لغز أقراص القزم البيضاء: كيف تتشكل النجوم "الميتة" وكيف تعيش

أصل الأقزام البيضاء

لعبت فكرتان دورًا رئيسيًا في تفسير نشأة الأقزام البيضاء: الفكرة

ملحمة الفلكي إرنست أن العمالقة الحمرتتشكل نجوم التسلسل الرئيسي نتيجة لاحتراق الوقود النووي وافتراض أن نجوم التسلسل الرئيسي يجب أن تفقد كتلتها، وينبغي أن يكون لفقدان الكتلة هذا تأثير كبير على تطور النجوم. وقد تم تأكيد هذه الافتراضات تماما.

• تفاعل الهيليوم الثلاثي والنوى متساوية الحرارة للعمالقة الحمراء

خلال تطور النجوم، الرئيسيتسلسل الهيدروجين "يحترق" - التخليق النووي مع تكوين الهيليوم (انظر دورة بيث). يؤدي هذا الاحتراق إلى وقف إطلاق الطاقة في الأجزاء المركزية للنجم، والضغط، وبالتالي زيادة في درجة الحرارة والكثافة في جوهرها.

ارتفاع درجة الحرارة والكثافة في النواة النجميةيؤدي إلى الظروف التي يتم فيها تنشيط مصدر جديد للطاقة النووية الحرارية: نضوب الهيليوم (تفاعل الهيليوم الثلاثي أو عملية ألفا الثلاثية) ، وهي خاصية مميزة للعمالقة الحمراء والعملاق الفائق.

• فقدان الكتلة وتساقط القشرة بواسطة العمالقة الحمراء

لا تحدث تفاعلات نووية في العمالقة الحمراءفقط في القلب: عندما يحترق الهيدروجين في القلب، ينتشر التخليق النووي للهيليوم إلى المناطق التي لا تزال غنية بالهيدروجين في النجم، مما يشكل طبقة كروية على حدود المناطق الفقيرة بالهيدروجين والغنية بالهيدروجين.

نشأ موقف مماثل مع تفاعل الهيليوم الثلاثي: عندما يحترق الهيليوم في القلب ، فإنه يتركز أيضًا في طبقة كروية على الحدود بين المناطق الفقيرة بالهيليوم والمناطق الغنية بالهيليوم.

لمعان النجوم بمثل هذه "الطبقة المزدوجة"وتزداد مناطق التخليق النووي بشكل ملحوظ، حيث تصل إلى حوالي عدة آلاف من سطوع الشمس، بينما "ينتفخ" النجم، مما يزيد قطره إلى حجم مدار الأرض. ترتفع منطقة التخليق النووي للهيليوم إلى سطح النجم: يبلغ جزء الكتلة داخل هذه المنطقة حوالي 70% من كتلة النجم.

"النفخ" يصاحبه تدفق مكثف إلى حد ما للمادة من سطح النجم، ويتم ملاحظة أجسام مثل السدم الكوكبية الأولية.

لا تزال الآليات الدقيقة لفقدان الكتلة والمزيد من طرد الغلاف لمثل هذه النجوم غير واضحة ، ولكن يمكن افتراض العوامل التالية التي يمكن أن تسهم في فقدان الغلاف:

• بسبب السطوع العالي للغاية ، يصبح الضغط الخفيف لتدفق إشعاع النجم على طبقاته الخارجية كبيرًا ، والذي ، وفقًا للبيانات المحسوبة ، يمكن أن يؤدي إلى فقدان الغلاف في عدة آلاف من السنين.
• بسبب تأين الهيدروجين في مناطق الكذبأسفل الغلاف الضوئي ، يمكن أن يتطور عدم استقرار الحمل الحراري القوي النشاط الشمسي له طبيعة مماثلة ، ولكن في حالة العمالقة الحمراء ، يجب أن تتجاوز قوة التدفق الحراري بشكل كبير الطاقة الشمسية.
• في المظاريف النجمية الممتدة ، يمكنهم ذلكيتطور عدم الاستقرار ، مما يؤدي إلى عمليات تذبذبية قوية ، مصحوبة بتغيير في النظام الحراري للنجم. في التين. 4 ، يتم ملاحظة موجات كثافة المادة التي يخرجها النجم ، والتي قد تكون عواقب مثل هذه التقلبات.
• عمالقة حمراء ذات طبقتين نووي حراريالنبضات الحرارية ، المصحوبة بـ "تبديل" المصادر النووية الحرارية للهيدروجين والهيليوم وفقدان شديد للكتلة ، يتم ملاحظتها من خلال المصادر التي مرت في مرحلة متأخرة من تطورها إلى الفرع المقارب للعمالقة.

• تقلص الأقزام البيضاء

توقع المنظرون أن الشباب البيضيجب أن تتقلص الأقزام في مرحلة مبكرة من التطور. وفقا للحسابات، بسبب التبريد التدريجي، يمكن تقليل نصف قطر القزم الأبيض النموذجي بعدة مئات من الكيلومترات في المليون سنة الأولى من وجوده.

في عام 2017، علماء الفيزياء الفلكية الروس منمعهد الدولة الفلكي الذي يحمل اسم بي كيه ستيرنبرغ، جامعة موسكو الحكومية، معهد علم الفلك التابع للأكاديمية الروسية للعلوم، معهد الفيزياء النظرية والتجريبية الذي يحمل اسم أليخانوف والمعهد الوطني للفيزياء الفلكية (ميلانو) تحت قيادة البروفيسور سيرجي بوريسوفيتش قام بوبوف لأول مرة في العالم بتوثيق اكتشاف قزم أبيض شاب، يتناقص نصف قطره بسرعة كبيرة.

العلماء الروس ومساعديهم الإيطالييندرس انبعاث الأشعة السينية للنظام الثنائي HD49798/RX J0648.0-4418، الموجود في كوكبة Puppis على مسافة ألفي سنة ضوئية من الأرض. ونشرت نتائج البحث في المجلةالإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكيةفي فبراير 2018

خصائص الأقزام البيضاء

• التركيب الكيميائي

يتم تحديد التركيب الكيميائي للقزم الأبيض من خلال المرحلة التي انتهت فيها التفاعلات النووية الحرارية داخل النجم السلف.

إذا كانت كتلة النجم الأصلي صغيرة ، 0.08-0.5 كتلةالشمس ، التي لا تكفي لبدء حرق الهيليوم ، ثم بعد استهلاك كامل إمدادات الهيدروجين ، تصبح هذه النجوم أقزامًا هيليوم بيضاء بكتلة تصل إلى 0.5 شمسي.

إذا كانت كتلة النجم الأصلي 0.5-8كتل الشمس ، فهذا يكفي لوميض الهيليوم ، وسيستمر تطور النجم في مرحلة العملاق الأحمر وسيتوقف فقط بعد احتراق الهيليوم. سوف يصبح اللب المتحلل الناتج عن مثل هذا النجم قزمًا أبيض من الكربون والأكسجين بكتلة 0.5-1.2 شمسي.

عندما تكون كتلة النجم الأصلي 8-12 كتلة شمسية ،هذا يكفي لبدء حرق الكربون ، وسيستمر تطور النجم أكثر ويمكن معالجة الكربون الموجود بداخله إلى عناصر أثقل ، ولا سيما النيون والمغنيسيوم. ومن ثم يمكن أن تكون مرحلته الأخيرة في تطور مثل هذا النجم هي تكوين قزم أبيض أكسجين ونيون ومغنيسيوم بكتلة قريبة من حد Chandrasekhar.

تطور الأقزام البيضاء

تبدأ الأقزام البيضاء تطورها باعتبارها النوى المتحللة المكشوفة للعمالقة الحمراء التي تخلت عن قوقعتها - أي مثل النجوم المركزية للسدم الكوكبية الشابة.

درجات حرارة الفوتوسفير في نوى الكواكب الصغيرةالسدم عالية للغاية - على سبيل المثال ، تتراوح درجة حرارة النجم المركزي للسديم NGC 7293 من 90.000 كلفن (مقدرة من خطوط الامتصاص) إلى 130.000 كلفن (مقدرة من طيف الأشعة السينية). في درجات الحرارة هذه ، تمثل الأشعة فوق البنفسجية والأشعة السينية الصلبة معظم الطيف.

وفي الوقت نفسه، لوحظت الأقزام البيضاء فيتنقسم الأطياف في الغالب إلى مجموعتين كبيرتين - الفئة الطيفية "الهيدروجين" DA، حيث لا يوجد في الأطياف خطوط هيليوم، والتي تشكل ~ 80٪ من سكان الأقزام البيضاء، والفئة الطيفية "الهيليوم" DB بدون خطوط الهيدروجين في الأطياف، ويشكلون معظم السكان المتبقين البالغ عددهم 20٪.

وسبب هذا الاختلاف في تركيبة الأجواء البيضاءظلت الأقزام غير واضحة لفترة طويلة. في عام 1984، فكر إيكو إيبن في سيناريوهات "خروج" الأقزام البيضاء من العمالقة الحمراء النابضة على فرع العملاق المقارب في مراحل نبض مختلفة.

في مرحلة لاحقة من التطور ، مع العمالقة الحمراءما يصل إلى عشر كتل شمسية ، نتيجة "نضوب" نواة الهليوم ، يتم تكوين قلب متحلل ، يتكون أساسًا من الكربون وعناصر أثقل ، محاطًا بمصدر طبقة هيليوم غير متحلل ، حيث يأخذ تفاعل الهيليوم الثلاثي مكان.

في وقت قصير للغاية (~ 30 سنة) ، اللمعانمن مصدر الهليوم يزداد بشكل كبير لدرجة أن احتراق الهليوم ينتقل إلى الوضع الحراري ، وتتوسع الطبقة ، مما يؤدي إلى دفع مصدر طبقة الهيدروجين إلى الخارج ، مما يؤدي إلى تبريده ووقف احتراق الهيدروجين. بعد حرق الهيليوم الزائد أثناء التوهج ، ينخفض ​​لمعان طبقة الهيليوم ، ويتم ضغط طبقات الهيدروجين الخارجية للعملاق الأحمر ، ويحدث اشتعال جديد لمصدر طبقة الهيدروجين.

الظواهر الفلكية التي تشمل الأقزام البيضاء

سمة من سمات إشعاع الأقزام البيضاء فينطاق الأشعة السينية هو حقيقة أن المصدر الرئيسي لإشعاع الأشعة السينية بالنسبة لهم هو الفوتوسفير ، والذي يميزهم بشكل حاد عن النجوم "العادية": هذا الأخير يصدر هالة أشعة سينية يتم تسخينها إلى عدة ملايين كلفن ، ودرجة حرارة الغلاف الضوئي منخفض جدًا بحيث لا ينبعث منه أشعة سينية.

في حالة عدم وجود التراكم ، مصدر اللمعان الأبيضالأقزام هي مخزن الطاقة الحرارية للأيونات في أعماقها ، لذا فإن لمعانها يعتمد على العمر. تم بناء النظرية الكمية لتبريد الأقزام البيضاء في أواخر الأربعينيات من القرن الماضي بواسطة البروفيسور صموئيل كابلان.

• التراكم على الأقزام البيضاء في الأنظمة الثنائية

في تطور النجوم ذات الكتل المختلفة في الأنظمة الثنائية ، فإن معدل تطور المكونات ليس هو نفسه ، مع المكون الأكثر ضخامةيمكن أن يتطور إلى قزم أبيض ، في حين أن القزم الأقل كتلة يمكن أن يتطور إلىابق على التسلسل الرئيسي.

بدوره ، أثناء النزول في عملية التطورمكون أقل ضخامة من التسلسل الرئيسي وانتقاله إلى فرع العمالقة الحمراء ، يبدأ حجم النجم المتطور في النمو حتى يملأ شحمة روش.

• التراكم غير الثابت على الأقزام البيضاء فيإذا كان الرفيق قزمًا أحمر ضخمًا ، فإنه يؤدي إلى ظهور نجم مستعر قزم (نجوم من نوع U Gem (UG)) ونجوم متغيرة كارثية تشبه المستعرات.
• التراكم على الأقزام البيضاء قويةالمجال المغناطيسي ، موجه إلى منطقة الأقطاب المغناطيسية للقزم الأبيض ، وتسبب آلية السيكلوترون لإشعاع البلازما المتراكمة في المناطق القريبة من القطب في المجال المغناطيسي القزم استقطابًا قويًا للإشعاع في المنطقة المرئية (القطبية) والأقطاب الوسيطة).
• التراكم على الأقزام البيضاء الغنية بالهيدروجينتؤدي المادة إلى تراكمها على السطح (يتكون أساسًا من الهيليوم) وتسخينها إلى درجات حرارة تفاعل اندماج الهيليوم ، مما يؤدي ، في حالة تطور عدم الاستقرار الحراري ، إلى انفجار يُلاحظ على أنه انفجار نجم جديد .
• تراكم طويل ومكثف بما فيه الكفايةيؤدي القزم الأبيض الضخم إلى تجاوز كتلته حد Chandrasekhar وإلى انفجار نووي حراري ، يُلاحظ على أنه مستعر أعظم من النوع Ia ، ومثال على هذا الحدث هو انفجار المستعر الأعظم SN 1572.

تشكيل أقراص قزم أبيض

حل العلماء في معهد الكواكب الأمريكي لغزا يتعلق بتكوين أقراص من الحطام حول الأقزام البيضاء.من المعروف أن هذه الأقراص تظهر فقط بعد 10-20 مليون سنةبعد مرحلة العملاق الأحمر. 

خلال مرحلة العملاق الأحمر، يفقد النجم جزءا كبيرا من كتلته قبل أن يتحول إلى قزم أبيض يتكون من الكربون والأكسجين، بحجم الأرض تقريبا ونصف كتلة الشمس.

في هذا الوقت ، مدارات أي كواكب متبقيةبزعزعة الاستقرار ، وتلقى الكويكبات باتجاه القزم الأبيض. عندما يقتربون أكثر من اللازم ، تحولهم قوى المد للنجم إلى غبار. من المتوقع أن تشكل الأقزام البيضاء الصغيرة أقراصًا بسرعة ، لكن هذا ليس هو الحال.

اتضح أن التأخير تم تفسيره بدقة بواسطةدرجة حرارة الأقزام البيضاء. إنها شديدة السخونة بحيث يتبخر أي غبار بسرعة ويتبدد. يتوقف هذا التبخر فقط عندما تنخفض درجة حرارة سطح القزم الأبيض إلى حوالي 27 ألف كلفن. يتوافق هذا مع بيانات الرصد: تم العثور على أقراص في أقزام تقل درجة حرارتها عن الحرجة.

قراءة المزيد:

تم إنشاء أقوى شبكة عصبية في الصين: إنها أكثر إنتاجية بعشر مرات من نظائرها

أعاد الفيزيائيون تكوين المادة الأولى التي ظهرت بعد الانفجار العظيم

يحل محرك الهيدروجين الصغير محل نظرائه من الوقود الأحفوري