Der Ursprung der weißen Zwerge
Zwei Ideen spielten eine Schlüsselrolle bei der Erklärung der Entstehung von Weißen Zwergen:
- Dreifache Heliumreaktion und isotherme Kerne von Roten Riesen
Im Laufe der Entwicklung von Hauptreihensternen wird Wasserstoff "ausgebrannt" – Nukleosynthese unter Bildung von Helium.Ein solches Verglühen führt zur Beendigung der Energiefreisetzung in den zentralen Teilen des Sterns, zur Kompression und damit zu einem Anstieg der Temperatur und Dichte in seinem Kern.
Der Anstieg von Temperatur und Dichte im Sternkernführt zu Bedingungen, in denen eine neue Quelle thermonuklearer Energie aktiviert wird: Helium-Burnout (Triple-Helium-Reaktion oder Triple-Alpha-Prozess), charakteristisch für Rote Riesen und Überriesen.
- Massenverlust und Granatenabwurf durch Rote Riesen
Kernreaktionen in Roten Riesen finden nicht nur im Kern statt: Wenn der Wasserstoff im Kern ausbrennt, breitet sich die Helium-Nukleosynthese in die wasserstoffreichen Regionen des Sterns aus und bildet eine kugelförmige Schicht an der Grenze zwischen den wasserstoffarmen und wasserstoffreichen Regionen.
Eine ähnliche Situation ergibt sich bei der Dreifach-Helium-Reaktion: Da Helium im Kern ausbrennt, konzentriert es sich auch in einer kugelförmigen Schicht an der Grenze zwischen heliumarmen und heliumreichen Bereichen.
Die Leuchtkraft von Sternen mit solchen "zweischichtigen" Regionen der Nukleosynthese nimmt deutlich zu und erreicht etwa mehrere tausend Leuchtkraften der Sonne, während sich der Stern "aufbläht" und seinen Durchmesser vergrößertDie Zone der Helium-Nukleosynthese steigt zur Oberfläche des Sterns auf: Der Anteil der Masse innerhalb dieser Zone ist~70% der Masse des Sterns.
Mit der „Explosion“ geht ein ziemlich starker Ausfluss von Materie von der Oberfläche des Sterns einher; es werden Objekte wie protoplanetare Nebel beobachtet.
Die genauen Mechanismen des Massenverlusts und des weiteren Hüllauswurfs für solche Sterne sind noch unklar, es kann jedoch von folgenden Faktoren ausgegangen werden, die zum Hüllverlust beitragen können:
- Durch die extrem hohe Leuchtkraft wird der Lichtdruck des Strahlungsflusses des Sterns auf seine äußeren Schichten signifikant, was nach den berechneten Daten in mehreren tausend Jahren zum Verlust der Hülle führen kann.
- Durch die Ionisierung von Wasserstoff in den liegenden Regionenunterhalb der Photosphäre kann sich eine starke konvektive Instabilität entwickeln. Die Sonnenaktivität hat eine ähnliche Natur, aber im Fall der Roten Riesen sollte die Kraft der Konvektionsströmungen die der Sonnenenergie deutlich übersteigen.
- In ausgedehnten stellaren Hüllen können sieEs entstehen Instabilitäten, die zu starken oszillatorischen Prozessen führen, die von einer Änderung des thermischen Regimes des Sterns begleitet werden. In Abb. In 4 werden Dichtewellen der vom Stern ausgestoßenen Materie beobachtet, die die Folge solcher Schwankungen sein können.
- Rote Riesen mit einem "zweischichtigen" thermonuklearenthermische Pulsationen, begleitet von der "Umschaltung" von thermonuklearen Wasserstoff- und Heliumquellen und starkem Massenverlust, werden von Quellen beobachtet, die in einem späten Stadium ihrer Entwicklung zum asymptotischen Zweig der Riesen übergegangen sind.
- Kontraktion der weißen Zwerge
Theoretiker sagten voraus, dass junge WeißeZwerge in einem frühen Stadium der Evolution sollten schrumpfen. Berechnungen zufolge kann sich der Radius eines typischen Weißen Zwergs aufgrund der allmählichen Abkühlung in den ersten Millionen Jahren seines Bestehens um mehrere hundert Kilometer verringern.
Im Jahr 2017 haben russische Astrophysiker ausDas nach P. K. Sternberg benannte Staatliche Astronomische Institut der Moskauer Staatlichen Universität, das Institut für Astronomie der Russischen Akademie der Wissenschaften, das nach A. I. Alikhanov benannte Institut für Theoretische und Experimentelle Physik und das Nationale Institut für Astrophysik (Mailand) unter der Leitung von Professor Sergei Borisovich Popov dokumentierte zum ersten Mal auf der Welt die Entdeckung eines jungen Weißen Zwergs mit sehr schnell abnehmendem Radius.
Russische Wissenschaftler und ihre italienischen Assistentenuntersuchte die Röntgenemission des Doppelsternsystems HD49798/RX J0648.0-4418, das sich im Sternbild Puppis in einer Entfernung von zweitausend Lichtjahren von der Erde befindet. Die Forschungsergebnisse wurden in der Fachzeitschrift veröffentlichtMonatliche Mitteilungen der Royal Astronomical Societyim Februar 2018
Eigenschaften von Weißen Zwergen
- Chemische Zusammensetzung
Die chemische Zusammensetzung eines Weißen Zwergs wird durch das Stadium bestimmt, in dem thermonukleare Reaktionen im Inneren des Vorläufersterns endeten.
Wenn die Masse des ursprünglichen Sterns klein ist, 0,08-0,5 MassenDie Sonne, die nicht ausreicht, um das Helium zu verbrennen, dann werden solche Sterne nach Aufbrauchen des gesamten Wasserstoffvorrats zu Helium-Weißen Zwergen mit einer Masse von bis zu 0,5 Sonnen.
Wenn der ursprüngliche Stern eine Masse von 0,5-8 . hatSonnenmassen, dann reicht dies für einen Heliumblitz, die Entwicklung des Sterns setzt sich in der Phase des Roten Riesen fort und hört erst auf, wenn das Helium ausgebrannt ist. Der resultierende entartete Kern eines solchen Sterns wird zu einem Weißen Zwerg aus Kohlenstoff-Sauerstoff mit einer Masse von 0,5-1,2 Sonnen.
Wenn der ursprüngliche Stern eine Masse von 8-12 Sonnenmassen hat,Dies reicht aus, um Kohlenstoff zu verbrennen, die Entwicklung des Sterns wird weitergehen und der Kohlenstoff in seinem Inneren kann zu schwereren Elementen, insbesondere Neon und Magnesium, verarbeitet werden. Und dann kann seine letzte Stufe in der Entwicklung eines solchen Sterns die Bildung eines Weißen Zwergs aus Sauerstoff-Neon-Magnesium mit einer Masse nahe der Chandrasekhar-Grenze sein.
Entwicklung der weißen Zwerge
Weiße Zwerge beginnen ihre Entwicklung als freiliegende entartete Kerne roter Riesen, die ihre Hülle abgeworfen haben – also als Zentralsterne junger planetarischer Nebel.
Die Temperaturen der Photosphären der Kerne junger PlanetenNebel sind extrem hoch - zum Beispiel reicht die Temperatur des Zentralsterns des Nebels NGC 7293 von 90.000 K (geschätzt aus Absorptionslinien) bis 130.000 K (geschätzt aus dem Röntgenspektrum). Bei diesen Temperaturen machen harte ultraviolette und weiche Röntgenstrahlen den größten Teil des Spektrums aus.
Gleichzeitig wurden die beobachteten Weißen Zwerge in ihremDie Spektren werden überwiegend in zwei große Gruppen unterteilt: die „Wasserstoff“-Spektralklasse DA, in deren Spektren keine Heliumlinien vorkommen, die etwa 80 % der Population der Weißen Zwerge ausmachen, und die „Helium“-Spektralklasse DB ohne Wasserstofflinien in den Spektren und machen den Großteil der verbleibenden 20 % der Populationen aus.
Der Grund für diesen Unterschied liegt in der Zusammensetzung der weißen AtmosphärenZwerge blieben lange Zeit unklar. Im Jahr 1984 dachte Iko Iben über Szenarien für den „Austritt“ von Weißen Zwergen aus pulsierenden Roten Riesen auf dem asymptotischen Riesenast in verschiedenen Pulsationsphasen nach.
In einem späteren Stadium der Evolution werden Rote Riesen mitbis zu zehn Sonnenmassen entsteht durch das "Ausbrennen" des Heliumkerns ein entarteter Kern, der hauptsächlich aus Kohlenstoff und schwereren Elementen besteht, umgeben von einer nicht entarteten Heliumschichtquelle, in der eine dreifache Heliumreaktion stattfindet Platz.
In extrem kurzer Zeit (~ 30 Jahre) ist die Leuchtkraftder Heliumquelle so stark zunimmt, dass die Verbrennung von Helium in einen konvektiven Modus übergeht, die Schicht sich ausdehnt und die Wasserstoffschichtquelle verdrängt, was zu ihrer Abkühlung und zum Aufhören der Wasserstoffverbrennung führt. Nachdem das überschüssige Helium während der Flare ausgebrannt ist, nimmt die Leuchtkraft der Heliumschicht ab, die äußeren Wasserstoffschichten des Roten Riesen werden komprimiert und es erfolgt eine erneute Zündung der Wasserstoffschichtquelle.
Astronomische Phänomene mit Weißen Zwergen
Ein Merkmal der Strahlung von Weißen Zwergen inRöntgenbereich ist die Tatsache, dass die Hauptquelle der Röntgenstrahlung für sie die Photosphäre ist, was sie scharf von "normalen" Sternen unterscheidet: Letztere emittiert eine auf mehrere Millionen Kelvin erhitzte Röntgenkorona und die Temperatur von die Photosphäre ist zu niedrig, um Röntgenstrahlen auszusenden.
Ohne Akkretion ist die weiße LeuchtkraftquelleZwerge sind der Speicher der thermischen Energie von Ionen in ihrem Darm, daher hängt ihre Leuchtkraft vom Alter ab. Eine quantitative Theorie der Abkühlung von Weißen Zwergen wurde Ende der 1940er Jahre von Professor Samuel Kaplan aufgestellt.
- Akkretion auf Weißen Zwergen in binären Systemen
Während der Entwicklung von Sternen unterschiedlicher Masse im DoppelsternsystemSysteme sind die Entwicklungsgeschwindigkeiten der Komponenten nicht gleich, während sich eine massereichere Komponente zu einem Weißen Zwerg entwickeln kann, während eine weniger massereiche Komponente zu diesem Zeitpunkt auf der Hauptreihe verbleiben kann.
Während des Abstiegs wiederum im Evolutionsprozesseine weniger massereiche Komponente aus der Hauptreihe und ihrem Übergang zum Zweig der Roten Riesen, beginnt die Größe eines sich entwickelnden Sterns zu wachsen, bis er seinen Roche-Lappen füllt.
- Nichtstationäre Anlagerung auf Weiße Zwerge inWenn der Begleiter ein massereicher Roter Zwerg ist, führt dies zum Auftreten von Zwergnovae (Sterne vom Typ U Gem (UG)) und nova-ähnlichen katastrophalen veränderlichen Sternen.
- Akkretion auf Weißen Zwergen mit starkemMagnetfeld wird auf den Bereich der magnetischen Pole des Weißen Zwergs gerichtet, und der Zyklotron-Strahlungsmechanismus des sich ansammelnden Plasmas in den nahe-polaren Bereichen des Magnetfelds des Zwergs verursacht eine starke Polarisation der Strahlung im sichtbaren Bereich (Polare und Zwischenpolare) ).
- Akkretion auf wasserstoffreichen Weißen ZwergenMaterie führt zu ihrer Ansammlung an der Oberfläche (bestehend hauptsächlich aus Helium) und Erwärmung auf die Temperaturen der Helium-Fusionsreaktion, was im Falle der Entwicklung einer thermischen Instabilität zu einer Explosion führt, die als Ausbruch eines neuen Sterns beobachtet wird.
- Ausreichend lange und intensive Akkretion aufein massiver weißer Zwerg führt dazu, dass seine Masse die Chandrasekhar-Grenze überschreitet und eine thermonukleare Explosion, beobachtet als Supernova vom Typ Ia, ein Beispiel für ein solches Ereignis ist die Supernova-Explosion SN 1572.
Bildung von Weißen Zwergscheiben
Das haben Wissenschaftler des US-amerikanischen Planetary Science Institute entschiedenRätsel um die Bildung von Trümmerscheiben um Weiße Zwerge. Es ist bekannt, dass diese Scheiben erst 10 bis 20 Millionen Jahre nach dem Stadium des Roten Riesen erscheinen.
Während der Phase des Roten Riesen verliert der Stern einen erheblichen Teil seiner Masse, bevor er zu einem weißen Kohlenstoff-Sauerstoff-Zwerg wird, der etwa die Größe der Erde und die halbe Masse der Sonne hat.
Zu diesem Zeitpunkt sind die Umlaufbahnen aller verbleibenden Planetendestabilisiert und Asteroiden werden auf den Weißen Zwerg geschleudert. Wenn sie zu nahe kommen, verwandeln sie die Gezeitenkräfte des Sterns in Staub. Von jungen Weißen Zwergen wird erwartet, dass sie schnell Scheiben bilden, dies ist jedoch nicht der Fall.
Es stellte sich heraus, dass die Verzögerung genau erklärt wurde durchTemperatur weißer Zwerge. Sie sind so heiß, dass jeglicher Staub schnell verdunstet und sich auflöst. Diese Verdunstung hört erst auf, wenn die Oberflächentemperatur des Weißen Zwergs auf etwa 27.000 Kelvin abkühlt. Dies stimmt mit Beobachtungsdaten überein: Scheiben wurden bei Zwergen gefunden, deren Temperaturen unter der kritischen Temperatur liegen.
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