Pochodzenie białych karłów
Dwie idee odegrały kluczową rolę w wyjaśnieniu genezy białych karłów: myśl
- Potrójna reakcja helowa i izotermiczne rdzenie czerwonych olbrzymów
Podczas ewolucji gwiazd najważniejszesekwencja wodór „wypala się” - nukleosynteza z utworzeniem helu (patrz cykl Bethego). Wypalenie to prowadzi do zaprzestania uwalniania energii w centralnych częściach gwiazdy, kompresji, a co za tym idzie do wzrostu temperatury i gęstości w jej jądrze.
Wzrost temperatury i gęstości w jądrze gwiazdyprowadzi do powstania warunków, w których aktywowane jest nowe źródło energii termojądrowej: wypalenie helu (reakcja potrójnego helu lub proces potrójnej alfa), charakterystyczne dla czerwonych olbrzymów i nadolbrzymów.
- Utrata masy i zrzucanie muszli przez czerwone olbrzymy
Reakcje jądrowe w czerwonych olbrzymach nie zachodzątylko w jądrze: gdy wodór wypala się w jądrze, nukleosynteza helu rozprzestrzenia się na wciąż bogate w wodór obszary gwiazdy, tworząc kulistą warstwę na granicy obszarów ubogich w wodór i bogatych w wodór.
Podobna sytuacja ma miejsce w przypadku potrójnej reakcji helu: hel podczas wypalania się w jądrze gromadzi się również w kulistej warstwie na granicy obszarów ubogich w hel i bogatych w hel.
Jasność gwiazd o takiej „podwójnej warstwie”obszary nukleosyntezy znacznie się zwiększają, osiągając około kilku tysięcy jasności Słońca, podczas gdy gwiazda „pęcznieje”, zwiększając swoją średnicę do wielkości orbity Ziemi. Strefa nukleosyntezy helu wznosi się do powierzchni gwiazdy: część masy wewnątrz tej strefy wynosi ~ 70% masy gwiazdy.
„Wysadzeniu” towarzyszy dość intensywny wypływ materii z powierzchni gwiazdy, obserwuje się obiekty takie jak mgławice protoplanetarne.
Dokładne mechanizmy utraty masy i dalszego wyrzucania otoczki dla takich gwiazd są nadal niejasne, ale można założyć, że następujące czynniki mogą przyczynić się do utraty otoczki:
- Ze względu na wyjątkowo wysoką jasność, ciśnienie światła strumienia promieniowania gwiazdy na jej zewnętrznych warstwach staje się znaczące, co zgodnie z obliczonymi danymi może doprowadzić do utraty otoczki za kilka tysięcy lat.
- Ze względu na jonizację wodoru w regionach leżącychponiżej fotosfery może rozwinąć się silna niestabilność konwekcyjna. Aktywność słoneczna ma podobny charakter, ale w przypadku czerwonych olbrzymów moc przepływów konwekcyjnych powinna znacznie przewyższać słoneczną.
- W rozszerzonych kopertach gwiezdnych mogą:rozwijają się niestabilności, prowadzące do silnych procesów oscylacyjnych, którym towarzyszy zmiana reżimu termicznego gwiazdy. Na ryc. 4, obserwuje się fale gęstości materii wyrzuconej przez gwiazdę, co może być konsekwencją takich wahań.
- Czerwone olbrzymy z „dwuwarstwowym” termojądrempulsacje termiczne, którym towarzyszy „przełączanie” źródeł termojądrowych wodoru i helu oraz intensywna utrata masy, są obserwowane przez źródła, które przeszły na późnym etapie ewolucji do asymptotycznej gałęzi gigantów.
- Skurcz białych karłów
Teoretycy przewidywali, że młodzi bialikarły na wczesnym etapie ewolucji powinny się skurczyć. Według obliczeń, w wyniku stopniowego chłodzenia promień typowego białego karła może zmniejszyć się o kilkaset kilometrów w ciągu pierwszego miliona lat jego istnienia.
W 2017 roku rosyjscy astrofizycy zPaństwowy Instytut Astronomiczny im. P.K. Sternberga Moskiewskiego Uniwersytetu Państwowego, Instytut Astronomii Rosyjskiej Akademii Nauk, Instytut Fizyki Teoretycznej i Doświadczalnej im. A.I. Alikhanova oraz Narodowy Instytut Astrofizyki (Mediolan) pod kierownictwem profesora Siergieja Borysowicza Popow po raz pierwszy na świecie udokumentował odkrycie młodego białego karła o bardzo szybko malejącym promieniu.
Rosyjscy naukowcy i ich włoscy asystencibadał emisję promieniowania rentgenowskiego układu podwójnego HD49798/RX J0648.0-4418, znajdującego się w gwiazdozbiorze Rufy w odległości dwóch tysięcy lat świetlnych od Ziemi. Wyniki badań opublikowano w czasopiśmieMiesięczne zawiadomienia Królewskiego Towarzystwa Astronomicznegow lutym 2018 r
Właściwości białych karłów
- Skład chemiczny
Skład chemiczny białego karła zależy od etapu, na którym zakończyły się reakcje termojądrowe wewnątrz gwiazdy progenitorowej.
Jeśli masa pierwotnej gwiazdy jest mała, 0,08-0,5 masySłońce, które nie wystarcza do rozpoczęcia spalania helu, to po zużyciu całego zapasu wodoru takie gwiazdy stają się helowymi białymi karłami o masie do 0,5 Słońca.
Jeśli oryginalna gwiazda ma masę 0,5-8masy Słońca, to wystarczy na błysk helu, ewolucja gwiazdy będzie kontynuowana w fazie czerwonego olbrzyma i zatrzyma się dopiero po wypaleniu się helu. Powstały zdegenerowany rdzeń takiej gwiazdy stanie się białym karłem węglowo-tlenowym o masie 0,5-1,2 Słońca.
Kiedy pierwotna gwiazda ma masę 8-12 mas Słońca,to wystarczy, aby zacząć spalać węgiel, ewolucja gwiazdy będzie trwała dalej, a węgiel w jej wnętrzu może zostać przetworzony na cięższe pierwiastki, w szczególności neon i magnez. A potem ostatnim etapem ewolucji takiej gwiazdy może być powstanie białego karła tlenowo-neonowo-magnezowego o masie bliskiej granicy Chandrasekhara.
Ewolucja białych karłów
Białe karły rozpoczynają swoją ewolucję jako odsłonięte, zdegenerowane jądra czerwonych olbrzymów, które zrzuciły swoją powłokę, czyli jako gwiazdy centralne młodych mgławic planetarnych.
Temperatury fotosfer jąder młodej planetarkimgławice są niezwykle wysokie - na przykład temperatura centralnej gwiazdy mgławicy NGC 7293 waha się od 90 000 K (szacowana na podstawie linii absorpcyjnych) do 130 000 K (szacowana na podstawie widma rentgenowskiego). W tych temperaturach twarde promieniowanie ultrafioletowe i miękkie promieniowanie rentgenowskie stanowią większość widma.
W tym samym czasie zaobserwowano w nich białe karływidma są przeważnie podzielone na dwie duże grupy - „wodorową” klasę widmową DA, w której widmach nie ma linii helowych, które stanowią ~80% populacji białych karłów, oraz „helową” klasę widmową DB bez linii wodorowych w widmach, co stanowi większość pozostałych 20% populacji.
Powód tej różnicy w składzie białej atmosferykarły pozostawały niejasne przez długi czas. W 1984 roku Iko Iben rozważał scenariusze „wyjścia” białych karłów z pulsujących czerwonych olbrzymów na asymptotycznej gałęzi olbrzyma w różnych fazach pulsacji.
Na późniejszym etapie ewolucji czerwone olbrzymy zdo dziesięciu mas Słońca, w wyniku „wypalenia” jądra helowego powstaje zdegenerowany rdzeń, składający się głównie z węgla i cięższych pierwiastków, otoczony niezdegenerowanym źródłem warstwy helu, w którym zachodzi potrójna reakcja helowa miejsce.
W niezwykle krótkim czasie (~30 lat) jasnośćźródła helu wzrasta na tyle, że spalanie helu przechodzi w tryb konwekcyjny, warstwa rozszerza się wypychając źródło warstwy wodoru, co prowadzi do jego schłodzenia i zaprzestania spalania wodoru. Po spaleniu nadmiaru helu podczas rozbłysku jasność warstwy helu zmniejsza się, zewnętrzne warstwy wodorowe czerwonego olbrzyma ulegają kompresji i następuje ponowne zapalenie źródła warstwy wodoru.
Zjawiska astronomiczne z udziałem białych karłów
Cecha promieniowania białych karłów wZasięg promieniowania rentgenowskiego polega na tym, że głównym źródłem promieniowania rentgenowskiego jest dla nich fotosfera, która ostro odróżnia je od „normalnych” gwiazd: ta ostatnia emituje koronę rentgenowską rozgrzaną do kilku milionów Kelwinów, a temperaturę fotosfera jest zbyt nisko, aby emitować promieniowanie rentgenowskie.
W przypadku braku akrecji źródło białej jasności luminkarły są magazynem energii cieplnej jonów w ich głębi, więc ich jasność zależy od wieku. Ilościową teorię chłodzenia białych karłów zbudował pod koniec lat 40. XX wieku profesor Samuel Kaplan.
- Akrecja na białych karłach w systemach binarnych
Podczas ewolucji gwiazd o różnych masach w układzie podwójnymw układach tempo ewolucji składników nie jest takie samo, podczas gdy bardziej masywny składnik może ewoluować w białego karła, podczas gdy mniej masywny może do tego czasu pozostać w ciągu głównym.
Z kolei podczas schodzenia w procesie ewolucjimniej masywny składnik z ciągu głównego i jego przejście do gałęzi czerwonych olbrzymów, rozmiar ewoluującej gwiazdy zaczyna rosnąć, aż wypełni jej płat Roche'a.
- Niestacjonarna akrecja na białe karły wJeśli towarzyszem jest masywny czerwony karzeł, prowadzi to do pojawienia się nowych karłowatych (gwiazd typu U Gem (UG)) i podobnych do nowych katastrofalnych gwiazd zmiennych.
- Narost na białych karłach z silnympole magnetyczne, skierowane jest w rejon biegunów magnetycznych białego karła, a cyklotronowy mechanizm promieniowania akrecyjnej plazmy w przybiegunowych rejonach karłowatego pola magnetycznego powoduje silną polaryzację promieniowania w obszarze widzialnym (biegunowym). i bieguny pośrednie).
- Akrecja na bogatych w wodór białych karłachmateria prowadzi do jej akumulacji na powierzchni (składającej się głównie z helu) i nagrzania do temperatur reakcji fuzji helu, co w przypadku rozwoju niestabilności termicznej prowadzi do wybuchu obserwowanego jako rozbłysk nowej gwiazdy .
- Wystarczająco długa i intensywna akrecja dalejmasywny biały karzeł prowadzi do jego masy przekraczającej granicę Chandrasekhara i wybuchu termojądrowego, obserwowanego jako supernowa typu Ia.Przykładem takiego zdarzenia jest wybuch supernowej SN 1572.
Tworzenie dysków białego karła
Tak zdecydowali naukowcy z Amerykańskiego Instytutu Nauk Planetarnychtajemnica związana z powstawaniem dysków gruzowych wokół białych karłów. Wiadomo, że dyski te pojawiają się zaledwie 10–20 milionów lat po fazie czerwonego olbrzyma.
W fazie czerwonego olbrzyma gwiazda traci znaczną część swojej masy, zanim staje się białym karłem węglowo-tlenowym, mniej więcej wielkości Ziemi i połowy masy Słońca.
W tej chwili orbity pozostałych planet planetzdestabilizowany, a asteroidy są rzucane w kierunku białego karła. Kiedy zbliżają się zbyt blisko, siły pływowe gwiazdy zamieniają je w pył. Oczekuje się, że młode białe karły szybko utworzą dyski, ale tak nie jest.
Okazało się, że opóźnienie zostało dokładnie wyjaśnione przeztemperatura białych karłów. Są tak gorące, że każdy kurz szybko wyparuje i rozproszy się. To parowanie ustaje dopiero, gdy temperatura powierzchni białego karła spadnie do około 27 tysięcy kelwinów. Jest to zgodne z danymi obserwacyjnymi: dyski zostały znalezione u karłów, których temperatury są poniżej krytycznego.
Czytaj więcej:
W Chinach stworzono potężną sieć neuronową: jest 10 razy bardziej wydajna niż analogi
Fizycy odtworzyli pierwszą substancję, która pojawiła się po Wielkim Wybuchu
Malutki silnik wodorowy zastępuje odpowiedniki paliw kopalnych