Белые карлики: что это такое, как образуются, свойства

Какие объекты в космосе являются белыми карликами

Белые карлики включают Сириус B, который вместе с Сириусом A является двойной звездой и изучался многими астрономами со времен Древнего Египта. Как только запас топлива истощается, эти космические тела коллапсируют под действием собственной гравитации, загоняя всю массу раскаленных газов в шар размером с Землю.

Иными словами, если рассматривать этапы звездной эволюции, то белый карлик – это в каком-то смысле мертвая звезда, которая не прочь унести с собой парочку крупных планет, находящихся поблизости.

Стадии звездного развития аналогичны человеческим: рождение, юность, средний возраст, старость и смерть. Однако в зависимости от начальной массы конечная фаза ряда звезд будет разной.

Процесс превращения звезды в белого карлика происходит, когда весь водород в центре выгорает, в результате чего ядро ​​звезды сжимается, а внешние слои сильно расширяются. Образуется гелий, который далее воспроизводит углерод и кислород. И здесь, если первоначальная масса не позволяет повысить температуру ядра для дальнейших реакций, внешние слои со временем становятся планетарной туманностью, а само ядро ​​звезды, состоящее из углерода и кислорода, становится белым карликом.

Белый карлик — это несостоявшаяся нейтронная звезда, которой не хватило массы тела, чтобы пройти какой-то космический сквозняк для достижения этого статуса. При этом средняя плотность белого карлика в миллион раз превышает плотность обычных звезд.

Это объясняется тем, что радиус белого карлика обычно равен радиусу Земли, а масса такого «шара» сравнима с массой Солнца.

Температура белого карлика также зависит от его размера и обычно достигает 200 000 К. Тела таких звезд остаются достаточно горячими, чтобы излучать тепло сотни миллиардов лет. Это полярное сияние может дать астрономам достаточно информации о химическом составе белого карлика. Часто в них присутствуют намеки на металлы — свидетельство того, что скалистые планеты испаряются в горячем пламени умирающей звезды. Но что должно произойти для такого захвата?

Белый карлик Сириус Б

Вторым обнаруженным белым карликом был Сириус B — самая яркая звезда на земном небе. В 1844 году немецкий астроном и математик Фридрих Бессель при наблюдении Сириуса обнаружил небольшое отклонение звезды от прямолинейного движения и сделал предположение, что Сириус имеет невидимую массивную звезду-спутник.

Его предположение подтвердилось уже в 1862 году, когда американский астроном и конструктор телескопов Алван Грэм Кларк при настройке самого большого рефрактора того времени обнаружил вблизи Сириуса слабую звезду, которую впоследствии назвали Сириусом Б.

Белый карлик Сириус B имеет малую светимость, и его гравитационное поле весьма заметно влияет на его яркого компаньона, указывая на то, что эта звезда имеет крайне малый радиус при значительной массе. Таким образом, впервые был обнаружен объект типа белых карликов.

Вырожденная материя

Каждый энергетический уровень занимает определенный объем, поэтому площадь, занимаемая одним уровнем, не перекрывает площадь другого. Таким образом, два уровня одной и той же энергии могут без проблем сосуществовать до тех пор, пока они не перекрываются, поскольку этому препятствует сила вырождения.

Это создает своего рода квантовый барьер, ограничивающий сжатие вещества в звезде, создавая давление, компенсирующее гравитационный коллапс. Это поддерживает целостность белого карлика.

Тем временем электроны заполняют все возможные энергетические позиции, быстро заполняя самые нижние и только те, у которых самая высокая доступная энергия.

В этих условиях, когда все энергетические состояния заняты, вещество находится в состоянии, которое в физике называется вырожденным состоянием. Это состояние максимально возможной плотности по принципу исключения.

Но так как неопределенность в положении △ x электронов минимальна из-за большой плотности, согласно принципу неопределенности Гейзенберга неопределенность в линейном импульсе △ p будет очень большой, чтобы компенсировать малость △ x и выполнить Итак:

△ х △ р ≥ ћ / 2

Где ћ — это h/2π, где h — постоянная Планка. Таким образом, скорость электронов приближается к скорости света, а оказываемое ими давление увеличивается по мере увеличения числа столкновений.

Это квантовое давление, называемое давлением Ферми, не зависит от температуры. Вот почему белый карлик может иметь энергию при любой температуре, включая абсолютный ноль.

Спектральная классификация

Много белых карликов в шаровом скоплении M4, изображение Хаббла Много белых карликов в шаровом скоплении M4, изображение Хаббла

Им присвоен особый спектральный класс D (от англ dwarfs — гномы, гоблины). Но в 1983 году Эдвард Сион предложил более точную классификацию, учитывающую различия в их спектрах, а именно: D (подкласс) (спектральный признак) (температурный индекс).

Существуют следующие подклассы спектров DA, ​​DB, DC, DO, DZ и DQ, определяющие наличие или отсутствие линий водорода, гелия, углерода и металлов. А спектральные характеристики P, H, V и X определяют наличие или отсутствие поляризации, магнитное поле при отсутствии поляризации, переменность, пекулярность или неклассификацию белых карликов.

Граница Чандрасекара

В 1930 году 19-летний индийский астрофизик по имени Субрахманиан Чандрасекар определил существование критической массы у звезд.

Звезда с массой меньше этого критического значения следует по пути белого карлика. Но если его ярмарка зашкаливает, его дни заканчиваются колоссальным взрывом. Это предел Чандрасекара, который примерно в 1,44 раза больше массы нашего Солнца.

Это не означает, что звезды крупнее Солнца не могут стать белыми карликами. На протяжении всего пребывания на главной последовательности звезда продолжает терять массу. Это также происходит в стадии красных гигантов и планетарных туманностей.

С другой стороны, когда звезда превратилась в белого карлика, сильная гравитация может притянуть массу другой соседней звезды и увеличить свою собственную. Как только предел Чандрасекара будет превышен, конец карлика — и другой звезды — может быть не таким медленным, как описано здесь.

Эта близость может перезапустить потухший ядерный реактор и привести к огромному взрыву сверхновой (Supernova Ia).

характеристики

Согласно Sloan Digital Sky Survey (SDSS), проекту, посвященному созданию подробных трехмерных карт известной Вселенной, на сегодняшний день зарегистрировано около 9000 звезд, классифицированных как белые карлики. Как мы уже говорили, их нелегко обнаружить из-за низкой яркости.

Около Солнца находится немало белых карликов, многие из которых были открыты астрономами Г. Кайпером и В. Лейтеном в начале 20 века. Поэтому основные характеристики относительно легко изучались с помощью доступной техники.

Наиболее известные из них:

• — Маленький размер можно сравнить с планетой.
• — Высокая плотность.
• — Низкая яркость.
• — Температуры от 100 000 до 4 000 К.
• — У них есть магнитное поле.
• — У них атмосфера из водорода и гелия.
• — Сильное гравитационное поле.
• — Низкие потери энергии из-за излучения, поэтому они очень медленно остывают.

Известно, что из-за температуры и светимости их радиус очень мал. Белый карлик, температура поверхности которого равна температуре Солнца, излучает едва ли тысячную долю своей светимости. Следовательно, площадь поверхности карлика должна быть очень маленькой.

Это сочетание высокой температуры и малого радиуса делает звезду белой, как упоминалось выше.

Что касается их строения, считается, что они имеют твердое ядро ​​кристаллической природы, окруженное газообразным веществом.

Это возможно благодаря последовательным превращениям, происходящим в ядерном реакторе звезды: из водорода в гелий, из гелия в углерод и из углерода в более тяжелые элементы.

Это реальная возможность, потому что температура ядра карлика достаточно низка для существования такого твердого ядра.

На самом деле недавно был обнаружен белый карлик с алмазным ядром диаметром 4000 км, расположенный в созвездии Альфа Центавра, в 53 световых годах от Земли.

Механизм образования

Белые карлики представляют собой завершающую стадию эволюции небольшой звезды с массой, сравнимой с массой Солнца. Когда они появляются? Когда весь водород в центре звезды, такой как наше Солнце, выгорает, ядро ​​сжимается до высокой плотности, в то время как внешние слои сильно расширяются, что сопровождается общим уменьшением яркости, звезда становится красным гигантом. Затем пульсирующий красный гигант сбрасывает свою оболочку, поскольку внешние слои звезды слабо связаны с горячим и очень плотным центральным ядром. Впоследствии эта оболочка становится расширяющейся планетарной туманностью. Как видите, красные гиганты и белые карлики очень тесно связаны между собой.

Процесс остывания белого карлика и кристаллизации его центральной части Процесс остывания белого карлика и кристаллизации его центральной части

Сжатие ядра происходит до чрезвычайно малых размеров, но тем не менее превышает предел Чандрасекара, то есть верхний предел массы звезды, при котором она может существовать как белый карлик.

Обучение

Как мы обсуждали в предыдущих разделах, белый карлик формируется после того, как у звезды заканчивается водород. Она набухает и расширяется, затем выдавливает материю в виде планетарной туманности, оставляя ядро ​​внутри.

Это ядро ​​вырожденной материи известно как белый карлик. Когда термоядерный реактор останавливается, он сжимается и медленно остывает, теряя всю свою тепловую энергию и светимость.

Плотность белых карликов

Вопрос о плотности белых карликов вызывал большое недоумение у астрономов конца 19 и начала 20 веков. Расчеты показали очень высокие плотности.

Белый карлик может иметь массу в 1,4 раза больше массы Солнца при сжатии до размеров Земли. Таким образом, ее плотность в миллион раз больше, чем у воды, и именно она поддерживает белого карлика. Как это возможно?

Квантовая механика утверждает, что такие частицы, как электроны, могут занимать только определенные уровни энергии. Кроме того, существует принцип, ограничивающий расположение электронов вокруг ядра атома: принцип запрета Паули.

Согласно этому свойству материи никакие два электрона не могут находиться в одном и том же квантовом состоянии в одной и той же системе. Более того, в обычном веществе обычно заняты не все разрешенные энергетические уровни, а лишь некоторые.

Это объясняет, почему плотность земного вещества составляет всего несколько граммов на кубический сантиметр.

Эволюция

Большинство белых карликов — одна из последних стадий эволюции обычных, не очень массивных звезд. Звезда, израсходовав свои запасы ядерного топлива, переходит в стадию красного гиганта, теряет часть своего вещества и становится белым карликом. При этом внешняя оболочка — нагретый газ — рассеивается в пространстве и наблюдается с Земли как туманность.

В течение сотен тысяч лет такие туманности исчезают в космосе, а их плотные ядра, белые карлики, постепенно остывают, как раскаленный кусок металла, но очень медленно, так как поверхность мала. Со временем они превратятся в коричневых (черных) карликов — сгустков материи при температуре окружающей среды. Правда, как показывают расчеты, на это могли уйти многие миллиарды лет.

очевидно, открытию коричневых карликов мешает их низкая светимость. Один из коричневых карликов находится в созвездии Гидры. Его яркость всего 22,3. Уникальность открытия заключается в том, что обнаруженные ранее коричневые карлики входили в состав двойных систем, из-за чего их удалось обнаружить, а этот — одиночный. Его нашли только из-за близости к Земле: до него всего 33 световых года.

Считается, что нынешние коричневые карлики — это не остывшие белые (слишком мало времени прошло), а «недоразвитые» звезды. Известно, что звезды рождаются из облака газа и пыли, и одно облако рождает несколько звезд разной массы. Если сжатый сгусток газа имеет массу в 10-100 раз меньше массы Солнца, образуются коричневые карлики. Они довольно сильно разогреваются силами гравитационного сжатия и излучают в инфракрасном диапазоне. Ядерные реакции не происходят в коричневых карликах.

Читайте также: Комета галлея появляется в небе земли с периодичностью 75 лет

Виды белых карликов

Некоторые белые карлики в шаровом скоплении NGC 6397, изображение Хаббла Некоторые белые карлики в шаровом скоплении NGC 6397, изображение Хаббла

Спектрально они делятся на две группы. Излучение белого карлика делится на наиболее распространенный «водородный» спектральный класс DA (до 80% всего), в котором отсутствуют спектральные линии гелия, и более редкий тип «гелиевый белый карлик» DB, в спектры таких звезд, как не водородные линии выключены.

Американский астроном Ико Ибен предлагал разные сценарии их происхождения: в свете того, что горение гелия в красных гигантах нестабильно, периодически образуется слой гелия. Он удачно предложил механизм выброса снаряда на разных стадиях развития гелиевой вспышки — на пике и в период между двумя вспышками. Его формирование зависит от механизма выброса снаряда, соответственно.

Сочинение

Когда водород в ядре звезды превращается в гелий, он начинает сплавлять атомы углерода и кислорода.

А когда запасы гелия, в свою очередь, истощаются, белый карлик состоит в основном из углерода и кислорода, а в некоторых случаях неона и магния, при условии, что в ядре достаточно давления, чтобы сплавить эти элементы вместе.

Возможно, у карлика осталась тонкая атмосфера из гелия или водорода, потому что из-за высокой гравитации на поверхности звезды тяжелые элементы имеют тенденцию собираться в центре, а более легкие оставляются на поверхности.

В некоторых карликах можно даже сплавить атомы неона вместе, чтобы создать твердые железные ядра.

Строение

Среди них наиболее распространены углеродно-кислородные с оболочкой, состоящей из гелия и водорода.

Статистически радиус белого карлика сравним с Землей, а его масса колеблется от 0,6 до 1,44 массы Солнца. Температура поверхности находится в пределах — до 200 000 К, что также объясняет их цвет.

Ядро

Основной характеристикой внутренней структуры является очень высокая плотность ядра, где гравитационное равновесие определяется вырожденным электронным газом. Температура в недрах белого карлика и гравитационное сжатие уравновешиваются давлением вырожденного газа, что обеспечивает относительную стабильность диаметра, а его яркость в основном обусловлена ​​охлаждением и сжатием внешних слоев. Состав зависит от того, насколько эволюционировала родительская звезда, в основном это углерод с кислородом и небольшими примесями водорода и гелия, которые превращаются в вырожденный газ.

Эволюция Солнца

Скорее всего, наше Солнце в силу своих свойств проходит описанные этапы. Сегодня Солнце — взрослая звезда на главной последовательности, но все звезды рано или поздно покидают ее, даже если проводят там большую часть своей жизни.

Пройдет много миллионов лет, прежде чем он перейдет к следующей стадии красного гиганта. Когда это произойдет, Земля и другие внутренние планеты будут поглощены восходящим солнцем, но перед этим, скорее всего, испарятся океаны, а Земля превратится в пустыню.

Не все звезды проходят эти этапы. Это зависит от массы. Те, что намного массивнее Солнца, имеют гораздо более впечатляющий конец, потому что становятся сверхновыми. Остальное в этом случае могло быть каким-то астрономическим объектом, например черной дырой или нейтронной звездой.

Белый карлик Процион Б

Третьим открытым белым карликом был Процион В. В 1844 году директор Кенигсбергской обсерватории Фридрих Бессель, проанализировав данные наблюдений, обнаружил, что Процион периодически, хотя и очень незначительно, отклоняется от прямолинейного пути движения по небесной сфере. Бессель пришел к выводу, что у Проциона должен быть плотный спутник. Слабый спутник остался ненаблюдаемым, а масса должна быть довольно большой — сравнимой с массой Сириуса и Проциона соответственно. В 1896 г американский астроном Д. М. Шеберле открыл Процион В, подтвердив тем самым предсказание Бесселя.

Вырожденный газ

Пока Ральф Фаулер не объяснил свойства плотности и давления белых карликов в своей статье 1922 года «Плотная материя», высокая плотность и физические свойства такой структуры казались парадоксальными. Фаулер предположил, что в отличие от звезд главной последовательности, для которых уравнение состояния описывается свойствами идеального газа, у белых карликов оно определяется свойствами вырожденного газа.

График зависимости радиуса белого карлика от его массы. Обратите внимание, что ультрарелятивистский предел для ферми-газа совпадает с пределом Чандрасекара. График зависимости радиуса белого карлика от массы. Обратите внимание, что предел ультрарелятивистского газа Ферми совпадает с пределом Чандрасекара

Вырожденный газ образуется, когда расстояние между частицами становится меньше волны де Бройля, а это означает, что квантово-механические эффекты, обусловленные тождеством частиц газа, начинают влиять на его свойства.

У белых карликов из-за огромных плотностей оболочки атомов схлопываются под силой внутреннего давления, и вещество становится электронно-ядерной плазмой, а электронная часть описывается свойствами вырожденного электронного газа, подобными поведению электронов в металлах.