Čo sú to bieli trpaslíci? Bieli trpaslíci: chladiace hviezdy vo vesmíre

Keď sa pozrieme na nočnú oblohu, zdá sa nám, že všetky hviezdy sú rovnaké. Ľudské oko s s veľkými ťažkosťami rozlišuje viditeľné spektrum svetla vyžarovaného vzdialenými nebeskými telesami. Hviezda, ktorá je stále sotva viditeľná, možno už dávno zhasla a my len pozorujeme jej svetlo. Každá z hviezd si žije svoj vlastný život. Niektoré svietia hladkým bielym svetlom, iné vyzerajú ako jasné bodky pulzujúce neónovým svetlom. Ešte ďalšie sú slabo svietiace škvrny, sotva viditeľné na oblohe.

Každá z hviezd je v určitom štádiu svojho vývoja a postupom času sa mení na nebeské teleso inej triedy. Namiesto jasného a oslnivého bodu na nočnej oblohe sa objaví nový kozmický objekt – biely trpaslík – starnúca hviezda. Toto štádium vývoja je charakteristické pre väčšinu obyčajných hviezd. Naše Slnko nemôže uniknúť podobnému osudu.

Čo je biely trpaslík: hviezda alebo fantóm?

Len nedávno, v 20. storočí, bolo vedcom jasné, že z obyčajnej hviezdy zostáva vo vesmíre iba biely trpaslík. Štúdium hviezd z pohľadu termonukleárnej fyziky umožnilo nahliadnuť do procesov, ktoré zúria v hlbinách nebeských telies. Hviezdy vznikajúce v dôsledku interakcie gravitačných síl predstavujú kolosálne fúzny reaktor, v ktorých sa neustále vyskytujú reťazové reakcieštiepenie jadier vodíka a hélia. Takéto komplexné systémy rýchlosti vývoja komponentov nie sú rovnaké. Obrovské zásoby vodíka zaisťujú život hviezdy na ďalšie miliardy rokov. Fúzne vodíkové reakcie prispievajú k tvorbe hélia a uhlíka. Sledovanie termonukleárna fúzia Do hry vstupujú zákony termodynamiky.

Keď hviezda spotrebovala všetok svoj vodík, jej jadro sa pod vplyvom gravitačných síl a kolosálneho vnútorného tlaku začne sťahovať. Nebeské telo stratí hlavnú časť svojho obalu a dosiahne hranicu hmotnosti hviezdy, pri ktorej môže existovať ako biely trpaslík bez zdrojov energie, ktorý zotrvačnosťou naďalej vyžaruje teplo. V skutočnosti sú bieli trpaslíci hviezdy z triedy červených obrov a supergigantov, ktoré stratili svoj vonkajší obal.

Jadrová fúzia vyčerpáva hviezdu. Vodík sa minie a hélium ako masívnejšia zložka sa môže ďalej vyvíjať a dosiahnuť nový stav. To všetko vedie k tomu, že sa namiesto obyčajnej hviezdy vytvoria prví červení obri a hviezda opustí hlavnú postupnosť. Tak sa nebeské telo, ktoré nastúpilo na cestu svojho pomalého a nevyhnutného starnutia, postupne premieňa. Staroba hviezdy je dlhá cesta do zabudnutia. Toto všetko sa deje veľmi pomaly. Biely trpaslík je nebeské telo, s ktorým je mimo hlavná sekvencia, dochádza k nevyhnutnému procesu zániku. Héliová fúzna reakcia spôsobuje, že jadro starnúcej hviezdy sa zmenšuje a hviezda nakoniec stratí svoj obal.

Evolúcia bielych trpaslíkov

Mimo hlavnej postupnosti nastáva proces zániku hviezd. Pod vplyvom gravitačných síl sa zohriaty plyn červených obrov a supergiantov rozptýli po celom vesmíre a vytvorí mladú planetárnu hmlovinu. Po státisícoch rokov sa hmlovina rozplynie a na jej mieste zostane degenerované jadro červeného obra. biely. Teploty takéhoto objektu sú pomerne vysoké, od 90 000 K, odhadnuté z absorpčnej čiary spektra, až do 130 000 K, keď sa hodnotí v rámci röntgenového spektra. Vďaka malým rozmerom však chladenie nebeské telo prebieha veľmi pomaly.

Obraz hviezdnej oblohy, ktorý pozorujeme, je starý desiatky až stovky miliárd rokov. Tam, kde vidíme bielych trpaslíkov, môže už vo vesmíre existovať ďalší. nebeské telo. Hviezda sa presunula do triedy čiernych trpaslíkov, posledného štádia evolúcie. V skutočnosti na mieste hviezdy zostáva zhluk hmoty, ktorého teplota sa rovná teplote okolitého priestoru. Hlavnou črtou tohto objektu je úplná absencia viditeľné svetlo. Všimnite si takú hviezdu počas normálu optický ďalekohľad dosť ťažké kvôli nízkej svietivosti. Hlavným kritériom na detekciu bielych trpaslíkov je prítomnosť silného ultrafialové žiarenie a röntgenové lúče.

Všetci známi bieli trpaslíci sa v závislosti od ich spektra delia do dvoch skupín:

vodíkové predmety, spektrálnej triedy DA, v spektre ktorých nie sú héliové čiary;
héliových trpaslíkov, spektrálnej triedy DB. Hlavné čiary v spektre sú v héliu.

Bieli trpaslíci vodíkového typu tvoria väčšinu populácie, až 80 % všetkých v súčasnosti známych objektov tohto typu. Hélioví trpaslíci tvoria zvyšných 20 %.

Evolučná fáza, ktorá vedie k objaveniu sa bieleho trpaslíka, je poslednou pre nehmotné hviezdy, medzi ktoré patrí aj naša hviezda Slnko. V tejto fáze má hviezda nasledujúce charakteristiky. Napriek takej malej a kompaktnej veľkosti hviezdy váži jej hviezdna hmota presne toľko, koľko je potrebné na jej existenciu. Inými slovami, bieli trpaslíci, ktorí majú polomery 100-krát menší ako polomer slnečný disk má hmotnosť rovná hmotnosti Slnká alebo dokonca vážia viac ako naša hviezda.

To naznačuje, že hustota biely trpaslík miliónkrát vyššia ako hustota obyčajných hviezd nachádzajúcich sa v hlavnej postupnosti. Napríklad hustota našej hviezdy je 1,41 g/cm³, zatiaľ čo hustota bielych trpaslíkov môže dosiahnuť kolosálne hodnoty 105-110 g/cm3.

Pri absencii vlastných zdrojov energie sa takéto predmety postupne ochladzujú, a preto nemajú žiadne vysoká teplota. Teploty na povrchu bielych trpaslíkov boli zaznamenané v rozmedzí 5000-50000 stupňov Kelvina. Čím je hviezda staršia, tým je jej teplota nižšia.

Napríklad sused najjasnejšej hviezdy na našej oblohe, Sirius A, biely trpaslík Sirius B, má povrchovú teplotu len 2100 stupňov Kelvina. Vo vnútri je toto nebeské teleso oveľa horúcejšie, takmer 10 000 °K. Sirius B bol prvým bielym trpaslíkom, ktorého astronómovia objavili. Farba bielych trpaslíkov objavených po tom, čo sa ukázalo, že Sirius B je rovnaká biela, čo bolo dôvodom pre pomenovanie tejto triedy hviezd.

Jas Síria A je 22-krát väčší ako jas nášho Slnka, ale jeho sestra Sirius B žiari slabým svetlom, ktorého jas je výrazne nižší ako jeho oslňujúci sused. Prítomnosť bieleho trpaslíka bola objavená vďaka snímkam Siriusa, ktoré urobil röntgenový ďalekohľad Chandra. Bieli trpaslíci nemajú výrazné svetelné spektrum, preto je bežné považovať takéto hviezdy za dosť studené, tmavé vesmírne objekty. V infračervenom a röntgenovom rozsahu svieti Sirius B oveľa jasnejšie a naďalej vyžaruje obrovské množstvo tepelnej energie. Na rozdiel od obyčajných hviezd, kde je zdroj röntgenové vlny Koróna slúži ako zdroj žiarenia pre bielych trpaslíkov je fotosféra.

Keďže tieto hviezdy sú mimo hlavnej postupnosti, pokiaľ ide o početnosť, nie sú najbežnejšími objektmi vo vesmíre. V našej galaxii tvoria bieli trpaslíci len 3-10% nebeských telies. Pre túto časť hviezdnej populácie našej galaxie je neistota odhadu komplikovaná slabosťou žiarenia vo viditeľnej oblasti polárky. Inými slovami, svetlo z bielych trpaslíkov nie je schopné preniknúť cez veľké nahromadenia kozmického plynu, ktoré tvoria ramená našej galaxie.

Vedecký pohľad na históriu vzhľadu bielych trpaslíkov

Ďalej v nebeských telesách, namiesto vyschnutých hlavných zdrojov termonukleárnej energie, a nový zdroj termonukleárna energia, trojitá héliová reakcia alebo trojitý alfa proces, poskytujúci vyhorenie hélia. Tieto predpoklady sa plne potvrdili, keď bolo možné pozorovať správanie hviezd v infračervenom pásme. Spektrum svetla z obyčajnej hviezdy sa výrazne líši od obrázku, ktorý vidíme pri pohľade na červených obrov a bielych trpaslíkov. Pre degenerované jadrá takýchto hviezd existuje Horná hranica hmoty, inak sa nebeské teleso stane fyzicky nestabilným a môže dôjsť ku kolapsu.

Vysvetliť takú vysokú hustotu, ktorú majú bieli trpaslíci, je z pohľadu fyzikálnych zákonov takmer nemožné. Prebiehajúce procesy sa vyjasnili až vďaka kvantovej mechanike, ktorá umožnila skúmať stav elektrónový plyn hviezdna hmota. Na rozdiel od bežnej hviezdy, kde sa používa na štúdium stavu plynu štandardný model U bielych trpaslíkov sa vedci zaoberajú tlakom relativistického degenerovaného elektrónového plynu. Rozprávanie jasným jazykom, dodržiava sa nasledovné. Pri obrovskom stlačení 100-krát alebo viac sa hviezdna hmota stáva jedným veľkým atómom, v ktorom je všetko atómové väzby a reťaze sa spájajú. V tomto stave elektróny tvoria degenerovaný elektrónový plyn, ktorého nová kvantová tvorba môže odolávať silám gravitácie. Tento plyn tvorí husté jadro bez obalu.

Podrobná štúdia bielych trpaslíkov pomocou rádioteleskopov a röntgenovej optiky ukázala, že tieto nebeské objekty nie sú také jednoduché a nudné, ako by sa na prvý pohľad mohlo zdať. Vzhľadom na absenciu termonukleárnych reakcií vo vnútri takýchto hviezd sa mimovoľne vynára otázka: odkiaľ pochádza obrovský tlak, ktorý dokázal vyrovnať sily gravitácie a sily vnútornej príťažlivosti.

Ako výsledok výskumu fyzikov v oblasti kvantová mechanika, vznikol model bieleho trpaslíka. Vplyvom gravitačných síl sa hviezdna hmota stlačí do takej miery, že elektrónové obaly atómy sú zničené, elektróny začnú svoj vlastný chaotický pohyb, pohybujú sa z jedného stavu do druhého. Jadrá atómov v neprítomnosti elektrónov tvoria systém, vytvárajúci medzi sebou silnú a stabilnú väzbu. V hviezdnej hmote je toľko elektrónov, že vzniká veľa stavov a podľa toho sa udržiava rýchlosť elektrónov. Vysoká rýchlosť elementárne častice vytvára kolosálny vnútorný tlak elektrónového degenerovaného plynu, ktorý je schopný odolávať silám gravitácie.

Kedy sa stali známi bieli trpaslíci?

Napriek tomu, že Sirius B je považovaný za prvého bieleho trpaslíka objaveného astrofyzikmi, existujú zástancovia verzie skoršieho zoznámenia sa vedeckej komunity s hviezdnymi objektmi tejto triedy. V roku 1785 astronóm Herschel prvýkrát zahrnul do katalógu hviezd systém troch hviezd v súhvezdí Eridanus, pričom všetky hviezdy rozdelil oddelene. Len o 125 rokov neskôr astronómovia objavili anomálne nízku svietivosť 40 Eridani B pri vysokej farebnej teplote, čo slúžilo ako dôvod na oddelenie takýchto objektov do samostatnej triedy.

Predmet mal slabý lesk, zodpovedajúci rozsah+9,52 m. Biely trpaslík mal hmotnosť ½ Slnka a mal menší priemer ako Zem. Tieto parametre odporovali teórii vnútornej štruktúry hviezd, kde svietivosť, polomer a povrchová teplota hviezdy boli kľúčovými parametrami pri určovaní triedy hviezdy. Malý priemer a nízka svietivosť z pohľadu fyzikálnych procesov nezodpovedali vysokej farebnej teplote. Tento rozpor vyvolal veľa otázok.

Podobne vyzerala situácia s ďalším bielym trpaslíkom, Sirusom B, keďže ide o satelit najjasnejšej hviezdy, biely trpaslík je malých rozmerov a má obrovskú hustotu hviezdnej hmoty – 106 g/cm3. Pre porovnanie, podstata tohto nebeského telesa je o Matchbox by vážil viac ako milión ton na našej planéte. Teplota tohto trpaslíka je 2,5-krát vyššia hlavná hviezda Systémy Sirius.

Najnovšie vedecké poznatky

Nebeské telesá, s ktorými sa zaoberáme, predstavujú prirodzené testovacie pole, vďaka ktorému môže človek študovať štruktúru hviezd a štádiá ich vývoja. Ak sa dá vysvetliť zrod hviezd fyzikálne zákony, ktoré pôsobia identicky v akomkoľvek prostredí, potom vývoj hviezd reprezentujú úplne iné procesy. Vedecké vysvetlenie mnohé z nich spadajú do kategórie kvantovej mechaniky, vedy o elementárnych časticiach.

Bieli trpaslíci vyzerajú v tomto svetle ako najzáhadnejšie objekty:

Po prvé, veľmi zaujímavo vyzerá proces degenerácie hviezdneho jadra, v dôsledku ktorého sa hviezdna hmota vo vesmíre nerozletí, ale naopak, stlačí sa do nepredstaviteľných rozmerov;
Po druhé, pri absencii termonukleárnych reakcií zostávajú bieli trpaslíci dosť horúcimi kozmickými objektmi;
Po tretie, tieto hviezdy, ktoré majú vysokú farebnú teplotu, majú nízku svietivosť.

Na tieto a mnohé ďalšie otázky, ktoré nám umožnia predpovedať osud našej rodnej hviezdy, nám vedci všetkých vrstiev, astrofyzici, fyzici a nukleárni vedci ešte musia dať odpovede. Slnko čaká osud bieleho trpaslíka, no zostáva otázne, či sa ľuďom v tejto úlohe podarí Slnko pozorovať.

Ak máte nejaké otázky, zanechajte ich v komentároch pod článkom. My alebo naši návštevníci im radi odpovieme

Bieli trpaslíci- vyvinuté hviezdy s hmotnosťou nepresahujúcou Chandrasekharovu hranicu, zbavené vlastných zdrojov termonukleárnej energie. Sú to kompaktné hviezdy s hmotnosťou porovnateľnou s hmotnosťou Slnka, ale s polomermi ~ 100, a teda so svietivosťou ~ 10 000-krát menšou ako Slnko. Hustota bielych trpaslíkov je asi 10 6 g/cm³, čo je takmer miliónkrát viac ako hustota bežných hviezd hlavnej postupnosti. Čo sa týka počtu, bieli trpaslíci tvoria podľa rôznych odhadov 3-10% hviezdnej populácie našej Galaxie.
Na obrázku porovnávacie veľkosti Slnko (vpravo) a binárna sústava IK Pegas zložka B - biely trpaslík s povrchovou teplotou 35 500 K (v strede) a zložka A - hviezda spektrálneho typu A8 (vľavo).

Otvorenie V roku 1844 zistil riaditeľ Königsbergského observatória Friedrich Bessel, že Sirius, najjasnejšia hviezda severná obloha, periodicky, aj keď veľmi slabo, sa odchyľuje od priamočiarej trajektórie pohybu pozdĺž nebeská sféra. Bessel dospel k záveru, že Sirius by mal mať neviditeľný „temný“ satelit a doba revolúcie oboch hviezd okolo spoločného ťažiska by mala byť približne 50 rokov. Správa sa stretla so skepticizmom, pretože tmavý satelit zostal nepozorovateľný a jeho hmotnosť mala byť dosť veľká - porovnateľná s hmotnosťou Siriusa.
V januári 1862 A.G. Clark pri nastavovaní 18-palcového refraktora, najväčšieho teleskopu na svete v tom čase (Dearborn Telescope), ktorý rodinná firma Clark dodala observatóriu v Chicagu, objavil v bezprostrednej blízkosti Siriusa slabú hviezdu. Toto bol tmavý satelit Siriusa, Sirius B, ktorý predpovedal Bessel. Povrchová teplota Siriusa B je 25 000 K, čo pri zohľadnení jeho anomálne nízkej svietivosti naznačuje veľmi malý polomer a teda extrémne vysokú hustotu - 10 6 g/cm³ (hustota Sirius ~0,25 g/cm³, hustota slnka ~ 1,4 g/cm³).
V roku 1917 objavil Adrian Van Maanen ďalšieho bieleho trpaslíka - Van Maanenovu hviezdu v súhvezdí Rýb.

Paradox hustoty Začiatkom 20. storočia Hertzsprung a Russell objavili vzor týkajúci sa spektrálnej triedy (teploty) a svietivosti hviezd – Hertzsprungov-Russellov diagram (H-R diagram). Zdalo sa, že celá rozmanitosť hviezd zapadá do dvoch vetiev H-R diagramu - hlavnej postupnosti a vetvy červeného obra. V priebehu práce na zhromažďovaní štatistík o rozdelení hviezd podľa spektrálnej triedy a svietivosti sa Russell v roku 1910 obrátil na profesora E. Pickeringa. Ďalšie udalosti Russell to opisuje takto:

„Bol som na návšteve u svojho priateľa... Profesora E. Pickeringa na obchodnej návšteve. S charakteristickou láskavosťou sa ponúkol, že získa spektrá všetkých hviezd, ktoré sme s Hincksom pozorovali... s cieľom určiť ich paralaxy. Táto časť zdanlivo rutinnej práce sa ukázala ako veľmi plodná – viedla k zisteniu, že všetky hviezdy sú veľmi malé absolútna hodnota(t.j. nízka svietivosť) majú spektrálnu triedu M (t.j. veľmi nízku povrchovú teplotu). Pamätám si, že počas diskusie o tejto otázke som sa Pickeringa opýtal na niektoré ďalšie slabé hviezdy..., pričom som spomenul najmä 40 Eridani B. Vo svojom charakteristickom správaní okamžite poslal žiadosť do kancelárie (Harvard) observatória a čoskoro prišla odpoveď (myslím, že od pani Flemingovej), že spektrum tejto hviezdy je A (t.j. vysoká povrchová teplota). Dokonca aj v tých paleozoických časoch som o týchto veciach vedel dosť, aby som si okamžite uvedomil, že tu existuje extrémny nesúlad medzi tým, čo by sme potom nazvali „možnými“ hodnotami jasu a hustoty povrchu. Zjavne som sa netajil tým, že ma táto výnimka zo zdanlivo úplne bežného pravidla pre vlastnosti hviezd nielen prekvapila, ale doslova udivila. Pickering sa na mňa usmial a povedal: "Práve takéto výnimky vedú k rozšíreniu našich vedomostí" - a bieli trpaslíci vstúpili do skúmaného sveta.

Russellovo prekvapenie je celkom pochopiteľné: 40 Eridani B odkazuje na relatívne blízke hviezdy a z pozorovanej paralaxy sa dá celkom presne určiť vzdialenosť k nej, a teda aj svietivosť. Svietivosť 40 Eridani B sa ukázala ako anomálne nízka pre svoju spektrálnu triedu - bieli trpaslíci tvorili novú oblasť na H-R diagrame. Táto kombinácia svietivosti, hmotnosti a teploty bola nepochopiteľná a nedala sa vysvetliť v rámci štandardného modelu hlavnej sekvencie hviezdnej štruktúry vyvinutého v 20. rokoch 20. storočia.
Vysoká hustota bielych trpaslíkov bola vysvetlená až v rámci kvantovej mechaniky po nástupe Fermi-Diracových štatistík. V roku 1926 Fowler vo svojom článku „Hustá hmota“, Monthly Notices R. Astron 87, 114-122, ukázal, že na rozdiel od hviezd hlavnej postupnosti, pre ktoré je stavová rovnica založená na modeli ideálneho plynu (štandard. Eddingtonov model), pre bielych trpaslíkov je hustota a tlak hmoty určený vlastnosťami degenerovaného elektrónového plynu (Fermiho plyn).
Ďalšou etapou vysvetľovania podstaty bielych trpaslíkov bola práca Ya I. Frenkela a Chandrasekhara. V roku 1928 Frenkel naznačil, že pre bielych trpaslíkov by mala existovať horná hranica hmotnosti a v roku 1930 Chandrasekhar vo svojej práci „Maximálna hmotnosť ideálnych bielych trpaslíkov“, Astroph J. 74, 81-82) ukázal, že bieli trpaslíci hmotnosti Slnka nad 1,4 sú nestabilné (Chandrasekharov limit) a musia sa zrútiť.

Pôvod bielych trpaslíkov
Vysvetlené Fowlerovo riešenie vnútorná štruktúra bielych trpaslíkov, ale neobjasnili mechanizmus ich vzniku. Pri vysvetľovaní genézy bielych trpaslíkov zohrali kľúčovú úlohu dve myšlienky: myšlienka Epic, že červené obry vznikajú z hviezd hlavnej sekvencie v dôsledku vyhorenia jadrového paliva a predpokladu V.G. Fesenkov, krátko po druhej svetovej vojne, že hviezdy hlavnej postupnosti by mali stratiť hmotnosť a takáto strata hmotnosti by mala mať významný vplyv na vývoj hviezd. Tieto predpoklady sa úplne potvrdili.
Počas evolúcie hviezd hlavnej postupnosti vodík „vyhorí“ za vzniku hélia (Betheho cyklus). Takéto vyhorenie vedie k zastaveniu uvoľňovania energie v centrálnych častiach hviezdy, kompresii, a teda k zvýšeniu teploty a hustoty v jej jadre, čo vedie k podmienkam, v ktorých sa aktivuje nový zdroj termonukleárnej energie: vyhorenie hélia. pri teplotách rádovo 108 K ( trojitá héliová reakcia alebo trojitý alfa proces), charakteristický pre červených obrov a supergiantov:
He 4 + He 4 = Be 8 - dve jadrá hélia (častice alfa) sa spoja a vznikne nestabilný izotop berýlia;
Be 8 + He 4 = C 12 + 7,3 MeV - Väčšina Be 8 sa opäť rozpadne na dve častice alfa, ale keď sa Be 8 zrazí s vysokoenergetickou časticou alfa, môže vzniknúť stabilné jadro uhlíka C 12.
Treba však poznamenať, že reakcia trojitého hélia sa vyznačuje výrazne nižším uvoľňovaním energie ako Betheho cyklus: v prepočte na jednotku hmotnosti uvoľňovanie energie pri „spaľovaní“ hélia je viac ako 10-krát nižšie ako pri „spaľovaní“ vodíka. Keď hélium vyhorí a zdroj energie v jadre sa vyčerpá, sú možné komplexnejšie reakcie nukleosyntézy, avšak po prvé, takéto reakcie vyžadujú čoraz vyššie teploty a po druhé, uvoľnenie energie na jednotku hmotnosti pri takýchto reakciách klesá so zvyšujúcim sa hmotnostným číslom. reagujúce jadrá.
Ďalším faktorom, ktorý zjavne ovplyvňuje vývoj jadier červených obrov, je kombinácia vysokej teplotnej citlivosti reakcie trojitého hélia a fúznych reakcií ťažších jadier s mechanizmom chladenie neutrín: pri vysokých teplotách a tlakoch môžu byť fotóny rozptyľované elektrónmi s tvorbou neutrínových-antineutrínových párov, ktoré voľne odvádzajú energiu z jadra: hviezda je pre ne priehľadná. Rýchlosť tohto objemový chladenie neutrín, na rozdiel od klasického povrchný ochladzovanie fotónov nie je obmedzené procesmi prenosu energie z vnútra hviezdy do jej fotosféry. V dôsledku reakcie nukleosyntézy sa v jadre hviezdy dosiahne nová rovnováha charakterizovaná rovnakou teplotou jadra: izotermické jadro.
V prípade červených obrov s relatívne malou hmotnosťou (rádovo ako Slnko) sa izotermické jadrá skladajú najmä z hélia; masívne hviezdy- vyrobený z uhlíka a ťažších prvkov. V každom prípade je však hustota takéhoto izotermického jadra taká vysoká, že vzdialenosti medzi elektrónmi plazmy tvoriacej jadro sú úmerné ich De Broglieho vlnovej dĺžke. λ = h / mv , to znamená, že sú splnené podmienky pre degeneráciu elektrónového plynu. Výpočty ukazujú, že hustota izotermických jadier zodpovedá hustote bielych trpaslíkov, t.j. Jadrá červených obrov sú bieli trpaslíci.

Hromadná strata od červených obrov
Jadrové reakcie v červených obroch prebiehajú nielen v jadre: ako vodík v jadre vyhorí, nukleosyntéza hélia sa šíri do ešte stále na vodík bohatých oblastí hviezdy, čím sa vytvorí sférická vrstva na hranici vodíka chudobného a vodíka bohatého. regiónoch. Podobná situácia nastáva pri reakcii trojitého hélia: keď hélium vyhorí v jadre, koncentruje sa tiež v guľovej vrstve na hranici medzi oblasťami chudobnými na héliom a bohatými na hélium. Svietivosť hviezd s takými „dvojvrstvovými“ oblasťami nukleosyntézy sa výrazne zvyšuje a dosahuje približne niekoľko tisíc svietivostí Slnka, zatiaľ čo hviezda „napučiava“ a zväčšuje svoj priemer na veľkosť obežnej dráhe 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, ako sú protoplanetárne hmloviny, napríklad hmlovina HD44179 (; kreslenie).
Takéto hviezdy sú zjavne nestabilné a v roku 1956 I.S. Shklovsky navrhol mechanizmus tvorby planetárnych hmlovín prostredníctvom odlupovania schránok červených obrov, zatiaľ čo odhalenie izotermických degenerovaných jadier takýchto hviezd vedie k zrodeniu bielych trpaslíkov (tento scenár konca evolúcie červených obrov je všeobecne akceptovaný a podporovaný mnohými pozorovacími údajmi). Presné mechanizmy straty hmoty a ďalšieho odlupovania obalu u takýchto hviezd ešte nie sú úplne jasné, ale možno predpokladať nasledujúce faktory, ktoré by mohli prispieť k strate obalu:

V rozšírených hviezdnych obaloch sa môže vyvinúť nestabilita, ktorá vedie k silným oscilačné procesy sprevádzané zmenami tepelný režim hviezdy. Zapnuté kreslenie Vlny hustoty hmoty vyvrhnuté hviezdou sú jasne viditeľné, čo môže byť dôsledok takýchto výkyvov.
V dôsledku ionizácie vodíka v oblastiach pod fotosférou sa môže vyvinúť silná konvekčná nestabilita. Slnečná aktivita má podobnú povahu, no v prípade červených obrov by sila konvekčných tokov mala výrazne prevyšovať tú slnečnú.
V dôsledku extrémne vysokej svietivosti sa svetelný tlak toku žiarenia hviezdy na jej vonkajšie vrstvy stáva významným, čo môže podľa výpočtov viesť k strate škrupiny v priebehu niekoľkých tisíc rokov.

Tak či onak, ale dosť dlhé obdobie Relatívne tichý výlev hmoty z povrchu červených obrov končí vymrštením jeho obalu a obnažením jeho jadra. Takáto vyvrhnutá škrupina je pozorovaná ako planetárna hmlovina. Rýchlosti expanzie protoplanetárnych hmlovín sú desiatky km/s, t.j. blízke hodnote parabolických rýchlostí na povrchu červených obrov, čo slúži ako dodatočné potvrdenie ich vzniku uvoľnením „nadbytočnej hmoty“ červených obrov.

Vlastnosti spektier
Spektrá bielych trpaslíkov sú veľmi odlišné od spektier hviezd a obrov hlavnej postupnosti. Ich hlavnou črtou je malý počet vysoko rozšírených absorpčných čiar a niektorí bieli trpaslíci (spektrálna trieda DC) vôbec neobsahujú viditeľné absorpčné čiary. Malý počet absorpčných čiar v spektrách hviezd tejto triedy je vysvetlený veľmi silným rozšírením čiar: iba najsilnejšie absorpčné čiary, aj keď sa rozširujú, majú dostatočnú hĺbku, aby zostali viditeľné, a slabé čiary sú plytké. hĺbky, prakticky splývajú so spojitým spektrom.
Vlastnosti spektier bielych trpaslíkov sú vysvetlené niekoľkými faktormi. Po prvé, pretože vysoká hustota zrýchlenie bieleho trpaslíka voľný pád na ich povrchu je ~108 cm/s² (alebo ~1000 km/s²), čo zase vedie k malým rozsahom ich fotosfér, obrovským hustotám a tlakom v nich a rozšíreniu absorpčných čiar. Ďalším dôsledkom silného gravitačného poľa na povrchu je gravitačný červený posun čiar v ich spektrách, ekvivalentný rýchlostiam niekoľko desiatok km/s. Po druhé, niektorí bieli trpaslíci so silnými magnetickými poľami vykazujú silnú polarizáciu žiarenia a štiepenie spektrálne čiary v dôsledku Zeemanovho efektu.

Röntgenové žiarenie z bielych trpaslíkov
Povrchová teplota mladých bielych trpaslíkov - izotropných jadier hviezd po odlupovaní ich obalov - je veľmi vysoká - viac ako 2·10 5 K, ale pomerne rýchlo klesá v dôsledku ochladzovania neutrín a žiarenia z povrchu. Takíto veľmi mladí bieli trpaslíci sú pozorovaní na röntgenových lúčoch. Povrchová teplota najhorúcejších bielych trpaslíkov je 7 · 10 4 K, najchladnejšia - ~ 5 · 10 3 K.
Zvláštnosťou žiarenia bielych trpaslíkov v oblasti röntgenového žiarenia je skutočnosť, že hlavným zdrojom röntgenového žiarenia je pre nich fotosféra, ktorá ich výrazne odlišuje od „normálnych“ hviezd: tie majú röntgenovú korónu. zahrieva na niekoľko miliónov kelvinov a teplota fotosféry je príliš nízka na emisiu röntgenového žiarenia.
Pri absencii akrécie je zdrojom svietivosti bielych trpaslíkov uložená tepelná energia iónov v ich vnútri, takže ich svietivosť závisí od veku. Kvantitatívna teória ochladzovania bielych trpaslíkov bola vybudovaná koncom 40. rokov 20. storočia S.A. Kaplan.

Akrécia na bielych trpaslíkov v binárnych systémoch

Nestacionárne narastanie na bielych trpaslíkov, ak je spoločníkom masívny červený trpaslík, vedie k vzniku trpasličích nov (hviezdy typu U Gem (UG)) a katastrofám podobných novám. premenné hviezdy.
Akrécia na bielych trpaslíkov so silným magnetickým poľom smeruje k magnetickým pólom bieleho trpaslíka a cyklotrónový mechanizmus žiarenia z pribúdajúcej plazmy v cirkumpolárnych oblastiach poľa spôsobuje silnú polarizáciu žiarenia vo viditeľnej oblasti (polárne a stredné polárne).
Nahromadenie hmoty bohatej na vodík na bielych trpaslíkoch vedie k jej akumulácii na povrchu (pozostávajúcom prevažne z hélia) a zahrievaniu na reakčné teploty fúzie hélia, čo v prípade tepelnej nestability vedie k explózii pozorovanej ako nova.

Bessel dospel k záveru, že Sirius by mal mať neviditeľný „temný“ satelit a doba revolúcie oboch hviezd okolo spoločného ťažiska by mala byť približne 50 rokov. Správa sa stretla so skepticizmom, pretože tmavý satelit zostal nepozorovateľný a jeho hmotnosť mala byť dosť veľká - porovnateľná s hmotnosťou Siriusa.

Paradox hustoty

„Bol som na návšteve u svojho priateľa... Profesora E. Pickeringa na obchodnej návšteve. So svojou charakteristickou láskavosťou sa ponúkol, že získa spektrá všetkých hviezd, ktoré sme s Hincksom pozorovali... s cieľom určiť ich paralaxy. Tento kúsok zdanlivo rutinnej práce sa ukázal ako veľmi plodný – viedol k zisteniu, že všetky hviezdy veľmi malej absolútnej veľkosti (teda nízkej svietivosti) majú spektrálnu triedu M (teda veľmi nízku povrchovú teplotu). Pamätám si, že počas diskusie o tejto otázke som sa Pickeringa pýtal na nejaké ďalšie slabé hviezdy..., pričom som spomenul najmä 40 Eridani B. Svojím charakteristickým spôsobom okamžite poslal žiadosť do (Harvardskej) observatória a čoskoro dostal odpoveď (myslím, že od pani Flemingovej), že spektrum tejto hviezdy je A (teda vysoká povrchová teplota). Dokonca aj v tých paleozoických časoch som o týchto veciach vedel dosť, aby som si okamžite uvedomil, že existuje extrémny nesúlad medzi tým, čo by sme potom nazvali „možnými“ hodnotami jasu a hustoty povrchu. Zjavne som sa netajil tým, že ma táto výnimka zo zdanlivo úplne bežného pravidla pre vlastnosti hviezd nielen prekvapila, ale doslova udivila. Pickering sa na mňa usmial a povedal: "Práve takéto výnimky vedú k rozšíreniu našich vedomostí" - a bieli trpaslíci vstúpili do skúmaného sveta.

Vysoká hustota bielych trpaslíkov zostala nevysvetlená v rámci klasickej fyziky a astronómie a bola vysvetlená až v rámci kvantovej mechaniky po nástupe Fermi-Diracovej štatistiky. V roku 1926 Fowler vo svojom článku „Dense Matter“ ( „Na hustej hmote,“ Mesačné poznámky R. Astron. Soc. 87, 114-122) ukázali, že na rozdiel od hviezd hlavnej postupnosti, pre ktoré je stavová rovnica založená na modeli ideálneho plynu (štandardný Eddingtonov model), pre bielych trpaslíkov hustotu a tlak hmoty určujú vlastnosti degenerovaného elektrónového plynu (Fermiho plyn ).

Ďalšou etapou vysvetľovania povahy bielych trpaslíkov bola práca Yakova Frenkela a Chandrasekhara. V roku 1928 Frenkel poukázal na to, že by mala existovať horná hranica hmotnosti bielych trpaslíkov a v roku 1931 Chandrasekhar vo svojom diele „Maximálna hmotnosť ideálneho bieleho trpaslíka“ ( "Maximálna hmotnosť ideálnych bielych trpaslíkov", Astroph. J. 74, 81-82) ukázali, že existuje horná hranica hmotnosti bielych trpaslíkov, teda týchto hviezd s hmotnosťou vyššou určitý limit sú nestabilné (Chandrasekharov limit) a musia sa zrútiť.

Pôvod bielych trpaslíkov

Fowlerovo riešenie vysvetlilo vnútornú stavbu bielych trpaslíkov, ale neobjasnilo mechanizmus ich vzniku. Pri vysvetľovaní genézy bielych trpaslíkov zohrali kľúčovú úlohu dve myšlienky: myšlienka astronóma Ernsta Epica, že červené obry vznikajú z hviezd hlavnej postupnosti v dôsledku vyhorenia jadrového paliva, a predpoklad astronóma Vasilija Fesenkova. krátko po druhej svetovej vojne by hviezdy hlavnej postupnosti mali stratiť hmotnosť a takáto strata hmotnosti by mala mať významný vplyv na vývoj hviezd. Tieto predpoklady sa úplne potvrdili.

Reakcia trojitého hélia a izotermické jadrá červených obrov

Počas evolúcie hviezd hlavnej postupnosti 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. Zvýšenie teploty a hustoty v jadre hviezdy vedie k podmienkam, v ktorých sa aktivuje nový zdroj termonukleárnej energie: vyhorenie hélia (reakcia trojitého hélia alebo proces trojitého alfa), charakteristické pre červených obrov a supergiantov.

Pri teplotách rádovo 108 K je kinetická energia jadier hélia dostatočne vysoká na to, aby prekonala Coulombovu bariéru: dve jadrá hélia (4 He, častice alfa) sa môžu spojiť a vytvoriť nestabilný izotop berýlium:

Väčšina 8 Be sa opäť rozpadne na dve častice alfa, ale keď sa 8 Be zrazí s vysokoenergetickou časticou alfa, môže sa vytvoriť stabilné jadro uhlíka 12 C:

+ 7,3 MeV.

Napriek veľmi nízkej rovnovážnej koncentrácii 8 Be (napríklad pri teplote ~10 8 K pomer koncentrácií [ 8 Be]/[ 4 He] ~10 −10) je rýchlosť taká trojitá héliová reakcia sa ukáže ako dostatočná na dosiahnutie novej hydrostatickej rovnováhy v horúcom jadre hviezdy. Závislosť uvoľnenej energie od teploty pri reakcii ternárneho hélia je extrémne vysoká, napríklad pre teplotný rozsah ~1-2·10 8 K je uvoľnená energia:

kde je čiastočná koncentrácia hélia v jadre (v uvažovanom prípade „vyhorenia“ vodíka sa blíži k jednotke).

Treba však poznamenať, že reakcia trojitého hélia sa vyznačuje výrazne nižším uvoľňovaním energie ako Betheho cyklus: v prepočte na jednotku hmotnosti uvoľňovanie energie pri „spaľovaní“ hélia je viac ako 10-krát nižšie ako pri „spaľovaní“ vodíka. Keď hélium vyhorí a zdroj energie v jadre sa vyčerpá, sú možné komplexnejšie reakcie nukleosyntézy, avšak po prvé, takéto reakcie vyžadujú čoraz vyššie teploty a po druhé, uvoľnenie energie na jednotku hmotnosti pri takýchto reakciách klesá s hmotnosťou hmoty. zvyšuje počet reagujúcich jadier.

Ďalším faktorom, ktorý zjavne ovplyvňuje vývoj jadier červených obrov, je kombinácia vysokej teplotnej citlivosti reakcie trojitého hélia a fúznych reakcií ťažších jadier s mechanizmom chladenie neutrín: pri vysokých teplotách a tlakoch môžu byť fotóny rozptyľované elektrónmi s tvorbou neutrínových-antineutrínových párov, ktoré voľne odvádzajú energiu z jadra: hviezda je pre ne priehľadná. Rýchlosť tohto objemový chladenie neutrín, na rozdiel od klasického povrchný ochladzovanie fotónov nie je obmedzené procesmi prenosu energie z vnútra hviezdy do jej fotosféry. V dôsledku reakcie nukleosyntézy sa v jadre hviezdy dosiahne nová rovnováha charakterizovaná rovnakou teplotou jadra: izotermické jadro(obr. 2).

V prípade červených obrov s relatívne malou hmotnosťou (rádovo ako Slnko) sa izotermické jadrá skladajú hlavne z hélia, v prípade hmotnejších hviezd - z uhlíka a ťažších prvkov. V každom prípade je však hustota takéhoto izotermického jadra taká vysoká, že vzdialenosti medzi elektrónmi plazmy tvoriacej jadro sú úmerné ich De Broglieho vlnovej dĺžke, to znamená, že sú splnené podmienky pre degeneráciu elektrónového plynu. Výpočty ukazujú, že hustota izotermických jadier zodpovedá hustote bielych trpaslíkov, tj. Jadrá červených obrov sú bieli trpaslíci.

Existuje teda horná hranica hmotnosti bielych trpaslíkov (Chandrasekharova hranica). Je zaujímavé, že pre pozorovaných bielych trpaslíkov existuje podobná spodná hranica: keďže rýchlosť vývoja hviezd je úmerná ich hmotnosti, môžeme pozorovať, že bieli trpaslíci s nízkou hmotnosťou sú len zvyškami tých hviezd, ktoré sa časom stihli vyvinúť. od počiatočné obdobie vznik hviezd vesmíru až po súčasnosť.

Vlastnosti spektier a spektrálna klasifikácia

Bieli trpaslíci sú zaradení do samostatnej spektrálnej triedy D (z angl. Trpaslík- trpaslík), v súčasnosti používaná klasifikácia, ktorá odráža vlastnosti spektier bielych trpaslíkov, ktorú v roku 1983 navrhol Edward Zion; v tejto klasifikácii je spektrálna trieda zapísaná v nasledujúcom formáte:

D [podtrieda] [vlastnosti spektra] [teplotný index],

sú definované nasledujúce podtriedy:

DA - čiary Balmerovho radu vodíka sú prítomné v spektre, čiary hélia nie sú pozorované
DB - spektrum obsahuje čiary hélia He I, čiary vodíka alebo kovov chýbajú
DC - spojité spektrum bez absorpčných čiar
DO - v spektre sú prítomné silné héliové línie He II a H;
DZ - len kovové vedenia, žiadne H alebo He vedenia
DQ - uhlíkové línie vrátane molekulárneho C2

a spektrálne vlastnosti:

P - pozoruje sa polarizácia svetla v magnetickom poli
H - polarizácia, ak je prítomná magnetické pole neviditeľný
V - ZZ hviezdy typu Ceti alebo iní premenliví bieli trpaslíci
X - zvláštne alebo nezaraditeľné spektrá

Evolúcia bielych trpaslíkov

Ryža. 8. Protoplanetárna hmlovina NGC 1705. Viditeľný je rad guľovitých škrupín, ktoré zhodil červený obr, samotná hviezda je ukrytá v páse prachu.

Bieli trpaslíci začínajú svoju evolúciu ako odhalené degenerované jadrá červených obrov, ktorí zhodili svoju schránku – teda ako centrálne hviezdy mladých planetárnych hmlovín. Teploty fotosfér jadier mladých planetárnych hmlovín sú extrémne vysoké – napríklad teplota centrálnej hviezdy hmloviny NGC 7293 sa pohybuje od 90 000 K (odhadom z absorpčných čiar) do 130 000 K (odhadom z röntgenového žiarenia). spektrum). Pri takýchto teplotách väčšinu spektra tvoria tvrdé ultrafialové a mäkké röntgenové lúče.

Zároveň sa pozorovaní bieli trpaslíci podľa svojich spektier delia najmä na dvoch veľké skupiny- „vodíková“ spektrálna trieda DA, v ktorej spektre nie sú žiadne héliové čiary, ktoré tvoria ~80 % populácie bielych trpaslíkov, a „héliová“ spektrálna trieda DB bez vodíkových čiar v spektrách, ktoré tvoria najviac zvyšných 20% populácie. Dôvod tohto rozdielu v zložení atmosfér bielych trpaslíkov na dlhú dobu zostalo nejasné. V roku 1984 Ico Iben zvažoval scenáre „výstupu“ bielych trpaslíkov z pulzujúcich červených obrov nachádzajúcich sa na asymptotickej obrej vetve, v rôznych fázach pulzácie. V neskorom štádiu vývoja červených obrov s hmotnosťou do desať slnečných lúčov sa v dôsledku „vyhorenia“ héliového jadra vytvorí degenerované jadro pozostávajúce hlavne z uhlíka a ťažších prvkov, obklopené nedegenerovaným jadrom. zdroj héliovej vrstvy, v ktorom prebieha trojitá héliová reakcia. Nad ním je zase vrstvený zdroj vodíka, v ktorom termonukleárne reakcie Betheho cyklus premeny vodíka na hélium, obklopený vodíkovým plášťom; teda externý zdroj vodíkovej vrstvy je „producentom“ hélia pre zdroj héliovej vrstvy. Spaľovanie hélia vo vrstvenom zdroji podlieha tepelnej nestabilite v dôsledku extrémne vysokej teplotnej závislosti, čo je umocnené vyššou rýchlosťou premeny vodíka na hélium v porovnaní s rýchlosťou vyhorenia hélia; výsledkom je akumulácia hélia, jeho stláčanie až po začiatok degenerácie, prudké zvýšenie rýchlosti reakcie trojitého hélia a rozvoj vrstvený héliový blesk.

V extrémne krátkom čase (~30 rokov) sa svietivosť zdroja hélia natoľko zvýši, že spaľovanie hélia prejde do konvekčného režimu, vrstva sa roztiahne, čím sa vytlačí zdroj vrstvy vodíka, čo vedie k jeho ochladeniu a zastaveniu spaľovania vodíka. . Po vyhorení prebytočného hélia počas vzplanutia sa svietivosť vrstvy hélia zníži, vonkajšie vodíkové vrstvy červeného obra sa stiahnu a dôjde k novému zapáleniu zdroja vodíkovej vrstvy.

Iben navrhol, že pulzujúci červený obr môže odhodiť svoj obal a vytvoriť planetárnu hmlovinu, a to ako vo fáze héliového záblesku, tak aj v pokojovej fáze s aktívnym vrstveným zdrojom vodíka, a keďže povrch oddelenia obalu závisí od fázy, potom keď obal sa odhodí počas héliového záblesku, obnaží sa „héliový“ biely trpaslík spektrálnej triedy DB a keď sa obal odhodí obrom s aktívnym vrstveným zdrojom vodíka, obnaží sa „vodíkový“ trpaslík DA; Trvanie výbuchu hélia je asi 20 % trvania pulzačného cyklu, čo vysvetľuje pomer vodíkových a héliových trpaslíkov DA:DB ~ 80:20.

Veľké hviezdy (7-10-krát ťažšie ako Slnko) v určitom bode „spália“ vodík, hélium a uhlík a premenia sa na bielych trpaslíkov s jadrom bohatým na kyslík. Hviezdy SDSS 0922+2928 a SDSS 1102+2054 s atmosférou obsahujúcou kyslík to potvrdzujú.

Keďže bieli trpaslíci nemajú vlastné termonukleárne zdroje energie, vyžarujú zo svojich zásob tepla. Sila žiarenia absolútne čierneho telesa (integrovaná sila v celom spektre) na jednotku plochy je úmerná štvrtej mocnine telesnej teploty:

kde je výkon na jednotku plochy vyžarujúceho povrchu a W/(m²·K 4) je Stefanova-Boltzmannova konštanta.

Ako už bolo uvedené, teplota nevstupuje do rovnice stavu degenerovaného elektrónového plynu - to znamená, že polomer bieleho trpaslíka a emitujúca oblasť zostávajú nezmenené: v dôsledku toho po prvé, pre bielych trpaslíkov neexistuje žiadna hmotnosť - svietivosť. vzťah, ale existuje vzťah medzi vekom a svietivosťou (v závislosti iba od teploty, ale nie od plochy vyžarujúceho povrchu), a po druhé, superhorúci mladí bieli trpaslíci by sa mali pomerne rýchlo ochladiť, pretože tok žiarenia, a teda, rýchlosť chladenia je úmerná štvrtej mocnine teploty.

Astronomické javy zahŕňajúce bielych trpaslíkov

Röntgenové žiarenie z bielych trpaslíkov

Ryža. 9 Mäkká röntgenová snímka Siriusa. Svetlá zložka je biely trpaslík Sirius B, slabá zložka je Sirius A

Povrchová teplota mladých bielych trpaslíkov - izotropných jadier hviezd po odlupovaní ich obalov - je veľmi vysoká - viac ako 2·10 5 K, ale pomerne rýchlo klesá v dôsledku ochladzovania neutrín a žiarenia z povrchu. Takéto veľmi mladé biele trpaslíky sú pozorované v röntgenovej oblasti (napríklad pozorovania bieleho trpaslíka HZ 43 družicou ROSAT). V röntgenovej oblasti svietivosť bielych trpaslíkov prevyšuje svietivosť hviezd hlavnej postupnosti: na ilustráciu môžu poslúžiť fotografie Síria zhotovené röntgenovým teleskopom Chandra (pozri obr. 9) - na nich biely trpaslík Sirius B vyzerá jasnejšie ako Sirius A spektrálnej triedy A1, ktorého optický rozsah je ~ 10 000-krát jasnejší ako Sirius B.

Povrchová teplota najhorúcejších bielych trpaslíkov je 7·10 4 K, najchladnejšia - ~5·10 3 K (pozri napríklad Van Maanenovu hviezdu).

Zvláštnosťou žiarenia bielych trpaslíkov v oblasti röntgenového žiarenia je skutočnosť, že hlavným zdrojom röntgenového žiarenia je pre nich fotosféra, ktorá ich výrazne odlišuje od „normálnych“ hviezd: tie majú röntgenovú korónu. zahrieva na niekoľko miliónov kelvinov a teplota fotosféry je príliš nízka na emisiu röntgenového žiarenia.

Akrécia na bielych trpaslíkov v binárnych systémoch

Počas evolúcie hviezd rôznych hmotností v binárnych systémoch nie sú rýchlosti evolúcie zložiek rovnaké, zatiaľ čo hmotnejšia zložka sa môže vyvinúť na bieleho trpaslíka, zatiaľ čo menej hmotná zložka môže v tomto čase zostať v hlavnej sekvencii. . Na druhej strane, keď menej hmotná zložka opustí hlavnú sekvenciu počas svojho vývoja a prejde do vetvy červeného obra, veľkosť vyvíjajúcej sa hviezdy začne rásť, až kým nevyplní svoj lalok Roche. Keďže sa Rocheove laloky komponentov binárnej sústavy dotýkajú v Lagrangeovom bode L1, tak v tomto štádiu vývoja menej hmotnej zložky, ktorej cez bod L1 prúdi hmota z červeného obra do Rocheovho laloku. bieleho trpaslíka začína a ďalšie narastanie hmoty bohatej na vodík na jeho povrchu (pozri obr. 10), čo vedie k množstvu astronomických javov:

Nestacionárne pribúdanie na bielych trpaslíkoch, ak je spoločníkom masívny červený trpaslík, vedie k vzniku trpasličích nov (hviezdy typu U Gem (UG)) a katastrofických premenných hviezd podobných novám.
Akrécia na bielych trpaslíkoch, ktorí majú silné magnetické pole, smeruje do oblasti magnetických pólov bieleho trpaslíka a cyklotrónový mechanizmus žiarenia z pribúdajúcej plazmy v cirkumpolárnych oblastiach magnetického poľa trpaslíka spôsobuje silnú polarizáciu žiarenia v. viditeľná oblasť (polárne a stredné polárne).
Nahromadenie hmoty bohatej na vodík na bielych trpaslíkoch vedie k jej akumulácii na povrchu (pozostávajúcom prevažne z hélia) a zahrievaniu na reakčné teploty fúzie hélia, čo v prípade tepelnej nestability vedie k explózii pozorovanej ako nova.
Dostatočne dlhé a intenzívne narastanie na masívneho bieleho trpaslíka vedie k tomu, že jeho hmotnosť prekročí Chandrasekharovu hranicu a gravitačný kolaps, pozorovaný ako výbuch supernovy typu Ia (pozri obr. 11).

Poznámky

Ya. B. Zeldovich, S. I. Blinnikov, N. I. Shakura.. - M.: MsÚ, 1981.
Sinuosités observées dans le mouvement propre de Sirius, Obr. 320, Flammarion C., Les étoiles et les curiosités du ciel, supplément de “l’Astronomie populaire”, Marpon et Flammarion, 1882
O správnych pohyboch Procyona a Siriusa (anglicky). (12/1844). Archivované
Flammarion C. (1877). "Síriusov spoločník". Astronomický register 15 : 186-189. Získané 2010-01-05.
van Maanen A. Dve slabé hviezdy s veľkým správnym pohybom. Publikácie Astronomickej spoločnosti Pacifiku(12/1917). - Vol. 29, č. 172, str. 258-259. Archivované z originálu 23. augusta 2011.
V.V. Bieli trpaslíci. Astronet(17.09.2002). Archivované z originálu 23. augusta 2011. Získané 6. mája 2009.
Fowler R.H. Na hustej hmote (anglicky). Mesačné oznámenia o kráľovský Astronomická spoločnosť(12/1926). Archivované z originálu 23. augusta 2011. Získané 22. júla 2009.
Chandrasekhar S. Maximálna hmotnosť ideálnych bielych trpaslíkov. Astrofyzikálny časopis(07/1931). Archivované z originálu 23. augusta 2011. Získané 22. júla 2009.
Shklovsky I.S. O povahe planetárnych hmlovín a ich jadrách // Astronomický časopis. - 1956. - T. 33. - Číslo 3. - S. 315-329.
Navrhovaný nový systém spektrálnej klasifikácie bieleho trpaslíka, E. M. Sion, J. L. Greenstein, J. D. Landstreet, J. Liebert, H. L. Shipman a G. A. Wegner, The Astrophysical Journal 269 1 (1. júna 1983), str. 253-257.
Leahy, D. A.; C. Y. Zhang, Sun Kwok (1994). "Dvojteplotná röntgenová emisia z planetárnej hmloviny NGC 7293." The Astrophysical Journal 422 : 205-207. Získané 2010-07-05.
Iben Jr, I. (1984). "Na frekvencii jadier planetárnych hmlovín poháňaných spaľovaním hélia a na frekvencii bielych trpaslíkov s atmosférou s nedostatkom vodíka." The Astrophysical Journal 277 : 333-354. ISSN 0004-637X.
Sofia Neskuchnaya Trpaslík dýcha kyslík (po rusky). noviny.ru (13.11.09 10:35). Archivované z originálu 23. augusta 2011. Získané 23. mája 2011.
Sirius A a B: Dvojhviezdny systém v súhvezdí Veľkého psa // Fotoalbum röntgenového observatória Chandra
Ivanov V.V. Bieli trpaslíci. Astronomický ústav pomenovaný po. V.V. Archivované z originálu 23. augusta 2011. Získané 6. januára 2010.

Literatúra

Deborah Jean Warner. Alvan Clark a synovia: Umelci v optike. - Smithsonian Press, 1968.
Ya. B. Zeldovich, S. I. Blinnikov, N. I. Shakura. Fyzikálny základ stavby a vývoja hviezd. - M., 1981.
Shklovsky I.S. Hviezdy: ich narodenie, život a smrť. - M.: Nauka, 1984.
Steven D. Kawaler, Igor Dmitrievich Novikov, Ganesan Srinivasan, G. Meynet, Daniel Schaerer. Hviezdne pozostatky. - Springer, 1997. - ISBN 3540615202, 9783540615200
Kippenhan R. (Angličtina) ruský 100 miliárd sĺnk: Zrodenie, život a smrť hviezd = 100 Milliarden Sonnen / Transl. s ním. A. S. Dobroslavský, B. B. Straumal, vyd. I. M. Khalatniková, A. V. Tutuková. - Svet . - M., 1990. - 293 s. - 88 000 kópií. - ISBN 5-03-001195-1

Bieli trpaslíci: chladiace hviezdy vo vesmíre

Bieli trpaslíci sa vyvíjajú s hmotnosťou nepresahujúcou hranicu Chandrasekhar (maximálna hmotnosť, pri ktorej môže hviezda existovať ako biely trpaslík), bez vlastných zdrojov termonukleárnej energie.

Bieli trpaslíci sú kompaktné hviezdy s hmotnosťou porovnateľnou alebo väčšou ako hmotnosť , ale s polomermi 100-krát menšími, a teda s bolometrickou svietivosťou ~10 000-krát menšou ako Slnko. Priemerná hustota hmoty bielych trpaslíkov v ich fotosférach je 105-109 g/cm³, čo je takmer miliónkrát viac ako hustota hviezd hlavnej postupnosti. Čo sa týka prevalencie, bieli trpaslíci tvoria podľa rôznych odhadov 3 – 10 % našej hviezdnej populácie. Neistota v odhade je spôsobená náročnosťou pozorovania vzdialených bielych trpaslíkov pre ich nízku svietivosť.

Zdanlivý pohyb Siriusa cez nebeskú sféru (podľa Flammariona)

Prvým objaveným bielym trpaslíkom bola hviezda 40 Eridani B v trojitom systéme 40 Eridani, ktorú William Herschel zaradil do katalógu dvojitých hviezd už v roku 1785. V roku 1910 Henry Norris Russell upozornil na anomálne nízku svietivosť 40 Eridani B pri jej vysokej farebnej teplote, čo následne poslúžilo na zaradenie takýchto hviezd do samostatnej triedy bielych trpaslíkov.

Druhým a tretím objaveným bielym trpaslíkom boli Sirius B a Procyon B. V roku 1844 riaditeľ Königsbergského observatória Friedrich Bessel pri analýze pozorovacích údajov, ktoré sa uskutočnili od roku 1755, zistil, že Sirius, najjasnejšia hviezda na oblohe, a Prokyon sa periodicky, aj keď veľmi slabo, odchyľuje od priamočiarej trajektórie pohybu pozdĺž nebeskej sféry. Bessel prišiel na to, že každý z nich musí mať blízkeho spoločníka. Správa sa stretla so skepsou, pretože slabý satelit zostal nepozorovateľný a jeho hmotnosť mala byť pomerne veľká - porovnateľná s hmotnosťou Siriusa a Procyonu.

V januári 1862 Alvin Graham Clark pri úprave 18-palcového refraktora, v tom čase najväčšieho teleskopu na svete (Dearborn Telescope), následne dodaného rodinnou firmou Clark na observatórium University of Chicago, objavil v bezprostrednej blízkosti slabú hviezdu. blízkosť Siriusu. Toto bol satelit Siriusa, Sirius B, predpovedaný Besselom. A v roku 1896 americký astronóm D. M. Sheberle objavil Procyon B, čím potvrdil Besselovu druhú predpoveď.

V roku 1915 americký astronóm Walter Sidney Adams zmeral spektrum Siriusa B. Z meraní vyplynulo, že jeho teplota nebola nižšia ako teplota Siriusa A (podľa moderných údajov je povrchová teplota Siriusa B 25 000 K a Sirius A - 10 000 K), čo, berúc do úvahy jeho 10 000-krát nižšiu svietivosť ako Sirius A, naznačuje veľmi malý polomer, a teda vysokú hustotu - 106 g/cm³ (hustota Sirius ~0,25 g/cm³, hustota slnka ~1, 4 g/cm³).

V roku 1917 objavil Adrian van Maanen ďalšieho bieleho trpaslíka – van Maanenovu hviezdu v súhvezdí Rýb.

V roku 1922 Willem Jacob Leuthen navrhol nazvať takéto hviezdy „bielymi trpaslíkmi“.

Začiatkom 20. storočia Hertzsprung a Russell objavili vzor týkajúci sa spektrálnej triedy (teda teploty) a svietivosti hviezd – Hertzsprungov-Russellov diagram (H-R diagram). Zdalo sa, že celá rozmanitosť hviezd zapadá do dvoch vetiev H-R diagramu - hlavnej postupnosti a vetvy červeného obra. V priebehu práce na zhromažďovaní štatistík o rozdelení hviezd podľa spektrálnej triedy a svietivosti sa Russell v roku 1910 obrátil na profesora Edwarda Pickeringa. Russell opisuje ďalšie udalosti takto:

„Bol som na návšteve u svojho priateľa... Profesora E. Pickeringa na obchodnej návšteve. S charakteristickou láskavosťou sa ponúkol, že získa spektrá všetkých hviezd, ktoré sme s Hincksom pozorovali... s cieľom určiť ich paralaxy. Tento kúsok zdanlivo rutinnej práce sa ukázal ako veľmi plodný – viedol k zisteniu, že všetky hviezdy veľmi malej absolútnej veľkosti (teda nízkej svietivosti) majú spektrálnu triedu M (teda veľmi nízku povrchovú teplotu). Pamätám si, že počas diskusie o tejto otázke som sa Pickeringa pýtal na nejaké ďalšie slabé hviezdy..., pričom som spomenul najmä 40 Eridani B. Svojím charakteristickým spôsobom okamžite poslal žiadosť do kancelárie (Harvard) observatória a bol čoskoro som dostal odpoveď (myslím, že od pani Flemingovej), že spektrum tejto hviezdy je A (to znamená vysoká povrchová teplota). Dokonca aj v tých paleozoických časoch som o týchto veciach vedel dosť, aby som si okamžite uvedomil, že existuje extrémny nesúlad medzi tým, čo by sme potom nazvali „možnými“ hodnotami jasu a hustoty povrchu. Zjavne som sa netajil tým, že ma táto výnimka zo zdanlivo úplne bežného pravidla pre vlastnosti hviezd nielen prekvapila, ale doslova udivila. Pickering sa na mňa usmial a povedal: "Práve takéto výnimky vedú k rozšíreniu našich vedomostí" - a bieli trpaslíci vstúpili do skúmaného sveta.

Vysoká hustota bielych trpaslíkov zostala nevysvetlená v rámci klasickej fyziky a astronómie a bola vysvetlená až v rámci kvantovej mechaniky po nástupe Fermi-Diracovej štatistiky. V roku 1926 Fowler v článku „O hustej hmote“, Monthly Notices R. Astron 87, 114-122) ukázal, že na rozdiel od hviezd hlavnej postupnosti, pre ktoré je stavová rovnica založená na modeli ideálneho plynu (štandard. Eddingtonov model), pre bielych trpaslíkov je hustota a tlak hmoty určený vlastnosťami degenerovaného elektrónového plynu (Fermiho plyn).

Ďalšou etapou vysvetľovania podstaty bielych trpaslíkov bola práca Yakova Frenkela, E. Stonera a Chandrasekhara. V roku 1928 Frenkel poukázal na to, že musí existovať horná hranica hmotnosti bielych trpaslíkov, to znamená, že tieto hviezdy s hmotnosťou nad určitým limitom sú nestabilné a musia sa zrútiť. E. Stoner nezávisle dospel k rovnakému záveru v roku 1930, ktorý uviedol správny odhad maximálnej hmotnosti. Presnejšie to vypočítal v roku 1931 Chandrasekhar vo svojej práci „Maximálna hmotnosť ideálnych bielych trpaslíkov“, Astroph J. 74, 81-82 (Chandrasekharov limit) a nezávisle v roku 1932 L .

Štruktúra hviezdy hlavnej postupnosti solárneho typu a červený obor s izotermickým héliovým jadrom a vrstvenou zónou nukleosyntézy (nie v mierke).

Pri teplotách rádovo 108 K je kinetická energia jadier hélia dostatočne vysoká na to, aby prekonala Coulombovu bariéru: dve jadrá hélia (4He, častice alfa) sa môžu zlúčiť a vytvoriť nestabilný izotop berýlia 8Be.

Napriek veľmi nízkej rovnovážnej koncentrácii 8Be (napríklad pri teplote ~108 K je pomer koncentrácií / ~10-10) sa rýchlosť takejto reakcie trojitého hélia ukazuje ako dostatočná na dosiahnutie novej hydrostatickej rovnováhy v horúce jadro hviezdy. Závislosť uvoľnenej energie od teploty pri reakcii ternárneho hélia je extrémne vysoká.

Treba však poznamenať, že reakcia trojitého hélia sa vyznačuje výrazne nižším uvoľňovaním energie ako Betheho cyklus: z hľadiska jednotkovej hmotnosti je uvoľňovanie energie pri „horení“ hélia viac ako 10-krát nižšie ako počas „spaľovanie“ vodíka. Keď hélium vyhorí a zdroj energie v jadre sa vyčerpá, sú možné komplexnejšie reakcie nukleosyntézy, avšak po prvé, takéto reakcie vyžadujú čoraz vyššie teploty a po druhé, uvoľnenie energie na jednotku hmotnosti pri takýchto reakciách klesá s hmotnosťou hmoty. zvyšuje počet jadier, ktoré reagovali.

Ďalším faktorom, ktorý zjavne ovplyvňuje vývoj jadier červených obrov, je kombinácia vysokej teplotnej citlivosti reakcie trojitého hélia a fúznych reakcií ťažších jadier s mechanizmom chladenia neutrín: pri vysokých teplotách a tlakoch môžu byť fotóny rozptýlené elektrónmi s vznik neutrín-antineutrínových párov, ktoré voľne odvádzajú energiu z jadra: hviezda je pre nich priehľadná. Rýchlosť takéhoto objemového ochladzovania neutrín, na rozdiel od klasického povrchového ochladzovania fotónov, nie je obmedzená procesmi prenosu energie z vnútra hviezdy do jej fotosféry. V dôsledku reakcie nukleosyntézy sa v jadre hviezdy dosiahne nová rovnováha charakterizovaná rovnakou teplotou jadra: vytvorí sa izotermické jadro.

Populácia bielych trpaslíkov v guľovej hviezdokope NGC 6397. Modré štvorce sú héliovo bieli trpaslíci, fialové kruhy sú „normálni“ bieli trpaslíci s vysokým obsahom uhlíka.

V prípade červených obrov s relatívne malou hmotnosťou (rádovo ako Slnko) sa izotermické jadrá skladajú hlavne z hélia, v prípade hmotnejších hviezd - z uhlíka a ťažších prvkov. V každom prípade je však hustota takéhoto izotermického jadra taká vysoká, že vzdialenosti medzi elektrónmi plazmy tvoriacej jadro sú úmerné ich De Broglieho vlnovej dĺžke, to znamená, že sú splnené podmienky pre degeneráciu elektrónového plynu. Výpočty ukazujú, že hustota izotermických jadier zodpovedá hustote bielych trpaslíkov, to znamená, že jadrá červených obrov sú bielymi trpaslíkmi.

Protoplanetárna hmlovina HD 44179: asymetrický výron plynu a prachu z červeného obra.

Jadrové reakcie v červených obroch prebiehajú nielen v jadre: ako vodík v jadre vyhorí, nukleosyntéza hélia sa šíri do ešte stále na vodík bohatých oblastí hviezdy, čím sa vytvorí sférická vrstva na hranici vodíka chudobného a vodíka bohatého. regiónoch. Podobná situácia nastáva pri reakcii trojitého hélia: keď hélium vyhorí v jadre, koncentruje sa tiež v guľovej vrstve na hranici medzi oblasťami chudobnými na héliom a bohatými na hélium. Svietivosť hviezd s takýmito „dvojvrstvovými“ oblasťami nukleosyntézy sa výrazne zvyšuje a dosahuje približne niekoľko tisíc svietivostí Slnka, pričom sa hviezda „nafukuje“ 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 odtokom hmoty z povrchu hviezdy, pozorované sú objekty, ako sú protoplanetárne hmloviny.

Planetárna hmlovina NGC 3132: v strede dvojitá hviezda- analóg Siriusa.

Takéto hviezdy sú zjavne nestabilné a v roku 1956 astronóm a astrofyzik Joseph Shklovsky navrhol mechanizmus tvorby planetárnych hmlovín prostredníctvom vyvrhnutia obálok červených obrov, pričom odhalenie izotermických degenerovaných jadier takýchto hviezd viedlo k zrodu hviezd. bielych trpaslíkov. Presné mechanizmy straty hmoty a ďalšieho odlupovania obalu pre takéto hviezdy sú stále nejasné, ale možno predpokladať nasledujúce faktory, ktoré môžu prispieť k strate obalu:

V dôsledku extrémne vysokej svietivosti sa svetelný tlak toku žiarenia hviezdy na jej vonkajšie vrstvy stáva významným, čo môže podľa výpočtov viesť k strate škrupiny v priebehu niekoľkých tisíc rokov.

V dôsledku ionizácie vodíka v oblastiach pod fotosférou sa môže vyvinúť silná konvekčná nestabilita. Slnečná aktivita má podobnú povahu, no v prípade červených obrov by sila konvekčných tokov mala výrazne prevyšovať tú slnečnú.

V rozšírených hviezdnych obaloch sa môžu vyvinúť nestability vedúce k silným oscilačným procesom, sprevádzaným zmenou tepelného režimu hviezdy. Pozorujú sa vlny hustoty hmoty vyvrhnuté hviezdou, čo môže byť dôsledkom takýchto výkyvov.

U červených obrov s „dvojvrstvovým“ termonukleárnym zdrojom, ktorí v neskorom štádiu svojho vývoja prešli na asymptotickú obriu vetvu, sú pozorované tepelné pulzácie sprevádzané „prepínaním“ termonukleárnych zdrojov vodíka a hélia a intenzívnou stratou hmoty.

Tak či onak, dosť dlhé obdobie relatívne pokojného odtoku hmoty z povrchu červených obrov sa končí zhodením jeho obalu a obnažením jeho jadra. Takáto vyvrhnutá škrupina je pozorovaná ako planetárna hmlovina. Rýchlosti expanzie protoplanetárnych hmlovín sú desiatky km/s, teda blízko k hodnote parabolických rýchlostí na povrchu červených obrov, čo slúži ako dodatočné potvrdenie ich vzniku uvoľnením „nadbytočnej hmoty“ červených obrov.

Scenár konca evolúcie červených obrov navrhnutý Shklovským je teraz všeobecne akceptovaný a podporovaný mnohými pozorovacími údajmi.

Ako už bolo spomenuté, hmotnosti bielych trpaslíkov sú rádovo slnečné, ale ich veľkosti sú len stotina (alebo ešte menej) polomeru Slnka, to znamená, že hustota hmoty u bielych trpaslíkov je extrémne vysoká a dosahuje g/cm³. Pri takýchto hustotách sa elektrónové obaly atómov zničia a látkou je elektrónovo-jadrová plazma a jej elektronickou zložkou je degenerovaný elektrónový plyn. Pre bielych trpaslíkov teda na rozdiel od hviezd hlavnej postupnosti a obrov neexistuje vzťah medzi hmotnosťou a svietivosťou.

Vyššie uvedená stavová rovnica platí pre studený elektrónový plyn, ale teplota aj niekoľko miliónov stupňov je malá v porovnaní s charakteristickou Fermiho energiou elektrónov. Zároveň, ako sa hustota hmoty zvyšuje v dôsledku Pauliho vylúčenia (dva elektróny nemôžu mať rovnaký kvantový stav, teda rovnakú energiu a spin), energia a rýchlosť elektrónov sa zväčšujú natoľko, že účinky tzv. začína fungovať teória relativity - degenerovaný elektrónový plyn sa stáva relativistickým . Závislosť tlaku relativistického degenerovaného elektrónového plynu od hustoty je už iná. Dôsledkom tohto vzťahu závislostí je existencia určitej hodnoty hmotnosti hviezdy, pri ktorej sú gravitačné sily vyrovnávané tlakovými silami a s narastajúcou hmotnosťou bieleho trpaslíka sa jeho polomer zmenšuje. Ďalším dôsledkom je, že ak je hmotnosť väčšia ako určitá hranica (Chandrasekharova hranica), hviezda sa zrúti.

Existuje teda horná hranica hmotnosti bielych trpaslíkov. Zaujímavé je, že pre pozorovaných bielych trpaslíkov existuje podobná spodná hranica: keďže rýchlosť vývoja hviezd je úmerná ich hmotnosti, môžeme pozorovať bielych trpaslíkov s nízkou hmotnosťou ako zvyšky len tých hviezd, ktoré sa stihli vyvinúť v čase od r. počiatočné obdobie vzniku hviezd vo vesmíre až po súčasnosť.

Spektrum bielych trpaslíkov v guľová hviezdokopa NGC 6397. "Štandardné" spektrum bieleho trpaslíka spektrálnej triedy DA je na porovnanie zobrazené hore (červeno).

Spektrá bielych trpaslíkov sú veľmi odlišné od spektier hviezd a obrov hlavnej postupnosti. Ich hlavnou črtou je malý počet vysoko rozšírených absorpčných čiar a niektorí bieli trpaslíci (spektrálna trieda DC) vôbec neobsahujú viditeľné absorpčné čiary. Malý počet absorpčných čiar v spektrách hviezd tejto triedy je vysvetlený veľmi silným rozšírením čiar: iba najsilnejšie absorpčné čiary, aj keď sa rozširujú, majú dostatočnú hĺbku, aby zostali viditeľné, a slabé čiary sú plytké. hĺbky, prakticky splývajú so spojitým spektrom.

Vlastnosti spektier bielych trpaslíkov sú vysvetlené niekoľkými faktormi. Po prvé, kvôli vysokej hustote bielych trpaslíkov je gravitačné zrýchlenie na ich povrchu ~108 cm/s² (alebo ~1000 km/s²), čo zase vedie k malým rozsahom ich fotosfér, obrovským hustotám a tlakom. v nich a rozšírenie absorpčných línií. Ďalším dôsledkom silného gravitačného poľa na povrchu je gravitačný červený posun čiar v ich spektrách, ekvivalentný rýchlostiam niekoľko desiatok km/s. Po druhé, niektorí bieli trpaslíci so silnými magnetickými poľami vykazujú silnú polarizáciu žiarenia a štiepenie spektrálnych čiar v dôsledku Zeemanovho efektu.

Bieli trpaslíci sú zaradení do samostatnej spektrálnej triedy D (z anglického Dwarf - trpaslík), v súčasnosti používanej klasifikácie, ktorá odráža znaky spektier bielych trpaslíkov, ktorú v roku 1983 navrhol Edward Zion; v tejto klasifikácii je spektrálna trieda zapísaná v nasledujúcom formáte:

DA - čiary Balmerovho radu vodíka sú prítomné v spektre, čiary hélia nie sú pozorované
DB - spektrum obsahuje čiary hélia He I, čiary vodíka alebo kovov chýbajú
DC - spojité spektrum bez absorpčných čiar
DO - v spektre sú prítomné silné héliové línie He II a H;
DZ - len kovové vedenia, žiadne H alebo He vedenia
DQ - línie uhlíka, vrátane molekulového C2
a spektrálne vlastnosti:
P - pozoruje sa polarizácia svetla v magnetickom poli
H - polarizácia nie je pozorovaná v prítomnosti magnetického poľa
V - ZZ hviezdy typu Ceti alebo iní premenliví bieli trpaslíci
X - zvláštne alebo nezaraditeľné spektrá

Exotický binárny systém PSR J0348+0432, pozostávajúci z pulzaru a bieleho trpaslíka, ktorý ho obehne každé 2,5 hodiny.

Systém KOI-256, pozostávajúci z červených a bielych trpaslíkov. Ilustrácia NASA.

Zároveň sa pozorovaní bieli trpaslíci podľa svojich spektier delia hlavne do dvoch veľkých skupín - „vodíkovej“ spektrálnej triedy DA, v ktorých spektrách nie sú žiadne héliové čiary, ktoré tvoria ~80% populácie bielych trpaslíkov a „hélium“ spektrálnej triedy DB bez vodíkových čiar v spektrách, ktoré tvoria väčšinu zostávajúcich 20 % populácie. Dôvod tohto rozdielu v zložení atmosfér bielych trpaslíkov zostal dlho nejasný. V roku 1984 Iko Iben zvažoval scenáre „výstupu“ bielych trpaslíkov z pulzujúcich červených obrov na asymptotickej obrej vetve v rôznych fázach pulzácie. V neskorom štádiu vývoja červených obrov s hmotnosťou do desať slnečných lúčov sa v dôsledku „vyhorenia“ héliového jadra vytvorí degenerované jadro pozostávajúce hlavne z uhlíka a ťažších prvkov, obklopené nedegenerovaným jadrom. zdroj héliovej vrstvy, v ktorom prebieha trojitá héliová reakcia. Nad ním je zase vrstvený zdroj vodíka, v ktorom prebiehajú termonukleárne reakcie Betheho cyklu, premieňajúc vodík na hélium, obklopený vodíkovým plášťom; teda externý zdroj vodíkovej vrstvy je „producentom“ hélia pre zdroj héliovej vrstvy. Spaľovanie hélia vo vrstvenom zdroji podlieha tepelnej nestabilite v dôsledku extrémne vysokej teplotnej závislosti, čo je umocnené vyššou rýchlosťou premeny vodíka na hélium v porovnaní s rýchlosťou vyhorenia hélia; výsledkom je hromadenie hélia, jeho stláčanie až po začiatok degenerácie, prudké zvýšenie rýchlosti reakcie trojitého hélia a vývoj vrstveného héliového záblesku.

V limite, po desiatkach miliárd rokov ochladzovania, by sa mal každý biely trpaslík zmeniť na takzvaného čierneho trpaslíka (nevyžarujúceho viditeľné svetlo). Hoci takéto objekty ešte neboli vo vesmíre pozorované (podľa niektorých odhadov je potrebných najmenej 1015 miliárd rokov, kým sa biely trpaslík ochladí na teplotu 5 K), od doby, ktorá uplynula od vzniku prvých hviezd vo vesmíre je (podľa moderné nápady) asi 13 miliárd rokov, ale niektorí bieli trpaslíci sa už ochladili na teploty pod 4000 stupňov Kelvina (napríklad bieli trpaslíci WD 0346+246 a SDSS J110217, 48+411315.4 s teplotami 3700K - 3800K pri spektrálnom type M0 asi 100 svetelných rokov od Slnka ), čo spolu s ich malými rozmermi robí ich detekciu veľmi náročnou úlohou.

Mäkká röntgenová snímka Siriusa. Svetlá zložka je biely trpaslík Sirius B, slabá zložka je Sirius A

Povrchová teplota mladých bielych trpaslíkov - izotropných jadier hviezd po odlupovaní ich obalov - je veľmi vysoká - viac ako 2·10 5 K, ale pomerne rýchlo klesá v dôsledku ochladzovania neutrín a žiarenia z povrchu. Takéto veľmi mladé biele trpaslíky sú pozorované v röntgenovej oblasti (napríklad pozorovania bieleho trpaslíka HZ 43 družicou ROSAT). V röntgenovom rozsahu svietivosť bielych trpaslíkov prevyšuje svietivosť hviezd hlavnej postupnosti: ako ilustrácia môžu poslúžiť fotografie Síria zhotovené röntgenovým teleskopom Chandra - na nich biely trpaslík Sirius B vyzerá jasnejšie ako Sirius A spektrálnej triedy A1, ktorá je ~ 10 000-krát jasnejšia v optickom rozsahu jasnejšia ako Sirius B.

Pri absencii akrécie je zdrojom svietivosti bielych trpaslíkov uložená tepelná energia iónov v ich vnútri, takže ich svietivosť závisí od veku. Kvantitatívna teória ochladzovania bielych trpaslíkov bola vyvinutá koncom 40. rokov 20. storočia profesorom Samuelom Kaplanom.

Premenná hviezda Mira (ο Ceti) v ultrafialovom pásme. Je viditeľný akrečný „chvost“, nasmerovaný od hlavnej zložky - červeného obra k spoločníkovi - bielemu trpaslíkovi

Nestacionárne pribúdanie na bielych trpaslíkoch, keď je spoločníkom masívny červený trpaslík, vedie k vytvoreniu trpasličích nov (hviezdy typu U Gem (UG)) a katastrofických premenných hviezd podobných nove.

Akrécia na bielych trpaslíkoch so silným magnetickým poľom smeruje k magnetickým pólom bieleho trpaslíka a cyklotrónový mechanizmus žiarenia z pribúdajúcej plazmy v cirkumpolárnych oblastiach magnetického poľa trpaslíka spôsobuje silnú polarizáciu žiarenia vo viditeľnej oblasti ( polárne a stredné polárne).

Vľavo je röntgenová snímka pozostatkov supernovy typu Ia SN 1572, ktorú pozoroval Tycho Brahe v roku 1572. Vpravo je optická fotografia zobrazujúca bývalého spoločníka explodovaného bieleho trpaslíka.

Nahromadenie hmoty bohatej na vodík na bielych trpaslíkoch vedie k jej akumulácii na povrchu (pozostávajúcom prevažne z hélia) a zahrievaniu na reakčné teploty fúzie hélia, čo v prípade tepelnej nestability vedie k explózii pozorovanej ako nova.

Dostatočne dlhé a intenzívne narastanie na masívneho bieleho trpaslíka vedie k tomu, že jeho hmotnosť prekročí hranicu Chandrasekhar a gravitačný kolaps, pozorovaný ako výbuch supernovy typu Ia.

S hmotnosťami rádovo hmotnosti Slnka (M?) a polomermi približne 100-krát menšími ako polomer Slnka. Priemerná hustota látky bielych trpaslíkov je 108 -109 kg/m3. Bieli trpaslíci tvoria niekoľko percent všetkých hviezd v Galaxii. Mnoho bielych trpaslíkov je súčasťou binárnych hviezdnych systémov. Prvou hviezdou klasifikovanou ako biely trpaslík bol Sirius B (satelit Síria), ktorý objavil americký astronóm A. Clark v roku 1862. V 10. rokoch 20. storočia boli bieli trpaslíci identifikovaní ako špeciálna trieda hviezd; ich meno je spojené s farbou prvých predstaviteľov tejto triedy.

S hmotnosťou hviezdy a veľkosťou malej planéty má biely trpaslík v blízkosti svojho povrchu kolosálnu gravitáciu, ktorá má tendenciu hviezdu stláčať. Ale udržiava stabilnú rovnováhu, pretože gravitačné sily je proti tlaku degenerovaného plynu elektrónov: pri vysokej hustote hmoty, charakteristickej pre bielych trpaslíkov, je koncentrácia takmer voľné elektróny v ňom je taká veľká, že podľa Pauliho princípu majú veľkú hybnosť. Tlak degenerovaného plynu je prakticky nezávislý od jeho teploty, takže biely trpaslík sa pri ochladzovaní nezmršťuje.

Ako viac hmoty biely trpaslík, tým menší je jeho polomer. Teória uvádza hornú hranicu hmotnosti pre bielych trpaslíkov približne 1,4 M? (tzv. Chandrasekharova hranica), ktorej prekročenie vedie ku gravitačnému kolapsu. Prítomnosť takéhoto limitu je spôsobená skutočnosťou, že so zvyšujúcou sa hustotou plynu sa rýchlosť elektrónov v ňom približuje rýchlosti svetla a nemôže sa ďalej zvyšovať. Výsledkom je, že tlak degenerovaného plynu už nie je schopný odolávať gravitačnej sile.

Vznikajú bieli trpaslíci na konci vývoja obyčajných hviezd s počiatočnou hmotnosťou menšou ako 8M? po vyčerpaní zásob termonukleárneho paliva. Počas tohto obdobia hviezda, ktorá prešla štádiom červeného obra a planetárna hmlovina, odhodí svoje vonkajšie vrstvy a odkryje jadro, ktoré má veľmi vysokú teplotu. Postupným ochladzovaním prechádza jadro hviezdy do stavu bieleho trpaslíka, ktorý dlho svieti vďaka tepelnej energii uloženej v hĺbkach. S pribúdajúcim vekom sa svietivosť bieleho trpaslíka znižuje. Vo veku približne 1 miliardy rokov je svietivosť bieleho trpaslíka tisíckrát nižšia ako svietivosť Slnka. Povrchová teplota študovaných bielych trpaslíkov leží v rozmedzí od 5·10 3 do 10 5 K.

Niektorí bieli trpaslíci vykazujú optickú variabilitu s periódami od niekoľkých minút do pol hodiny, čo sa vysvetľuje prejavom gravitačných neradiálnych oscilácií hviezdy. Analýza týchto oscilácií pomocou metód asteroseizmológie umožňuje študovať vnútornú štruktúru bielych trpaslíkov. V spektrách asi 3 % bielych trpaslíkov je pozorovaná silná polarizácia žiarenia alebo Zeemanovo štiepenie spektrálnych čiar, čo naznačuje existenciu magnetických polí s indukciou 3·10 4 -10 9 G.

Ak sa biely trpaslík dostane do blízkosti duálny systém, potom môže k jej svietivosti výrazne prispieť termonukleárne spaľovanie vodíka prúdiaceho zo susednej hviezdy. Toto horenie má často nestacionárny charakter, čo sa prejavuje vo forme výbuchov nov a hviezd podobných novom. V zriedkavých prípadoch vedie hromadenie vodíka na povrchu bieleho trpaslíka k termonukleárny výbuch s úplným zničením hviezdy, pozorovaný ako výbuch supernovy.

Lit.: Blinnikov S.I. Bieli trpaslíci. M., 1977; Shapiro S., Tyukolski S. Čierne diery, bieli trpaslíci a neutrónové hviezdy: Časť 2 M., 1985.