Valkoisten kääpiöiden alkuperä
Kaksi ajatusta oli avainroolissa valkoisten kääpiöiden syntyä selitettäessä: ajatus
- Kolminkertainen heliumreaktio ja punaisten jättiläisten isotermiset ytimet
Tähtien evoluution aikana tärkeinsekvenssi, vety "polttaa" - nukleosynteesi heliumin muodostumisen kanssa (katso Bethen sykli). Tällainen palaminen johtaa energian vapautumisen lakkaamiseen tähden keskiosissa, puristumiseen ja vastaavasti lämpötilan ja tiheyden nousuun sen ytimessä.
Tähtien sydämen lämpötilan ja tiheyden nousujohtaa olosuhteisiin, joissa uusi lämpöydinenergian lähde aktivoituu: heliumin palaminen (kolminkertainen heliumreaktio tai kolminkertainen alfa-prosessi), joka on ominaista punaisille jättiläisille ja superjätille.
- Punaisten jättiläisten joukkohäviö ja kuoren irtoaminen
Ydinreaktioita punaisissa jättiläisissä ei tapahduvain ytimessä: vedyn palaessa ytimessä heliumin nukleosynteesi leviää tähden vielä vetyrikkaille alueille muodostaen pallomaisen kerroksen vetyköyhien ja vetyrikkaiden alueiden rajalle.
Samanlainen tilanne syntyy kolminkertaisesta heliumreaktiosta: kun heliumi palaa ytimessä, se keskittyy myös pallomaiseksi kerrokseksi helium-köyhien ja runsaasti heliumia sisältävien alueiden rajalla.
Tällaisten "kaksikerroksisten" tähtien kirkkausNukleosynteesialueet kasvavat merkittävästi ja saavuttavat noin useita tuhansia Auringon kirkkauksia, kun taas tähti "turpoaa" kasvattaen halkaisijaansa Maan kiertoradan kokoiseksi. Heliumnukleosynteesivyöhyke nousee tähden pintaan: tämän vyöhykkeen sisällä oleva massaosa on ~70 % tähden massasta.
"Räjäyttämiseen" liittyy melko voimakas aineen ulosvirtaus tähden pinnalta; havaitaan kohteita, kuten protoplanetaarisia sumuja.
Tällaisten tähtien tarkat massan menetysmekanismit ja kirjekuoren ulosheitto ovat edelleen epäselviä, mutta voidaan olettaa, että seuraavat tekijät voivat vaikuttaa kirjekuoren menetykseen:
- Äärimmäisen suuren kirkkauden ansiosta tähden säteilyvirran valon paine ulkokerroksissa tulee merkittäväksi, mikä voi laskettujen tietojen mukaan johtaa kirjekuoren menetykseen useiden tuhansien vuosien aikana.
- Vedyn ionisaation takia makaavilla alueillafotosfäärin alapuolella voi kehittyä voimakas konvektiivinen epävakaus. Aurinkovoimalla on samanlainen luonne, mutta punaisten jättiläisten tapauksessa konvektiivivirtausten tehon tulisi ylittää merkittävästi aurinkoenergia.
- Pitkissä tähtikirjeissä he voivatepävakaudet kehittyvät, mikä johtaa voimakkaisiin värähtelyprosesseihin, joihin liittyy muutos tähden lämpöjärjestelmässä. Kuvassa Kuten kuviossa 4, havaitaan tähden tunkeutuneen aineen tiheysaaltoja, mikä voi olla seurausta tällaisista vaihteluista.
- Punaiset jättiläiset, joissa on "kaksikerroksinen" ydinvoimatermiset pulssit, joihin liittyy vety- ja helium-ydinlähteiden "vaihtaminen" ja voimakas massahäviö, havaitaan lähteistä, jotka ovat siirtyneet evoluutionsa myöhäisessä vaiheessa jättiläisten asymptoottiseen haaraan.
- Valkoisten kääpiöiden supistuminen
Teoreetikot ennustivat, että nuoret valkoisetEvoluution varhaisessa vaiheessa olevien kääpiöiden pitäisi kutistua. Laskelmien mukaan tyypillisen valkoisen kääpiön säde voi pienentyä asteittaisen jäähtymisen ansiosta useilla sadoilla kilometreillä sen olemassaolon ensimmäisen miljoonan vuoden aikana.
Vuonna 2017 venäläiset astrofyysikot alkaenP.K. Sternbergin Moskovan valtionyliopisto nimetty valtion tähtitieteellinen instituutti, Venäjän tiedeakatemian tähtitieteen instituutti, A.I. Alikhanovin teoreettisen ja kokeellisen fysiikan instituutti ja kansallinen astrofysiikan instituutti (Milano) professori Sergei Borisovichin johdolla Popov dokumentoi ensimmäistä kertaa maailmassa nuoren valkoisen kääpiön löytämisen, jonka säde pienenee hyvin nopeasti.
Venäläiset tiedemiehet ja heidän italialaiset avustajansatutki binäärijärjestelmän HD49798/RX J0648.0-4418 röntgensäteilyä, joka sijaitsee Puppis-tähdistössä kahden tuhannen valovuoden etäisyydellä Maasta. Tutkimustulokset julkaistiin lehdessäKuukausittaiset ilmoitukset Royal Astronomical Society -yhtiöltähelmikuussa 2018
Valkoisten kääpiöiden ominaisuudet
- Kemiallinen koostumus
Valkoisen kääpiön kemiallinen koostumus määräytyy sen vaiheen mukaan, jossa esitähden sisällä olevat lämpöydinreaktiot päättyivät.
Jos alkuperäisen tähden massa on pieni, 0,08-0,5 massaaAurinko, joka ei riitä heliumin polttamisen aloittamiseen, sitten kaikista vedyntuotannon käytöstä sellaisista tähdistä tulee heliumin valkoisia kääpiöitä, joiden massa on enintään 0,5 aurinkoa.
Jos alkuperäisen tähden massa on 0,5-8auringon massoja, niin tämä riittää helium-välähdykseen, tähden evoluutio jatkuu punaisessa jättiläisvaiheessa ja pysähtyy vasta heliumin palamisen jälkeen. Tuloksena olevasta tällaisen tähden rappeutuneesta ytimestä tulee hiili-happi-valkoinen kääpiö, jonka massa on 0,5-1,2 aurinkoa.
Kun alkuperäisen tähden massa on 8–12 aurinkomassaa,tämä riittää hiilen polttamisen aloittamiseen, tähden kehitys jatkuu edelleen ja sen sisällä oleva hiili voidaan prosessoida raskaammiksi alkuaineiksi, erityisesti neoniksi ja magnesiumiksi. Ja sitten sen viimeinen vaihe tällaisen tähden evoluutiossa voi olla happi-neon-magnesium-valkoisen kääpiön muodostuminen, jonka massa on lähellä Chandrasekhar-rajaa.
Valkoisten kääpiöiden kehitys
Valkoiset kääpiöt aloittavat evoluutionsa punaisten jättiläisten paljastamattomina rappeutuneina ytiminä, jotka ovat vuotaneet kuorensa - toisin sanoen nuorten planetaaristen sumujen keskustähdinä.
Nuorten planeettojen ytimien valopallojen lämpötilatsumut ovat erittäin korkeita - esimerkiksi sumun keskitähden NGC 7293 lämpötila vaihtelee 90 000 K: sta (arvioituna absorptioviivoista) 130 000 K: seen (arvioitu röntgenspektristä). Näissä lämpötiloissa suurin osa spektristä on kovaa ultraviolettia ja pehmeää röntgensädettä.
Samaan aikaan havaitut valkoiset kääpiöt heidänspektrit jakautuvat pääasiassa kahteen suureen ryhmään - "vety" spektriluokkaan DA, jonka spektrissä ei ole heliumviivoja, jotka muodostavat ~80% valkoisten kääpiöiden populaatiosta, ja "helium" spektriluokkaan DB ilman vetyviivoja spektrissä, jotka muodostavat suurimman osan jäljellä olevista 20 % populaatioista.
Syy tähän eroon valkoisen ilmakehän koostumuksessakääpiöt jäivät epäselväksi pitkään. Vuonna 1984 Iko Iben pohdiskeli skenaarioita valkoisten kääpiöiden "poistumisesta" sykkivistä punaisista jättiläisistä asymptoottisella jättiläishaaralla eri pulsaatiovaiheissa.
Kehityksen myöhemmässä vaiheessa punaiset jättiläisetjopa kymmenen aurinkomassaa heliumsydämen "palamisen" seurauksena muodostuu rappeutunut ydin, joka koostuu pääasiassa hiilestä ja raskaammista elementeistä, ympäröimänä rappeutumattomasta heliumikerroslähteestä, jossa kolminkertainen heliumreaktio kestää paikka.
Erittäin lyhyessä ajassa (~ 30 vuotta) kirkkausheliumilähteen määrä kasvaa niin paljon, että heliumin palaminen menee konvektiomoodiin, kerros laajenee työntämällä vetykerroslähteen ulos, mikä johtaa sen jäähtymiseen ja vedyn palamisen lopettamiseen. Kun ylimääräinen helium on palanut soihdun aikana, heliumikerroksen kirkkaus vähenee, punaisen jättiläisen ulommat vetykerrokset puristuvat ja vetykerroslähde syttyy uudestaan.
Tähtitieteelliset ilmiöt, joihin liittyy valkoisia kääpiöitä
Piirre valkoisten kääpiöiden säteilystäRöntgensäde on tosiasia, että heille tärkein röntgensäteilyn lähde on fotosfääri, joka erottaa ne jyrkästi "normaaleista" tähdistä: jälkimmäinen lähettää useisiin miljooniin kelvineihin kuumennetun röntgenkoronan ja fotosfääri on liian matala päästämään röntgensäteitä.
Ilman lisäystä valkoinenkääpiöt ovat ionien lämpöenergian varasto suolistossa, joten niiden kirkkaus riippuu iästä. Kvantitatiivinen teoria valkoisten kääpiöiden jäähdytyksestä rakennettiin 1940-luvun lopulla professori Samuel Kaplanin toimesta.
- Valkeakääpiöiden hyväksyminen binaarisissa järjestelmissä
Eri massaisten tähtien evoluution aikana binäärimuodossajärjestelmissä komponenttien kehitysnopeudet eivät ole samat, kun taas massiivisemmasta komponentista voi kehittyä valkoinen kääpiö, kun taas vähemmän massiivinen komponentti voi jäädä pääsekvenssiin tähän mennessä.
Puolestaan laskeutuessa evoluutioprosessissavähemmän massiivinen komponentti pääsekvenssistä ja sen siirtymisestä punaisten jättiläisten haaraan, kehittyvän tähden koko alkaa kasvaa, kunnes se täyttää Roche-lohkonsa.
- Epätyypillinen kertyminen valkoisiin kääpiöihinJos seuralainen on massiivinen punainen kääpiö, se johtaa kääpiö novaiden (U Gem (UG) -tyyppiset tähdet) ja novan kaltaisten katastrofaalisten muuttuvien tähtien ilmestymiseen.
- Kiinnitys valkoisiin kääpiöihin, joilla on voimakasmagneettikenttä, on suunnattu valkoisen kääpiön magneettisten napojen alueelle, ja kasvavan plasman säteilymekanismi kääpiön magneettikentän polaarisilla alueilla aiheuttaa voimakkaan polarisaation näkyvällä alueella (napa ja keskipolaarit).
- Kiinnitys vetypitoisiin valkoisiin kääpiöihinaine johtaa sen kerääntymiseen pinnalle (koostuu pääasiassa heliumista) ja kuumenemiseen heliumfuusioreaktion lämpötiloihin, mikä termisen epävakauden kehittymisen tapauksessa johtaa uuden tähden puhkeamisena havaittuun räjähdykseen.
- Riittävän pitkä ja voimakas kertyminenmassiivinen valkoinen kääpiö johtaa sen massaan, joka ylittää Chandrasekhar-rajan, ja ydinräjähdyksen, joka havaitaan tyypin Ia supernovana.Esimerkki tällaisesta tapahtumasta on supernovan SN 1572: n räjähdys.
Valkoisten kääpiölevyjen muodostuminen
US Planetary Science Instituten tutkijat päättivätmysteeri, joka ympäröi roskakiekkojen muodostumista valkoisten kääpiöiden ympärille. Näiden levyjen tiedetään ilmestyvän vain 10–20 miljoonaa vuotta punaisen jättiläisen vaiheen jälkeen.
Punaisen jättiläisen vaiheen aikana tähti menettää merkittävän osan massastaan ennen kuin siitä tulee hiili-happivalkoinen kääpiö, joka on suunnilleen Maan kokoinen ja puolet Auringon massasta.
Tällä hetkellä jäljellä olevien planeettojen kiertoradatepävakaa ja asteroidit heitetään kohti valkoista kääpiötä. Kun ne pääsevät liian lähelle, tähden vuorovesi muuttaa ne pölyksi. Nuorten valkoisten kääpiöiden odotetaan muodostavan levyjä nopeasti, mutta näin ei ole.
Kävi ilmi, että viivästys selitettiin tarkalleenkääpiöiden lämpötila. Ne ovat niin kuumia, että pöly haihtuu nopeasti ja haihtuu. Tämä haihtuminen loppuu vasta, kun valkoisen kääpiön pintalämpötila jäähtyy noin 27 tuhanteen kelviiniin. Tämä on yhdenmukaista havainnointitietojen kanssa: levyistä on löytynyt kääpiöitä, joiden lämpötila on alle kriittisen.
Lue lisää:
Kiinassa on luotu voimakas hermoverkko: se on 10 kertaa tuottavampi kuin analogit
Fyysikot ovat luoneet ensimmäisen aineen, joka ilmestyi Suuren räjähdyksen jälkeen
Pieni vetymoottori korvaa fossiilisten polttoaineiden vastaavat