Podrijetlo bijelih patuljaka
Dvije su ideje igrale ključnu ulogu u objašnjenju nastanka bijelih patuljaka: misao
- Trostruka reakcija helija i izotermne jezgre crvenih divova
Tijekom evolucije zvijezda glavnislijed, vodik "izgara" - nukleosinteza uz stvaranje helija (vidi Betheov ciklus). Takvo izgaranje dovodi do prestanka oslobađanja energije u središnjim dijelovima zvijezde, kompresije i, sukladno tome, povećanja temperature i gustoće u njezinoj jezgri.
Povećanje temperature i gustoće u zvjezdanoj jezgridovodi do stanja u kojima se aktivira novi izvor termonuklearne energije: izgaranje helija (trostruka reakcija helija ili trostruki alfa proces), karakteristično za crvene divove i superdivove.
- Gubitak mase i prolijevanje ljuske crvenim divovima
Nuklearne reakcije u crvenim divovima se ne događajusamo u jezgri: kako vodik izgara u jezgri, nukleosinteza helija širi se na područja zvijezde koja su još uvijek bogata vodikom, tvoreći sferni sloj na granici područja siromašnih i bogatih vodikom.
Slična se situacija javlja s trostrukom reakcijom helija: dok helij izgara u jezgri, također se koncentrira u sfernom sloju na granici između regija siromašnih helijem i helijem bogatih.
Sjaj zvijezda s takvim "dvoslojnim"područja nukleosinteze značajno se povećava, dosežući oko nekoliko tisuća luminoziteta Sunca, dok zvijezda "bubri", povećavajući svoj promjer do veličine Zemljine orbite. Zona nukleosinteze helija diže se do površine zvijezde: udio mase unutar ove zone je ~70% mase zvijezde.
“Napuhavanje” je popraćeno prilično intenzivnim istjecanjem materije s površine zvijezde; promatraju se objekti poput protoplanetnih maglica.
Točni mehanizmi gubitka mase i daljnjeg izbacivanja ovojnice za takve zvijezde još uvijek nisu jasni, ali mogu se pretpostaviti sljedeći čimbenici koji mogu pridonijeti gubitku ovojnice:
- Zbog izuzetno velike svjetiljke, svjetlosni pritisak zračenja zrake zvijezde na njezinim vanjskim slojevima postaje značajan, što prema izračunanim podacima može dovesti do gubitka ovojnice za nekoliko tisuća godina.
- Zbog ionizacije vodika u predjelima koja ležeispod fotosfere može se razviti snažna konvektivna nestabilnost. Solarna aktivnost ima sličnu prirodu, ali u slučaju crvenih divova, snaga konvektivnih tokova trebala bi znatno premašiti solarnu.
- U produženim zvjezdanim omotnicama mogurazvijaju se nestabilnosti, što dovodi do snažnih oscilacijskih procesa, popraćenih promjenom toplinskog režima zvijezde. Na sl. 4, promatraju se valovi gustoće materije koju izbacuje zvijezda, što može biti posljedica takvih kolebanja.
- Crveni divovi s "dvoslojnim" termonuklearnimtoplinske pulsacije, popraćene "prebacivanjem" termonuklearnih izvora vodika i helija i intenzivnim gubitkom mase, promatraju izvori koji su u kasnoj fazi svoje evolucije prešli na asimptotsku granu divova.
- Kontrakcija bijelih patuljaka
Teoretičari su predviđali da mladi bijelcipatuljci u ranoj fazi evolucije trebali bi se smanjiti. Prema izračunima, zbog postupnog hlađenja radijus tipičnog bijelog patuljka može se smanjiti za nekoliko stotina kilometara u prvih milijun godina njegova postojanja.
Godine 2017. ruski astrofizičari izDržavni astronomski institut nazvan po P. K. Sternberg Moskovsko državno sveučilište, Institut za astronomiju Ruske akademije znanosti, Institut za teorijsku i eksperimentalnu fiziku nazvan po A. I. Alikhanov i Nacionalni institut za astrofiziku (Milano) pod vodstvom profesora Sergeja Borisoviča Popov je prvi put u svijetu dokumentirao otkriće mladog bijelog patuljka, vrlo brzo opadajućeg radijusa.
ruski znanstvenici i njihovi talijanski pomoćniciproučavao je emisiju rendgenskih zraka binarnog sustava HD49798/RX J0648.0-4418, koji se nalazi u zviježđu Puppis na udaljenosti od dvije tisuće svjetlosnih godina od Zemlje. Rezultati istraživanja objavljeni su u časopisuMjesečne obavijesti Kraljevskog astronomskog društvau veljači 2018
Svojstva bijelih patuljaka
- Kemijski sastav
Kemijski sastav bijelog patuljka određen je stupnjem u kojem su završile termonuklearne reakcije unutar zvijezde preteče.
Ako je masa izvorne zvijezde mala, 0,08-0,5 masaSunce, što nije dovoljno za početak sagorijevanja helija, tada nakon što potroše cijelu zalihu vodika takve zvijezde postaju helijevi bijeli patuljci mase do 0,5 solarne.
Ako izvorna zvijezda ima masu 0,5-8mase Sunca, onda je to dovoljno za bljesak helija, evolucija zvijezde će se nastaviti u fazi crvenog diva i prestat će tek nakon što helij izgori. Rezultirajuća degenerirana jezgra takve zvijezde postat će bijeli patuljak ugljik-kisik mase 0,5-1,2 solarne.
Kad izvorna zvijezda ima masu 8-12 solarnih masa,to je dovoljno za početak sagorijevanja ugljika, evolucija zvijezde nastavit će se dalje, a ugljik u njegovoj unutrašnjosti može se preraditi u teže elemente, osobito u neoni i magnezij. I tada posljednja faza u evoluciji takve zvijezde može biti stvaranje bijelog patuljka kisika-neon-magnezija s masom blizu granice Chandrasekhar.
Evolucija bijelih patuljaka
Bijeli patuljci započinju svoju evoluciju kao izložene degenerirane jezgre crvenih divova koji su odbacili svoj oklop - to jest, kao središnje zvijezde mladih planetarnih maglica.
Temperature fotosfera jezgri mladog planetamagline su iznimno visoke - na primjer, temperatura središnje zvijezde magline NGC 7293 kreće se od 90.000 K (procijenjeno iz apsorpcijskih linija) do 130.000 K (procijenjeno iz spektra X -zraka). Na tim temperaturama veći dio spektra čine tvrde ultraljubičaste i meke X-zrake.
U isto vrijeme, promatrani bijeli patuljci u svojimspektri se uglavnom dijele u dvije velike skupine - “vodikova” spektralna klasa DA, u čijim spektrima nema linija helija, koji čine ~80% populacije bijelih patuljaka, i “helijska” spektralna klasa DB bez vodikovih linija u spektrima, čineći većinu preostalih 20% populacija.
Razlog ove razlike u sastavu bijelih atmosferapatuljci dugo vremena ostali nejasni. Godine 1984. Iko Iben razmatrao je scenarije za "izlazak" bijelih patuljaka iz pulsirajućih crvenih divova na asimptotskoj grani divova u različitim fazama pulsiranja.
U kasnijoj fazi evolucije, crveni divovi sado deset solarnih masa, kao rezultat "izgaranja" jezgre helija, nastaje degenerirana jezgra, koja se sastoji uglavnom od ugljika i težih elemenata, okružena ne-degeneriranim izvorom sloja helija, u kojem je potrebna trostruka reakcija helija mjesto.
U iznimno kratkom vremenu (~ 30 godina), svjetlinaizvora helija toliko se povećava da izgaranje helija prelazi u konvekcijski način, sloj se širi, potiskujući izvor sloja vodika, što dovodi do njegovog hlađenja i prestanka izgaranja vodika. Nakon što je višak helija izgorio tijekom baklje, svjetlina sloja helija se smanjuje, vanjski slojevi vodika crvenog diva se komprimiraju i dolazi do novog paljenja izvora vodikovog sloja.
Astronomski fenomeni koji uključuju bijele patuljke
Značajka zračenja bijelih patuljaka uRaspon rendgenskih zraka je činjenica da je za njih glavni izvor rentgenskog zračenja fotosfera koja ih oštro razlikuje od "normalnih" zvijezda: potonja emitira koronu rendgenskih zraka zagrijanu na nekoliko milijuna Kelvina, a temperatura fotosfera je preniska da emitira X-zrake.
U nedostatku prirasta, bijeli izvor svjetlinepatuljci su skladište toplinske energije iona u utrobi pa njihova svjetlina ovisi o dobi. Kvantitativnu teoriju hlađenja bijelih patuljaka sagradio je krajem 1940 -ih profesor Samuel Kaplan.
- Akrecija na bijelim patuljcima u binarnim sustavima
При эволюции звёзд различных масс в двойных системах темпы эволюции компонентов неодинаковы, при этом более массивный компонент может проэволюционировать в белый карлик, в то время как менее массивный к этому времени может оставаться на главной последовательности.
Zauzvrat, tijekom silaska u procesu evolucijemanje masivna komponenta iz glavnog niza i njezina prijelaza u granu crvenih divova, veličina zvijezde u razvoju počinje rasti sve dok ne ispuni svoj Rocheov režanj.
- Nestacionarno priraštaj na bijele patuljke uAko je pratilac masivni crveni patuljak, to dovodi do pojave patuljastih novih (zvijezda tipa U Gem (UG)) i novih poput katastrofalnih promjenjivih zvijezda.
- Akrecija na bijelim patuljcima s jakimmagnetsko polje, usmjereno je na područje magnetskih polova bijelog patuljka, a ciklotronski mehanizam zračenja akretirajuće plazme u blizu polarnim područjima magnetskog polja patuljka uzrokuje jaku polarizaciju zračenja u vidljivom području (polarni i međupolari).
- Akrecija na bijelim patuljcima bogatim vodikommaterija dovodi do njenog nakupljanja na površini (koja se sastoji uglavnom od helija) i zagrijavanja do temperatura reakcije fuzije helija, što u slučaju razvoja toplinske nestabilnosti dovodi do eksplozije promatrane kao prasak nove zvijezde .
- Dovoljno dugo i intenzivno priraštaj uključenmasivni bijeli patuljak dovodi do toga da njegova masa prelazi granicu Chandrasekhar i termonuklearnu eksploziju, promatranu kao supernova tipa I. Primjer takvog događaja je eksplozija supernove SN 1572.
Formiranje diskova bijelih patuljaka
Ученые Планетологического института США решили загадку, связанную с образованием дисков из обломков вокруг белых карликов. Известно, что эти диски появляются только через 10-20 миллионов лет после стадии красного гиганта.
Во время фазы красного гиганта звезда теряет значительную часть своей массы, прежде чем превратиться в белый карлик, состоящий из углерода и кислорода, размером с Землю и с половиной массы Солнца.
U ovom trenutku, orbite svih preostalih planetadestabiliziraju, a asteroidi se bacaju prema bijelom patuljku. Kad se previše približe, plimne sile zvijezde pretvaraju ih u prašinu. Od mladih bijelih patuljaka očekuje se da će brzo formirati diskove, ali to nije tako.
Pokazalo se da je kašnjenje objašnjeno upravo timetemperatura bijelih patuljaka. Toliko su vruće da će prašina brzo ispariti i raspršiti se. Ovo isparavanje prestaje tek kad se površinska temperatura bijelog patuljka ohladi na oko 27 tisuća Kelvina. To je u skladu s podacima promatranja: diskovi su pronađeni u patuljaka čije su temperature ispod kritične.
Čitaj više:
U Kini je stvorena moćna neuronska mreža: ona je 10 puta produktivnija od analoga
Fizičari su ponovno stvorili prvu supstancu koja se pojavila nakon Velikog praska
Sićušni vodikov motor zamjenjuje fosilna goriva