Надо Знать

добавить знаний



Белый карлик



План:


Введение

Белые карлики - звезды низкой светимости с массами, сопоставимыми с массой Солнца, и высокими эффективными температурами. Название белые карлики связана с цветом первых открытых представителей этого класса - Сириуса B и 40 Эридана B. На диаграмме Герцшпрунга-Рассела они расположены на 10-12 m ниже зрение главной последовательности такого же спектрального класса [1].

Радиусы белых карликов примерно в 100 раз меньше солнечного, соответственно, их светимость в ~ 10 000 раз меньше солнечной. Плотность вещества белых карликов составляет 10 6 -10 9 г / см 3, в миллионы раз больше плотности вещества в звездах главной последовательности. По численности белые карлики составляют 3-10% зрение Галактики. Однако известна лишь небольшая их часть, потому что из-за низкой светимостью обнаружены лишь те, расстояние до которых не превышает 200-300 пк.

По современным представлениям [1] белые карлики - конечный продукт эволюции нормальных звезд с массами от солнечной массы до 8-10 солнечных масс. Они образуются после исчерпания источников термоядерной энергии в недрах звезды и сброса оболочки.


1. История открытия

1.1. Открытия белых карликов

Рис. 1. Траектория движения Сириуса А небесной сферой, стрелка масштаба - 1 угловая секунда

1844 года директор Кенигсбергской обсерватории Фридрих Бессель обнаружил, что Сириус, самая яркая на небе звезда, периодически, хотя и довольно слабо, отклоняется от прямолинейной траектории на небесной сфере. Бессель пришел к выводу, что у Сириуса должен быть невидимый "темный" спутник, причем период вращения обоих зрение вокруг общего центра масс должно быть около 50 лет. Сообщение было встречено скептически, поскольку темный спутник оставался невидимым, а его масса должна быть достаточно большой - сравнимой с массой Сириуса.

Белый карлик Сириус B рядом со звездой Сириус A (Сириус B - точка в левом нижнем квадранте)

В январе 1862 г. Элвин Грэхем Кларк, юстуючы 18-ти дюймовый рефрактор, крупнейший на то время телескоп в мире ( Dearborn Telescope ), Поставленный семейной фирмой кларков к Чикагской обсерватории, обнаружил рядом с Сириусом тусклую звезду. Это был темный спутник Сириуса, Сириус B, как и предсказывал Бессель. Температура поверхности Сириуса B составляет 25 000 К, что с учетом его аномально низкой светимости, указывает на очень малый радиус и, соответственно, очень высокую плотность - 10 6 г / см 3 (плотность Сириуса ~ 0,25 г / см 3, плотность Солнца ~ 1 г / см 3). 1917 года Адриан Ван Маанена открыл следующий белый карлик - звезду Ван Маанена в созвездии Рыб.


1.2. Парадокс плотности

В начале XX века Герцшпрунга и Расселом была открыта зависимость спектрального класса (т.е. температуры) и светимости звезд - Диаграмма Герцшпрунга-Рассела. Казалось, что все разнообразие звезд помещается в две ветви этой диаграммы - главную последовательность и ветвь красных гигантов. Во время работ с накопления статистики распределения звезд по спектральным классам и светимостью 1910 году Рассел обратился к профессору Е. Пикеринга. Дальнейшие события Рассел описывает так:

"Я был у своего друга ... профессора Э. Пикеринга с деловым визитом. Со свойственной для него добротой он предложил взять спектры всех звезд, Хинксом и я наблюдали с целью ... определения их параллаксов. Эта часть работы, казавшейся медленно, оказалась весьма плодотворной - она привела к открытию того, что все звезды очень малой абсолютной величины (т.е. низкой светимости) имеют спектральный класс M (т.е. очень низкую поверхностную температуру). Я вспоминаю, как обсуждая этот вопрос, я спросил у Пикеринга о некоторых других слабые звезды, вспомнил числе 40 Эридана B. Поводя себя характерным для него образом, он сразу же послал запрос в офис (Гарвардской) обсерватории, и вскоре был получен ответ (я считаю, миссис Флеминг), что спектр этой звезды - A (т.е. высокая поверхностная температура). Даже в те "палеозойские" времена я знал об этих вещах достаточно, чтобы сразу же понять, что здесь есть существенное несоответствие между тем, что мы тогда назвали бы "возможными" значениями поверхностной яркости и плотности. Я, пожалуй, не скрыл, что не только удивлен, а просто поражен этим исключением из правила, которое казалось вполне нормальным для характеристики звезд. Пикеринг улыбнулся мне и сказал: "именно такие исключения и приводят к расширению наших знаний" - и белые карлики вошли в мир изучаемого "

Удивление Рассела вполне понятно: 40 Эридана B относится к сравнительно близких звезд, и за параллаксом можно достаточно точно определить расстояние до нее и, соответственно, светимость. Светимость 40 Эридана B оказалась аномально низкой для ее спектрального класса - белые карлики образовали новую область на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. Такое сочетание светимости, массы и температуры было непонятным и не находило объяснения в рамках стандартной модели строения звезд главной последовательности, разработанную в 1920-х годах.

Высокая плотность белых карликов оставалась необъяснимой с точки зрения классической физики, однако нашла объяснение в квантовой механике после появления статистики Ферми-Дирака. 1926 года Фаулер в статье "Густая материя" ( "Dense matter", Monthly Notices R. Astron. Soc. 87, 114-122 ) Доказал, что, в отличие от звезд главной последовательности, для которых уравнения состояния построено на модели идеального газа (стандартная модель Едингтона), для белых карликов плотность и давление вещества определяются свойствами вырожденного электронного газа ( Ферми-газа).

Следующим этапом в объяснении природы белых карликов стали работы Я. И. Френкеля и Чандрасекара. 1928 года Френкель указал, что для белых карликов должен существовать верхний предел массы, и 1930 года Чандрасекар в работе "Максимальная масса идеального белого карлика" ( "The maximum mass of ideal white dwarfs", Astroph. J. 74, 81-82 ) Доказал, что белые карлики с массой свыше 1,4 солнечной неустойчивые ( предел Чандрасекара) и имеют коллапсировать.


2. Происхождение белых карликов

Решение Фаулера объяснил внутреннее строение белых карликов, но не объяснил механизма их происхождения. В объяснении генезиса белых карликов ключевую роль сыграли две идеи:

  • мнение Е. Эпика, что красные гиганты образуются из звезд главной последовательности в результате выгорания ядерного топлива
  • предположение В. Г. Фесенкова, сделанное вскоре после Второй мировой войны, что звезды главной последовательности должны терять массу, и такая потеря массы должна существенно влиять на эволюцию звезд.

Эти предположения полностью подтвердились.


2.1. Тройная гелиевая реакция и изотермические ядра красных гигантов

В процессе эволюции звезд главной последовательности происходит "выгорание" водорода - нуклеосинтез с образованием гелия (см. цикл Бете). Такое выгорание приводит к прекращению энерговыделения в центральных частях звезды, сжатия и, соответственно, к повышению плотности и температуры в ее ядре. Рост плотности и температуры в звездном ядре приводит к условиям, в которых активизируется новый источник термоядерной энергии: выгорания гелия ( тройная гелиевая реакция или тройной альфа-процесс), характерное для красных гигантов и сверхгигантов.

При температурах около 10 8 K кинетическая энергия ядер гелия становится достаточной для преодоления кулоновского барьера: два ядра гелия ( альфа-частицы) могут сливаться с образованием нестабильного изотопа бериллия Be 8:

He 4 + He 4 = Be 8

Большая часть Be 8 еще распадается на две альфа-частицы, но если за короткое время существования ядро Be 8 зиткнется с высокоэнергетической альфа-частицей может образоваться стабильное ядро углерода C 12:

Be 8 + He 4 = C 12 + 7,3 м эВ.

Несмотря на довольно низкую равновесную концентрацию Be 8 (например, при температуре ~ 10 8 K отношение концентраций [Be 8] / [He 4] ~ 10 -10), скорость такой тройной гелиевой реакции оказывается достаточной для достижения нового гидростатического равновесия в горячем ядре звезды . Зависимость энерговыделения от температуры в тройной гелиевой реакции чрезвычайно сильна, так, для диапазона температур T ~ 1-2 ? 10 8 K энерговыделения \ Varepsilon _ {3 \ alpha} :

\ Varepsilon _ {3 \ alpha} = 10 ^ 8 \ rho ^ 2 Y ^ 3 * \ left ({{T \ over {10 ^ 8}}} \ right) ^ {30}

где Y - Парциальная концентрация гелия в ядре (в случае полного "выгорания" водорода она близка к единице).

Стоит, однако, отметить, что тройная гелиевая реакция характеризуется значительно меньшим энерговыделением, чем цикл Бете в пересчете на единицу массы: энерговыделения при "горении" гелия более чем в 10 раз ниже, чем при "горении" водорода. По мере выгорания гелия и исчерпания этого источника энергии в ядре становятся возможными сложные реакции нуклеосинтеза, однако, во-первых, для таких реакций требуются все более высокие температуры и, во-вторых, энерговыделение на единицу массы таких реакций падает с ростом массовых чисел ядер, вступающих в реакцию.

Рис. 3. Зависимость энерговыделения ε от температуры T для различных типов термоядерных реакций

Дополнительным фактором, очевидно влияет на эволюцию ядер красных гигантов, является сочетание высокой температурной чувствительности тройной гелиевой реакции (см. Рис. 3) и реакций синтеза тяжелых ядер с механизмом нейтринного охлаждения: при высоких температурах и давлениях возможно рассеяние фотонов на электронах с образованием нейтрино -антинейтринних пар, свободно выносят энергию из ядра: звезда для них почти прозрачная. Скорость такого объемного нейтринного охлаждения, в отличие от классического поверхностного фотонного охлаждения, не ограничено процессами передачи энергии из недр звезды к ее фотосферу. В результате реакций нуклеосинтеза в ядре звезды достигается новое равновесие, характеризующееся одинаковой температурой ядра: образуется изотермическое ядро (Рис. 4).

В случае красных гигантов с относительно небольшой массой (около солнечной) изотермические ядра состоят, в основном, из гелия, в случае массивных звезд - из углерода и тяжелых элементов. Однако, в любом случае плотность такого изотермического ядра настолько высока, что расстояния между электронами плазмы, образующей ядро, становятся соизмеримыми с их длиной волны Де Бройля \ Lambda = h / mv , Т.е. выполняются условия вырождения электронного газа. Расчеты показывают, что плотность изотермических ядер соответствует плотности белых карликов, то есть ядрами красных гигантов есть белые карлики.

Рис. 5. Популяция белых карликов в шарообразному звездном скоплении NGC 6397. Синие квадраты - гелиевые белые карлики, Фиолетовые кружки - "нормальные" белые карлики с высоким содержанием углерода.

На фотографии шаровидного звездного скопления NGC 6397 (Рис. 5) идентифицируются белые карлики обоих типов: и гелиевые белые карлики, возникшие при эволюции менее массивных звезд, и углеродные белые карлики - результат эволюции звезд с большей массой.


2.2. Потеря массы красными гигантами и сброс ими оболочки

Ядерные реакции в красных гигантах происходят не только в ядре: по мере выгорания водорода в ядре, нуклеосинтез гелия распространяется на еще богатые водородом области звезды, образуя сферический слой на границе бедных и богатых водород областей. Аналогичная ситуация возникает и с утроенной гелиевой реакции: по мере выгорания гелия в ядре она также сосредотачивается в сферическом слое на границе между бедными и богатыми гелий областями. Светимость звезд с такими "двухслойными" областями нуклеосинтеза значительно возрастает, достигая нескольких тысяч светимости Солнца, звезда при этом "раздувается", увеличивая свой диаметр до размеров земной орбиты. Зона нуклеосинтеза гелия поднимается к поверхности звезды: доля массы внутри этой зоны составляет ~ 70% массы звезды. "Раздувание" сопровождается довольно интенсивным утечкой вещества с поверхности звезды, такие объекты наблюдаются как протопланетарного туманности (см. рис. 6).

Рис. 6. Протопланетарного туманность HD 44179: асимметричный выброс газопылевой материи красным гигантом.

Такие звезды явно нестабильными и 1956 года И. С. Шкловский предложил механизм образования планетарных туманностей путем сброса оболочек красных гигантов, при этом обнажение изотермических вырожденных ядер таких звезд приводит к образованию белых карликов. Точные механизмы потери массы и последующего сброса оболочки для таких звезд пока неизвестны, но можно предложить такие факторы, которые могут привести к потере оболочки:

  • В протяженных звездных оболочках могут развиваться неустойчивости, приводящие к сильным колебательных процессов, сопровождающихся изменением теплового режима звезды. На Рис. 6 четко заметны волны плотности выброшенной звездной материи, которые могут быть последствиями таких колебаний.
  • Вследствие ионизации водорода в областях, лежащих ниже фотосферы может развиться сильная конвективная неустойчивость. Аналогичную природу имеет солнечная активность, в случае красных гигантов мощность конвективных потоков имеет значительно превосходить солнечную.
  • Из-за слишком высокой светимостью существенным становится световое давление потока излучения звезды на ее внешние слои, по расчетным данным, может привести к потере оболочки за несколько тысяч лет.
Рис. 7. Планетарная туманность NGC 3132: в центре двойная звезда - аналог Сириуса.

Так или иначе, но достаточно длительный период сравнительно спокойного утечки вещества с поверхности красных гигантов завершается сбросом их оболочек и обнажением ядра. Такая сброшена оболочка наблюдается как планетарная туманность (см. Рис. 7). Скорости расширения протопланетарного туманностей составляют десятки км / с, то есть близкие к значению параболических скоростей на поверхности красных гигантов, что является дополнительным подтверждением их образования сбросом "избытка массы" красных гигантов.

Предложенный Шкловским сценарий эволюции красных гигантов является общепризнанным и подкреплен данным многочисленных наблюдений.


3. Физика и свойства белых карликов

Как уже отмечалось, массы белых карликов близки к солнечной, но их размеры составляют лишь сотую (и даже меньше) часть солнечного, то есть плотность вещества в белых карликах чрезвычайно высока и составляет \ Rho \ sim 10 ^ 5 - 10 ^ 9 г / см 3. При такой плотности электронные оболочки атомов разрушаются и вещество становится электронно-ядерной плазмой, причем ее электронная составляющая является вырожденным электронным газом. Давление P такого газа подчиняется зависимости:

P = K \ rho ^ {5/3}

где \ Rho - Его плотность, то есть, в отличие от уравнение Клапейрона ( Уравнения состояния идеального газа), для вырожденного электронного газа температура в уравнение состояния не входит - его давление от температуры не зависит и, соответственно, строение белых карликов не зависит от температуры. Таким образом, для белых карликов, в отличие от звезд главной последовательности и гигантов, не существует зависимости масса-светимость.


3.1. Зависимость масса-радиус и предел Чандрасекара

Рис. 8. Зависимость масса-радиус для белых карликов. Вертикальная асимптота соответствует пределу Чандрасекара.

Приведенное выше уравнение состояния действительно для холодного электронного газа, но температура даже в несколько миллионов градусов мала по сравнению с характерной ферми-энергией электронов ( kT << E_F ). Вместе с тем, при росте плотности вещества через запрет Паули (два электрона не могут иметь одинаковый квантовое состояние, то есть одинаковую энергию и спин), энергия и скорость электронов возрастают настолько, что начинают действовать эффекты теории относительности - вырожденный электронный газ становится релятивистским. Зависимость давления P релятивистского вырожденного электронного газа от плотности уже другая:

P = K \ rho ^ {4/3}

Для такого уравнения состояния возникает интересная ситуация. Средняя плотность белого карлика \ Rho \ sim M / R ^ 3 , Где M - Масса, а R - Радиус белого карлика. Тогда давление P \ sim M ^ {4/3} / R ^ 4 и сила давления, противодействующий гравитации равна перепада давления по глубине:

{P \ over R} \ sim {{M ^ {4/3}} \ over {R ^ 5}}

Гравитационные силы, противодействующие давления:

{{\ Rho GM} \ over {R ^ 2}} \ sim {{M ^ 2} \ over {R ^ 5}} ,

есть, хотя перепад давления и гравитационные силы одинаково зависят от радиуса, но они по разному зависят от массы - как ~ M ^ {4/3} и ~ M ^ 2 соответственно. Следствием такого соотношения является существование некоторого значения радиуса, на котором они уравновешиваются, и, поскольку гравитационные силы зависят от массы сильнее, чем перепад давления, при увеличении массы белого карлика его радиус уменьшается (см. Рис. 8). Другим следствием является то, что когда масса превышает некоторый предел, то звезда сколапсуе.

Таким образом, для белых карликов существует верхний предел массы ( предел Чандрасекара). Интересно, что для наблюдаемых белых карликов существует и аналогичная нижний предел: поскольку скорость эволюции звезд пропорциональна массе, то мы можем наблюдать как маломассивные белые карлики остатки только тех звезд, которые успели проеволюционуваты за время от начального периода звездообразования Вселенной до наших дней.


3.2. Особенности спектров

Спектры белых карликов очень отличаются от спектров звезд главной последовательности и гигантов. Главная их особенность - несколько очень расширенных линий поглощения, а некоторые белые карлики ( спектральный класс DC) вообще не содержат заметных линий поглощения. Малое количество линий поглощения в спектрах звезд этого класса объясняется очень значительным расширением линий: только сильные линии поглощения, расширяясь, имеют достаточную глубину, чтобы оставаться заметными, а слабые, из-за малой глубины, практически исчезают на фоне непрерывного спектра.

Особенности спектров белых карликов объясняются несколькими факторами. Во-первых, из-за высокой плотности белых карликов ускорение свободного падения на их поверхности составляет ~ 10 8 см / с 2, что, в свою очередь, приводит к малой толщины их фотосферы, огромных плотностей и давлений в них и расширение линий поглощения. Другим следствием сильного гравитационного поля на поверхности есть гравитационный красное смещение линий в их спектрах, эквивалентный скоростям в несколько десятков км / с. Во-вторых, в некоторых белых карликов, имеющих мощные магнитные поля, наблюдается сильная поляризация излучения и расщепления спектральных линий вследствие эффекта Зеемана.


4. Классификация белых карликов

Белые карлики делятся на следующие типы [1] :

  • DA - в спектре есть линии и нет линий гелия. Этот тип ~ 75% белых карликов, они встречаются во всем диапазоне температур;
  • DB - линию ионизированного гелия сильные, линий водорода нет. Гелия в 10 раз больше, температуры - свыше 12 000 ? K;
  • DC - непрерывный спектр, немее линий поглощения с интенсивностью менее 90% от интенсивности непрерывные спектра, температура - до 10 000 ? K;
  • DF - есть линии кальция, нет линий водорода;
  • DG - есть линии кальция, железа, нет линий водорода;
  • DO - линии ионизированного гелия сильные, есть линии нейтрального гелия и (или) водорода. Это горячие белые карлики, их температуры достигает 50 000 ? K

5. Астрономические феномены с участием белых карликов

5.1. Рентгеновское излучение белых карликов

Температура поверхности молодых белых карликов - изотропных ядер звезд после сброса оболочек, очень высока - более 2 ? 10 5 K, однако довольно быстро падает благодаря нейтринных охлаждению и излучению с поверхности. Такие очень молодые белые карлики наблюдаются в рентгеновском диапазоне (например, наблюдения белого карлика HZ 43 спутником ROSAT).

Температура поверхности горячих белых карликов - 7 ? 10 4 K, холодных - ~ 5 ? 10 3 K.

Особенностью излучения белых карликов в рентгеновском диапазоне является то, что основным источником рентгеновского излучения в них фотосфера, что очень отличает их от "нормальных" звезд: в последних в рентгене излучает корона, разогретая до нескольких миллионов кельвинов, а температура фотосферы слишком низкая для образования рентгеновского излучения (см. рис. для них 9).

При отсутствии аккреции источником светимости белых карликов есть запас тепловой энергии ионов в их недрах, поэтому их светимость зависит от возраста. Количественную теорию охлаждения белых карликов построил конце 1940-х гг С. А. Каплан.


5.2. Аккреция на белые карлики в двойных системах

Рис. 10. Слева - изображение в рентгеновском диапазоне остатков сверхновой SN 1572 типа Ia, наблюдавшейся Тихо Браге 1572 р. Справа - фотография в оптическом диапазоне, отмечен бывший компаньон белого карлика, разразившийся
  • Нестационарная аккреция на белые карлики в случае, если компаньоном является массивный красный карлик, приводит к образованию карликовых новых (звезд типа U Gem (UG)) или новоподобные переменных звезд.
  • Аккреция на белые карлики, имеют сильное магнитное поле, направляется в район магнитных полюсов белого карлика, и циклотронный механизм излучения акрециюючои плазмы в приполярная областях вызывает сильную поляризацию излучения в видимой области спектра (поляры и промежуточные поляры).
  • Аккреция на белые карлики богатой водородом вещества приводит к его накоплению на поверхности (состоящий преимущественно из гелия) и разогрева до температур реакции синтеза гелия, что в случае развития тепловой неустойчивости, приводит к взрыву, который наблюдается как вспышка новой звезды.
  • Довольно длительная и интенсивная аккреция на массивный белый карлик приводит к превосходит его массой предела Чандрасекара и гравитационного коллапса, который наблюдается как вспышка сверхновой типа Ia (см. рис. 10).

См.. также

Примечания

  1. а б в Белые карлики - www.franko.lviv.ua / publish / astro / bukvy / b.pdf / / Астрономический энциклопедический словарь - www.franko.lviv.ua / publish / astro / Под общей редакцией И. А. Климишина и А. В . Корсунь. - Львов: ЛНУ-ГАО НАНУ, 2003. - С. 54-55. - ISBN 966-613-263-X, УДК 52 (031)

Литература


код для вставки
Данный текст может содержать ошибки.

скачать

© Надо Знать
написать нам