El origen de las enanas blancas
Dos ideas jugaron un papel clave a la hora de explicar la génesis de las enanas blancas: el pensamiento
- Triple reacción de helio y núcleos isotérmicos de gigantes rojas
Durante la evolución de las estrellas, el principalsecuencia, el hidrógeno “se quema” - nucleosíntesis con formación de helio (ver ciclo de Bethe). Tal agotamiento conduce al cese de la liberación de energía en las partes centrales de la estrella, a la compresión y, en consecuencia, a un aumento de la temperatura y la densidad en su núcleo.
El aumento de temperatura y densidad en el núcleo estelar.conduce a condiciones en las que se activa una nueva fuente de energía termonuclear: el agotamiento del helio (reacción triple del helio o proceso triple alfa), característico de las gigantes rojas y supergigantes.
- Pérdida de masa y desprendimiento de conchas por parte de gigantes rojos
Las reacciones nucleares en las gigantes rojas no ocurrensólo en el núcleo: a medida que el hidrógeno se quema en el núcleo, la nucleosíntesis de helio se extiende a las regiones de la estrella aún ricas en hidrógeno, formando una capa esférica en el límite de las regiones ricas y pobres en hidrógeno.
Una situación similar surge con la reacción triple del helio: a medida que el helio se quema en el núcleo, también se concentra en una capa esférica en el límite entre las regiones pobres y ricas en helio.
La luminosidad de las estrellas con esa “doble capa”Las áreas de nucleosíntesis aumentan significativamente, alcanzando alrededor de varios miles de luminosidades del Sol, mientras que la estrella "se hincha", aumentando su diámetro hasta el tamaño de la órbita de la Tierra. La zona de nucleosíntesis de helio se eleva a la superficie de la estrella: la fracción de masa dentro de esta zona es ~70% de la masa de la estrella.
La “explosión” va acompañada de una salida bastante intensa de materia de la superficie de la estrella, se observan objetos como las nebulosas protoplanetarias.
Los mecanismos exactos de pérdida de masa y expulsión adicional de la envoltura para tales estrellas aún no están claros, pero se puede suponer que los siguientes factores pueden contribuir a la pérdida de la envoltura:
- Debido a la altísima luminosidad, la ligera presión del flujo de radiación de la estrella sobre sus capas exteriores se vuelve significativa, lo que, según los datos calculados, puede llevar a la pérdida de la envoltura en varios miles de años.
- Debido a la ionización del hidrógeno en las regiones situadasdebajo de la fotosfera, puede desarrollarse una fuerte inestabilidad convectiva. La actividad solar tiene una naturaleza similar, pero en el caso de las gigantes rojas, el poder de los flujos convectivos debería exceder significativamente al solar.
- En sobres estelares extendidos, puedenSe desarrollan inestabilidades que conducen a fuertes procesos oscilatorios, acompañados de un cambio en el régimen térmico de la estrella. En la Fig. 4, se observan ondas de densidad de la materia expulsada por la estrella, que pueden ser consecuencia de tales fluctuaciones.
- Gigantes rojas con un termonuclear de "dos capas"Las pulsaciones térmicas, acompañadas del "cambio" de fuentes termonucleares de hidrógeno y helio y una intensa pérdida de masa, son observadas por fuentes que han pasado en una etapa tardía de su evolución a la rama asintótica de los gigantes.
- Contracción de enanas blancas
Los teóricos predijeron que los jóvenes blancoslos enanos en una etapa temprana de evolución deberían reducirse. Según los cálculos, debido al enfriamiento gradual, el radio de una enana blanca típica puede reducirse en varios cientos de kilómetros en el primer millón de años de su existencia.
En 2017, astrofísicos rusos deEl Instituto Astronómico Estatal P.K. Sternberg de la Universidad Estatal de Moscú, el Instituto de Astronomía de la Academia de Ciencias de Rusia, el Instituto de Física Teórica y Experimental A.I. Alikhanov y el Instituto Nacional de Astrofísica (Milán) bajo la dirección del Profesor Sergei Borisovich Popov, por primera vez en el mundo, documentó el descubrimiento de una joven enana blanca, de radio decreciente muy rápidamente.
Los científicos rusos y sus asistentes italianosEstudiaron la emisión de rayos X del sistema binario HD49798/RX J0648.0-4418, ubicado en la constelación de Puppis, a una distancia de dos mil años luz de la Tierra. Los resultados de la investigación fueron publicados en la revista.Avisos mensuales de la Royal Astronomical Societyen febrero de 2018
Propiedades de las enanas blancas
- Composición química
La composición química de una enana blanca está determinada por la etapa en la que terminaron las reacciones termonucleares dentro de la estrella progenitora.
Si la masa de la estrella original es pequeña, 0.08-0.5 masasEl sol, que no es suficiente para iniciar la quema de helio, luego de agotar todo el suministro de hidrógeno, tales estrellas se convierten en enanas blancas de helio con una masa de hasta 0,5 solares.
Si la estrella original tiene una masa de 0.5-8masas del Sol, entonces esto es suficiente para un destello de helio, la evolución de la estrella continuará en la fase de gigante roja y se detendrá solo después de que el helio se queme. El núcleo degenerado resultante de dicha estrella se convertirá en una enana blanca de carbono-oxígeno con una masa de 0,5 a 1,2 solares.
Cuando la estrella original tiene una masa de 8-12 masas solares,esto es suficiente para comenzar a quemar carbono, la evolución de la estrella continuará y el carbono en su interior se puede procesar en elementos más pesados, en particular neón y magnesio. Y luego, su etapa final en la evolución de dicha estrella puede ser la formación de una enana blanca de oxígeno-neón-magnesio con una masa cercana al límite de Chandrasekhar.
Evolución de las enanas blancas
Las enanas blancas comienzan su evolución como núcleos degenerados expuestos de gigantes rojas que han perdido su caparazón, es decir, como estrellas centrales de nebulosas planetarias jóvenes.
Temperaturas de las fotosferas de núcleos de planetarios jóvenesLas nebulosas son extremadamente altas; por ejemplo, la temperatura de la estrella central de la nebulosa NGC 7293 varía entre 90.000 K (estimada a partir de las líneas de absorción) y 130.000 K (estimada a partir del espectro de rayos X). A estas temperaturas, los rayos X suaves y ultravioleta duros representan la mayor parte del espectro.
Al mismo tiempo, las enanas blancas observadas en suLos espectros se dividen predominantemente en dos grandes grupos: la clase espectral DA de “hidrógeno”, en cuyos espectros no hay líneas de helio, que constituyen ~80% de la población de enanas blancas, y la clase espectral DB de “helio” sin líneas de hidrógeno. en los espectros, constituyendo la mayor parte del 20% restante de las poblaciones.
El porqué de esta diferencia en la composición de las atmósferas blancasLos enanos no estuvieron claros durante mucho tiempo. En 1984, Iko Iben consideró escenarios para la "salida" de enanas blancas de gigantes rojas pulsantes a lo largo de la rama asintótica de las gigantes en varias fases de pulsación.
En una etapa posterior de la evolución, las gigantes rojas conhasta diez masas solares, como resultado del "quemado" del núcleo de helio, se forma un núcleo degenerado, constituido principalmente por carbono y elementos más pesados, rodeado por una fuente de capa de helio no degenerada, en la que se produce una triple reacción de helio lugar.
En un tiempo extremadamente corto (~ 30 años), la luminosidadde la fuente de helio aumenta tanto que la combustión del helio entra en modo convectivo, la capa se expande, expulsando la fuente de la capa de hidrógeno, lo que conduce a su enfriamiento y al cese de la combustión del hidrógeno. Después de que el exceso de helio se quema durante la llamarada, la luminosidad de la capa de helio disminuye, las capas externas de hidrógeno del gigante rojo se comprimen y se produce una nueva ignición de la fuente de la capa de hidrógeno.
Fenómenos astronómicos que involucran enanas blancas
Una característica de la radiación de las enanas blancas enEl rango de rayos X es el hecho de que la principal fuente de radiación de rayos X para ellos es la fotosfera, que las distingue claramente de las estrellas "normales": esta última emite una corona de rayos X calentada a varios millones de Kelvin, y la temperatura de la fotosfera está demasiado baja para emitir rayos X.
En ausencia de acreción, la fuente de luminosidad blancalas enanas son el almacén de energía térmica de los iones en sus profundidades, por lo que su luminosidad depende de la edad. Una teoría cuantitativa del enfriamiento de las enanas blancas fue construida a fines de la década de 1940 por el profesor Samuel Kaplan.
- Acreción en enanas blancas en sistemas binarios
Durante la evolución de estrellas de diferentes masas en binario.En los sistemas, las tasas de evolución de los componentes no son las mismas, mientras que un componente más masivo puede evolucionar hacia una enana blanca, mientras que uno menos masivo puede permanecer en la secuencia principal en ese momento.
A su vez, durante el descenso en el proceso de evoluciónun componente menos masivo de la secuencia principal y su transición a la rama de gigantes rojas, el tamaño de una estrella en evolución comienza a crecer hasta que llena su lóbulo de Roche.
- Acreción no estacionaria en enanas blancas enSi la compañera es una enana roja masiva, da lugar a la aparición de novas enanas (estrellas del tipo U Gem (UG)) y estrellas variables catastróficas similares a las novas.
- Acreción en enanas blancas con fuertecampo magnético, se dirige a la región de los polos magnéticos de la enana blanca, y el mecanismo ciclotrónico de radiación del plasma en acumulación en las regiones casi polares del campo magnético enano provoca una fuerte polarización de la radiación en la región visible (polares y polares intermedios).
- Acreción en enanas blancas ricas en hidrógenola materia conduce a su acumulación en la superficie (que consiste principalmente en helio) y al calentamiento hasta las temperaturas de la reacción de fusión de helio, que, en el caso del desarrollo de inestabilidad térmica, conduce a una explosión que se observa como una explosión de una nueva estrella .
- Acreción suficientemente larga e intensa enuna enana blanca masiva hace que su masa supere el límite de Chandrasekhar y una explosión termonuclear, observada como una supernova de tipo Ia. Un ejemplo de tal evento es la explosión de la supernova SN 1572.
Formación de discos enanos blancos.
Los científicos del Instituto de Ciencias Planetarias de EE. UU. decidieronmisterio que rodea la formación de discos de escombros alrededor de enanas blancas. Se sabe que estos discos aparecen sólo entre 10 y 20 millones de años después de la etapa de gigante roja.
Durante la fase de gigante roja, la estrella pierde una porción significativa de su masa antes de convertirse en una enana blanca de carbono y oxígeno, aproximadamente del tamaño de la Tierra y la mitad de la masa del Sol.
En este momento, las órbitas de los planetas restantesdesestabilizado, y los asteroides se lanzan hacia la enana blanca. Cuando se acercan demasiado, las fuerzas de marea de la estrella los convierten en polvo. Se espera que las enanas blancas jóvenes formen discos rápidamente, pero este no es el caso.
Resultó que el retraso se explicaba precisamente portemperatura de las enanas blancas. Están tan calientes que el polvo se evaporará y disipará rápidamente. Esta evaporación se detiene solo cuando la temperatura de la superficie de la enana blanca se enfría a unos 27 mil Kelvin. Esto es consistente con los datos de observación: se han encontrado discos en enanas cuyas temperaturas están por debajo de las críticas.
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