Белые карлики

Белые карлики Звёзды

Белые карлики – это компактных размеров звезды, состоящие из ядерно-электронной плазмы и обладающие массой, сравнимой или превышающей массу Солнца, при этом они имеют радиус в сотни раз меньше солнечного. У них отсутствуют собственные источники термоядерной энергии. После полного исчерпания запасов гелия и водорода они сбрасывают свои оболочки, под которыми остаются оголённые ядра, состоящие преимущественно из кислорода и углерода.

История открытия белых карликов

В 1844 году выдающимся немецким математиком и астрономом Фридрихом Бесселем во время наблюдения за Сириусом был зафиксирован факт незначительного отклонения звезды от прямого курса. Это натолкнуло его на мысль, что у Сириуса, может быть, массивная звезда-спутник. Его теория нашла подтверждение спустя 18 лет, когда американским конструктором телескопов и астрономом Альваном Грэхэмом Кларком была обнаружена неяркая звезда возле Сириуса, получившая в дальнейшем название Сириус Б. В 1896 году астрономом Джоном Шеберле был открыт Процион В, существование которого было предсказано Бесселем ещё в 1844 году. Само название «Белый карлик» предложил использовать Виллем Лейтен в 1922 году.

Белый карлик Сириус B (отмечен стрелкой) рядом с ярким Сириусом A. Фото телескопа Хаббл
Белый карлик Сириус B (отмечен стрелкой) рядом с ярким Сириусом A. Фото телескопа Хаббл

О происхождении белых карликов

Белые карлики – конечная стадия эволюции звёзд, обладающих малой массой (таких как Солнце). Учёные впервые приблизились к разгадке природы белых карликов после того, как в 1926 году появилось понятие о вырожденном газе. Английский астрофизик Ральф Говард Фаулер сумел объяснить особенности внутреннего строения белых карликов, однако не смог прояснить механизмы их происхождения. Эстонский астроном Эрнст Эпик выдвинул теорию о том, что образование красных гигантов из звёзд происходит благодаря выгоранию ядерного горючего. Один из основоположников астрофизики Василий Фесенков предположил, что у звёзд главной последовательности должна наблюдаться потеря массы, влияющая на процесс эволюции звёзд.

Сброс массы и оболочек

После выгорания водорода в центре звезды её ядро подвергается сильному сжатию, при этом внешний слой значительно расширяется. Данный процесс сопровождается общим потускнением светимости, способствующим превращению звёзды в пульсирующего красного гиганта, который сбрасывает оболочку из-за ослабленной связи с центральным горячим ядром, обладающим высокой плотностью. В дальнейшем эта оболочка трансформируется в расширяющуюся планетарную туманность. Ядро сжимается до крайне малого размера, не превышая при этом пределов Чандрасекара. Потеря оболочки обусловлена следующими факторами:

  1. Крайне высокая светимость, которая выступает причиной существенного светового давления звезды на внешние слои. Расчётные данные утверждают, что из-за высокого светового давления звезда может полностью лишиться оболочки за несколько тысячелетий.
  2. Ионизация водорода в слоях, находящихся ниже уровня фотосферы, приводит к развитию сильной конвективной неустойчивости. Идентичной природой обладает активность Солнца. В случае с красными гигантами конвективные потоки имеют мощность, существенно превосходящую солнечную.
  3. Неустойчивость, затрагивающая протяжённые оболочки звёзд, провоцирует развитие сильных колебательных процессов, в результате которых изменяется тепловой режим звезды.
  4. Красные гиганты, имеющие «двуслойный» термоядерный источник и эволюционировавшие по асимптотической ветви гигантов, отличаются термическими пульсациями, которые сопровождаются сменой между гелиевыми и водородными термоядерными источниками, что провоцирует интенсивную потерю массы.

После довольно продолжительного периода, когда вещество спокойно истекает с поверхности красного гиганта, происходит сброс оболочки и обнажение ядра. Сброшенную оболочку можно наблюдать как планетарную туманность. Скорость расширения протопланетарной туманности составляет несколько десятков километров в секунду, и приближается ко второй космической (параболической) скорости. На сегодняшний день теория завершения эволюции красных гигантов, предложенная астрофизиком Иосифом Шкловским, является общепринятой и подкреплена множеством наблюдательных данных.

Строение звезды главной последовательности солнечного типа и красного гиганта с изотермическим гелиевым ядром и слоевой зоной нуклеосинтеза (масштаб не соблюдён)
Строение звезды главной последовательности солнечного типа и красного гиганта с изотермическим гелиевым ядром и слоевой зоной нуклеосинтеза (масштаб не соблюдён)

Процесс тройной гелиевой реакции и образования изотермических ядер красных гигантов

Процесс эволюции звёзд, составляющих главную последовательность, сопровождается «выгоранием» водорода – нуклеосинтезом, в результате которого образуется гелий. Из-за выгорания прекращается выделение энергии в центральной части звезды, происходит сжатие, повышается температура и плотность. Увеличение показателей плотности и температуры влечёт за собой активацию новых источников термоядерной энергии. Процесс выгорания гелия (тройной гелиевой реакции) характерен для сверхгигантов и красных гигантов.

Тройную гелиевую реакцию сопровождает меньшее выделение энергии, чем при цикле Бете. Когда гелий выгорает и источник энергии исчерпывается, велика вероятность более сложных реакций нуклеосинтеза, однако для них необходимы очень высокие температуры, при которых рассеиваются фотоны и образуются нейтрино-антинейтринные пары, беспрепятственно уносящие энергию за пределы ядра. Объёмное нейтринное охлаждение отличается огромной скоростью, значительно превышающей классическое фотонное поверхностное охлаждение и нелимитированной передачей энергии из недр звезды к нижнему пласту звёздной атмосферы.

Красные гиганты, масса которых является относительно невысокой и сопоставима с солнечной, обладают изотермическими ядрами, основной составляющей которых является гелий. Более массивные звёзды состоят из углерода. Плотность подобных изотермических ядер крайне высокая, в результате чего вырождается электронный газ. Согласно расчётам учёных, показатели плотности изотермического ядра сопоставимы с плотностью белых карликов. Соответственно, белые карлики являются ядрами красных гигантов.

Про развитие белых карликов

Белые карлики вступают на эволюционный путь в качестве оставшихся без оболочек вырожденных ядер красных гигантов, избавившихся от своих внешних покровов. Температура нижнего слоя звёздной атмосферы молодой планетарной туманности является чрезвычайно высокой. Указанные температурные условия делают подавляющую долю спектра состоящей из рентгеновского (мягкого) и ультрафиолетового (жёсткого) излучения. Белые карлики подразделяются в зависимости от излучаемого спектрального диапазона и его характеристик на такие категории:

  1. «Гелиевые» (причисляются к спектральному классу DB), которые не содержат спектральные водородные линии. Составляют приблизительно 1/5 от общего количества.
  2. «Водородные» (относятся к DA-классу), не имеющие гелиевых линий. Подобные белые карлики занимают примерно 4/5 от общей популяции.

Основания существования описанных различий на протяжении длительного времени оставались неясными. В 1984 году выдающийся американский астроном И. Ибен провёл научное исследование и выяснил почему белые карлики рождаются из красных гигантов, которые пульсируют. Одна из последних стадий эволюционного развития красных гигантов, вес которых не превышает 10 масс Солнца, сопровождается так называемым «выгоранием» ядер из гелия.

В результате образовывается вырожденное ядро, основу которого составляет carboneum (С) и другие, более массивные химические элементы. При этом невырожденные гелиевые слоевые источники окружают ядро. В них происходит тройная гелиевая реакция. Над ядрами находятся водородные слоевые источники с происходящим термоядерными циклическими углеродными реакциями (CN-цикл). Водородные источники, находящиеся снаружи, выступают в роли «создателей» гелия для слоевых гелиевых источников. Процесс горения helium (Не) в упомянутых источниках является температурно неустойчивым. Это также усложняется высокой скоростью превращения Не из Н (следует учесть также скорость выгорания гелия в этом случае). В результате Н накапливается и сжимается, после этого данный элемент быстро повышается скорость течения уже упомянутой тройной гелиевой реакции и развивается слоевая вспышка гелия.

Таким образом за очень короткий временной промежуток (порядка тридцати лет) гелиевый источник повышает свою светимость, и процесс горения этого элемента становится конвективным. Слоевые источники, состоящие из водорода, выталкиваются наружу, что приводит к их остыванию и завершению процесса водородного сгорания. Когда избыток Н выгорит, свечение гелиевых слоёв уменьшается, что приводит к сжиманию и новому возгоранию внешне расположенных слоёв водорода красного гиганта.

И. Ибен выдвинул предположение, что красные пульсирующие гиганты способны сбрасывать внешние слои, образовывая при этом туманности планет (это происходит в фазах гелиевой вспышки и спокойствия). Когда оболочки сбрасываются во время вспышки, образуются белые карлики гелиевого типа, имеющие класс спектра DB. Если то же происходит с активными водородными слоевыми источниками, образуются соответственно белые водородныекарлики , они имеют класс DA. Вспышка гелия обладает длительностью, составляющей около 1/5 части от продолжительности цикла пульсации. Данный феномен является объяснением процентного отношения Не-карликов к Н-карликам как 20 к 80.

У больших звёзд (масса которых в восемь-десять раз превышает солнечную массу) в определённый период времени наблюдается «сжигание» элементов Не, Н и С, после чего они трансформируются в белые карлики с богатыми кислородом ядрами. Так как у этих звёзд нет своих термоядерных источников энергии, их излучение обусловлено внутренними тепловыми резервами. Белые карлики не показывают зависимость от соотношения массы и свечения, однако зависят от возраста/светимости. Первоначальные стадии остывания сопровождаются охлаждением нейтрино, которое имеет важнейшее значение.

Планетарная туманность NGC 3132: в центре двойная звезда — аналог Сириуса
Планетарная туманность NGC 3132: в центре двойная звезда — аналог Сириуса

О белых карликах, которые уже остыли

Через миллиарды лет белые карлики становятся чёрными, то есть звёздами, которые не излучают видимый свет. На текущий момент подобные небесные объекты во всей Вселенной отсутствуют, ведь возраст самых первых звёзд слишком мал: не более 13 млрд лет. Но при этом некоторые белые карлики уже успели остыть до температурной отметки менее 4000 К. Важная роль на завершающих этапах остывания чёрных карликов отводится гравитационному захвату и процессу, при котором происходит аннигиляция тёмной материи.

В случае отсутствия дополнительных источников энергии чёрные карлики становятся более тусклыми и охлаждаются до тех пор, пока их температура не сравняется с показателями фоновой температуры Вселенной. Энергия, извлекаемая в процессе аннигиляции тёмной материи, обеспечивает белым карликам дополнительное излучение энергии в течение длительного времени. Излучение чёрного карлика, обусловленное аннигиляцией тёмной материи, имеет приблизительно такие мощностные характеристики: около 1015 Вт.

Несмотря на тот факт, что эта незначительная величина в 1011 раз меньше солнечного излучения, благодаря данному механизму вскоре практически охладившиеся чёрные карлики будут вырабатывать достаточное количество энергии. Процесс выработки энергии прекратится только в случае нарушения целостности галактического гало. После уничтожения тёмной материи данное действие завершится, что приведёт к окончательному угасанию чёрного карлика.

Про связанные с белыми карликами астрономические феномены

Недавно появившиеся белые карлики имеют очень горячий внешний слой, температура которого из-за излучения стремительно падает. Увидеть их можно с помощью применения рентгена, в котором их свечение значительно выше аналогичных показателей звёзд главной последовательности. Для того чтобы наглядно убедиться в этом, стоит посмотреть на фотографии Сириуса, полученные из космической рентгеновской лаборатории, которая называется «Чандра». На фото Sirius В выглядит более ярким, чем Sirius А. Белые карлики имеют отличия по сравнению со всеми остальными звёздами, потому что у последних в рентгеновском излучении излучение обеспечивается благодаря верхнему слою, разогревшемуся до нескольких миллионов К. При этом фотосфера отличается довольно низкой температурой для того, чтобы испускать подобное излучение.

Звёзды из двойных систем, обладающие разными массами, отличаются различными эволюционными темпами. Более массивные элементы зачастую трансформируются в белые карлики, при этом менее тяжёлые располагаются там же, на основной последовательности. Если в ходе развития менее тяжёлая часть переходит на ветвь красных гигантов, звезда, которая эволюционирует, увеличивается до заполнения эквипотенциальной поверхности, содержащей первую точку Лагранжа L 1, то есть до своей полости Роша. Соприкосновение таких полостей в точке либрации ведёт к разным феноменам в сфере астрономии.

Интересные факты

Белым карликом, находящимся ближе всего к Солнцу, считается тусклая звезда Ван Маанена, которая находится в центре созвездия Рыб. Её открытие совершил ещё 1917 г. американский астроном Адриан Ван Маанен в результате сравнения созвездия Рыб в 1914 и 1917 гг. Если рассматривать белые карлики, расположенные в звёздных системах, то ближайшим считается Сириус Б, открытый в 1844 году знаменитым немецким математиком и астрономом Фридрихом Бесселем, наблюдавшим за отклонением от прямолинейной траектории движения Sirius.

Срок жизни белых карликов меняется из-за того, насколько медленно они остывают. На поверхности такой звезды может скопиться достаточное количество газа для превращения в сверхновую. Белые карлики живут миллиарды лет. Самый маленький из них обладает неблагозвучным названием GRW+708247 и находится в созвездии Дракона, самый большой – в созвездии Лисички в центре туманности Гантель (известна также как М27). Исходя из современных оценок, в галактике Млечный Путь находится не менее ста миллионов двойных звёзд, имеющих звание белых карликов.

Согласно прогнозам учёных, через несколько миллиардов лет Солнце увеличится в размерах и превратится в красного гиганта в результате сгорания водорода в его ядре. Затем начнётся процесс синтеза углерода и гелия, что сделает звезду крайне нестабильной и приведёт к образованию звёздного ветра. Синтез гелия повлечёт за собой расширение внешнего слоя, который оторвётся и сформирует туманность планеты. В результате от нашего светила не останется ничего, кроме ядра.

Оцените статью
Добавить комментарий