Знаймо

Додати знання

приховати рекламу

Цей текст може містити помилки.

Білий карлик



План:


Введення

Білі карлики - проеволюціоніровавшіе зірки з масою, що не перевищує межа Чандрасекара (максимальна маса, при якій зірка може існувати, як білий карлик), позбавлені власних джерел термоядерної енергії.

Білі карлики є компактними зірки з масами, порівнянними з масою Сонця, але з радіусами в ~ 100 [1] і, відповідно, світність в ~ 10 000 разів меншими сонячної. Щільність білих карликів складає 10 5 -10 9 г / см [1], що майже в мільйон разів вище щільності звичайних зірок головної послідовності. За чисельністю білі карлики складають, за різними оцінками, 3-10% зоряного населення нашої Галактики.


1. Історія відкриття

Рис. 1. Видимий рух Сіріуса по небесній сфері (по Фламмаріон [2])

1.1. Відкриття білих карликів

У 1844 році директор Кенігсберзької обсерваторії Фрідріх Бессель виявив, що Сіріус, найяскравіша зірка неба, періодично, хоча і вельми слабо, відхиляється від прямолінійної траєкторії руху по небесній сфері [3]. Бессель прийшов до висновку, що у Сіріуса повинен бути невидимий темний супутник, причому період обертання обох зірок навколо загального центру мас повинен бути близько 50 років [3]. Повідомлення було зустрінуте скептично, оскільки темний супутник залишався неспостережний, а його маса повинна була бути досить велика - порівнянної з масою Сіріуса.

У січні 1862 року Альван Грехем Кларк, юстіруя 18-дюймовий рефрактор, найбільший на той час телескоп у світі ( Dearborn Telescope ), Згодом поставлений сімейною фірмою Кларків в обсерваторію Чиказького університету, виявив в безпосередній близькості від Сіріуса тьмяну зірочку. Це був темний супутник Сіріуса, Сіріус B, передбачений Бесселя. [4] Температура поверхні Сіріуса B складає 25 000 K, що, з урахуванням його аномально низької світності, вказує на дуже малий радіус і, відповідно, вкрай високу щільність - 10 6 г / см (щільність Сіріуса ~ 0,25 г / см , щільність Сонця ~ 1,4 г / см ) . У 1917 році Адріан ван Маанена відкрив [5] наступний білий карлик - зірку ван Маанена в сузір'ї Риб.


1.2. Парадокс щільності

На початку XX століття Герцшпрунга і Расселлом була відкрита закономірність щодо спектрального класу (тобто температури) і світності зірок - діаграма Герцшпрунга - Расселла (Г-Р діаграма). Здавалося, що все розмаїття зірочок укладається у дві гілки Г-Р діаграми - головну послідовність і гілка червоних гігантів. У ході робіт з накопичення статистики розподілу зірок по спектральному класу і світності Расселл звернувся в 1910 році до професора Едуарду Пікерінг. Подальші події Расселл описує так [6] :

"Я був у свого друга ... професора Е. Піккерінг з діловим візитом. З характерною для нього добротою він запропонував отримати спектри всіх зірок, які Хінксом і я спостерігали ... з метою визначення їх параллаксов. Ця частина здавалася рутинної роботи виявилася дуже плідною - вона привела до відкриття того, що всі зірки дуже малої абсолютної величини (тобто низької світності) мають спектральний клас M (тобто дуже низьку поверхневу температуру). Як мені пам'ятається, обговорюючи це питання, я запитав у Піккерінг про деякі інші слабких зірок ..., згадавши, зокрема, 40 Ерідана B. Ведучи себе характерним для нього чином, він тут же відправив запит в офіс (Гарвардської) обсерваторії, і незабаром була отримана відповідь (я думаю, від місіс Флемінг), що спектр цієї зірки - A (тобто висока поверхнева температура). Навіть у ті часи палеозойські я знав про ці речі досить, щоб відразу ж усвідомити, що тут є крайнє невідповідність між тим, що ми тоді назвали б "можливими" значеннями поверхневої яскравості і щільності. Я, мабуть, не приховав, що не просто здивований, а буквально вражений цим винятком із того, що здавалося цілком нормальним правилом для характеристик зірок. Піккерінг ж посміхнувся мені і сказав: "Саме такі винятки і ведуть до розширення наших знань" - і білі карлики увійшли у світ досліджуваного "

Подив Расселла цілком зрозуміло: 40 Ерідана B відноситься до відносно близьким зіркам, і по наблюдаемому Паралаксу можна досить точно визначити відстань до неї і, відповідно, світність. Світність 40 Ерідана B виявилася аномально низькою для її спектрального класу - білі карлики утворили нову галузь на Г-Р діаграмі. Таке поєднання світності, маси і температури було незрозуміло і не знаходило пояснення в рамках стандартної моделі будови зірок головної послідовності, розробленої в 1920-х роках.

Висока щільність білих карликів залишалася незрозумілою в рамках класичної фізики і астрономії і знайшла пояснення лише в рамках квантової механіки після появи статистики Фермі - Дірака. У 1926 році Фаулер у статті "Щільна матерія" ( "On dense matter", Monthly Notices R. Astron. Soc. 87, 114-122 ) [7] показав, що, на відміну від зірок головної послідовності, для яких рівняння стану грунтується на моделі ідеального газу (стандартна модель Еддінгтона), для білих карликів щільність і тиск речовини визначаються властивостями виродженого електронного газу ( фермі-газу) [7].

Наступним етапом в поясненні природи білих карликів стали роботи Якова Френкеля і Чандрасекара. У 1928 році Френкель зазначив, що для білих карликів повинен існувати верхня межа маси, і в 1931 році Чандрасекар в роботі "Максимальна маса ідеального білого карлика" ( "The maximum mass of ideal white dwarfs", Astroph. J. 74, 81-82 ) [8] показав, що існує верхня межа мас білих карликів, тобто ці зірки з масою вище певної межі нестійкі ( межа Чандрасекара) і повинні коллапсировать [8].


2. Походження білих карликів

Рішення Фаулера пояснило внутрішню будову білих карликів, але не прояснило механізм їх походження. У поясненні генезису білих карликів ключову роль зіграли дві ідеї: думка астронома Ернста Епіка, що червоні гіганти утворюються з зірок головної послідовності в результаті вигоряння ядерного пального, і припущення астронома Василя Фесенкова, зроблене незабаром після Другої світової війни, що зірки головної послідовності повинні втрачати масу, і така втрата маси повинна робити істотний вплив на еволюцію зірок. Ці припущення повністю підтвердилися.


2.1. Потрійна гелієва реакція та ізотермічні ядра червоних гігантів

Рис. 2. Будова зірки головної послідовності сонячного типу і червоного гіганта з ізотермічним гелієвим ядром і шарової зоною нуклеосинтезу (масштаб не дотримано).

В процесі еволюції зірок головної послідовності відбувається "вигоряння" водню - нуклеосинтез з утворенням гелію (див. цикл Бете). Таке вигоряння призводить до припинення енерговиділення в центральних частинах зірки, стиснення і, відповідно, до підвищення температури і щільності в її ядрі. Ріст температури й щільності в зоряному ядрі веде до умов, в яких активується нове джерело термоядерної енергії: вигоряння гелію (потрійна гелієва реакція або потрійний альфа-процес), характерний для червоних гігантів і надгігантів.

При температурах порядку 10 8 К кінетична енергія ядер гелію стає досить високою для подолання кулонівського бар'єру: два ядра гелію ( 4 He, альфа-частинки) можуть зливатися з утворенням нестабільного ізотопу берилію 8 Be :

4 He + 4 He = 8 Be

Велика частина 8 Be знову розпадається на дві альфа-частинки, але при зіткненні 8 Be з високоенергетичної альфа-часткою може утворитися стабільне ядро вуглецю 12 C :

8 Be + 4 He = 12 C + 7,3 МеВ.

Незважаючи на досить низьку рівноважну концентрації 8 Be (наприклад, при температурі ~ 10 8 К відношення концентрацій [8 Be] / [4 He] ~ 10 -10), швидкість такої потрійний гелієвої реакції виявляється достатньою для досягнення нового гідростатичної рівноваги в гарячому ядрі зірки . Залежність енерговиділення від температури в потрійний гелієвої реакції надзвичайно висока, так, для діапазону температур T ~ 1-2 10 8 К енерговиділення ε :

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

де Y - Парціальна концентрація гелію в ядрі (в даному випадку "вигорання" водню близька до одиниці).

Слід, однак, відзначити, що потрійна гелієва реакція характеризується значно меншим енерговиділенням, ніж цикл Бете : у перерахунку на одиницю маси енерговиділення при "горінні" гелію більш ніж в 10 разів нижче, ніж при "горінні" водню. У міру вигоряння гелію і вичерпання джерела енергії в ядрі можливі й більш складні реакції нуклеосинтезу, проте, по-перше, для таких реакцій потрібні все більш високі температури, і, по-друге, енерговиділення на одиницю маси в таких реакціях падає в міру зростання масових чисел ядер, що вступають в реакцію.

Додатковим фактором, очевидно, що впливає на еволюцію ядер червоних гігантів, є поєднання високої температурної чутливості потрійний гелієвої реакції і реакцій синтезу більш важких ядер з механізмом нейтринного охолодження : при високих температурах і тиску можливо розсіяння фотонів на електронах з утворенням нейтрино -антинейтрино пар, які вільно забирають енергію з ядра: зірка для них прозора. Швидкість такого об'ємного нейтринного охолодження, на відміну від класичного поверхневого фотонного охолодження, не лімітована процесами передачі енергії з надр зірки до її фотосфері. У результаті реакції нуклеосинтезу в ядрі зірки досягається нова рівновага, що характеризується однаковою температурою ядра: утворюється ізотермічне ядро (рис. 2).

Рис. 3. Популяція білих карликів в кульовому зоряному скупченні NGC 6397. Сині квадрати - гелієві білі карлики, фіолетові кружки - "нормальні" білі карлики з високим вмістом вуглецю.

У разі червоних гігантів з відносно невеликою масою (близько сонячної) ізотермічні ядра складаються, в основному, з гелію, у випадку більш масивних зірок - з вуглецю і більш важких елементів. Однак у кожному випадку щільність такого ізотермічного ядра настільки висока, що відстані між електронами утворює ядро плазми стають порівнянними з їх довжиною хвилі Де Бройля λ = h / m v , Тобто виконуються умови виродження електронного газу. Розрахунки показують, що щільність ізотермічних ядер відповідає щільності білих карликів, тобто ядрами червоних гігантів є білі карлики.

На фотографії кульового зоряного скупчення NGC 6397 (рис. 3) ідентифікуються білі карлики обох типів: і гелієві білі карлики, що виникли при еволюції менш масивних зірок, і вуглецеві білі карлики - результат еволюції зірок з більшою масою.


2.2. Втрата маси червоними гігантами і скидання ними оболонки

Рис. 4. Протопланетарного туманність HD 44179: асиметричний викид газопилової матерії червоним гігантом.
Рис. 5. Планетарна туманність NGC 3132 : в центрі подвійна зірка - аналог Сіріуса.

Ядерні реакції в червоних гігантах відбуваються не тільки в ядрі: у міру вигоряння водню в ядрі, нуклеосинтез гелію поширюється на ще багаті воднем області зірки, утворюючи сферичний шар на кордоні бідних і багатих воднем областей. Аналогічна ситуація виникає і з потрійною гелієвої реакцією: у міру вигоряння гелію в ядрі вона також зосереджується в сферичному шарі на кордоні між бідними і багатими гелієм областями. Світність зірок з такими "двошаровими" областями нуклеосинтезу значно зростає, досягаючи порядку декількох тисяч светимостей Сонця, зірка при цьому "роздувається", збільшуючи свій діаметр до розмірів земної орбіти. Зона нуклеосинтезу гелію піднімається до поверхні зірки: частка маси всередині цієї зони складає ~ 70% маси зірки. "Роздування" супроводжується досить інтенсивним закінченням речовини з поверхні зірки, спостерігаються такі об'єкти як протопланетарного туманності (див. рис. 4).

Такі зірки явно є нестабільними, і в 1956 році астроном і астрофізик Йосип Шкловський запропонував механізм утворення планетарних туманностей через скидання оболонок червоних гігантів, при цьому оголення ізотермічних вироджених ядер таких зірок призводить до народження білих карликів [9]. Точні механізми втрати маси і подальшого скидання оболонки для таких зірок поки неясні, але можна припустити такі фактори, здатні внести свій внесок у втрату оболонки:

  • Через вкрай високої світності істотним стає світлове тиск потоку випромінювання зірки на її зовнішні шари, що, за розрахунковими даними, може призвести до втрати оболонки за кілька тисяч років.
  • Внаслідок іонізації водню в областях, що лежать нижче фотосфери, може розвинутися сильна конвективна нестійкість. Аналогічну природу має сонячна активність, у разі ж червоних гігантів потужність конвективних потоків повинна значно перевершувати сонячну.
  • У протяжних зоряних оболонках можуть розвиватися нестійкості, що приводять до сильних коливальним процесам, що супроводжується зміною теплового режиму зірки. На рис. 6 спостерігаються хвилі щільності викинутої зіркою матерії, які можуть бути наслідками таких коливань.
  • У червоних гігантів з "двошаровий" термоядерним джерелом, що перейшли на пізній стадії своєї еволюції на асимптотичну гілку гігантів, спостерігаються термічні пульсації, що супроводжуються "перемиканням" водневого та гелієвого термоядерних джерел та інтенсивної втратою маси.

Так чи інакше, але достатньо тривалий період відносно спокійного витікання речовини з поверхні червоних гігантів закінчується скиданням його оболонки і оголенням його ядра. Така скинута оболонка спостерігається як планетарна туманність (див. рис. 5). Швидкості розширення протопланетарного туманностей становлять десятки км / с, тобто близькі до значення параболічних швидкостей на поверхні червоних гігантів, що служить додатковим підтвердженням їх утворення скиданням "надлишку маси" червоних гігантів.

Зараз запропонований Шкловським сценарій кінця еволюції червоних гігантів є загальноприйнятим і підкріплений численними наглядовими даними.


3. Фізика і властивості білих карликів

Як уже згадувалося, маси білих карликів становлять близько сонячної, але розміри становлять лише соті (і навіть менше) частину сонячного радіуса, тобто щільність речовини в білих карликів надзвичайно висока і становить ρ ~ 10 5 - 10 9 г / см . При таких плотностях електронні оболонки атомів руйнуються, і речовина являє собою електронно-ядерну плазму, причому її електронна складова являє собою вироджений електронний газ. Тиск \! P такого газу підпорядковується наступній залежності:

\! P = K \ rho ^ {5 / 3}

де ρ - Його щільність, тобто, на відміну від рівняння Клапейрона ( рівняння стану ідеального газу), для виродженого електронного газу температура в рівняння стану не входить - його тиск від температури не залежить, і, отже, будова білих карликів не залежить від температури. Таким чином, для білих карликів, на відміну від зірок головної послідовності і гігантів, не існує залежність маса - світність.


3.1. Залежність маса - радіус і межа Чандрасекара

Рис. 6. Залежність маса - радіус для білих карликів. Вертикальна асимптота відповідає межі Чандрасекара

Вищенаведене рівняння стану дійсно для холодного електронного газу, але температура навіть у кілька мільйонів градусів мала в порівнянні з характерною фермі-енергією електронів ( \! kT <<E_F ). Разом з тим, при зростанні щільності речовини через заборони Паулі (два електрона не можуть мати одне квантовий стан, тобто однакову енергію і спін ​​), енергія та швидкість електронів зростають настільки, що починають діяти ефекти теорії відносності - вироджений електронний газ стає релятивістським. Залежність тиску \! P релятивістського виродженого електронного газу від щільності вже інша:

\! P = K \ rho ^ {4 / 3}

Для такого рівняння стану складається цікава ситуація. Середня щільність білого карлика

\! \ Rho \ sim M / R ^ 3 ,

де \! M - Маса, а \! R - Радіус білого карлика.

Тоді тиск

P ~ M 4 / 3 / R 4

і сила тиску, протидіюча гравітації і рівна перепаду тиску по глибині:

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

Гравітаційні сили, які протидіють тиску:

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

тобто, хоча перепад тиску і гравітаційні сили однаково залежать від радіуса, але по-різному залежать від маси - як \! \ Sim M ^ {4 / 3} і \! \ Sim M ^ 2 відповідно. Наслідком такого співвідношення залежностей є існування деякого значення маси зірки, при якій вони врівноважуються, і, оскільки гравітаційні сили залежать від маси сильніше, ніж перепад тиску, при збільшенні маси білого карлика його радіус зменшується (див. рис. 6). Іншим наслідком є ​​те, що якщо маса перевищує якийсь межа, то зірка сколлапсірует.

Таким чином, для білих карликів існує верхня межа маси ( межа Чандрасекара). Цікаво, що для спостережуваних білих карликів існує і аналогічний нижня межа: оскільки швидкість еволюції зірок пропорційна їх масі, то ми можемо спостерігати як маломасивні білі карлики лише залишки тих зірок, які встигли проеволюціоніровать за час від початкового періоду зореутворення Всесвіту до наших днів.


3.2. Особливості спектрів і спектральна класифікація

Рис. 7. Спектри білих карликів в кульовому скупченні NGC 6397. "Стандартний" спектр білого карлика спектрального класу DA для порівняння показаний зверху (червоний).

Спектри білих карликів сильно відрізняються від спектрів зірок головної послідовності і гігантів. Головна їхня особливість - невелике число сильно розширених ліній поглинання, а деякі білі карлики ( спектральний клас DC) взагалі не містять помітних ліній поглинання. Мале число ліній поглинання в спектрах зірок цього класу пояснюється дуже сильним розширенням ліній: тільки найсильніші лінії поглинання, розширені, мають достатню глибину, щоб залишитися помітними, а слабкі, через малу глибину, практично зливаються з безперервним спектром.

Особливості спектрів білих карликів пояснюються кількома факторами. По-перше, через високу щільність білих карликів прискорення вільного падіння на їх поверхні становить ~ 10 8 см / с (або ~ 1000 км / с ), що, в свою чергу, призводить до малих протяжність їх фотосфери, величезним плотностям і тискам в них і уширению ліній поглинання. Іншим наслідком сильного гравітаційного поля на поверхні є гравітаційне червоне зміщення ліній у спектрах їх, еквівалентну швидкостями в декілька десятків км / с. По-друге, у деяких білих карликів, що володіють сильними магнітними полями, спостерігаються сильна поляризація випромінювання і розщеплення спектральних ліній внаслідок ефекту Зеемана.

Білі карлики виділяються в окремий спектральний клас D (від англ. Dwarf - Карлик), в даний час використовується класифікація, відбиває особливості спектрів білих карликів, запропонована в 1983 р. Едвардом Сіоном; в цій класифікації спектральний клас записується в такому форматі [10] :

D [підклас] [особливості спектра] [температурний індекс],

при цьому визначені наступні підкласи:

  • DA - в спектрі присутні лінії бальмеровской серії водню, гелію лінії не спостерігаються
  • DB - в спектрі присутні лінії гелію He I, лінії водню або металів відсутні
  • DC - безперервний спектр без ліній поглинання
  • DO - в спектрі присутні сильні лінії гелію He II, також можуть бути присутніми лінії He I і H
  • DZ - тільки лінії металів, лінії H або He відсутні
  • DQ - лінії вуглецю, у тому числі молекулярного C 2

і спектральні особливості:

  • P - спостерігається поляризація світла в магнітному полі
  • H - поляризація при наявності магнітного поля не спостерігається
  • V - зірки типу ZZ Кита або інші змінні білі карлики
  • X - пекулярні або неклассіфіціруемие спектри

4. Еволюція білих карликів

Рис. 8. Протопланетарного туманність NGC 1705. Видно серія сферичних оболонок, що скидаються червоним гігантом, сама зірка прихована пиловим поясом.

Білі карлики починають свою еволюцію як обнажившиеся вироджені ядра червоних гігантів, що скинули свою оболонку - тобто як центральних зірочок молодих планетарних туманностей. Температура фотосфери ядер молодих планетарних туманностей надзвичайно високі - так, наприклад, температура центральної зірки туманності NGC 7293 становить від 90 000 К (оцінка по лініях поглинання) до 130 000 К (оцінка по рентгенівському спектрі) [11]. При таких температурах велика частина спектру припадає на жорстке ультрафіолетове і м'яке рентгенівське випромінювання.

Разом з тим, що спостерігаються білі карлики за своїми спектрами переважно діляться на дві великі групи - "водневі" спектрального класу DA, в спектрах яких відсутні лінії гелію, які складають ~ 80% популяції білих карликів, і "гелієві" спектрального класу DB без ліній водню в спектрах, що становлять більшу частину решти 20% популяції. Причина такої відмінності складу атмосфер білих карликів довгий час залишалася неясною. У 1984 році ІКО Ібен розглянув сценарії "виходу" білих карликів з пульсуючих червоних гігантів, які перебувають на асимптотичної гілки гігантів, на різних фазах пульсації [12]. На пізній стадії еволюції у червоних гігантів з масами до десяти сонячних у результаті "вигорання" гелієвого ядра утворюється вироджені ядро, що складається переважно з вуглецю і більш важких елементів, оточене невиродженим гелієвим шаровим джерелом, в якому йде потрійна гелієва реакція. У свою чергу, над ним розташовується шарової водневий джерело, в якому йдуть термоядерні реакції циклу Бете перетворення водню в гелій, оточений водневої оболонкою; таким чином, зовнішній водневий шарової джерело є "виробником" гелію для гелієвого шарового джерела. Горіння гелію в шаровому джерелі схильне теплової нестійкості внаслідок надзвичайно високої залежності від температури, і це посилюється більшою швидкістю перетворення водню в гелій в порівнянні зі швидкістю вигоряння гелію; результатом стає накопичення гелію, його стиснення до початку виродження, різке підвищення швидкості потрійний гелієвої реакції і розвиток шарової гелієвої спалаху.

За вкрай короткий час (~ 30 років) світність гелієвого джерела збільшується настільки, що горіння гелію переходить в конвективний режим, шар розширюється, виштовхуючи назовні водневий шарової джерело, що веде до його охолодження і припинення горіння водню. Після вигоряння надлишку гелію в процесі спалаху світність гелієвого шару падає, зовнішні водневі верстви червоного гіганта стискаються, і відбувається новий підпал водневого шарового джерела.

Ібен припустив, що пульсуючий червоний гігант може скинути оболонку, утворивши планетарну туманність, як у фазі гелієвої спалаху, так і в спокійній фазі з активним шаровим водневим джерелом, і, оскільки поверхня відриву оболонки залежить від фази, то при скиданні оболонки під час гелієвої спалаху оголюється "гелієвий" білий карлик спектрального класу DB, а при скиданні оболонки гігантом з активним шаровим водневим джерелом - "водневий" карлик DA; тривалість гелієвої спалаху складає близько 20% від тривалості циклу пульсації, що і пояснює співвідношення водневих і гелієвих карликів DA: DB ~ 80:20.

Великі зірки (у 7-10 разів важча за Сонце) в якийсь момент "Спалюють" водень, гелій і вуглець і перетворюються на білі карлики з багатим киснем ядром. Зірки SDSS 0922 +2928 і SDSS 1102 +2054 з кисневмісної атмосферою це підтверджують. [13]

Оскільки білі карлики позбавлені власних термоядерних джерел енергії, то вони випромінюють за рахунок запасів свого тепла. Потужність випромінювання абсолютно чорного тіла (інтегральна потужність по всьому спектру), що припадає на одиницю площі поверхні, пропорційна четвертого ступеня температури тіла:

\! j = \ sigma T ^ 4

де \! j - Потужність на одиницю площі випромінюючої поверхні, а \! \ Sigma Вт / (м К 4) - постійна Стефана-Больцмана.

Як уже зазначалося, в рівняння стану виродженого електронного газу температура не входить - тобто радіус білого карлика і випромінює площа залишаються незмінними: в результаті, по-перше, для білих карликів не існує залежність маса - світність, але існує залежність вік - світність (залежна тільки від температури, але не від площі випромінюючої поверхні), і, по-друге, надгаряча молоді білі карлики повинні достатньо швидко остигати, тому що потік випромінювання і, відповідно, темп охолодження, пропорційний четвертого ступеня температури.


5. Астрономічні феномени з участю білих карликів

5.1. Рентгенівське випромінювання білих карликів

Рис. 9 Знімок Сіріуса в м'якому рентгенівському діапазоні. Яскравий компонент - білий карлик Сіріус Б, тьмяний - Сіріус А

Температура поверхні молодих білих карликів - ізотропних ядер зірок після скидання оболонок, дуже висока - більше 2 10 5 К, однак досить швидко падає за рахунок нейтринного охолодження і випромінювання з поверхні. Такі дуже молоді білі карлики спостерігаються в рентгенівському діапазоні (наприклад, спостереження білого карлика HZ 43 супутником ROSAT). У рентгенівському діапазоні світність білих карликів перевищує світність зірок головної послідовності: ілюстрацією можуть служити знімки Сіріуса, зроблені рентгенівським телескопом "Чандра" (див. Рис. 9) - на них білий карлик Сіріус Б виглядає яскравіше, ніж Сіріус А спектрального класу A1, який в оптичному діапазоні в ~ 10 000 разів яскравіше Сиріуса Б [14].

Температура поверхні найбільш гарячих білих карликів - 7 10 4 К, найбільш холодних - ~ 5 10 3 К (див., наприклад, Зірка ван Маанена).

Особливістю випромінювання білих карликів в рентгенівському діапазоні є той факт, що основним джерелом рентгенівського випромінювання для них є фотосфера, що різко відрізняє їх від "нормальних" зірок: у останніх в рентгені випромінює корона, розігріта до декількох мільйонів коливань, а температура фотосфери дуже низька для випускання рентгенівського випромінювання.

За відсутності аккреции джерелом світності білих карликів є запас теплової енергії іонів в їхніх надрах, тому їх світність залежить від віку. Кількісну теорію остигання білих карликів побудував в кінці 1940-х років професор Самуїл Каплан [15].


5.2. Акреція на білі карлики в подвійних системах

Рис. 10. Мінлива зірка Миру (ο Кіта) в ультрафіолетовому діапазоні. Видно аккреційний "хвіст", спрямований від основного компонента - червоного гіганта до компаньйонові - білому карлику
Рис. 11. Зліва - зображення в рентгенівському діапазоні залишків наднової SN 1572 типу Ia, що спостерігалася Тихо Браге в 1572 році. Справа - фотографія в оптичному діапазоні, відзначений колишній компаньйон вибухнув білого карлика

При еволюції зірок різних мас в подвійних системах темпи еволюції компонентів неоднакові, при цьому більш масивний компонент може проеволюціоніровать в білий карлик, в той час як менш масивний до цього часу може залишатися на головній послідовності. У свою чергу, при сході в процесі еволюції менш масивного компонента з головної послідовності і його перехід на гілка червоних гігантів розмір еволюціонує зірки починає рости до тих пір, поки вона не заповнює свою порожнину Роша. Оскільки порожнини Роша компонентів подвійної системи стикаються в точці Лагранжа L 1, то на цій стадії еволюції менш масивного компонента чого через точку L 1 починається перетікання матерії з червоного гіганта в порожнину Роша білого карлика і подальша акреція багатою воднем матерії на його поверхню (див. рис. 10), що призводить до ряду астрономічних феноменів:

  • Нестаціонарна акреція на білі карлики у випадку, якщо компаньйоном є масивний червоний карлик, призводить до виникнення карликових нових (зірок типу U Gem (UG)) і новоподобних катастрофічних змінних зірок.
  • Акреція на білі карлики, що володіють сильним магнітним полем, прямує в район магнітних полюсів білого карлика, і циклотронний механізм випромінювання аккрецірующей плазми в приполярних областях магнітного поля карлика викликає сильну поляризацію випромінювання у видимій області ( поляри і проміжні поляри).
  • Акреція на білі карлики багатого воднем речовини призводить до його накопичення на поверхні (що складається переважно з гелію) і розігрівання до температур реакції синтезу гелію, що, у випадку розвитку теплової нестійкості, призводить до вибуху, що спостерігається як спалах нової зірки.
  • Досить тривала та інтенсивна акреція на масивний білий карлик призводить до перевищення його масою межі Чандрасекара і гравітаційному колапсу, наблюдаемому як спалах наднової типу Ia (див. рис. 11).

Примітки

  1. 1 2 Я. Б. Зельдович, С. І. Блинников, Н. І. Шакура. Фізичні основи будови і еволюції зірок - nature.web.ru / db / msg.html? mid = 1159166 & uri = index.html - М .: МДУ, 1981.
  2. Sinuosits observes dans le mouvement propre de Sirius, Fig. 320, Flammarion C., Les toiles et les curiosits du ciel, supplment de "l'Astronomie populaire", Marpon et Flammarion, 1882
  3. 1 2 On the proper motions of Procyon and Sirius - adsabs.harvard.edu/abs/1844MNRAS...6..136. (Англ.) . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (12/1844). Фотогалерея - www.webcitation.org/618UGgfOs з першоджерела 23 серпня 2011.
  4. Flammarion C. (1877). " The Companion of Sirius - adsabs.harvard.edu/abs/1877AReg...15..186F ". Astronomical register 15: 186-189. Перевірено 2010-01-05.
  5. Van Maanen A. Two Faint Stars With Large Proper Motion - adsabs.harvard.edu/abs/1917PASP...29..258V. Publications of the Astronomical Society of the Pacific (12/1917). - Vol. 29, No. 172, pp. 258-259. архіві - www.webcitation.org/618UHGXKx з першоджерела 23 серпня 2011.
  6. В. В. Іванов. Білі карлики - www.astronet.ru/db/msg/1179738. Астронет (17.09.2002). Фотогалерея - www.webcitation.org/618UHhgl5 з першоджерела 23 серпня 2011.
  7. 1 2 Fowler RH On Dense Matter - adsabs.harvard.edu/abs/1926MNRAS..87..114F (Англ.) . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (12/1926). Фотогалерея - www.webcitation.org/618UIVjSI з першоджерела 23 серпня 2011.
  8. 1 2 Chandrasekhar S. The Maximum Mass Of Ideal White Dwarfs - adsabs.harvard.edu/abs/1931ApJ....74...81C (Англ.) . Astrophysical Journal (07/1931). Фотогалерея - www.webcitation.org/618UIwdHD з першоджерела 23 серпня 2011.
  9. Шкловський І. С. Про природу планетарних туманностей та їх ядер / / Астрономічний журнал. - 1956. - Т. 33. - № 3. - С. 315-329.
  10. A proposed new white dwarf spectral classification system - adsabs.harvard.edu/abs/1983ApJ...269..253S, EM Sion, JL Greenstein, JD Landstreet, J. Liebert, HL Shipman, and GA Wegner, The Astrophysical Journal 269, # 1 (June 1, 1983), pp. 253-257.
  11. Leahy, DA; CY Zhang, Sun Kwok (1994). " Two-temperature X-ray emission from the planetary nebula NGC 7293 - adsabs.harvard.edu/abs/1994ApJ...422..205L ". The Astrophysical Journal 422: 205-207. Перевірено 2010-07-05.
  12. Iben Jr, I. (1984). "On the frequency of planetary nebula nuclei powered by helium burning and on the frequency of white dwarfs with hydrogen-deficient atmospheres". The Astrophysical Journal 277: 333-354. ISSN 0004-637X - worldcat.org/issn/0004-637X.
  13. Софія Ненудна Карлик дихає киснем - www.gazeta.ru/science/2009/11/12_a_3285760.shtml. Газета.Ru (13.11.09 10:35). Фотогалерея - www.webcitation.org/618UJO4ty з першоджерела 23 серпня 2011.
  14. Sirius A and B: A Double Star System In The Constellation Canis Major / / Photo Album of Chandra X-Ray Observatory - chandra.harvard.edu/photo/2000/0065 /
  15. Іванов В. В. Білі карлики - www.astro.spbu.ru / astro / win / popular / dwarf.html. Астрономічний інститут ім. В. В. Соболєва. архіві - www.webcitation.org/618ULBuAE з першоджерела 23 серпня 2011.

Література


Цей текст може містити помилки.

Схожі роботи | скачати

Схожі роботи:
Пульсуючий білий карлик
Помаранчевий карлик
Чорний карлик
Субкорічневий карлик
Коричневий карлик
Червоний карлик
Жовтий карлик
Коричневий карлик
Нетопир-карлик
© Усі права захищені
написати до нас
Рейтинг@Mail.ru