Содержание

Солнце - звезда солнечной системы

Солнце — центральная и единственная звезда Солнечной системы, вокруг которой обращаются другие объекты этой системы: планеты и их спутники, карликовые планеты и их спутники, астероиды, метеороиды, кометы и космическая пыль. Масса Солнца составляет 99,8% от суммарной массы всей Солнечной системы. Солнечное излучение поддерживает жизнь на Земле (фотоны необходимы для начальных стадий процесса фотосинтеза), определяет климат. Солнце состоит из водорода (~73% от массы и ~92% от объёма), гелия (~25% от массы и ~7% от объёма) и следующих, входящих в его состав в малых концентрациях, элементов: железа, никеля, кислорода, азота, кремния, серы, магния, углерода, неона, кальция и хрома. По спектральной классификации Солнце относится к типу G2V («жёлтый карлик»). Температура поверхности Солнца достигает 6000K, поэтому Солнце светит почти белым светом, но из-за более сильного рассеяния и поглощения коротковолновой части спектра атмосферой Земли прямой свет Солнца у поверхности нашей планеты приобретает некоторый жёлтый оттенок.

Центральная часть Солнца с радиусом примерно 150 000 километров, в которой идут термоядерные реакции, называется солнечным ядром. Плотность вещества в ядре составляет примерно 150 000 кг/м³ (в 150 раз выше плотности воды и в ~6,6 раз выше плотности самого тяжёлого металла на Земле — осмия), а температура в центре ядра — более 14 миллионов градусов. Анализ данных, проведённый миссией SOHO, показал, что в ядре скорость вращения Солнца вокруг своей оси значительно выше, чем на поверхности. В ядре осуществляется протон-протонная термоядерная реакция, в результате которой из четырёх протонов образуется гелий-4. При этом каждую секунду в энергию превращаются 4,26 миллиона тонн вещества, однако эта величина ничтожна по сравнению с массой Солнца — 2·1027 тонн.

Солнечный спектр содержит линии ионизированных и нейтральных металлов, а также ионизированного водорода. В нашей галактике Млечный Путь насчитывается свыше 100 миллионов звёзд класса G2. При этом 85% звёзд нашей галактики — это звёзды, менее яркие, чем Солнце (в большинстве своём это красные карлики, находящиеся в конце своего цикла эволюции). Как и все звёзды главной последовательности, Солнце вырабатывает энергию путём термоядерного синтеза гелия из водорода.

Солнце находится на расстоянии около 26 000 световых лет от центра Млечного Пути и вращается вокруг него, делая один оборот примерно за 225—250 миллионов лет. Орбитальная скорость Солнца равна 217 км/с — таким образом, оно проходит один световой год за 1400 земных лет, а одну астрономическую единицу за 8 земных суток. В настоящее время Солнце находится во внутреннем крае Рукава Ориона нашей Галактики, между Рукавом Персея и Рукавом Стрельца, в так называемом «Местном межзвёздном облаке» — области повышенной плотности, расположенной, в свою очередь, в имеющем меньшую плотность «Местном пузыре» — зоне рассеянного высокотемпературного межзвёздного газа. Из звёзд, принадлежащих 50 самым близким звёздным системам в пределах 17 световых лет, известным в настоящее время, Солнце является четвёртой по яркости звездой (его абсолютная звёздная величина +4,83m).

Солнце принадлежит к первому типу звёздного населения. Одна из распространённых теорий возникновения Солнечной системы предполагает, что её формирование было вызвано взрывами одной или нескольких сверхновых звёзд. Это предположение основано, в частности, на том, что в веществе Солнечной системы содержатся аномально большая доля золота и урана, которые могли бы быть результатом эндотермических реакций, вызванных этим взрывом, или ядерного превращения элементов путём поглощения нейтронов веществом массивной звезды второго поколения.

Проходя сквозь атмосферу Земли, солнечное излучение теряет в энергии примерно 370 Вт/м², и до земной поверхности доходит только 1000 Вт/м². Эта энергия может использоваться в различных естественных и искусственных процессах. Так, растения с помощью фотосинтеза перерабатывают её в химическую форму - кислород и органические соединения. Прямое нагревание солнечными лучами или преобразование энергии с помощью фотоэлементов может быть использовано для производства электроэнергии или выполнения другой полезной работы. Путём фотосинтеза была в далёком прошлом получена и энергия, запасённая в нефти и других видах ископаемого топлива. Ультрафиолетовое излучение Солнца имеет антисептические свойства, позволяющие использовать его для дезинфекции воды и различных предметов. Оно также вызывает загар и имеет другие биологические эффекты — например, стимулирует производство в организме витамина D.

Наблюдаемый с Земли путь Солнца по небесной сфере изменяется в течение года. Путь, описываемый в течение года той точкой, которую занимает Солнце на небе в определённое заданное время, называется аналеммой и имеет форму цифры 8, вытянутой вдоль оси север-юг. Самая заметная вариация в видимом положения Солнца на небе - его колебание вдоль направления север-юг с амплитудой 47°. Существует также другая компонента этой вариации, направленная вдоль оси восток-запад и вызванная увеличением скорости орбитального движения Земли при её приближении к перигелию и уменьшением — при приближении к афелию. Первое из этих движений является причиной смены времён года.

Земля проходит через точку афелия в начале июля и удаляется от Солнца на расстояние 152 млн км., а через точку перигелия — в начале января и приближается к Солнцу на расстояние 147 млн км. Видимый диаметр Солнца между этими двумя датами меняется на 3 процента. Поскольку разница в расстоянии составляет примерно 5 млн. км., то в афелии Земля получает примерно на 7% меньше тепла. Таким образом, зимы в северном полушарии немного теплее, чем в южном, а лето немного прохладнее.

Солнце обладает сильным магнитным полем, напряжённость которого меняется со временем, и которое меняет направление приблизительно каждые 11 лет, во время солнечного максимума. Вариации магнитного поля Солнца вызывают разнообразные эффекты, совокупность которых называется солнечной активностью и включает в себя такие явления как солнечные пятна, солнечные вспышки, вариации солнечного ветра и т. д., а на Земле вызывает полярные сияния в высоких и средних широтах и геомагнитные бури, которые негативно сказываются на работе средств связи, средств передачи электроэнергии, а также негативно воздействует на живые организмы, вызывая у людей, чувствительных к магнитным бурям, головную боль и плохое самочувствие. Предполагается, что солнечная активность играет большую роль в формировании и развитии Солнечной системы. Она также оказывает влияние на структуру земной атмосферы.

Текущий возраст Солнца (точнее — время его существования на главной последовательности), оценённый с помощью компьютерных моделей звёздной эволюции, равен приблизительно 4,57 миллиарда лет. Считается, что быстрым сжатием под действием сил гравитации облака молекулярного водорода привело к образованию в нашей области Галактики звезды первого типа. Звезда такой массы, как Солнце, должна существовать на главной последовательности в общей сложности примерно 10 миллиардов лет. Таким образом, сейчас Солнце находится примерно в середине своего жизненного цикла. На современном этапе в солнечном ядре идут термоядерные реакции превращения водорода в гелий. Каждую секунду в ядре Солнца около 4 миллионов тонн вещества превращается в лучистую энергию, в результате чего генерируется солнечное излучение и поток солнечных нейтрино.

Красный гигант

Масса Солнца недостаточна для того, чтобы его эволюция завершилась взрывом сверхновой. Вместо этого, через 4-5 миллиардов лет оно превратится в звезду типа красный гигант. По мере того, как водородное топливо в ядре будет выгорать, внешняя оболочка красного гиганта будет расширяться, а ядро — сжиматься и нагреваться. Примерно через 7,8 миллиарда лет, когда температура в ядре достигнет приблизительно 100 миллионов градусов, в нём начнётся термоядерная реакция синтеза углерода и кислорода из гелия. На этой фазе развития температурные неустойчивости внутри Солнца приведут к тому, что оно начнёт терять массу и сбрасывать оболочку. По-видимому, расширяющиеся внешние слои Солнца в это время достигнут современной орбиты Земли. При этом исследования показывают, что ещё до этого момента потеря Солнцем массы приведёт к тому, что Земля перейдёт на более далёкую от Солнца орбиту и, таким образом, избежит поглощения внешними слоями солнечной плазмы.

Несмотря на это, вся вода на Земле перейдёт в газообразное состояние, а большая часть её атмосферы рассеется в космическое пространство. Увеличение температуры Солнца в период становления красным гигантом таково, что в течение следующих 500—700 миллионов лет поверхность Земли будет слишком горяча для того, чтобы на ней могла существовать жизнь в её современном понимании. В связи с этим, для выживания человечества станут несомненно актуальными межзвёздные полёты.

Белый карлик

После того, как Солнце пройдёт фазу красного гиганта, термические пульсации приведут к тому, что его внешняя оболочка будет сорвана и из неё образуется планетарная туманность. В центре этой туманности останется сформированная из очень горячего ядра Солнца звезда типа белый карлик, которая в течение многих миллиардов лет будет постепенно остывать и угасать. Такой сценарий эволюции Солнца типичен для звёзд малой и средней массы.

www.prozodiac.ru

Белые карлики | Виртуальная обсерватория СПбГУ

Откуда берутся белые карлики?

Что станет со звездой в конце ее жизненного пути зависит от массы, которую звезда имела при рождении. Звезды, которые изначально имели большую массу, заканчивают свою жизнь как черные дыры и нейтронные звезды. Звезды малой или средней массы (с массами менее 8 масс Солнца) станут белыми карликами. Типичный белый карлик имеет приблизительно массу Солнца, а по размеру немного превосходит Землю. Белый карлик представляет собой одну из наиболее плотных форм материи, которую по плотности превосходят только нейтронные звезды и черные дыры.

Звезды средней массы, как наше Солнце, живут благодаря переработке водорода в их ядрах в гелий. Этот процесс происходит на Солнце в настоящий момент. Энергия, которую вырабатывает Солнце посредством термоядерного синтеза гелия из водорода, создает внутреннее давление. В следующие 5 миллиардов лет Солнце израсходует запас водорода в ядре.

Звезду можно сравнить со скороваркой. При нагревании герметичного контейнера в нем повышается давление. Похожая вещь происходит в Солнце, конечно, строго говоря, Солнце нельзя назвать герметичным контейнером. Гравитация действует на вещество звезды, пытаясь сжать его, а давление, создаваемое горячим газом в ядре пытается расширить звезду. Баланс между давлением и гравитацией очень тонкий.

Когда у Солнца закончится запас водорода, в этом балансе начнет доминировать гравитация и звезда начнет сжиматься. Однако при сжатии происходит нагревание и часть водорода, оставшаяся во внешних слоях звезды начинает гореть. Эта горящая оболочка водорода расширяет внешние слои звезды. Когда это произойдет, наше Солнце станет красным гигантом, оно станет таким большим, что Меркурий будет полностью поглощен. Когда звезда увеличивается в размерах, она охлаждается. Однако температура ядра красного гиганта увеличивается до тех пор, пока не станет достаточно высокой, чтобы загорелся гелий (синтезированный из водорода). В конце концов, гелий превратится в углерод и более тяжелые элементы. Стадия, в которой Солнце будет красным гигантом, займет 1 миллиард лет, в то время как стадия горения водорода занимает 10 миллиардов.


Шаровое скопление М4. Оптическое изображение с наземного телескопа(слева) и снимок телескопа Хаббла (справа). Белые карлики отмечены кружками. Ссылка:Harvey Richer (University of British Columbia, Vancouver, Canada), M. Bolte (University of California, Santa Cruz) and NASA/ESA

Мы уже знаем, что звезды средней массы как наше Солнце станут красными гигантами. Но что произойдет потом? Наш красный гигант будет производить углерод из гелия. Когда закончится гелий, ядро будет еще не достаточно горячим, чтобы запустить горение углерода. Что теперь?

Поскольку Солнце не будет достаточно горячим для того, чтобы пошел процесс горения углерода, за дело снова возьмется гравитация. При сжатии звезды высвободится энергия, которая приведет к дальнейшему расширению оболочки звезды. Теперь звезда станет еще больше, чем прежде! Радиус нашего Солнца станет больше, чем радиус орбиты Земли!

В этот период Солнце станет нестабильным и будет терять свое вещество. Это продолжится до тех пор, пока звезда полностью не сбросит свои внешние слои. Ядро звезды останется целым и станет белым карликом. Белый карлик будет окружен расширяющейся оболочкой из газа, которая называется планетарная туманность. Туманности называются планетарными, потому что первые наблюдатели считали их похожими на планеты Уран и Нептун. Существует несколько планетарных туманностей, которые можно увидеть в любительский телескоп. Примерно в половине из них в центре можно увидеть белый карлик, при использовании телескопа достаточно скромного размера.

Планетарная туманность является признаком перехода звезды средней массы из стадии красного гиганта в стадию белого карлика. Звезды, сравнимые по массе с нашим Солнцем, превратятся в белые карлики примерно за 75000 лет, постепенно сбрасываю свои оболочки. В конце концов, они, как и наше Солнце, будут постепенно охлаждаться и превратятся в черные глыбы углерода, это процесс займет примерно 10 миллиардов лет.

Наблюдения белых карликов

Существует несколько способов наблюдать белые карлики. Первый открытый белый карлик – звезда компаньон Сириуса, яркой звезды в созвездии большого пса. В 1844 году астроном Фридрих Бессель заметил у Сириуса слабые поступательные и попятные движения, как если бы вокруг него вращался невидимый объект. В 1863 оптики и конструктор телескопов Элван Кларк обнаружил этот таинственный объект. Звезда-компаньон была позже отождествлена с белым карликом. В настоящее время эта пара известна как Сириус А и Сириус B, где В – белый карлик. Орбитальный период этой системы 50 лет.


Стрелка указывает на белый карлик, Сириус B, рядом с большим Сириусом А. Ссылка:McDonald Observatory,NASA/SAO/CXC)

Поскольку белые карлики очень малы и, поэтому труднообнаружимы, двойные системы – один из способов их обнаружить. Как и в случае Сириуса, если звезда имеет необъяснимое движение определенного вида, можно обнаружить, что одиночная звезда на самом деле является кратной системой. При более подробном изучении можно определить, является ли звезда-компаньон белым карликом. Космический телескоп Хаббла с 2.4-метровым зеркалом и улучшенной оптикой успешно наблюдал белые карлики с помощью широкоугольной планетарной камеры. В августе 1995 с помощью этой камеры были проведены наблюдения более 75 белых карликов в шаровом скоплении M4 в созвездии Скорпиона. Эти белые карлики были настолько слабы, что самые яркие из них светили не ярче, чем лампочка 100 Вт находящаяся на расстоянии Луны. М4 находится на расстоянии 7000 световых лет от нас и является ближайшим к нам шаровым скоплением. Его возраст примерно 14 миллиардов лет, вот почему большая часть звезд этого скопления находится в завершающей стадии свой жизни.


Изображение белого карлика HZ43, полученное с помощью ROSAT Ссылка:Max-Planck-Institut fur extraterrestrische Physik (MPE)

Белые карлики можно наблюдать не только с помощью оптических телескопов. Белый карлик HZ 43 был открыт рентгеновским спутником ROSAT. Рентгеновское излучение приходит из внутренней части видимой поверхности белого карлика. Эта область очень плотная и у молодого БК может иметь температуру 100000 градусов. Внешние слои БК содержат только гелий и водород и поэтому достаточно прозрачны для рентгеновского излучения, которое приходит из более горячих внутренних слоев.

Ссылки:
NASA

vo.astro.spbu.ru

Белый карлик. Эволюция звезд

Белый карлик это…

Содержание статьи:

Белый карлик – тип звезды, сравнимой по величине с Землей, но, по массе соизмеримой с Солнцем. В следствии чего, плотность ее необычайно велика и превышает плотность любого земного вещества. Поэтому нормальная атомная структура совершенно разрушена, и электроны с ядрами плотно упакованы. Масса белого карлика не превышает 1,4 масс Солнца (предел Чандрасекара). Белый карлик по размерам равный нашей планете, но масса такой звезды в 100 000 раз больше массы нашей Земли.

При больших массах гравитационная сила превысит давление электронов, и произойдет коллапс звезды под собственной тяжестью, отчего возникает нейтронная звезда или черная дыра. У белых карликов низкая яркость, они постепенно остывают, становятся холодными, темными объектами. Они представляют из себя заключительную стадию эволюции звезды с малой массой, после того, как звезда лишается наружного слоя. Число таких звезд в Галактике Млечный путь составляет от 3 до 10 % и значительная их часть входит в состав двойных звезд.


Происхождение белых карликов

Если звезда довольно массивная, стадия красного гиганта завершается колоссальным взрывом, во время которого звезда может ненадолго сверкнуть светом, который во много миллиардов раз более яркий, чем свет обычных звезд, короткой вспышкой, равной свету целой галактики невзрывающихся звезд. Это так называемая «сверхновая». В процессе такого взрыва до 95 % вещества звезды может вырваться в открытый космос. Остальное будет сжиматься.

Что же может произойти со сжимающейся звездой, которая не взрывается, или с той частью взорвавшейся звезды, которая осталась и сжимается? Если это не большая звезда, которая так и не нагреется в процессе сжатия достаточно для того, чтобы взорваться, она будет сжиматься до тех пор, пока не достигнет планетарного размера, при этом сохраняя всю или почти всю первоначальную массу. Ее раскаленная добела, ярко сверкающая поверхность окажется в значительной степени горячей, чем поверхность нашего Солнца. Однако на большом расстоянии очертания такой звезды будут неотчетливые, потому как свет излучается очень маленькой поверхностью и в целом не достигает достаточного количества. Такая звезда называется «белым карликом».

Почему белый карлик светится?

Термоядерные реакции в этом случае исключаются. Внутри белого карлика нет водорода, который поддерживал бы этот механизм генерации энергии.

Единственный вид энергии, которая имеется у белого карлика, – это тепловая энергия. Ядра атомов пребывают в беспорядочном движении, так как они рассеиваются вырожденным электронным газом. Постепенно движение ядер становится медленнее, что эквивалентно процессу охлаждения. Электронный газ, который не похож не на один из известных на нашей планете газов, отличается исключительной теплопроводностью, и электроны проводят тепловую энергию к поверхности, где через атмосферу эта энергия излучается в космос.

Эволюция белых карликов

В большинстве своем белые карлики являются одним из завершающих этапов эволюции нормальных, не слишком массивных звезд. Звезда, которая исчерпала запасы ядерного горючего, переходит в стадию красного гиганта, теряя часть вещества, превращается в белого карлика. Причем наружная оболочка — нагретый газ — разлетается в космосе и с Земли ее можно наблюдать как туманность. За сотни тысяч лет такого рода туманности рассеиваются в пространстве, а их плотные ядра, белые карлики, со временем остывают как раскаленный кусок металла, очень медленно, потому как его поверхность мала. С течением времени они должны превратиться в коричневые (черные) карлики — сгустки материи с температурой окружающей среды. Правда, согласно расчетам, на это может уйти множество миллиардов лет.

Вероятно, что открытие коричневых карликов затрудняется их слабым свечением. Один из коричневых карликов расположен в созвездии Гидры. Уникальность открытия заключается в том, что раньше найденные коричневые карлики входили в двойные системы, именно потому их и могли обнаружить, а этот — одиночный. Его удалось отыскать лишь благодаря близости к Земле: до него всего 33 световых года.

Предположительно, нынешние коричневые карлики — это не остывшие белые (очень мало времени прошло), а «недоразвившиеся» звезды. Как известно, звезды зарождаются из газопылевого облака, при этом одно облако порождает несколько звезд различной массы. Если сжимающийся сгусток газа имеет массу в 10-100 раз меньше солнечной, образуются коричневые карлики. Они весьма сильно разогреваются силами гравитационного сжатия и излучают в инфракрасном диапазоне. Ядерных реакций в коричневых карликах нет.

История открытия белых карликов

Белых карликов во Вселенной много. Одно время их считали редкостью, однако внимательное изучение фотопластинок, полученных в обсерватории Маунт-Паломар (Америка), показывает, что их количество превышает 1500. Получилось оценить пространственную плотность белых карликов: как оказалось, в сфере с радиусом в 30 световых лет должно находиться около 100 таких звезд.

Первый открытый белый карлик – звезда 40 Эридана B в тройной системе 40 Эридана, которая еще в 1785 г. Уильямом Гершелем была включена в каталог двойных звезд. 1910 год – Генри Норрис Расселл обратил внимание на аномально низкую светимость 40 Эридана B при ее высокой цветовой температуре, что со временем и послужило выделению такого рода звезд в отдельный класс белых карликов.

Второй и третий открытый белый карлик – Сириус B и Процион B. Фридрих Вильгельм Бессель, наблюдая за движением наиболее яркой звезды Сириус, открыл, что ее путь является не прямой линией, а имеет волнообразный характер. Собственное движение звезды проходило не по прямой линии; казалось, что она еле заметно смещается из стороны в сторону. К 1844 году, примерно через 10 лет после первых наблюдений Сириуса, Бессель пришел к выводу, что рядом с Сириусом находится вторая звезда, которая, будучи невидимой, оказывает на Сириус гравитационное воздействие; оно обнаруживается по колебаниям в движении Сириуса. Еще более любопытным оказалось то обстоятельство, что если темный компонент в действительности существует, то период обращения обеих звезд относительно их общего центра тяжести равен примерно 50 лет.

Белые карлики в двойных системах

Белые карлики входят и в состав двойных систем, звезды-компоненты которых сближены до такой степени, что обмениваются веществом. В таком случае массивный плотный карлик станет перетягивать на себя вещество “напарника”.

Водород, который попал от соседской звезды на горячую поверхность карлика, разогревается до температуры, при которой начинается термоядерный синтез. Тогда можно наблюдать вспышку, называемую новой звездой.

Если же при попадании водорода на карлик его масса превысит предел Чандрасекара, произойдет коллапс, сопровождающийся взрывом сверхновой типа Ia. Наблюдение за такими сверхновыми в далеких галактиках представляет большой интерес, потому как по яркости вспышек, имеющих одинаковые характеристики, устанавливается расстояние до галактик.

Сжаться до белого карлика

В белом карлике атомы расщеплены, и электроны, которые уже не образуют оболочек вокруг центральных атомных ядер, являются своего рода «электронным газом», способным сжаться лишь до определенного уровня. Он сохраняет вещество звезды расширенным по крайней мере до планетарного объема и способен сохранять этот объем неопределенное время.

Белые карлики довольно медленно охлаждаются и заканчивают свою жизнь слишком холодными для того, чтобы излучать свет, они становятся «черными карликами».

Сжимаясь до белого карлика, звезда может, если она не очень маленькая, расстаться с внешними слоями своего красного гиганта умеренным взрывом при незначительном сжатии, теряя так пятую часть своей общей массы. Наблюдаемый с расстояния, такой белый карлик представляется окруженным светящимся туманом, словно кольцом дыма. Такой объект называют «планетарной туманностью», в небе их наблюдается несколько. Постепенно газовое облако расходится во всех направлениях, становится расплывчатым и растворяется в разреженной материи космоса.

Когда звезда довольно массивная, чтобы сильно взорваться в ходе сжатия, ее остаток, который продолжает сжиматься, может быть все еще слишком массивным (не смотря на потерю значительной массы), чтобы сразу превратиться в белого карлика. Чем массивней сжимающийся остаток, тем плотней сжимается самим собой электронный газ и тем меньше белый карлик.

Наконец, если есть достаточная масса, электронный газ может не выдерживать своего же давления. Электроны в таком случае вжимаются в протоны, присутствующие в ядрах, которые блуждают в электронном газе, и образуются нейтроны. Они добавляются к нейтронам, уже существующим в ядрах, и тогда звезда состоит в большинстве своем из нейтронов. Звезда сжимается, пока нейтроны не придут в контакт. В результате получается «нейтронная звезда», которая величиной всего с астероид примерно 10-20 километров в поперечнике, но сохраняет массу полноразмерной звезды.

Если сжимающийся остаток звезды еще более массивен, даже нейтроны не способны выдерживать силу гравитации. Они будут разрушены, а остаток сожмется в черную дыру.

Виды белых карликов

Спектрально их разделяют на два вида. Излучение белого карлика делят на наиболее распространенный «водородный» спектральный класс DA (до 80% от общего количества), в котором нет спектральных линий гелия, и более редкостный «гелиевый белый карлик» тип DB, в спектрах звезд которого нет водородных линий.

Астроном Ико Ибен (США) предложил разные сценарии их происхождения: потому что горение гелия в красных гигантах неустойчивое, периодично развивается слоевая гелиевая вспышка. Он удачно предположил механизм сброса оболочки в различные стадии развития гелиевой вспышки – на ее пике и в периоды между двумя вспышками. Образование его зависит от механизма сброса оболочки соответственно.

 

 

;

 


 

ред. shtorm777.ru

ПОХОЖИЕ ЗАПИСИ

shtorm777.ru

Пойман с поличным: белый карлик убивает планету

У любого преступления есть доказательство, благодаря ему мы узнаем, кто и как его совершил. Это справедливо и для «преступлений» космического масштаба, особенно когда какую-нибудь планету раздирает на кусочки ее собственная звезда.

Во время наблюдения за белым карликом WD 1145+017 астрономы под руководством Эндрю Вандерберга (Andrew Vanderburg) из Гарвард-Смитсоновского университета астрофизики (Кембридж, Массачусетс) заметили на орбите несколько планетарных осколков. Их обнаружил космический телескоп Кеплер (сейчас он находится на участке полета «К2»), общая масса этих обломков предположительно равняется по размеру гигантскому астероиду Церера, который располагается в главном поясе астероидов нашей Солнечной системы.

Эти небольшие планетарные фрагменты имеют орбиту размером от 4.5 до 4.9 часов и слишком малы, чтобы их можно было увидеть в отдельности. Однако их присутствие дало о себе знать, когда исследователи увидели огромные облака пыли, которые хвостом тянулись за ними. Во время последующего мониторинга использовались наземные обсерватории, чтобы узнать, из каких элементов состоит эта группа осколков.

Следы пыли, которые дополняют диск обломков вокруг WD 1145+017, состоят из магния, алюминия и кремния. Именно эти элементы являются доказательством «планетарного убийства», совершенного белым карликом: они входят в состав небольшой каменной планеты, которую в настоящее время разрывают на части и измельчают в пыль. Впервые белого карлика «поймали с поличным» прямо в ходе разрушения своей планетарной системы.

«Такого еще не видел человеческий глаз», - говорит Вандерберг в новостях своего университета. «Мы наблюдаем за уничтожением солнечной системы».

Белый карлик формируется после того, как у звезды главной последовательности вроде нашего Солнца кончается топливо. Звезда вздувается, становясь красным гигантом, а потом со взрывом избавляется от внешних слоев, превращая их в звездный ветер. Образовавшаяся планетарная туманность оставляет за собой маленького белого карлика.

Жизнь возле белого карлика для выдержавших взрыв планет очень сурова. Если планета или астероид подлетит слишком близко, интенсивное воздействие звезды может уничтожить любое каменистое тело, оставив за ним пыльный шлейф разрушения.

Тяжелые элементы вроде тех, что были найдены вокруг WD 1145+017 должны притянуться к звезде довольно быстро — по словам астрономов, у них короткое «время успокоения» — значит наличие данных элементов на орбите говорит о том, что там они оказались совсем недавно (в течение последнего миллиона лет). Из этого также следует, что уничтожение каменистой планеты (или планет) идет прямо сейчас.

Окруженные облаками пыли белые карлики становились объектом исследования и раньше, косвенные улики того, что эта пыль когда-то была планетой также известны. Однако впервые в орбите белого карлика обнаружено планетарное тело в процессе его уничтожения.

«Теперь у нас есть явная улика, которая связывает загрязнение белых карликов с разрушением каменистых планет», - добавляет Вандерберг.

Исследования окруженных пылью белых карликов не только раскрывают свирепую сущность звездных окрестностей, но дают возможность заглянуть в зловещее будущее нашей солнечной системы.

Когда наше Солнце примерно через 5 миллиардов лет израсходует всю свою энергию, оно тоже раздуется до красного гиганта, затем последует его разрушительный взрыв, после которого останется малюсенький белый карлик. Если какая-либо внутренняя планета солнечной системы и переживет это, то ее орбита скорее всего дестабилизируется, планета достигнет «предела Роша» (минимальное расстояние, на которое орбитальное тело может приблизиться к звезде, прежде чем она разорвет его на части). Хотя внешние планеты и могут избежать такой судьбы (если их откинет в межпланетарное пространство), все остальное превратится в «руины», в пережиток своего стабильного прошлого.

Земля, обугленная и безжизненная версия самой себя в древности, уступив своей участи, в конечном счете, будет повергнута в прах, и ее останки будут разбросаны по атмосфере белого карлика.

v-kosmose.com

Белые карлики

Белые карлики - одна из увлекательнейших тем в истории астрономии: впервые были открыты небесные тела, обладающие свойствами, весьма далёкими от тех, с которыми мы имеем дело в земных условиях. И, по всей вероятности, разрешение загадки белых карликов положило начало исследованиям таинственной природы вещества, запрятанного где-то в разных уголках Вселенной.

Во Вселенной много белых карликов. Одно время они считались редкостью, но внимательное изучение фотопластинок, полученных в обсерватории Маунт-Паломар (США), показало, что их количество превышает 1500. Удалось оценить пространственную плотность белых карликов: оказывается, в сфере с радиусом в 30 световых лет должно находиться около 100 таких звёзд. История открытия белых карликов восходит к началу 19в, когда Фридрих Вильгельм Бессель, прослеживая движение наиболее яркой звезды Сириус, открыл, что её путь является не прямой линией, а имеет волнообразный характер. Собственное движение звезды происходило не по прямой линии; казалось, что она едва заметно смещалась из стороны в сторону. К 1844г., спустя примерно десять лет после первых наблюдений Сириуса, Бессель пришёл к выводу, что рядом с Сириусом находится вторая звезда, которая, будучи невидимой, оказывает на Сириус гравитационное воздействие; оно обнаруживается по колебаниям в движении Сириуса. Ещё более интересным оказалось то обстоятельство, что если тёмный компонент действительно существует, то период обращения обеих звёзд относительно их общего центра тяжести равен приблизительно 50 годам.

Перенесёмся в 1862г. и из Германии в Кембридж, штат Массачусетс (США). Алвану Кларку, крупнейшему строителю телескопов в США, Университетам штата Миссисипи было поручено сконструировать телескоп с объективом диаметром 18,5 дюйма (46 см), который должен был стать самым большим телескопом в мире. После того как Кларк закончил обработку линзы телескопа, нужно было проверить, обеспечена ли необходимая точность формы её поверхности. С этой целью линзу установили в подвижной трубе и направили на Сириус - самую яркую звезду, являющуюся лучшим объектом для проверки линз и выявления их дефектов. Зафиксировав положение трубы телескопа, Алван Кларк увидел слабый "призрак", который появился на восточном краю поля зрения телескопа в отблеске Сириуса. Затем, по мере движения небосвода, в поле зрения попал и сам Сириус. Его изображение было искажено - казалось, что "призрак" представляет собой дефект линзы, который следовало бы устранить, прежде чем сдать линзу в эксплуатацию. Однако эта возникшая в поле зрения телескопа слабая звёздочка оказалась компонентом Сириуса, предсказанным Бесселем. В заключение следует добавить, что из-за начавшейся первой мировой войны телескоп Кларка так никогда и не был отправлен в Миссисипи - его установили в Дирбоновской обсерватории, вблизи Чикаго, а линзу используют по сей день, но на другой установке.

Таким образом, Сириус стал предметом всеобщего интереса и многих исследований, ибо физические характеристики двойной системы заинтриговали астрономов. С учётом особенностей движения Сириуса, его расстояние до Земли и амплитуды отклонений от прямолинейного движения астрономам удалось определить характеристики обеих звёзд системы, названых Сириус А и Сириус В. Суммарная масса обеих звёзд оказалась в 3,4 раза больше массы Солнца. Было найдено, что расстояние между звёздами почти в 20 раз превышает расстояние между Солнцем и Землёй, то есть примерно равно расстоянию между Солнцем и Ураном; полученная на основании измерения параметров орбиты масса Сириуса А оказалась в 2,5 раза больше массы Солнца, а масса Сириуса В составила 95% массы Солнца. После того как были определены светимости обеих звёзд, обнаружилось, что Сириус А почти в 10 000 раз ярче, чем Сириус В. По абсолютной величине Сириуса А мы знаем, что он примерно в 35,5 раза светит сильнее Солнца. Отсюда следует, что светимость Солнца в 300 раз превышает светимость Сириуса В. Светимость любой звезды зависит от температуры поверхности звезды и её размеров, то есть диаметра. Близость второго компонента к более яркому Сириусу А чрезвычайно осложняет определение его спектра, что необходимо для установки температуры звезды. В 1915г. с использованием всех технических средств, которыми располагала крупнейшая обсерватория того времени Маунт-Вилсон (США), были получены удачные фотографии спектра Сириуса.

Это привело к неожиданному открытию: температура спутника составляла 8000 К, тогда как Солнце имеет температуру 5700 К. Таким образом, спутник в действительности оказался горячее Солнца, а это означало, что светимость единицы его поверхности также больше. В самом деле, простой расчёт показывает, что каждый сантиметр этой звезды излучает в четыре раза больше энергии, чем квадратный сантиметр поверхности Солнца. Отсюда следует, что поверхность спутника должна быть в 300*104 раз меньше, чем поверхность Солнца, и Сириус В должен иметь диаметр около 40 000 км. Однако масса этой звезды составляет 95% от массы Солнца. Этот значит, что огромное количество вещества должно быть упаковано в чрезвычайно малом объёме, иначе говоря, звезда должна быть плотной. В результате несложных арифметических действий получаем, что плотность спутника почти в 100 000 раз превышает плотность воды. Кубический сантиметр этого вещества на Земле весил бы 100 кг, а 0,5 л такого вещества - около 50 т.

Такова история открытия первого белого карлика. А теперь зададимся вопросом: каким образом вещество можно сжать так, чтобы один кубический сантиметр его весил 100 кг? Когда в результате высокого давления вещество сжато до больших плотностей, как в белых карликах, то вступает в действие другой тип давления, так называемое "вырожденное давление". Оно появляется при сильнейшем сжатии вещества в недрах звезды. Именно сжатие, а не высокие температуры является причиной вырожденного давления.

Вследствие сильного сжатия атомы оказываются настолько плотно упакованными, что электронные оболочки начинают проникать одна в другую. Гравитационное сжатие белого карлика происходит в течение длительного времени, и электронные оболочки продолжают проникать друг в друга до тех пор, пока расстояние между ядрами не станет порядка радиуса наименьшей электронной оболочки. Внутренние электронные оболочки представляют собой непроницаемый барьер, препятствующий дальнейшему сжатию. При максимальном сжатии электроны уже не связаны с отдельными ядрами, а свободно движутся относительно них. Процесс отделения электронов от ядер происходит в результате ионизации давлением. Когда ионизация становится полной, облако электронов движется относительно решётки из более тяжёлых ядер, так что вещество белого карлика приобретает определённые физические свойства, характерные для металлов. В таком веществе энергия переносится к поверхности электронами, подобно тому как тепло распространяется по железному пруту, нагреваемому с одного конца.

Но электронный газ проявляет и необычные свойства. По мере сжатия электронов их скорость всё больше возрастает, потому что, как мы знаем, согласно фундаментальному физическому принципу, два электрона, находящиеся в одном элементе фазового объёма, не могут иметь одинаковые энергии. Следовательно, чтобы не занимать один и тот же элемент объёма, они должны двигаться с огромными скоростями. Наименьший размер допустимого объёма зависит от диапазона скоростей электронов. Однако в среднем, чем ниже скорость электронов, тем больше тот минимальный объём, который они могут занимать. Иными словами, самые быстрые электроны занимают наименьший объём.

Хотя отдельные электроны носятся со скоростями, соответствующими внутренней температуре порядка миллионов градусов, температура полного ансамбля электронов в целом остаётся низкой. Установлено, что атомы газа обычного белого карлика образуют решётку плотно упакованных тяжёлых ядер, сквозь которую движется вырожденный электронный газ. Ближе к поверхности звезды вырождение ослабевает, и на поверхности атомы ионизированы не полностью, так что часть вещества находится в обычном газообразном состоянии. Зная физические характеристики белых карликов, мы можем сконструировать их наглядную модель. Начнём с того, что белые карлики имеют атмосферу. Анализ спектров карликов приводит к выводу, что толщина их атмосферы составляет всего несколько сотен метров. В этой атмосфере астрономы обнаруживают различные знакомые химические элементы. Известны белые карлики двух типов - холодные и горячие. В атмосферах более горячих белых карликов содержится некоторый запас водорода, хотя, вероятно, он не превышает 0,05%. Тем не менее по линиям в спектрах этих звёзд были обнаружены водород, гелий, кальций, железо, углерод и даже окись титана. Атмосферы холодных белых карликов состоят почти целиком из гелия; на водород, возможно, приходится меньше, чем один атом из миллиона. Температуры поверхности белых карликов меняются от 5000 К у "холодных" звёзд до 50 000 К у "горячих". Под атмосферой белого карлика лежит область невырожденного вещества, в котором содержится небольшое число свободных электронов. Толщина этого слоя 160 км, что составляет примерно 1% радиуса звезды. Слой этот может меняться со временем, но диаметр белого карлика остаётся постоянным и равным примерно 40 000 км.

Как правило, белые карлики не уменьшаются в размерах после того, как достигли этого состояния. Они ведут себя подобно пушечному ядру, нагретому до большой температуры; ядро может менять температуру, излучая энергию, но его размеры остаются неизменными. Чем же определяется окончательный диаметр белого карлика? Оказывается его массой. Чем больше масса белого карлика, тем меньше его радиус; минимально возможный радиус составляет 10 000 км. Теоретически, если масса белого карлика превышает массу Солнца в 1,2 раза, его радиус может быть неограниченно малым. Именно давление вырожденного электронного газа предохраняет звезду от всяческого дальнейшего сжатия, и, хотя температура может меняться от миллионов градусов в ядре звезды до нуля на поверхности, диаметр её не меняется. Со временем звезда становится тёмным телом с тем же диаметром, который она имела, вступив в стадию белого карлика. Под верхним слоем звезды вырожденный газ практически изотермичен, то есть температура почти постоянна вплоть до самого центра звезды; она составляет несколько миллионов градусов - наиболее реальная цифра 6 млн. К.

Теперь, когда мы имеем некоторые представления о строении белого карлика, возникает вопрос: почему он светится? Очевидно одно: термоядерные реакции исключаются. Внутри белого карлика отсутствует водород, который поддерживал бы этот механизм генерации энергии. Единственный вид энергии, которым располагает белый карлик, -это тепловая энергия. Ядра атомов находятся в беспорядочном движении, так как они рассеиваются вырожденным электронным газом. Со временем движение ядер замедляется, что эквивалентно процессу охлаждения. Электронный газ, который не похож не на один из известных на Земле газов, отличается исключительной теплопроводностью, и электроны проводят тепловую энергию к поверхности, где через атмосферу эта энергия излучается в космическое пространство.

Астрономы сравнивают процесс остывания горячего белого карлика с остыванием железного прута, вынутого из огня. Сначала белый карлик охлаждается быстро, но по мере падения температуры внутри него охлаждение замедляется. Согласно оценкам, за первые сотни миллионов лет светимость белого карлика падает на 1% от светимости Солнца.

В конце концов белый карлик должен исчезнуть и стать чёрным карликом, однако на это могут понадобиться триллионы лет, и, по мнению многих учёных, представляется весьма сомнительным, чтобы возраст Вселенной был достаточно велик для появления в ней чёрных карликов. Другие астрономы считают, что и в начальной фазе, когда белый карлик ещё довольно горяч, скорость охлаждения невелика. А когда температура его поверхности падает до величины порядка температуры Солнца, скорость охлаждения увеличивается и угасание происходит очень быстро. Когда недра белого карлика достаточно остынут, они затвердеют. Так или иначе, если принять, что возраст Вселенной превышает 10 млрд. лет, красных карликов в ней должно быть намного больше, чем белых. Зная это, астрономы предпринимают поиски красных карликов.

Пока они безуспешны. Массы белых карликов определены недостаточно точно. Надёжно их можно установить для компонентов двойных систем, как в случае Сириуса. Но лишь немногие белые карлики входят в состав двойных звёзд. В трёх наиболее хорошо изученных случаях массы белых карликов, измеренные с точностью свыше 10% оказались меньше массы Солнца и составляли примерно половину её. Теоретически предельная масса для полностью вырожденной не вращающейся звезды должна быть в 1,2 раза больше массы Солнца. Однако если звёзды вращаются, а по всей вероятности, так оно и есть, то вполне возможны массы, в несколько раз превышающие солнечную.

Сила тяжести на поверхности белых карликов примерно в 60-70 раз больше, чем на Солнце. Если человек весит на Земле 75 кг, то на Солнце он весил бы 2тонны, а на поверхности белого карлика его вес составлял бы 120-140 тонн. С учётом того, что радиусы белых карликов мало отличаются и их массы почти совпадают, можно заключить, что сила тяжести на поверхности любого белого карлика приблизительно одна и та же. Во Вселенной много белых карликов. Одно время они считались редкостью, но внимательное изучение фотопластинок, полученных в обсерватории Маунт-Паломар, показало, что их количество превышает 1500. Астрономы полагают, что частота возникновения белых карликов постоянна, по крайней мере в течение последних 5 млрд. лет. Возможно, белые карлики составляют наиболее многочисленный класс объектов на небе.

Удалось оценить пространственную плотность белых карликов: оказывается, в сфере с радиусом в 30 световых лет должно находиться около 100 таких звёзд. Возникает вопрос: все ли звёзды становятся белыми карликами в конце своего эволюционного пути ? Если нет, то какая часть звёзд переходит в стадию белого карлика ? Важнейший шаг в решении проблемы был сделан, когда астрономы нанесли положение центральных звёзд планетарных туманностей на диаграмму температура - светимость. Чтобы разобраться в свойствах звёзд, расположенных в центре планетарных туманностей, рассмотрим эти небесные тела. На фотографиях планетарная туманность выглядит как протяжённая масса газов эллипсоидной формы со слабой, но горячей звездой в центре. В действительности эта масса представляет собой сложную турбулентную, концентрическую оболочку, которая расширяется со скоростями 15-50 км/с. Хотя эти образования выглядят как кольца, на деле они являются оболочками и скорость турбулентного движения газа в них достигает примерно 120 км/с. Оказалось, что диаметры нескольких планетарных туманностей, до которых удалось измерить расстояние, составляют порядка 1 светового года, или около 10 триллионов километров.

Расширяясь с указанными выше скоростями, газ в оболочках становится очень разряженным и не может возбуждаться, а следовательно, его нельзя увидеть спустя 100 000 лет. Многие планетарные туманности, наблюдаемые нами сегодня, родились в последние 50 000 лет, а типичный их возраст близок к 20 000 лет. Центральные звёзды таких туманностей - наиболее горячие объекты среди известных в природе. Температура их поверхности меняется от 50 000 до 1млн. К. Из-за необычайно высоких температур большая часть излучения звезды приходится на далёкую ультрафиолетовую область электромагнитного спектра.

Это ультрафиолетовое излучение поглощается, преобразуется и переизлучается газом оболочки в видимой области спектра, что и позволяет нам наблюдать оболочку. Это означает, что оболочки значительно ярче, нежели центральные звёзды, - которые на самом деле являются источником энергии, - так как огромное количество излучения звезды приходится на невидимую часть спектра. Из анализа характеристик центральных звёзд планетарных туманностей следует, что типичное значение их массы заключено в интервале 0,6-1 масса Солнца. А для синтеза тяжёлых элементов в недрах звезды необходимы большие массы. Количество водорода в этих звёздах незначительно. Однако газовые оболочки богаты водородом и гелием.

Некоторые астрономы считают, что 50-95 % всех белых карликов возникли не из планетарных туманностей. Таким образом, хотя часть белых карликов целиком связана с планетарными туманностями, по крайней мере половина или более из них произошли от нормальных звёзд главной последовательности, не проходящих через стадию планетарной туманности. Полная картина образования белых карликов туманна и неопределенна. Отсутствует так много деталей, что в лучшем случае описание эволюционного процесса можно строить лишь путём логических умозаключений. И тем не менее общий вывод таков: многие звёзды теряют часть вещества на пути к своему финалу, подобному стадии белого карлика, и затем скрываются на небесных "кладбищах" в виде чёрных, невидимых карликов. Если масса звезды примерно вдвое превышает массу Солнца, то такие звёзды на последних этапах своей эволюции теряют устойчивость. Такие звёзды могут взорваться как сверхновые, а затем сжаться до размеров шаров радиусом несколько километров, т.е. превратиться в нейтронные звёзды.

tayny-zemli.ru

Белый карлик звезда | Звездная вселенная и планета Земля

Задраена щель в эволюции белых  карликов.

Результаты, опубликованные в ноябре 2004 года Мартином Бэрстоу и его коллегами, дают ключ к разгадке одной мистической проблемы в звездной Эволюции — проблемы остывания белых карликов. Ученых беспокоило то, что богатые водородом экземпляры этих звезд слишком холодны (в терминах звездных температур, конечно), в то время как их предполагаемые прародители, также не обедненные водородом центральные звезды планетарных туманностей, очень горячи.

Бэрстоу, возможно, нашел как раз тот белый карлик, который вставляет очередной «кирпич» в «стену» звездной эволюции. Этот объект, получивший обозначение КБ 1738+665, был идентифицирован широкоугольной камерой астрономического спутника Коза!.

Белые карлики интересны тем, что по многим параметрам они различаются между собой гораздо больше, чем их «предки’

Белые карлики интересны тем, что по многим параметрам они различаются между собой гораздо больше, чем их «предки», находящиеся на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рессела (Спектр-Светимость).
Когда в начале 50-х начали получать их спектры, оказалось, что эти звезды можно разделить на две категории — с линями водорода в спектре (тип Б А) и без линий водорода, но с линиями гелия, ионизированного гелия и тяжелых элементов
(типы БВ; по; ос, од и Б2— соответственно). До сих пор разделение белых карликов на два класса оставалось до конца не ясным. Большинство астро-физиков считало, что они могут охлаждаться двумя различными путями (так называемая двухка-нальная схема эволюции), и поэтому существуют два типа этих звезд. Однако это было не до конца очевидно.
И вот, в конце 80-х годов Джилем Фонтэйном была предложена одноканальная схема эволюции белых карликов, которая буквально ошеломила ученых. Эта модель предполагает, что реально существует только один тип белых карликов, меняющих свое лицо по мере охлаждения. Вначале тонкая водородная оболочка БА-карлика исчезает, смешиваясь с гелиевым телом звезды, и он становится, к примеру, БВ-карликом. Затем водород снова всплывает на поверхность, и звезда опять обращается БА-карликом.

Изюминка ситуации, сложившейся за эти годы с белыми карликами, заключалась в том, что самый горячий БА-карлик

Изюминка ситуации, сложившейся за эти годы с белыми карликами, заключалась в том, что самый горячий БА-карлик, обнаруженный к тому времени, имел температуру всего лишь 65000 К, то есть он уже успел изрядно остыть и хорошо укла-дывался в традиционную двух-канальную эволюционную схему. И вот, в самый последний момент «приходит» Бэрстоу с коллегами и с помощью спутника Ко8а1 снимает ультрафиолетовые спектры 384-х объектов, в их числе и КЕ 1738+665.
Анализ спектральных данных показал, что КЕ 1738+665, будучи необделенным водородом белым карликом типа Б А, имеет ульравысокую температуру 88000 К, а такой объект как раз и нужен был для одноканальной схемы эволюции. Является ли открытие КЕ 1738+665 окончательным подтверждени-ем этой схемы? «Нет, не совсем,» — говорят астрономы — этот объект заполняет промежуток между БА-карликами и их прародителями, но возможно, существуют все-таки группы звезд, которые производят белых карликов, не принадлежащих к типу Б А.
Пока еще остается ряд белых пятен в вопросе о температур-ном распределении и численной статистике этих звезд. КЕ 1738+665 — лишь один из тех объектов, которые нужно обнаружить в ближайшие годы, и он дает ответ только на одну из задач, поставленных белыми карликами.

Звезда начинает свою жизнь как холодное разрежённое облако межзвёздного газа

Звезда начинает свою жизнь как холодное разрежённое облако межзвёздного газа, сжимающееся под действием собственного тяготения и постепенно принимающее форму шара. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура объекта возрастает. Когда температура в центре достигает 15-20 миллионов К, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается.

Эволюция Солнца в Белый карлик видео:

galaktikaru.ru

Белый карлик Википедия

Бе́лые ка́рлики — звёзды, состоящие из электронно-ядерной плазмы, лишённые источников термоядерной энергии и слабо святящиеся благодаря своей тепловой энергии, постепенно остывая и краснея.

Ближайший известный белый карлик — Сириус B, находящийся на расстоянии в 8,6 световых лет. Предполагается, что среди ста ближайших к Солнцу звёздных систем белыми карликами являются восемь звёзд. В настоящее время белые карлики составляют, по разным оценкам, от 3 до 10 % звёздного населения нашей галактики (неопределённость оценки обусловлена трудностью наблюдения удалённых белых карликов из-за их малой светимости).

Белые карлики образуются в процессе эволюции звёзд, чья масса недостаточна для превращения в нейтронную звезду, а именно не превышает около 10 масс Солнца, каковых в нашей галактике более 97 % от общего количества. Когда звезда главной последовательности малой или средней массы заканчивает превращение водорода в гелий, она расширяется, становясь красным гигантом. Красный гигант поддерживается термоядерными реакциями превращения гелия в углерод и кислород. Если масса красного гиганта оказывается недостаточной для подъёма температуры ядра до уровня, необходимого для термоядерных реакций с участием полученного углерода, происходит его накопление в ядре звезды, вместе с кислородом. Звезда сбрасывает внешнюю оболочку, формируя планетарную туманность, а бывшее ядро звезды становится белым карликом, состоящим из углерода и кислорода.

В зависимости от исходной массы звезды, термоядерные реакции также могут остановиться на гелии (для звёзд с очень малой массой, характерных для двойных звёздных систем) или на неоне (для звёзд массой от 8 до 10,5 солнечных), что приведёт к образованию белых карликов, состоящих соответственно из гелия или кислорода, неона и магния.

Сформировавшиеся белые карлики представляют собой компактные звёзды с массами, сравнимыми или большими, чем масса Солнца, но с радиусами в 100 раз меньшими[1] и, соответственно, болометрическими светимостями в ~10 000 раз меньше солнечной. Средняя плотность вещества белых карликов в пределах их фотосфер 105—109 г/см³[1], что почти в миллион раз выше плотности звёзд главной последовательности.

История открытия[ | ]

ru-wiki.ru

Отправить ответ

avatar
  Подписаться  
Уведомление о