Pôvod bielych trpaslíkov
Dve myšlienky zohrali kľúčovú úlohu pri vysvetľovaní genézy bielych trpaslíkov: myšlienka
- Trojnásobná héliová reakcia a izotermické jadrá červených obrov
Počas vývoja hviezd sa hlavnásekvencie, vodík „vyhorí“ - nukleosyntéza s tvorbou hélia (pozri Betheho cyklus). Takéto vyhorenie vedie k zastaveniu uvoľňovania energie v centrálnych častiach hviezdy, kompresii, a teda k zvýšeniu teploty a hustoty v jej jadre.
Nárast teploty a hustoty v hviezdnom jadrevedie k podmienkam, v ktorých sa aktivuje nový zdroj termonukleárnej energie: vyhorenie hélia (trojitá reakcia hélia alebo proces trojitého alfa), charakteristické pre červené obry a superobry.
- Strata hmotnosti a zhodenie škrupiny červenými obrami
Jadrové reakcie v červených obroch sa nevyskytujúlen v jadre: ako vodík v jadre vyhorí, nukleosyntéza hélia sa rozšíri do ešte stále na vodík bohatých oblastí hviezdy, čím sa vytvorí sférická vrstva na rozhraní oblastí chudobných na vodík a bohatých na vodík.
Podobná situácia nastáva pri trojitej reakcii hélia: keď hélium v jadre dohorí, koncentruje sa tiež v sférickej vrstve na hranici medzi oblasťami chudobnými na hélium a héliom.
Svietivosť hviezd s takouto „dvojvrstvovou“oblasti nukleosyntézy sa výrazne zväčšujú a dosahujú približne niekoľko tisíc svietivostí Slnka, zatiaľ čo hviezda „napučiava“ a zväčšuje svoj priemer na veľkosť obežnej dráhy Zeme. Zóna nukleosyntézy hélia stúpa na povrch hviezdy: časť hmoty vo vnútri tejto zóny je ~ 70% hmotnosti hviezdy.
„Nafúknutie“ je sprevádzané pomerne intenzívnym výlevom hmoty z povrchu hviezdy, pozorované objekty, ako sú protoplanetárne hmloviny.
Presné mechanizmy straty hmotnosti a ďalšieho vysunutia obálky pre tieto hviezdy sú stále nejasné, ale možno predpokladať nasledujúce faktory, ktoré môžu prispieť k strate obálky:
- Vzhľadom na extrémne vysokú svietivosť sa svetelný tlak toku žiarenia hviezdy na jej vonkajšie vrstvy stáva významným, čo podľa vypočítaných údajov môže viesť k strate obálky za niekoľko tisíc rokov.
- V dôsledku ionizácie vodíka v ležiacich oblastiachpod fotosférou sa môže vyvinúť silná konvekčná nestabilita. Slnečná aktivita má podobnú povahu, ale v prípade červených obrov by sila konvekčných prúdov mala výrazne prevyšovať slnečnú.
- V predĺžených hviezdnych obálkach môžuvyvíjajú sa nestability, čo vedie k silným oscilačným procesom sprevádzaným zmenou tepelného režimu hviezdy. Na obr. 4, sú pozorované hustotné vlny hmoty vyvrhnutej hviezdou, čo môže byť dôsledkom takýchto fluktuácií.
- Červení obri s „dvojvrstvovým“ termonukleáromtepelné pulzácie sprevádzané „prepínaním“ termonukleárnych zdrojov vodíka a hélia a intenzívnym úbytkom hmotnosti pozorujú zdroje, ktoré prešli v neskorom štádiu svojho vývoja do asymptotickej vetvy obrov.
- Kontrakcia bielych trpaslíkov
Teoretici predpovedali, že mladí belositrpaslíci v ranom štádiu evolúcie by sa mali zmenšiť. Podľa výpočtov sa môže v dôsledku postupného ochladzovania zmenšiť polomer typického bieleho trpaslíka za prvý milión rokov jeho existencie o niekoľko stoviek kilometrov.
V roku 2017 ruskí astrofyzici zŠtátny astronomický inštitút pomenovaný po Moskovskej štátnej univerzite P. K. Sternberga, Inštitút astronómie Ruskej akadémie vied, Inštitút teoretickej a experimentálnej fyziky pomenovaný po A. I. Alikhanovovi a Národný inštitút astrofyziky (Milán) pod vedením profesora Sergeja Borisoviča Popov po prvý raz na svete zdokumentoval objav mladého bieleho trpaslíka s veľmi rýchlo sa zmenšujúcim polomerom.
Ruskí vedci a ich talianski asistentištudovali röntgenovú emisiu binárneho systému HD49798/RX J0648.0-4418, ktorý sa nachádza v súhvezdí Puppis vo vzdialenosti dvetisíc svetelných rokov od Zeme. Výsledky výskumu boli publikované v časopiseMesačné oznámenia Kráľovskej astronomickej spoločnostivo februári 2018
Vlastnosti bielych trpaslíkov
- Chemické zloženie
Chemické zloženie bieleho trpaslíka je určené štádiom, v ktorom sa skončili termonukleárne reakcie vo vnútri progenitorovej hviezdy.
Ak je hmotnosť pôvodnej hviezdy malá, 0,08-0,5 hmotnostiSlnko, ktoré nestačí na spustenie spaľovania hélia, sa po vyčerpaní celej zásoby vodíka stane z týchto hviezd héliovo bielych trpaslíkov s hmotnosťou až 0,5 slnečného žiarenia.
Ak má pôvodná hviezda hmotnosť 0,5-8hmotnosti Slnka, potom to stačí na záblesk hélia, vývoj hviezdy bude pokračovať vo fáze červeného obra a zastaví sa až po vyhorení hélia. Výsledné degenerované jadro takejto hviezdy sa stane bielym trpaslíkom s uhlíkom a kyslíkom s hmotnosťou 0,5-1,2 slnečného žiarenia.
Keď má pôvodná hviezda hmotnosť 8-12 slnečných hmôt,to stačí na to, aby sa začalo spaľovať uhlík, vývoj hviezdy bude pokračovať ďalej a uhlík v jej vnútri môže byť spracovaný na ťažšie prvky, najmä neón a horčík. A potom jeho konečnou fázou vývoja takejto hviezdy môže byť tvorba kyslíkovo-neónovo-horečnatého bieleho trpaslíka s hmotnosťou blízkou Chandrasekharovej hranici.
Vývoj bielych trpaslíkov
Bieli trpaslíci začínajú svoju evolúciu ako obnažené degenerované jadrá červených obrov, ktorí zhodili svoju schránku – teda ako centrálne hviezdy mladých planetárnych hmlovín.
Teploty fotosfér jadier mladej planétyhmloviny sú extrémne vysoké - napríklad teplota centrálnej hviezdy hmloviny NGC 7293 sa pohybuje od 90 000 K (odhad z absorpčných čiar) do 130 000 K (odhad z röntgenového spektra). Pri týchto teplotách tvoria väčšinu spektra tvrdé ultrafialové a mäkké röntgenové lúče.
Zároveň pozorovaní bieli trpaslíci v ichspektrá sa prevažne delia na dve veľké skupiny – „vodíkovú“ spektrálnu triedu DA, v ktorej spektrá nie sú žiadne héliové čiary, ktoré tvoria ~80 % populácie bielych trpaslíkov, a „héliovú“ spektrálnu triedu DB bez vodíkových čiar v spektrách, ktoré tvoria väčšinu zostávajúcich 20 % populácií.
Dôvod tohto rozdielu v zložení bielej atmosférytrpaslíci zostali dlho nejasné. V roku 1984 Iko Iben zvažoval scenáre „výstupu“ bielych trpaslíkov z pulzujúcich červených obrov na asymptotickej obrej vetve v rôznych fázach pulzácie.
V neskoršej fáze vývoja červení obri saž desať slnečných hmôt, v dôsledku „vyhorenia“ jadra hélia vznikne zdegenerované jadro, pozostávajúce predovšetkým z uhlíka a ťažších prvkov, obklopené nedegenerovaným zdrojom vrstvy hélia, v ktorom prebieha reakcia trojitého hélia miesto.
V extrémne krátkom čase (~ 30 rokov) svietivosťzdroja hélia sa zvýši natoľko, že spaľovanie hélia prejde do konvekčného režimu, vrstva sa roztiahne a vytlačí zdroj vodíkovej vrstvy, čo vedie k jeho ochladeniu a zastaveniu spaľovania vodíka. Potom, čo je prebytočné hélium spálené počas vzplanutia, sa zníži svietivosť vrstvy hélia, stlačia sa vonkajšie vodíkové vrstvy červeného obra a dôjde k novému vznieteniu zdroja vodíkovej vrstvy.
Astronomické javy zahŕňajúce bielych trpaslíkov
Charakteristiky žiarenia bielych trpaslíkov vRozsah röntgenového žiarenia je skutočnosť, že hlavným zdrojom röntgenového žiarenia je pre nich fotosféra, ktorá ich výrazne odlišuje od „normálnych“ hviezd: tieto vyžarujú röntgenovú korónu zahrievanú na niekoľko miliónov Kelvinov a teplotu fotosféra je príliš nízka na to, aby vyžarovala röntgenové lúče.
Pri absencii akrécie je zdroj bielej svietivostitrpaslíci sú zásobníkom tepelnej energie iónov v ich hĺbkach, takže ich svietivosť závisí od veku. Kvantitatívnu teóriu chladenia bielych trpaslíkov zostavil koncom štyridsiatych rokov profesor Samuel Kaplan.
- Accrection on White Dwarfs in Binary Systems
Počas vývoja hviezd rôznych hmotností v dvojhviezdesystémy, rýchlosti vývoja komponentov nie sú rovnaké, zatiaľ čo masívnejší komponent sa môže vyvinúť na bieleho trpaslíka, zatiaľ čo menej masívny komponent môže v tomto čase zostať v hlavnej sekvencii.
Na druhej strane počas zostupu v procese evolúciemenej hmotná zložka z hlavnej sekvencie a jej prechodu do vetvy červených obrov, veľkosť vyvíjajúcej sa hviezdy začína rásť, kým nezaplní svoj Roche lalok.
- Nestacionárne prirastanie k bielym trpaslíkom vAk je spoločníkom masívny červený trpaslík, vedie to k výskytu trpasličích nov (hviezd typu U Gem (UG)) a katastrofických premenných hviezd podobných novu.
- Akrécia na bielych trpaslíkoch so silnoumagnetické pole, je nasmerované do oblasti magnetických pólov bieleho trpaslíka a cyklotronový mechanizmus žiarenia narastajúcej plazmy v blízkych polárnych oblastiach trpasličieho magnetického poľa spôsobuje silnú polarizáciu žiarenia vo viditeľnej oblasti (polárne) a stredné póly).
- Akrécia na bielych trpaslíkoch bohatých na vodíkhmota vedie k jej akumulácii na povrchu (pozostáva hlavne z hélia) a zahrievaniu na teploty fúznej reakcie hélia, čo v prípade vývoja tepelnej nestability vedie k výbuchu pozorovanému ako výbuch novej hviezdy .
- Dostatočne dlhé a intenzívne narastanie namohutný biely trpaslík vedie k tomu, že jeho hmotnosť presahuje Chandrasekharovu hranicu a termonukleárny výbuch, pozorovaný ako supernova typu Ia. Príkladom takejto udalosti je výbuch supernovy SN 1572.
Tvorba bielych trpasličích diskov
Rozhodli o tom vedci z US Planetary Science Institutezáhada okolo vzniku diskov trosiek okolo bielych trpaslíkov. Je známe, že tieto disky sa objavujú len 10-20 miliónov rokov po štádiu červeného obra.
Počas fázy červeného obra stráca hviezda značnú časť svojej hmotnosti, kým sa stane uhlíkovo-kyslíkovým bielym trpaslíkom, ktorý má veľkosť Zeme a polovicu hmotnosti Slnka.
V tejto dobe sú dráhy všetkých zostávajúcich planétdestabilizované a asteroidy sú vrhané smerom k bielemu trpaslíkovi. Keď sa dostanú príliš blízko, slapové sily hviezdy ich premenia na prach. Očakáva sa, že mladí bieli trpaslíci rýchlo vytvoria kotúče, ale nie je tomu tak.
Ukázalo sa, že oneskorenie bolo vysvetlené presne podľateplota bielych trpaslíkov. Sú také horúce, že sa všetok prach rýchlo odparí a rozptýli. Toto odparovanie sa zastaví iba vtedy, keď sa povrchová teplota bieleho trpaslíka ochladí na približne 27 tisíc Kelvinov. To je v súlade s pozorovacími údajmi: disky boli nájdené u trpaslíkov, ktorých teploty sú nižšie ako kritické.
Čítaj viac:
V Číne bola vytvorená silná neurónová sieť: je 10-krát produktívnejšia ako analógy
Fyzici znovu vytvorili prvú látku, ktorá sa objavila po Veľkom tresku
Drobný vodíkový motor nahrádza náprotivky fosílnych palív