A origem das anãs brancas
Duas ideias desempenharam um papel fundamental na explicação da génese das anãs brancas: o pensamento
- Reação de hélio triplo e núcleos isotérmicos de gigantes vermelhos
Durante a evolução das estrelas, os principaissequência, o hidrogênio “queima” - nucleossíntese com a formação de hélio (ver ciclo de Bethe). Tal esgotamento leva à cessação da liberação de energia nas partes centrais da estrela, à compressão e, consequentemente, ao aumento da temperatura e da densidade em seu núcleo.
Aumento da temperatura e densidade no núcleo estelarleva a condições em que uma nova fonte de energia termonuclear é ativada: a queima do hélio (reação do hélio triplo ou processo triplo alfa), característica de gigantes e supergigantes vermelhos.
- Perda de massa e derramamento de casca por gigantes vermelhos
As reações nucleares em gigantes vermelhas não ocorremapenas no núcleo: à medida que o hidrogênio queima no núcleo, a nucleossíntese do hélio se espalha para as regiões da estrela ainda ricas em hidrogênio, formando uma camada esférica na fronteira das regiões pobres e ricas em hidrogênio.
Uma situação semelhante ocorre com a reação do hélio triplo: conforme o hélio queima no núcleo, ele também se concentra em uma camada esférica na fronteira entre as regiões pobres e ricas em hélio.
A luminosidade das estrelas com tal “camada dupla”As áreas de nucleossíntese aumentam significativamente, atingindo cerca de vários milhares de luminosidades do Sol, enquanto a estrela “incha”, aumentando o seu diâmetro até ao tamanho da órbita da Terra. A zona de nucleossíntese de hélio sobe até a superfície da estrela: a fração de massa dentro desta zona é aproximadamente 70% da massa da estrela.
A “explosão” é acompanhada por um fluxo bastante intenso de matéria da superfície da estrela; objetos como nebulosas protoplanetárias são observados.
Os mecanismos exatos de perda de massa e posterior ejeção do envelope para tais estrelas ainda não estão claros, mas os seguintes fatores podem ser assumidos que podem contribuir para a perda do envelope:
- Devido à luminosidade extremamente elevada, a pressão da luz do fluxo de radiação da estrela em suas camadas externas torna-se significativa, o que, de acordo com os dados calculados, pode levar à perda do envelope em vários milhares de anos.
- Devido à ionização do hidrogênio nas regiões que se encontramabaixo da fotosfera, pode desenvolver-se uma forte instabilidade convectiva. A atividade solar tem natureza semelhante, mas no caso dos gigantes vermelhos, a potência dos fluxos convectivos deve exceder significativamente a solar.
- Em envelopes estelares estendidos, eles podeminstabilidades se desenvolvem, levando a fortes processos oscilatórios, acompanhados por uma mudança no regime térmico da estrela. Na fig. 4, são observadas ondas de densidade da matéria ejetada pela estrela, que podem ser consequências de tais flutuações.
- Gigantes vermelhos com um termonuclear de "duas camadas"as pulsações térmicas, acompanhadas pela "troca" de fontes termonucleares de hidrogênio e hélio e intensa perda de massa, são observadas por fontes que passaram em um estágio avançado de sua evolução para o ramo assintótico de gigantes.
- Contração de anãs brancas
Os teóricos previram que os jovens brancosas anãs em um estágio inicial de evolução deveriam encolher. Segundo cálculos, devido ao resfriamento gradual, o raio de uma anã branca típica pode ser reduzido em várias centenas de quilômetros no primeiro milhão de anos de sua existência.
Em 2017, astrofísicos russos deO Instituto Astronômico Estatal em homenagem a P.K. Sternberg Universidade Estadual de Moscou, o Instituto de Astronomia da Academia Russa de Ciências, o Instituto de Física Teórica e Experimental em homenagem a A.I. Alikhanov e o Instituto Nacional de Astrofísica (Milão) sob a liderança do Professor Sergei Borisovich Popov, pela primeira vez no mundo, documentou a descoberta de uma jovem anã branca, com raio diminuindo muito rapidamente.
Cientistas russos e seus assistentes italianosestudou a emissão de raios X do sistema binário HD49798/RX J0648.0-4418, localizado na constelação de Puppis, a uma distância de dois mil anos-luz da Terra. Os resultados da pesquisa foram publicados na revistaAvisos mensais da Royal Astronomical Societyem fevereiro de 2018
Propriedades das anãs brancas
- Composição química
A composição química de uma anã branca é determinada pelo estágio em que terminaram as reações termonucleares dentro da estrela progenitora.
Se a massa da estrela original for pequena, 0,08-0,5 massasO sol, que não é suficiente para iniciar a queima do hélio, depois de esgotar todo o suprimento de hidrogênio, essas estrelas tornam-se anãs brancas de hélio com massa de até 0,5 solar.
Se a estrela original tem uma massa de 0,5-8massas do Sol, então isso é o suficiente para um flash de hélio, a evolução da estrela continuará na fase da gigante vermelha e só irá parar depois que o hélio se extinguir. O núcleo degenerado resultante de tal estrela se tornará uma anã branca de carbono-oxigênio com uma massa de 0,5-1,2 solar.
Quando a estrela original tem uma massa de 8-12 massas solares,isso é o suficiente para começar a queimar carbono, a evolução da estrela continuará e o carbono em seu interior pode ser processado em elementos mais pesados, em particular o néon e o magnésio. E então seu estágio final na evolução de tal estrela pode ser a formação de uma anã branca oxigênio-neônio-magnésio com uma massa próxima ao limite de Chandrasekhar.
Evolução das anãs brancas
As anãs brancas começam a sua evolução como núcleos degenerados expostos de gigantes vermelhas que abandonaram a sua concha - isto é, como estrelas centrais de nebulosas planetárias jovens.
As temperaturas das fotosferas dos núcleos de jovens planetáriosas nebulosas são extremamente altas - por exemplo, a temperatura da estrela central da nebulosa NGC 7293 varia de 90.000 K (estimada a partir das linhas de absorção) a 130.000 K (estimada a partir do espectro de raios-X). Nessas temperaturas, os raios ultravioleta fortes e os raios X suaves respondem pela maior parte do espectro.
Ao mesmo tempo, as anãs brancas observadas em suasos espectros são predominantemente divididos em dois grandes grupos - classe espectral de “hidrogênio” DA, em cujos espectros não há linhas de hélio, que constituem ~80% da população de anãs brancas, e classe espectral de “hélio” DB sem linhas de hidrogênio nos espectros, constituindo a maior parte dos 20% restantes da população.
A razão para esta diferença na composição das atmosferas brancasos anões permaneceram obscuros por muito tempo. Em 1984, Iko Iben considerou cenários para a “saída” de anãs brancas de gigantes vermelhas pulsantes no ramo gigante assintótico em várias fases de pulsação.
Em um estágio posterior de evolução, gigantes vermelhos comaté dez massas solares como resultado da "queima" do núcleo de hélio, um núcleo degenerado é formado, consistindo principalmente de carbono e elementos mais pesados, rodeado por uma fonte de camada de hélio não degenerada na qual uma reação de hélio triplo ocorre.
Em um tempo extremamente curto (~ 30 anos), a luminosidadeda fonte de hélio aumenta tanto que a combustão do hélio entra em modo convectivo, a camada se expande, empurrando para fora a fonte da camada de hidrogênio, que leva ao seu resfriamento e à cessação da combustão do hidrogênio. Depois que o excesso de hélio é queimado durante o flare, a luminosidade da camada de hélio diminui, as camadas externas de hidrogênio da gigante vermelha são comprimidas e uma nova ignição da fonte da camada de hidrogênio ocorre.
Fenômenos astronômicos envolvendo anãs brancas
Uma característica da radiação das anãs brancas emO alcance dos raios X é o fato de que a principal fonte de radiação dos raios X para eles é a fotosfera, o que os distingue nitidamente das estrelas "normais": esta última emite uma coroa de raios X aquecida a vários milhões de Kelvin, e a temperatura de a fotosfera é muito baixa para emitir raios-X.
Na ausência de acreção, a fonte de luminosidade brancaanões são o armazenamento de energia térmica de íons em seus intestinos, portanto, sua luminosidade depende da idade. Uma teoria quantitativa de resfriamento de anãs brancas foi construída no final dos anos 1940 pelo professor Samuel Kaplan.
- Acreção em anãs brancas em sistemas binários
Durante a evolução de estrelas de diferentes massas em bináriosistemas, as taxas de evolução dos componentes não são as mesmas, enquanto um componente mais massivo pode evoluir para uma anã branca, enquanto um menos massivo pode permanecer na sequência principal neste momento.
Por sua vez, após a descida no processo de evoluçãoum componente menos massivo da sequência principal e sua transição para o ramo das gigantes vermelhas, o tamanho de uma estrela em evolução começa a crescer até preencher seu lóbulo de Roche.
- Acréscimo não estacionário nas anãs brancas emSe a companheira for uma anã vermelha massiva, isso leva ao aparecimento de novas anãs (estrelas do tipo U Gem (UG)) e estrelas variáveis catastróficas do tipo nova.
- Acreção em anãs brancas com fortecampo magnético, é direcionado para a região dos pólos magnéticos da anã branca, e o mecanismo cíclotron de radiação do plasma de acréscimo nas regiões quase polares do campo magnético da anã causa uma forte polarização da radiação na região visível (polares e polares intermediários).
- Acreção em anãs brancas ricas em hidrogêniomatéria leva ao seu acúmulo na superfície (consistindo principalmente de hélio) e aquece até as temperaturas da reação de fusão do hélio, que, no caso do desenvolvimento de instabilidade térmica, leva a uma explosão observada como o estouro de uma nova estrela .
- Acréscimo suficientemente longo e intenso emuma enorme anã branca leva a sua massa excedendo o limite de Chandrasekhar e uma explosão termonuclear, observada como uma supernova do tipo Ia. Um exemplo de tal evento é a explosão da supernova SN 1572.
Formação de discos anões brancos
Cientistas do Instituto de Ciência Planetária dos EUA decidirammistério em torno da formação de discos de detritos em torno das anãs brancas. Sabe-se que esses discos aparecem apenas 10-20 milhões de anos após o estágio de gigante vermelha.
Durante a fase de gigante vermelha, a estrela perde uma porção significativa da sua massa antes de se tornar uma anã branca de carbono-oxigénio, com aproximadamente o tamanho da Terra e metade da massa do Sol.
Neste momento, as órbitas de quaisquer planetas restantesdesestabilizada, e asteróides são lançados contra a anã branca. Quando eles se aproximam demais, as forças das marés da estrela os transformam em poeira. Espera-se que as anãs brancas jovens formem discos rapidamente, mas não é o caso.
Descobriu-se que o atraso foi explicado justamente portemperatura das anãs brancas. Eles são tão quentes que qualquer poeira rapidamente evapora e se dispersa. Essa evaporação só pára quando a temperatura da superfície da anã branca esfria para cerca de 27 mil Kelvin. Isso é consistente com os dados observacionais: discos foram encontrados em anões cujas temperaturas estão abaixo do crítico.
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