Enanas blancas: estrellas enfriándose en el universo. Las enanas blancas son otro misterio del Universo

Bessel llegó a la conclusión de que Sirio debería tener un satélite "oscuro" invisible y que el período de revolución de ambas estrellas alrededor de un centro de masa común debería ser de unos 50 años. El mensaje fue recibido con escepticismo, ya que el satélite oscuro permaneció inobservable y su masa debería haber sido bastante grande, comparable a la masa de Sirio.

Paradoja de la densidad

“Estaba visitando a mi amigo... el profesor E. Pickering en una visita de negocios. Con su característica amabilidad, se ofreció a obtener los espectros de todas las estrellas que Hincks y yo habíamos observado... con vistas a determinar sus paralajes. Este trabajo aparentemente rutinario resultó ser muy fructífero: condujo al descubrimiento de que todas las estrellas de magnitud absoluta muy pequeña (es decir, baja luminosidad) tienen clase espectral M (es decir, temperatura superficial muy baja). Según recuerdo, mientras discutía este tema, le pregunté a Pickering sobre algunas otras estrellas débiles..., mencionando en particular 40 Eridani B. En su forma característica, inmediatamente envió una solicitud a la oficina del Observatorio (Harvard), y pronto recibió respuesta (creo que de la Sra. Fleming) que el espectro de esta estrella era A (es decir, alta temperatura superficial). Incluso en aquellos tiempos Paleozoicos sabía lo suficiente sobre estas cosas como para darme cuenta inmediatamente de que había una discrepancia extrema entre lo que entonces llamaríamos los valores "posibles" de brillo y densidad de la superficie. Al parecer, no oculté el hecho de que no sólo estaba sorprendido, sino literalmente asombrado por esta excepción a lo que parecía ser una regla completamente normal para las características de las estrellas. Pickering me sonrió y dijo: "Son precisamente estas excepciones las que conducen a la expansión de nuestro conocimiento", y las enanas blancas entraron en el mundo que estamos estudiando".

La sorpresa de Russell es bastante comprensible: 40 Eridani B se refiere a estrellas relativamente cercanas y, a partir del paralaje observado, se puede determinar con bastante precisión la distancia a ella y, en consecuencia, la luminosidad. La luminosidad de 40 Eridani B resultó ser anormalmente baja para su clase espectral: las enanas blancas formaron una nueva región en el diagrama H-R. Esta combinación de luminosidad, masa y temperatura era incomprensible y no podía explicarse dentro del modelo estándar de secuencia principal de estructura estelar desarrollado en la década de 1920.

La alta densidad de enanas blancas quedó sin explicación en el marco de la física y la astronomía clásicas y sólo se explicó en el marco de la mecánica cuántica después de la aparición de la estadística de Fermi-Dirac. En 1926, Fowler, en su artículo “Materia Densa” ( “Sobre la materia densa”, Avisos mensuales R. Astron. Soc. 87, 114-122) demostró que, a diferencia de las estrellas de secuencia principal, cuya ecuación de estado se basa en el modelo de gas ideal (modelo estándar de Eddington), en las enanas blancas la densidad y la presión de la materia están determinadas por las propiedades del gas de electrones degenerado (gas de Fermi). ).

La siguiente etapa en la explicación de la naturaleza de las enanas blancas fue el trabajo de Yakov Frenkel y Chandrasekhar. En 1928, Frenkel señaló que debería haber un límite superior para la masa de las enanas blancas, y en 1931 Chandrasekhar en su obra "La masa máxima de una enana blanca ideal" ( “La masa máxima de las enanas blancas ideales”, Astroph. J.74, 81-82) demostró que existe un límite superior en las masas de las enanas blancas, es decir, estas estrellas con una masa por encima de cierto límite son inestables (límite de Chandrasekhar) y deben colapsar.

Origen de las enanas blancas

La solución de Fowler explicó la estructura interna de las enanas blancas, pero no aclaró el mecanismo de su origen. Dos ideas jugaron un papel clave en la explicación de la génesis de las enanas blancas: la idea del astrónomo Ernst Epic de que las gigantes rojas se forman a partir de estrellas de la secuencia principal como resultado del consumo de combustible nuclear, y la suposición del astrónomo Vasily Fesenkov, hecha poco después. Segunda Guerra Mundial, que las estrellas de la secuencia principal deberían perder masa, y esa pérdida de masa debería tener un impacto significativo en la evolución de las estrellas. Estas suposiciones fueron completamente confirmadas.

Triple reacción de helio y núcleos isotérmicos de gigantes rojas.

Durante la evolución de las estrellas de la secuencia principal, el hidrógeno se "quema": nucleosíntesis con formación de helio (ver ciclo de Bethe). Tal agotamiento conduce al cese de la liberación de energía en las partes centrales de la estrella, a la compresión y, en consecuencia, a un aumento de la temperatura y la densidad en su núcleo. Un aumento de temperatura y densidad en el núcleo estelar conduce a condiciones en las que se activa una nueva fuente de energía termonuclear: el quemado de helio (triple reacción de helio o proceso triple alfa), característico de las gigantes y supergigantes rojas.

A temperaturas del orden de 10 8 K, la energía cinética de los núcleos de helio se vuelve lo suficientemente alta como para superar la barrera de Coulomb: dos núcleos de helio (4He, partículas alfa) pueden fusionarse para formar un isótopo de berilio inestable:

La mayoría del 8 Be se desintegra nuevamente en dos partículas alfa, pero cuando el 8 Be choca con una partícula alfa de alta energía, se puede formar un núcleo estable de carbono 12 C:

+ 7,3 MeV.

A pesar de la muy baja concentración de equilibrio de 8 Be (por ejemplo, a una temperatura de ~10 8 K la relación de concentración [ 8 Be]/[ 4 He] ~10 −10), la tasa es tal triple reacción de helio resulta suficiente para lograr un nuevo equilibrio hidrostático en el núcleo caliente de la estrella. La dependencia de la energía liberada con la temperatura en la reacción ternaria de helio es extremadamente alta, por ejemplo, para el rango de temperatura ~1-2·10 8 K la energía liberada es:

¿Dónde está la concentración parcial de helio en el núcleo (en el caso considerado de "quemado" de hidrógeno está cerca de la unidad)?

Sin embargo, cabe señalar que la triple reacción del helio se caracteriza por una liberación de energía significativamente menor que el ciclo de Bethe: calculado por unidad de masa. La liberación de energía durante la "quema" de helio es más de 10 veces menor que durante la "quema" de hidrógeno.. A medida que el helio se quema y la fuente de energía en el núcleo se agota, son posibles reacciones de nucleosíntesis más complejas; sin embargo, en primer lugar, tales reacciones requieren temperaturas cada vez más altas y, en segundo lugar, la liberación de energía por unidad de masa en tales reacciones disminuye a medida que aumenta la masa. aumenta el número de núcleos que reaccionan.

Un factor adicional que aparentemente influye en la evolución de los núcleos de gigantes rojas es la combinación de la alta sensibilidad a la temperatura de la triple reacción del helio y las reacciones de fusión de los núcleos más pesados ​​con el mecanismo. enfriamiento de neutrinos: a altas temperaturas y presiones, los fotones pueden ser dispersados ​​por electrones con la formación de pares neutrino-antineutrino, que transportan libremente energía del núcleo: la estrella es transparente para ellos. La velocidad de este volumétrico enfriamiento de neutrinos, a diferencia del clásico superficial El enfriamiento de los fotones no está limitado por los procesos de transferencia de energía desde el interior de una estrella a su fotosfera. Como resultado de la reacción de nucleosíntesis, se alcanza un nuevo equilibrio en el núcleo estelar, caracterizado por la misma temperatura central: núcleo isotérmico(Figura 2).

En el caso de las gigantes rojas con una masa relativamente pequeña (del orden de la del Sol), los núcleos isotérmicos están compuestos principalmente de helio, en el caso de estrellas más masivas, de carbono y elementos más pesados. Sin embargo, en cualquier caso, la densidad de un núcleo isotérmico de este tipo es tan grande que las distancias entre los electrones del plasma que forma el núcleo se vuelven proporcionales a su longitud de onda de De Broglie, es decir, se cumplen las condiciones para la degeneración del gas de electrones. Los cálculos muestran que la densidad de los núcleos isotérmicos corresponde a la densidad de las enanas blancas, es decir Los núcleos de las gigantes rojas son enanas blancas..

Por tanto, existe un límite superior para la masa de las enanas blancas (el límite de Chandrasekhar). Es interesante que para las enanas blancas observadas existe un límite inferior similar: dado que la tasa de evolución de las estrellas es proporcional a su masa, podemos observar enanas blancas de baja masa sólo como restos de aquellas estrellas que lograron evolucionar durante el tiempo desde el período inicial de formación estelar del Universo hasta la actualidad.

Características de los espectros y clasificación espectral.

Las enanas blancas se clasifican en una clase espectral separada D (del inglés. Enano- enana), actualmente se utiliza una clasificación que refleja las características de los espectros de las enanas blancas, propuesta en 1983 por Edward Zion; en esta clasificación la clase espectral se escribe en el siguiente formato:

Se definen las siguientes subclases:

• DA: las líneas de la serie Balmer de hidrógeno están presentes en el espectro, no se observan líneas de helio
• DB: el espectro contiene líneas de helio He I, líneas de hidrógeno o metales están ausentes
• DC - espectro continuo sin líneas de absorción
• DO: líneas fuertes de helio He II están presentes en el espectro, las líneas He I y H también pueden estar presentes
• DZ: solo líneas metálicas, sin líneas H o He
• DQ - líneas de carbono, incluido el C 2 molecular

y características espectrales:

• P - se observa polarización de la luz en un campo magnético
• H - no se observa polarización en presencia de un campo magnético
• V - Estrellas tipo ZZ Ceti u otras enanas blancas variables
• X - espectros peculiares o inclasificables

Evolución de las enanas blancas.

Arroz. 8. Nebulosa protoplanetaria NGC 1705. Se ven una serie de capas esféricas arrojadas por la gigante roja, la estrella misma está oculta por un cinturón de polvo.

Las enanas blancas comienzan su evolución como núcleos degenerados expuestos de gigantes rojas que han perdido su caparazón, es decir, como estrellas centrales de nebulosas planetarias jóvenes. Las temperaturas de las fotosferas de los núcleos de las nebulosas planetarias jóvenes son extremadamente altas; por ejemplo, la temperatura de la estrella central de la nebulosa NGC 7293 oscila entre 90.000 K (estimada a partir de líneas de absorción) y 130.000 K (estimada a partir de rayos X). espectro). A tales temperaturas, la mayor parte del espectro se compone de rayos X ultravioleta duros y rayos X blandos.

Al mismo tiempo, las enanas blancas observadas, según sus espectros, se dividen principalmente en dos grandes grupos: la clase espectral DA "hidrógeno", en cuyos espectros no hay líneas de helio, que representan ~80% de la población. de enanas blancas, y clase espectral DB de “helio” sin líneas de hidrógeno en los espectros, que constituyen la mayor parte del 20% restante de la población. La razón de esta diferencia en la composición de las atmósferas de las enanas blancas no estuvo clara durante mucho tiempo. En 1984, Iko Iben consideró escenarios para la "salida" de enanas blancas de gigantes rojas pulsantes ubicadas en la rama asintótica de las gigantes, en varias fases de pulsación. En una etapa tardía de la evolución en gigantes rojas con masas de hasta diez solares, como resultado de la "quema" del núcleo de helio, se forma un núcleo degenerado, compuesto principalmente por carbono y elementos más pesados, rodeado por un núcleo no degenerado. fuente de capa de helio, en la que se produce una triple reacción de helio. A su vez, encima hay una fuente de hidrógeno en capas, en la que tienen lugar reacciones termonucleares del ciclo de Bethe, que convierten el hidrógeno en helio, rodeado por una capa de hidrógeno; por lo tanto, la fuente externa de la capa de hidrógeno es el “productor” de helio para la fuente de la capa de helio. La combustión de helio en una fuente estratificada está sujeta a inestabilidad térmica debido a su dependencia extremadamente alta de la temperatura, y esto se ve exacerbado por la mayor tasa de conversión de hidrógeno en helio en comparación con la tasa de quemado de helio; el resultado es la acumulación de helio, su compresión hasta que comienza la degeneración, un fuerte aumento en la velocidad de la triple reacción del helio y el desarrollo destello de helio en capas.

En un tiempo extremadamente corto (~30 años), la luminosidad de la fuente de helio aumenta tanto que la combustión del helio pasa a un modo convectivo, la capa se expande, expulsando la fuente de la capa de hidrógeno, lo que conduce a su enfriamiento y al cese del hidrógeno. combustión. Después de que el exceso de helio se quema durante una llamarada, la luminosidad de la capa de helio disminuye, las capas externas de hidrógeno de la gigante roja se contraen y se produce una nueva ignición de la fuente de la capa de hidrógeno.

Iben sugirió que una gigante roja pulsante puede desprenderse de su envoltura, formando una nebulosa planetaria, tanto en la fase de un destello de helio como en una fase de reposo con una fuente de hidrógeno en capas activa, y dado que la superficie de separación de la envoltura depende de la fase, entonces cuando la envoltura se desprende durante un destello de helio, queda expuesta una enana blanca de “helio” de clase espectral DB, y cuando la envoltura es arrojada por un gigante con una fuente de hidrógeno en capas activa, queda expuesta una enana de “hidrógeno” DA; La duración de la explosión de helio es aproximadamente el 20% de la duración del ciclo de pulsación, lo que explica la proporción de hidrógeno y helio enanos DA:DB ~ 80:20.

Las estrellas grandes (de 7 a 10 veces más pesadas que el Sol) en algún momento "queman" hidrógeno, helio y carbono y se convierten en enanas blancas con un núcleo rico en oxígeno. Las estrellas SDSS 0922+2928 y SDSS 1102+2054 con una atmósfera que contiene oxígeno lo confirman.

Como las enanas blancas no tienen fuentes de energía termonuclear propias, irradian a partir de sus reservas de calor. La potencia de radiación de un cuerpo absolutamente negro (potencia integrada en todo el espectro) por unidad de superficie es proporcional a la cuarta potencia de la temperatura corporal:

donde es la potencia por unidad de área de la superficie radiante, y W/(m²·K 4) ​​​​es la constante de Stefan-Boltzmann.

Como ya se señaló, la temperatura no está incluida en la ecuación de estado de un gas de electrones degenerado, es decir, el radio de la enana blanca y el área de emisión permanecen sin cambios: como resultado, en primer lugar, para las enanas blancas no hay masa: luminosidad. relación, pero existe una relación edad-luminosidad (que depende solo de la temperatura, pero no del área de la superficie emisora) y, en segundo lugar, las enanas blancas jóvenes supercalientes deberían enfriarse con bastante rapidez, ya que el flujo de radiación y, en consecuencia, La velocidad de enfriamiento es proporcional a la cuarta potencia de la temperatura.

Fenómenos astronómicos que involucran a enanas blancas.

Emisión de rayos X de enanas blancas

Arroz. 9 Imagen suave de rayos X de Sirio. El componente brillante es la enana blanca Sirio B, el componente tenue es Sirio A

La temperatura de la superficie de las enanas blancas jóvenes (los núcleos isotrópicos de las estrellas después del desprendimiento de sus capas) es muy alta (más de 2,10 5 K), pero desciende bastante rápidamente debido al enfriamiento de los neutrinos y a la radiación de la superficie. Estas enanas blancas tan jóvenes se observan en el rango de rayos X (por ejemplo, observaciones de la enana blanca HZ 43 por el satélite ROSAT). En el rango de rayos X, la luminosidad de las enanas blancas supera la luminosidad de las estrellas de la secuencia principal: las fotografías de Sirio tomadas por el telescopio de rayos X Chandra (ver Fig. 9) pueden servir como ilustración; en ellas, la enana blanca Sirio B parece más brillante que Sirius A de clase espectral A1, cuyo rango óptico es ~10.000 veces más brillante que Sirius B.

La temperatura de la superficie de las enanas blancas más calientes es de 7,10 4 K, la más fría, ~5,10 3 K (véase, por ejemplo, la estrella de Van Maanen).

Una peculiaridad de la radiación de las enanas blancas en el rango de rayos X es el hecho de que la principal fuente de radiación de rayos X para ellas es la fotosfera, lo que las distingue claramente de las estrellas "normales": estas últimas tienen una corona de rayos X. se calienta a varios millones de kelvin y la temperatura de la fotosfera es demasiado baja para la emisión de rayos X.

Acreción sobre enanas blancas en sistemas binarios

Durante la evolución de estrellas de diferentes masas en sistemas binarios, las tasas de evolución de los componentes no son las mismas, mientras que un componente más masivo puede evolucionar hacia una enana blanca, mientras que uno menos masivo puede permanecer en la secuencia principal en ese momento. . A su vez, cuando un componente menos masivo abandona la secuencia principal durante su evolución y pasa a la rama de gigante roja, el tamaño de la estrella en evolución comienza a crecer hasta llenar su lóbulo de Roche. Dado que los lóbulos de Roche de los componentes del sistema binario se tocan en el punto L1 de Lagrange, entonces en esta etapa de la evolución del componente menos masivo del cual, a través del punto L1, el flujo de materia desde la gigante roja al lóbulo de Roche Comienza la formación de la enana blanca y una mayor acumulación de materia rica en hidrógeno en su superficie (ver Fig. 10), lo que conduce a una serie de fenómenos astronómicos:

• La acreción no estacionaria sobre enanas blancas, si la compañera es una enana roja masiva, conduce a la aparición de novas enanas (estrellas tipo U Gem (UG)) y estrellas variables catastróficas similares a novas.
• La acreción sobre enanas blancas, que tienen un fuerte campo magnético, se dirige a la región de los polos magnéticos de la enana blanca, y el mecanismo ciclotrón de radiación del plasma acretado en las regiones circumpolares del campo magnético de la enana provoca una fuerte polarización de la radiación en la región visible (polares y polares intermedios).
• La acumulación de materia rica en hidrógeno en las enanas blancas provoca su acumulación en la superficie (compuesta predominantemente de helio) y su calentamiento hasta las temperaturas de reacción de fusión del helio, lo que, en caso de inestabilidad térmica, conduce a una explosión que se observa como una nova.
• Una acreción suficientemente larga e intensa sobre una enana blanca masiva conduce a que su masa exceda el límite de Chandrasekhar y al colapso gravitacional, observado como una explosión de supernova de tipo Ia (ver Fig. 11).

Notas

1. Ya. B. Zeldovich, S. I. Blinnikov, N. I. Shakura.. - Moscú: Universidad Estatal de Moscú, 1981.
2. Sinuosités observées dans le mouvement propre de Sirius, Fig. 320, Flammarion C., Les étoiles et les curiosités du ciel, suplemento de “l’Astronomie populaire”, Marpon et Flammarion, 1882
3. Sobre los movimientos propios de Procyon y Sirius (inglés). (12/1844). Archivado
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7. Fowler R.H. Sobre materia densa (inglés). Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society(12/1926). Archivado desde el original el 23 de agosto de 2011. Consultado el 22 de julio de 2009.
8. Chandrasekhar S. La masa máxima de las enanas blancas ideales. Diario astrofísico(07/1931). Archivado desde el original el 23 de agosto de 2011. Consultado el 22 de julio de 2009.
9. Shklovski I. S. Sobre la naturaleza de las nebulosas planetarias y sus núcleos // Revista astronómica. - 1956. - T. 33. - No. 3. - P. 315-329.
10. Un nuevo sistema de clasificación espectral de enanas blancas propuesto, E. M. Sion, J. L. Greenstein, J. D. Landstreet, J. Liebert, H. L. Shipman y G. A. Wegner, El diario astrofísico 269 , #1 (1 de junio de 1983), págs. 253-257.
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12. Iben Jr, I. (1984). "Sobre la frecuencia de los núcleos de nebulosas planetarias alimentadas por la quema de helio y sobre la frecuencia de las enanas blancas con atmósferas deficientes en hidrógeno". El diario astrofísico 277 : 333-354. ISSN 0004-637X.
13. Sofía Neskuchnaya Un enano respira oxígeno (ruso). periódico.ru (13.11.09 10:35). Archivado desde el original el 23 de agosto de 2011. Consultado el 23 de mayo de 2011.
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15. Ivanov V.V. Enanas blancas. Instituto Astronómico que lleva el nombre. V.V.Soboleva. Archivado desde el original el 23 de agosto de 2011. Consultado el 6 de enero de 2010.

Literatura

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• Kippenhan R. (Inglés) ruso 100 mil millones de soles: el nacimiento, la vida y la muerte de las estrellas = 100 Milliarden Sonnen / Transl. consigo. A. S. Dobroslavsky, B. B. Straumal, ed. I. M. Khalatnikova, A. V. Tutukova. - Mundo . - M., 1990. - 293 p. - 88.000 ejemplares.

-ISBN 5-03-001195-1

Hace unos ciento cincuenta años, el famoso astrónomo y matemático Bessel realizó observaciones de Sirio, la estrella más brillante del cielo. Al mismo tiempo, se encontró con un fenómeno muy curioso: descubrió que, moviéndose por el cielo, Sirio experimenta desviaciones periódicas del camino recto habitual para la mayoría. Este hecho sirvió de impulso para el descubrimiento de asombrosos cuerpos celestes: las "enanas blancas". Los escritores de ciencia ficción les dedicaron muchas obras diferentes. Pero, quizás, despertaron aún más interés entre los científicos. El estudio de las enanas blancas está lejos de terminar. Y hoy siguen planteando enigmas a astrónomos y físicos. Le informaremos sobre estos cuerpos inusuales y sus características aún sin resolver.

EXTRAÑO SATÉLITE

Esta suposición pronto se confirmó: se descubrió una estrella muy débil cerca del lugar esperado. Sin embargo, el término “muy oscuro” es demasiado vago. Por tanto, tendremos que introducir una cantidad especial: la luminosidad. Mide la cantidad de energía luminosa emitida por una estrella durante un período de tiempo determinado. Entonces, la luminosidad del satélite Sirius resultó ser muy baja, varios cientos de veces menor que la del Sol. Al mismo tiempo, por el grado de influencia en el movimiento de Sirio, fue posible determinar la masa del satélite. Y aquí, inesperadamente, obtuvimos una cifra muy impresionante: ¡el satélite resultó ser casi tan masivo como !

Intentemos descubrir qué puede explicar la razón de una diferencia tan marcada en las propiedades del satélite Sirio y el Sol. Observemos, en primer lugar, que la luminosidad depende principalmente de dos cantidades: la temperatura de la superficie de la estrella y el tamaño de esta superficie. A medida que estos valores disminuyen, la luminosidad disminuye. Y si es así, entonces la baja luminosidad del satélite se puede explicar de dos maneras: o su temperatura es baja o su tamaño es pequeño en comparación con el Sol.

Al principio, los científicos siguieron el primer camino, más simple y, como resultó, incorrecto. El satélite de Sirio (recibió el nombre de Sirio-B) fue clasificado como una estrella relativamente fría. El interés por él desapareció: ¡nunca se sabe cuántas estrellas frías hay en el Universo! Y durante mucho tiempo no llamó mucho la atención.

Pero llegó el momento en que se rompió la paz de los astrónomos. Esto sucedió cuando surgió la oportunidad de estudiar el espectro de radiación de Sirio-B y, en primer lugar, su composición cromática. El hecho es que los astrónomos han aprendido a estimar la temperatura de la superficie de las estrellas por color. (Vale la pena recordar que el mismo principio esencialmente físico se ha utilizado durante mucho tiempo para determinar el grado de calentamiento: después de todo, cuando se calienta, el metal cambia de color de rojo oscuro a azul blanco).

En resumen, para sorpresa de todos, estudios especiales han demostrado que Sirio-B no sólo no es una estrella fría, sino, por el contrario, una estrella muy caliente. Pertenece a la clase de las estrellas blancas y tiene una temperatura superficial de unos 8.000 grados, 2.000 grados más que la del Sol.

Y entonces surgió la tarea de explicar de una nueva forma la baja luminosidad del misterioso satélite. En realidad, la respuesta a esta pregunta ya estaba lista antes; tuve que recordar la segunda posibilidad, que anteriormente había sido descartada: considerar que Sirius-B es de tamaño extremadamente pequeño. Hicimos los cálculos. Y resultó que el radio de la estrella debería ser aproximadamente 50 veces menor que el radio del Sol. En otras palabras, Sirio B tiene un tamaño similar al de nuestra Tierra.

Si recordamos ahora que su masa es cercana a la del Sol, llegamos a una conclusión absolutamente sorprendente: la densidad media de la sustancia de Sirio-B es de unos 105 gramos (cien kilogramos) por centímetro cúbico. ¡100.000 veces la densidad del agua! El hombre nunca se ha enfrentado a nada remotamente similar: la densidad incluso de la materia terrestre más pesada no supera los 20 gramos por centímetro cúbico. El lector sentirá mejor la enormidad de esta magnitud si intenta calcular a cuántos amigos tendrá que pedir ayuda para pasar la página de nuestra revista hecha de la sustancia de Sirio-B, si fuera a la antigua usanza. manera en papel, y no virtual.

CAMBIO AL ROJO

La conclusión a la que hemos llegado puede no parecer lo suficientemente convincente para todos. Por tanto, cabe citar otro hecho que lo confirma. Estamos hablando del efecto del llamado “corrimiento al rojo”, predicho por el famoso físico Einstein. El efecto es que la frecuencia de las vibraciones de la luz depende de la magnitud de la fuerza de gravedad que actúa sobre la trayectoria de propagación de la luz. Si la fuente de luz está sujeta a una fuerza de gravedad mayor que la del receptor, entonces la frecuencia de la luz emitida será mayor que la de la luz recibida. La luz, como dicen los ópticos, se “enrojecerá” a medida que viaja desde una zona de mayor gravedad a una zona de menor gravedad.

Intentemos explicar por qué sucederá esto. El lector probablemente sepa que, en determinadas condiciones, se puede considerar que la luz está formada por partículas llamadas fotones. Y su energía es proporcional a la frecuencia de la luz. Otra cosa está clara: para que cualquier cuerpo, ya sea una nave espacial o un fotón, pueda escapar de una región donde la gravedad es fuerte, es necesario gastar una cierta cantidad de energía. Y como el fotón no está equipado con ningún "cohete de lanzamiento", gasta su propia energía en ello. Como resultado, "rompiendo los grilletes de la gravedad", pierde su energía, reduce la frecuencia de las vibraciones de la luz y ingresa al receptor con menos energía, es decir, con una frecuencia más baja.

En la superficie de Sirio-B, la fuerza de gravedad es muchas veces mayor que en la Tierra (aproximadamente con el mismo radio, esta estrella tiene una masa mucho mayor). Por lo tanto, la luz proveniente de Sirio-B debería tener una frecuencia notablemente más baja que la luz de la misma fuente ubicada en la Tierra. Y conociendo el cambio de frecuencia, no es difícil calcular la fuerza de gravedad sobre la superficie de Sirio-B y así comprobar los datos obtenidos previamente sobre su masa y radio. Se han realizado estudios de este tipo. El Titanic resultó ser verdaderamente capturado a la luz de una estrella.

Enanos BLANCOS

El lector atento probablemente ya habrá comprendido por qué estrellas como Sirio B recibieron este nombre inusual para un término científico. Pero antes de continuar, conviene familiarizarse con el sistema estelar en su conjunto y aclarar qué lugar ocupan las enanas blancas en él.

El llamado diagrama de Russell que se muestra en la figura es muy conveniente aquí. Es un gráfico en el que las luminosidades de las estrellas se trazan a lo largo del eje vertical y las temperaturas de sus superficies a lo largo del eje horizontal (generalmente dirigido de derecha a izquierda). Cada estrella en el gráfico corresponde a un punto separado. Y resulta que los puntos de las estrellas no están ubicados al azar en el gráfico. Forman tres zonas claramente definidas: las que están sombreadas.

En primer lugar, vemos una franja larga y estrecha que cruza el gráfico en diagonal. Esta es la "secuencia principal". Esto incluye estrellas ordinarias como nuestro Sol. Las “gigantes rojas” se encuentran arriba a la derecha. Como puedes ver en el diagrama, tienen una temperatura baja (“rojo”). Su luminosidad es elevada, lo que sólo es posible si sus tamaños son grandes (“gigantes”). Finalmente, en la esquina inferior izquierda se encuentran las estrellas a las que está dedicado este artículo. Su temperatura es alta (“blancas”), mientras que su luminosidad, y por tanto su radio, es pequeña (“enanas”).

Por tanto, las enanas blancas no son en absoluto infrecuentes. Forman una clase de estrellas separada y distinta. Incluye una gran cantidad de estrellas, probablemente un pequeño porcentaje del número total de estrellas de la Galaxia. Sin embargo, hasta la fecha sólo se han descubierto unas cien enanas blancas. Todos ellos tienen una masa del orden del Sol y un radio del orden de la Tierra. Sin embargo, sus propiedades pueden diferir notablemente.

Como puede verse en el diagrama de Russell, la región de las enanas blancas se extiende a lo largo del eje de temperaturas. Las enanas “amarillas” corresponden a temperaturas bajas y las enanas “azules” a temperaturas altas. La luminosidad de los enanos también puede variar. Por regla general, es menor que la solar y, a veces, decenas de miles de veces.

Mucho más importante, sin embargo, es la cuestión de hasta qué punto puede alcanzar la densidad de las enanas blancas. Presentaremos datos sobre una de las estrellas más densas de esta clase, la estrella Ross-627. Tiene una masa igual a la del sol y un radio de sólo 3.000 kilómetros. ¡200 veces menos que el sol y la mitad del tamaño de la tierra! ¡Y la densidad media de su sustancia supera los 10 gramos (10 toneladas) por centímetro cúbico! En el centro de la estrella la densidad es aún mayor. Un hecho que puede capturar la imaginación incluso del escéptico más experimentado. Sin embargo, se podría pensar que ese no es el límite.

NUEVO Y SUPERNOVA

Al observar un diagrama de Russell, podría preguntarse: ¿Cuál es la razón de la presencia de espacios vacíos que separan las clases estelares? La respuesta es: no todas las estrellas son estables. Una estrella que cae en este espacio cambia sus propiedades con relativa rapidez y cae en el área sombreada del diagrama.

Ahora nos desviaremos un poco y hablaremos de estrellas inestables, porque esta cuestión está relacionada con el pasado y, posiblemente, el futuro de las enanas blancas. Hay muchos ejemplos conocidos de inestabilidad estelar. Una pérdida de estabilidad del Sol a corto plazo e incluso débil conduce a poderosas llamaradas, durante las cuales se interrumpen las comunicaciones por radio en la Tierra, se producen tormentas magnéticas, etc.

Un fenómeno muy interesante es la aparición de novas (o simplemente novas). Una estrella débil aumenta repentinamente su brillo y al poco tiempo se desvanece. Al mismo tiempo, "se desprende" de su caparazón, que gradualmente se expande hacia el espacio circundante. Y esto se puede repetir muchas veces seguidas.

Sin embargo, la manifestación más llamativa de la inestabilidad de las estrellas son las explosiones de supernovas, que tienen un poder absolutamente excepcional. En 1054, dos astrónomos anónimos, chinos y japoneses, registraron en sus manuscritos un fenómeno natural inusual: una estrella de brillo excepcional brilló en el cielo, visible incluso durante el día. Mediciones recientes de la velocidad de los “copos” de la Nebulosa del Cangrejo, ubicada aproximadamente en el mismo punto del cielo, han demostrado que esta nebulosa se está expandiendo, y el comienzo de la expansión se remonta a hace aproximadamente 900 años. Se trata de dos etapas diferentes del mismo fenómeno: la explosión de una supernova.

Con tales llamaradas, se produce una poderosa explosión, por lo que una parte importante de la masa de la estrella es arrojada al espacio circundante. Como resultado, se forma algo así como una "cereza": en el centro hay una semilla-estrella densa, alrededor hay pulpa suelta: una nebulosa. Este último se extiende gradualmente y adquiere formas irregulares.

¿Qué causa que las estrellas pierdan estabilidad? Al parecer, se trata de poderosas explosiones nucleares que liberan una enorme cantidad de energía. Es posible que los campos magnéticos de las estrellas desempeñen un papel importante. Sin embargo, todavía no existe una comprensión completa de la naturaleza de los brotes. Esto se aplica especialmente a las supernovas.

Después de estas digresiones, volvamos a nuestro tema principal y planteemos la pregunta: ¿cómo surgieron las enanas blancas y cuál es su destino futuro? Desafortunadamente, todavía no se puede decir mucho al respecto.

Según la hipótesis más extendida actualmente, las estrellas de la secuencia principal pasan al estado de gigante roja durante su desarrollo. Después de esto, se produce una pérdida de estabilidad, la capa de la estrella se desprende, el núcleo se vuelve más denso y aparece una enana blanca. Según esta hipótesis, se trata de una estrella “moribunda”, la última etapa en la evolución de una estrella como cuerpo luminoso. Luego, a medida que se enfría, gradualmente se convierte en una enana "negra" y se vuelve invisible.

Hay otros puntos de vista. Se planteó la hipótesis de que la enana no surgió de una gigante roja, sino durante una explosión de Nova. Pero como tales explosiones se repiten decenas y cientos de veces, la enana no puede ser en absoluto una estrella moribunda. Al contrario, debe disponer de importantes reservas de energía. Hay otras hipótesis, pero en general esta importante cuestión aún está lejos de resolverse.

Con masas del orden de la masa del Sol (M?) y radios aproximadamente 100 veces más pequeños que el radio del Sol. La densidad media de la sustancia de las enanas blancas es de 10 8 -10 9 kg/m 3. Las enanas blancas constituyen varios por ciento de todas las estrellas de la Galaxia. Muchas enanas blancas forman parte de sistemas estelares binarios. La primera estrella clasificada como enana blanca fue Sirio B (un satélite de Sirio), descubierta por el astrónomo estadounidense A. Clark en 1862. En la década de 1910, las enanas blancas fueron identificadas como una clase especial de estrellas; su nombre está asociado al color de los primeros representantes de esta clase.

Con la masa de una estrella y el tamaño de un planeta pequeño, una enana blanca tiene una atracción gravitacional colosal cerca de su superficie que tiende a comprimir la estrella. Pero mantiene un equilibrio estable, ya que las fuerzas gravitacionales son resistidas por la presión del gas degenerado de electrones: a una alta densidad de materia, característica de las enanas blancas, la concentración de electrones prácticamente libres en ella es tan alta que, según Según el principio de Pauli, tienen un gran impulso. La presión del gas degenerado es prácticamente independiente de su temperatura, por lo que la enana blanca no se encoge al enfriarse.

Cuanto mayor es la masa de una enana blanca, menor es su radio. La teoría indica un límite de masa superior para las enanas blancas de aproximadamente 1,4 M? (el llamado límite de Chandrasekhar), cuyo exceso conduce al colapso gravitacional. La presencia de tal límite se debe al hecho de que a medida que aumenta la densidad de un gas, la velocidad de los electrones que contiene se acerca a la velocidad de la luz y no puede aumentar más. Como resultado, la presión del gas degenerado ya no puede soportar la fuerza de gravedad.

¿Las enanas blancas se forman al final de la evolución de estrellas ordinarias con una masa inicial inferior a 8 M? después de haber agotado su suministro de combustible termonuclear. Durante este período, la estrella, después de haber pasado por la etapa de gigante roja y nebulosa planetaria, se desprende de sus capas exteriores y deja al descubierto un núcleo que tiene una temperatura muy alta. Al enfriarse gradualmente, el núcleo de la estrella pasa al estado de enana blanca y continúa brillando durante mucho tiempo debido a la energía térmica almacenada en las profundidades. La luminosidad de una enana blanca disminuye con la edad. Con una edad de aproximadamente mil millones de años, la luminosidad de la enana blanca es mil veces menor que la del Sol. La temperatura de la superficie de las enanas blancas estudiadas oscila entre 5,10 3 y 10 5 K.

Algunas enanas blancas exhiben variabilidad óptica con períodos que van desde varios minutos hasta media hora, lo que se explica por la manifestación de oscilaciones gravitacionales no radiales de la estrella. El análisis de estas oscilaciones mediante métodos de astrosismología permite estudiar la estructura interna de las enanas blancas. En los espectros de aproximadamente el 3% de las enanas blancas se observa una fuerte polarización de la radiación o división de Zeeman de las líneas espectrales, lo que indica la existencia de campos magnéticos con una inducción de 3·10 4 -10 9 G.

Si una enana blanca forma parte de un sistema binario cercano, entonces una contribución significativa a su luminosidad puede provenir de la combustión termonuclear del hidrógeno que fluye desde una estrella vecina. Esta combustión suele ser de naturaleza no estacionaria y se manifiesta en forma de explosiones de novas y estrellas similares a novas. En casos raros, la acumulación de hidrógeno en la superficie de una enana blanca provoca una explosión termonuclear con destrucción completa de la estrella, lo que se observa como una explosión de supernova.

Iluminado: Blinnikov S.I. Enanas blancas. M., 1977; Shapiro S., Tyukolski S. Agujeros negros, enanas blancas y estrellas de neutrones: Parte 2 M., 1985.

Durante varios años, el astrónomo alemán Friedrich Wilhelm Bessel observó los movimientos correctos en el cielo de dos estrellas brillantes, Sirio y Procyon, y en 1844 descubrió que ambas no se movían en línea recta, sino a lo largo de trayectorias onduladas características. El descubrimiento llevó al científico a pensar que cada una de estas estrellas tiene un satélite invisible para nosotros, es decir, se trata de un sistema estelar físicamente binario.

Pero el Sol, casi igual en masa a Sirio B, brillaría desde su distancia casi tan intensamente como la Estrella Polar. Entonces, ¿por qué Sirius B fue considerado un "satélite invisible" durante 18 años? ¿Quizás por la pequeña distancia angular entre él y Sirius A? No sólo eso. Como resultó más tarde, es obviamente inaccesible a simple vista debido a su baja luminosidad, 400 veces menor que la luminosidad del Sol. Es cierto que a principios del siglo XX. Este descubrimiento no pareció particularmente extraño, ya que se conocían muchas estrellas de baja luminosidad y aún no se había establecido la relación entre la masa de una estrella y su luminosidad. Sólo cuando se obtuvieron los espectros de emisión de Sirius B y Procyon B, así como las mediciones de sus temperaturas, se hizo evidente la “anormalidad” de estas estrellas.

En física existe tal concepto: cuerpo absolutamente negro. No, este no es sinónimo de negro. agujeros- ¡A diferencia de él, un cuerpo absolutamente negro puede brillar deslumbrantemente! Se llama absolutamente negro porque, por definición, absorbe toda la radiación electromagnética que incide sobre él. La teoría establece que el flujo luminoso total (en todo el rango de longitudes de onda) desde una unidad de superficie de un cuerpo absolutamente negro no depende de su estructura o composición química, sino que está determinado únicamente por la temperatura. Según la ley de Stefan-Boltzmann, su luminosidad es proporcional a la cuarta potencia de la temperatura. Un cuerpo absolutamente negro, como un gas ideal, es sólo un modelo físico que nunca se implementa estrictamente en la práctica. Sin embargo, la composición espectral de la luz de las estrellas en la región visible del espectro es bastante cercana a la del "cuerpo negro". Por tanto, podemos suponer que el modelo del cuerpo negro en su conjunto describe correctamente la radiación de una estrella real.

Temperatura efectiva La temperatura de una estrella es la temperatura de un cuerpo absolutamente negro que emite la misma cantidad de energía por unidad de superficie. En términos generales, no es igual a la temperatura de la fotosfera de la estrella. Sin embargo, se trata de una característica objetiva que puede utilizarse para valorar otras características de la estrella: luminosidad, tamaño, etc.

En los 10. En el siglo XX, el astrónomo estadounidense Walter Adams intentó determinar la temperatura efectiva de Sirio B. Era de 8.000 K, pero más tarde resultó que el astrónomo se había equivocado y, de hecho, es incluso mayor (unos 10.000 K). En consecuencia, la luminosidad de esta estrella, si tuviera el tamaño del Sol, debería haber sido al menos 10 veces mayor que la solar. La luminosidad observada de Sirio B, como sabemos, es 400 veces menor que la luminosidad solar, es decir, ¡resulta ser más de 4 mil veces menor de lo esperado! La única manera de salir de esta contradicción es considerar que Sirio B tiene una superficie visible mucho menor y, por tanto, un diámetro menor. Los cálculos mostraron que Sirio B tiene sólo 2,5 veces el tamaño de la Tierra. Pero conserva la masa solar: ¡resulta que su densidad media debería ser casi 100 mil veces mayor que la del Sol! Muchos astrónomos se negaron a creer en la existencia de objetos tan exóticos.

Recién en 1924, principalmente gracias a los esfuerzos del astrofísico inglés Arthur Eddington, quien desarrolló una teoría sobre la estructura interna de una estrella. Los satélites compactos Sirio y Procyon finalmente fueron reconocidos por la comunidad astronómica como verdaderos representantes de una clase de estrellas completamente nueva, ahora conocida como enanas blancas. "Blanco", porque los primeros representantes de este tipo fueron luminarias calientes de color blanco azulado, "enanos", porque tienen luminosidades y tamaños muy pequeños.

Como ya hemos descubierto, la densidad de las enanas blancas es miles de veces mayor que la de las estrellas ordinarias. Esto significa que su sustancia debe encontrarse en algún estado físico especial, previamente desconocido. Esto también lo indicaron los espectros inusuales de las enanas blancas.

En primer lugar, sus líneas de absorción son muchas veces más anchas que las de las estrellas normales. En segundo lugar, las líneas de hidrógeno pueden estar presentes en los espectros de las enanas blancas a temperaturas tan altas que no están presentes en los espectros de las estrellas ordinarias, ya que todo el hidrógeno está ionizado. Todo esto podría explicarse teóricamente por la altísima presión de materia en las atmósferas de las enanas blancas.

La siguiente característica de los espectros de estas estrellas exóticas es que las líneas de todos los elementos químicos están ligeramente desplazadas hacia el rojo en comparación con las líneas correspondientes en los espectros obtenidos en laboratorios terrestres. Este es el efecto del llamado corrimiento al rojo gravitacional, debido a que la aceleración de la gravedad en la superficie de una enana blanca es muchas veces mayor que en la Tierra.

De hecho, de la ley de gravitación universal se deduce que la aceleración de la gravedad en la superficie de una estrella es directamente proporcional a su masa e inversamente proporcional al cuadrado del radio. Las masas de las enanas blancas son cercanas a las masas de las estrellas normales y sus radios son muchas veces más pequeños. Por tanto, la aceleración de la gravedad en la superficie de las enanas blancas es muy alta: alrededor de 10 5 - 10 6 m/s 2. Recordemos que en la Tierra es de 9,8 m/s 2, es decir, entre 10.000 y 100.000 veces menos.

Según la composición química identificada, los espectros de las enanas blancas se dividen en dos categorías: algunas con líneas de hidrógeno, otras sin líneas de hidrógeno, pero con líneas de helio neutro o ionizado o de elementos pesados. Las enanas de "hidrógeno" a veces tienen una temperatura significativamente más alta (hasta 60.000 K y más) que las enanas de "helio" (11.000 - 20.000 K). Sobre la base de esto, los científicos llegaron a la conclusión de que la sustancia de este último prácticamente carece de hidrógeno.

Además, se descubrieron enanas blancas cuyos espectros no podían identificarse con elementos y compuestos químicos conocidos por la ciencia. Más tarde, se descubrió que estas estrellas tenían campos magnéticos que eran entre 1.000 y 100.000 veces más fuertes que los del Sol. Con tales intensidades de campo magnético, los espectros de átomos y moléculas se distorsionan hasta quedar irreconocibles, lo que dificulta su identificación.

En 1926, el físico inglés Ralph Fowler aplicó con éxito la teoría del gas degenerado a las enanas blancas (y sólo más tarde la teoría de Fermi encontró numerosas aplicaciones en la física "terrestre"). Con base en esta teoría, se sacaron dos conclusiones importantes. En primer lugar, el radio de una enana blanca para una determinada composición química de la sustancia está determinado únicamente por su masa. En segundo lugar, la masa de una enana blanca no puede exceder un cierto valor crítico, cuyo valor es de aproximadamente 1,4 masas solares.

Otras observaciones y estudios confirmaron estas premisas teóricas y nos permitieron sacar la conclusión final de que prácticamente no hay hidrógeno en el interior de las enanas blancas. Dado que la teoría del gas degenerado explicaba bien las propiedades observadas de las enanas blancas, comenzaron a llamarse estrellas degeneradas. La siguiente etapa fue la construcción de una teoría sobre su formación.

En la teoría moderna de la evolución estelar, las enanas blancas se consideran la etapa final en la evolución de estrellas de masa media y baja (menos de 3 a 4 masas solares).

Después de que todo el hidrógeno de las regiones centrales de una estrella envejecida se haya quemado, su núcleo debería encogerse y calentarse. Al mismo tiempo, las capas exteriores se expanden enormemente, la temperatura efectiva de la estrella desciende y se convierte en una gigante roja. La capa enrarecida resultante de la estrella está muy débilmente conectada al núcleo y eventualmente se disipa en el espacio; En lugar de la antigua gigante roja queda una estrella muy caliente y compacta, compuesta principalmente de helio: una enana blanca. Debido a su alta temperatura, emite principalmente en el rango ultravioleta e ioniza el gas de la capa en expansión.

Las capas en expansión que rodean a las estrellas calientes se conocen desde hace mucho tiempo. ellos son llamados nebulosas planetarias y fueron inaugurados en el siglo XVIII. Guillermo Herschel. Su número observado concuerda bien con el número de gigantes rojas y enanas blancas y, en consecuencia, con el hecho de que el principal mecanismo de formación de las enanas blancas es la evolución de las estrellas ordinarias con la expulsión de su envoltura de gas hacia la gigante roja. escenario.

En los sistemas estelares binarios cercanos, los componentes están situados tan cerca unos de otros que se intercambia materia entre ellos. El caparazón hinchado de la gigante roja fluye constantemente hacia la estrella vecina hasta que lo único que queda es una enana blanca. Probablemente, los primeros representantes descubiertos de las enanas blancas, Sirius B y Procyon B, se formaron exactamente de esta manera.

A finales de los años 40. El astrofísico soviético Samuil Aronovich Kaplan demostró que la radiación de las enanas blancas conduce a su enfriamiento. Esto significa que estas estrellas no tienen fuentes de energía internas. Kaplan también construyó una teoría cuantitativa sobre el enfriamiento de las enanas blancas, ya a principios de los años 50. Los científicos ingleses y franceses llegaron a conclusiones similares. Es cierto que, debido a su pequeña superficie, estas estrellas se enfrían extremadamente lentamente.

Así, la mayoría de las propiedades observadas en las enanas blancas podrían explicarse por la enorme densidad de su materia y el fuerte campo gravitacional en sus superficies. Esto convierte a las enanas blancas en objetos únicos: aún no es posible reproducir las condiciones en las que se encuentra su materia en los laboratorios terrestres.

Apertura En 1844, el director del Observatorio de Königsberg, Friedrich Bessel, descubrió que Sirio, la estrella más brillante del cielo del norte, se desvía periódicamente, aunque muy débilmente, de una trayectoria rectilínea a lo largo de la esfera celeste. Bessel llegó a la conclusión de que Sirio debería tener un satélite "oscuro" invisible y que el período de revolución de ambas estrellas alrededor de un centro de masa común debería ser de unos 50 años. El mensaje fue recibido con escepticismo, ya que el satélite oscuro permaneció inobservable y su masa debería haber sido bastante grande, comparable a la masa de Sirio.
En enero de 1862 A.G. Clark, mientras ajustaba un refractor de 18 pulgadas, el telescopio más grande del mundo en ese momento (Dearborn Telescope), suministrado por la empresa de la familia Clark al Observatorio de Chicago, descubrió una estrella tenue en las inmediaciones de Sirio. Este era el satélite oscuro de Sirio, Sirio B, predicho por Bessel. La temperatura de la superficie de Sirio B es de 25.000 K, lo que, teniendo en cuenta su luminosidad anormalmente baja, indica un radio muy pequeño y, en consecuencia, una densidad extremadamente alta: 10,6 g/cm³ (densidad de Sirio ~0,25 g/cm³, densidad del Sol). ~ 1,4 g/cm³).
En 1917, Adrian Van Maanen descubrió la siguiente enana blanca: la estrella de Van Maanen en la constelación de Piscis.

Paradoja de la densidad A principios del siglo XX, Hertzsprung y Russell descubrieron un patrón relacionado con la clase espectral (temperatura) y la luminosidad de las estrellas: el diagrama de Hertzsprung-Russell (diagrama H-R). Parecía que toda la diversidad de estrellas encajaba en dos ramas del diagrama H-R: la secuencia principal y la rama de la gigante roja. En el curso de su trabajo sobre la acumulación de estadísticas sobre la distribución de estrellas por clase espectral y luminosidad, Russell recurrió al profesor E. Pickering en 1910. Russell describe más eventos de la siguiente manera:

La sorpresa de Russell es bastante comprensible: 40 Eridani B se refiere a estrellas relativamente cercanas y, a partir del paralaje observado, se puede determinar con bastante precisión la distancia a ella y, en consecuencia, la luminosidad. La luminosidad de 40 Eridani B resultó ser anormalmente baja para su clase espectral: las enanas blancas formaron una nueva región en el diagrama H-R. Esta combinación de luminosidad, masa y temperatura era incomprensible y no podía explicarse dentro del modelo estándar de secuencia principal de estructura estelar desarrollado en la década de 1920.
La alta densidad de las enanas blancas sólo se explicó en el marco de la mecánica cuántica después de la aparición de la estadística de Fermi-Dirac. En 1926, Fowler, en su artículo “Materia densa”, Monthly Notices R. Astron Soc. 87, 114-122, demostró que, a diferencia de las estrellas de secuencia principal, cuya ecuación de estado se basa en el modelo de gas ideal (estándar. Modelo de Eddington), para las enanas blancas la densidad y presión de la materia están determinadas por las propiedades del gas de electrones degenerado (gas Fermi).
La siguiente etapa en la explicación de la naturaleza de las enanas blancas fue obra de Ya I. Frenkel y Chandrasekhar. En 1928, Frenkel indicó que para las enanas blancas debería haber un límite superior de masa, y en 1930 Chandrasekhar en su trabajo “La masa máxima de las enanas blancas ideales”, Astroph J. 74, 81-82) demostró que las enanas blancas. por encima de 1,4 masas solares son inestables (límite de Chandrasekhar) y deben colapsar.

Origen de las enanas blancas
La solución de Fowler explicó la estructura interna de las enanas blancas, pero no aclaró el mecanismo de su origen. Para explicar la génesis de las enanas blancas, dos ideas jugaron un papel clave: la idea de E Epic de que las gigantes rojas se forman a partir de estrellas de la secuencia principal como resultado de la quema de combustible nuclear y la suposición de V.G. Fesenkov, afirmó poco después de la Segunda Guerra Mundial, que las estrellas de la secuencia principal deberían perder masa, y esa pérdida de masa debería tener un impacto significativo en la evolución de las estrellas. Estas suposiciones fueron completamente confirmadas.
Durante la evolución de las estrellas de la secuencia principal, el hidrógeno se "quema" para formar helio (ciclo de Bethe). Tal agotamiento conduce al cese de la liberación de energía en las partes centrales de la estrella, a la compresión y, en consecuencia, a un aumento de temperatura y densidad en su núcleo, lo que conduce a condiciones en las que se activa una nueva fuente de energía termonuclear: el agotamiento del helio. a temperaturas del orden de 10 8 K ( triple reacción de helio o proceso triple alfa), característico de gigantes rojas y supergigantes:
He 4 + He 4 = Be 8: dos núcleos de helio (partículas alfa) se fusionan y se forma un isótopo de berilio inestable;
Be 8 + He 4 = C 12 + 7,3 MeV - La mayoría de los Be 8 se desintegran nuevamente en dos partículas alfa, pero cuando Be 8 choca con una partícula alfa de alta energía, se puede formar un núcleo de carbono C 12 estable.
Sin embargo, cabe señalar que la triple reacción del helio se caracteriza por una liberación de energía significativamente menor que el ciclo de Bethe: en términos de unidad de masa La liberación de energía durante la "quema" de helio es más de 10 veces menor que durante la "quema" de hidrógeno.. A medida que el helio se quema y la fuente de energía en el núcleo se agota, son posibles reacciones de nucleosíntesis más complejas; sin embargo, en primer lugar, tales reacciones requieren temperaturas cada vez más altas y, en segundo lugar, la energía liberada por unidad de masa en tales reacciones disminuye a medida que aumenta el número de masa. núcleos que reaccionan.
Un factor adicional que aparentemente influye en la evolución de los núcleos de gigantes rojas es la combinación de la alta sensibilidad a la temperatura de la triple reacción del helio y las reacciones de fusión de los núcleos más pesados ​​con el mecanismo. enfriamiento de neutrinos: a altas temperaturas y presiones, los fotones pueden ser dispersados ​​por electrones con la formación de pares neutrino-antineutrino, que transportan libremente energía del núcleo: la estrella es transparente para ellos. La velocidad de este volumétrico enfriamiento de neutrinos, a diferencia del clásico superficial El enfriamiento de los fotones no está limitado por los procesos de transferencia de energía desde el interior de una estrella a su fotosfera. Como resultado de la reacción de nucleosíntesis, se alcanza un nuevo equilibrio en el núcleo estelar, caracterizado por la misma temperatura central: núcleo isotérmico.
En el caso de las gigantes rojas con una masa relativamente pequeña (del orden de la del Sol), los núcleos isotérmicos están compuestos principalmente de helio, en el caso de estrellas más masivas, de carbono y elementos más pesados. Sin embargo, en cualquier caso, la densidad de dicho núcleo isotérmico es tan alta que las distancias entre los electrones del plasma que forman el núcleo se vuelven proporcionales a su longitud de onda de De Broglie. λ = h / metrov , es decir, se cumplen las condiciones para la degeneración del gas de electrones. Los cálculos muestran que la densidad de los núcleos isotérmicos corresponde a la densidad de las enanas blancas, es decir Los núcleos de las gigantes rojas son enanas blancas..

Pérdida de masa por gigantes rojas
Las reacciones nucleares en las gigantes rojas no sólo ocurren en el núcleo: a medida que el hidrógeno se quema en el núcleo, la nucleosíntesis de helio se extiende a las regiones de la estrella aún ricas en hidrógeno, formando una capa esférica en el límite entre las regiones pobres y ricas en hidrógeno. regiones. Una situación similar surge con la triple reacción del helio: cuando el helio se quema en el núcleo, también se concentra en una capa esférica en el límite entre las regiones pobres y ricas en helio. La luminosidad de las estrellas con regiones de nucleosíntesis de "dos capas" aumenta significativamente, alcanzando alrededor de varios miles de luminosidades del Sol, mientras que la estrella se "hincha", aumentando su diámetro al tamaño de la órbita de la Tierra. La zona de nucleosíntesis de helio se eleva a la superficie de la estrella: la fracción de masa dentro de esta zona es ~70% de la masa de la estrella. La "explosión" va acompañada de una salida bastante intensa de materia de la superficie de la estrella; se observan objetos como nebulosas protoplanetarias, por ejemplo la Nebulosa HD44179 (; dibujo).
Estas estrellas son claramente inestables y en 1956 I.S. Shklovsky propuso un mecanismo para la formación de nebulosas planetarias mediante el desprendimiento de las conchas de las gigantes rojas, mientras que la exposición de los núcleos isotérmicos degenerados de tales estrellas conduce al nacimiento de enanas blancas (este es el escenario del final de la evolución de las gigantes rojas es generalmente aceptado y respaldado por numerosos datos de observación). Los mecanismos exactos de pérdida de masa y mayor desprendimiento de la envoltura de este tipo de estrellas aún no están del todo claros, pero se puede suponer que los siguientes factores podrían contribuir a la pérdida de la envoltura:

• En envolturas estelares extendidas, pueden desarrollarse inestabilidades que conducen a fuertes procesos oscilatorios, acompañados de cambios en el régimen térmico de la estrella. En dibujo Las ondas de densidad de la materia expulsada por la estrella son claramente visibles, lo que puede ser consecuencia de tales fluctuaciones.
• Debido a la ionización del hidrógeno en las regiones situadas debajo de la fotosfera, puede desarrollarse una fuerte inestabilidad convectiva. La actividad solar tiene una naturaleza similar, pero en el caso de las gigantes rojas, la potencia de los flujos convectivos debería exceder significativamente la solar.
• Debido a la altísima luminosidad, la ligera presión del flujo de radiación de la estrella sobre sus capas exteriores se vuelve significativa, lo que, según los cálculos, puede provocar la pérdida de la capa en varios miles de años.

De una forma u otra, un período bastante largo de salida relativamente tranquila de materia desde la superficie de las gigantes rojas termina con la expulsión de su capa y la exposición de su núcleo. Un caparazón así expulsado se observa como una nebulosa planetaria. Las velocidades de expansión de las nebulosas protoplanetarias son decenas de km/s, es decir, cercanas al valor de las velocidades parabólicas en la superficie de las gigantes rojas, lo que sirve como confirmación adicional de su formación mediante la liberación del "exceso de masa" de las gigantes rojas.

Características de los espectros.
Los espectros de las enanas blancas son muy diferentes de los espectros de las estrellas y gigantes de la secuencia principal. Su característica principal es un pequeño número de líneas de absorción muy ensanchadas, y algunas enanas blancas (clase espectral DC) no contienen líneas de absorción perceptibles en absoluto. El pequeño número de líneas de absorción en los espectros de estrellas de esta clase se explica por un ensanchamiento muy fuerte de las líneas: sólo las líneas de absorción más fuertes, al ensancharse, tienen suficiente profundidad para permanecer visibles, y las débiles, debido a su poca profundidad. profundidad, prácticamente se fusionan con el espectro continuo.
Las características de los espectros de las enanas blancas se explican por varios factores. En primer lugar, debido a la alta densidad de las enanas blancas, la aceleración de la gravedad en su superficie es de ~10 8 cm/s² (o ~1000 km/s²), lo que, a su vez, conduce a pequeñas extensiones de sus fotosferas, enormes densidades y presiones en los mismos y la ampliación de las líneas de absorción. Otra consecuencia del fuerte campo gravitacional en la superficie es el corrimiento al rojo gravitacional de las líneas en sus espectros, equivalente a velocidades de varias decenas de km/s. En segundo lugar, algunas enanas blancas con fuertes campos magnéticos presentan una fuerte polarización de la radiación y división de las líneas espectrales debido al efecto Zeeman.

Emisión de rayos X de enanas blancas
La temperatura de la superficie de las enanas blancas jóvenes (los núcleos isotrópicos de las estrellas después del desprendimiento de sus capas) es muy alta (más de 2,10 5 K), pero desciende bastante rápidamente debido al enfriamiento de los neutrinos y a la radiación de la superficie. Estas enanas blancas tan jóvenes se observan en rayos X. La temperatura de la superficie de las enanas blancas más calientes es de 7,10 4 K, la más fría, ~5,10³ K.
Una peculiaridad de la radiación de las enanas blancas en el rango de rayos X es el hecho de que la principal fuente de radiación de rayos X para ellas es la fotosfera, lo que las distingue claramente de las estrellas "normales": estas últimas tienen una corona de rayos X. se calienta a varios millones de kelvin y la temperatura de la fotosfera es demasiado baja para la emisión de rayos X.
En ausencia de acreción, la fuente de luminosidad de las enanas blancas es la energía térmica almacenada de los iones en su núcleo, por lo que su luminosidad depende de la edad. A finales de la década de 1940, S.A. construyó una teoría cuantitativa sobre el enfriamiento de las enanas blancas. Kaplan.

Acreción sobre enanas blancas en sistemas binarios

• La acreción no estacionaria sobre enanas blancas cuando la compañera es una enana roja masiva conduce a la formación de novas enanas (estrellas tipo U Gem (UG)) y estrellas variables catastróficas similares a novas.
• La acreción sobre enanas blancas con un fuerte campo magnético se dirige hacia los polos magnéticos de la enana blanca, y el mecanismo ciclotrón de radiación del plasma acretado en las regiones circumpolares del campo provoca una fuerte polarización de la radiación en la región visible (polares y polares intermedios).
• La acumulación de materia rica en hidrógeno en las enanas blancas provoca su acumulación en la superficie (compuesta predominantemente de helio) y su calentamiento hasta las temperaturas de reacción de fusión del helio, lo que, en caso de inestabilidad térmica, conduce a una explosión que se observa como una nova.