Kaj je bela pritlikavka v astronomiji. Bela pritlikavka, nevtronska zvezda, črna luknja

Bele pritlikavke: hladilne zvezde v vesolju

Bele pritlikavke so razvite z maso, ki ne presega Chandrasekharjeve meje (največja masa, pri kateri lahko zvezda obstaja kot bela pritlikavka), prikrajšane za lastne vire termonuklearne energije.

Bele pritlikavke so kompaktne zvezde z maso, ki je primerljiva z ali večjo od mase , vendar s 100-krat manjšimi polmeri in s tem bolometrično luminoznostjo ~10.000-krat manjšo od Sončeve. Povprečna gostota Snov belih pritlikavk v njihovih fotosferah je 105-109 g/cm³, kar je skoraj milijonkrat več od gostote zvezd glavnega zaporedja. Kar zadeva razširjenost, predstavljajo beli pritlikavci po različnih ocenah 3-10% naše zvezdne populacije. Negotovost v oceni je posledica težav pri opazovanju oddaljenih belih pritlikavk zaradi njihove majhne svetilnosti.

Navidezno gibanje Siriusa nebesna krogla(po Flammarionu)

Prva odkrita bela pritlikavka je bila zvezda 40 Eridani B. trojni sistem sistem 40 Eridani, ki ga je William Herschel vključil v katalog že leta 1785 dvojne zvezde. Leta 1910 je Henry Norris Russell opozoril na nenavadno nizko svetilnost 40 Eridanija B pri visoki barvni temperaturi, kar je kasneje služilo za razvrstitev takšnih zvezd v ločen razred belih pritlikavk.

Druga in tretja odkrita bela pritlikavka sta bila Sirius B in Procyon B. Leta 1844 je direktor Königsberškega observatorija Friedrich Bessel pri analizi opazovalnih podatkov, ki so bili opravljeni od leta 1755, odkril, da je Sirius, najsvetlejša zvezda nebo in Procyon občasno, čeprav zelo šibko, odstopa od ravna pot gibanje po nebesni sferi. Bessel je prišel do zaključka, da mora imeti vsak od njih tesnega spremljevalca. Sporočilo je bilo sprejeto s skepticizmom, saj je šibek satelit ostal neopazen, njegova masa pa bi morala biti precej velika - primerljiva z maso Siriusa oziroma Procyona.

Januarja 1862 je Alvin Graham Clark, ki je nastavljal 18-palčni refraktor, največji teleskop na svetu v tistem času (Dearbornov teleskop), ki ga je družinsko podjetje Clark nato dobavilo observatoriju Univerze v Chicagu, odkril medlo zvezdo v neposredni bližini. bližini Siriusa. To je bil satelit Siriusa, Sirius B, ki ga je napovedal Bessel. In leta 1896 je ameriški astronom D. M. Sheberle odkril Procyon B in s tem potrdil drugo Besselovo napoved.

Leta 1915 je ameriški astronom Walter Sidney Adams izmeril spekter Siriusa B. Iz meritev je sledilo, da njegova temperatura ni nižja od temperature Siriusa A (po sodobnih podatkih je površinska temperatura Siriusa B 25.000 K, Siriusa A pa - 10.000 K), kar glede na 10.000-krat nižjo svetilnost kot Sirius A kaže na zelo majhen radij in temu primerno visoka gostota- 106 g/cm³ (gostota Sirius ~0,25 g/cm³, gostota Sonca ~1,4 g/cm³).

Leta 1917 je Adrian van Maanen odkril še eno belo pritlikavko – van Maanenovo zvezdo v ozvezdju Rib.

Leta 1922 je Willem Jacob Leuthen predlagal, da bi takšne zvezde imenovali "bele pritlikavke".

V začetku 20. stoletja sta Hertzsprung in Russell odkrila vzorec glede spektralnega razreda (to je temperature) in sijaja zvezd - Hertzsprung-Russellov diagram (H-R diagram). Zdelo se je, da se vsa raznolikost zvezd prilega dvema vejama H-R diagrama - glavnemu zaporedju in veji rdečega velikana. Med delom na zbiranju statističnih podatkov o porazdelitvi zvezd po spektralnem razredu in svetilnosti se je Russell leta 1910 obrnil na profesorja Edwarda Pickeringa. Russell opisuje nadaljnje dogodke takole:

»Bil sem na obisku pri prijatelju ... profesorju E. Pickeringu na poslovnem obisku. Z značilno prijaznostjo se je ponudil, da pridobi spektre vseh zvezd, ki sva jih s Hinksom opazovala... z namenom določitve njihovih paralaks. Ta del na videz rutinskega dela se je izkazal za zelo plodnega – pripeljal je do odkritja, da so vse zvezde zelo majhne. absolutna vrednost(tj. nizka svetilnost) imajo spektralni razred M (tj. zelo nizka površinska temperatura). Kot se spomnim, sem med razpravo o tem vprašanju Pickeringa vprašal o nekaterih drugih šibkih zvezdah ..., pri čemer sem omenil zlasti 40 Eridani B. Na svoj značilen način je takoj poslal zahtevo pisarni (Harvardskega) observatorija in bil kmalu prejeti odgovor (od gospe Fleming, mislim), da je spekter te zvezde A (to je visoka površinska temperatura). Celo v tistih paleozojskih časih sem vedel dovolj o teh stvareh, da sem takoj ugotovil, da obstaja izjemno neskladje med tem, kar bi takrat imenovali "možne" vrednosti površinske svetlosti in gostote. Očitno nisem skrival dejstva, da sem bil ne le presenečen, ampak dobesedno osupel nad to izjemo od tega, kar se je zdelo precej normalno pravilo za značilnosti zvezd. Pickering se mi je nasmehnil in rekel: "Ravno takšne izjeme vodijo k širjenju našega znanja" - in beli pritlikavci so vstopili v proučevani svet."

Russllovo presenečenje je povsem razumljivo: 40 Eridani B se nanaša na razmeroma bližnje zvezde in iz opazovane paralakse je mogoče precej natančno določiti razdaljo do nje in s tem svetilnost. Izkazalo se je, da je sijaj 40 Eridanija B nenavadno nizek za njegov spektralni razred - nastale so bele pritlikavke. novo območje na diagramu G-R. Ta kombinacija svetilnosti, mase in temperature je bila nerazumljiva in je ni bilo mogoče razložiti v standardnem modelu glavnega zaporedja zvezdne strukture, razvitem v dvajsetih letih prejšnjega stoletja.

Visoka gostota belih pritlikavk je ostala nepojasnjena v okviru klasične fizike in astronomije in je bila pojasnjena šele v okviru kvantne mehanike po pojavu Fermi-Diracove statistike. Leta 1926 je Fowler v članku "O gosti snovi," Monthly Notices R. Astron 87, 114-122) pokazal, da za razliko od zvezd glavnega zaporedja, za katere enačba stanja temelji na modelu idealnega plina. standardni model Eddington), sta za bele pritlikavke gostota in tlak snovi določena z lastnostmi degeneriranega elektronskega plina (Fermijev plin).

Naslednja faza pri razlagi narave belih pritlikavk je bilo delo Yakova Frenkela, E. Stonerja in Chandrasekharja. Leta 1928 je Frenkel nakazal, da bi za bele pritlikavke moralo obstajati zgornja meja maso, to pomeni, da so te zvezde z maso nad določeno mejo nestabilne in se morajo zrušiti. Do enakega zaključka je leta 1930 neodvisno prišel E. Stoner, ki je dal pravilno oceno največje mase. Natančneje ga je leta 1931 izračunal Chandrasekhar v svojem delu " Največja teža idealni beli pritlikavec" ("Največja masa idealnih belih pritlikavcev", Astroph. J. 74, 81-82) (Chandrasekharjeva meja) in neodvisno od njega leta 1932 L. D. Landau.

Razložena Fowlerjeva rešitev notranja struktura belih pritlikavk, ni pa razjasnil mehanizma njihovega nastanka. Dve ideji sta igrali ključno vlogo pri razlagi nastanka belih pritlikavk: ideja astronoma Ernsta Epica, da rdeče velikanke nastanejo iz zvezd glavnega zaporedja kot posledica izgorevanja jedrskega goriva, in domneva astronoma Vasilija Fesenkova, kmalu po drugi svetovni vojni bi morale zvezde glavnega zaporedja izgubiti maso in takšna izguba mase bi morala pomembno vplivati na razvoj zvezd. Te domneve so bile popolnoma potrjene.

Zgradba zvezde glavnega zaporedja sončni tip in rdeči velikan z izotermnim helijevim jedrom in večplastno cono nukleosinteze (brez merila).

Med razvojem zvezd glavnega zaporedja vodik "izgori" - nukleosinteza s tvorbo helija (glej cikel Bethe). Takšna izgorelost vodi do prenehanja sproščanja energije v osrednji deli zvezda, stiskanje in s tem povečanje temperature in gostote v njenem jedru. Povečanje temperature in gostote v zvezdnem jedru vodi do pogojev, v katerih se aktivira nov vir termonuklearne energije: izgorevanje helija (trojna helijeva reakcija ali trojni alfa proces), značilno za rdeče velikanke in supervelikanke.

Pri temperaturah reda 108 K kinetična energija helijeva jedra postanejo dovolj visoka, da premagajo Coulombovo pregrado: dve helijevi jedri (4He, alfa delci) se lahko zlijeta v nestabilen berilijev izotop 8Be.

Kljub zelo nizki ravnotežni koncentraciji 8Be (na primer pri temperaturi ~108 K je koncentracijsko razmerje / ~10-10) se izkaže, da je hitrost takšne trojne reakcije helija zadostna za dosego novega hidrostatičnega ravnovesja v vroče jedro zvezde. Odvisnost sproščanja energije od temperature pri ternarni reakciji helija je izjemno velika.

Treba pa je opozoriti, da je za trojno helijevo reakcijo značilno bistveno nižje sproščanje energije kot za Bethejev cikel: glede na enoto mase je sproščanje energije med "gorenjem" helija več kot 10-krat manjše kot med "gorenje" vodika. Ker helij izgoreva in je vir energije v jedru izčrpan, so možne bolj zapletene reakcije nukleosinteze, vendar, prvič, takšne reakcije zahtevajo vedno več visoke temperature, in drugič, sproščanje energije na enoto mase pri takšnih reakcijah se zmanjša, ko se poveča masno število jeder, ki vstopijo v reakcijo.

Dodaten dejavnik, ki očitno vpliva na razvoj jeder rdečih velikank, je kombinacija visoke temperaturne občutljivosti reakcije trojnega helija in fuzijske reakcije težjih jeder z mehanizmom ohlajanja nevtrinov: pri visokih temperaturah in tlakih lahko fotone sipajo elektroni z nastanek parov nevtrino-antinevtrino, ki prosto odnašajo energijo iz jedra: zvezda je zanje prozorna. Hitrost takšnega volumetričnega ohlajanja nevtrinov v nasprotju s klasičnim površinskim fotonskim ohlajanjem ni omejena s procesi prenosa energije iz notranjosti zvezde v njeno fotosfero. Kot rezultat reakcije nukleosinteze je v zvezdnem jedru doseženo novo ravnovesje, za katerega je značilna enaka temperatura jedra: nastane izotermno jedro.

Populacija belih pritlikavk v kroglasti zvezdna kopica NGC 6397. Modri kvadrati so helijeve bele pritlikavke, vijolični krogi so "normalne" bele pritlikavke z visoko vsebnostjo ogljika.

Pri rdečih velikanih z razmeroma majhno maso (vrste Sonca) so izotermna jedra sestavljena predvsem iz helija, pri masivnejših zvezdah - iz ogljika in težjih elementov. Vendar pa je v vsakem primeru gostota takšnega izotermnega jedra tako visoka, da postanejo razdalje med elektroni plazme, ki tvorijo jedro, sorazmerne z njihovo De Brogliejevo valovno dolžino, to pomeni, da so izpolnjeni pogoji za degeneracijo elektronskega plina. Izračuni kažejo, da gostota izotermnih jeder ustreza gostoti belih pritlikavk, to je, da so jedra rdečih velikanov beli pritlikavci.

Protoplanetarna meglica HD 44179: asimetrični izmet plina in prahu iz rdečega velikana.

Jedrske reakcije v rdečih orjakih se ne dogajajo samo v jedru: ko vodik v jedru izgori, se nukleosinteza helija razširi na področja zvezde, ki so še vedno bogata z vodikom, in tvori sferično plast na meji med revnimi in bogatimi z vodikom. regije. Podobna situacija nastane pri reakciji trojnega helija: ko helij izgori v jedru, se koncentrira tudi v sferični plasti na meji med regijami, ki so revne in bogate s helijem. Svetlost zvezd s takšnimi "dvoslojnimi" območji nukleosinteze se znatno poveča in doseže približno nekaj tisoč sijev Sonca, medtem ko zvezda "nabrekne" in poveča svoj premer do velikosti zemeljska orbita. Območje nukleosinteze helija se dvigne na površino zvezde: delež mase znotraj tega območja je ~70 % mase zvezde. "Pihanje" spremlja dokaj intenziven odtok snovi s površine zvezde, opazujejo se objekti, kot so protoplanetarne meglice.

Planetarna meglica NGC 3132: v središču je dvojna zvezda - analog Siriusa.

Takšne zvezde so očitno nestabilne in leta 1956 je astronom in astrofizik Joseph Shklovsky predlagal mehanizem za nastanek planetarnih meglic z izvrževanjem ovojnic rdečih velikank, pri čemer je izpostavljenost izotermičnih degeneriranih jeder takšnih zvezd povzročila rojstvo bele pritlikavke. Natančni mehanizmi izgube mase in nadaljnjega puščanja ovojnice za takšne zvezde so še vedno nejasni, vendar se lahko domneva, da lahko k izgubi ovojnice prispevajo naslednji dejavniki:

Zaradi izjemno visoke svetilnosti postane svetlobni pritisk sevalnega toka zvezde na njene zunanje plasti pomemben, kar lahko po izračunih povzroči izgubo lupine v nekaj tisoč letih.

Zaradi ionizacije vodika v predelih pod fotosfero se lahko razvije močna konvekcijska nestabilnost. Sončna aktivnost ima podobno naravo, vendar bi morala v primeru rdečih velikanov moč konvektivnih tokov bistveno presegati sončno.

V razširjenih zvezdnih ovojnicah se lahko razvijejo nestabilnosti, ki vodijo do močnih oscilacijskih procesov, ki jih spremlja sprememba toplotnega režima zvezde. Opaženi so valovi gostote snovi, ki jo izvrže zvezda, kar so lahko posledice takšnih nihanj.

V rdečih velikanih z "dvoslojnim" termonuklearnim virom, ki so v pozni fazi njihove evolucije prešli na asimptotično velikansko vejo, opazimo toplotne pulzacije, ki jih spremlja "preklapljanje" termonuklearnih virov vodika in helija ter intenzivna izguba mase.

Tako ali drugače, a dovolj dolgo obdobje Razmeroma miren odtok snovi s površine rdečih velikank se konča z izvrževanjem lupine in razkritjem jedra. Tako izvrženo lupino opazujemo kot planetarno meglico. Hitrosti širjenja protoplanetarnih meglic so desetine km/s, to je blizu vrednosti paraboličnih hitrosti na površini rdečih velikank, kar služi kot dodatna potrditev njihovega nastanka s sproščanjem "odvečne mase" rdečih velikank.

Zdaj je scenarij konca evolucije rdečih velikanov, ki ga je predlagal Šklovski, splošno sprejet in podprt s številnimi opazovalnimi podatki.

Kot smo že omenili, je masa belih pritlikavk reda sončne, vendar je njihova velikost le stotina (ali celo manj) sončnega radija, to pomeni, da je gostota snovi pri belih pritlikavkah izredno visoka in znaša g/cm³. Pri takih gostotah se elektronske lupine atomov uničijo, snov pa je elektronsko-jedrska plazma, njena elektronska komponenta pa je degeneriran elektronski plin. Tako za bele pritlikavke, za razliko od zvezd glavnega zaporedja in velikanov, ni razmerja med maso in svetilnostjo.

Zgornja enačba stanja velja za hladen elektronski plin, vendar je temperatura celo nekaj milijonov stopinj majhna v primerjavi z značilno Fermijevo energijo elektronov. Hkrati se z naraščanjem gostote snovi zaradi Paulijeve izključitve (dva elektrona ne moreta imeti enakega kvantnega stanja, to je enake energije in spina) energija in hitrost elektronov toliko povečata, da se učinki začne delovati teorija relativnosti - degenerirani elektronski plin postane relativističen . Drugačna je že odvisnost tlaka relativističnega degeneriranega elektronskega plina od gostote. Posledica tega razmerja odvisnosti je obstoj določene vrednosti zvezdne mase, pri kateri gravitacijske sile se uravnotežijo s tlačnimi silami in ko se masa bele pritlikavke povečuje, se njen polmer zmanjšuje. Druga posledica je, da če je masa večja od določene meje (Chandrasekharjeva meja), potem zvezda propade.

Tako obstaja zgornja meja mase belih pritlikavk. Zanimivo je, da za opazovane bele pritlikavke obstaja podobna spodnja meja: ker je hitrost evolucije zvezd sorazmerna z njihovo maso, lahko opazujemo bele pritlikavke z majhno maso kot ostanke le tistih zvezd, ki so se skozi čas uspele razviti iz začetno obdobje nastajanje zvezd vesolja do danes.

Spektri belih pritlikavk v kroglasta kopica NGC 6397. "Standardni" spekter bele pritlikavke spektralnega razreda DA je prikazan na vrhu (rdeč) za primerjavo.

Spektri belih pritlikavk se zelo razlikujejo od spektrov zvezd glavnega zaporedja in velikanov. Njihova glavna značilnost je majhno število močno razširjenih absorpcijskih črt, nekatere bele pritlikavke (spektralni razred DC) pa sploh ne vsebujejo opaznih absorpcijskih črt. Majhno število absorpcijskih črt v spektrih zvezd tega razreda je razloženo z zelo močnim širjenjem črt: le najmočnejše absorpcijske črte imajo ob širjenju zadostno globino, da ostanejo opazne, šibke pa zaradi svoje plitkosti. globine, se praktično zlijejo z zveznim spektrom.

Značilnosti spektrov belih pritlikavk so razložene z več dejavniki. Prvič, zaradi velike gostote belih pritlikavk je gravitacijski pospešek na njihovi površini ~108 cm/s² (ali ~1000 km/s²), kar posledično vodi do majhnih obsegov njihovih fotosfer, ogromnih gostot in pritiskov v njih in širjenje absorpcijskih linij. Druga posledica močnega gravitacijsko polje na površju je gravitacijski rdeči premik črt v njihovih spektrih, ki ustreza hitrostim več deset km/s. Drugič, nekatere bele pritlikavke z močnimi magnetnimi polji kažejo močno polarizacijo sevanja in cepitev spektralnih črt zaradi Zeemanovega učinka.

Bele pritlikavke so razvrščene v ločen spektralni razred D (iz angleškega Dwarf - pritlikavec), trenutno uporabljena klasifikacija odraža značilnosti spektrov belih pritlikavk, ki jih je leta 1983 predlagal Edward Zion; v tej klasifikaciji je spektralni razred zapisan v naslednji obliki:

DA - v spektru so prisotne linije Balmerjeve serije vodika, črte helija niso opažene
DB - spekter vsebuje črte helija He I, črte vodika ali kovin so odsotne
DC - zvezni spekter brez absorpcijskih črt
DO - v spektru so prisotne močne helijeve He II črte, lahko tudi He I in H črte
DZ - samo kovinske črte, brez črt H ali He
DQ - linije ogljika, vključno z molekularnim C2
in spektralne lastnosti:
P - opazimo polarizacijo svetlobe v magnetnem polju
H - polarizacija ni opazna v prisotnosti magnetnega polja
Zvezde tipa V - ZZ Ceti ali druge spremenljive bele pritlikavke
X - pekuliarni ali nerazvrstljivi spektri

Eksotični binarni sistem PSR J0348+0432, sestavljen iz pulsarja in bele pritlikavke, ki ga obkroži vsaki 2,5 ure.

Bele pritlikavke začnejo svojo evolucijo kot izpostavljena degenerirana jedra rdečih velikank, ki so odvrgle svojo lupino – to je kot osrednje zvezde mladih planetarnih meglic. Temperature fotosfer jeder mladih planetarnih meglic so izjemno visoke - na primer, temperatura osrednje zvezde meglice NGC 7293 se giblje od 90.000 K (ocenjeno iz absorpcijskih črt) do 130.000 K (ocenjeno iz rentgenskih žarkov). spekter). Pri takih temperaturah večino spektra sestavljajo trdi ultravijolični in mehki rentgenski žarki.

Sistem KOI-256, sestavljen iz rdečih in belih pritlikavk. Nasina ilustracija.

Hkrati so opazovane bele pritlikavke glede na njihove spektre razdeljene predvsem v dve veliki skupini - "vodikov" spektralni razred DA, v spektru katerega ni helijevih črt, ki predstavljajo ~ 80% populacije belih pritlikavk in "helij" spektralni razred DB brez vodikovih črt v spektrih, komponente večina preostalih 20% prebivalstva. Razlog za to razliko v sestavi atmosfer belih pritlikavk za dolgo časa ostalo nejasno. Leta 1984 je Iko Iben obravnaval scenarije za "izhod" belih pritlikavk iz pulzirajočih rdečih velikank na asimptotični veji velikank v različnih fazah pulziranja. Na pozni stopnji evolucije rdečih velikanov z maso do deset sončnih, kot posledica "izgorevanja" helijevega jedra, nastane degenerirano jedro, sestavljeno predvsem iz ogljika in težjih elementov, obdanih z nedegeneriranim izvor helijeve plasti, v katerem pride do trojne reakcije helija. Nad njim pa je slojeviti vir vodika, v katerem potekajo termonuklearne reakcije Bethejevega cikla, pri čemer se vodik pretvori v helij, obdan z vodikovo lupino; tako je zunanji vir vodikove plasti "proizvajalec" helija za vir helijeve plasti. Zgorevanje helija v slojnem viru je podvrženo toplotni nestabilnosti zaradi svoje izjemno visoke temperaturne odvisnosti, to pa še poslabša večja stopnja pretvorbe vodika v helij v primerjavi s hitrostjo izgorevanja helija; rezultat je kopičenje helija, njegovo stiskanje, dokler se ne začne degeneracija, močno povečanje hitrosti reakcije trojnega helija in razvoj plastnega bliska helija.

Izredno kratek čas(~30 let) se svetilnost vira helija toliko poveča, da zgorevanje helija preide v konvekcijski način, plast se razširi in izrine izvor vodikove plasti, kar povzroči njegovo ohlajanje in prenehanje zgorevanja vodika. Ko odvečni helij med izbruhom izgori, se svetilnost helijeve plasti zmanjša, zunanje vodikove plasti rdeče velikanke se skrčijo in pride do novega vžiga vira vodikove plasti.

Iben je predlagal, da lahko utripajoči rdeči velikan odvrže svojo ovojnico in tvori planetarno meglico, tako v fazi helijevega bliska kot v fazi mirovanja z aktivnim večplastnim virom vodika, in ker je površina ločevanja ovojnice odvisna od faze, takrat, ko se ovojnica izvrže med helijevim bliskom, je izpostavljena "helijeva" bela pritlikavka spektralnega razreda DB in ko lupino odvrže velikan z aktivnim večplastnim virom vodika, je izpostavljena "vodikova" pritlikavka DA; Trajanje izbruha helija je približno 20 % trajanja pulzacijskega cikla, kar pojasnjuje razmerje vodikovih in helijevih pritlikavk DA:DB ~ 80:20.

Velike zvezde (7-10-krat težje od Sonca) na neki točki "zažgejo" vodik, helij in ogljik ter se spremenijo v bele pritlikavke z jedrom, bogatim s kisikom. Zvezdi SDSS 0922+2928 in SDSS 1102+2054 z atmosfero, ki vsebuje kisik, to potrjujeta.

Ker bele pritlikavke nimajo lastnih termonuklearnih virov energije, sevajo iz svojih toplotnih zalog. Moč sevanja absolutno črnega telesa (integrirana moč po celotnem spektru) na enoto površine je sorazmerna s četrto potenco telesne temperature.

Kot smo že omenili, temperatura ni vključena v enačbo stanja degeneriranega elektronskega plina - to pomeni, da polmer bele pritlikavke in oddajno območje ostaneta nespremenjena: kot rezultat, prvič, za bele pritlikavke ni mase - svetilnosti vendar obstaja razmerje med starostjo in svetilnostjo (odvisno samo od temperature, ne pa tudi od površine oddajne površine), in drugič, super vroče mlade bele pritlikavke bi se morale precej hitro ohladiti, saj sevalni tok in s tem hitrost hlajenja je sorazmerna s četrto potenco temperature.

V meji, po več deset milijardah let ohlajanja, bi se morala vsaka bela pritlikavka spremeniti v tako imenovano črno pritlikavko (ki ne oddaja vidne svetlobe). Čeprav takih objektov v vesolju še niso opazili (po nekaterih ocenah je potrebnih vsaj 1015 milijard let, da se bela pritlikavka ohladi na temperaturo 5K), je od časa, ki je pretekel od nastanka prvih zvezd, v vesolju je (po sodobnih predstavah) približno 13 milijard let, vendar so se nekatere bele pritlikavke že ohladile na temperature pod 4000 stopinj Kelvina (na primer bele pritlikavke WD 0346+246 in SDSS J110217, 48+411315.4 s temperaturami 3700K - 3800K in spektralni tip M0 na razdalji približno 100 svetlobnih let od Sonca), zaradi česar je njihovo odkrivanje skupaj z majhnimi velikostmi zelo težavna naloga.

Mehka rentgenska slika Siriusa. Svetla komponenta je beli pritlikavec Sirius B, temna komponenta je Sirius A

Površinska temperatura mladih belih pritlikavk - izotropnih jeder zvezd po odpadu njihovih lupin - je zelo visoka - več kot 2·10 5 K, vendar precej hitro pade zaradi ohlajanja nevtrinov in sevanja s površine. Takšne zelo mlade bele pritlikavke opazujemo v rentgenskem območju (npr. opazovanje bele pritlikavke HZ 43 s satelitom ROSAT). V območju rentgenskih žarkov sijaj belih pritlikavk presega sijaj zvezd glavnega zaporedja: fotografije Siriusa, posnete z rentgenskim teleskopom Chandra, lahko služijo kot ilustracija - na njih je beli pritlikavec Sirius B videti svetlejši od Siriusa A iz spektralni razred A1, ki je ~10.000-krat svetlejši v optičnem območju, svetlejšem od Siriusa B.

Posebnost sevanja belih pritlikavk v območju rentgenskih žarkov je dejstvo, da je zanje glavni vir rentgenskega sevanja fotosfera, kar jih močno razlikuje od »normalnih« zvezd: slednje imajo rentgensko korono. segreto na več milijonov kelvinov, temperatura fotosfere pa je prenizka za rentgensko sevanje.

V odsotnosti akrecije je vir sija belih pritlikavk shranjena toplotna energija ionov v njihovem jedru, zato je njihov sijaj odvisen od starosti. Kvantitativno teorijo ohlajanja belih pritlikavk je v poznih 1940-ih razvil profesor Samuel Kaplan.

Spremenljiva zvezda Mira (ο Ceti) v ultravijoličnem območju. Viden je akrecijski "rep", usmerjen od glavne komponente - rdečega velikana do spremljevalca - belega pritlikavca

Pri evoluciji zvezd različnih mas v binarnih sistemih hitrosti evolucije komponent niso enake, medtem ko se masivnejša komponenta lahko razvije v belo pritlikavko, manj masivna pa lahko do tega trenutka ostane na glavnem zaporedju. . Ko manj masivna komponenta med svojo evolucijo zapusti glavno zaporedje in preide v vejo rdeče velikanke, začne velikost razvijajoče se zvezde rasti, dokler ne zapolni svojega Rochevega režnja. Ker se Rochevi režnji komponent binarnega sistema dotikajo v Lagrangeovi točki L1, potem na tej stopnji evolucije manj masivne komponente, katere skozi točko L1 poteka tok snovi iz rdeče velikanke v Rochev režnjev bele pritlikavke in nadaljnja akrecija z vodikom bogate snovi na njeno površino, kar vodi do vrste astronomskih pojavov:

Nestacionarna akrecija na bele pritlikavke, ko je spremljevalec masivna rdeča pritlikavka, povzroči nastanek pritlikavih novih (zvezde tipa U Gem (UG)) in novim podobnih katastrofalnih spremenljivk.

Akrecija na bele pritlikavke z močnim magnetnim poljem je usmerjena v območje magnetnih polov bele pritlikavke, ciklotronski mehanizem sevanja akrecirajoče plazme v cirkumpolarnih območjih magnetnega polja pritlikavke povzroči močno polarizacijo sevanja v vidnem območju (polarni in vmesni polari).

Na levi je rentgenska slika ostankov supernove tipa Ia SN 1572, ki jo je leta 1572 opazil Tycho Brahe. Na desni je optična fotografija, ki prikazuje nekdanjega spremljevalca eksplodirane bele pritlikavke.

Akrecija snovi, bogate z vodikom, na bele pritlikavke vodi do njenega kopičenja na površini (ki je sestavljena pretežno iz helija) in do segrevanja na helijeve fuzijske reakcijske temperature, kar v primeru toplotne nestabilnosti povzroči eksplozijo, ki jo opazimo kot izbruh nova.

Dovolj dolga in intenzivna akrecija na masivno belo pritlikavko povzroči, da njena masa preseže Chandrasekharjevo mejo in gravitacijski kolaps, ki ga opazimo kot eksplozijo supernove tipa Ia.

Bele pritlikavke so zvezde, ki imajo velika masa(v redu Sonca) in mali radij (polmer Zemlje), ki je manjši od Chandrasekharjeve meje za izbrano maso, ki sta produkt evolucije rdečih velikank. V njih ustavili proces nastajanja termonuklearne energije, ki vodi posebne lastnosti te zvezde. Po različnih ocenah se v naši galaksiji njihovo število giblje od 3 do 10% celotne zvezdne populacije.

Leta 1844 je nemški astronom in matematik Friedrich Bessel med opazovanjem odkril rahlo odstopanje zvezde od pravokotno gibanje, in domneval, da ima Sirius nevidno masivno spremljevalno zvezdo.

Njegova domneva se je potrdila že leta 1862, ko je ameriški astronom in graditelj teleskopov Alvan Graham Clark med nastavljanjem takrat največjega refraktorja blizu Siriusa odkril medlo zvezdo, ki so jo kasneje poimenovali Sirius B.

Beli pritlikavec Sirius B ima nizko svetilnost in gravitacijsko polje precej opazno vpliva na njegovega svetlega spremljevalca, kar kaže, da ima ta zvezda izredno majhen polmer in pomembno maso. Tako je bila prvič odkrita vrsta predmeta, imenovanega beli pritlikavci. Drugi podoben objekt je bila zvezda Maanen, ki se nahaja v ozvezdju Rib.

Izobraževalni mehanizem

Bele pritlikavke predstavljajo zadnjo stopnjo evolucije majhne zvezde z maso, primerljivo z maso Sonca. Kdaj se pojavijo? Ko ves vodik v središču zvezde, kot je naše Sonce, izgori, se njeno jedro skrči do visokih gostot, medtem ko se zunanji sloji močno razširijo in ob splošnem zatemnitvi sijaja se zvezda spremeni v rdečo velikanko. Utripajoča rdeča velikanka nato odvrže svojo ovojnico, ko so zunanje plasti zvezde ohlapno povezane z osrednjim vročim in zelo gostim jedrom. Ta lupina kasneje postane planetarna meglica, ki se širi. Kot lahko vidite, so rdeči orjaki in beli pritlikavci zelo tesno povezani.

Stiskanje jedra se zgodi do izjemno majhnih velikosti, vendar kljub temu ne presega Chandrasekharjeve meje, to je zgornje meje mase zvezde, pri kateri lahko obstaja kot beli pritlikavec.

Vrste belih pritlikavk

Spektralno jih delimo v dve skupini. Emisija bele pritlikavke je razdeljena na najpogostejši "vodikov" spektralni razred DA (do 80% celotnega), v katerem ni spektralne črte helij, in redkejši "helijev beli pritlikavec" tipa DB, v spektrih katerih zvezd ni vodikovih linij.

Ameriški astronom Iko Iben je predlagal različne scenarije za njihov izvor: ker je zgorevanje helija v rdečih velikanih nestabilno, se občasno razvije slojevit helijev izbruh. Uspešno je predlagal mehanizem odvajanja lupine na različnih stopnjah razvoja helijevega bliska - na njegovem vrhu in v obdobju med dvema bliskoma. Njegov nastanek je odvisen od mehanizma luščenja lupine oz.

Degenerirani plin

Preden je Ralph Fowler v svojem delu Gosta snov iz leta 1922 razložil značilnosti gostote in tlaka znotraj belih pritlikavk, so se zdele visoka gostota in fizikalne lastnosti takšne strukture paradoksalne. Fowler je predlagal, da je za razliko od zvezd glavnega zaporedja, pri katerih je enačba stanja opisana z lastnostmi idealnega plina, pri belih pritlikavkah določena z lastnostmi degeneriranega plina.

Graf odvisnosti polmera bele pritlikavke od njene mase. Upoštevajte, da je meja ultrarelativističnega Fermijevega plina enaka meji Chandrasekharja

Degeneriran plin nastane, ko razdalja med njegovimi delci postane manjša od de Brogliejevega vala, kar pomeni, da začnejo kvantno mehanski učinki, ki jih povzroča identiteta delcev plina, vplivati na njegove lastnosti.

Pri belih pritlikavkah se zaradi ogromne gostote lupine atomov pod silo notranjega pritiska uničijo in snov postane elektronsko-jedrska plazma, elektronski del pa opisujejo lastnosti degeneriranega elektronskega plina, podobnega obnašanje elektronov v kovinah.

Med njimi so najpogostejši ogljik-kisikovi z lupino, sestavljeno iz helija in vodika.

Statistično je polmer bele pritlikavke primerljiv s polmerom Zemlje, masa pa se giblje od 0,6 do 1,44. sončne mase. Temperatura površine je v območju do 200.000 K, kar pojasnjuje tudi njihovo barvo.

Jedro

Glavna značilnost notranje strukture je zelo visoka gostota jedra, v katerem gravitacijsko ravnotežje povzroča degeneriran elektronski plin. Temperatura v notranjosti bele pritlikavke in gravitacijska kompresija sta uravnotežena s tlakom degeneriranega plina, ki zagotavlja relativno stabilnost premera, njegova svetilnost pa nastane predvsem zaradi ohlajanja in stiskanja zunanjih plasti. Sestava je odvisna od tega, kako daleč se je matična zvezda razvila; v glavnem je ogljik s kisikom in majhnimi primesmi vodika in helija, ki se spremenijo v degeneriran plin.

Evolucija

Izbruh helija in odvajanje zunanjih lupin rdečega velikana požene zvezdo po Hertzsprung-Russellovem diagramu, kar določa njeno prevladujočo kemično sestavo. Življenjski cikel bela pritlikavka po tem ostane stabilna do ohladitve, ko zvezda izgubi svoj sijaj in postane nevidna ter preide v fazo tako imenovane "črne pritlikavke", - končni rezultat evoluciji, čeprav v moderna literatura ta izraz se vedno manj uporablja.

Tok snovi od zvezde do bele pritlikavke, ki pa zaradi majhnega sijaja ni vidna

Prisotnost bližnjih zvezdnih spremljevalcev jim podaljšuje življenje zaradi padca snovi na površje s tvorbo akrecijskega diska. Značilnosti akrecije snovi v parnih sistemih lahko vodijo do kopičenja snovi na površini belih pritlikavk, kar na koncu privede do eksplozije nove ali supernove (v primeru posebej masivnih) tipa Ia.

Umetnikov vtis eksplozije supernove

Če je akrecija v sistemu "bela pritlikavka - rdeča pritlikavka" nestacionarna, je lahko rezultat neke vrste eksplozija bele pritlikavke (na primer U Gem (UG)) ali novi podobna spremenljive zvezde, katerega eksplozija je katastrofalna.

Ostanek supernove SN 1006 je eksplodirana bela pritlikavka, ki se nahaja v binarnem sistemu. Postopoma je zajela zadevo zvezde spremljevalke in izzvala naraščajočo maso termonuklearna eksplozija ki je raztrgal škrata

Položaj na Hertzsprung-Russellovem diagramu

V diagramu zavzemajo spodnji levi del in pripadajo veji zvezd, ki so zapustile glavno zaporedje iz stanja rdečih velikank.

Obstaja območje vročih zvezd z nizko svetilnostjo, ki je drugo največje med zvezdami v opazljivem vesolju.

Spektralna klasifikacija

Veliko belih pritlikavk v kroglasti kopici M4, Hubblova slika

Uvrščeni so v poseben spektralni razred D (iz angleških škratov - škratov, gnomov). Toda leta 1983 je Edward Zion predlagal natančnejšo klasifikacijo, ki upošteva razlike v njihovih spektrih, in sicer: D (podrazred) (spektralna lastnost) (temperaturni indeks).

Obstajajo naslednji podrazredi spektrov DA, DB, DC, DO, DZ in DQ, ki določajo prisotnost ali odsotnost linij vodika, helija, ogljika in kovin. In spektralne značilnosti P, H, V in X pojasnjujejo prisotnost ali odsotnost polarizacije, magnetnega polja v odsotnosti polarizacije, variabilnosti, posebnosti ali nerazvrstitve belih pritlikavk.

Katera bela pritlikavka je najbližja Soncu? Najbližja je van Maanenova zvezda, ki je zatemnjen objekt, ki se nahaja le 14,4 svetlobnih let od Sonca. Nahaja se v središču ozvezdja Ribe.
Van Maanenova zvezda je najbližja, ena bela pritlikavka
Van Maanenova zvezda je prešibka, da bi jo videli s prostim očesom, z magnitudo 12,2. Če pa upoštevamo belo pritlikavko v sistemu z zvezdo, potem je najbližji Sirius B, oddaljen od nas na razdalji 8,5 svetlobnih let. Mimogrede, najbolj znan beli pritlikavec je Sirius B.
Primerjava velikosti Siriusa B in Zemlje
Največja bela pritlikavka se nahaja v središču planetarne meglice M27 (NGC 6853), ki je bolj znana kot meglica Dumbbell. Nahaja se v ozvezdju Vulpecula, na razdalji približno 1360 svetlobnih let od nas. Njena osrednja zvezda je večja od katere koli druge znane bele pritlikavke za v tem trenutku.
Najmanjši beli pritlikavec ima kakofonično ime GRW +70 8247 in se nahaja približno 43 svetlobnih let od Zemlje v ozvezdju Zmaj. Njegova magnituda je približno 13 in je viden samo skozi velik teleskop.
Življenjska doba bele pritlikavke je odvisna od tega, kako počasi se ohlaja. Včasih se na njeni površini nabere dovolj plina in se spremeni v supernovo tipa Ia. Pričakovana življenjska doba je zelo dolga - milijarde let, bolje rečeno 10 na 19. potenco in celo več. Njihova dolga življenjska doba je posledica dejstva, da se zelo počasi ohlajajo in imajo vse možnosti preživetja do konca vesolja. In čas ohlajanja je sorazmeren s četrto potenco temperature.
Povprečna bela pritlikavka je 100-krat manjša od našega Sonca, z gostoto 29.000 kg/kubični centimeter pa je teža 1 kubičnega cm 29 ton. Vendar je vredno upoštevati, da se lahko gostota razlikuje glede na velikost, od 10 * 5 do 10 * 9 g / cm3.
Naše Sonce se bo sčasoma spremenilo v belo pritlikavko. Ne glede na to, kako žalostno se sliši, masa naše zvezde ne dovoljuje, da bi se spremenila v nevtronsko zvezdo ali črno luknjo. Sonce se bo spremenilo v belo pritlikavko in bo v tej obliki obstajalo milijarde let.
Kako se zvezda spremeni v belo pritlikavko? V bistvu je vse odvisno od mase, poglejmo primer našega Sonca. Minilo bo še nekaj milijard let in Sonce se bo začelo povečevati in se spremenilo v rdečega velikana, ker bo ves vodik izgorel v njegovem jedru. Ko vodik izgori, se začne reakcija sinteze helija in ogljika.
Zaradi teh procesov zvezda postane nestabilna in lahko nastanejo zvezdni vetrovi. Ker je zgorevalnih reakcij več težki elementi kot helij, povzročijo večje sproščanje toplote. S sintezo helija se bodo nekateri deli razširjene zunanje lupine Sonca lahko odtrgali in okrog naše zvezde bo nastala planetarna meglica. Posledično bo od naše zvezde ostalo samo eno jedro in ko se bo Sonce spremenilo v belo pritlikavko, bodo v njem prenehale reakcije jedrske fuzije.
Planetarna meglica, ki nastane kot posledica širjenja in razpadanja njenih zunanjih lupin, pogosto sveti zelo močno. Razlog je v tem, da se jedro, ki ostane od zvezde (vzemite za belo pritlikavko), ohlaja zelo počasi, visoka površinska temperatura na stotine tisoč in milijonov stopinj Kelvina pa oddaja predvsem v daljnem ultravijoličnem. Plini meglice, ki absorbirajo te UV-kvante, jih ponovno oddajajo v vidnem delu svetlobe, hkrati pa absorbirajo del kvantne energije in svetijo zelo močno, v nasprotju s preostankom, ki je v vidnem območju zelo zatemnjen.

Odgovori na vprašanja

Kakšna je razlika med belo pritlikavko in belo pritlikavko? Celotna evolucija zvezde temelji na njeni začetni masi, od tega parametra bo odvisna njena svetilnost, pričakovana življenjska doba in v kaj se bo na koncu spremenila. Za zvezdo z maso 0,5-1,44 sončne se bo življenje končalo tako, da se bo zvezda razširila in spremenila v rdečega velikana, ki, ko je odvrgel zunanje lupine, tvori planetarno meglico, za seboj pa pusti samo eno jedro, sestavljeno iz degeneriranega plina.

To je poenostavljen mehanizem, kako nastane bela pritlikavka. Če je masa zvezde večja od 1,44 Sončeve mase (t.i. Chandrasekharjeva meja, pri kateri lahko zvezda obstaja kot bela pritlikavka. Če jo masa preseže, bo postala nevtronska zvezda), potem zvezda, ko porabi ves vodik v jedru, se začne sinteza težjih elementov, vse do železa. Nadaljnja sinteza elementov, ki so težji od železa, je nemogoča, ker zahteva več energije, kot se je sprosti med fuzijskim postopkom, jedro zvezde pa se sesede v nevtronsko zvezdo. Elektroni pobegnejo iz svojih orbit in padejo v jedro, kjer se združijo s protoni in na koncu tvorijo nevtrone. Nevtronska snov tehta sto in milijonkrat več kot katera koli druga.
Razlika med belo pritlikavko in pulzarjem. Vse enake razlike kot v primeru nevtronske zvezde, le da je vredno upoštevati, da je pulsar (in to je nevtronska zvezda) se vrti tudi zelo hitro, desetkrat na sekundo, rotacijska doba bele pritlikavke pa je na primer zvezde 40 Eri B 5 ur 17 minut. Razlika je opazna!
Pulsar PSR J0348 +0432 - nevtronska zvezda in beli pritlikavec
Zakaj bele pritlikavke svetijo? Tako se termonuklearne reakcije ne pojavljajo več; toplotna energija, zakaj torej svetijo? V bistvu se ohlaja počasi, kot vroče železo, ki je najprej svetlo belo in nato postane rdeče. Degenerirani plin zelo dobro prevaja toploto iz središča in se v stotinah milijonov let ohladi za 1 %. Sčasoma se ohlajanje upočasni in lahko traja trilijone let.
V kaj se spremenijo beli pritlikavci? Starost vesolja je premajhna za nastanek tako imenovanih črnih pritlikavk, zadnje stopnje evolucije. Torej še nimamo vidnih dokazov. Na podlagi izračunov njegovega ohlajanja vemo le eno: njihova pričakovana življenjska doba je res ogromna, presega starost vesolja (13,7 milijarde let) in teoretično znaša trilijone let.
Ali obstaja bela pritlikavka z močnim magnetnim poljem kot nevtronska zvezda? Nekateri od njih imajo močna magnetna polja, veliko močnejša od vseh, ki smo jih ustvarili na Zemlji. Na primer, jakost magnetnega polja na površju Zemlje je le 30 do 60 ppm tesla, medtem ko je jakost magnetnega polja bele pritlikavke lahko celo do 100.000 tesla.
Toda nevtronska zvezda ima resnično močno magnetno polje - 10 * 11 Tesla in se imenuje magnetar! Na površini nekaterih magnetarjev lahko nastanejo sunki, ki povzročijo nihanje v zvezdi. Ta nihanja pogosto povzročijo velike izbruhe žarkov gama iz magnetarja. Na primer, magnetar SGR 1900+14, ki se nahaja 20.000 svetlobnih let stran, v ozvezdju Aquila, je eksplodiral 27. avgusta 1998. Močan blisk sevanja gama je bil tako močan, da je bilo treba opremo izklopiti. vesoljsko plovilo BLIŽINA Čevljar za namene ohranjanja.

Poljudnoznanstveni film o junakih našega članka

Ko pogledamo nočno nebo, se nam zdi, da so vse zvezde enake. Človeško oko z z veliko težavo razlikuje vidni spekter svetlobe, ki jo oddajajo oddaljena nebesna telesa. Zvezda, ki je še komaj vidna, je morda že zdavnaj ugasnila in vidimo le njeno svetlobo. Vsaka od zvezdnikov živi svoje življenje. Nekateri svetijo z gladko belo svetlobo, drugi so videti kot svetle pike, ki utripajo z neonsko svetlobo. Spet druge so medle svetleče lise, komaj vidne na nebu.

Vsaka od zvezd je na določeni stopnji svojega razvoja in se sčasoma spremeni v nebesno telo drugega razreda. Namesto svetle in bleščeče točke na nočnem nebu se pojavi nov vesoljski objekt - bela pritlikavka - starajoča se zvezda. Ta stopnja evolucije je značilna za večino običajnih zvezd. Naše Sonce se podobni usodi ne more izogniti.

Kaj je beli pritlikavec: zvezda ali fantom?

Šele pred kratkim, v 20. stoletju, je znanstvenikom postalo jasno, da je bela pritlikavka vse, kar ostane v vesolju od navadne zvezde. Preučevanje zvezd z vidika termonuklearne fizike je omogočilo vpogled v procese, ki divjajo v globinah nebesnih teles. Zvezde, ki nastanejo kot posledica interakcije gravitacijskih sil, predstavljajo kolosalo fuzijski reaktor, pri katerem nenehno potekajo verižne reakcije cepitve vodikovih in helijevih jeder. V tako kompleksnih sistemih hitrost evolucije komponent ni enaka. Ogromne zaloge vodika zagotavljajo življenje zvezde še milijarde let. Fuzijske vodikove reakcije prispevajo k nastanku helija in ogljika. Po termonuklearni fuziji se začnejo uporabljati zakoni termodinamike.

Ko zvezda porabi ves svoj vodik, se začne njeno jedro krčiti pod vplivom gravitacijskih sil in ogromnega notranjega pritiska. Ko izgubi glavni del svoje lupine, nebesno telo doseže mejo mase zvezde, pri kateri lahko obstaja kot beli pritlikavec, prikrajšan za vire energije, ki še naprej oddaja toploto po inerciji. Pravzaprav so bele pritlikavke zvezde iz razreda rdečih velikank in supervelikank, ki so izgubile zunanji ovoj.

Jedrska fuzija izčrpa zvezdo. Vodika zmanjka, helij kot bolj masivna komponenta pa se lahko razvija naprej in doseže novo stanje. Vse to vodi k dejstvu, da se namesto navadne zvezde oblikujejo prvi rdeči velikani, zvezda pa zapusti glavno zaporedje. Tako se nebesno telo, ki je stopilo na pot svojega počasnega in neizogibnega staranja, postopoma spreminja. Starost zvezde je dolga pot v pozabo. Vse to se dogaja zelo počasi. Bela pritlikavka je nebesno telo, pri katerem zunaj glavnega zaporedja pride do neizogibnega procesa izumrtja. Reakcija fuzije helija vodi do dejstva, da se jedro starajoče se zvezde skrči in zvezda končno izgubi svojo lupino.

Evolucija belih pritlikavk

Zunaj glavnega zaporedja se pojavi proces ugašanja zvezd. Pod vplivom gravitacijskih sil se segret plin rdečih velikank in supergigantov razprši po vesolju in tvori mlado planetarno meglico. Po več sto tisoč letih se meglica razblini, na njenem mestu pa ostane degenerirano jedro rdečega velikana. bela. Temperature takega objekta so precej visoke, od 90.000 K, ocenjeno iz absorpcijske črte spektra, do 130.000 K, ocenjeno znotraj rentgenskega spektra. Vendar pa se zaradi majhnosti nebesno telo ohlaja zelo počasi.

Slika zvezdnega neba, ki jo opazujemo, je stara na desetine do sto milijard let. Kjer vidimo bele pritlikavke, lahko v vesolju že obstaja drugo nebesno telo. Zvezda se je preselila v razred črnih pritlikavk, zadnjo stopnjo evolucije. V resnici na mestu zvezde ostane gruča snovi, katere temperatura je enaka temperaturi okoliškega prostora. Glavna značilnost ta predmet je popolnoma odsoten vidna svetloba. Opazite takšno zvezdo med običajnim optični teleskop precej težko zaradi nizke svetilnosti. Glavni kriterij za odkrivanje belih pritlikavk je prisotnost močnega ultravijoličnega sevanja in rentgenskih žarkov.

Vse znane bele pritlikavke so glede na njihov spekter razdeljene v dve skupini:

vodikovi objekti, spektralni razred DA, v spektru katerih ni helijevih črt;
helijeve pritlikavke, spektralni razred DB. Glavne črte v spektru so v heliju.

Beli pritlikavci vodikovega tipa predstavljajo večino populacije, do 80% vseh trenutno znanih objektov te vrste. Preostalih 20 % predstavljajo helijevi pritlikavci.

Stopnja evolucije, ki ima za posledico pojav bele pritlikavke, je zadnja za ne masivne zvezde, ki vključuje našo zvezdo Sonce. Na tej stopnji ima zvezda naslednje lastnosti. Kljub tako majhni in kompaktni velikosti zvezde njena zvezdna snov tehta točno toliko, kot je potrebno za njen obstoj. Z drugimi besedami, bele pritlikavke, ki imajo polmere 100-krat manj kot polmer Sončev disk ima maso enaka masi Sonca ali celo tehtajo več kot naša zvezda.

To nakazuje, da je gostota bele pritlikavke milijonkrat večja od gostote navadnih zvezd, ki se nahajajo znotraj glavnega zaporedja. Na primer, gostota naše zvezde je 1,41 g / cm³, medtem ko lahko gostota belih pritlikavk doseže ogromne vrednosti 105-110 g / cm3.

V odsotnosti lastnih virov energije se takšni predmeti postopoma ohladijo in imajo zato nizko temperaturo. Temperature na površini belih pritlikavk so bile zabeležene v območju 5000-50000 stopinj Kelvina. Starejša kot je zvezda, nižja je njena temperatura.

Na primer, sosed najsvetlejše zvezde na našem nebu Sirius A, beli pritlikavec Sirius B, ima površinsko temperaturo le 2100 stopinj Kelvina. V notranjosti je to nebesno telo veliko bolj vroče, skoraj 10.000 °K. Sirius B je bil prvi beli pritlikavec, ki so ga odkrili astronomi. Barva belih pritlikavk, odkritih po Siriusu B, se je izkazala za enako belo, kar je bil razlog za takšno ime tega razreda zvezd.

Svetlost Siriusa A je 22-krat večja od svetlosti našega Sonca, vendar njegova sestra Sirius B sveti z medlo svetlobo, ki je v svetlosti opazno slabša od svojega bleščečega soseda. Prisotnost bele pritlikavke je bila odkrita zahvaljujoč slikam Siriusa, ki jih je posnel rentgenski teleskop Chandra. Bele pritlikavke nimajo izrazitega svetlobnega spektra, zato takšne zvezde na splošno veljajo za precej hladne, temne vesoljskih objektov. V infrardečem in rentgenskem območju sveti Sirius B veliko močneje in še naprej oddaja ogromno toplotne energije. Za razliko od navadnih zvezd, kjer je vir rentgenskih valov korona, je vir sevanja pri belih pritlikavkah fotosfera.

Ker so zunaj glavnega zaporedja v smislu številčnosti, te zvezde niso najpogostejši objekti v vesolju. V naši galaksiji bele pritlikavke predstavljajo le 3-10 % nebesnih teles. Za ta del zvezdne populacije naše galaksije je negotovost ocene zapletena zaradi šibkosti sevanja v vidnem območju polara. Z drugimi besedami, svetloba belih pritlikavk ne more prodreti skozi velike akumulacije kozmičnega plina, ki sestavljajo rokave naše galaksije.

Znanstveni pogled na zgodovino pojava belih pritlikavk

Nadalje se v nebesnih telesih namesto presahlih glavnih virov termonuklearne energije pojavi nov vir termonuklearne energije, trojna helijeva reakcija ali trojni alfa proces, ki zagotavlja izgorevanje helija. Te domneve so bile v celoti potrjene, ko je bilo mogoče opazovati obnašanje zvezd v infrardečem sevanju. Spekter svetlobe navadne zvezde se bistveno razlikuje od slike, ki jo vidimo ob pogledu na rdeče velikane in bele pritlikavke. Za degenerirana jedra takšnih zvezd obstaja zgornja meja mase, sicer postane nebesno telo fizično nestabilno in lahko pride do kolapsa.

Skoraj nemogoče je razložiti tako visoko gostoto, ki jo imajo bele pritlikavke, z vidika fizikalnih zakonov. Tekoči procesi so postali jasni šele zahvaljujoč kvantni mehaniki, ki je omogočila preučevanje stanja elektronskega plina zvezdne snovi. Za razliko od navadne zvezde, kjer se za preučevanje stanja plina uporablja standardni model, se pri belih pritlikavkah znanstveniki ukvarjajo s pritiskom relativističnega degeneriranega elektronskega plina. V preprostem jeziku je opaziti naslednje. Z ogromno kompresijo, 100-krat ali več, postane zvezdna snov kot en velik atom, v katerem je vse atomske vezi in verige se združijo. V tem stanju elektroni tvorijo degeneriran elektronski plin, katerega nova kvantna tvorba se lahko upre silam gravitacije. Ta plin tvori gosto jedro brez lupine.

Podrobna študija belih pritlikavk z uporabo radijskih teleskopov in rentgenske optike je pokazala, da ti nebesni objekti niso tako preprosti in dolgočasni, kot se morda zdijo na prvi pogled. Glede na odsotnost termonuklearnih reakcij v takšnih zvezdah se nehote postavlja vprašanje: od kod prihaja ogromen pritisk, ki je uspel uravnotežiti sile gravitacije in sile notranje privlačnosti.

Kot rezultat raziskave fiziki na področju kvantne mehanike je nastal model bele pritlikavke. Pod vplivom gravitacijskih sil se zvezdna snov stisne do te mere, da se elektronske lupine atomov uničijo, elektroni začnejo lastno kaotično gibanje in se premikajo iz enega stanja v drugega. Jedra atomov v odsotnosti elektronov tvorijo sistem, ki med seboj tvori močno in stabilno vez. V zvezdni snovi je toliko elektronov, da nastane veliko stanj in temu primerno se ohrani hitrost elektronov. Visoka hitrost elementarni delci ustvarja kolosalen notranji tlak elektronsko degeneriranega plina, ki se lahko upre silam gravitacije.

Kdaj so postali znani beli pritlikavci?

Kljub dejstvu, da Sirius B velja za prvega belega pritlikavca, ki so ga odkrili astrofiziki, obstajajo podporniki različice prejšnjega poznavanja znanstvene skupnosti z zvezdnimi objekti tega razreda. Leta 1785 je astronom Herschel v zvezdni katalog prvič vključil sistem trojnih zvezd v ozvezdju Eridan, pri čemer je vse zvezde razdelil ločeno. Šele 125 let kasneje so astronomi odkrili nenavadno nizko svetilnost 40 Eridani B pri visoki barvni temperaturi, kar je služilo kot razlog za ločitev takšnih objektov v ločen razred.

Predmet je imel šibek sijaj, ki ustreza velikost+9,52 m. Bela pritlikavka je imela maso ½ Sonca in je imela manjši premer od Zemlje. Ti parametri so bili v nasprotju s teorijo o notranji zgradbi zvezd, kjer so bili sij, polmer in površinska temperatura zvezde ključni parametri pri določanju razreda zvezde. Majhen premer in nizka svetilnost z vidika fizikalnih procesov nista ustrezala visoki barvni temperaturi. To neskladje je sprožilo veliko vprašanj.

Situacija z drugo belo pritlikavko, Sirusom B, je izgledala podobno. Kot satelit najsvetlejše zvezde je bela pritlikavka majhna in ima ogromno gostoto zvezdne snovi - 106 g/cm3. Za primerjavo, snov tega nebesnega telesa je približno škatlica za vžigalice bi na našem planetu tehtala več kot milijon ton. Temperatura tega škrata je 2,5-krat višja glavna zvezda sistemi Sirius.

Najnovejša znanstvena dognanja

Nebesna telesa, s katerimi imamo opravka, so naravni poligon, zahvaljujoč kateremu lahko človek preučuje strukturo zvezd in stopnje njihovega razvoja. Če je mogoče razložiti rojstvo zvezd fizikalni zakoni, ki delujejo enako v katerem koli okolju, potem je razvoj zvezd predstavljen s popolnoma različnimi procesi. Znanstvena razlaga mnogih od njih sodi v kategorijo kvantne mehanike, vede o osnovnih delcih.

Bele pritlikavke so v tej luči videti kot najbolj skrivnostni objekti:

Prvič, proces degeneracije jedra zvezde je videti zelo zanimiv, zaradi česar se zvezdna snov v vesolju ne razleti, ampak se, nasprotno, stisne do nepredstavljivih velikosti;
Drugič, v odsotnosti termonuklearnih reakcij ostajajo beli pritlikavci precej vroči kozmični objekti;
Tretjič, te zvezde, ki imajo visoko barvno temperaturo, imajo nizko svetilnost.

Znanstveniki vseh vrst, astrofiziki, fiziki in jedrski znanstveniki še niso dali odgovorov na ta in mnoga druga vprašanja, ki nam bodo omogočila napovedati usodo naše domače zvezde. Sonce čaka usoda bele pritlikavke, vendar ostaja vprašljivo, ali bomo ljudje lahko opazovali Sonce v tej vlogi.

Če imate kakršna koli vprašanja, jih pustite v komentarjih pod člankom. Nanje bomo z veseljem odgovorili mi ali naši obiskovalci

Vrste zvezd v opazljivem vesolju

V vesolju jih je veliko razne zvezde. Velike in majhne, tople in hladne, napolnjene in nenapolnjene. V tem članku bomo poimenovali glavne vrste zvezd in podrobno opisali rumene in bele pritlikavke.

Rumena pritlikavka. Rumena pritlikavka je vrsta majhne zvezde glavnega zaporedja z maso od 0,8 do 1,2 sončne mase in površinsko temperaturo 5000–6000 K. Za več informacij o tej vrsti zvezd glejte spodaj.
Rdeči velikan. Rdeči velikan je velika zvezda rdečkasto ali oranžno. Nastanek takšnih zvezd je možen tako na stopnji nastajanja zvezd kot v poznejših fazah njihovega obstoja. Največji velikani se spremenijo v rdeče supergigante. Zvezda, imenovana Betelgeuse v ozvezdju Orion, je najbolj presenetljiv primer rdečega supergiganta.
Beli pritlikavec. Bela pritlikavka je tisto, kar ostane od navadne zvezde z maso, manjšo od 1,4 sončne mase, potem ko preide skozi stopnjo rdečega velikana. Za več informacij o tej vrsti zvezd glejte spodaj.
Rdeči škrat. Rdeče pritlikavke so najpogostejši objekti zvezdnega tipa v vesolju. Ocene njihovega števila se gibljejo od 70 do 90 % števila vseh zvezd v galaksiji. So precej drugačni od drugih zvezdnikov.
Rjavi pritlikavec. Rjava pritlikavka - podzvezdni objekti (z maso od približno 0,01 do 0,08 sončne mase oziroma od 12,57 do 80,35 mase Jupitra in premerom, ki je približno enak premeru Jupitra), v globinah katerih v nasprotju z glavnim zaporedjem zvezd, ni termonuklearne fuzijske reakcije s pretvorbo vodika v helij.
Podrjavi pritlikavci. Podrjave pritlikavke ali rjave podpritlikavke so hladne tvorbe, ki padejo pod mejo mase rjavih pritlikavk. Njihova masa je manjša od približno ene stotine mase Sonca oziroma 12,57 mase Jupitra, spodnja meja ni določena. Na splošno veljajo za planete, čeprav znanstvena skupnost še ni prišla do končnega sklepa o tem, kaj se šteje za planet in kaj za podrjavega pritlikavca.
Črni škrat. Črne pritlikavke so bele pritlikavke, ki so se ohladile in posledično ne sevajo v vidnem območju. Predstavlja zadnjo stopnjo evolucije belih pritlikavk. Mase črnih pritlikavk so tako kot mase belih pritlikavk omejene nad 1,4 Sončeve mase.
Dvojna zvezda. Dvojna zvezda sta dve gravitacijsko povezani zvezdi, ki krožita okoli skupnega središča mase.
Nova zvezda. Zvezde, katerih sij se nenadoma poveča za 10.000-krat. Nova zvezda je dvojni sistem, sestavljen iz bele pritlikavke in zvezde spremljevalke, ki se nahaja na glavnem zaporedju. V takih sistemih plin iz zvezde postopoma teče do bele pritlikavke in tam občasno eksplodira, kar povzroči izbruh sijaja.
Supernova . Supernova je zvezda, ki konča svoj razvoj v katastrofalnem eksplozivnem procesu. Izbruh je v tem primeru lahko za nekaj velikostnih redov večji kot v primeru nove. torej močna eksplozija je posledica procesov, ki se dogajajo v zvezdi na zadnji stopnji evolucije.
Nevtronska zvezda. Nevtronske zvezde (NS) so zvezdne formacije z maso reda 1,5 sončne in velikosti, ki so opazno manjše od belih pritlikavk, s premerom približno 10-20 km. Sestavljeni so predvsem iz nevtralnih subatomskih delcev - nevtronov, ki so močno stisnjeni z gravitacijskimi silami. V naši Galaksiji naj bi po ocenah znanstvenikov obstajalo od 100 milijonov do 1 milijarde nevtronskih zvezd, torej nekje ena na tisoč navadnih zvezd.
Pulzarji. Pulzarji – kozmični viri elektromagnetno sevanje, ki prihajajo na Zemljo v obliki periodičnih izbruhov (pulzov). Po prevladujočem astrofizikalnem modelu so pulzarji rotirajoče nevtronske zvezde z magnetnim poljem, ki je nagnjeno proti osi vrtenja. Ko Zemlja pade v stožec, ki ga tvori to sevanje, je mogoče zaznati impulz sevanja, ki se ponavlja v intervalih, ki so enaki revolucijski dobi zvezde. Nekatere nevtronske zvezde se vrtijo do 600-krat na sekundo.
cefeide. Kefeide so razred utripajočih spremenljivih zvezd z dokaj natančnim razmerjem med periodo in sijem, poimenovane po zvezdi Delta Cephei. Ena najbolj znanih cefeid je Polaris. Sledi seznam glavnih vrst (vrst) zvezd z njihovimi kratek opis, seveda ne izčrpa celotne možne raznolikosti zvezd v vesolju.

Rumena pritlikavka

Medtem ko je na različne stopnje Zvezde glede na evolucijski razvoj delimo na normalne zvezde, pritlikave zvezde in zvezde velikanke. Normalne zvezde so zvezde glavnega zaporedja. Sem spada na primer naše Sonce. Včasih se imenujejo takšne normalne zvezde rumene pritlikavke.

Značilno

Danes bomo na kratko spregovorili o rumenih pritlikavkah, ki jih imenujemo tudi rumene zvezde. Rumene pritlikavke so običajno zvezde povprečna teža, svetilnosti in površinske temperature. So zvezde glavnega zaporedja, ki ležijo približno na sredini Hertzsprung–Russellovega diagrama in sledijo hladnejšim, manj masivnim rdečim pritlikavkam.

Po Morgan-Keenanovi spektralni klasifikaciji rumene pritlikavke večinoma ustrezajo razredu svetilnosti G, vendar v prehodnih variacijah včasih ustrezajo razredu K (oranžne pritlikavke) ali razredu F v primeru rumeno-belih pritlikavk.

Masa rumenih pritlikavk se pogosto giblje od 0,8 do 1,2 sončne mase. Poleg tega je njihova površinska temperatura večinoma od 5 do 6 tisoč stopinj Kelvina.

Najsvetlejši in najbolj znan predstavnik rumenih pritlikavk je naše Sonce.

Poleg Sonca je med rumenimi pritlikavkami, ki so najbližje Zemlji, vredno omeniti:

Dve komponenti v trojnem sistemu Alfa Kentavra, med katerimi je Alfa Kentavra A po spektru svetilnosti podobna Soncu, Alfa Kentavra B pa je tipičen oranžni pritlikavec razreda K. Razdalja do obeh komponent je nekaj več kot 4 svetlobna leta.
Oranžna pritlikavka je zvezda Ran, znana tudi kot Epsilon Eridani, z razredom svetilnosti K. Astronomi so ocenili razdaljo do Rana na približno 10 svetlobnih let in pol.
Dvojna zvezda 61 Cygni, ki se nahaja nekaj več kot 11 svetlobnih let od Zemlje. Obe komponenti 61 Cygni sta tipični oranžni pritlikavki svetilnega razreda K.
Soncu podobna zvezda Tau Ceti, približno 12 svetlobnih let oddaljena od Zemlje, s spektrom svetilnosti G in zanimivo planetarni sistem, sestavljen iz vsaj 5 eksoplanetov.

izobraževanje

Razvoj rumenih pritlikavk je zelo zanimiv. Življenjska doba rumenega pritlikavca je približno 10 milijard let.

Tako kot pri večini zvezd se v njihovih globinah odvijajo intenzivne termonuklearne reakcije, pri katerih predvsem vodik zgori v helij. Po začetku reakcij, ki vključujejo helij v jedru zvezde, se vodikove reakcije vedno bolj premikajo proti površini. To postane izhodišče pri preobrazbi rumenega pritlikavca v rdečega velikana. Rezultat takšne preobrazbe je lahko rdeči orjak Aldebaran.

Sčasoma se bo površina zvezde postopoma ohladila, zunanje plasti pa se bodo začele širiti. Na zadnji stopnji evolucije rdeči orjak odvrže lupino, kar tvori planetarno meglico, njegovo jedro pa se bo spremenilo v belo pritlikavko, ki se bo še krčila in ohlajala.

Podobna prihodnost čaka tudi naše Sonce, ki je zdaj na srednji stopnji svojega razvoja. Čez približno 4 milijarde let se bo začelo spreminjati v rdečega velikana, katerega fotosfera, ko se širi, lahko absorbira ne le Zemljo in Mars, ampak celo Jupiter.

Življenjska doba rumene pritlikavke je v povprečju 10 milijard let. Ko zgori celotna zaloga vodika, se zvezda večkrat poveča in se spremeni v rdečega velikana. večina planetarnih meglic, jedro pa se sesede v majhno, gosto belo pritlikavko.

Bele pritlikavke

Bele pritlikavke so zvezde z veliko maso (vrste Sonca) in majhnim polmerom (polmer Zemlje), ki je manjši od Chandrasekharjeve meje za izbrano maso, in so produkt evolucije rdečih velikank. . Proces proizvajanja termonuklearne energije v njih je ustavljen, kar vodi do posebnih lastnosti teh zvezd. Po različnih ocenah se v naši galaksiji njihovo število giblje od 3 do 10% celotne zvezdne populacije.

Zgodovina odkritja

Leta 1844 je nemški astronom in matematik Friedrich Bessel med opazovanjem Siriusa odkril rahlo odstopanje zvezde od premočrtnega gibanja in domneval, da ima Sirius nevidno masivno zvezdo spremljevalko.

Beli pritlikavec Sirius B ima nizko svetilnost in gravitacijsko polje precej opazno vpliva na njegovega svetlega spremljevalca, kar kaže na izjemno majhen polmer te zvezde in pomembno maso. Tako je bila prvič odkrita vrsta predmeta, imenovanega beli pritlikavci. Drugi podoben objekt je bila zvezda Maanen, ki se nahaja v ozvezdju Rib.

Kako nastanejo bele pritlikavke?

Ko ves vodik v starajoči se zvezdi izgori, se njeno jedro skrči in segreje, kar prispeva k širjenju njenih zunanjih plasti. Zvezdina efektivna temperatura pade in postane rdeča velikanka. Tanka lupina zvezde, zelo šibko povezana z jedrom, se sčasoma razprši v vesolju, teče na sosednje planete, na mestu rdečega velikana pa ostane zelo kompaktna zvezda, imenovana bela pritlikavka.

Dolgo časa je ostajala skrivnost, zakaj so bele pritlikavke, katerih temperatura presega temperaturo Sonca, majhne v primerjavi z velikostjo Sonca, dokler ni postalo jasno, da je gostota snovi v njih izjemno visoka (znotraj 10 5 - 10 9 g/cm 3). Za bele pritlikavke ni standardnega razmerja med maso in svetilnostjo, kar jih razlikuje od drugih zvezd. Ogromna količina snovi je »zapakirana« v izredno majhen volumen, zato je gostota bele pritlikavke skoraj 100-krat večja. večjo gostoto vodo.

Temperatura belih pritlikavk ostaja skoraj konstantna, kljub odsotnosti termonuklearnih reakcij v njih. Kaj pojasnjuje to? Zaradi močnega stiskanja začnejo elektronske lupine atomov prodirati druga v drugo. To se nadaljuje, dokler razdalja med jedri ne postane minimalna, enaka polmeru najmanjša elektronska lupina.

Zaradi ionizacije se začnejo elektroni prosto gibati glede na jedra in snov znotraj bele pritlikavke postane fizikalne lastnosti, ki so značilne za kovine. V takšni snovi prenašajo energijo na površino zvezde elektroni, katerih hitrost se s krčenjem vedno bolj povečuje: nekateri se gibljejo s hitrostjo, ki ustreza temperaturi milijona stopinj. Temperatura na površini in v notranjosti belega pritlikavca se lahko močno razlikuje, kar ne vodi do spremembe premera zvezde. Tu lahko naredimo primerjavo s topovsko kroglo – ko se ohlaja, se prostornina ne zmanjša.

Bela pritlikavka bledi izjemno počasi: v stotih milijonih let intenzivnost sevanja pade le za 1%. Toda sčasoma bo moral izginiti in se spremeniti v črnega pritlikavca, kar bi lahko trajalo bilijone let. Bele pritlikavke lahko imenujemo edinstveni predmeti vesolja. Nikomur še ni uspelo reproducirati pogojev, v katerih obstajajo v zemeljskih laboratorijih.

Rentgensko sevanje belih pritlikavk

Površinska temperatura mladih belih pritlikavk, izotropnih jeder zvezd po izmetu njihovih lupin, je zelo visoka - več kot 2·10 5 K, vendar zaradi sevanja s površine precej hitro pade. Takšne zelo mlade bele pritlikavke opazujemo v rentgenskem območju (npr. opazovanje bele pritlikavke HZ 43 s satelitom ROSAT). V območju rentgenskih žarkov sijaj belih pritlikavk presega sijaj zvezd glavnega zaporedja: fotografije Siriusa, posnete z rentgenskim teleskopom Chandra, lahko služijo kot ilustracija - na njih je beli pritlikavec Sirius B videti svetlejši od Siriusa A iz spektralni razred A1, ki je ~10.000-krat svetlejši v optičnem območju, svetlejšem od Siriusa B.

Površinska temperatura najbolj vročih belih pritlikavk je 7 10 4 K, najhladnejših manj kot 4 10 3 K.

2 Izvor belih pritlikavk

2.1 Trojna reakcija helija in izotermna jedra rdečih velikank 3 Fizika in lastnosti belih pritlikavk

3.1 Razmerje masa-polmer in Chandrasekharjeva meja 3.2 Značilnosti spektrov 4 Razvrstitev belih pritlikavk 5 Astronomski pojavi, ki vključujejo bele pritlikavke

5.1 Rentgensko sevanje belih pritlikavk 5.2 Akrecija na bele pritlikavke v binarnih sistemih

Opombe
Literatura

Uvod

Bele pritlikavke- zvezde z nizko svetilnostjo z maso, primerljivo z maso Sonca, in visokimi efektivnimi temperaturami. Ime bele pritlikavke povezana z barvo prvih odkritih predstavnikov tega razreda - Sirius B in 40 Eridani B. Na Hertzsprung-Russellovem diagramu se nahajajo 10-12 m pod glavnim zaporednim pogledom istega spektralnega razreda.

Polmeri belih pritlikavk so približno 100-krat manjši od sončevega, zato je njihova svetilnost ~-krat manjša od sončeve. Gostota snovi v belih pritlikavkah je g/cm3, milijonkrat večja od gostote snovi v zvezdah glavnega zaporedja. Kar zadeva številke, beli pritlikavci predstavljajo 3-10 % vida Galaksije. Vendar jih je poznan le majhen del, saj so zaradi nizke svetilnosti odkrili le tiste, katerih razdalja ne presega 200-300 pc.

Po sodobnih konceptih so bele pritlikavke končni produkt evolucije normalnih zvezd z masami od sončnih mas do 8-10 sončnih mas. Nastanejo po izčrpanju virov termonuklearne energije v črevesju zvezde in izvrženju lupine.

1. Zgodovina odkritja

1.1. Odkritja belih pritlikavk

temni satelit, obdobje vrtenja obeh vizij okoli skupnega središča mase pa naj bi bilo približno 50 let. Sporočilo je bilo sprejeto s skepso, saj je temni satelit ostal neviden, njegova masa pa naj bi bila precej velika - primerljiva z maso. Sirius.

Bil sem na obisku pri prijatelju... Profesor E. Pickering na poslovnem obisku. Z njemu značilno prijaznostjo se je ponudil, da posname spektre vseh zvezd, ki sva jih s Hincksom opazovala z namenom, da bi jih ... določila. paralakse. To delo, ki se je zdelo počasno, se je izkazalo za zelo plodno - vodilo je do odkritja, da imajo vse zvezde zelo majhne absolutne magnitude (tj. nizkega sija) spektralni razred M (tj. zelo nizka površinska temperatura). Spominjam se, da sem med razpravo o tem vprašanju vprašal Pickeringa o nekaterih drugih šibkih zvezdah in se spomnil številke 40 Eridanija B. Na svoj značilen način je nemudoma poslal zahtevo v pisarno (Harvardskega) observatorija in kmalu je dobil odgovor (verjamem, da gospa Fleming), da je spekter te zvezde A (tj. visoka površinska temperatura). Celo v tistih "paleozojskih" časih sem o teh stvareh vedel dovolj, da sem takoj ugotovil, da je tukaj precejšnje neskladje med tem, kar bi takrat imenovali "možne" vrednosti površinske svetlosti in gostote. Morda nisem skrival dejstva, da nisem bil samo presenečen, ampak preprosto presenečen nad to izjemo od pravila, ki se je zdela povsem običajna za značilnosti zvezd. Pickering se mi je nasmehnil in rekel: "Prav takšne izjeme vodijo k širjenju našega znanja" - in beli pritlikavci so vstopili v svet študija "

Russllovo presenečenje je povsem razumljivo: 40 Eridani B se nanaša na razmeroma bližnje zvezde in z uporabo paralakse je mogoče precej natančno določiti razdaljo do nje in s tem svetilnost. Izkazalo se je, da je sijaj 40 Eridanija B nenormalno nizek za njegov spektralni razred - bele pritlikavke so oblikovale novo območje na Hertzsprung-Russellovem diagramu. Ta kombinacija svetilnosti, mase in temperature je bila nerazumljiva in je ni bilo mogoče razložiti v standardnem modelu zgradbe zvezd glavnega zaporedja, razvitem v dvajsetih letih prejšnjega stoletja.

Visoka gostota belih pritlikavk je ostala nerazložljiva z vidika klasične fizike, a je po pojavu Fermi-Diracove statistike našla razlago v kvantni mehaniki. 1926 Fowler v članku "Debela snov" ( "Gosta snov", Mesečna obvestila R. Astron. Soc. 87, 114-122 ) Dokazal, da sta za razliko od zvezd glavnega zaporedja, pri katerih enačbe stanja temeljijo na modelu idealnega plina (standardni Eddingtonov model), pri belih pritlikavkah gostota in tlak snovi določena z lastnostmi degeneriranega elektronskega plina (Fermijev plin). ).

Naslednja faza pri razlagi narave belih pritlikavk je bilo delo Chandrasekharja. 1928 Frenkel je nakazal, da bi za bele pritlikavke morala obstajati zgornja meja mase, 1930 pa Chandrasekhar v delu "Največja masa idealnega belega pritlikavca" ( " Največja masa idealnih belih pritlikavk",Astrof. J. 74, 81-82 ) Dokazal, da so bele pritlikavke z maso nad 1,4 sončne nestabilne (Chandrasekharjeva meja) in se nagibajo k kolapsu.

2. Izvor belih pritlikavk

Fowlerjeva rešitev je pojasnila notranjo strukturo belih pritlikavk, ni pa pojasnila mehanizma njihovega nastanka. Dve zamisli sta igrali ključno vlogo pri razlagi nastanka belih pritlikavk:

Mnenje E. Epica, da rdeče velikanke nastanejo iz zvezd glavnega zaporedja kot posledica izgorevanja jedrskega goriva, predpostavka kmalu po drugi svetovni vojni, da bi morale zvezde glavnega zaporedja izgubiti maso, in takšna izguba mase bi morala pomembno vplivati na razvoj zvezd.

Te domneve so bile popolnoma potrjene.

2.1. Trojna reakcija helija in izotermna jedra rdečih velikank

Med razvojem zvezd glavnega zaporedja vodik "izgori" - nukleosinteza s tvorbo helija (glej cikel Bethe). Takšno izgorevanje vodi do prenehanja sproščanja energije v osrednjih delih zvezde, kompresije in s tem do povečanja gostote in temperature v njenem jedru. Povečanje gostote in temperature v zvezdno jedro vodi do pogojev, v katerih se aktivira nov vir termonuklearne energije: izgorevanje helija ( reakcija trojnega helija ali trojni alfa proces), značilen za rdeče orjakinje in supergigantke.

Pri temperaturah okoli 10 8 K postane kinetična energija helijevih jeder zadostna za premagovanje Coulombove pregrade: dve helijevi jedri (alfa delci) se lahko združita in tvorita nestabilen berilijev izotop Be 8:

He 4 + He 4 = Be 8

Večina Be 8 še vedno razpade na dva alfa delca, a če med kratko življenjsko dobo jedro Be 8 trči z visokoenergijskim alfa delcem, lahko nastane stabilno ogljikovo jedro C 12:

Be 8 + He 4 = C 12 + 7,3 m eV.

Kljub precej nizki ravnotežni koncentraciji Be 8 (na primer pri temperaturi ~ 10 8 K je koncentracijsko razmerje / ~ hitrost takšna reakcija trojnega helija se izkaže, da zadostuje za dosego novega hidrostatičnega ravnovesja v vročem jedru zvezde. Odvisnost sproščanja energije od temperature pri ternarni reakciji helija je izjemno močna, na primer za temperaturno območje ~ 1-2? 10 8 K sproščanje energije http://*****/images/ukbase_2__1234.jpg" alt="\ Varepsilon _ (3 \ alpha) = 10 ^ 8 \ rho ^ 2 Y ^ 3 * \ levo ( ((T \nad (10^8)))\desno)^(30)" width="210 height=46" height="46">!}

kjer je izgorevanje vodika blizu enote).

Vendar je treba omeniti, da je za reakcijo trojnega helija značilno bistveno manjše sproščanje energije kot Bethejev cikel na enoto mase: Sprostitev energije pri "gorenju" helija je več kot 10-krat manjša kot pri "gorenju" vodika. Ko helij izgori in se ta vir energije v jedru izčrpa, postanejo možne zapletene reakcije nukleosinteze, vendar, prvič, takšne reakcije zahtevajo vse višje temperature in, drugič, sproščanje energije na enoto mase takšnih reakcij se zmanjšuje z naraščajočimi masnimi števili jedra, reagirajo.

http://*****/images/ukbase_2__519.jpg" alt="\" width="84" height="20 src=">, To pomeni, da so pogoji za degeneracijo elektronskega plina izpolnjeni. Izračuni kažejo, da gostota izotermnih jeder ustreza gostoti belih pritlikavk, tj. Jedra rdečih velikanov so bele pritlikavke.

normalne" bele pritlikavke z visoko vsebnostjo ogljika.

Na fotografiji kroglaste zvezdne kopice NGC 6397 (slika 5) so prepoznane bele pritlikavke obeh vrst: helijeve bele pritlikavke, ki so nastale med razvojem manj masivnih zvezd, in bele pritlikavke, ki so rezultat evolucije zvezd. z večjo maso.

2.2. Izguba mase rdečih velikanov in odpadanje njihove lupine

Jedrske reakcije v rdečih orjakih se ne dogajajo samo v jedru: ko vodik v jedru izgori, se nukleosinteza helija razširi na področja zvezde, ki so še vedno bogata z vodikom, in tvori sferično plast na meji med revnimi in bogatimi z vodikom. regije. Podobna situacija nastane pri reakciji trojnega helija: ko helij izgori v jedru, se koncentrira tudi v sferični plasti na meji med regijami, ki so revne in bogate s helijem. Svetlost zvezd s takšnimi "dvoslojnimi" območji nukleosinteze se znatno poveča in doseže več tisoč sijev Sonca, medtem ko zvezda "nabrekne", poveča svoj premer do velikosti Zemljine orbite. Območje helijeve nukleosinteze se dvigne na površino zvezde: delež mase znotraj tega območja je ~70 % mase zvezde. "Inflacijo" spremlja precej intenzivno uhajanje snovi s površine zvezde; takšne objekte opazimo kot protoplanetarne meglice (glej sliko 6).

Shklov" href="/text/category/shklov/" rel="bookmark">Shklovsky je predlagal mehanizem za nastanek planetarnih meglic z odpadanjem lupin rdečih velikank, medtem ko izpostavljenost izotermičnih degeneriranih jeder takih zvezd vodi do nastanek belih pritlikavk Natančni mehanizmi izgube mase in kasnejšega odvajanja ovojnice za takšne zvezde še vedno niso znani, vendar lahko predlagamo naslednje dejavnike, ki lahko vodijo do izgube ovojnice:

V razširjenih zvezdnih ovojnicah se lahko razvijejo nestabilnosti, ki vodijo do močnih oscilacijskih procesov, ki jih spremljajo spremembe v toplotnem režimu zvezde. Na sl. 6 jasno vidnih valov gostote izvržene zvezdne snovi, ki so lahko posledice takšnih nihanj. Zaradi ionizacije vodika v predelih pod fotosfero se lahko razvije močna konvekcijska nestabilnost. Sončna aktivnost ima podobno naravo, pri rdečih velikanih je moč konvektivnih tokov bistveno večja od sončne. Zaradi previsoke svetilnosti postane svetlobni pritisk sevalnega toka zvezde na njene zunanje plasti pomemben; po izračunih lahko povzroči izgubo lupine v nekaj tisoč letih.

presežna masa" rdečih velikanov.

Scenarij razvoja rdečih velikanov, ki ga je predlagal Šklovski, je splošno sprejet in podprt s številnimi opazovalnimi podatki.

3. Fizika in lastnosti belih pritlikavk

Kot smo že omenili, so mase belih pritlikavk blizu sončne, vendar je njihova velikost le stotinka (ali celo manj) del sončne, to pomeni, da je gostota snovi v belih pritlikavkah izjemno visoka in znaša g / cm 3. Pri tej gostoti se elektronske lupine atomov uničijo in snov postane elektronsko-jedrska plazma, njena elektronska komponenta pa je degeneriran elektronski plin. Tlak P takega plina je podrejen razmerju:

kjer http://*****/images/ukbase_2__17665.jpg" width="180" height="283 src=">

riž. 8. Razmerje masa-polmer za bele pritlikavke. Navpična asimptota ustreza Chandrasekharjevi meji.

Zgornja enačba stanja velja za hladen elektronski plin, vendar je temperatura celo nekaj milijonov stopinj majhna v primerjavi z značilno Fermijevo energijo elektronov (). Hkrati se z naraščanjem gostote snovi zaradi Paulijeve izključitve (dva elektrona ne moreta imeti enakega kvantnega stanja, to je enake energije in spina) energija in hitrost elektronov toliko povečata, da se učinki začne delovati teorija relativnosti - degenerirani elektronski plin postane relativističen. Odvisnost tlaka relativističnega degeneriranega elektronskega plina od gostote je že drugačna:

Za takšno enačbo stanja nastane zanimiva situacija. Povprečna gostota bele pritlikavke http://*****/images/ukbase_2__270.jpg" width="21" height="14 src=">- Masa, a - Polmer bele pritlikavke. Nato tlak http://** ***/images/ukbase_2__716.jpg" alt="(P \ čez R) \ sim ((M ^ (4/3)) \ čez (R ^ 5))" width="89 height=46" height="46">!}

Gravitacijske sile, ki nasprotujejo tlaku:

obstaja, čeprav so padec tlaka in gravitacijske sile enako odvisne od polmera, vendar so različno odvisne od mase - kot ~ in ~ disk"> DA - v spektru so črte in ni črt helija. Ta vrsta je ~ 75% belih pritlikavk, najdemo jih v celotnem temperaturnem območju; črte ioniziranega helija so močne, pri temperaturah - ni linij vodika; - obstajajo črte kalcija, železa, vodikovih ni; - močne so črte ioniziranega helija, obstajajo črte nevtralnega helija in (ali) vodika. To so vroče bele pritlikavke, njihove temperature dosegajo K?

5. Astronomski pojavi, ki vključujejo bele pritlikavke

5.1. Rentgensko sevanje belih pritlikavk

Površinska temperatura mladih belih pritlikavk - izotropnih jeder zvezd po odpadu njihovih lupin - je zelo visoka - več kot 2? 10 5 K pa precej hitro pade zaradi ohlajanja nevtrinov in sevanja s površine. Takšne zelo mlade bele pritlikavke opazujemo v rentgenskem območju (npr. opazovanje bele pritlikavke HZ 43 s satelitom ROSAT).

Površinska temperatura vročih belih pritlikavk je 7? 10 4 K, hladno - ~ 5 ? 10 3 K.

Posebnost sevanja belih pritlikavk v območju rentgenskih žarkov je, da je glavni vir rentgenskega sevanja pri njih fotosfera, kar jih močno razlikuje od »normalnih« zvezd: pri slednjih rentgenske žarke oddajajo korona, segreta na več milijonov kelvinov, temperatura fotosfere pa je prenizka za nastanek rentgenskega sevanja (zanje glej sliko 9).

V odsotnosti akrecije imajo bele pritlikavke zalogo toplotne energije iz ionov v svojih jedrih, zato je njihova svetilnost odvisna od starosti. Kvantitativna teorija o ohlajanju belih pritlikavk je bila razvita v poznih štiridesetih letih prejšnjega stoletja.

5.2. Akrecija na bele pritlikavke v binarnih sistemih

disc"> Nestacionarna akrecija na bele pritlikavke, če je spremljevalec masivna rdeča pritlikavka, povzroči nastanek pritlikavih novih (zvezde tipa U Gem (UG)) ali novim podobnih spremenljivk. Akrecija na bele pritlikavke, ki imajo močno magnetno polje, je usmerjeno v področje magnetnih polov bele pritlikavke, ciklotronski mehanizem sevanja akrecijske plazme v subpolarnih območjih povzroči močno polarizacijo sevanja v vidnem delu spektra (polarne in vmesne polare). snovi, bogate z vodikom, na bele pritlikavke vodi do njenega kopičenja na površini (sestavljene pretežno iz helija) in segrevanja na temperature helijeve fuzijske reakcije, kar v primeru razvoja toplotne nestabilnosti povzroči eksplozijo, ki. Precej dolgotrajna in intenzivna akrecija na masivni beli pritlikavki vodi do preseganja Chandrasekharjeve meje in gravitacijskega kolapsa, ki ga opazimo kot eksplozijo tipa supernove (glej sliko 10).

Glej tudi

Akrecija Idealni plin Degenerirani plin Zvezdna nukleosinteza Planetarna meglica Supernova Sirius

Opombe

1. ^ a b c Bele pritlikavke - www. franko. /publish/astro/bukvy/b. pdf // Astronomski enciklopedični slovar- www. franko. /publish/astro/Pod splošna izdaja in. - Lvov: LNU-GAO NANU, 2003. - Str. 54-55. - ISBN -X, UDK