白色矮星の起源
白色矮星の起源を説明する上で、2 つの考えが重要な役割を果たしました。
- 三重のヘリウム反応と赤色巨星の等温コア
星の進化の過程で、主にシーケンスでは、水素が「燃え尽きる」 - ヘリウムの形成を伴う元素合成 (ベーテ サイクルを参照)。この燃え尽きは、星の中心部でのエネルギー放出の停止、圧縮につながり、それに応じて中心部の温度と密度の増加につながります。
恒星の核の温度と密度の上昇熱核エネルギーの新しいソースが活性化される条件につながります: 赤色巨星と超巨星に特徴的なヘリウムバーンアウト (トリプルヘリウム反応またはトリプルアルファプロセス)。
- 赤色巨星の質量損失と殻の脱落
赤色巨星では核反応は起こらない核内のみ：核内で水素が燃え尽きると、ヘリウム元素合成が星のまだ水素が豊富な領域に広がり、水素が少ない領域と水素が豊富な領域の境界に球状の層が形成されます。
トリプル ヘリウム反応でも同様の状況が発生します。ヘリウムがコアで燃え尽きると、ヘリウムはヘリウムの少ない領域とヘリウムの多い領域の境界にある球状の層にも集中します。
このような「二重層」を持つ星の明るさ元素合成の領域は大幅に増加し、太陽の約数千の明るさに達する一方、星は「膨張」し、その直径が地球の軌道サイズまで増加します。ヘリウム元素合成ゾーンは星の表面まで上昇します。このゾーン内の質量の割合は星の質量の約 70% です。
「爆発」には、星の表面からのかなり激しい物質の流出が伴い、原始惑星状星雲などの天体が観察されます。
そのような星の質量損失とさらなるエンベロープ放出の正確なメカニズムはまだ不明ですが、エンベロープ損失に寄与する可能性のある次の要因が想定できます。
- 光度が非常に高いため、星の外層の放射束の光圧が大きくなり、計算されたデータによると、数千年でエンベロープが失われる可能性があります。
- 横になっている領域での水素のイオン化による光球の下では、強い対流不安定性が発生する可能性があります。太陽活動は似た性質を持っていますが、赤色巨星の場合、対流の力は太陽の力を大幅に上回るはずです。
- 拡張された星のエンベロープでは、不安定性が発達し、星の熱体制の変化を伴う強力な振動プロセスにつながります。図中。図 4 では、星から放出された物質の密度波が観測されていますが、これはそのような変動の結果である可能性があります。
- 「2層」熱核を持つ赤色巨星水素とヘリウムの熱核源の「切り替え」と激しい質量損失を伴う熱脈動は、進化の後期段階で巨星の漸近分岐に移行した源によって観察されます。
- 白色矮星の収縮
理論家たちは、若い白人たちは、進化の初期段階の小人は縮小するはずです。計算によれば、徐々に冷却するため、典型的な白色矮星の半径は、その存在から最初の100万年の間に数百キロメートル縮小する可能性がある。
2017年、ロシアの天体物理学者たちは、P.K.スタンベルグにちなんで名付けられたモスクワ州立大学国立天文学研究所、ロシア科学アカデミー天文学研究所、A.I.アリハノフにちなんで名付けられた理論実験物理学研究所、セルゲイ・ボリソビッチ教授の指導の下にある国立天体物理学研究所（ミラノ）ポポフは、非常に急速に半径が減少する若い白色矮星の発見を世界で初めて記録した。
ロシアの科学者とイタリア人の助手は、地球から 2,000 光年の距離にある星座に位置する連星系 HD49798/RX J0648.0-4418 の X 線放射を研究しました。研究結果が雑誌に掲載されました王立天文学会月報2018年2月に
白色dwar星の特徴
- 化学組成
白色矮星の化学組成は、始祖星の内部での熱核反応が終了した段階によって決まります。
元の星の質量が小さい場合、0.08～0.5質量太陽はヘリウムの燃焼を開始するのに十分ではなく、水素の供給をすべて使い果たした後、そのような星は最大0.5太陽の質量を持つヘリウムの白色ddd星になります。
元の星の質量が0.5～8の場合太陽の質量がある場合、これはヘリウムフラッシュには十分です.星の進化は赤い巨星の段階で継続し、ヘリウムが燃え尽きた後にのみ停止します。そのような星の結果として生じる縮退した核は、質量が0.5-1.2太陽の炭素-酸素の白色dd星になります。
元の恒星の質量が太陽質量の 8 ～ 12 倍である場合、これは炭素の燃焼を開始するのに十分であり、星の進化はさらに続き、その内部の炭素はより重い元素、特にネオンとマグネシウムに処理されます。そして、そのような星の進化の最終段階は、チャンドラセカール限界に近い質量を持つ酸素-ネオン-マグネシウムの白色dd星の形成である可能性があります。
白色矮星の進化
白色矮星は、殻を脱いだ赤色巨星の露出した退化した核、つまり若い惑星状星雲の中心星として進化を始めます。
若い惑星の原子核の光球の温度らせん星雲は非常に高く、たとえば、星雲NGC7293の中心星の温度は90,000K（吸収線から推定）から130,000 K（X線スペクトルから推定）の範囲です。これらの温度では、硬紫外線と軟X線がスペクトルの大部分を占めます。
同時に、観測された白色矮星は、スペクトルは主に 2 つの大きなグループに分けられます。そのスペクトルには白色矮星の人口の約 80% を構成するヘリウム線が存在しない「水素」スペクトル クラス DA と、水素線のない「ヘリウム」スペクトル クラス DB残りの 20% の集団の大部分を占めます。
白い大気の組成が異なる理由矮星は長い間不明のままでした。 1984年、イコ・イベンは、様々な脈動段階における漸近巨星の枝上で脈動する赤色巨星から白色矮星が「出る」シナリオを検討した。
進化の後期段階で、赤色巨星はヘリウムコアの「バーンアウト」の結果として、主に炭素とより重い元素からなる縮退コアが形成され、非縮退ヘリウム層源に囲まれます。場所。
非常に短い時間（～30年）で、光度はヘリウム源の燃焼が非常に増加するため、ヘリウムの燃焼が対流モードになり、層が膨張して水素層源が押し出され、その冷却と水素燃焼の停止につながります。フレア中に過剰なヘリウムが燃え尽きた後、ヘリウム層の光度が低下し、赤色巨星の外側の水素層が圧縮され、水素層源の新たな点火が発生します。
白色dd星の天体現象
での白色d radiation星の放射の特徴X線範囲は、それらのX線放射の主な源が光球であり、「通常の」星と明確に区別されるという事実です.後者は、数百万ケルビンに加熱されたX線コロナを放出し、温度は光球は低すぎて X 線を放出できません。
降着がない場合、白色光度源ドワーフは腸内にイオンの熱エネルギーを蓄えているため、光度は年齢によって異なります。白色dd星の冷却の定量的理論は、1940 年代後半にサミュエル カプラン教授によって構築されました。
- 連星系における白色 D星の降着
連星における異なる質量の星の進化中構成要素の進化の速度は同じではありませんが、より質量の大きい構成要素は白色矮星に進化する可能性がありますが、より質量の小さい構成要素はこの時点までに主系列に残る可能性があります。
次に、進化の過程で降下中に主系列星から赤色巨星の枝へと移行する質量の少ない構成要素である、進化する星のサイズは、ロシュ・ローブを満たすまで成長し始めます。
- 白色dwar星への非定常降着伴星が巨大な赤色d星である場合、新星 (U ジェム (UG) タイプの星) や新星のような壊滅的な変光星の出現につながります。
- 強い白色dd星の降着磁場は白色dd星の磁極の領域に向けられており、星の磁場の近極領域での衝突プラズマの放射のサイクロトロンメカニズムは、可視領域 (極および中間極)。
- 水素が豊富な白色dd星の降着物質は (主にヘリウムで構成される) 表面に蓄積し、ヘリウム核融合反応の温度まで加熱されます。これは、熱不安定性が発生した場合に、新しい星のバーストとして観測される爆発につながります。
- 十分に長く激しい降着巨大な白色dd星は、チャンドラセカール限界を超えるその質量と、Ia型超新星として観測される熱核爆発につながります.そのようなイベントの例は、SN 1572超新星爆発です.
白色dd星の形成
米国惑星科学研究所の科学者らは次のように判断した。白色矮星の周りの破片円盤の形成をめぐる謎。これらの円盤は、赤色巨星段階からわずか 1,000 万～2,000 万年後に出現することが知られています。
赤色巨星の段階では、星はその質量のかなりの部分を失い、その後地球ほどの大きさで太陽の半分の質量の炭素と酸素を含む白色矮星になります。
このとき、残っている惑星の軌道は不安定になり、小惑星が白色dwar星に向かって投げられます。近づきすぎると、星の潮汐力で彼らは塵に変わります。若い白色dd星はすぐに円盤を形成することが期待されていますが、そうではありません。
遅延は次によって正確に説明されることが判明しました。白色dwar星の温度。それらは非常に熱く、ほこりがすぐに蒸発して消えます。この蒸発は、白色dd星の表面温度が約 27,000 ケルビンに下がったときにのみ停止します。これは観測データと一致しています。温度が臨界値を下回るd星から円盤が発見されました。
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