны образуют так называемый вырожденный элек­тронный газ — особое квантовое состояние, при котором все электроны белого карлика «чувствуют» друг друга и образу­ют единый коллектив — именно он и противостоит гравитаци­онному сжатию. Так звезда превращается в плотное ядро — белый карлик.

«Хаббл» обнаружил сжигающие водород белые карлики, которые медленнее умирают

Новые данные, полученные от космического телескопа «Хаббл», позволяют предположить, что белые карлики могут продолжать сжигать водород на последних этапах своей жизни, в результате чего они выглядят «моложе», чем есть на самом деле. Это открытие может изменить подход к измерению возраста звезд.

Снимки скоплений M3 и M13, полученные от «Хаббла» / ESA/Hubble

Преобладающее представление о белых карликах как об инертных, медленно остывающих звездах, теперь поставлено под сомнение. Примерно 98 % всех звезд во Вселенной в конечном итоге станут белыми карликами, включая Солнце.

Международная группа астрономов обнаружила, что они могут замедлять скорость своего старения, сжигая водород на поверхности.

Цзяньсин Чен из Alma Mater Studiorum Università di Bologna и Итальянского национального института астрофизики заявил, что «это было большим сюрпризом, поскольку противоречит общепринятому мнению».

Астрономы сравнивали остывающие белые карлики в двух массивных скоплениях звезд: шаровых скоплениях M3 и M13.

Широкоугольный снимок M13 / ESA/Hubble

Эти два скопления имеют много общих физических свойств, в том числе возраст. Однако в M13 звезды более горячие.

Широкоугольный снимок М3 / ESA/Hubble

Используя широкоугольную камеру «Хаббла», команда наблюдала M3 и M13 в диапазоне длин волн, близком к ультрафиолетовому, что позволило им сравнить более 700 белых карликов в двух скоплениях.

Они обнаружили, что M3 содержит стандартные белые карлики.

M13, с другой стороны, содержит две популяции белых карликов: стандартные и те, которым удалось сохранить внешнюю оболочку из водорода, что позволяет им дольше гореть и, следовательно, медленнее остывать.

Сравнивая свои результаты с компьютерной моделью M13, исследователи смогли показать, что примерно 70 % белых карликов в M13 сжигают водород на своей поверхности, замедляя скорость своего охлаждения.

Это открытие может иметь последствия для того, как астрономы измеряют возраст звезд в Млечном Пути. Ранее эволюция белых карликов моделировалась как предсказуемый процесс охлаждения. Эта относительно прямая взаимосвязь между возрастом и температурой привела к тому, что астрономы использовали скорость охлаждения белых карликов для определения возраста звездных скоплений, особенно, шаровых и рассеянных. Однако наличие сжигающих водород белых карликов может влиять на точность оценок в диапазоне целого миллиарда лет.

Франческо Ферраро из Alma Mater Studiorum Università di Bologna и Итальянского национального института астрофизики говорит, что теперь астрономы изучают другие скопления, похожие на M13, чтобы лучше понять данное явление.

Летом этого года астрономы обнаружили самый маленький и массивный белый карлик из ранее изученных. Мертвая звезда, сформированная слиянием двух менее массивных карликов, имеет размер чуть больше Луны (4300 км в диаметре), при этом ее масса больше, чем у Солнца.

Звезда натянулась на соседку: найдены странные объекты, бросающие вызов науке

Группа немецких астрономов, работавших под руководством профессора Клауса Вернера из Тюбингенского университета, обнаружила странный новый тип звезд, покрытых побочными продуктами горения гелия. Возможно, эти звезды образовались в результате редкого звездного слияния. Результаты исследований опубликованы в журнале Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

В то время как внешние оболочки обычных звезд состоят из водорода и гелия, звезды, открытые Вернером и его коллегами из Института физики и астрономии Потсдамского университета, покрыты углеродом и кислородом — своего рода пеплом от сгоревшего гелия, из которого в результате термоядерных реакций синтезировался углерод и кислород. Но эта ситуация выглядит еще более загадочной, поскольку температуры и радиусы новых звезд указывают на то, что они все еще сжигают гелий в своих ядрах.

Две сверхгорячие звезды, получившие обозначения PG1654+322 и PG1528+025, были обнаружены на расстоянии свыше 10 тысяч световых лет от Земли с помощью данных от Большого бинокулярного телескопа — Large Binocular Telescope, LBT — в Аризоне и обзора китайского спектроскопа LAMOST. Поверхность этих плотных звезд на порядок горячее, чем у Солнца.

Опубликованная вместе с работой профессора Вернера и его коллег статья группы астрономов из аргентинского Национального университета Ла-Платы и немецкого Института астрофизики Общества Макса Планка предлагает возможное объяснение образования подобных звезд.

«Мы считаем, что звезды, открытые нашими немецкими коллегами, могли образовываться в результате очень редких звездных слияний пар белых карликов, — говорит доктор Миллер Бертолами из Института астрофизики Ла-Платы, ведущий автор второй статьи. — В нашей статье мы утверждаем, что при определенных условиях углеродно-кислородный белый карлик может быть разрушен и аккрецирован компаньоном, образуя объекты, подобные обнаруженным Вернером и др.».

Белые карлики — остатки более крупных звезд, исчерпавших свое ядерное топливо, это, как правило, очень компактные и плотные образования, светящиеся лишь за счет накопленной ранее энергии. Спустя несколько миллиардов лет Солнцу также суждено будет стать белым карликом.

Для того чтобы в процессе эволюции стать белым карликом, а не превратиться в нейтронную звезду, звезда по своей массе не должна превышать примерно десяти масс Солнца, и таких звезд в Галактике более 97%. Когда у такой маломассивной звезды главной последовательности заканчивается водород и прекращается синтез гелия, она расширяется, становясь красным гигантом.

Свечение красного гиганта обеспечивается термоядерными реакциями превращения гелия в углерод и кислород. Затем звезда сбрасывает внешние оболочки, формируется так называемая планетарная туманность, а прежнее ядро превращается в белый карлик, состоящий в основном из углерода и кислорода. Если исходной массы звезды недостаточно, термоядерные реакции могут остановиться на гелии, что приведет к образованию гелиевых белых карликов. Средняя плотность вещества в белых карликах почти в миллион раз превышает плотность звезд главной последовательности.

Как и прочие слияния звезд и квазизвездных объектов, слияния белых карликов происходят в тесных двойных системах из-за постепенного сближения двух компонентов, вызываемого потерей энергии за счет излучения гравитационных волн. «Обычно слияния белых карликов не приводят к образованию звезд, обогащенных углеродом и кислородом, — объясняет Миллер Бертолами, — но мы считаем, что для некоторых двойных систем с очень специфическим сочетанием масс белый карлик, богатый углеродом и кислородом, мог бы разрушиться и покрыть собой еще не до конца выгоревшего белого карлика, богатого гелием, что и привело бы к образованию столь необычных звезд».

Труднообъяснимая особенность тут заключается в особом типе «аккреции»: вместо того, чтобы две звезды просто смешали весь материал и стали одной единой звездой, в этом случае взаимодействие должно происходить по иному сценарию — это похоже на то, как на руку надевается перчатка, — одна звезда как бы натягивается на другую.

«Мы считаем, что в двойных системах с очень специфическими звездными массами белый карлик с углеродно-кислородным ядром может быть подобным образом разорван приливными силами. Затем его материал сбрасывается на поверхность его компаньона — белого карлика, что и приводит к образованию этих экзотических звезд», — отмечает доктор Николь Рейндл, астроном из Института астрономии и астрофизики Потсдамского университета, соавтор первой статьи.

Тем не менее, никакие современные модели звездной эволюции не могут полностью объяснить недавнее открытие. Астрономам придется дорабатывать свои звездные модели, чтобы оценить, могут ли подобные слияния происходить на самом деле. Эти доработанные модели должны будут не только помочь лучше понять происхождение этих конкретных звезд, но и дать более глубокое представление о поздней эволюции двойных систем и о том, как их звезды обмениваются массой по мере своего развития.

«Обычно мы ожидаем, что звезды с таким составом поверхности уже закончили сжигать гелий в своих ядрах и находятся на пути превращения в белые карлики. Эти новые звезды бросают серьезный вызов нашему пониманию звездной эволюции», — говорит профессор Вернер.

Пока астрономы не получат эти более точные модели звездной эволюции, происхождение звезд, покрытых «гелиевым пеплом», останется предметом дискуссий.

их рождение, жизнь и смерть [Издание третье, переработанное]

Глава 10 Как устроены белые карлики?

В § 1, когда мы обсуждали физические свойства различных звезд, нанесенных на диаграмму Герцшпрунга — Рессела, было уже обращено внимание на так называемые «белые карлики». Типичным представителем этого класса звезд является знаменитый спутник Сириуса, так называемый «Сириус В». Тогда же подчеркивалось, что эти странные звезды — отнюдь не редкая категория каких-то патологических «уродцев» в нашей Галактике. Наоборот, это весьма многочисленная группа звезд. Их в Галактике должно быть по крайней мере несколько миллиардов, а может быть, и все десять миллиардов, т. е. до 10% всех звезд нашей гигантской звездной системы. Следовательно, белые карлики должны были образоваться в результате какого-то закономерного процесса, который имел место у заметной части звезд. А отсюда следует, что наше понимание мира звезд будет весьма далеким от полноты, если мы не поймем природу белых карликов и не выясним вопроса об их происхождении. Впрочем, в этом параграфе мы не будем обсуждать вопросов, связанных с проблемой образования белых карликов,— это будет сделано в § 13. Наша задача пока что — попытаться понять природу этих удивительных объектов. Основные особенности белых карликов таковы:

a. Масса не слишком отличается от массы Солнца при радиусе, в сотню раз меньшем, чем у Солнца. Размеры белых карликов одного порядка с размерами земного шара.

b. Отсюда следует огромная средняя плотность вещества, доходящая до 106—107 г/см3 (т. е. до десятка тонн, «запрессованных» в кубическом сантиметре!).

c. Светимость белых карликов очень мала: в сотни и тысячи раз меньше солнечной.

При первой же попытке проанализировать условия в недрах белых карликов мы сразу же сталкиваемся с очень большой трудностью. В § 6 была установлена связь между массой звезды, ее радиусом и центральной температурой (см. формулу (6.2)). Так как последняя должна быть обратно пропорциональна радиусу звезды, то центральные температуры белых карликов, казалось бы, должны достигать огромных значений порядка многих сотен миллионов кельвинов. При таких чудовищных температурах там должно было выделяться непомерно большое количество ядерной энергии. Даже если предположить, что весь водород там «выгорел», тройная гелиевая реакция должна быть весьма эффективной. Выделяющаяся при ядерных реакциях энергия обязана «просачиваться» на поверхность и уходить в межзвездное пространство в форме излучения, которое должно было быть исключительно мощным. А между тем светимость белых карликов совершенно ничтожна, на несколько порядков меньше, чем у «обычных» звезд той же массы. В чем тут дело?

Попытаемся разобраться в этом парадоксе.

Прежде всего столь сильное расхождение между ожидаемой и наблюдаемой светимостью означает, что формула (6.2) § 6 попросту неприменима к белым карликам. Вспомним теперь, какие основные допущения были сделаны при выводе этой формулы. Прежде всего предполагалось, что звезда находится в состоянии равновесия под действием двух сил: гравитации и газового давления. Не приходится сомневаться, что белые карлики находятся в состоянии гидростатического равновесия, которое мы подробно обсуждали в § 6. В противном случае за короткое время они перестали бы существовать: рассеялись в межзвездном пространстве, если давление превышало бы гравитацию, либо сжались «в точку», если гравитация не была бы скомпенсирована давлением газа. Не приходится также сомневаться в универсальности закона всемирного тяготения: сила гравитации действует повсеместно и она не зависит ни от каких других свойств вещества, кроме его количества. Тогда остается только одна возможность: усомниться в зависимости газового давления от температуры, которую мы получили с помощью хорошо известного закона Клапейрона.

Этот закон справедлив для идеального газа. В § 6 мы убедились, что вещество недр обычных звезд с достаточной точностью можно считать идеальным газом. Следовательно, логический вывод состоит в том, что очень плотное вещество недр белых карликов уже не является идеальным газом.

Правда, резонно вообще усомниться, является ли это вещество газом? Может быть, это жидкость или твердое тело? Легко убедиться, что это не так. Ведь в жидкостях и твердых телах плотно упакованы атомы, которые соприкасаются своими электронными оболочками, имеющими не такие уж маленькие размеры: порядка 10-8 см. Ближе чем на такое расстояние атомные ядра, в которых сосредоточена практически вся масса атомов, «придвинуться» друг к другу не могут. Отсюда непосредственно следует, что средняя плотность твердого или жидкого вещества не может значительно превосходить 20 г/см3. Тот факт, что средняя плотность вещества в белых карликах может быть в десятки тысяч раз больше, означает, что ядра там находятся друг от друга на расстояниях, значительно меньших, чем 10-8 см. Отсюда следует, что электронные оболочки атомов как бы «раздавлены» и ядра отделены от электронов. В этом смысле мы можем говорить о веществе недр белых карликов как об очень плотной плазме. Но плазма — это прежде всего газ, т. е. такое состояние вещества, когда расстояние между образующими его частицами значительно превышает размеры последних. В нашем случае расстояние между ядрами не меньше чем 10-10 см, в то время как размеры ядер ничтожно малы — порядка 10-12 см.

Итак, вещество недр белых карликов — это очень плотный ионизованный газ. Однако из-за огромной плотности его физические свойства резко отличаются от свойств идеального газа. Не следует путать это отличие свойств со свойствами реальных газов, о которых достаточно много говорится в курсе физики.

Специфические свойства ионизованного газа при сверхвысоких плотностях определяются вырождением. Это явление находит себе объяснение только в рамках квантовой механики. Классической физике понятие «вырождение» чуждо. Что же это такое? Чтобы ответить на этот вопрос, нам придется сначала немного остановиться на особенностях движения электронов в атоме, описываемых законами квантовой механики. Состояние каждого электрона в атомной системе определяется заданием квантовых чисел. Эти числа суть главное квантовое число n, определяющее энергию электрона в атоме, квантовое число l, дающее значение орбитального вращательного момента электрона, квантовое число m, дающее значение проекции этого момента на физически выделенное направление (например, направление магнитного поля), и, наконец, квантовое число s, дающее значение собственного вращательного момента электрона (спин). Фундаментальным законом квантовой механики является принцип Паули, запрещающий для любой квантовой системы (например, сложного атома) двум каким-либо электронам иметь все квантовые числа одинаковыми. Поясним этот принцип на простой полуклассической боровской модели атома. Совокупность трех квантовых чисел (кроме спина) определяет орбиту электрона в атоме. Принцип Паули, применительно к этой модели атома, запрещает находиться на одной и той же квантовой орбите более чем двум электронам. Если на такой орбите находятся два электрона, то у них должны быть противоположно ориентированные спины. Это означает, что хотя три квантовых числа у таких электронов могут совпадать, квантовые числа, характеризующие спины электронов, должны быть различны.

Принцип Паули имеет огромное значение для всей атомной физики. В частности, только на основе этого принципа можно понять все особенности периодической системы элементов Менделеева. Принцип Паули имеет универсальное значение и применим ко всем квантовым системам, состоящим из большого числа тождественных частиц. Примером такой системы, в частности, являются обыкновенные металлы при комнатных температурах. Как известно, в металлах внешние электроны не связаны с «собственными» ядрами, а как бы «обобществлены». Они движутся в сложном электрическом поле ионной решетки металла. В грубом, полуклассическом приближении можно представить, что электроны движутся по некоторым, правда, весьма сложным траекториям, И конечно, для таких траекторий тоже должен выполняться принцип Паули. Это означает, что по каждой из упомянутых выше электронных траекторий может двигаться не больше двух электронов, которые должны отличаться своими спинами. Необходимо подчеркнуть, что согласно квантовомеханическим законам число таких возможных траекторий хотя и очень велико, но конечно. Следовательно, далеко не все геометрически возможные орбиты реализуются.

На самом деле, конечно, наше рассуждение является весьма упрощенным. Мы говорили выше о «траекториях» для наглядности. Вместо классической картины движения по траектории квантовая механика говорит только о состоянии электрона, описываемого несколькими совершенно определенными («квантовыми») параметрами. В каждом из возможных состояний электрон имеет некоторую определенную энергию. В рамках нашей модели движения по траекториям принцип Паули можно сформулировать еще так: по одной и той же «дозволенной» траектории могут двигаться с одинаковыми скоростями (т. е. иметь одинаковую энергию) не больше двух электронов.

Применительно к сложным, многоэлектронным атомам принцип Паули позволяет понять, почему у них электроны не «ссыпались» на самые «глубокие» орбиты, энергия которых минимальна. Другими словами, он дает ключ к пониманию строения атома. Точно так же обстоит дело и в случае электронов в металле, и в случае вещества недр белых карликов. Если бы одно и то же количество электронов и атомных ядер заполняло достаточно большой объем, то «для всех хватило бы места». Но представим себе теперь, что этот объем ограничен. Тогда только небольшая часть электронов заняла бы все возможные для их движения траектории, число которых по необходимости ограничено. Остальные электроны должны были бы двигаться по тем же самым траекториям, которые уже «заняты». Но в силу принципа Паули они будут двигаться по этим траекториям с большими скоростями и, следовательно, обладать большей энергией. Дело обстоит совершенно так же, как в многоэлектронном атоме, где из-за того же принципа «избыточные» электроны обязаны двигаться по орбитам с большей энергией.

В куске металла или в каком-нибудь объеме внутри белого карлика число электронов больше числа дозволенных траекторий движения. Иное дело в обычном газе, в частности, в недрах звезд главной последовательности. Там число электронов всегда меньше числа дозволенных траекторий. Поэтому электроны могут двигаться по разным траекториям с различными скоростями, как бы «не мешая» друг другу. Принцип Паули в этом случае не отражается на их движении. В таком газе устанавливается максвеллово распределение скоростей и выполняются хорошо известные из школьной физики законы газового состояния вещества, в частности, закон Клапейрона. Если «обычный» газ сильно сжать, то число возможных траекторий для электронов станет значительно меньше и, наконец, наступит такое состояние, когда на каждую траекторию придется больше двух электронов. В силу принципа Паули эти электроны обязаны иметь различные скорости, превышающие некоторое критическое значение. Если теперь сильно охладить этот сжатый газ, то скорости электронов отнюдь не уменьшатся. В противном случае, как легко понять, принцип Паули перестал бы выполняться. Даже вблизи абсолютного нуля скорости электронов в таком газе оставались бы большими. Газ, обладающий такими необычайными свойствами, называется вырожденным. Поведение такого газа целиком объясняется тем, что его частицы (в нашем случае — электроны) занимают все возможные траектории и движутся по ним «по необходимости» с весьма большими скоростями. В противоположность вырожденному газу скорости движения частиц в «обычном» газе при уменьшении его температуры становятся очень маленькими. В соответствии с этим уменьшается и его давление. Как же обстоит дело с давлением вырожденного газа? Для этого вспомним, что мы называем давлением газа. Это импульс, который частицы газа передают за одну секунду времени при столкновениях некоторой «стенке», ограничивающей его объем. Отсюда ясно, что давление вырожденного газа должно быть очень велико, так как скорости образующих его частиц велики. Даже при очень низких температурах давление вырожденного газа должно оставаться большим, так как скорости его частиц, в отличие от обычного газа, почти не уменьшаются с уменьшением температуры. Следует ожидать, что давление вырожденного газа мало зависит от его температуры, так как скорость движения образующих его частиц определяется прежде всего принципом Паули.

Наряду с электронами в недрах белых карликов должны быть «оголенные» ядра, а также сохранившие «внутренние» электронные оболочки сильно ионизованные атомы. Оказывается, что для них количество «дозволенных» траекторий всегда больше числа частиц. Поэтому они образуют не вырожденный, а «нормальный» газ. Скорости их определяются температурой вещества белых карликов и всегда много меньше, чем скорости электронов, обусловленных принципом Паули. Поэтому в недрах белых карликов давление обусловлено только вырожденным электронным газом. Отсюда следует, что равновесие белых карликов почти не зависит от их температуры.

Как показывают квантовомеханические расчеты, давление вырожденного электронного газа, выраженное в атмосферах, определяется формулой

(10.1)

где постоянная K = 3 106, а плотность выражена, как обычно, в граммах на кубический сантиметр. Формула (10.1) заменяет для вырожденного газа уравнение Клапейрона и является его «уравнением состояния». Характерной особенностью этого уравнения является то, что температура в него не входит. Кроме того, в отличие от уравнения Клапейрона, где давление пропорционально первой степени плотности, здесь зависимость давления от плотности более сильная. Это нетрудно понять. Ведь давление пропорционально концентрации частиц и их скорости. Концентрация частиц, естественно, пропорциональна плотности, а скорость частиц вырожденного газа растет с ростом плотности, так как при этом, согласно принципу Паули, растет количество «избыточных» частиц, вынужденных двигаться с большими скоростями.

Условием применимости формулы (10.1) является малость тепловых скоростей электронов по сравнению со скоростями, обусловленными «вырождением». При очень высоких температурах формула (10.1) должна переходить в формулу Клапейрона (6.2). Если давление, полученное для газа с плотностью по формуле (10.1), больше, чем по формуле (6.2), значит, газ вырожден. Отсюда получается «условие вырождения»

(10.2)

или

где  — средняя молекулярная масса. Чему же равно в недрах белых карликов? Прежде всего водорода там практически не должно быть: при таких огромных плотностях и достаточно высоких температурах он давно уже «сгорел» при ядерных реакциях. Основным элементом в недрах белых карликов должен быть гелий. Так как его атомная масса равна 4 и он при ионизации дает два электрона (при этом надо учитывать еще, что частицами, производящими давление, там являются только электроны), то средняя молекулярная масса должна быть очень близка к 2. Численно условие вырождения (10. 2) записывается так:

(10.3)

Если, например, температура T = 300 К (комнатная температура), то > 2,5 10-4 г/см3. Это очень низкая плотность, из которой сразу же следует, что электроны в металлах должны быть вырождены (на самом деле в этом случае постоянные K и имеют другое значение, но суть дела при этом не меняется). Если температура T близка к температуре звездных недр, т. е. около 10 миллионов кельвинов, то > 1000 г/см3. Отсюда сразу же следуют два вывода:

a. В недрах обычных звезд, где плотность хотя и высока, но заведомо ниже 1000 г/см3, газ не вырожден. Это обосновывает применимость обычных законов газового состояния, которыми мы широко пользовались в § 6.

b. У белых карликов средние, а тем более центральные плотности заведомо больше 1000 г/см3. Поэтому обычные законы газового состояния для них неприменимы. Для понимания белых карликов необходимо знать свойства вырожденного газа, описываемые уравнением его состояния (10. 1). Из этого уравнения прежде всего следует, что структура белых карликов практически не зависит от их температуры. Так как, с другой стороны, светимость этих объектов определяется, их температурой (например, скорость термоядерных реакций зависит от температуры), то мы можем сделать вывод, что структура белых карликов не зависит и от светимости. В принципе, белый карлик может существовать (т. е. находиться в равновесной конфигурации) и при температуре, близкой к абсолютному нулю. Мы приходим, таким образом, к выводу, что для белых карликов, в отличие от «обычных» звезд, не существует зависимость «масса — светимость».

Для этих необычных звезд, однако, существует специфическая зависимость «масса — радиус». Подобно тому как сделанные из одного какого-либо металла шары равной массы должны иметь равные диаметры, размеры белых карликов с одинаковой массой также должны быть одинаковы. Это утверждение, очевидно, несправедливо для других звезд: звезды-гиганты и звезды главной последовательности могут иметь одинаковые массы, но существенно разные диаметры. Такое отличие белых карликов от остальных звезд объясняется тем, что температура почти не играет никакой роли в их гидростатическом равновесии, которое и определяет структуру.

Рис. 10.1: Зависимость массы белых карликов от их радиуса.

Коль скоро это так, должно быть некоторое универсальное соотношение, связывающее массы белых карликов и их радиусы. В нашу задачу не входит вывод этой важной зависимости, который далеко не является элементарным. Сама зависимость (в логарифмическом масштабе) представлена на рис. 10.1. На этом рисунке кружки и квадратики отмечают положение некоторых белых карликов с известными массами и радиусами. Приведенная на этом рисунке зависимость массы и радиуса для белых карликов имеет две любопытные особенности. Во-первых, из нее следует, что чем больше масса белого карлика, тем меньше его радиус. В этом отношении белые карлики ведут себя иначе, чем шары, выполненные из одного блока металла… Во-вторых, у белых карликов существует предельное допустимое значение массы[ 27 ]. Теория предсказывает, что в природе не могут существовать белые карлики, масса которых превышала бы 1,43 массы Солнца[ 28 ]. Если масса белого карлика приближается к этому критическому значению со стороны меньших масс, то его радиус будет стремиться к нулю. Практически это означает, что начиная с некоторой массы давление вырожденного газа уже не может уравновесить силу гравитации и звезда катастрофически сожмется.

Этот результат имеет исключительно большое значение для всей проблемы звездной эволюции. Поэтому стоит остановиться на нем несколько подробнее. По мере увеличения массы белого карлика его центральная плотность будет все более и более расти. Вырождение электронного газа будет становиться все сильнее. Это значит, что на одну «дозволенную» траекторию будет приходиться все большее число частиц. Им будет очень «тесно» и они будут (дабы не нарушать принцип Паули!) двигаться все с большими и большими скоростями. Эти скорости станут довольно близкими к скорости света. Возникнет новое состояние вещества, которое называется «релятивистским вырождением». Уравнение состояния такого газа изменится — оно уже не будет больше описываться формулой (10.1). Вместо (10.1) будет иметь место соотношение

(10.4)

Для оценки создавшейся ситуации положим, как это делалось в § 6, M/R3. Тогда при релятивистском вырождении P M4/3/R4, а сила, противодействующая гравитации и равная перепаду давления,

Между тем сила гравитации равна GM/R2M2/R5. Мы видим, что обе силы — гравитация и перепад давления — зависят от размеров звезды одинаковым образом: как R-5, и по-разному зависят от массы. Следовательно, должно существовать некоторое, совершенно определенное значение массы звезды, при котором обе силы уравновешиваются. Если же масса превышает некоторое критическое значение, то сила гравитации всегда будет преобладать над силой, обусловленной перепадом давления, и звезда катастрофически сожмется.

Допустим теперь, что масса меньше критической. Тогда сила, обусловленная давлением, будет больше гравитационной, следовательно, звезда начнет расширяться. В процессе расширения релятивистское вырождение сменится обычным «нерелятивистским» вырождением. В этом случае из уравнения состояния P 5/3 следует, что P/R M5/3/R6, т. е. зависимость силы, противодействующей гравитации, от R будет более сильной. Поэтому при некотором значении радиуса расширение звезды прекратится.

Этот качественный анализ иллюстрирует, с одной стороны, необходимость существования зависимости масса — радиус для белых карликов и ее характер (т. е. то, что радиус тем меньше, чем больше масса), а, с другой стороны, обосновывает существование предельной массы, что является следствием с неизбежностью наступающего релятивистского вырождения. До каких пор могут сжиматься звезды с массой, большей, чем 1,2 солнечной массы? Эта увлекательная, ставшая в последние годы весьма актуальной, проблема будет обсуждаться в § 24.

Вещество недр белых карликов отличается высокой прозрачностью и теплопроводностью. Хорошая прозрачность этого вещества опять-таки объясняется принципом Паули. Ведь поглощение света в веществе связано с изменением состояния электронов, обусловленном их переходами с одной орбиты на другую. Но если подавляющее большинство «орбит» (или «траекторий») в вырожденном газе «занято», то такие переходы весьма затруднены. Только очень немногие, особенно быстрые электроны в плазме белого карлика могут поглощать кванты излучения. Теплопроводность вырожденного газа велика — тому примером служат обыкновенные металлы. По причине очень высоких прозрачности и теплопроводности в веществе белого карлика не могут возникать большие перепады температуры. Почти весь перепад температуры, если двигаться от поверхности белого карлика к его центру, происходит в очень тонком, наружном слое вещества, который находится в невырожденном состоянии. В этом слое, толщина которого порядка 1% от радиуса, температура возрастает от нескольких тысяч кельвинов на поверхности примерно до десяти миллионов кельвинов, а затем вплоть до центра звезды почти не меняется.

Рис. 10.2: Эмпирическая зависимость светимости белых карликов от их температуры.

Белые карлики хотя и слабо, но все-таки излучают. Что является источником энергии этого излучения? Как уже подчеркивалось выше, водорода, основного ядерного горючего, в недрах белых карликов практически нет. Он почти весь выгорел на стадиях эволюции звезды, предшествовавших стадии белого карлика. Но, с другой стороны, спектроскопические наблюдения с очевидностью указывают на то, что в самых наружных слоях белых карликов водород имеется. Он либо не успел выгореть, либо (что более вероятно) попал туда из межзвездной среды. Не исключено, что источником энергии белых карликов могут быть водородные ядерные реакции, происходящие в очень тонком сферическом слое на границе плотного вырожденного вещества их недр и атмосферы. Кроме того, белые карлики могут поддерживать довольно высокую температуру своей поверхности путем обычной теплопроводности. Это означает, что не имеющие источников энергии белые карлики остывают, излучая за счет запасов своего тепла. А эти запасы весьма солидны. Так как движения электронов в веществе белых карликов обусловлены явлением вырождения, запас тепла в их недрах содержится в ядрах и ионизованных атомах. Полагая, что вещество белых карликов состоит в основном из гелия (атомный вес равен 4), легко найти количество тепловой энергии, содержащейся в белом карлике:

(10.5)

где mH — масса атома водорода, k — постоянная Больцмана. Время охлаждения белого карлика можно оценить, поделив E T на его светимость L. Оно оказывается порядка нескольких сотен миллионов лет.

На рис. 10.2 для ряда белых карликов приведена эмпирическая зависимость светимости от поверхностной температуры. Прямые линии суть геометрические места постоянных радиусов. Последние выражены в долях солнечного радиуса. Похоже на то, что эмпирические точки хорошо укладываются вдоль этих прямых. Это означает, что наблюдаемые белые карлики находятся на разных стадиях остывания.

В последние годы для десятка белых карликов было обнаружено сильное расщепление спектральных линий поглощения, обусловленное эффектом Зеемана. Из величины расщепления следует, что напряженность магнитного поля на поверхности этих звезд достигает огромного значения порядка десяти миллионов эрстед (Э). Столь большое значение магнитного поля, по-видимому, объясняется условиями образования белых карликов. Например, если предположить, что без существенной потери массы звезда сжимается, можно ожидать, что магнитный поток (т. е. произведение площади поверхности звезды на напряженность магнитного поля) сохраняет свое значение. Отсюда следует, что напряженность магнитного поля по мере сжатия звезды будет расти обратно пропорционально квадрату ее радиуса. Следовательно, она может вырасти в сотни тысяч раз. Этот механизм увеличения магнитного поля особенно важен для нейтронных звезд, о чем будет идти речь в § 22[ 29 ]. Интересно отметить, что большинство белых карликов не имеет поля более сильного, чем несколько тысяч эрстед. Таким образом, «намагниченные» белые карлики образуют особую группу среди звезд этого типа.

Что такое белые карлики? | Основы астрономии

Увеличить. | Туманность Кольцо (M57) в созвездии Лиры показывает последние стадии жизни звезды, подобной нашему Солнцу. Белая точка в центре этой туманности — белый карлик; он освещает удаляющееся облако газа, которое когда-то составляло звезду. Цвета определяют различные элементы, такие как водород, гелий и кислород. Изображение получено командой «Наследие Хаббла» (AURA/STScI/НАСА).

Белые карлики — горячие, плотные остатки давно умерших звезд. Это звездные ядра, оставшиеся после того, как звезда исчерпала свой запас топлива и выбросила большую часть газа и пыли в космос.Эти экзотические объекты отмечают последнюю стадию эволюции большинства звезд во Вселенной, включая наше Солнце, и освещают путь к более глубокому пониманию космической истории.

Один белый карлик содержит примерно массу нашего Солнца в объеме, не большем, чем наша планета. Их небольшой размер затрудняет поиск белых карликов. Белых карликов невооруженным глазом увидеть невозможно.

Свет, который они излучают, исходит от медленного, устойчивого высвобождения огромного количества энергии, накопленной после миллиардов лет, проведенных в качестве ядерной электростанции звезды.

Белые карлики рождаются, когда звезда закрывается. Звезда проводит большую часть своей жизни в шатком равновесии между гравитацией и внешним давлением газа. Вес пары октиллионов тонн газа, давящего на звездное ядро, приводит к достаточно высокой плотности и температуре, чтобы зажечь ядерный синтез: слияние ядер водорода с образованием гелия. Постоянное выделение термоядерной энергии предотвращает коллапс звезды на себя.

Как только в центре звезды заканчивается водород, она переходит к синтезу гелия в углерод и кислород.Водородный синтез движется к оболочке, окружающей ядро. Звезда раздувается и становится красным гигантом. Для большинства звезд, включая наше Солнце, это начало конца. По мере того, как звезда расширяется, а звездные ветры дуют со все большей силой, внешние слои звезды ускользают от безжалостного притяжения.

Когда красный гигант испаряется, он оставляет свое ядро. Открытое ядро ​​— это только что родившийся белый карлик.

Изображение, полученное космическим телескопом Хаббла, самой яркой звезды на небе Сириуса (в центре) и его слабого белого карлика-компаньона Сириуса B (внизу слева).Изображение предоставлено НАСА/ЕКА/Х. Бондом (STScI)/ М. Барстоу (Университет Лестера).

Белый карлик состоит из экзотической смеси ядер гелия, углерода и кислорода, плавающих в море высокоэнергетических электронов. Совместное давление электронов удерживает белого карлика, предотвращая его дальнейшее схлопывание в направлении еще более странного объекта, такого как нейтронная звезда или черная дыра.

Детеныш белого карлика невероятно горячий и заливает окружающее пространство сиянием ультрафиолетового света и рентгеновских лучей. Часть этого излучения перехватывается потоками газа, покинувшими пределы ныне мертвой звезды. В ответ газ флуоресцирует радугой цветов, называемой планетарной туманностью. Эти туманности, такие как туманность Кольцо в созвездии Лиры Арфы, позволяют нам заглянуть в будущее нашего Солнца.

Белому карлику предстоит долгое и спокойное будущее. По мере того, как захваченное тепло вытекает наружу, оно медленно остывает и тускнеет. В конце концов он станет инертным комком углерода и кислорода, невидимо плавающим в космосе: черным карликом.Но Вселенная недостаточно стара, чтобы в ней могли образоваться черные карлики. Первые белые карлики, рожденные в самых ранних поколениях звезд, спустя 14 миллиардов лет все еще остывают. Самые холодные известные нам белые карлики с температурой около 4000 градусов по Цельсию (7000 градусов по Фаренгейту) также могут быть одними из самых старых реликвий в космосе.

Но не все белые карлики спокойно уходят в ночь. Белые карлики, вращающиеся вокруг других звезд, приводят к взрывным явлениям. Белый карлик начинает с того, что откачивает газ из своего компаньона.Водород переносится через газовый мост и выливается на поверхность белого карлика. По мере того как водород накапливается, его температура и плотность достигают точки воспламенения, при которой вся оболочка вновь полученного топлива бурно сгорает, высвобождая огромное количество энергии. Эта вспышка, называемая новой, заставляет белый карлик ненадолго вспыхнуть с яркостью 50 000 солнц, а затем медленно исчезнуть обратно в безвестность.

Художественное изображение белого карлика, перекачивающего газ из бинарного компаньона в диск из материала.Украденный газ проходит через диск по спирали и в конце концов падает на поверхность белого карлика. Изображение через STScI.

Однако, если газ собирается достаточно быстро, он может подтолкнуть весь белый карлик к критической точке. Вместо тонкой термоядерной оболочки вся звезда может внезапно вернуться к жизни. Нерегулируемый выброс энергии приводит к взрыву белого карлика. Все звездное ядро ​​уничтожено в результате одного из самых энергичных событий во Вселенной: сверхновой типа 1а. За одну секунду белый карлик высвобождает столько энергии, сколько Солнце вырабатывает за все 10 миллиардов лет своей жизни.В течение недель или месяцев он может даже затмить всю галактику.

SN 1572 — это остаток сверхновой типа 1а, удаленной от Земли на 9000 световых лет, которую Тихо Браге наблюдал 430 лет назад. Это составное рентгеновское и инфракрасное изображение показывает остатки того взрыва: расширяющуюся газовую оболочку, движущуюся со скоростью примерно 9000 км/сек (более 20 миллионов миль/час)! Изображение предоставлено НАСА/MPIA/обсерваторией Калар-Альто/Оливер Краузе и др.

Такое сияние делает сверхновые типа 1а видимыми со всей Вселенной. Астрономы используют их как «стандартные свечи» для измерения расстояний до самых дальних уголков космоса.Наблюдения за взрывающимися белыми карликами в далеких галактиках привели к открытию, которое принесло Нобелевскую премию по физике в 2011 году: расширение Вселенной ускоряется. Мертвые звезды вдохнули жизнь в наши самые фундаментальные представления о природе времени и пространства.

Белые карлики — ядра, оставшиеся после того, как звезда исчерпала свой запас топлива — разбросаны по каждой галактике. Подобно звездному кладбищу, они являются могилами почти каждой звезды, которая жила и умерла.Эти древние звезды, которые когда-то были звездными печами, где выковывались новые атомы, были перепрофилированы в астрономический инструмент, перевернувший наше понимание эволюции Вселенной.

Вывод: белые карлики — это остатки мертвых звезд. Это плотные звездные ядра, оставшиеся после того, как звезда исчерпала свой запас топлива и выбросила свои газы в космос.

Кристофер Крокетт
Просмотр статей
Об авторе:

Крис Крокетт получил докторскую степень. D. по астрономии из Калифорнийского университета в Лос-Анджелесе в 2011 году и работал в обсерватории Лоуэлла и Военно-морской обсерватории США. Затем он понял, что ему нравится говорить об астрономии гораздо больше, чем заниматься ею на самом деле. После того, как в 2013 году Американская ассоциация содействия развитию науки присудила ему стипендию для СМИ, он провел лето в журнале Scientific American, а с 2014 по 2017 год стал штатным автором статей по астрономии в Science News. В настоящее время он работает фрилансером. , сосредоточив внимание на историях об астрономии, планетологии и физике.Его работы публиковались в журналах Science News, Scientific American, Smithsonian Magazine, Knowable, Sky & Telescope и онлайн-журнале Physics Американского физического общества.

Факты, информация и фотографии о белых карликах

Когда они достигают конца своей долгой эволюции, более мелкие звезды — те, которые в восемь раз массивнее нашего собственного Солнца — обычно становятся белыми карликами.

Эти древние звезды невероятно плотные. Чайная ложка их вещества весила бы на Земле столько же, сколько слон — 5.5 тонн. Белые карлики обычно имеют радиус всего в 0,01 раза больше, чем у нашего собственного Солнца, но их масса примерно такая же.

Звезды, подобные нашему Солнцу, в своих ядрах превращают водород в гелий. Белые карлики — это звезды, которые сожгли весь водород, который они когда-то использовали в качестве ядерного топлива.

Процесс синтеза в ядре звезды производит тепло и внешнее давление, но это давление уравновешивается внутренним толчком гравитации, создаваемым звездной массой. Когда водород, используемый в качестве топлива, исчезает, а синтез замедляется, гравитация заставляет звезду коллапсировать сама в себя.

Красные гиганты

По мере того, как звезда конденсируется и сжимается, она нагревается еще больше, сжигая остатки водорода и заставляя внешние слои звезды расширяться наружу. На этом этапе звезда становится большим красным гигантом.

Поскольку красный гигант настолько велик, его тепло распространяется, и температура поверхности преимущественно низкая, но его ядро ​​остается раскаленным докрасна. Красные гиганты существуют очень короткое время — возможно, всего миллиард лет — по сравнению с десятью миллиардами, которые та же звезда, возможно, уже потратила на сжигание водорода, как наше собственное Солнце.

Самая яркая звезда ночного неба, Сириус, или Звезда Пса, значительно затмевает своего компаньона, белого карлика, Сириуса B. Сириус B находится на расстоянии 8,6 световых лет от нас и является ближайшим к Земле известным белым карликом.

Фотография предоставлена ​​NASA/ESA/H. Бонд (STScl)/М. Барстоу (Университет Лестера)

Пожалуйста, соблюдайте авторские права. Несанкционированное использование запрещено.

Красные гиганты достаточно горячие, чтобы превратить гелий в их ядре, который был получен путем синтеза водорода, в тяжелые элементы, такие как углерод.Но большинство звезд недостаточно массивны, чтобы создать давление и тепло, необходимые для сжигания тяжелых элементов, поэтому синтез и производство тепла прекращаются.

Дальнейшие воплощения

Такие звезды в конечном итоге сбрасывают материал своих внешних слоев, что создает расширяющуюся газовую оболочку, называемую планетарной туманностью. Внутри этой туманности остается горячее ядро ​​звезды, раздавленное гравитацией до высокой плотности, в виде белого карлика с температурой более 180 000 градусов по Фаренгейту (100 000 градусов по Цельсию).

В конце концов — через десятки или даже сотни миллиардов лет — белый карлик остывает, пока не становится черным карликом, не излучающим энергии. Поскольку самым старым звездам во Вселенной всего от 10 до 20 миллиардов лет, о черных карликах пока не известно.

Оценка того, как долго белые карлики остывают, может помочь астрономам многое узнать о возрасте Вселенной.

Древние белые карлики сияют в галактике Млечный Путь. Звезды, подобные нашему Солнцу, в своих ядрах превращают водород в гелий.Белые карлики — это звезды, которые сожгли весь водород, который они когда-то использовали в качестве ядерного топлива.

Фотография предоставлена ​​сайтом HubbleSite

Пожалуйста, соблюдайте авторские права. Несанкционированное использование запрещено.

Но не все белые карлики будут охлаждать пятки многие тысячелетия. Те, кто находится в двойной звездной системе, могут иметь достаточно сильное гравитационное притяжение, чтобы собирать материал с соседней звезды. Когда белый карлик таким образом набирает достаточную массу, он достигает уровня, называемого пределом Чандрасекара.В этот момент давление в ее центре станет настолько большим, что произойдет неуправляемый синтез, и звезда взорвется в термоядерную сверхновую.

Представь Вселенную!

Откуда берутся белые карлики?

Где звезда окажется в конце своей жизни, зависит от массы, с которой она родилась. Звезды с большой массой могут закончить свою жизнь как черные дыры или нейтронные звезды. Звезда малой или средней массы (масса которой примерно в 8 раз превышает массу нашего Солнца) станет белым карликом. Типичный белый карлик примерно такой же массы, как Солнце, но лишь немного больше, чем Земля. Это делает белых карликов одной из самых плотных форм материи, уступающей только нейтронным звездам и черным дырам.

Черная дыра Нейтронная звезда Белый Гном

Звезды средней массы, такие как наше Солнце, живут за счет превращения водорода в их ядрах в гелий. Это то, что сейчас делает наше Солнце. Тепло, выделяемое Солнцем в результате ядерного синтеза водорода в гелий, создает внешнее давление. Еще через 5 миллиардов лет Солнце израсходует весь водород в своем ядре.

Эта ситуация в звезде похожа на скороварку. Нагрев чего-либо в герметичном контейнере вызывает повышение давления. То же самое происходит и на Солнце. Хотя Солнце может и не быть строго герметичным контейнером, гравитация заставляет его действовать как один, втягивая звезду внутрь, в то время как давление, создаваемое горячим газом в ядре, выталкивает его наружу. Баланс между давлением и гравитацией очень тонок.

Когда на Солнце заканчивается водород для плавления, баланс склоняется в пользу гравитации, и звезда начинает коллапсировать.Но сжатие звезды заставляет ее снова нагреваться, и она способна синтезировать то немногое, что осталось от водорода в оболочке, обернутой вокруг ее ядра.

(Бетельгейзе)
15 января 1996 г., космический телескоп Хаббл сделал первое прямое изображение звезды, А. Дюпри (CfA) и НАСА.

Эта горящая водородная оболочка расширяет внешние слои звезды. Когда это произойдет, наше Солнце станет красным гигантом; он будет настолько большим, что Меркурий будет полностью поглощен!

Когда звезда становится больше, ее тепло распространяется, делая ее общую температуру ниже.Но температура ядра нашего красного гиганта Солнца увеличивается до тех пор, пока оно, наконец, не станет достаточно горячим, чтобы расплавить гелий, образовавшийся в результате синтеза водорода. В конце концов, он превратит гелий в углерод и другие более тяжелые элементы. Солнце проведет только один миллиард лет в качестве красного гиганта, в отличие от почти 10 миллиардов, которые оно потратило на активное сжигание водорода.

Мы уже знаем, что звезды средней массы, такие как наше Солнце, становятся красными гигантами. Но что происходит после этого? Наш красный гигант Солнце по-прежнему будет поглощать гелий и вырабатывать углерод.Но когда он закончил свой гелий, он недостаточно горячий, чтобы сжечь созданный им углерод. Что теперь?

Поскольку наше Солнце не будет достаточно горячим, чтобы воспламенить углерод в его ядре, оно снова поддастся гравитации. Когда ядро ​​звезды сжимается, это вызывает высвобождение энергии, которая расширяет оболочку звезды. Теперь звезда стала еще большим гигантом, чем прежде! Радиус нашего Солнца станет больше орбиты Земли!

В этот момент Солнце не будет очень стабильным и потеряет массу.Это продолжается до тех пор, пока звезда, наконец, не сбросит свои внешние слои. Однако ядро ​​звезды остается неповрежденным и превращается в белого карлика. Белый карлик будет окружен расширяющейся газовой оболочкой в ​​объекте, известном как планетарная туманность. Они названы так, потому что ранние наблюдатели думали, что они похожи на планеты Уран и Нептун. Есть некоторые планетарные туманности, которые можно увидеть в телескоп на заднем дворе. Примерно в половине из них центральный белый карлик можно увидеть в телескоп среднего размера.

Планетарные туманности, кажется, отмечают переход звезды средней массы от красного гиганта к белому карлику. Звезды, сравнимые по массе с нашим Солнцем, станут белыми карликами в течение 75 000 лет после того, как сдуют свои оболочки. В конце концов они, как и наше Солнце, остынут, излучая тепло в космос и превращаясь в черные куски углерода. Это может занять 10 миллиардов лет, но наше Солнце когда-нибудь достигнет конца линии и незаметно станет черным карликом.

Белые карлики могут рассказать нам о возрасте Вселенной.Если бы мы могли оценить время, необходимое белому карлику, чтобы превратиться в черного карлика, это дало бы нам нижний предел возраста Вселенной и нашей галактики. Но поскольку для остывания белых карликов требуются миллиарды лет, мы не думаем, что Вселенная еще достаточно стара, чтобы многие из белых карликов, если таковые имеются, стали черными карликами. Обнаружение черных карликов, безусловно, изменит наше понимание процесса охлаждения белых карликов.

Наблюдения за белыми карликами

Стрелка указывает на белого карлика Сириуса B рядом с большим Сириусом A.

Есть несколько способов наблюдать белые карлики. Первый обнаруженный белый карлик был обнаружен потому, что он является звездой-компаньоном Сириуса, яркой звезды в созвездии Большого Пса. В 1844 году астроном Фридрих Бессель заметил, что Сириус слегка двигается вперед и назад, как будто он вращается вокруг невидимого объекта. В 1863 году оптик и производитель телескопов Алван Кларк заметил этот загадочный объект. Эта звезда-компаньон позже была определена как белый карлик. Эту пару теперь называют Сириусом А и В, где В — белый карлик.Орбитальный период этой системы составляет около 50 лет.

Поскольку белые карлики очень малы и поэтому их очень трудно обнаружить, двойные системы являются полезным способом их обнаружения. Как и в случае с системой Сириуса, если кажется, что у звезды есть какое-то необъяснимое движение, мы можем обнаружить, что одиночная звезда на самом деле представляет собой множественную систему. При ближайшем рассмотрении мы можем обнаружить, что у него есть компаньон в виде белого карлика.

Космический телескоп Хаббл с его 2,4-метровым зеркалом и усовершенствованной оптикой успешно наблюдал за белыми карликами с помощью широкоугольной и планетарной камеры.В августе 1995 года эта камера наблюдала более 75 белых карликов в шаровом скоплении М4 в созвездии Скорпиона. Эти белые карлики были настолько тусклыми, что самый яркий из них был не ярче 100-ваттной лампочки, видимой на расстоянии Луны. M4 находится на расстоянии 7000 световых лет от нас, но является ближайшим шаровым скоплением к Земле. Ей также примерно 14 миллиардов лет, поэтому многие из ее звезд приближаются к концу своей жизни.

Оптическое изображение (слева) и часть наблюдения космического телескопа Хаббла (справа) шарового скопления M4.Белые карлики обведены на изображении HST. Изображение ROSAT HZ 43

Оптические телескопы — не единственный способ наблюдать за белыми карликами. Белый карлик HZ 43 наблюдался рентгеновским спутником ROSAT. Рентгеновские лучи исходят изнутри видимой поверхности белого карлика. Эта область очень плотная и может достигать 100 000 градусов в очень молодом белом карлике. Внешние слои белого карлика содержат только гелий и водород и поэтому практически прозрачны для рентгеновских лучей, испускаемых гораздо более горячими внутренними слоями.

Последнее изменение: декабрь 2006 г.


Приведенные выше изображения Бетельгейзе и M4 были созданы при поддержке Научного института космического телескопа, управляемого Ассоциацией университетов для исследований в области астрономии, Inc., в рамках контракта НАСА NAS5-26555, номер гранта STScI-PRC96-04 и воспроизведены с разрешения AURA/STScI.

Два изображения планетарных туманностей предоставлены Брюсом Баликом и Джеем Александром, Вашингтонский университет, Арсен Хаджян, США.С. Военно-морская обсерватория, Ервант Терзян, Корнельский университет, Марио Перинотто и Патрицио Патриархи, Обсерватория Арчетри (ИТ)

Изображение Сириуса А и В предоставлено Ликской обсерваторией.


Дополнительные звенья
Для преподавателей

Белый карлик | КОСМОС

Сириус B был первым белым карликом, открытым в 1862 году. Ярким источником на этом изображении Чандры является Сириус B, сияющий в низкоэнергетическом рентгеновском диапазоне с температурой около 25 000 Кельвинов. Сириус А (обычная звезда, в два раза массивнее Солнца) — слабый источник в правом верхнем углу.На оптическом изображении Сириус А будет казаться в 10 000 раз ярче, чем Сириус Б.
Авторы и права: NASA/CXC/SAO

Белые карлики отмечают конечную точку эволюции звезд с низкой и средней массой, таких как наше Солнце. Процессы синтеза в ядрах этих звезд прекращаются после превращения гелия в углерод, поскольку сжимающееся углеродное ядро ​​не достигает достаточно высокой температуры для воспламенения. Вместо этого он сжимается до тех пор, пока не сжимает все свои электроны в минимально возможное пространство, которое они могут занимать.Результирующее давление электронов возникает из-за квантово-механических эффектов и препятствует дальнейшему сжатию ядра гравитацией. Таким образом, белый карлик поддерживается давлением электронов, а не выработкой энергии в его ядре.

После того, как ядро ​​перестало сжиматься, белый карлик имеет температуру более 100 000 Кельвинов и излучает остаточное тепло. Эти молодые белые карлики обычно освещают внешние слои исходной звезды, выброшенной во время фазы красного гиганта, и создают планетарную туманность.Это продолжающееся излучение белого карлика в сочетании с отсутствием внутреннего источника энергии означает, что белый карлик начинает остывать. В конце концов, через сотни миллиардов лет белый карлик остынет до температуры, при которой его больше не будет видно, и он станет черным карликом. При таких длительных временных масштабах охлаждения (в основном из-за малой площади поверхности, через которую излучается звезда) и с возрастом Вселенной, который в настоящее время оценивается в 13,7 миллиарда лет, даже самые старые белые карлики все еще излучают при температурах в несколько тысяч кельвинов. а черные карлики остаются гипотетическими образованиями.

Из-за высоких температур и небольшого размера белые карлики находятся ниже главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга-Рассела.

Белые карлики — это экстремальные объекты размером примерно с Землю. Их плотность обычно составляет около 10 9 кг/м 3 (плотность Земли составляет около 5×10 3 кг/м 3 ), что означает, что чайная ложка материала белого карлика будет весить несколько тонн. Самый простой способ представить это — представить, что масса Солнца сжимается в объект размером с Землю! В результате гравитация на поверхности белого карлика более чем в 100 000 раз превышает ту, что мы испытываем здесь, на Земле, и это стягивает атмосферу звезды в чрезвычайно тонкий поверхностный слой высотой всего в несколько сотен метров.

Белые карлики в шаровом скоплении M4 намного слабее доминирующих красных и желтых звезд. По прогнозам, это скопление содержит около 40 000 белых карликов.
Авторы и права: Харви Ричер (Университет Британской Колумбии, Ванкувер)/NASA/NSSDC

Еще одно любопытное свойство белых карликов заключается в том, что чем больше у них масса, тем они меньше. Предел Чандрасекара, составляющий около 1,4 массы Солнца, является теоретическим верхним пределом массы, которую может иметь белый карлик и при этом оставаться белым карликом.За пределами этой массы электронное давление больше не может поддерживать звезду, и она коллапсирует в еще более плотное состояние — либо в нейтронную звезду, либо в черную дыру. Самый тяжелый наблюдаемый белый карлик имеет массу около 1,2 массы Солнца, а самый легкий весит всего около 0,15 массы Солнца.

Не все белые карлики существуют изолированно, и белый карлик, который аккрецирует материал от звезды-компаньона в двойной системе, может вызвать несколько различных эруптивных явлений. Катаклизмы возникают либо в результате накопления тяжелого поверхностного слоя водорода на белом карлике, либо в результате нестабильности процесса аккреции, в то время как сверхновые типа Ia считаются взрывом звезды белого карлика, которая превысила предел Чандрасекара.


Белые карлики

Белые карлики Ближайшая планетарная туманность NGC 2440, окружающая горячий белый карлик с температурой поверхности 200 000 градусов по Цельсию. [НАСА/HST, Х. Бонд, Р. Костелло]

Типичный белый карлик имеет массу углерода и кислорода, подобную солнечной. но гораздо меньше по размеру (похоже на Землю).Гораздо жарче (25 000 К), но из-за малых размеров его светимость невелика. Как тогда мы можем Найди их?

Ближайшее шаровое скопление M4, наблюдаемое с Земли (слева) и с помощью Хаббла. Космический телескоп (справа). [NOAO/KPNO, М. Болт и НАСА/HST, Х. Ричер]
  • Некоторые очень близкие белые карлики можно наблюдать прямо через телескопы, хотя они очень слабые. M4, показанный выше, является ближайшим шаровое скопление на Землю.Он содержит сотни тысяч звезд видны в наземные телескопы и, как ожидается, содержат около 40 000 белые карлики. Это шаровое скопление образовалось в начале истории Млечного Кстати, и сегодня это настоящее звездное пенсионное сообщество. Это так древне (14 миллиардов лет), что все его звезды, которые начинались с 80% или более масса Солнца уже эволюционировала от Главной последовательности, чтобы стать красной гигантов, а многие превратились в белых карликов. В космическом телескопе Хаббл изображении выше, самых ярких из обнаруженных белых карликов ( слабые булавочные уколы, обведенные в правой части рисунка) больше не ярче, чем 100-ваттная лампочка, видимая на расстоянии Луны (239 000 миль).
Тонкий слой водорода переносится с красного гиганта, и медленно накапливается на поверхности белого карлика. Когда водород накапливается до критического уровня, это вызывает вспышку сверхновой 1а взрыв. [НМГУ, Н. Фогт и НАСА/STScI]
  • Мы также можем наблюдать присутствие белого карлика в двойной системе системы через его влияние на ее звездного компаньона. Рассмотрим солнечную систему состоит из белого карлика и звезды Главной последовательности.Долго-долго, две звезды будут вращаться вокруг друг друга в гармонии. Но, в конце концов, Главный Звезда последовательности исчерпает водород в своем ядре и начнет раздуваться до красный гигант. В какой-то момент звезда раздуется до такого большого радиуса что внешняя атмосфера становится более гравитационно притягиваемой к белому карлик, чем звезда, и она начнет дрейфовать к ней. Белый карлик звезда медленно накапливает на своей поверхности слой водорода (см. красивая симуляция этого процесса Джоном Блондин).Когда около 10 -8 солнечных масс водорода было накапливается, температура и давление в основании этого слоя будут настолько велика, что начинаются термоядерные реакции (прямо как в звездном основной). Водород быстро начинает превращаться в гелий. Эта реакция взрывается и выбрасывает горящий слой газа в космос. При определенных условиях результатом является тип сверхновой (сверхновая типа 1a).

С такой большой массой, сосредоточенной в таком маленьком размере, мы можем сделать вывод что белые карлики являются объектами чрезвычайно высокой плотности.В обычном Главном Звезда последовательности, давление гравитации противостоит ядерным силам слияние. Однако у белого карлика все ядерное топливо исчерпано и гравитация сжимает ядро ​​внутрь, превращая материю в вырожденную состояние. Мы находим ионизированный углерод и кислород и море электронов, которые были вытеснены из атомов.

Давление вырождения (под вырождением мы подразумеваем, что электроны и протоны разделились) может показаться сложным, но на самом деле это знакомый процесс.Это не более чем давление, которое препятствует жидкости и твердые вещества от сжатия. Давление газа равно мягкому , и газы сжимаемы, в чем вы можете убедиться, накачав велосипедную шину ручной насос. Однако при плотности в несколько граммов на кубический сантиметр обычное вещество становится жидким или твердым и почти несжимаемым. Сжимать на любой твердый объект , и он будет отталкиваться. Ни один аппарат на Земле не может сжать воду (или сталь) до половины ее объема.То же давление вырождения предотвращает коллапс атомов внутри белых карликов. Более того, тенденция жидкостей и твердых тел сопротивляться сжатию почти не зависит от их температура. Жидкости и твердые тела не сильно сжимаются при охлаждении, даже до практически абсолютный нуль температуры (-273 С). Вопреки нашему обычному опыту, если бы мы могли нагреть шар с вырожденным газом, он бы не расширился. Это имеет очень важные последствия для термоядерных реакций, такие как те, которые происходят в звездных ядрах.Из-за этого белый карлик способен излучать нагреваться и медленно остывать без падения внутреннего давления. (Контраст это с давлением из-за тепла и возбуждения ядерной реакции, когда звезда находится в фазе сжигания водорода на Главной последовательности: без тепла давление падает, и гравитация побеждает в битве за сжатие звезды.)

История жизни белого карлика медленно подходит к концу. У него нет ядерный водород или гелий оставлены гореть, и у него больше не будет структурные изменения.Из-за своего небольшого размера, высокой плотности и изначально высокой температуре, белому карлику требуются миллиарды лет, чтобы излучать все остаточного тепла в космос. Пройдет много миллионов лет, прежде чем он остывает настолько, что становится невидимым (черный карлик). По мере остывания, атомы углерода кристаллизуются в алмазную решетку, одиночный алмаз с масса, в 300 000 раз превышающая массу всей Земли! Но не рассчитывай получить богатые люди, добывающие это черное золото… гравитационная сила на поверхности белый карлик в 300 000 раз больше Земли, и вы бы весили 30 там миллион фунтов.Просто наслаждайтесь мыслью, что миллиарды таких бриллиантов действительно существуют!

Планетарная туманность Голубой Снежок (также известное как NGC 7662), сосредоточенное вокруг маленького тусклого белого карлика. [НАСА/HST, Б. Балик]

Белые карлики раскрывают новое понимание происхождения углерода во Вселенной

Новый анализ белых карликов подтверждает их роль в качестве ключевого источника углерода, элемента, имеющего решающее значение для всей жизни, в Млечном Пути и других галактиках.

Приблизительно 90 процентов всех звезд заканчивают свою жизнь как белые карлики, очень плотные звездные остатки, которые постепенно остывают и тускнеют в течение миллиардов лет. Однако с последними вздохами перед коллапсом эти звезды оставляют важное наследие, распространяя свой пепел в окружающее пространство через звездные ветры, обогащенные химическими элементами, в том числе углеродом, вновь синтезированным в недрах звезды на последних стадиях перед ее смертью. .

Каждый атом углерода во Вселенной был создан звездами в результате слияния трех ядер гелия.Но астрофизики до сих пор спорят, какие типы звезд являются основным источником углерода в нашей галактике Млечный Путь. Некоторые исследования отдают предпочтение маломассивным звездам, которые сорвали свои оболочки под действием звездного ветра и стали белыми карликами, в то время как другие отдают предпочтение массивным звездам, которые в конечном итоге взорвались как сверхновые.

В новом исследовании, опубликованном 6 июля в журнале Nature Astronomy , международная группа астрономов обнаружила и проанализировала белые карлики в рассеянных звездных скоплениях Млечного Пути, и их выводы помогают пролить свет на происхождение углерода в нашей галактике.Рассеянные звездные скопления — это группы, насчитывающие до нескольких тысяч звезд, образованные из одного и того же гигантского молекулярного облака примерно одного возраста и удерживаемые вместе за счет взаимного гравитационного притяжения. Исследование было основано на астрономических наблюдениях, проведенных в 2018 году в обсерватории WM Keck на Гавайях под руководством соавтора Энрико Рамиреса-Руиса, профессора астрономии и астрофизики Калифорнийского университета в Санта-Крус.

«Из анализа наблюдаемых спектров Кека удалось измерить массы белых карликов.Используя теорию звездной эволюции, мы смогли проследить до звезд-прародителей и определить их массы при рождении», — объяснил Рамирес-Руис, который также имеет степень профессора Нильса Бора в Копенгагенском университете.

Соотношение между начальными массами звезд и их конечными массами в виде белых карликов известно как отношение начальной и конечной масс, это фундаментальная диагностика в астрофизике, которая объединяет информацию обо всех жизненных циклах звезд, связывая рождение со смертью.В целом, чем массивнее звезда при рождении, тем более массивным остается белый карлик после его смерти, и эта тенденция подтверждается как наблюдательными, так и теоретическими соображениями.

Но анализ вновь открытых белых карликов в старых рассеянных скоплениях дал неожиданный результат: массы этих белых карликов оказались заметно больше, чем ожидалось, что внесло «излом» в соотношение начальных и конечных масс для звезд с начальными массами в определенном диапазоне. спектр.

«Наше исследование интерпретирует этот перегиб в соотношении начальной и конечной масс как признак синтеза углерода, производимого маломассивными звездами Млечного Пути», — сказала ведущий автор Паола Мариго из Падуанского университета в Италии.

На последних фазах своей жизни звезды вдвое массивнее нашего Солнца произвели новые атомы углерода в своих горячих недрах, перенесли их на поверхность и, наконец, распространили в межзвездную среду под действием легких звездных ветров. Подробные звездные модели группы показывают, что удаление богатой углеродом внешней мантии происходило достаточно медленно, чтобы позволить центральным ядрам этих звезд, будущих белых карликов, значительно увеличить массу.

Анализируя начальное и конечное отношение массы вокруг излома, исследователи пришли к выводу, что звезды с массой более 2 солнечных также способствовали галактическому обогащению углеродом, в то время как звезды с массой менее 1.5 солнечных масс не было. Другими словами, 1,5 массы Солнца представляют собой минимальную массу звезды, которая после смерти распространяет обогащенный углеродом пепел.

Эти результаты накладывают строгие ограничения на то, как и когда углерод, элемент, необходимый для жизни на Земле, был произведен звездами нашей галактики и в конечном итоге оказался в ловушке в сырье, из которого образовались Солнце и его планетная система. 4,6 миллиарда лет назад.

«Теперь мы знаем, что углерод произошел от звезд с массой при рождении не менее примерно 1.5 солнечных масс, — сказал Мариго.

Соавтор Пьер-Эммануэль Трембле из Уорикского университета сказал: «Один из самых интересных аспектов этого исследования заключается в том, что оно влияет на возраст известных белых карликов, которые являются важными космическими зондами для понимания истории формирования Млечного Пути. Отношение начальной массы к конечной также определяет нижний предел массы сверхновых, гигантских взрывов, наблюдаемых на больших расстояниях и очень важных для понимания природы Вселенной.

Объединив теории космологии и звездной эволюции, исследователи пришли к выводу, что яркие богатые углеродом звезды, близкие к своей смерти, очень похожие на прародителей белых карликов, проанализированных в этом исследовании, в настоящее время вносят огромный вклад в излучаемый свет. по очень далеким галактикам. Этот свет, несущий сигнатуру вновь образовавшегося углерода, обычно собирают большие телескопы, чтобы исследовать эволюцию космических структур. Надежная интерпретация этого света зависит от понимания синтеза углерода в звездах.

Помимо Мариго, Тремблея и Рамиреса-Руиса, соавторами статьи являются ученые из Университета Джона Хопкинса, Американского музея естественной истории в Нью-Йорке, Колумбийского университета, Научного института космического телескопа, Университета Уорика, Университета Монреаля, Университет Упсалы, Международная школа перспективных исследований в Триесте, Итальянский национальный институт астрофизики и Женевский университет. Это исследование было поддержано Европейским союзом через грант консолидатора ERC и DNRF через профессора Нильса Бора.

Звездная эволюция: белые карлики

Звездная эволюция: белые карлики
Фаза планетарной туманности : Чтения: Шнайдер и Арни: Отряд 65

По мере того, как асимптотическая звезда ветви гигантов становится больше и ярче, скорость, с которой он теряет массу, также увеличивается. Для звезд менее 8 солнечных массы, развивается сильный звездный ветер и внешние слои звезды удаляются, чтобы обнажить горячее вырожденное ядро. По мере выхода газа и ядро ​​видно, цвет звезды становится намного голубее и движется влево на диаграмме HR при постоянной светимости.

Всего несколько 1000 лет требуется для того, чтобы температура звезды вырасти до 30 000 тыс. При этой температуре звезда начинает излучать большие количества УФ-излучения. Это ультрафиолетовое излучение способно ионизовать водородная оболочка вещества, вырвавшаяся из звезды во время Фаза АГБ. Эта оболочка из ионизированного водорода светится темно-красным цветом, как планетарная туманность. в центр планетарной туманности является остатком ядра.

Звезды с массой выше 25 солнечных заканчивают свое время как звезды AGB, становясь сверхновые.


Белые карлики :

Наши знания о белых карликах начались в 1850 году с открытия компаньон Сириуса, названный Сириусом Б. Он был в 10 000 раз слабее чем Сириус А, однако его масса составляла 0,98 массы Солнца. Поскольку его измеренная температура составила 10 000 К, его небольшая масса и слабый светимость не имела смысла в контексте масса-светимость отношение к звездам.

Единственный способ, которым он мог быть и горячим, и слабым, это чтобы Сириус Б был очень, очень малы, поэтому их назвали белыми карликами.белый Гном звезды намного меньше обычных звезд, так что белый карлик масса Солнца лишь немного больше массы Земли.

Вскоре выяснилось, что газ внутри белого карлика слишком плотный, чтобы вести себя как идеальный газ и, напротив, был вырожденным. Для обычных звезд если увеличить массу, звезда становится больше, ее радиус увеличивается. Однако для белых карликов верно обратное, увеличивая массу уменьшает звезду. Обратите внимание, что при некоторой массе радиус звезды идет до нуля.

Размер звезды — это баланс между давлением и гравитацией. Сила тяжести тянет внешние слои звезды внутрь. Давление толкает эти слои вверх. В вырожденном газе увеличение плотности не увеличивает давление (в отличие от обычного газа). Но повышенная плотность делает увеличить гравитацию. Итак, когда вы добавляете массу к белому карлику, гравитация увеличивается, но давление меняется незначительно. Гравитация побеждает и звезда сжимается.

Обратите внимание, что соотношение масса-радиус для белых карликов означает, что вы не может продолжать добавлять массу к звезде, потому что в конечном итоге ее радиус уменьшается до нуль.Это также означает, что массивные звезды (с массой более 1,4 солнечной массы) должны потерять большую часть своей массы как планетарная туманность или окончательное сжатие до белого карлика не может быть остановлено вырожденные электроны. Если массу нельзя сбросить, они станут нейтронные звезды или черные дыры.


Эволюция белых карликов :

Белые карлики довольно распространены, их можно найти в двойных системах и в кластеры. Так как они остатки звезд, рожденных в прошлом, их число увеличивается в Галактике более время.Только потому, что они настолько слабы, что мы не можем обнаружить любые, кроме самых близких.

Как только белый карлик сжимается до своего окончательного размера, у него больше нет доступное для сжигания ядерное топливо. Однако белый карлик все еще очень горячий из своего прошлого как ядра звезды. Итак, со временем белый карлик охлаждается, излучая свою энергию наружу. Обратите внимание, что большая масса белого карлики имеют небольшие размеры и поэтому излучают энергию медленнее, чем более крупные и маломассивные белые карлики.

Радиационное охлаждение — один из способов охлаждения белого карлика, другой — нейтринное охлаждение. При очень высоких температурах около 30 млн. градусов К, гамма-лучи могут проходить вблизи электронов и создавать пару нейтрино. Нейтрино немедленно покидают белый карлик (потому что они очень слабо взаимодействуют с веществом) отводя энергию.

С другой стороны, по мере остывания белого карлика ионы могут себя в организованной решетчатой ​​структуре, когда их температура падает ниже определенной точки. Это называется кристаллизацией и высвобождает энергии, которая задерживает время охлаждения до 30%.

Процесс охлаждения у белых карликов очень медленный. После миллиарда лет типичный белый карлик опускается до 0,001 светимости Солнце. Но конечный результат не остановить, поскольку белый карлик в конечном итоге отдать всю свою энергию и стать твердым, кристально черным карлик.


Нова :

В среднем раз в десятилетие мы наблюдаем на небе «новую» звезду.Эти звезды, названные nova от латинского слова «новый», видны только на несколько недель, а затем исчезают из поля зрения. Сравнение изображений до и после этой области неба показывает, что новые звезды — это старые звезды, резкое увеличение яркости, например, показанная Нова Геркулеса ниже:

Изменение яркости типично в 10 6 раз (тогда как сверхновая — это 10 8 , а вместе это другой объект). То кривые блеска новой звезды выглядят следующим образом:

Есть много причин, по которым звезда может увеличить яркость в внезапная и взрывоподобная манера; столкновение двух звезд, ядро изменения, неустойчивые пульсации. Однако новые звезды часто повторяются, Это означает, что через 50–100 лет новая звезда снова взорвется. Этот означает, что все, что вызывает изменения яркости, должно быть циклическим (т.е. не разрушает звезду).

Лучшим объяснением появления новых является поверхностное слияние на белом карлике. К определение, у белых карликов больше нет водорода для сжигания в термоядерном синтезе реакция. Они использовали весь водород на более ранних этапах своего жизненный цикл. Однако белый карлик в двойной системе может «украсть» лишние водород от своего компаньона за счет приливного отрыва.

Двойная система с нормальной звездой главной последовательности и старым белым карлик будет выглядеть следующим образом:

В конце концов звезда главной последовательности превратится в красного гиганта. звезда.

Поскольку красный гигант продолжает расширяться, он превысит свой предел Роша. и газообразный водород потечет к белому карлику, закручиваясь по спирали внутрь образовать аккреционный диск.

Газообразный водород будет накапливаться на поверхности белого карлика, где гравитация на поверхности чрезвычайно высока.Через несколько десятилетий давление а плотность водородной внешней оболочки достигнет точки, где может начаться синтез, и оболочка взорвется в результате выброса энергии.

После сплавления скорлупы процесс начинается заново, таким образом объясняя, почему мы видим повторяющиеся новые звезды. Наблюдения старых новых звезд, спустя несколько лет после события, доказывает, что наша теория верна. с открытием расширяющихся газовых оболочек вокруг DQ Her и GK Per. Эти снаряды движутся от бинарной системы на скорости около 1000 км/сек.

Мы увидим аналогичный сценарий вокруг двоичных файлов, где одна из пары нейтронная звезда. Так как давление на падающий газ так велико выше большая часть энергии высвобождается в рентгеновском диапазоне, называемом рентгеновским взрыв.

Поскольку большинство звезд эволюционируют в белых карликов, новые звезды встречаются довольно часто.