Произходът на белите джуджета
Две идеи изиграха ключова роля в обяснението на генезиса на белите джуджета:
- Тройна хелиева реакция и изотермични ядра на червени гиганти
В хода на еволюцията на звездите от главната последователност водородът се "изгаря" – нуклеосинтез с образуването на хелий.Такова изгаряне води до прекратяване на освобождаването на енергия в централните части на звездата, компресия и съответно до повишаване на температурата и плътността в нейното ядро.
Повишаването на температурата и плътността в звездното ядроводи до условия, при които се активира нов източник на термоядрена енергия: изгаряне на хелий (тройна хелиева реакция или троен алфа процес), характерно за червените гиганти и супергиганти.
- Загуба на маса и проливане на черупки от червени гиганти
Ядрените реакции в червените гиганти не се случват само в ядрото: тъй като водородът в ядрото изгаря, хелиевият нуклеосинтез се разпространява в богатите на водород региони на звездата, образувайки сферичен слой на границата между бедните на водород и богатите на водород региони.
Подобна ситуация възниква и при тройната хелиева реакция: тъй като хелийът изгаря в ядрото, той също се концентрира в сферичен слой на границата между бедните с хелий и богати на хелий региони.
Светимостта на звездите с такива "двуслойни" области на нуклеосинтез се увеличава значително, достигайки около няколко хиляди светимости на Слънцето, докато звездата се "надува", увеличавайки диаметъра сиЗоната на хелиева нуклеосинтеза се издига до повърхността на звездата: частта от масата в тази зона е~70% от масата на звездата.
„Издухването“ е придружено от доста интензивен изтичане на материя от повърхността на звездата; наблюдават се обекти като протопланетни мъглявини.
Точните механизми на загуба на маса и по-нататъшно изхвърляне на обвивката за такива звезди все още са неясни, но могат да се приемат следните фактори, които могат да допринесат за загубата на обвивката:
- Поради изключително голямата светимост светлинното налягане на радиационния поток на звездата върху външните й слоеве става значително, което според изчислените данни може да доведе до загуба на обвивката за няколко хиляди години.
- Поради йонизацията на водорода в разположените районипод фотосферата може да се развие силна конвективна нестабилност. Слънчевата активност има подобен характер, но при червените гиганти мощността на конвективните потоци трябва значително да надвишава слънчевата.
- В разширени звездни пликове те могатсе развиват нестабилности, водещи до силни трептящи процеси, придружени от промяна в топлинния режим на звездата. На фиг. 4, се наблюдават плътни вълни на изхвърлената от звездата материя, което може да е последица от такива колебания.
- Червени гиганти с "двуслоен" термоядрентоплинните пулсации, придружени от "превключването" на водородни и хелиеви термоядрени източници и интензивна загуба на маса, се наблюдават от източници, преминали в късен етап от еволюцията си към асимптотичния клон на гиганти.
- Контракция на бели джуджета
Теоретиците прогнозираха, че младите белиджуджетата на ранен етап от еволюцията трябва да се свият. Според изчисленията, поради постепенно охлаждане, радиусът на типичното бяло джудже може да бъде намален с няколкостотин километра през първите милиони години от съществуването му.
През 2017 г. руски астрофизици отДържавният астрономически институт на името на Московския държавен университет П. К. Щернберг, Институтът по астрономия на Руската академия на науките, Институтът по теоретична и експериментална физика на името на А. И. Алиханов и Националният институт по астрофизика (Милано) под ръководството на проф. Сергей Борисович Попов за първи път в света документира откриването на младо бяло джудже с много бързо намаляващ радиус.
Руски учени и техните италиански помощнициизследва рентгеновото излъчване на двоичната система HD49798/RX J0648.0-4418, намираща се в съзвездието Куче на разстояние две хиляди светлинни години от Земята. Резултатите от изследването са публикувани в списаниетоМесечни известия на Кралското астрономическо обществопрез февруари 2018 г
Свойства на белите джуджета
- Химичен състав
Химическият състав на бялото джудже се определя от етапа, на който са приключили термоядрените реакции вътре в звездата-предшественик.
Ако масата на оригиналната звезда е малка, 0,08-0,5 масиСлънцето, което не е достатъчно, за да започне изгарянето на хелий, след това след изразходването на целия запас от водород такива звезди се превръщат в хелиеви бели джуджета с маса до 0,5 слънчеви.
Ако оригиналната звезда има маса 0,5-8маси на Слънцето, тогава това е достатъчно за хелиева светкавица, еволюцията на звездата ще продължи във фазата на червения гигант и ще спре едва след изгарянето на хелия. Полученото дегенерирано ядро на такава звезда ще се превърне във въглерод-кислородно бяло джудже с маса 0,5-1,2 слънчеви.
Когато оригиналната звезда има маса от 8-12 слънчеви маси,това е достатъчно, за да започне изгарянето на въглерод, еволюцията на звездата ще продължи по-нататък и въглеродът в нейната вътрешност може да бъде преработен в по-тежки елементи, по-специално неон и магнезий. И тогава последният му етап в еволюцията на такава звезда може да бъде образуването на кислородно-неоново-магнезиево бяло джудже с маса, близка до границата на Чандрасекар.
Еволюция на белите джуджета
Белите джуджета започват своята еволюция като открити дегенерирали ядра на червени гиганти, които са изхвърлили черупката си - тоест като централни звезди на млади планетарни мъглявини.
Температурите на фотосферите на ядрата на младите планетарнимъглявините са изключително високи - например температурата на централната звезда на мъглявината NGC 7293 варира от 90 000 K (изчислено от абсорбционни линии) до 130 000 K (изчислено от рентгеновия спектър). При тези температури твърдите ултравиолетови и меки рентгенови лъчи представляват по-голямата част от спектъра.
В същото време наблюдаваните бели джуджета в технитеспектрите се разделят предимно на две големи групи - "водороден" спектрален клас DA, в чиито спектри няма хелиеви линии, които съставляват ~80% от популацията на белите джуджета, и "хелиев" спектрален клас DB без водородни линии в спектрите, съставляващи повечето от останалите 20% популации.
Причината за тази разлика в състава на белите атмосфериджуджетата останаха неясни дълго време. През 1984 г. Ико Ибен разглежда сценарии за "излизане" на бели джуджета от пулсиращи червени гиганти на асимптотичния гигантски клон на различни фази на пулсация.
На по-късен етап от еволюцията червените гиганти сдо десет слънчеви маси, в резултат на „изгарянето“ на хелиевото ядро се формира дегенерирано ядро, състоящо се предимно от въглерод и по-тежки елементи, заобиколено от недегенериран източник на хелиев слой, в който се извършва тройна хелиева реакция място.
За изключително кратко време (~ 30 години), светимосттана хелиевия източник се увеличава толкова много, че изгарянето на хелий преминава в конвективен режим, слоят се разширява, изтласквайки източника на водородния слой, което води до неговото охлаждане и спиране на изгарянето на водород. След като излишният хелий се изгори по време на изригването, светимостта на хелиевия слой намалява, външните водородни слоеве на червения гигант се компресират и възниква ново запалване на източника на водородния слой.
Астрономически явления, включващи бели джуджета
Характеристика на излъчването на бели джуджета презРентгеновият обхват е фактът, че основният източник на рентгеново лъчение за тях е фотосферата, която рязко ги отличава от "нормалните" звезди: последната излъчва рентгенова корона, нагрята до няколко милиона келвина, а температурата на фотосферата е твърде ниска, за да излъчва рентгенови лъчи.
При липса на натрупване, източникът на бяла светимостджуджетата са запасът от топлинна енергия на йони в техните черва, така че тяхната светимост зависи от възрастта. Количествена теория за охлаждането на белите джуджета е построена в края на 40-те години от професор Самюел Каплан.
- Нарастване на бели джуджета в бинарни системи
По време на еволюцията на звезди с различни маси в бинарна системасистеми, скоростите на еволюция на компонентите не са еднакви, докато по-масивният компонент може да еволюира в бяло джудже, докато по-малко масивният може да остане в главната последователност до този момент.
На свой ред, по време на спускането в процеса на еволюцияпо-малко масивен компонент от основната последователност и преминаването му към клона на червените гиганти, размерът на развиваща се звезда започва да расте, докато не запълни своя лоб на Рош.
- Нестационарно натрупване върху бели джуджета презАко спътникът е масивно червено джудже, това води до появата на джудже нови (звезди от типа U Gem (UG)) и подобни на нова катастрофални променливи звезди.
- Прираст върху бели джуджета със силнимагнитното поле е насочено към областта на магнитните полюси на бялото джудже, а циклотронният механизъм на излъчване на акретиращата плазма в близкополярните области на магнитното поле на джуджето предизвиква силна поляризация на излъчването във видимата област (поляри и междинни поляри ).
- Акреция върху богати на водород бели джуджетаматерията води до нейното натрупване на повърхността (състояща се главно от хелий) и нагряване до температурите на реакцията на сливане на хелий, което в случай на развитие на термична нестабилност води до експлозия, наблюдавана като избухване на нова звезда.
- Достатъчно дълго и интензивно нарастване намасивно бяло джудже води до превишаване на неговата маса над границата на Чандрасекар и термоядрен взрив, наблюдаван като свръхнова тип I. Пример за такова събитие е експлозията на свръхнова SN 1572.
Образуване на бели джуджета дискове
Това решиха учени от Института за планетарни науки на САЩмистерия около образуването на дискове от отломки около белите джуджета. Известно е, че тези дискове се появяват само 10-20 милиона години след етапа на червения гигант.
По време на фазата на червения гигант звездата губи значителна част от масата си, преди да се превърне във въглеродно-кислородно бяло джудже, приблизително с размера на Земята и половината от масата на Слънцето.
По това време орбитите на останалите планетидестабилизирани и астероидите се хвърлят към бялото джудже. Когато се приближат твърде близо, приливните сили на звездата ги превръщат в прах. Очаква се младите бели джуджета бързо да образуват дискове, но това не е така.
Оказа се, че закъснението е обяснено именно оттемпература на белите джуджета. Те са толкова горещи, че всеки прах бързо ще се изпари и разсее. Това изпарение спира само когато повърхностната температура на бялото джудже се охлади до около 27 хиляди келвина. Това е в съответствие с данните от наблюденията: дискове са открити при джуджета, чиито температури са под критичните.
Прочетете още:
В Китай е създадена мощна невронна мрежа: тя е 10 пъти по-продуктивна от аналозите
Физиците са пресъздали първото вещество, което се е появило след Големия взрив
Малкият водороден двигател замества аналозите за изкопаеми горива