Původ bílých trpaslíků
Při objasňování vzniku bílých trpaslíků hrály klíčovou roli dvě myšlenky:
- Trojitá heliová reakce a izotermická jádra červených obrů
V průběhu vývoje hvězd hlavní posloupnosti dochází k "vyhoření" vodíku─nukleosyntéze za vzniku hélia.Takové vyhoření vede k zastavení uvolňování energie v centrálních částech hvězdy, stlačení a následně ke zvýšení teploty a hustoty v jejím jádru.
Vzestup teploty a hustoty v hvězdném jádruvede k podmínkám, ve kterých je aktivován nový zdroj termonukleární energie: vyhoření helia (reakce trojitého hélia nebo proces trojitého alfa), charakteristická pro červené obry a supergianty.
- Hromadná ztráta a shazování skořápky červenými obry
Jaderné reakce v rudých obrech se neodehrávají pouze v jádru: jak vodík v jádru vyhoří, nukleosyntéza hélia se šíří do oblastí hvězd bohatých na vodík a vytváří sférickou vrstvu na hranici mezi oblastmi chudými na vodík a bohatými na vodík.
Podobná situace nastává při reakci trojitého hélia: jak helium v jádru dohořívá, také se koncentruje ve sférické vrstvě na hranici mezi oblastmi chudými na helium a regiony bohatými na helium.
Svítivost hvězd s takovými "dvouvrstvými" oblastmi nukleosyntézy se výrazně zvyšuje a dosahuje asi několika tisíc svítivostí Slunce, zatímco hvězda se "nafukuje" a zvětšuje svůj průměrZóna héliové nukleosyntézy stoupá k povrchu hvězdy: podíl hmoty v této zóně je~70 % hmotnosti hvězdy.
„Nafouknutí“ je doprovázeno poměrně intenzivním odtokem hmoty z povrchu hvězdy, pozorovány jsou objekty jako protoplanetární mlhoviny.
Přesné mechanismy ztráty hmotnosti a dalšího vyhození obálky u takových hvězd jsou stále nejasné, lze však předpokládat následující faktory, které mohou přispět ke ztrátě obálky:
- Díky extrémně vysoké svítivosti se světelný tlak radiačního toku hvězdy na jejích vnějších vrstvách stává významným, což podle vypočítaných údajů může vést ke ztrátě obálky za několik tisíc let.
- Kvůli ionizaci vodíku v ležících oblastechpod fotosférou se může vyvinout silná konvekční nestabilita. Sluneční aktivita má podobnou povahu, ale v případě červených obrů by síla konvekčních toků měla výrazně převyšovat sluneční.
- V prodloužených hvězdných obálkách mohouvyvíjejí se nestability, což vede k silným oscilačním procesům, doprovázeným změnou tepelného režimu hvězdy. Na obr. 4, jsou pozorovány hustotní vlny hmoty vyvržené hvězdou, což může být důsledkem takových výkyvů.
- Červení obři s „dvouvrstvou“ termonukleárnítepelné pulzace, doprovázené „přepínáním“ termonukleárních zdrojů vodíku a hélia a intenzivní ztrátou hmoty, pozorují zdroje, které v pozdní fázi svého vývoje přešly do asymptotické větve obrů.
- Kontrakce bílých trpaslíků
Teoretici předpovídali, že mladí bělošitrpaslíci v rané fázi evoluce by se měli zmenšit. Podle výpočtů se díky postupnému ochlazování může během prvního milionu let jeho existence zmenšit poloměr typického bílého trpaslíka o několik stovek kilometrů.
V roce 2017 ruští astrofyzici zStátní astronomický ústav pojmenovaný po Moskevské státní univerzitě P. K. Sternberga, Astronomický ústav Ruské akademie věd, Ústav teoretické a experimentální fyziky pojmenovaný po A. I. Alikhanovovi a Národní institut astrofyziky (Milán) pod vedením profesora Sergeje Borisoviče Popov poprvé na světě zdokumentoval objev mladého bílého trpaslíka s velmi rychle se zmenšujícím poloměrem.
Ruští vědci a jejich italští asistentistudovali rentgenovou emisi binárního systému HD49798/RX J0648.0-4418, který se nachází v souhvězdí Puppis ve vzdálenosti dvou tisíc světelných let od Země. Výsledky výzkumu byly publikovány v časopiseMěsíční oznámení Královské astronomické společnostiv únoru 2018
Vlastnosti bílých trpaslíků
- Chemické složení
Chemické složení bílého trpaslíka je určeno fází, ve které skončily termonukleární reakce uvnitř progenitorové hvězdy.
Pokud je hmotnost původní hvězdy malá, 0,08 až 0,5 hmotnostiSlunce, které nestačí k zahájení spalování helia, se po vyčerpání celé zásoby vodíku stane z takových hvězd hélium bílí trpaslíci s hmotností až 0,5 Slunce.
Pokud má původní hvězda hmotnost 0,5-8hmotnosti Slunce, pak to stačí na záblesk helia, vývoj hvězdy bude pokračovat ve fázi červeného obra a zastaví se až poté, co helium vyhoří. Výsledné degenerované jádro takové hvězdy se stane bílým trpaslíkem uhlík-kyslík s hmotností 0,5-1,2 sluneční.
Když má původní hvězda hmotnost 8–12 hmotností Slunce,to stačí k zahájení spalování uhlíku, vývoj hvězdy bude pokračovat dále a uhlík v jejím nitru může být zpracován na těžší prvky, zejména neon a hořčík. A pak její konečnou fází ve vývoji takové hvězdy může být tvorba kyslík-neon-hořčíkového bílého trpaslíka s hmotností blízkou hranici Chandrasekhar.
Vývoj bílých trpaslíků
Bílí trpaslíci začínají svou evoluci jako obnažená degenerovaná jádra červených obrů, kteří shodili svůj obal – tedy jako centrální hvězdy mladých planetárních mlhovin.
Teploty fotosfér jader mladé planetymlhoviny jsou extrémně vysoké - například teplota centrální hvězdy mlhoviny NGC 7293 se pohybuje od 90 000 K (odhad z absorpčních čar) do 130 000 K (odhad z rentgenového spektra). Při těchto teplotách tvoří většinu spektra tvrdé ultrafialové a měkké rentgenové záření.
Přitom pozorovaní bílí trpaslíci v jejichspektra se převážně dělí na dvě velké skupiny – „vodíkovou“ spektrální třídu DA, v jejíchž spektrech nejsou žádné héliové čáry, které tvoří ~80 % populace bílých trpaslíků, a „heliovou“ spektrální třídu DB bez vodíkových čar ve spektrech, které tvoří většinu zbývajících 20 % populací.
Důvod tohoto rozdílu ve složení bílých atmosfértrpaslíci zůstali dlouho nejasní. V roce 1984 Iko Iben zvažoval scénáře „odchodu“ bílých trpaslíků z pulzujících červených obrů na asymptotické obří větvi v různých fázích pulzace.
V pozdější fázi vývoje rudí obři saž deset hmotností Slunce v důsledku „vyhoření“ jádra helia vzniká zdegenerované jádro, skládající se převážně z uhlíku a těžších prvků, obklopené zdrojem nedegenerované vrstvy helia, ve kterém probíhá reakce trojitého helia místo.
V extrémně krátké době (~ 30 let) svítivostzdroje hélia se zvyšuje natolik, že spalování hélia přechází do konvekčního režimu, vrstva se rozpíná a vytlačuje zdroj vrstvy vodíku, což vede k jeho ochlazení a zastavení spalování vodíku. Poté, co se během vzplanutí spálí přebytečné helium, sníží se svítivost vrstvy helia, vnější vodíkové vrstvy červeného obra se stlačí a dojde k novému vznícení zdroje vodíkové vrstvy.
Astronomické jevy zahrnující bílé trpaslíky
Funkce vyzařování bílých trpaslíků vRozsah rentgenových paprsků je skutečnost, že hlavním zdrojem rentgenového záření je pro ně fotosféra, která je ostře odlišuje od „normálních“ hvězd: druhá vyzařuje rentgenovou korónu zahřátou na několik milionů Kelvinů a teplotu fotosféra je příliš nízká na to, aby vyzařovala rentgenové paprsky.
Při absenci narůstání je zdrojem bílé svítivostitrpaslíci jsou ve své hloubce zásobárnou tepelné energie iontů, takže jejich svítivost závisí na věku. Kvantitativní teorii ochlazování bílých trpaslíků vytvořil na konci čtyřicátých let profesor Samuel Kaplan.
- Srůst na bílých trpaslících v binárních systémech
Během vývoje hvězd různých hmotností ve dvojhvězdceV systémech není rychlost evoluce složek stejná, zatímco hmotnější složka se může vyvinout v bílého trpaslíka, zatímco méně hmotná může do této doby zůstat v hlavní sekvenci.
Na druhé straně, při sestupu v procesu evoluceméně hmotná složka z hlavní sekvence a jejího přechodu do větve rudých obrů, velikost vyvíjející se hvězdy začíná růst, dokud nezaplní svůj Rocheho lalok.
- Nestacionární narůstání na bílé trpaslíky vPokud je společníkem masivní červený trpaslík, vede to ke vzniku trpasličích nov (hvězd typu U Gem (UG)) a katastrofických proměnných hvězd podobných novu.
- Akrece na bílých trpaslících se silnoumagnetické pole, je směrováno do oblasti magnetických pólů bílého trpaslíka a cyklotronový mechanismus záření narůstající plazmy v blízkých polárních oblastech trpasličího magnetického pole způsobuje silnou polarizaci záření ve viditelné oblasti (poláry a střední polární).
- Akrece na bílých trpaslících bohatých na vodíkhmota vede k jejímu hromadění na povrchu (sestávajícím převážně z helia) a zahřívání na teploty fúzní reakce helia, což v případě vývoje tepelné nestability vede k výbuchu pozorovanému jako výbuch nové hvězdy.
- Dostatečně dlouhé a intenzivní narůstání namasivní bílý trpaslík vede k tomu, že jeho hmotnost překračuje Chandrasekharův limit a termonukleární explozi, pozorovanou jako supernova typu Ia. Příkladem takové události je výbuch supernovy SN 1572.
Tvorba bílých trpasličích disků
Rozhodli o tom vědci z amerického institutu planetárních vědzáhada kolem tvorby disků trosek kolem bílých trpaslíků. Je známo, že tyto disky se objevují pouze 10-20 milionů let po stádiu červeného obra.
Během fáze červeného obra hvězda ztrácí významnou část své hmoty, než se stane uhlíkovo-kyslíkovým bílým trpaslíkem o velikosti Země a polovině hmotnosti Slunce.
V této době oběžné dráhy všech zbývajících planetdestabilizovány a asteroidy jsou vrhány směrem k bílému trpaslíkovi. Když se dostanou příliš blízko, slapové síly hvězdy je promění v prach. Očekává se, že mladí bílí trpaslíci rychle vytvoří disky, ale není tomu tak.
Ukázalo se, že zpoždění bylo vysvětleno přesněteplota bílých trpaslíků. Jsou tak horké, že veškerý prach se rychle odpaří a rozptýlí. Toto odpařování se zastaví pouze tehdy, když se povrchová teplota bílého trpaslíka ochladí na přibližně 27 tisíc Kelvinů. To je v souladu s pozorovacími údaji: disky byly nalezeny u trpaslíků, jejichž teploty jsou nižší než kritické.
Přečtěte si více:
V Číně byla vytvořena silná neurální síť: je 10krát produktivnější než analogové
Fyzici znovu vytvořili první látku, která se objevila po Velkém třesku
Drobný vodíkový motor nahrazuje protějšky na fosilní paliva