Белый карлик, нейтронная звезда, черная дыра

Белый карлик

    Для звезд с массой ниже некоторой критической гравитационное сжатие останавливается на стадии так называемого “белого карлика”. Плотность белого карлика больше 107 г/см3, температура поверхности ~ 104K. При столь высокой температуре атомы должны быть полностью ионизованы и внутри звезды ядра должны быть погружены в море электронов, образующих вырожденный электронный газ. Давление этого газа препятствует дальнейшему гравитационному коллапсу звезды. Давление вырожденного электронного газа имеет квантовую природу. Оно возникает как следствие принципа Паули, которому подчиняются электроны. Принцип Паули устанавливает предельный минимальный объем пространства, который может занимать каждый электрон. Внешнее давление не в состоянии этот объем уменьшить. В белом карлике все электроны достигли минимального объема и гравитационное сжатие уравновешено внутренним давлением электронного газа.


    Оценим максимальную массу белого карлика, воспользовавшись соотношением неопределенности:

Δp·Δ x ≈ ,

(39)

приближенно полагая p ≈ Δp и x ≈ Δx.
    Пусть под действием сил гравитации электроны сближаются до расстояний x, приобретая импульсы pe. Так как электронная плотность в системе n = 1/x3, то соотношение (39) сведется к

pe ≈ n1/3.

    Давление электронного газа P будет определяться соотношением

P  =  ncpe ≈ cn4/3.

    При выводе этого соотношения предполагалось, что электроны имеют скорости, близкие к скорости света.
    В условиях равновесия давление электронного газа должно уравновесить гравитационное давление

(3/5)mp(GM/R) = cn

1/3.

Здесь mp — масса протона и использовано условие равенства концентраций электронов и протонов, вытекающее из нейтральности системы.
    Очевидно,

.

Окончательно получаем ограничение на массу белого карлика

(40)

Эта предельная масса называется пределом Чандрасекара.
    Итак, максимальная масса белого карлика 1.4M . Таким образом, давление вырождения электронов не может удержать массы большие, чем 1.4M. Если 0.5M < M < 1.4M , ядро белого карлика состоит из углерода и кислорода. Если M < 0.5M , ядро белого карлика состоит из гелия.
    Плотность белого карлика определяется из соотношения

Для оценок учтем, что скорость электрона равна половине скорости света. Тогда p

e ≈ mec/2 (me — масса покоя электрона) и

    Для радиуса белого карлика с массой, близкой к чандрасекаровской, имеем

    Светимость белых карликов составляет 10-2-10-4 от светимости Солнца. Их излучение обеспечивается запасенной в них тепловой энергией.
    Обнаружение повышенного содержания таких ядер как Si, S и Ar свидетельствует в пользу существования белых карликов, основными элементами в центральной части которых являются O, Ne и Mg.

Нейтронная звезда

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

p + e— n + e

после выброса нейтрино образуются нейтроны, занимающие гораздо меньший фазовый объем, чем электроны. Возникает так называемая нейтронная звезда, плотность которой достигает 1014 — 1015 г/см3. Характерный размер нейтронной звезды 10 — 15 км. В некотором смысле нейтронная звезда представляет собой гигантское атомное ядро. Дальнейшему гравитационному сжатию препятствует давление ядерной материи, возникающее за счет взаимодействия нейтронов. Это также давление вырождения, как ранее в случае белого карлика, но — давление вырождения существенно более плотного нейтронного газа. Это давление в состоянии удерживать массы вплоть до 3.2M .

    Нейтрино, образующиеся в момент коллапса, довольно быстро охлаждают нейтронную звезду. Согласно теоретическим оценкам температура ее падает с 1011 до 109 K за время ~ 100 с. Дальше темп остывания несколько уменьшается. Однако он достаточно высок по астрономическим масштабам. Уменьшение температуры с 109 до 108 K происходит за 100 лет и до 106 K — за миллион лет. Обнаружить нейтронные звезды оптическими методами довольно сложно из-за малого размера и низкой температуры.
    В 1967 г. в Кембриджском университете Хьюиш и Белл открыли космические источники периодического электромагнит-ного излучения — пульсары. Периоды повторения импульсов боль-шинства пульсаров лежат в интервале от 3.3·10-2 до 4.3 с. Согласно современным представлениям, пульсары — это вращающиеся нейтронные звезды, имеющие массу 1 — 3M и диаметр 10 — 20 км. Только компактные объекты, имеющие свойства нейтронных звезд, могут сохранять свою форму, не разрушаясь при таких скоростях вращения. Сохранение углового момента и магнитного поля при образовании нейтронной звезды приводит к рождению быстро вращающихся пульсаров с сильным магнитным полем B ~ 1012 Гс.
    Считается, что нейтронная звезда имеет магнитное поле, ось которого не совпадает с осью вращения звезды. В этом случае излучение звезды (радиоволны и видимый свет) скользит по Земле как лучи маяка.
Когда луч пересекает Землю регистрируется импульс. Само излучение нейтронной звезды возникает за счет того, что заряженные частицы с поверхности звезды двигаются вовне по силовым линиям магнитного поля, испуская электромагнитные волны. Этот механизма радиоизлучения пульсара, впервые предложенный Голдом, показан на рис. 39.


Рис. 39. Модель пульсара.

    Если пучок излучения попадает на земного наблюдателя, то радиотелескоп фиксирует короткие импульсы радиоизлучения с периодом, равным периоду вращения нейтронной звезды. Форма импульса может быть очень сложной, что обусловлено геометрией магнитосферы нейтронной звезды и является характерной для каждого пульсара. Периоды вращения пульсаров строго постоянны и точности измерения этих периодов доходят до 14-значной цифры.
    В настоящее время обнаружены пульсары, входящие в двойные системы.

Если пульсар вращается по орбите вокруг второго компонента, то должны наблюдаться вариации периода пульсара вследствие эффекта Допплера. Когда пульсар приближается к наблюдателю, регистрируемый период радиоимпульсов из-за допплеровского эффекта уменьшается, а когда пульсар удаляется от нас, его период увеличивается. На основе этого явления и были обнаружены пульсары, входящие в состав двойных звезд. Для впервые обнаруженного пульсара PSR 1913 + 16, входящего в состав двойной системы, орбитальный период обращения составил 7 часов 45 мин. Собственный период обращения пульсара PSR 1913 + 16 равен 59 мс.
    Излучение пульсара должно приводить к уменьшению скорости вращения нейтронной звезды. Такой эффект также был обнару-жен. Нейтронная звезда, входящая в состав двойной системы, может быть и источником интенсивного рентгеновского излучения.
    Структура нейтронной звезды массой 1.4M и радиусом 16 км показана на рис. 40.


Рис. 40. Сечение нейтронной звезды массой 1.4M и радиусом R=16 км. Указана плотность ρ в г/см3 в различных частях звезды.

    I — тонкий внешний слой из плотно упакованных атомов. В областях II и III ядра расположены в виде объемно-центрированной кубической решетки. Область IV состоит в основном из нейтронов. В области V вещество может состоять из пионов и гиперонов, образуя адронную сердцевину нейтронной звезды. Отдельные детали строения нейтронной звезды в настоящее время уточняются.
    Образование нейтронных звезд не всегда является следствием вспышки сверхновой. Возможен и другой механизм образования нейтронных звезд в ходе эволюции белых карликов в тесных двойных звездных системах. Перетекание вещества звезды-компаньона на белый карлик постепенно увеличивает массу белого карлика и по достижении критической массы (предела Чандрасекара) белый карлик превращается в нейтронную звезду. В случае, когда перетекание вещества продолжается и после образования нейтронной звезды, её масса может существенно увеличиться и в результате гравитационного коллапса она может превратиться в черную дыру.

Это соответствует так называемому “тихому” коллапсу.
    Компактные двойные звезды могут проявляться и как источники рентгеновского излучения. Оно также возникает за счет аккреции вещества, падающего с “нормальной” звезды на более компактную. При аккреции вещества на нейтронную звезду с B > 1010 Гс вещество падает в район магнитных полюсов. Рентгеновское излучение модулируется её вращением вокруг оси. Такие источники называют рентгеновскими пульсарами.
    Существуют рентгеновские источники (называемые барстерами), в которых периодически с интервалом от нескольких часов до суток происходят всплески излучения. Характерное время нарастания всплеска — 1 сек. Длительность всплеска от 3 до 10 сек. Интенсивность в момент всплеска может на 2 — 3 порядка превосходить светимость в спокойном состоянии. В настоящее время известно несколько сотен таких источников. Считается, что всплески излучения происходят в результате термоядерных взрывов вещества, накопившегося на поверхности нейтронной звезды в результате аккреции.
    Хорошо известно, что на малых расстояниях между нуклонами ( < 0.3·10-13 см ) ядерные силы притяжения сменяются силами оттал-кивания, т. е. противодействие ядерного вещества на малых расстояниях сжимающей силе тяготения увеличивается. Если плотность вещества в центре нейтронной звезды превышает ядерную плотность ρяд и достигает 1015 г/см3, то в центре звезды наряду с нуклонами и электронами образуются также мезоны, гипероны и другие более массивные частицы. Исследования поведения вещества при плотностях, превышающих ядерную плотность, в настоящее время находятся в начальной стадии и имеется много нерешенных проблем. Расчеты показывают, что при плотностях вещества ρ > ρяд возможны такие процессы, как появление пионного конденсата, переход нейтронизованного вещества в твердое кристаллическое состояние, образование гиперонной и кварк-глюонной плазмы. Возможно образование сверхтекучего и сверхпроводящего состояний нейтронного вещества.
    В соответствии с современными представлениями о поведении вещества при плотностях в 102 — 103 раз, превышающих ядерную (а именно о таких плотностях идет речь, когда обсуждается внутреннее строение нейтронной звезды), внутри звезды образуются атомные ядра вблизи границы устойчивости. Более глубокое понимание может быть достигнуто в результате исследования состояния вещества в зависимости от плотности, температуры, устойчивости ядерной материи при экзотических отношениях числа протонов к числу нейтронов в ядре  np/nn, учете слабых процессов с участием нейтрино. В настоящее время практически единственной возможностью исследования вещества при плотностях больших ядерной являются ядерные реакции между тяжелыми ионами. Однако, экспериментальные данные по столкновению тяжелых ионов дают пока недостаточно информации, т. к. достижимые значения np/nn как для ядра — мишени, так и для налетающего ускоренного ядра невелики (~ 1 — 0. 7).
    Точные измерения периодов радиопульсаров показали, что скорость вращения нейтронной звезды постепенно замедляется. Это связано с переходом кинетической энергии вращения звезды в энергию излучения пульсара и с эмиссией нейтрино. Небольшие скачкообразные изменения периодов радиопульсаров объясняются накоплением напряжений в поверхностном слое нейтронной звезды, сопровождающимся “растрескиванием” и “разломами”, что и приводит к изменению скорости вращения звезды. В наблюдаемых временных характеристиках радиопульсаров содержится информация о свойствах “коры” нейтронной звезды, физических условиях внутри неё и о сверхтекучести нейтронного вещества. В последнее время обнаружено значительное число ра-диопульсаров с периодами меньшими 10 мс. Это требует уточнения представлений о процессах, происходящих в нейтронных звездах.
    Другой проблемой является исследование нейтринных процессов в нейтронных звездах. Эмиссия нейтрино является одним из механизмов потери энергии нейтронной звездой в течении 105 — 106 лет после её образования.

Черная дыра

    Имеется предел для массы звезды, которая может удерживаться в равновесии плотно упакованными нейтронами. Этот предел невозможно вычислить точно, так как поведение вещества при плотностях, существенно превышающих плотность ядерной материи, недостаточно изучено. Оценки массы звезды, которая уже не может стабилизироваться за счет вырожденных нейтронов, дают значение ~ 3M.

    Таким образом, если при взрыве сверхновой сохраняется остаток массы M > 3M , то он не может существовать в виде устойчивой нейтронной звезды. Ядерные силы отталкивания на малых расстояниях не в состоянии противостоять дальнейшему гравитационному сжатию звезды. Возникает необычный объект — черная дыра. Основное свойство черной дыры состоит в том, что никакие сигналы, испускаемые ею, не могут выйти за её пределы и достигнуть внешнего наблюдателя. Звезда массы M, коллапсируя в черную дыру, достигает сферы радиуса rg (сферы Шварцшильда):

rg = 2GM/c2,

(41)

(Формально к этому соотношению можно прийти, полагая в известной формуле для второй космической скорости vk2 = (2GM/R)1/2 предельное значение этой скорости, равное скорости света).
    При достижении объектом размера сферы Шварцшильда, его гравитационное поле становится столь сильным, что покинуть этот объект не может даже электромагнитное излучение. Шварцшильдо-вский радиус Солнца равен 3 км, Земли — 1 см.
    Черная дыра Шварцшильда относится к невращающимся объектам и является остатком массивной невращающейся звезды. Вращающаяся массивная звезда коллапсирует во вращающуюся черную дыру (черную дыру Керра).
    Черную дыру можно обнаружить только по косвенным признакам, в частности, если она входит в состав двойной звездной системы с видимой звездой. В этом случае черная дыра будет затягивать газ звезды. Этот газ будет нагреваться, становясь источником интенсивного рентгеновского излучения, которое может быть зарегистрировано.
    В настоящее время нет прямых экспериментальных подтверждений существования черных дыр. Есть несколько космических объектов, поведение которых можно объяснить присутствием черных дыр. Так имеется объект Лебедь XI, представляющий собой двойную систему с периодом вращения 5. 6 суток. В состав системы входят голубой гигант с массой 22M и невидимый источник пульсирующего рентгеновского излучения с массой 8M , который возможно является черной дырой (объект такой большой массы не может быть нейтронной звездой).
    Наряду с черными дырами, образовавшимися при коллапсе звезд, во Вселенной могут быть черные дыры, возникшие задолго до появления первых звезд вследствие неоднородности Большого Взрыва. Появившиеся при этом сгустки вещества могли сжиматься до состояния черных дыр, тогда как остальная часть вещества расширялась. Черные дыры, образовавшиеся на самом раннем этапе Вселенной, называют реликтовыми. Предполагают, что размер некоторых из них может быть значительно меньше размера протона.
    В 1974 г. Хокинг показал, что черные дыры должны испускать частицы. Источником этих частиц является процесс образования виртуальных пар частица-античастица в вакууме. В обычных полях эти пары аннигилируют столь быстро, что их не удается наблюдать. Однако в очень сильных полях виртуальные частица и античастица могут разделиться и стать реальными. На границе черной дыры действуют мощные приливные силы. Под действием этих сил некоторые из частиц (античастиц), входивших в состав виртуальных пар, могут вылететь за пределы черной дыры. Так как многие из них аннигилируют, черная дыра должна становиться источником излучения. Энергия, излучаемая в пространство черной дырой, поступает из её недр. Поэтому в процессе такого испускания частиц, масса и размеры черной дыры должны уменьшаться. Таков механизм “испарения” черной дыры. Оценки показывают, что темп “испарения” очень медленный. Черная дыра массой в 10 солнечных масс испарится за 1069 лет. Время испарения сверхмассивных (миллиарды масс Солнца) черных дыр, которые могут быть в центре больших галактик, может составлять 1096 лет [17].

Найден белый карлик меньше Луны и тяжелее Солнца

04 июля 2021 12:23 Наталия Теряева

Здесь художник изобразил белый карлик в сравнении с Луной. На самом деле белый карлик находится в 130 световых годах от Земли в созвездии Аквилы.
Иллюстрация Giuseppe Parisi.

Илария Каяццо – ведущий автор нового исследования.
Фото Caltech.

Астрономы обнаружили крошечную звезду размером с Луну и массой почти в полтора раза больше, чем у Солнца.

Обнаруженная звезда типа белый карлик оказалась самой маленькой из себе подобных.

Ученые описывают ее как комок тлеющего пепла, что был порождён слиянием двух менее массивных белых карликов. Очень плотный сгусток материи имеет диаметр около 4300 километров. Таким образом по размеру он чуть больше Луны (ее диаметр ‒ около 3500 километров).

Милый белый карлик мал, но поразительно тяжел. Как говорится, мал золотник, да дорог.

«Он упаковал массу, превышающую массу нашего Солнца, в тело размером с нашу Луну», – говорит Илария Каяццо (Ilaria Caiazzo), аспирантка Института теоретической астрофизики Калтеха и ведущий автор нового исследования, опубликованного в журнале Nature. – Это может показаться нелогичным, но белые карлики чем меньше, тем массивнее».

Дело в том, что белые карлики – это остатки звезд, которые когда-то были примерно в восемь раз больше массы нашего Солнца. Они наполнены продуктами термоядерных реакций – элементами, в которые превратился водород. Поэтому белые карлики могут состоять из углерода и кислорода или из гелия, или из кислорода, неона и магния.

Когда наше Солнце выгорит, то есть превратит весь свой водород в гелий (примерно через пять миллиардов лет), оно станет красным гигантом. Потом Солнце постепенно сбросит свои внешние слои и тоже сожмется в компактный белый карлик.

Белыми карликами становятся около 97 процентов всех звезд нашей галактики. Остальные столь массивны, что становятся «в старости» нейтронными звёздами.

При этом в отличие от нашего Солнца многие звезды живут парами и вращаются вокруг общего центра масс. Звездные пары «стареют» вместе, и если их масса составляет меньше восьми солнечных масс, две звезды превращаются в двух белых карликов.

Открытие самого маленького белого карлика показывает, что происходит с парой таких вполне обычных белых карликов.

Они продолжают свой космический парный танец. При этом каждый карлик из этой пары теряет энергию, испуская гравитационные волны.

Если умирающие звезды достаточно массивны, они взрываются и превращаются в сверхновую типа Ia.

Но если обессиленные белые карлики имеют массу ниже определенного порога, они сливаются в один новый белый карлик, который тяжелее любой из звезд-прародителей.

Процесс такого слияния усиливает магнитное поле порожденной звезды и ускоряет ее вращение по сравнению с вращением прародителей.

Астрономы говорят, что найденный крошечный белый карлик, названный ZTF J1901+1458, родился как раз из пары двух «постаревших» звезд.

Поскольку сумма масс этих звезд-старушек была чуть ниже пороговой, необходимой для взрыва, то слившись, они образовали белый карлик размером с Луну и массой в 1,35 солнечных.

Магнитное поле милого белого карлика в миллиард раз сильнее солнечного. Вращается этот карлик вокруг своей оси с бешеной скоростью – он делает один оборот каждые семь минут. Впрочем, это не рекорд. Самый быстрый из известных белых карликов под названием EPIC 228939929 обращается вокруг себя каждые 5,3 минуты.

«Весьма умозрительно, но и весьма вероятно, что белый карлик достаточно массивен, чтобы в дальнейшем коллапсировать в нейтронную звезду, – сообщает в пресс-релизе Калтеха Каяццо. – Он настолько массивен и плотен, что в его ядре электроны захватываются протонами ядер химических элементов, образуя нейтроны».

Но давление электронов противостоит силам гравитации. Благодаря этому звезда поддерживает свои идеальные формы. Как только в ядре белого карлика становится слишком мало электронов, происходит коллапс.

Если эта гипотеза учёных верна, то, возможно, что значительная часть других нейтронных звезд формируется таким же образом.

Близость новообретенного объекта (около 130 световых лет от Земли) и его молодой возраст (около 100 миллионов лет или даже меньше) указывают на то, что подобные объекты могут встречаться чаще в нашей галактике.

Ранее мы сообщали о том, как астрономы нашли коричневых карликов, которые вот-вот развалятся на части, как ученые открыли древнейшее поколение коричневых карликов, и как они предположили, что у каждого красного карлика есть хотя бы одна планета.

Больше новостей из мира науки вы найдёте в разделе «Наука» на медиаплатформе «Смотрим».

наука звезды космос астрономия астрофизика новости

Представь Вселенную!

  • Расширенный
  • Базовый

Белый карлик — это то, чем становятся такие звезды, как Солнце, после того, как они израсходовали свое ядерное топливо. Ближе к концу стадии ядерного горения звезды этого типа выбрасывают большую часть своего внешнего материала, создавая планетарную туманность. Остается только горячее ядро ​​звезды. Это ядро ​​становится очень горячим белым карликом с температурой, превышающей 100 000 Кельвинов. Если только он не аккрецирует вещество от ближайшей звезды (см. Катаклизмические переменные), белый карлик остывает в течение следующего миллиарда лет или около того. Многие близлежащие молодые белые карлики были обнаружены как источники мягкого или низкоэнергетического рентгеновского излучения. В последнее время наблюдения в мягком рентгеновском и крайнем ультрафиолете стали мощным инструментом в изучении состава и структуры тонкой атмосферы этих звезд.

Представление художника об эволюции нашего Солнца (слева) через стадию красного гиганта (в центре) к белому карлику (справа).

Типичный белый карлик вдвое меньше Солнца по массе, но лишь немного больше Земли. Белый карлик размером с Землю имеет плотность 1 x 10 9 кг/м 3 . Сама Земля имеет среднюю плотность всего 5,4 х 10 3 кг/м 3 . Это означает, что белый карлик в 200 000 раз плотнее. Это делает белые карлики одним из самых плотных скоплений материи, уступая только нейтронным звездам.

Что внутри белого карлика?

Поскольку белый карлик не может создать внутреннее давление (например, из-за высвобождения энергии при синтезе, поскольку синтез прекратился), гравитация сжимает материю внутрь до тех пор, пока даже электроны, составляющие атомы белого карлика, не столкнутся друг с другом. В нормальных условиях одинаковые электроны (с одинаковым «спином») не могут занимать один и тот же энергетический уровень. Поскольку электрон может вращаться только двумя способами, только два электрона могут занимать один энергетический уровень. Это то, что известно в физике как принцип запрета Паули. В обычном газе это не проблема, потому что электронов недостаточно, чтобы полностью заполнить все энергетические уровни. Но у белого карлика плотность намного выше, и все электроны гораздо ближе друг к другу. Это называется «вырожденным» газом, что означает, что все энергетические уровни в его атомах заполнены электронами. Чтобы гравитация сжала белого карлика еще больше, она должна вытолкнуть электроны туда, куда они не могут попасть. Как только звезда вырождается, гравитация не может больше сжимать ее, потому что квантовая механика диктует, что больше нет места, которое можно было бы занять. Так что наш белый карлик выживает не благодаря внутреннему синтезу, а благодаря принципам квантовой механики, которые предотвращают его полный коллапс.

Вырожденная материя обладает и другими необычными свойствами. Например, чем массивнее белый карлик, тем он меньше. Это связано с тем, что чем больше масса белого карлика, тем сильнее должны сжиматься его электроны, чтобы поддерживать достаточное внешнее давление, чтобы поддерживать дополнительную массу. Однако существует предел массы белого карлика. Субрахманьян Чандрасекар обнаружил, что этот предел в 1,4 раза превышает массу Солнца. Это соответственно известно как «предел Чандрасекара».

С гравитацией на поверхности, в 100 000 раз превышающей земную, атмосфера белого карлика очень странная. Более тяжелые атомы в его атмосфере тонут, а более легкие остаются на поверхности. Некоторые белые карлики имеют атмосферу почти чистого водорода или гелия, самого легкого из элементов. Кроме того, гравитация притягивает атмосферу очень тонким слоем вокруг себя. Если бы это произошло на Земле, верхняя часть атмосферы находилась бы ниже вершин небоскребов.

Ученые предполагают, что под атмосферой многих белых карликов находится кора толщиной 50 км. На дне этой корки находится кристаллическая решетка из атомов углерода и кислорода. Поскольку алмаз — это всего лишь кристаллизованный углерод, можно провести сравнение между холодным углеродно-кислородным белым карликом и алмазом.

Последнее изменение: декабрь 2010 г.

Дополнительные ссылки
  • Опросите меня по этой теме
  • Прикольный факт на эту тему
  • Попробуйте это!
  • Часто задаваемые вопросы о белых карликах и других звездах
  • Вводная статья на эту тему.
  • Дайте мне дополнительные ресурсы
Связанные темы
  • Катаклизмические переменные
Для преподавателей
  • Стандарты NCTM и NSES
  • Буклет «Жизненный цикл звезд»
  • Покажите мне похожие планы уроков

Белые карлики: факты о плотных звездных остатках

Белые карлики — это плотные звездные трупы. (Изображение предоставлено: Будущее)

Белые карлики — это то, что остается, когда звезды, подобные нашему Солнцу, исчерпают все свое топливо. Это плотные, тусклые звездные трупы — последняя наблюдаемая стадия эволюции звезд малой и средней массы.

В то время как большинство массивных звезд в конечном итоге превратятся в сверхновые, согласно НАСА, звезды с малой или средней массой, масса которых примерно в 8 раз превышает массу Солнца, в конечном итоге станут белыми карликами . Примерно 9По мнению исследователей, 7% звезд Млечного Пути в конечном итоге станут белыми карликами .

По сравнению с нашим Солнцем , белый карлик имеет аналогичную массу углерода и кислорода, хотя он намного меньше по размеру — похож на Землю , по данным Государственного университета Нью-Мексико новая вкладка) (НМСУ).

Температура белого карлика может превышать 100 000 Кельвинов (открывается в новой вкладке) по данным НАСА (это около 179 500 градусов по Фаренгейту). Несмотря на эти изнуряющие температуры, белые карлики имеют низкую светимость, поскольку, по данным NMSU, они очень малы.

Связанный: Красные карлики: самые распространенные и долгоживущие звезды

Формирование белых карликов

Звезды главной последовательности , включая Солнце, формируются из облаков пыли и газ стягиваются под действием силы тяжести. То, как звезды эволюционируют в течение своей жизни, зависит от их массы. Самые массивные звезды, масса которых в восемь и более раз превышает массу Солнца, никогда не станут белыми карликами. Вместо этого в конце своей жизни белые карлики взорвутся мощной сверхновой , оставив после себя нейтронную звезду  или черную дыру .

Знаете ли вы?

По данным НАСА, чайная ложка вещества белого карлика на Земле будет весить 5,5 тонны — примерно столько же, сколько слон!

Меньшие звезды, однако, пойдут по более спокойному пути. Звезды с малой и средней массой, такие как Солнце , со временем превратятся в красных гигантов. После этого звезды сбросили свои внешние слои в кольцо, известное как планетарная туманность  (ранние наблюдатели думали, что туманности напоминают такие планеты, как Нептун и Уран ). Оставшееся ядро ​​​​будет белым карликом, оболочкой звезды, в которой не происходит синтеза водорода.

Прохладная тусклая звезда в центре голубого дымчатого облака — белый карлик. Планетарная туманность NGC 2452 расположена в южном созвездии Кормы. (Изображение предоставлено ЕКА/Хабблом и НАСА. Благодарности: Лука Лиматола, Будяну Космин Мирел)

(открывается в новой вкладке)

Меньшие звезды, такие как красные карлики, не достигают состояния красного гиганта. Они просто сжигают весь свой водород, заканчивая процесс тусклым белым карликом. Однако красным карликам требуются триллионы лет, чтобы поглотить свое топливо, что намного больше, чем возраст Вселенной в 13,8 миллиардов лет, поэтому ни один из красных карликов еще не стал белым карликом.

Характеристики белого карлика

Когда у звезды заканчивается топливо, она больше не испытывает внешнего толчка в процессе синтеза и схлопывается внутрь самой себя. Белые карлики обладают примерно такой же массой, как Солнце, но имеют примерно такой же радиус, как Земля, согласно Космосу , астрономической энциклопедии Университета Суинберна в Австралии. Это делает их одними из самых плотных объектов в космосе, уступая лишь нейтронным звездам и черным дырам. По данным НАСА, гравитация на поверхности белого карлика в 350 000 раз больше, чем на Земле. Это означает, что 150-фунтовый (68-килограммовый) человек на Земле будет весить 50 миллионов фунтов (22,7 миллиона кг) на поверхности белого карлика.

Вид всего неба на около 230 000 белых карликов, обнаруженных спутником Gaia Европейского космического агентства. (Изображение предоставлено: Gaia Sky; S. Jordan / T. Sagristà, Astronomisches Rechen-Institut, Zentrum für Astronomie der Universität Universität Heidelberg, Германия)

Белые карлики достигают такой невероятной плотности, потому что они сжаты так плотно что их электроны сталкиваются друг с другом, образуя то, что называется «вырожденной материей». Бывшие звезды будут продолжать коллапсировать до тех пор, пока сами электроны не создадут достаточную силу давления наружу, чтобы остановить сжатие. Чем больше масса, тем больше притяжение внутрь, поэтому более массивный белый карлик имеет меньший радиус, чем его менее массивный аналог. Эти условия означают, что после потери большей части своей массы во время фазы красного гиганта ни один белый карлик не может превышать массу Солнца в 1,4 раза .

Когда звезда увеличивается в размерах и становится красным гигантом, она поглощает ближайшие планеты. Но некоторые все же могут выжить. Космический корабль НАСА «Спитцер» показал, что по крайней мере от 1 до 3 процентов звезд белых карликов имеют загрязненную атмосферу, которая предполагает попадание в них каменистого материала.

Истории по теме:

«В поисках планет, похожих на Землю, мы определили множество систем, которые являются отличными кандидатами для их убежища», — сказал Space Джей Фарихи, исследователь белых карликов из Лестерского университета в Англии. ком (откроется в новой вкладке). «Там, где они сохраняются как белые карлики, любые планеты земной группы не будут пригодны для жизни, но могут быть местами, где жизнь развивалась в предыдущую эпоху».

В одном захватывающем случае исследователи наблюдали каменистый материал, когда он падает на белого карлика.

«Удивительно и неожиданно, что мы можем наблюдать такие драматические изменения в масштабах человеческого времени», — сказал Борис Гензике, астроном из Уорикского университета в Англии, Space.com .

Судьба белого карлика

Художественная иллюстрация, изображающая белого карлика, крадущего материал у соседнего компаньона. (Изображение предоставлено NASA/JPL-Caltech)

Многие белые карлики исчезают в относительной безвестности, в конечном итоге излучая всю свою энергию и становясь так называемыми черными карликами , но те, которые делят систему со звездами-компаньонами, могут пострадать иная судьба.

Если белый карлик является частью бинарной системы, он может вытягивать материал своего компаньона на свою поверхность. Увеличение массы белого карлика может привести к интересным результатам.

Одна из возможностей состоит в том, что добавленная масса может привести к коллапсу в гораздо более плотную нейтронную звезду.

Гораздо более взрывоопасный результат — сверхновая типа 1a . По мере того, как белый карлик вытягивает материал из звезды-компаньона, температура увеличивается, что в конечном итоге вызывает неконтролируемую реакцию, которая взрывается в виде мощной сверхновой, которая уничтожает белого карлика. Этот процесс известен как «одновырожденная модель» сверхновой типа 1а.

Связанный: Know Your Novas: объяснение звездных взрывов (инфографика)

В 2012 году исследователи смогли детально рассмотреть сложные газовые оболочки, окружающие одну сверхновую типа 1a.

«Мы действительно впервые увидели подробные доказательства существования прародителя сверхновой типа 1a», — сказал SPACE.com Бенджамин Дилдей, ведущий автор исследования и астроном Глобальной сети телескопов обсерватории Лас-Кумбрес в Калифорнии (открывается в новая вкладка).

Если компаньоном является другой белый карлик, а не активная звезда, два звездных трупа сливаются вместе (открывается в новой вкладке), чтобы запустить фейерверк. Этот процесс известен как «модель двойного вырождения» сверхновой типа 1а.

В других случаях белый карлик может вытянуть из своего компаньона ровно столько материала, сколько нужно, чтобы на короткое время воспламениться новой звездой, гораздо меньшим взрывом. Поскольку белый карлик остается неповрежденным, он может повторить этот процесс несколько раз, когда достигнет критической точки, снова и снова вдыхая жизнь в умирающую звезду.

«Это самые яркие и частые звездные извержения в галактике, и их часто можно увидеть невооруженным глазом», — сказал Space.com Пшемек Мроз, астроном из Варшавского университета Польши.

Дополнительные ресурсы

Вы можете узнать больше о белых карликах с ЕКА (откроется в новой вкладке) и изучить различные типы звезд с НАСА (откроется в новой вкладке). Узнайте об эволюции двойных звездных систем с помощью этого бесплатного учебного материала от Lumen Learning (откроется в новой вкладке). Изучите физику Вселенной с белыми карликами в этом информативном материале Техасского университета в Остине (откроется в новой вкладке).

Библиография

  • Dilday, B., et al. «PTF 11kx: сверхновая типа Ia с прародителем симбиотической новой. (открывается в новой вкладке)» Наука 337,6097 (2012): 942-945.
  • Фонтейн Г., П. Брассар и П. Бержерон. «The Potential of White Dwarf Cosmochronology1. » Publications of the Astronomical Society of the Pacific 113.782 (2001): 409. 
  • Horowitz, CJ «Ядерная и темная материя, нагревающаяся в массивных звездах белых карликов. (открывается в новая вкладка)» Physical Review D 102.8 (2020): 083031. 
  • Bédard, A., et al. «О спектральной эволюции горячих белых карликов. I. Подробный модельный анализ атмосферы горячих белых карликов из SDSS DR12. (открывается в новой вкладке)» The Astrophysical Journal 901.2 (2020): 93. 
  • ЕКА «Проливая свет на белых карликов — будущее звезд, подобных нашему Солнцу. (откроется в новой вкладке)» 2019 

Присоединяйтесь к нашим космическим форумам, чтобы продолжать обсуждать последние миссии, ночное небо и многое другое! А если у вас есть новость, исправление или комментарий, сообщите нам об этом по адресу: community@space.