백색 왜성의 기원
두 가지 아이디어가 백색왜성의 기원을 설명하는 데 중요한 역할을 했다.
- 적색 거성의 삼중 헬륨 반응과 등온 코어
주계열성의 진화 과정에서, 수소는 헬륨의 형성과 함께 핵합성을 하는 "연소"된다.이러한 연소는 별의 중심부에서 에너지 방출을 중단하고 압축하여 핵의 온도와 밀도를 증가시킵니다.
항성 핵의 온도와 밀도의 상승열핵 에너지의 새로운 원천이 활성화되는 조건으로 이어집니다. 헬륨 연소 (트리플 헬륨 반응 또는 트리플 알파 프로세스), 적색 거성과 초거성의 특징.
- 적색 거성에 의한 대량 손실 및 껍질 벗기기
적색거성의 핵반응은 핵에서만 일어나는 것이 아니라, 핵의 수소가 타버리면서 헬륨 핵합성이 별의 수소가 풍부한 영역으로 퍼져 수소가 부족한 영역과 수소가 풍부한 영역의 경계에 구형층을 형성한다.
3 중 헬륨 반응에서도 비슷한 상황이 발생합니다. 헬륨이 코어에서 연소됨에 따라 헬륨이 부족한 영역과 헬륨이 풍부한 영역 사이의 경계에있는 구형 층에도 집중됩니다.
이러한 "2층" 핵합성 영역을 가진 별의 광도는 크게 증가하여 태양의 약 수천 개의 광도에 도달하는 반면 별은 "팽창"하여 직경이 증가합니다헬륨 핵합성 구역은 별의 표면으로 상승합니다 :이 구역 내의 질량 분율은 다음과 같습니다.별 질량의 ~70%.
«Раздувание» сопровождается достаточно интенсивным истечением вещества с поверхности звезды, наблюдаются такие объекты как протопланетарные туманности.
이러한 별에 대한 질량 손실 및 추가 외피 방출의 정확한 메커니즘은 아직 명확하지 않지만 외피 손실에 기여할 수있는 다음 요소를 가정 할 수 있습니다.
- 극도로 높은 광도로 인해 별의 외층에있는 방사 플럭스의 광압이 중요해지며, 계산 된 데이터에 따르면 수천 년 동안 외피가 손실 될 수 있습니다.
- 누워있는 지역의 수소 이온화로 인해광구 아래에서는 강한 대류 불안정성이 발생할 수 있습니다. 태양 활동은 비슷한 성질을 가지고 있지만 적색 거성의 경우 대류의 힘은 태양의 힘을 훨씬 초과해야합니다.
- 확장 된 항성 봉투에서 그들은불안정성이 발생하여 별의 열 체계의 변화와 함께 강력한 진동 과정이 발생합니다. 그림에서. 4, 별에 의해 분출되는 물질의 밀도 파동이 관찰되며, 이는 그러한 변동의 결과 일 수 있습니다.
- "2 층"열핵을 가진 적색 거성수소와 헬륨 열핵 공급원의 "전환"과 강한 질량 손실을 동반하는 열 맥동은 진화의 후기 단계에서 거인의 점근 지점으로 전달 된 공급원에서 관찰됩니다.
- 백색 왜성의 수축
Теоретики предсказывали, что молодые белые карлики на ранней стадии эволюции должны сжиматься. Согласно расчётам, из-за постепенного остывания радиус типичного белого карлика может сократиться на несколько сотен километров в первый миллион лет его существования.
2017년 러시아 천체물리학자들은P.K. Sternberg Moscow State University의 이름을 딴 국립 천문 연구소, 러시아 과학 아카데미의 천문학 연구소, A.I. Alikhanov의 이름을 딴 이론 및 실험 물리학 연구소 및 Sergei Borisovich 교수가 이끄는 국립 천체 물리학 연구소(밀라노) 포포프는 세계 최초로 반경이 매우 빠르게 감소하는 젊은 백색 왜성의 발견을 기록했습니다.
러시아 과학자와 이탈리아 조수지구에서 2000광년 떨어진 고물자리에 위치한 이진계 HD49798/RX J0648.0-4418의 X선 방출을 연구했습니다. 연구 결과가 저널에 게재되었습니다.Royal Astronomical Society의 월간 공지 в феврале 2018 года
백색 왜성의 특성
- 화학적 구성 요소
Химический состав белого карлика определяется тем, на каком этапе закончились термоядерные реакции внутри звезды-прародительницы.
원래 별의 질량이 작 으면 0.08-0.5 질량헬륨 연소를 시작하기에 충분하지 않은 태양은 수소의 전체 공급을 다 사용한 후 최대 0.5 태양의 질량을 가진 헬륨 백색 왜성이됩니다.
원래 별의 질량이 0.5-8 인 경우태양의 질량, 그러면 이것은 헬륨 플래시에 충분합니다. 별의 진화는 적색 거성 단계에서 계속되고 헬륨이 소진 된 후에 만 멈출 것입니다. 그러한 별의 퇴화 된 핵은 0.5-1.2 태양의 질량을 가진 탄소-산소 백색 왜성이 될 것입니다.
원래 별의 질량이 태양 질량이 8-12 개일 때이것은 탄소 연소를 시작하기에 충분하며 별의 진화는 계속 될 것이며 내부의 탄소는 더 무거운 원소, 특히 네온과 마그네슘으로 처리 될 수 있습니다. 그리고 그런 별의 진화의 마지막 단계는 찬드라 세 카르 한계에 가까운 질량을 가진 산소-네온-마그네슘 백색 왜성의 형성 일 수 있습니다.
백색 왜성의 진화
Белые карлики начинают свою эволюцию как обнажившиеся вырожденные ядра красных гигантов, сбросивших свою оболочку — то есть в качестве центральных звёзд молодых планетарных туманностей.
젊은 행성 핵의 광구 온도성운은 매우 높습니다. 이 온도에서 경 자외선과 연 X 선이 스펙트럼의 대부분을 차지합니다.
동시에 관찰된 백색왜성은스펙트럼은 주로 두 개의 큰 그룹, 즉 백색 왜성 인구의 약 80%를 차지하는 헬륨 선이 없는 스펙트럼에 "수소" 스펙트럼 클래스 DA와 수소 선이 없는 "헬륨" 스펙트럼 클래스 DB로 나뉩니다. 스펙트럼에서 나머지 20% 모집단의 대부분을 구성합니다.
Причина такого различия состава атмосфер белых карликов долгое время оставалась неясной. В 1984 году Ико Ибен рассмотрел сценарии «выхода» белых карликов из пульсирующих красных гигантов, находящихся на асимптотической ветви гигантов, на различных фазах пульсации.
진화의 후기 단계에서 적색 거성은최대 10 개의 태양 질량이 헬륨 코어의 "소진"의 결과로 주로 탄소와 무거운 원소로 구성된 축 퇴성 코어가 형성되며, 이는 3 중 헬륨 반응이 발생하는 비축 퇴성 헬륨 층 소스로 둘러싸여 있습니다. 장소.
매우 짧은 시간 (~ 30 년)에 광도헬륨 소스의 연소가 대류 모드로 전환되고 층이 팽창하여 수소 층 소스를 밀어내어 냉각되고 수소 연소가 중단됩니다. 플레어 중에 과잉 헬륨이 연소 된 후 헬륨 층의 광도가 감소하고 적색 거성의 외부 수소 층이 압축되며 수소 층 소스의 새로운 점화가 발생합니다.
백색 왜성을 포함하는 천문 현상
백색 왜성의 방사선의 특징X 선 범위는 이들에게 X 선 복사의 주요 소스가 광구라는 사실입니다. 이는 "정상"별과 뚜렷하게 구별되는 광구입니다. 후자는 수백만 켈빈으로 가열 된 X 선 코로나를 방출하며 온도는 광구가 너무 낮아 X 선을 방출 할 수 없습니다.
부착이 없으면 백색 광도 소스왜성은 깊이에있는 이온의 열 에너지 저장고이므로 광도는 나이에 따라 다릅니다. 백색 왜성의 냉각에 대한 정량적 이론은 1940 년대 후반에 Samuel Kaplan 교수에 의해 만들어졌습니다.
- 이진 시스템에서 백색 왜성에 대한 증가
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.
차례로, 진화 과정에서 하강하는 동안주 계열에서 덜 거대하고 적색 거성 가지로의 전이에서 진화하는 별의 크기는 로슈 엽을 채울 때까지 성장하기 시작합니다.
- 백색 왜성에 대한 비정상적 부착동반자가 거대한 적색 왜 성인 경우, 왜소 신성 (U Gem (UG) 유형의 별)과 신성 유사 재앙적인 변광성의 출현으로 이어집니다.
- 강한 백색 왜성에 대한 증가자기장은 백색 왜성의 자극 영역으로 향하고 난쟁이 자기장의 근극 영역에서 증가하는 플라즈마의 사이클로트론 복사 메커니즘은 가시 영역 (극성)에서 강한 방사선 편광을 유발합니다. 및 중간 극성).
- 수소가 풍부한 백색 왜성에 대한 축적물질은 표면 (주로 헬륨으로 구성됨)에 축적되고 헬륨 융합 반응의 온도까지 가열되어 열 불안정성이 발생하는 경우 새로운 별의 폭발로 관찰되는 폭발로 이어집니다. .
- 충분히 길고 강렬한 부착거대한 백색 왜성은 질량이 찬드라 세 카르 한계를 초과하고 열핵 폭발을 일으켜 Ia 유형의 초신성으로 관찰됩니다. 이러한 사건의 예는 초신성 SN 1572의 폭발입니다.
백색 왜성 디스크의 형성
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.
현재 남아있는 행성의 궤도는불안정 해지고 소행성이 백색 왜성쪽으로 던져집니다. 그들이 너무 가까워지면 별의 조력이 그들을 먼지로 만듭니다. 젊은 백색 왜성은 원반을 빠르게 형성 할 것으로 예상되지만 그렇지 않습니다.
지연은 다음에 의해 정확하게 설명 된 것으로 밝혀졌습니다.백색 왜성의 온도. 그들은 너무 뜨거워서 먼지가 빨리 증발하고 사라집니다. 이 증발은 백색 왜성의 표면 온도가 약 27,000 켈빈으로 냉각 될 때만 멈 춥니 다. 이것은 관측 데이터와 일치합니다. 온도가 임계 이하인 왜성에서 디스크가 발견되었습니다.
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