L'origine des nains blancs
Deux idées ont joué un rôle clé dans l’explication de la genèse des naines blanches : la pensée
- Réaction triple hélium et noyaux isothermes des géantes rouges
Au cours de l'évolution des étoiles, le principalséquence, l'hydrogène « brûle » - nucléosynthèse avec formation d'hélium (voir cycle de Bethe). Un tel épuisement conduit à l'arrêt de la libération d'énergie dans les parties centrales de l'étoile, à la compression et, par conséquent, à une augmentation de la température et de la densité dans son noyau.
L'augmentation de la température et de la densité dans le noyau stellaireconduit à des conditions dans lesquelles une nouvelle source d'énergie thermonucléaire est activée : l'épuisement de l'hélium (réaction triple hélium ou processus triple alpha), caractéristique des géantes rouges et des supergéantes.
- Perte de masse et effusion de coquillages par les géantes rouges
Les réactions nucléaires chez les géantes rouges ne se produisent pasuniquement dans le noyau : à mesure que l’hydrogène brûle dans le noyau, la nucléosynthèse de l’hélium se propage aux régions encore riches en hydrogène de l’étoile, formant une couche sphérique à la limite des régions pauvres et riches en hydrogène.
Une situation similaire se présente avec la triple réaction de l'hélium : lorsque l'hélium brûle dans le cœur, il se concentre également dans une couche sphérique à la frontière entre les régions pauvres en hélium et riches en hélium.
La luminosité des étoiles avec une telle « double couche »Les zones de nucléosynthèse augmentent considérablement, atteignant environ plusieurs milliers de luminosités du Soleil, tandis que l’étoile « gonfle », augmentant son diamètre jusqu’à la taille de l’orbite terrestre. La zone de nucléosynthèse d'hélium remonte à la surface de l'étoile : la fraction de masse à l'intérieur de cette zone est d'environ 70 % de la masse de l'étoile.
"L'explosion" s'accompagne d'un écoulement assez intense de matière de la surface de l'étoile ; des objets tels que des nébuleuses protoplanétaires sont observés.
Les mécanismes exacts de la perte de masse et de l'éjection de l'enveloppe pour de telles étoiles ne sont toujours pas clairs, mais on peut supposer que les facteurs suivants peuvent contribuer à la perte d'enveloppe :
- En raison de la luminosité extrêmement élevée, la pression lumineuse du flux de rayonnement de l'étoile sur ses couches externes devient importante, ce qui, selon les données calculées, peut entraîner la perte de l'enveloppe en plusieurs milliers d'années.
- En raison de l'ionisation de l'hydrogène dans les régions situéesen dessous de la photosphère, une forte instabilité convective peut se développer. L'activité solaire est de nature similaire, mais dans le cas des géantes rouges, la puissance des flux convectifs devrait largement dépasser celle du soleil.
- Dans les enveloppes stellaires étendues, ils peuventdes instabilités se développent, conduisant à de forts processus oscillatoires, accompagnés d'un changement du régime thermique de l'étoile. En figue. 4, des ondes de densité de la matière éjectée par l'étoile sont observées, ce qui peut être la conséquence de telles fluctuations.
- Géantes rouges avec un thermonucléaire "à deux couches"des pulsations thermiques, accompagnées de la "commutation" des sources thermonucléaires d'hydrogène et d'hélium et d'une perte de masse intense, sont observées par des sources qui sont passées à un stade avancé de leur évolution vers la branche asymptotique des géantes.
- Contraction des naines blanches
Les théoriciens prédisaient que les jeunes Blancsles nains à un stade précoce de l’évolution devraient rétrécir. Selon les calculs, en raison du refroidissement progressif, le rayon d'une naine blanche typique peut être réduit de plusieurs centaines de kilomètres au cours du premier million d'années de son existence.
En 2017, des astrophysiciens russes deL'Institut astronomique d'État du nom de l'Université d'État P.K. Sternberg de Moscou, l'Institut d'astronomie de l'Académie des sciences de Russie, l'Institut de physique théorique et expérimentale du nom de A.I. Alikhanov et l'Institut national d'astrophysique (Milan) sous la direction du professeur Sergei Borisovich Popov, pour la première fois au monde, a documenté la découverte d'une jeune naine blanche, dont le rayon diminuait très rapidement.
Des scientifiques russes et leurs assistants italiensa étudié l'émission de rayons X du système binaire HD49798/RX J0648.0-4418, situé dans la constellation Puppis à une distance de deux mille années-lumière de la Terre. Les résultats de la recherche ont été publiés dans la revueAvis mensuels de la Royal Astronomical Societyen février 2018
Propriétés des naines blanches
- Composition chimique
Химический состав белого карлика определяется тем, на каком этапе закончились термоядерные реакции внутри звезды-прародительницы.
Si la masse de l'étoile d'origine est petite, 0,08-0,5 massesLe soleil, qui n'est pas suffisant pour démarrer la combustion de l'hélium, puis après avoir épuisé toute la réserve d'hydrogène, ces étoiles deviennent des naines blanches à l'hélium d'une masse allant jusqu'à 0,5 solaire.
Si l'étoile d'origine a une masse de 0,5-8masses du Soleil, alors c'est suffisant pour un éclair d'hélium, l'évolution de l'étoile se poursuivra à la phase de la géante rouge et ne s'arrêtera qu'une fois l'hélium éteint. Le noyau dégénéré résultant d'une telle étoile deviendra une naine blanche carbone-oxygène avec une masse de 0,5-1,2 solaire.
Lorsque l'étoile d'origine a une masse de 8 à 12 masses solaires,cela suffit pour commencer à brûler du carbone, l'évolution de l'étoile va se poursuivre et le carbone à l'intérieur peut être transformé en éléments plus lourds, en particulier le néon et le magnésium. Et puis son stade final dans l'évolution d'une telle étoile peut être la formation d'une naine blanche oxygène-néon-magnésium avec une masse proche de la limite de Chandrasekhar.
Évolution des nains blancs
Les naines blanches commencent leur évolution en tant que noyaux dégénérés exposés de géantes rouges qui ont perdu leur coquille, c'est-à-dire en tant qu'étoiles centrales de jeunes nébuleuses planétaires.
Les températures des photosphères des noyaux des jeunes planétairesles nébuleuses sont extrêmement élevées - par exemple, la température de l'étoile centrale de la nébuleuse NGC 7293 varie de 90 000 K (estimée à partir des raies d'absorption) à 130 000 K (estimée à partir du spectre des rayons X). À ces températures, les rayons ultraviolets durs et les rayons X mous représentent la majeure partie du spectre.
Dans le même temps, les naines blanches observées dans leurles spectres sont principalement divisés en deux grands groupes - la classe spectrale « hydrogène » DA, dans les spectres de laquelle il n'y a pas de raies d'hélium, qui représentent environ 80 % de la population des naines blanches, et la classe spectrale « hélium » DB sans raies d'hydrogène dans les spectres, constituant la majeure partie des 20 % de populations restantes.
La raison de cette différence dans la composition des ambiances blanchesLes nains sont restés flous pendant longtemps. En 1984, Iko Iben a envisagé des scénarios pour la « sortie » des naines blanches des géantes rouges pulsées sur la branche géante asymptotique à différentes phases de pulsation.
À un stade ultérieur de l'évolution, les géantes rouges avecjusqu'à dix masses solaires, à la suite de l'"épuisement" du noyau d'hélium, un noyau dégénéré se forme, composé principalement de carbone et d'éléments plus lourds, entouré d'une source de couche d'hélium non dégénérée, dans laquelle une triple réaction d'hélium prend endroit.
En un temps extrêmement court (~ 30 ans), la luminositéde la source d'hélium augmente tellement que la combustion de l'hélium passe en mode convectif, la couche se dilate, repoussant la couche d'hydrogène source, ce qui entraîne son refroidissement et l'arrêt de la combustion de l'hydrogène. Une fois que l'excès d'hélium est brûlé pendant l'éruption, la luminosité de la couche d'hélium diminue, les couches externes d'hydrogène de la géante rouge sont comprimées et un nouvel allumage de la source de la couche d'hydrogène se produit.
Phénomènes astronomiques impliquant des naines blanches
Une caractéristique du rayonnement des naines blanches dansLa portée des rayons X est le fait que la principale source de rayonnement X pour eux est la photosphère, ce qui les distingue nettement des étoiles « normales » : cette dernière émet une couronne de rayons X chauffée à plusieurs millions de Kelvin, et la température de la photosphère est trop basse pour émettre des rayons X.
En l'absence d'accrétion, la source de luminosité blancheles nains sont le stock d'énergie thermique des ions dans leurs intestins, leur luminosité dépend donc de l'âge. Une théorie quantitative du refroidissement des naines blanches a été élaborée à la fin des années 1940 par le professeur Samuel Kaplan.
- Accrétion sur les naines blanches dans les systèmes binaires
Lors de l'évolution d'étoiles de masses différentes en binairesystèmes, les taux d'évolution des composants ne sont pas les mêmes, tandis qu'un composant plus massif peut évoluer vers une naine blanche, tandis qu'un composant moins massif peut rester sur la séquence principale à ce moment-là.
A son tour, lors de la descente en voie d'évolutioncomposante moins massive de la séquence principale et de sa transition vers la branche des géantes rouges, la taille d'une étoile en évolution commence à croître jusqu'à ce qu'elle remplisse son lobe de Roche.
- Accrétion non stationnaire sur les naines blanches dansSi le compagnon est une naine rouge massive, cela conduit à l'apparition de novae naines (étoiles de type U Gem (UG)) et d'étoiles variables catastrophiques de type nova.
- Accrétion sur les naines blanches avec une fortele champ magnétique est dirigé vers la région des pôles magnétiques de la naine blanche, et le mécanisme cyclotron de rayonnement du plasma accréteur dans les régions quasi polaires du champ magnétique de la naine provoque une forte polarisation du rayonnement dans la région visible (polaires et polaires intermédiaires ).
- Accrétion sur les naines blanches riches en hydrogènela matière conduit à son accumulation à la surface (constituée principalement d'hélium) et à son échauffement aux températures de la réaction de fusion de l'hélium, ce qui, dans le cas du développement d'une instabilité thermique, conduit à une explosion observée comme un sursaut d'une nouvelle étoile.
- Accrétion suffisamment longue et intense surune naine blanche massive entraîne une masse dépassant la limite de Chandrasekhar et une explosion thermonucléaire, observée comme une supernova de type Ia. Un exemple d'un tel événement est l'explosion de la supernova SN 1572.
Formation de disques naines blanches
Les scientifiques du Planetary Science Institute des États-Unis ont décidémystère entourant la formation de disques de débris autour des naines blanches. On sait que ces disques apparaissent seulement 10 à 20 millions d'années après le stade de géante rouge.
Pendant la phase géante rouge, l’étoile perd une partie importante de sa masse avant de devenir une naine blanche carbone-oxygène, environ de la taille de la Terre et de la moitié de la masse du Soleil.
A ce moment, les orbites de toutes les planètes restantesdéstabilisé, et des astéroïdes sont projetés vers la naine blanche. Lorsqu'ils s'approchent trop près, les forces de marée de l'étoile les transforment en poussière. On s'attend à ce que les jeunes naines blanches forment des disques rapidement, mais ce n'est pas le cas.
Il s'est avéré que le retard s'expliquait précisément partempérature des naines blanches. Ils sont si chauds que toute poussière s'évaporera et se dissipera rapidement. Cette évaporation ne s'arrête que lorsque la température de surface de la naine blanche se refroidit à environ 27 000 Kelvin. Ceci est cohérent avec les données d'observation : des disques ont été trouvés chez des nains dont les températures sont inférieures à la valeur critique.
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