Pitic alb

Piticele albe  sunt stele formate din plasmă electron-nucleară, lipsite de surse de energie termonucleară și strălucitoare datorită energiei lor termice , răcindu-se treptat de-a lungul miliardelor de ani.

Cea mai apropiată pitică albă cunoscută este Sirius B , la 8,6 ani lumină distanță . Se presupune că dintre cele sute de sisteme stelare cele mai apropiate de Soare, opt stele sunt pitice albe. În prezent, piticele albe alcătuiesc, conform diverselor estimări, de la 3 până la 10% din populația stelară a galaxiei noastre (incertitudinea estimării se datorează dificultății de a observa pitice albe îndepărtate din cauza luminozității lor scăzute).

Piticele albe se formează în timpul evoluției stelelor , a căror masă este insuficientă pentru transformarea într-o stea neutronică , și anume, nu depășește aproximativ 10 mase solare , care în galaxia noastră reprezintă mai mult de 97% din total. Când o stea cu secvență principală de masă mică până la medie termină de a transforma hidrogenul în heliu, se extinde pentru a deveni o gigantă roșie . Gigantul roșu este susținut de reacții termonucleare de conversie a heliului în carbon și oxigen. Dacă masa gigantului roșu este insuficientă pentru a ridica temperatura nucleului la nivelul necesar reacțiilor termonucleare care implică carbonul rezultat, acesta se acumulează în miezul stelei, împreună cu oxigenul. Steaua își revarsă învelișul exterior, formând o nebuloasă planetară , iar fostul nucleu al stelei devine o pitică albă formată din carbon și oxigen.

În funcție de masa inițială a stelei, reacțiile de fuziune se pot opri și la heliu (pentru stelele cu masă foarte mică, tipice sistemelor stelare binare) sau neon (pentru stelele cu o masă de 8 până la 10,5 mase solare), ceea ce va duce la formarea piticelor albe, formate respectiv din heliu sau oxigen, neon si magneziu.

Piticele albe formate sunt stele compacte cu mase comparabile sau mai mari decât masa Soarelui, dar cu raze de 100 de ori mai mici [1] și, în consecință, luminozități bolometrice de ~ 10.000 de ori mai mici decât cele solare. Densitatea medie a materiei la piticele albe din fotosferele lor este de 10 5 -10 9 g/cm 3 [1] , care este de aproape un milion de ori mai mare decât densitatea stelelor din secvența principală .

Istoricul descoperirilor

Descoperirea piticelor albe

Prima pitică albă descoperită [3] a fost steaua 40 Eridani B în sistemul triplu 40 Eridani , care a fost inclusă în catalogul stelelor binare încă din 1785 de către William Herschel [4] . În 1910, Henry Norris Russell a atras atenția asupra luminozității anormal de scăzute a lui 40 Eridani B la temperatura sa ridicată a culorii , care a servit ulterior la separarea acestor stele într-o clasă separată de pitice albe.

Sirius B și Procyon B au fost a doua și a treia pitică albă descoperită . În 1844, directorul Observatorului Königsberg , Friedrich Bessel , analizând datele observaționale care au fost efectuate din 1755, a descoperit că Sirius , cea mai strălucitoare stea de pe cerul pământului, și Procyon , periodic, deși foarte slab, deviază de la o traiectorie rectilinie a mișcarea în sfera cerească [5] . Bessel a ajuns la concluzia că fiecare dintre ei trebuie să aibă un însoțitor apropiat. Mesajul a fost întâmpinat cu scepticism, deoarece satelitul slab a rămas neobservabil, iar masa lui ar fi trebuit să fie destul de mare - comparabilă cu masa lui Sirius și, respectiv, Procyon.

În ianuarie 1862, Alvin Graham Clark , în timp ce ajusta un refractor de 18 inchi , cel mai mare telescop din lume la acea vreme ( Dearborn Telescope ), furnizat ulterior de firma familiei Clark Observatorului Universității din Chicago , a descoperit o stea slabă în imediata vecinătate a lui Sirius. Era satelitul lui Sirius, Sirius B , prezis de Bessel. [6] Și în 1896, astronomul american D. M. Scheberle a descoperit Procyon B, confirmând astfel a doua predicție a lui Bessel.

În 1915, astronomul american Walter Sydney Adams a măsurat spectrul lui Sirius B. Din măsurători a rezultat că temperatura acestuia nu era mai mică decât cea a lui Sirius A (conform datelor moderne, temperatura suprafeței lui Sirius B este de 25.000  K , iar Sirius A este 10.000 K ), care, ținând cont de luminozitatea sa de 10.000 de ori mai mică decât cea a lui Sirius A, indică o rază foarte mică și, în consecință, o densitate mare - 10 6  g / cm 3 (densitatea lui Sirius ~ 0,25 g / cm 3 , densitatea Soarelui ~ 1,4 g/cm 3 ).

În 1917, Adrian van Maanen a descoperit [7] o altă pitică albă, steaua lui van Maanen din constelația Pești .

În 1922, Willem Jakob Leuten a sugerat numirea acestor stele „pitici albe” [8] .

Paradoxul densității

La începutul secolului al XX-lea, Hertzsprung și Russell au descoperit o regularitate în raport cu clasa spectrală (adică temperatura) și luminozitatea stelelor - diagrama Hertzsprung-Russell (diagrama G-R). Se părea că întreaga varietate de stele se încadrează în cele două ramuri ale diagramei G-R - secvența principală și ramura giganților roșii . În cursul lucrărilor privind acumularea de statistici privind distribuția stelelor după clasa spectrală și luminozitate, Russell s-a adresat, în 1910, la profesorul Edward Pickering . Russell descrie alte evenimente după cum urmează [9] :

Am fost cu prietenul meu... Profesorul E. Pickering într-o vizită de afaceri. Cu o bunătate caracteristică, s-a oferit să preia spectrele tuturor stelelor pe care Hincks și cu mine le observasem... pentru a le determina paralaxele . Această lucrare aparent de rutină s-a dovedit a fi destul de fructuoasă - a dus la descoperirea că toate stelele de magnitudine absolută foarte mică (adică luminozitate scăzută) au un tip spectral M (adică, temperatură foarte scăzută a suprafeței). Din câte îmi amintesc, în timp ce discutam această întrebare, l-am întrebat pe Pickering despre alte stele slabe..., menționând, în special, 40 Eridani B . În maniera sa caracteristică, el a trimis imediat o anchetă la biroul Observatorului (Harvard) și în curând a fost primit un răspuns (de la doamna Fleming , cred ) că spectrul acestei stele era A (adică, temperatura ridicată a suprafeței) . Chiar și în acele vremuri paleozoice, știam destule despre aceste lucruri pentru a realiza imediat că a existat o discrepanță extremă între ceea ce am numi atunci valori „posibile” pentru luminozitatea și densitatea suprafeței. Se pare că nu am ascuns faptul că nu am fost doar surprins, ci și literalmente impresionat de această excepție de la ceea ce părea a fi o regulă complet normală pentru caracteristicile stelelor. Pickering mi-a zâmbit și mi-a spus: „Tocmai astfel de excepții duc la extinderea cunoștințelor noastre” - și piticele albe au intrat în lumea cercetăților.

Surpriza lui Russell este destul de de înțeles: 40 Eridani B aparține unor stele relativ apropiate, iar paralaxa observată poate fi folosită pentru a determina cu precizie distanța până la ea și, în consecință, luminozitatea. Luminozitatea lui 40 Eridani B sa dovedit a fi anormal de scăzută pentru tipul său spectral - piticele albe au format o nouă regiune pe diagrama G-P . Această combinație de luminozitate, masă și temperatură era de neînțeles și nu putea fi explicată în cadrul modelului standard al structurii stelelor din secvența principală dezvoltat în anii 1920 de Eddington .

Densitatea mare a piticelor albe a rămas inexplicabilă în cadrul fizicii și astronomiei clasice și a găsit o explicație numai în cadrul mecanicii cuantice după apariția statisticii Fermi-Dirac . În 1926, Fowler a arătat în articolul său „Despre materia densă” [10] că, spre deosebire de stelele din secvența principală, pentru care ecuația de stare se bazează pe modelul gazului ideal (modelul Eddington standard ), pentru piticele albe densitatea iar presiunea materiei sunt determinate de proprietățile gazului electronic degenerat ( gazul Fermi ) [10] .

Următorul pas în explicarea naturii piticelor albe a fost lucrarea lui Yakov Frenkel , E. Stoner și Chandrasekhar [11] . În 1928, Frenkel a subliniat că pentru piticele albe trebuie să existe o limită superioară de masă, adică aceste stele cu o masă peste o anumită limită sunt instabile și trebuie să se prăbușească [12] . La aceeași concluzie a fost ajuns independent în 1930 de E. Stoner , care a dat o estimare corectă a masei limită. A fost calculată mai precis în 1931 de Chandrasekhar în lucrarea sa „Masa maximă a unei pitici albe ideale” [13] ( Limita Chandrasekhar ) și independent în 1932 de L. D. Landau [11] .

Originea piticelor albe

Soluția lui Fowler a explicat structura internă a piticelor albe, dar nu și mecanismul originii lor. Două idei au jucat un rol cheie în explicarea genezei piticelor albe: ideea astronomului Ernst Epik că giganții roșii sunt formate din stele din secvența principală ca urmare a arderii combustibilului nuclear și presupunerea astronomului Vasily Fesenkov făcută la scurt timp după . Al Doilea Război Mondial , stelele din secvența principală ar trebui să piardă din masă, iar o astfel de pierdere de masă ar trebui să aibă un impact semnificativ asupra evoluției stelelor . Aceste ipoteze au fost pe deplin confirmate.

Reacție triplă cu heliu și nuclee izoterme ale giganților roșii

În timpul evoluției stelelor din secvența principală, hidrogenul este „ars”  - nucleosinteză cu formarea heliului (vezi ciclul Bethe ). O astfel de epuizare duce la încetarea eliberării de energie în părțile centrale ale stelei, la compresie și, în consecință, la creșterea temperaturii și a densității în miezul acesteia. O creștere a temperaturii și a densității în miezul stelar duce la condiții în care este activată o nouă sursă de energie termonucleară: arderea heliului (reacție cu triplu heliu sau proces triplu alfa), care este caracteristică giganților și supergiganților roșii.

La temperaturi de ordinul a 108 K, energia cinetică a nucleelor ​​de heliu devine suficient de mare pentru a depăși bariera coulombiană : două nuclee de heliu ( 4 He , particule alfa ) pot fuziona pentru a forma izotopul instabil de beriliu 8 Be :

Majoritatea celor 8 Be se descompun din nou în două particule alfa, dar când 8 Be se ciocnește cu o particulă alfa de înaltă energie, se poate forma un nucleu stabil de carbon 12 C :

+ 7,3 MeV.

În ciuda concentrației foarte scăzute de echilibru a 8 Be (de exemplu, la o temperatură de ~10 8  K, raportul de concentrație [ 8 Be]/[ 4 He] ~ 10 −10 ), rata unei astfel de reacții triple cu heliu se dovedește să fie suficient pentru a realiza un nou echilibru hidrostatic în miezul fierbinte al stelei . Dependența de temperatură a eliberării de energie în reacția cu triplu heliu este extrem de mare, astfel încât, pentru intervalul de temperatură ~1-2⋅10 8 K, eliberarea de energie este:

unde  este concentrația parțială de heliu în miez (în cazul considerat de „ardere” a hidrogenului, este aproape de unitate).

Reacția triplă cu heliu este caracterizată printr-o eliberare de energie mult mai mică decât ciclul Bethe : în ceea ce privește o unitate de masă, eliberarea de energie în timpul „arderii” heliului este de peste 10 ori mai mică decât în ​​timpul „arderii” hidrogenului . Pe măsură ce heliul se arde și sursa de energie din nucleu este epuizată, sunt posibile și reacții de nucleosinteză mai complexe, totuși, în primul rând, astfel de reacții necesită temperaturi din ce în ce mai mari și, în al doilea rând, eliberarea de energie pe unitatea de masă în astfel de reacții scade pe măsură ce masa numărul de nuclee implicate în reacție.

Un factor suplimentar care afectează aparent evoluția nucleelor ​​gigantice roșii este o combinație a sensibilității la temperatură ridicată a reacției cu triplu heliu, precum și a reacției de fuziune a nucleelor ​​mai grele cu mecanismul de răcire a neutrinilor : la temperaturi și presiuni ridicate, fotonii pot fi împrăștiate de electroni cu formarea de perechi neutrino -antineutrino care transportă liber energia din nucleu: steaua este transparentă pentru ei. Viteza unei astfel de răciri volumetrice a neutrinilor, spre deosebire de răcirea fotonilor de suprafață clasică , nu este limitată de procesele de transfer de energie din interiorul unei stele la fotosfera acesteia . Ca urmare a reacției de nucleosinteză, se ajunge la un nou echilibru în miezul stelei, caracterizat prin aceeași temperatură centrală: se formează un miez izoterm .

În cazul giganților roșii cu o masă relativ mică (de ordinul soarelui), nucleele izoterme constau în principal din heliu, în cazul stelelor mai masive, din carbon și elemente mai grele. Cu toate acestea, în orice caz, densitatea unui astfel de nucleu izoterm este atât de mare încât distanțele dintre electronii plasmei care formează nucleul devin proporționale cu lungimea lor de undă De Broglie , adică sunt îndeplinite condițiile pentru degenerarea gazului de electroni. . Calculele arată că densitatea nucleelor ​​izoterme corespunde cu densitatea piticelor albe, adică nucleele giganților roșii sunt pitice albe .

O fotografie a clusterului stelar globular NGC 6397 identifică pitice albe de ambele tipuri: pitice albe cu heliu, care au apărut în timpul evoluției stelelor mai puțin masive, și pitice albe de carbon, rezultat al evoluției stelelor cu o masă mai mare.

Pierderea de masă de către giganții roșii și vărsarea cochiliilor lor

Reacțiile nucleare la giganții roșii apar nu numai în miez: pe măsură ce hidrogenul se arde în miez, nucleosinteza heliului se extinde în regiunile stelei care sunt încă bogate în hidrogen, formând un strat sferic la granița dintre sărace și bogate în hidrogen. regiuni. O situație similară apare cu reacția cu triplu heliu: pe măsură ce heliul arde în miez, se concentrează și într-un strat sferic la limita dintre regiunile sărace și bogate în heliu. Luminozitatea stelelor cu astfel de regiuni de nucleosinteză „cu două straturi” crește semnificativ, ajungând la aproximativ câteva mii de luminozități ale Soarelui, în timp ce steaua „se umflă”, crescându-și diametrul până la dimensiunea orbitei Pământului. Zona de nucleosinteză a heliului se ridică la suprafața stelei: fracțiunea de masă din interiorul acestei zone este de ~70% din masa stelei. „Inflația” este însoțită de un flux destul de intens de materie de pe suprafața stelei; se observă obiecte precum nebuloasele protoplanetare .

Astfel de stele sunt în mod clar instabile, iar în 1956 astronomul și astrofizicianul Iosif Shklovsky a propus un mecanism pentru formarea nebuloaselor planetare prin ejectarea cochiliilor gigantice roșii, în timp ce expunerea nucleelor ​​degenerate izoterme ale unor astfel de stele duce la nașterea piticelor albe . 14] . Mecanismele exacte de pierdere de masă și de ejectare ulterioară a cochiliei pentru astfel de stele sunt încă neclare, dar se pot presupune că următorii factori pot contribui la pierderea cochiliei:

Într-un fel sau altul, dar o perioadă suficient de lungă de ieșire relativ calmă a materiei de pe suprafața giganților roșii se termină cu ejectarea învelișului său și expunerea miezului său. O astfel de înveliș ejectat este observată ca o nebuloasă planetară. Vitezele de expansiune ale nebuloaselor protoplanetare sunt de zeci de km/s, adică sunt apropiate de valoarea vitezelor parabolice de pe suprafața giganților roșii, ceea ce servește ca o confirmare suplimentară a formării lor prin eliberarea de „masă în exces” de giganți roșii.

Scenariul sfârșitului evoluției giganților roșii propus de Shklovsky este acum general acceptat și susținut de numeroase date observaționale.

Prăbușirea piticelor albe

Teoreticienii au prezis că tinerele pitice albe ar trebui să se contracte devreme în evoluția lor. Conform calculelor, datorită răcirii treptate, raza unei pitice albe tipice poate fi redusă cu câteva sute de kilometri în primul milion de ani de existență. În 2017, astrofizicienii ruși de la Institutul de Astronomie de Stat P.K. Sternberg al Universității de Stat din Moscova , Institutul de Astronomie al Academiei Ruse de Științe , Institutul A.I. Alikhanov pentru Fizică Teoretică și Experimentală și Institutul Național de Astrofizică (Milano), sub îndrumarea lui Profesorul Serghei Borisovici Popov [15] pentru prima dată în În lume, a fost documentată o tânără pitică albă care scade rapid în rază. Oamenii de știință ruși și asistenții lor italieni au studiat emisia de raze X a sistemului binar HD49798/RX J0648.0-4418 , situat în constelația Puppis la o distanță de două mii de ani lumină de Pământ [16] [17] . Rezultatele cercetării au fost publicate în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society în februarie 2018. [18] [19]

Fizica și proprietățile piticelor albe

După cum sa menționat deja, masele piticelor albe sunt de ordinul soarelui, dar dimensiunile sunt doar o sutime (și chiar mai puțin) din raza solară, adică densitatea materiei în piticele albe este extrem de mare și se ridică  la g/ cm3 . La astfel de densități, învelișurile de electroni ale atomilor sunt distruse, iar substanța este o plasmă electron-nucleară, iar componenta sa electronică este un gaz de electroni degenerat. Presiunea unui astfel de gaz se supune dependenței

unde  este densitatea sa, adică spre deosebire de ecuația Clapeyron ( ecuația de stare a gazului ideal ), pentru un gaz de electroni degenerați, temperatura nu este inclusă în ecuația de stare  - presiunea sa nu depinde de temperatură și, prin urmare, Structura piticelor albe nu depinde de temperatură. Astfel, pentru piticele albe, spre deosebire de stelele și giganți din secvența principală, nu există o relație masă-luminozitate.

Compoziție chimică

Compoziția chimică a unei pitice albe este determinată de stadiul în care s- au încheiat reacțiile termonucleare din interiorul stelei progenitoare [20] .

Dacă masa stelei originale este mică, 0,08-0,5 mase solare, ceea ce nu este suficient pentru a începe arderea heliului , atunci după ce întreaga aprovizionare cu hidrogen este epuizată, astfel de stele devin pitice albe cu heliu cu o masă de până la 0,5 solare. mase.

Dacă steaua originală are o masă de 0,5-8 mase solare, atunci aceasta este suficientă pentru un flash de heliu , evoluția stelei va continua în faza de gigant roșie și se va opri numai după ce heliul se va arde. Miezul degenerat rezultat al unei astfel de stele va deveni o pitică albă carbon-oxigen cu o masă de 0,5-1,2 mase solare.

Când steaua originală are o masă de 8-12 mase solare, aceasta este suficientă pentru a începe să ardă carbonul , evoluția stelei va continua în continuare, iar carbonul din interiorul său poate fi procesat în elemente mai grele, în special neon și magneziu. Și apoi etapa finală în evoluția unei astfel de stele poate fi formarea unei pitici albe oxigen-neon-magneziu cu o masă apropiată de limita Chandrasekhar .

Relația masă-rază

Ecuația de stare pentru un gaz de electroni degenerat este valabilă pentru un gaz de electroni rece, dar temperatura, chiar și câteva milioane de kelvin , este mică în comparație cu energia caracteristică Fermi a electronilor ( ). În același timp, odată cu creșterea densității materiei din cauza interdicției Pauli (doi electroni nu pot avea aceeași stare cuantică, adică aceeași energie și spin ), energia și viteza electronilor cresc atât de mult încât efectele teoriei relativității încep să opereze  - gazul de electroni degenerat devine relativist. Dependența presiunii unui gaz electronic relativist degenerat de densitate este deja diferită:

O situație interesantă apare pentru o astfel de ecuație de stare. Densitatea medie a unei pitici albe

unde  este masa și  raza piticii albe.

Apoi presiunea

și forța de presiune opusă gravitației și egală cu căderea de presiune în adâncime:

Forțe gravitaționale opuse presiunii:

adică, deși căderea de presiune și forțele gravitaționale sunt dependente în mod egal de rază, ele depind diferit de masă - precum și , respectiv. Consecința acestei relații de dependențe este existența unei anumite valori a masei stelei, la care forțele gravitaționale sunt echilibrate de forțele de presiune, iar odată cu creșterea masei unei pitice albe, raza acesteia scade .

Limita Chandrasekhar

O altă consecință este că, dacă masa este mai mare decât o anumită limită ( limita Chandrasekhar ), atunci steaua se va prăbuși .

Astfel, există o limită superioară de masă pentru piticele albe . În mod interesant, există o limită inferioară similară pentru piticele albe observate: deoarece rata de evoluție a stelelor este proporțională cu masa lor, putem observa piticele albe de masă mică ca rămășițe ale acelor stele care au reușit să evolueze în timpul de la perioada inițială de formare a stelelor a Universului până în prezent.

Caracteristici ale spectrelor și clasificării spectrale

Spectrele piticelor albe sunt foarte diferite de cele ale stelelor și giganților din secvența principală. Caracteristica lor principală este un număr mic de linii de absorbție puternic lărgite, iar unele pitice albe ( de tip spectral DC) nu conțin deloc linii de absorbție vizibile. Numărul mic de linii de absorbție din spectrele stelelor din această clasă se explică prin lărgirea foarte puternică a liniilor: doar cele mai puternice linii de absorbție, lărgindu-se, au adâncime suficientă pentru a rămâne vizibile, iar cele slabe, datorită adâncimii lor reduse. , se contopesc practic cu spectrul continuu.

Caracteristicile spectrelor piticelor albe sunt explicate de mai mulți factori. În primul rând, datorită densității mari a piticelor albe, accelerația de cădere liberă pe suprafața lor este de ~10 8 cm (sau ~1000 km/s2 s/ O altă consecință a unui câmp gravitațional puternic la suprafață este deplasarea gravitațională spre roșu a liniilor din spectrele lor, care este echivalentă cu viteze de câteva zeci de km/s. În al doilea rând, unele pitice albe cu câmpuri magnetice puternice prezintă o polarizare puternică a radiației și divizarea liniilor spectrale din cauza efectului Zeeman .

Piticele albe sunt alocate unei clase spectrale D separată (din engleză  Dwarf  - pitic), în prezent este utilizată o clasificare care reflectă caracteristicile spectrelor piticelor albe, propusă în 1983 de Edward Sion; în această clasificare, clasa spectrală este scrisă în următorul format [21] :

D [subclasa] [caracteristici ale spectrului] [indice de temperatură] ,

sunt definite următoarele subclase:

și caracteristici spectrale:

Evoluția piticelor albe

Piticele albe își încep evoluția ca nuclee degenerate expuse ale giganților roșii care și-au aruncat coaja - adică ca stele centrale ale nebuloaselor planetare tinere . Temperaturile fotosferelor nucleelor ​​nebuloaselor planetare tinere sunt extrem de ridicate; de ​​exemplu, temperatura stelei centrale a nebuloasei NGC 7293 variază de la 90.000 K (estimată din liniile de absorbție) la 130.000 K (estimată dintr-o rază X). spectru) [22] . La astfel de temperaturi, cea mai mare parte a spectrului sunt ultraviolete dure și raze X moi.

În același timp, piticele albe observate în spectrele lor sunt în principal împărțite în două grupuri mari - tip spectral „hidrogen” DA, în spectrele cărora nu există linii de heliu, care reprezintă ~ 80% din populația de pitice albe. și DB de tip spectral „heliu” fără linii de hidrogen în spectre care alcătuiesc cea mai mare parte din restul de 20% din populație. Motivul acestei diferențe în compoziția atmosferei piticelor albe a rămas neclar mult timp. În 1984, Iko Iben a luat în considerare scenarii pentru „ieșirea” piticelor albe din giganții roșii pulsatori situate pe ramura gigantului asimptotic , la diferite faze de pulsație [23] . În stadiul târziu al evoluției, giganții roșii cu mase de până la zece mase solare, ca urmare a „arderii” nucleului de heliu, formează un nucleu degenerat, format în principal din carbon și elemente mai grele, înconjurat de un nucleu nedegenerat. sursă de foi de heliu, în care are loc o reacție triplă de heliu. La rândul său, deasupra ei se află o sursă de hidrogen stratificată, în care au loc reacții termonucleare ale ciclului Bethe , transformarea hidrogenului în heliu, înconjurată de o înveliș de hidrogen; astfel, sursa stratului extern de hidrogen este „producătorul” de heliu pentru sursa stratului de heliu. Arderea heliului într-o sursă stratificată este supusă instabilității termice datorită dependenței sale extrem de ridicate de temperatură, iar acest lucru este exacerbat de rata de conversie mai mare a hidrogenului în heliu în comparație cu rata de ardere a heliului; rezultatul este acumularea de heliu, comprimarea acestuia până la începutul degenerării, o creștere bruscă a vitezei reacției triple de heliu și dezvoltarea unei folii de heliu .

Într-un timp extrem de scurt (~30 de ani), luminozitatea sursei de heliu crește atât de mult încât arderea heliului intră în regim convectiv, stratul se extinde, împingând sursa stratului de hidrogen în exterior, ceea ce duce la răcirea acestuia și oprirea hidrogenului. combustie. După ce excesul de heliu se arde în timpul izbucnirii, luminozitatea stratului de heliu scade, straturile exterioare de hidrogen ale gigantului roșu se micșorează, iar sursa stratului de hidrogen este aprinsă din nou.

Iben a sugerat că o gigantă roșie pulsatorie și-ar putea arunca învelișul, formând o nebuloasă planetară, atât în ​​faza de flash cu heliu, cât și în faza de repaus cu o sursă de hidrogen activă și, deoarece suprafața de separare a cochiliei este dependentă de fază, atunci când învelișul este vărsat în timpul fulgerului cu heliu este expusă o pitică albă „heliu” de tip spectral DB, iar atunci când plicul este ejectat de un gigant cu o sursă activă de hidrogen, este expusă o pitică „hidrogen” DA; durata fulgerului de heliu este de aproximativ 20% din durata ciclului de pulsație, ceea ce explică raportul dintre pitici de hidrogen și heliu DA:DB ~ 80:20 .

Stele mari ( de 7-10 ori mai grele decât Soarele) la un moment dat „ard” hidrogenul, heliul și carbonul și se transformă în pitice albe cu un nucleu bogat în oxigen. Stelele SDSS 0922+2928 și SDSS 1102+2054 cu o atmosferă care conține oxigen confirmă acest lucru. [24]

Deoarece piticele albe sunt lipsite de propriile surse de energie termonucleară, ele radiază în detrimentul rezervelor lor de căldură. Puterea de radiație a unui corp negru (putere integrată pe întregul spectru), pe unitatea de suprafață , este proporțională cu puterea a patra a temperaturii corpului :

unde  este puterea pe unitatea de suprafață a suprafeței radiante și  este constanta Stefan-Boltzmann .

După cum sa menționat deja, temperatura nu este inclusă în ecuația de stare a unui gaz de electroni degenerați - adică raza unei pitice albe și aria de radiație rămân neschimbate: ca urmare, în primul rând, pentru piticele albe nu există masă - dependența de luminozitate, dar există o dependență de vârstă și luminozitate numai de temperatură, dar nu și de zona suprafeței radiante) și, în al doilea rând, piticele albe super fierbinți ar trebui să se răcească destul de repede, deoarece fluxul de radiații și, în consecință, viteza de răcire, este proporțională cu puterea a patra a temperaturii.

În primele etape ale răcirii piticelor albe, răcirea cu neutrini joacă un rol extrem de important ; la luminozități mari, aceste procese pot elimina mult mai multă energie din interiorul unei stele decât este emisă de la suprafață sub formă de fotoni [25] . Răcirea cu neutrini este foarte dependentă de temperatură, diferite procese slabe care apar în timpul răcirii pot fi proporționale cu de la până la .

Pitici albe răcite

În limită, după zeci de miliarde de ani de răcire, orice pitică albă ar trebui să se transforme într-o așa-numită pitică neagră (care nu emite lumină vizibilă). Deși nu au fost încă observate astfel de obiecte în Univers (după unii[ ce? ] , este necesar un minim de 10 15 ani pentru ca o pitică albă să se răcească la o temperatură de 5 K ), întrucât timpul scurs de la formarea primelor stele din Univers este (conform conceptelor moderne) de aproximativ 13 miliarde de ani. , dar unele pitice albe s-au răcit deja la temperaturi sub 4000 kelvin (de exemplu, piticele albe WD 0346+246 și SDSS J110217, 48+411315.4 cu temperaturi de 3700–3800 K și tipul spectral M0 la o distanță de aproximativ 100 de ani lumină Soarele [26] ), care, împreună cu dimensiunile lor mici, le face detectarea este o sarcină foarte dificilă.

În ultimele etape de răcire a piticilor negre (după 10-15 ani), procesul de captare gravitațională și anihilare a materiei întunecate va juca un rol important . În absența unei surse suplimentare de energie, piticele negre ar deveni mai reci și mai slabe până când temperatura lor a egalat temperatura de fundal a universului. Cu toate acestea, datorită energiei pe care o extrag din anihilarea materiei întunecate, piticele albe vor putea radia energie suplimentară pentru o perioadă foarte lungă de timp. Puterea totală de radiație a unei pitici negre, datorită procesului de anihilare a materiei întunecate, este de aproximativ 10 15 wați. Și deși această putere nesemnificativă este de aproximativ o sută de miliarde (10 11 ) de ori mai slabă decât puterea radiației solare, acest mecanism de producere a energiei este cel care va fi principalul în piticile negre aproape răcite ale viitorului. O astfel de producere de energie va continua atâta timp cât haloul galactic rămâne intact, adică timp de 10 20  - 10 25 de ani [27] [28] . Apoi anihilarea materiei întunecate se va opri treptat și se vor răci complet.

Fenomene astronomice care implică pitici albe

Emisia de raze X de la piticele albe

Temperatura de suprafață a tinerelor pitice albe, nuclee stelare izotrope după ejectarea cochiliei, este foarte ridicată - mai mult de 2⋅10 5  K , dar scade destul de repede din cauza radiațiilor de la suprafață. Astfel de pitice albe foarte tinere sunt observate în intervalul de raze X (de exemplu, observații ale piticii albe HZ 43 de către satelitul ROSAT). În intervalul de raze X, luminozitatea piticelor albe depășește luminozitatea stelelor din secvența principală: imaginile lui Sirius luate de telescopul cu raze X Chandra pot servi drept ilustrație - pe ele, pitica albă Sirius B arată mai strălucitoare decât Sirius A din clasa spectrală A1, care este de ~ 10.000 de ori în domeniul optic mai luminos decât Sirius B [29] .

Temperatura de suprafață a celor mai fierbinți pitice albe este 7⋅10 4  K , cea mai rece este mai mică de 4⋅10 3  K (vezi, de exemplu, Steaua lui Van Maanen și WD 0346+246 cu SDSS J110217, 48+411315.4 de tip spectral M0 ).

O caracteristică a radiației piticelor albe în intervalul de raze X este faptul că principala sursă de radiație de raze X pentru ele este fotosfera , care le deosebește clar de stelele „normale”: în acestea din urmă, coroana emite X. -razele , încălzite la câteva milioane de kelvin, iar temperatura fotosferei este prea scăzută pentru emisia de raze X.

În absența acreției , sursa de luminozitate a piticelor albe este furnizarea de energie termică a ionilor din interiorul lor; prin urmare, luminozitatea lor depinde de vârstă. O teorie cantitativă a răcirii piticelor albe a fost construită la sfârșitul anilor 1940 de profesorul Samuil Kaplan [30] .

Acreția pe pitici albe în sisteme binare

În timpul evoluției stelelor de diferite mase în sisteme binare, ratele de evoluție ale componentelor nu sunt aceleași, în timp ce componenta mai masivă poate evolua într-o pitică albă, în timp ce cea mai puțin masivă poate rămâne pe secvența principală până în acest moment. . La rândul său, pe măsură ce componenta mai puțin masivă părăsește secvența principală în timpul evoluției și se mută către ramura gigant roșu, dimensiunea stelei în evoluție începe să crească până când își umple lobul Roche . Deoarece lobii Roche ai componentelor sistemului binar se ating la punctul Lagrange L 1 , în acest stadiu al evoluției componentei mai puțin masive prin punctul L 1 , fluxul de materie din gigantul roșu în lobul Roche al Pitica albă începe și acumularea ulterioară a materiei bogate în hidrogen pe suprafața sa, ceea ce duce la fenomenele astronomice în serie:

Note

  1. ↑ 1 2 Ya. B. Zeldovich , S. I. Blinnikov, N. I. Shakura . Fundamentele fizice ale structurii și evoluției stelelor . - M . : MGU, 1981. Copie arhivată (link inaccesibil) . Consultat la 7 martie 2005. Arhivat din original pe 18 februarie 2006. 
  2. ↑ Sinuosités observées dans le mouvement propre de Sirius, Fig. 320, Flammarion C., Les étoiles et les curiosités du ciel, supplement de "l'Astronomie populaire", Marpon et Flammarion, 1882
  3. ↑ E. Schatzman. Pitici albi. - Amsterdam: Olanda de Nord, 1958. - P. 1.
  4. ↑ Catalog of Double Stars , William Herschel, Philosophical Transactions of the Royal Society of London 75 (1785), pp. 40-126
  5. ↑ Despre mișcările corecte ale lui Procyon și  Sirius . Anunțurile lunare ale Societății Regale de Astronomie (12 ianuarie 1844). Preluat la 22 iulie 2009. Arhivat din original la 22 august 2011.
  6. ↑ Flammarion C. The Companion of Sirius  //  Registrul astronomic: jurnal. - 1877. - Vol. 15 . - P. 186-189 .
  7. ↑ van Maanen A. Two Faint Stars with Large Proper Motion  //  Publications of the Astronomical Society of the Pacific. - 1917. - Vol. 29 , nr. 172 . - P. 258-259 . - doi : 10.1086/122654 . - Cod biblic .
  8. ↑ Holberg, J. B. How Degenerate Stars Came to be Known as White Dwarfs  //  Întâlnirea Societății Americane de Astronomie 207: jurnal. - 2005. - Vol. 207 . - P. 1503 . - Cod biblic .
  9. ↑ V. V. Ivanov. Pitici albe . Astronet . Astronet (17 septembrie 2002). Preluat la 6 mai 2009. Arhivat din original la 22 august 2011.
  10. ↑ 1 2 Fowler R. H. On dense matter  //  Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. - 1926. - Vol. 87 , iss. 2 . - P. 114-122 . - doi : 10.1093/mnras/87.2.114 . - Cod .
  11. ↑ 1 2 Lucrarea lui Yakovlev D. G. Ya. I. Frenkel privind forțele de coeziune și teoria piticilor albi (La 100 de ani de la nașterea lui Ya. I. Frenkel)  // Uspekhi fizicheskikh nauk . - Academia Rusă de Științe , 1994. - T. 164 , Nr. 3-4 . - S. 653-656 . - doi : 10.3367/UFNr.0164.199406g.0653 .
  12. ↑ J. Frenkel. Anwendung der Pauli-Fermischen Elektronengastheorie auf das Problem der Kohäsionskräfte  (germană)  // Zeitschrift für Physik. - 1928. - Bd. 50 , nr. 3-4 . - S. 234-248 . - doi : 10.1007/BF01328867 .
  13. ↑ Chandrasekhar S. Masa maximă a piticilor albi ideali  //  Astrophysical Journal. - 1931. - Vol. 74 . - P. 81-82 . - doi : 10.1086/143324 . — Cod biblic .
  14. ↑ Shklovsky I. S. Despre natura nebuloaselor planetare și a nucleelor ​​lor  // Astronomical Journal. - 1956. - T. 33 , nr 3 . - S. 315-329 .
  15. ↑ Serghei Popov . xray.sai.msu.ru. Preluat la 14 mai 2019. Arhivat din original la 29 iulie 2019.
  16. ↑ Oamenii de știință ruși au fost primii din lume care au descoperit comprimarea unei pitici albe - Vesti.Nauka . https://nauka.vesti.ru.+ Consultat 14 mai 2019. Arhivat 14 mai 2019.
  17. ↑ Revizia PM . Astrofizicienii au observat pentru prima dată în lume micșorarea unei pitici albe  (în rusă) , Popular Mechanics  (14 noiembrie 2017). Arhivat din original pe 14 noiembrie 2017. Preluat la 14 noiembrie 2017.
  18. ↑ L.R. Yungelson, A.G. Kuranov, S.I. Blinnikov, S. Mereghetti, S.B. Popov. O tânără pitică albă care se contractă în binarul particular HD 49798/RX J0648.0−4418?  (Engleză)  // Anunțuri lunare ale Societății Regale Astronomice . — Oxford University Press , 2018-02-21. — Vol. 474 , iss. 2 . - P. 2750-2756 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/stx2910 . Arhivat din original pe 22 ianuarie 2022.
  19. ↑ Astrofizicienii de la Universitatea de Stat din Moscova au observat pentru prima dată în lume o pitică albă care se micșorează . www.msu.ru Preluat la 14 mai 2019. Arhivat din original la 14 mai 2019.
  20. ↑ Pitici albe pulsatorii și stele neutronice din atmosferă în astrosurvey Lenta.ru Copie de arhivă din 28 februarie 2014 la Wayback Machine // Lenta.ru.
  21. ↑ E. M. Sion, J. L. Greenstein, J. D. Landstreet, J. Liebert, H. L. Shipman, G. A. Wegner. Un nou sistem de clasificare spectrală a piticelor albe propus  //  The Astrophysical Journal. - 1983. - Vol. 269 , nr. 1 . - P. 253-257 . - doi : 10.1086/161036 . - Cod biblic .
  22. ↑ Leahy, D.A.; C.Y. Zhang, Sun Kwok. Emisia de raze X la două temperaturi de la nebuloasa planetară NGC 7293  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Editura IOP , 1994. - Vol. 422 . - P. 205-207 .
  23. ↑ Iben Jr, I. Despre frecvența nucleelor ​​nebuloaselor planetare alimentate de arderea heliului și despre frecvența piticelor albe cu atmosfere deficitare de hidrogen  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Editura IOP , 1984. - Vol. 277 . - P. 333-354 . — ISSN 0004-637X .
  24. ↑ Sofia Neskuchnaya. Piticul respiră oxigen . gazeta.ru (13 noiembrie 2009). Preluat la 23 mai 2011. Arhivat din original la 22 august 2011.
  25. ↑ Blinnikov S.I.Răcirea piticilor albi // Piticii albe. - M . : Cunoașterea, 1977. - 64 p.
  26. ^ 12-Billion-Year-Year-Old White-Dwarf Stars Only 100 Light-Years Away Arhivat 27 februarie 2015 la Wayback Machine .
  27. ↑ Fred C. Adams; Gregory Laughlin. A Dying Universe: The Long Term Fate and Evolution of Astrophysical Objects  // Reviews of Modern Physics  : journal  . - 1997. - Aprilie ( vol. 69 , nr. 2 ). - P. 337-372 . - doi : 10.1103/RevModPhys.69.337 . - Cod biblic . — arXiv : astro-ph/9701131 .
  28. ↑ Capitolul 3. Epoca Decăderii. 15 < η < 39. „Cinci vârste ale Universului” | Adams Fred | Laughlin Greg . Consultat la 6 aprilie 2019. Arhivat din original pe 6 aprilie 2019.
  29. ↑ Sirius A and B: A Double Star System In The Constellation Canis Major // Album foto al Observatorului Chandra X-Ray Arhivat 7 octombrie 2020 la Wayback Machine .
  30. ↑ Ivanov V.V. Pitici albi (link inaccesibil) . Institutul Astronomic. V. V. Sobolev. Data accesului: 6 ianuarie 2010. Arhivat din original pe 7 august 2007. 

Literatură

Link -uri

  Accesați articolul Wikidata  Dicționare și enciclopedii
În cataloagele bibliografice