Hvid dværg

Hvide dværge  er stjerner , der består af elektron-nuklear plasma, blottet for kilder til termonuklear energi og glødende på grund af deres termiske energi , gradvist afkøles over milliarder af år.

Den nærmeste kendte hvide dværg er Sirius B , 8,6 lysår væk . Det antages, at blandt de hundrede stjernesystemer, der er tættest på Solen, er otte stjerner hvide dværge. I øjeblikket udgør hvide dværge ifølge forskellige skøn fra 3 til 10 % af stjernepopulationen i vores galakse (usikkerheden ved estimatet skyldes vanskeligheden ved at observere fjerne hvide dværge på grund af deres lave lysstyrke).

Hvide dværge dannes under udviklingen af ​​stjerner , hvis masse er utilstrækkelig til omdannelse til en neutronstjerne , nemlig den overstiger ikke omkring 10 solmasser , som i vores galakse er mere end 97% af den samlede mængde. Når en hovedsekvensstjerne med lav til mellemmasse er færdig med at omdanne brint til helium, udvider den sig til at blive en rød kæmpe . Den røde kæmpe understøttes af termonukleære reaktioner af omdannelsen af ​​helium til kulstof og oxygen. Hvis massen af ​​den røde kæmpe er utilstrækkelig til at hæve kernens temperatur til det niveau, der er nødvendigt for termonukleære reaktioner, der involverer det resulterende kulstof, akkumuleres det i stjernens kerne sammen med ilt. Stjernen kaster sin ydre skal og danner en planetarisk tåge , og stjernens tidligere kerne bliver til en hvid dværg lavet af kulstof og ilt.

Afhængigt af stjernens begyndelsesmasse kan fusionsreaktioner også stoppe ved helium (for stjerner med meget lav masse, typisk for binære stjernesystemer) eller neon (for stjerner med en masse på 8 til 10,5 solmasser), hvilket vil føre til dannelsen af ​​hvide dværge, bestående af henholdsvis helium eller oxygen, neon og magnesium.

De dannede hvide dværge er kompakte stjerner med masser, der er sammenlignelige med eller større end Solens masse, men med radier 100 gange mindre [1] og følgelig bolometriske lysstyrker ~ 10.000 gange mindre end solens. Den gennemsnitlige tæthed af stof i hvide dværge i deres fotosfærer er 10 5 -10 9 g/cm 3 [1] , hvilket er næsten en million gange højere end tætheden af ​​hovedsekvensstjerner .

Opdagelseshistorie

Opdagelse af hvide dværge

Den første opdagede hvide dværg [3] var stjernen 40 Eridani B i det tredobbelte system 40 Eridani , som blev inkluderet i kataloget over dobbeltstjerner allerede i 1785 af William Herschel [4] . I 1910 henledte Henry Norris Russell opmærksomheden på den unormalt lave lysstyrke på 40 Eridani B ved dens høje farvetemperatur , som senere tjente til at adskille sådanne stjerner i en separat klasse af hvide dværge.

Sirius B og Procyon B var den anden og tredje opdagede hvide dværge . I 1844 fandt direktøren for Königsberg Observatory , Friedrich Bessel , ved at analysere de observationsdata, der var blevet udført siden 1755, at Sirius , den klareste stjerne på jordens himmel, og Procyon periodisk, omend meget svagt, afviger fra en retlinet bane af bevægelse i himmelsfæren [5] . Bessel kom til den konklusion, at hver af dem måtte have en nær ledsager. Beskeden blev mødt med skepsis, eftersom den svage satellit forblev uobserverbar, og dens masse burde have været ret stor - sammenlignelig med massen af ​​henholdsvis Sirius og Procyon.

I januar 1862 opdagede Alvin Graham Clark , mens han justerede en 18-tommers refraktor , det største teleskop i verden på det tidspunkt ( Dearborn Telescope ), efterfølgende leveret af Clark-familiefirmaet til University of Chicago Observatory , en svag stjerne i umiddelbar nærhed af Sirius. Det var Sirius' satellit, Sirius B , forudsagt af Bessel. [6] Og i 1896 opdagede den amerikanske astronom D. M. Scheberle Procyon B og bekræftede dermed Bessels anden forudsigelse.

I 1915 målte den amerikanske astronom Walter Sydney Adams spektret af Sirius B. Af målingerne fulgte det, at dets temperatur ikke var lavere end Sirius A's (ifølge moderne data er overfladetemperaturen på Sirius B 25.000  K , og Sirius A er 10.000 K ), hvilket, under hensyntagen til dens 10.000 gange mindre lysstyrke end Sirius A, indikerer en meget lille radius og følgelig en høj tæthed - 10 6  g / cm 3 (densiteten af ​​Sirius ~ 0,25 g / cm 3 , Solens tæthed ~ 1,4 g/cm 3 ).

I 1917 opdagede Adrian van Maanen [7] en anden hvid dværg, van Maanens stjerne i stjernebilledet Fiskene .

I 1922 foreslog Willem Jakob Leuten at kalde sådanne stjerner for "hvide dværge" [8] .

Tæthedsparadokset

I begyndelsen af ​​det 20. århundrede opdagede Hertzsprung og Russell en regelmæssighed i forhold til spektralklassen (det vil sige temperaturen) og stjernernes lysstyrke - Hertzsprung-Russell-diagrammet (G-R-diagrammet). Det så ud til, at hele rækken af ​​stjerner passede ind i de to grene af GR-diagrammet - hovedsekvensen og grenen af ​​røde kæmper . I løbet af arbejdet med akkumulering af statistikker om fordelingen af ​​stjerner efter spektralklasse og lysstyrke henvendte Russell sig i 1910 til professor Edward Pickering . Russell beskriver yderligere begivenheder som følger [9] :

Jeg var sammen med min ven... Professor E. Pickering på forretningsbesøg. Med karakteristisk venlighed tilbød han at tage spektrene af alle de stjerner, som Hincks og jeg havde observeret ... for at bestemme deres parallakser . Dette stykke tilsyneladende rutinearbejde viste sig at være ret frugtbart - det førte til opdagelsen af, at alle stjerner af meget lille absolut størrelse (dvs. lav lysstyrke) har en spektral type M (dvs. meget lav overfladetemperatur). Som jeg husker, mens jeg diskuterede dette spørgsmål, spurgte jeg Pickering om nogle andre svage stjerner... og nævner især 40 Eridani B . På sin karakteristiske måde sendte han straks en forespørgsel til (Harvard) Observatoriets kontor, og der blev hurtigt modtaget et svar (fra fru Fleming , tror jeg ), at spektret af denne stjerne var A (dvs. høj overfladetemperatur) . Selv i de palæozoiske tider vidste jeg nok om disse ting til straks at indse, at der var en ekstrem uoverensstemmelse mellem, hvad vi dengang ville kalde "mulige" værdier for overfladelysstyrke og tæthed. Jeg lagde tilsyneladende ikke skjul på, at jeg ikke bare var overrasket, men bogstaveligt talt ramt af denne undtagelse fra, hvad der så ud til at være en helt normal regel for stjerners egenskaber. Pickering smilede til mig og sagde: "Det er netop sådanne undtagelser, der fører til udvidelsen af ​​vores viden" - og hvide dværge kom ind i de undersøgtes verden.

Russells overraskelse er ganske forståelig: 40 Eridani B tilhører relativt tætte stjerner, og den observerede parallakse kan bruges til nøjagtigt at bestemme afstanden til den og dermed lysstyrken. Lysstyrken på 40 Eridani B viste sig at være unormalt lav for dens spektraltype - hvide dværge dannede et nyt område på GR-diagrammet . Denne kombination af lysstyrke, masse og temperatur var uforståelig og kunne ikke forklares inden for rammerne af standardmodellen for strukturen af ​​hovedsekvensstjerner udviklet i 1920'erne af Eddington .

Den høje tæthed af hvide dværge forblev uforklarlig inden for rammerne af klassisk fysik og astronomi og fandt kun en forklaring inden for rammerne af kvantemekanikken efter fremkomsten af ​​Fermi-Dirac-statistikker . I 1926 viste Fowler i sin artikel "On dense matter" [10] , at i modsætning til hovedsekvensstjerner, for hvilke tilstandsligningen er baseret på den ideelle gasmodel (standard Eddington model ), for hvide dværge tætheden og stoftryk bestemmes af egenskaberne af den degenererede elektrongas ( Fermi gas ) [10] .

Det næste skridt i at forklare karakteren af ​​hvide dværge var arbejdet af Yakov Frenkel , E. Stoner og Chandrasekhar [11] . I 1928 påpegede Frenkel, at der for hvide dværge skal være en øvre massegrænse, det vil sige, at disse stjerner med en masse over en vis grænse er ustabile og skal kollapse [12] . Den samme konklusion blev uafhængigt nået i 1930 af E. Stoner , som gav et korrekt skøn over den begrænsende masse. Det blev beregnet mere præcist i 1931 af Chandrasekhar i hans værk "Maximum mass of an ideal white dwarf" [13] ( Chandrasekhar limit ) og uafhængigt i 1932 af L. D. Landau [11] .

Oprindelse af hvide dværge

Fowlers løsning forklarede den indre struktur af hvide dværge, men ikke mekanismen for deres oprindelse. To ideer spillede en nøglerolle i at forklare tilblivelsen af ​​hvide dværge: astronomen Ernst Epiks idé om , at røde giganter dannes af hovedsekvensstjerner som et resultat af atombrændsel, der brænder ud, og antagelsen af ​​astronom Vasily Fesenkov lavet kort efter . Anden Verdenskrig, at hovedsekvensstjerner skulle tabe masse, og et sådant tab af masse skulle have en væsentlig indflydelse på stjernernes udvikling . Disse antagelser blev fuldt ud bekræftet.

Tredobbelt heliumreaktion og isotermiske kerner af røde kæmper

Under udviklingen af ​​hovedsekvensstjerner "brændes brint ud"  - nukleosyntese med dannelse af helium (se Bethe-cyklussen ). En sådan udbrændthed fører til ophør af energifrigivelse i de centrale dele af stjernen, kompression og følgelig til en stigning i temperatur og tæthed i dens kerne. En stigning i temperatur og tæthed i stjernekernen fører til forhold, hvor en ny kilde til termonuklear energi aktiveres: heliumudbrænding (triple helium reaktion eller triple alpha proces), som er karakteristisk for røde kæmper og supergiganter.

Ved temperaturer i størrelsesordenen 10 8 K bliver heliumkernernes kinetiske energi høj nok til at overvinde Coulomb-barrieren : to heliumkerner ( 4 He , alfapartikler ) kan smelte sammen og danne den ustabile berylliumisotop 8 Be :

Det meste af 8 Be henfalder igen til to alfapartikler, men når 8 Be kolliderer med en højenergi alfapartikel, kan der dannes en stabil kulstofkerne 12C :

+ 7,3 MeV.

På trods af den meget lave ligevægtskoncentration af 8 Be (for eksempel ved en temperatur på ~10 8  K, koncentrationsforholdet [ 8 Be]/[ 4 He] ~ 10 −10 ), viser hastigheden af ​​en sådan tredobbelt heliumreaktion sig at være tilstrækkelig til at opnå en ny hydrostatisk ligevægt i stjernens varme kerne. Temperaturafhængigheden af ​​energifrigivelsen i den tredobbelte heliumreaktion er ekstrem høj, så for temperaturområdet ~1-2⋅10 8 K er energifrigivelsen :

hvor  er den delvise koncentration af helium i kernen (i det betragtede tilfælde af "udbrænding" af brint, er det tæt på enhed).

Den tredobbelte heliumreaktion er karakteriseret ved en meget lavere energifrigivelse end Bethe-cyklussen : målt i en enhedsmasse er energifrigivelsen under "afbrændingen" af helium mere end 10 gange lavere end under "afbrændingen" af brint . Efterhånden som helium brænder ud, og energikilden i kernen er opbrugt, er mere komplekse nukleosyntesereaktioner også mulige, men for det første kræver sådanne reaktioner stadig højere temperaturer, og for det andet falder energifrigivelsen pr. masseenhed i sådanne reaktioner, efterhånden som massen antallet af kerner involveret i reaktionen.

En yderligere faktor, der tilsyneladende påvirker udviklingen af ​​røde kæmpekerner, er en kombination af den høje temperaturfølsomhed af den tredobbelte heliumreaktion, såvel som fusionsreaktionen af ​​tungere kerner med neutrino-kølemekanismen : ved høje temperaturer og tryk kan fotoner være spredt af elektroner med dannelsen af ​​neutrino -antineutrino-par, der frit transporterer energi fra kernen: stjernen er gennemsigtig for dem. Hastigheden af ​​en sådan volumetrisk neutrinokøling, i modsætning til den klassiske overfladefotonafkøling , er ikke begrænset af processerne med energioverførsel fra det indre af en stjerne til dens fotosfære . Som et resultat af nukleosyntesereaktionen opnås en ny ligevægt i stjernens kerne, karakteriseret ved den samme kernetemperatur: der dannes en isoterm kerne .

I tilfælde af røde kæmper med en relativt lille masse (i størrelsesordenen af ​​solen) består de isotermiske kerner hovedsageligt af helium, for mere massive stjerners tilfælde af kulstof og tungere grundstoffer. Men under alle omstændigheder er tætheden af ​​en sådan isoterm kerne så høj, at afstandene mellem elektronerne i plasmaet , der danner kernen, står i forhold til deres De Broglie-bølgelængde , det vil sige, at betingelserne for degenerering af elektrongassen er opfyldt. . Beregninger viser, at tætheden af ​​isotermiske kerner svarer til densiteten af ​​hvide dværge, det vil sige, at kernerne af røde kæmper er hvide dværge .

Et fotografi af den kugleformede stjernehob NGC 6397 identificerer hvide dværge af begge typer: heliumhvide dværge, som opstod under udviklingen af ​​mindre massive stjerner, og kulstofhvide dværge, resultatet af udviklingen af ​​stjerner med en større masse.

Tab af masse af røde giganter og udskillelse af deres skaller

Kernereaktioner i røde kæmper forekommer ikke kun i kernen: Efterhånden som brint brænder ud i kernen, spredes heliumnukleosyntesen til områder af stjernen, der stadig er rige på brint, og danner et sfærisk lag på grænsen mellem brintfattig og brintrig regioner. En lignende situation opstår med den tredobbelte heliumreaktion: Da helium brænder ud i kernen, koncentreres det også i et sfærisk lag ved grænsen mellem heliumfattige og heliumrige områder. Lysstyrken af ​​stjerner med sådanne "to-lags" områder af nukleosyntese stiger betydeligt og når omkring flere tusinde lysstyrker af Solen, mens stjernen "svulmer op" og øger dens diameter til størrelsen af ​​Jordens bane. Zonen for heliumnukleosyntese stiger til stjernens overflade: brøkdelen af ​​massen inde i denne zone er ~70% af stjernens masse. "Inflation" er ledsaget af en ret intens udstrømning af stof fra stjernens overflade; objekter såsom protoplanetariske tåger observeres .

Sådanne stjerner er tydeligt ustabile, og i 1956 foreslog astronomen og astrofysikeren Iosif Shklovsky en mekanisme til dannelse af planetariske tåger gennem udstødning af røde kæmpeskaller, mens eksponeringen af ​​isotermiske degenererede kerner af sådanne stjerner fører til fødslen af ​​hvide dværge [ 14] . De nøjagtige mekanismer for massetab og yderligere udstødning af skallen for sådanne stjerner er stadig uklare, men følgende faktorer kan antages, der kan bidrage til tabet af skallen:

På den ene eller anden måde, men en tilstrækkelig lang periode med relativt rolig udstrømning af stof fra overfladen af ​​røde giganter ender med udstødningen af ​​dens skal og eksponeringen af ​​dens kerne. En sådan udskudt skal observeres som en planetarisk tåge. Ekspansionshastighederne for protoplanetariske tåger er titusinder af km/s, det vil sige, at de er tæt på værdien af ​​parabolske hastigheder på overfladen af ​​røde kæmper, hvilket tjener som en yderligere bekræftelse af deres dannelse ved frigivelse af "overskydende masse" af røde kæmper.

Scenariet for afslutningen af ​​udviklingen af ​​røde giganter foreslået af Shklovsky er nu generelt accepteret og understøttet af talrige observationsdata.

Sammenbrud af hvide dværge

Teoretikere har forudsagt, at unge hvide dværge skulle trække sig sammen tidligt i deres udvikling. Ifølge beregninger kan radius af en typisk hvid dværg på grund af den gradvise afkøling reduceres med flere hundrede kilometer i de første millioner år af dens eksistens. I 2017, russiske astrofysikere fra P.K. Sternberg State Astronomical Institute of Moscow State University , Institute of Astronomy of the Russian Academy of Sciences , A.I. Alikhanov Institute for Theoretical and Experimental Physics og National Institute of Astrophysics (Milano) under vejledning af Professor Sergei Borisovich Popov [15] for første gang i I verden er der blevet dokumenteret en ung hvid dværg, som er hurtigt aftagende i radius. Russiske videnskabsmænd og deres italienske assistenter undersøgte røntgenstrålingen fra det binære system HD49798/RX J0648.0-4418 , beliggende i stjernebilledet Puppis i en afstand af to tusinde lysår fra Jorden [16] [17] . Forskningsresultaterne blev offentliggjort i Monthly Notices of the Royal Astronomical Society i februar 2018. [18] [19]

Fysik og egenskaber af hvide dværge

Som allerede nævnt er masserne af hvide dværge af størrelsesordenen af ​​solen, men dimensionerne er kun en hundrededel (og endnu mindre) af solradius, det vil sige, at stoftætheden i hvide dværge er ekstrem høj og udgør  ca. g / cm3 . Ved sådanne tætheder ødelægges atomernes elektronskaller, og stoffet er et elektron-nuklear plasma, og dets elektroniske komponent er en degenereret elektrongas. Trykket af en sådan gas adlyder afhængigheden

hvor  er dens massefylde, det vil sige, i modsætning til Clapeyron-ligningen ( ideal gasligning af tilstand ), for en degenereret elektrongas, er temperaturen ikke inkluderet i tilstandsligningen  - dens tryk afhænger ikke af temperaturen, og derfor strukturen af ​​hvide dværge afhænger ikke af temperaturen. For hvide dværge er der således, i modsætning til hovedsekvensstjerner og giganter, ingen masse-lysstyrke-forhold.

Kemisk sammensætning

Den kemiske sammensætning af en hvid dværg bestemmes af det stadium , hvor termonukleære reaktioner inde i stamstjernen sluttede [20] .

Hvis massen af ​​den oprindelige stjerne er lille, 0,08-0,5 solmasser, hvilket ikke er nok til at starte heliumforbrænding , så efter at hele forsyningen af ​​brint er brugt op, bliver sådanne stjerner heliumhvide dværge med en masse på op til 0,5 solar. masser.

Hvis den oprindelige stjerne har en masse på 0,5-8 solmasser, så er dette nok til en heliumflash , stjernens udvikling vil fortsætte i den røde kæmpefase og stoppe først, efter at heliumet er brændt ud. Den resulterende degenererede kerne af en sådan stjerne vil blive en kulstof-ilt hvid dværg med en masse på 0,5-1,2 solmasser.

Når den oprindelige stjerne har en masse på 8-12 solmasser, er dette nok til at begynde at brænde kulstof , stjernens udvikling vil fortsætte yderligere, og kulstoffet i dens indre kan forarbejdes til tungere grundstoffer, især neon og magnesium. Og så kan det sidste trin i udviklingen af ​​en sådan stjerne være dannelsen af ​​en ilt-neon-magnesium hvid dværg med en masse tæt på Chandrasekhar-grænsen .

Masse-radius forhold

Tilstandsligningen for en degenereret elektrongas er gyldig for en kold elektrongas, men temperaturen, selv et par millioner kelvin , er lille sammenlignet med elektronernes karakteristiske Fermi-energi ( ). Samtidig, med en stigning i stoffets tæthed på grund af Pauli-forbuddet (to elektroner kan ikke have samme kvantetilstand, dvs. samme energi og spin ), øges elektronernes energi og hastighed så meget, at effekter af relativitetsteorien begynder at virke  - den degenererede elektrongas bliver relativistisk. Afhængigheden af ​​trykket af en relativistisk degenereret elektrongas på tætheden er allerede anderledes:

En interessant situation opstår for en sådan tilstandsligning. Gennemsnitlig tæthed af en hvid dværg

hvor  er massen og  er radius af den hvide dværg.

Så trykket

og trykkraften modsat tyngdekraften og lig med trykfaldet i dybden:

Gravitationskræfter, der modarbejder tryk:

det vil sige, at selvom trykfaldet og gravitationskræfterne er lige afhængige af radius, afhænger de forskelligt af massen - samt hhv. Konsekvensen af ​​dette afhængighedsforhold er eksistensen af ​​en vis værdi af stjernens masse, ved hvilken gravitationskræfterne balanceres af trykkræfter, og med en stigning i massen af ​​en hvid dværg falder dens radius .

Chandrasekhar grænse

En anden konsekvens er, at hvis massen er større end en eller anden grænse ( Chandrasekhar grænsen ), så vil stjernen kollapse .

Der er således en øvre massegrænse for hvide dværge . Interessant nok er der en lignende nedre grænse for observerede hvide dværge: da stjernernes udviklingshastighed er proportional med deres masse, kan vi observere hvide dværge med lav masse som resterne af kun de stjerner, der nåede at udvikle sig i løbet af tiden fra indledende periode med stjernedannelse af universet til i dag.

Funktioner af spektre og spektral klassificering

Spektrene for hvide dværge er meget forskellige fra hovedsekvensstjerner og kæmper. Deres hovedtræk er et lille antal stærkt udvidede absorptionslinjer, og nogle hvide dværge ( spektral type DC) indeholder slet ikke mærkbare absorptionslinjer. Det lille antal absorptionslinjer i spektrene af stjerner i denne klasse forklares af den meget stærke udvidelse af linjerne: kun de stærkeste absorptionslinjer, udvidelse, har tilstrækkelig dybde til at forblive mærkbare, og de svage på grund af deres lave dybde , praktisk talt smelte sammen med det kontinuerlige spektrum.

Funktionerne i spektrene af hvide dværge forklares af flere faktorer. For det første, på grund af den høje tæthed af hvide dværge, er frifaldsaccelerationen på deres overflade ~10 8 cm (eller ~1000 km/s2 s/ En anden konsekvens af et stærkt gravitationsfelt på overfladen er den gravitationelle rødforskydning af linjer i deres spektre, hvilket svarer til hastigheder på flere titusinder af km/s. For det andet udviser nogle hvide dværge med stærke magnetfelter stærk polarisering af stråling og spaltning af spektrallinjer på grund af Zeeman-effekten .

Hvide dværge er allokeret til en separat spektral klasse D (fra den engelske  Dwarf  - dværg), en klassifikation bruges i øjeblikket, der afspejler funktionerne i spektrene af hvide dværge, foreslået i 1983 af Edward Sion; i denne klassifikation er spektralklassen skrevet i følgende format [21] :

D [underklasse] [spektrumfunktioner] [temperaturindeks] ,

følgende underklasser er defineret:

og spektrale træk:

Udviklingen af ​​hvide dværge

Hvide dværge begynder deres udvikling som de blotlagte degenererede kerner af røde giganter, der har kastet deres skal af sig - det vil sige som de centrale stjerner i unge planetariske tåger . Temperaturerne på fotosfærerne i kernerne af unge planetariske tåger er ekstremt høje; for eksempel varierer temperaturen på den centrale stjerne i NGC 7293- tågen fra 90.000 K (estimeret ud fra absorptionslinjer) til 130.000 K (estimeret ud fra en røntgenstråle spektrum) [22] . Ved sådanne temperaturer er det meste af spektret hårde ultraviolette og bløde røntgenstråler.

Samtidig er de observerede hvide dværge i deres spektre hovedsageligt opdelt i to store grupper - "hydrogen" spektral type DA, i hvis spektre der ikke er heliumlinjer, som udgør ~ 80% af bestanden af ​​hvide dværge , og "helium" spektral type DB uden brintlinjer i spektre, der udgør de fleste af de resterende 20% af befolkningen. Årsagen til denne forskel i sammensætningen af ​​atmosfærerne af hvide dværge forblev uklar i lang tid. I 1984 overvejede Iko Iben scenarier for hvide dværges "udgang" fra pulserende røde kæmper placeret på den asymptotiske kæmpegren i forskellige pulsationsfaser [23] . På det sene stadie af evolutionen danner røde kæmper med masser op til ti solmasser, som et resultat af "udbrændingen" af heliumkernen, en degenereret kerne, der hovedsageligt består af kulstof og tungere grundstoffer, omgivet af en ikke-degenereret kerne. heliumpladekilde, hvori en tredobbelt heliumreaktion finder sted. Til gengæld er der over den en lagdelt brintkilde, hvor termonukleære reaktioner i Bethe-cyklussen finder sted, omdannelsen af ​​brint til helium, omgivet af en brintskal; således er den eksterne hydrogenlagkilde "producenten" af helium til heliumlagskilden. Forbrændingen af ​​helium i en lagdelt kilde er udsat for termisk ustabilitet på grund af dens ekstremt høje temperaturafhængighed, og dette forværres af den højere brint-til-helium-omdannelseshastighed sammenlignet med helium-forbrændingshastigheden; resultatet er akkumulering af helium, dets komprimering til begyndelsen af ​​degeneration, en kraftig stigning i hastigheden af ​​den tredobbelte heliumreaktion og udviklingen af ​​en heliumpladeflash .

I løbet af ekstremt kort tid (~30 år) stiger heliumkildens lysstyrke så meget, at heliumforbrænding går ind i konvektionsregimet, laget udvider sig og skubber brintlagskilden udad, hvilket fører til dens afkøling og ophør af brint forbrænding. Efter at det overskydende helium brænder ud under udbruddet, falder heliumlagets lysstyrke, den røde kæmpes ydre brintlag skrumper, og brintlagskilden antændes igen.

Iben foreslog, at en pulserende rød kæmpe kunne kaste sin skal og danne en planetarisk tåge, både i helium-flashfasen og i den hvilende fase med en aktiv brintkilde, og da skallens adskillelsesoverflade er faseafhængig, når skallen er kastes under en heliumflash blotlægges en "helium" hvid dværg af spektral type DB, og når hylsteret udstødes af en kæmpe med en aktiv brintkilde, afsløres en "hydrogen" dværg DA; varigheden af ​​heliumflashen er omkring 20 % af varigheden af ​​pulsationscyklussen, hvilket forklarer forholdet mellem brint- og heliumdværge DA:DB ~ 80:20 .

Store stjerner ( 7-10 gange tungere end Solen) "brænder" på et tidspunkt brint, helium og kulstof og bliver til hvide dværge med en iltrig kerne. Stjernerne SDSS 0922+2928 og SDSS 1102+2054 med en iltholdig atmosfære bekræfter dette. [24]

Da hvide dværge er frataget deres egne termonukleare energikilder, udstråler de på bekostning af deres varmereserver. Strålingseffekten af ​​et sort legeme (integreret effekt over hele spektret), pr. overfladearealenhed , er proportional med kropstemperaturens fjerde potens :

hvor  er effekten pr. arealenhed af den udstrålende overflade, og  er Stefan-Boltzmann konstanten .

Som allerede nævnt er temperaturen ikke inkluderet i tilstandsligningen for en degenereret elektrongas - det vil sige, radius af en hvid dværg og det udstrålende område forbliver uændret: som et resultat, for det første, for hvide dværge er der ingen masse- lysstyrkeafhængighed, men der er en alder-lysstyrkeafhængighed kun af temperatur, men ikke af området af den udstrålende overflade), og for det andet bør supervarme unge hvide dværge køle ret hurtigt, da strålingsfluxen og følgelig kølehastighed, er proportional med temperaturens fjerde potens.

I de tidlige stadier af hvid dværg afkøling spiller neutrino afkøling en ekstremt vigtig rolle ; ved høje lysstyrker kan disse processer fjerne meget mere energi fra det indre af en stjerne, end der udsendes fra overfladen i form af fotoner [25] . Neutrinokøling er meget afhængig af temperatur, forskellige svage processer, der opstår under afkøling, kan være proportionale med fra til .

Afkølede hvide dværge

I grænsen, efter titusindvis af milliarder af års afkøling, bør enhver hvid dværg blive til en såkaldt sort dværg (udsender ikke synligt lys). Selvom der endnu ikke er observeret sådanne objekter i universet (ifølge nogle[ hvad? ] beregninger kræves der minimum 10 15 år for at en hvid dværg kan afkøle til en temperatur på 5 K ), da den tid, der er gået siden dannelsen af ​​de første stjerner i universet, er (ifølge moderne begreber) omkring 13 milliarder år , men nogle hvide dværge er allerede afkølet til temperaturer under 4000 kelvin (for eksempel hvide dværge WD 0346+246 og SDSS J110217, 48+411315.4 med temperaturer på 3700–3800 K og spektraltype M0 i en afstand på ca. 100 lysår fra ca. Solen [26] ), som sammen med deres små størrelser gør dem til at opdage er en meget vanskelig opgave.

I de sidste stadier af afkøling af sorte dværge (efter 10-15 år) vil processen med gravitationsindfangning og udslettelse af mørkt stof spille en vigtig rolle . I mangel af en ekstra energikilde ville sorte dværge blive koldere og svagere, indtil deres temperatur var lig med universets baggrundstemperatur. Men takket være den energi, de udvinder fra udslettelse af mørkt stof, vil hvide dværge være i stand til at udstråle yderligere energi i meget lang tid. Den samlede strålingseffekt fra en sort dværg er på grund af processen med udslettelse af mørkt stof cirka 10 15 watt. Og selvom denne ubetydelige kraft er omkring hundrede milliarder (10 11 ) gange svagere end solstrålingseffekten, er det denne energiproduktionsmekanisme, der vil være den vigtigste i fremtidens næsten afkølede sorte dværge. En sådan energiproduktion vil fortsætte, så længe den galaktiske halo forbliver intakt, det vil sige i 10 20  - 10 25 år [27] [28] . Så vil udslettelse af mørkt stof gradvist stoppe, og de vil køle helt ned.

Astronomiske fænomener, der involverer hvide dværge

Røntgenstråling fra hvide dværge

Overfladetemperaturen på unge hvide dværge, isotrope stjernekerner efter skaludstødning, er meget høj - mere end 2⋅10 5  K , men falder ret hurtigt på grund af stråling fra overfladen. Sådanne meget unge hvide dværge observeres i røntgenområdet (for eksempel observationer af den hvide dværg HZ 43 af ROSAT-satellitten). I røntgenområdet overstiger lysstyrken af ​​hvide dværge lysstyrken af ​​hovedsekvensstjerner: billederne af Sirius taget af Chandra røntgenteleskopet kan tjene som en illustration - på dem ser den hvide dværg Sirius B lysere ud end Sirius A af spektralklasse A1, som er ~ 10.000 gange i det optiske område lysere end Sirius B [29] .

Overfladetemperaturen på de varmeste hvide dværge er 7⋅10 4  K , den koldeste er mindre end 4⋅10 3  K (se f.eks. Van Maanens Star og WD 0346+246 med SDSS J110217, 48+411315.4 af spektraltype M0 ).

Et træk ved strålingen fra hvide dværge i røntgenområdet er det faktum, at hovedkilden til røntgenstråling for dem er fotosfæren , som skarpt adskiller dem fra "normale" stjerner: i sidstnævnte udsender kronen X -stråler , opvarmet til flere millioner kelvin, og fotosfærens temperatur er for lav til udsendelse af røntgenstråler.

I mangel af tilvækst er kilden til lysstyrke for hvide dværge forsyningen af ​​termisk energi fra ioner i deres indre; derfor afhænger deres lysstyrke af alder. En kvantitativ teori om afkøling af hvide dværge blev bygget i slutningen af ​​1940'erne af professor Samuil Kaplan [30] .

Accretion på hvide dværge i binære systemer

Under udviklingen af ​​stjerner med forskellige masser i binære systemer er udviklingshastighederne for komponenterne ikke de samme, mens den mere massive komponent kan udvikle sig til en hvid dværg, mens den mindre massive kan forblive på hovedsekvensen på dette tidspunkt . Efterhånden som den mindre massive komponent forlader hovedsekvensen under evolutionen og flytter til den røde kæmpegren, begynder størrelsen af ​​den udviklende stjerne at vokse, indtil den fylder sin Roche-lap . Da Roche-lapperne af komponenterne i det binære system rører ved Lagrange-punktet L 1 , på dette trin af udviklingen af ​​den mindre massive komponent gennem punktet L 1 , strømningen af ​​stof fra den røde kæmpe ind i Roche-loben af hvid dværg begynder og yderligere ophobning af brintrigt stof på dens overflade, hvilket fører til seriens astronomiske fænomener:

Noter

  1. ↑ 1 2 Ya. B. Zeldovich , S. I. Blinnikov, N. I. Shakura . Fysisk grundlag for stjernernes struktur og udvikling . - M . : MGU, 1981. Arkiveret kopi (utilgængeligt link) . Hentet 7. marts 2005. Arkiveret fra originalen 18. februar 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. Hvide dværge. - Amsterdam: Nord-Holland, 1958. - S. 1.
  4. ↑ Catalog of Double Stars , William Herschel, Philosophical Transactions of the Royal Society of London 75 (1785), s. 40-126
  5. ↑ Om Procyons og  Sirius ' egentlige bevægelser . Månedlige meddelelser fra Royal Astronomical Society (12. januar 1844). Hentet 22. juli 2009. Arkiveret fra originalen 22. august 2011.
  6. ↑ Flammarion C. The Companion of Sirius  //  Astronomisk register: tidsskrift. - 1877. - Bd. 15 . - S. 186-189 .
  7. ↑ van Maanen A. Two Faint Stars with Large Proper Motion  //  Publications of the Astronomical Society of the Pacific. - 1917. - Bd. 29 , nr. 172 . - S. 258-259 . - doi : 10.1086/122654 . - .
  8. ↑ Holberg, J. B. How Degenerate Stars Came to be Known as White Dwarfs  //  American Astronomical Society Meeting 207: journal. - 2005. - Bd. 207 . - S. 1503 . - .
  9. ↑ V. V. Ivanov. Hvide dværge . Astronet . Astronet (17. september 2002). Hentet 6. maj 2009. Arkiveret fra originalen 22. august 2011.
  10. ↑ 1 2 Fowler R. H. Om tæt stof  //  Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. - 1926. - Bd. 87 , iss. 2 . - S. 114-122 . - doi : 10.1093/mnras/87.2.114 . - .
  11. ↑ 1 2 Yakovlev D. G. Ya. I. Frenkels arbejde om samhørighedskræfter og teorien om hvide dværge (På 100-året for Ya. I. Frenkels fødsel)  // Uspekhi fizicheskikh nauk . - Det russiske videnskabsakademi , 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  (tysk)  // Zeitschrift für Physik. - 1928. - Bd. 50 , nej. 3-4 . - S. 234-248 . - doi : 10.1007/BF01328867 .
  13. ↑ Chandrasekhar S. Den maksimale masse af ideelle hvide dværge  //  Astrophysical Journal. - 1931. - Bd. 74 . - S. 81-82 . - doi : 10.1086/143324 . — .
  14. ↑ Shklovsky I. S. Om naturen af ​​planetariske tåger og deres kerner  // Astronomical Journal. - 1956. - T. 33 , nr. 3 . - S. 315-329 .
  15. ↑ Sergey Popov . xray.sai.msu.ru. Hentet 14. maj 2019. Arkiveret fra originalen 29. juli 2019.
  16. ↑ Russiske videnskabsmænd var de første i verden til at opdage komprimeringen af ​​en hvid dværg - Vesti.Nauka . https://nauka.vesti.ru.+ Hentet 14. maj 2019. Arkiveret 14. maj 2019.
  17. ↑ Revision PM . Astrofysikere har observeret krympningen af ​​en hvid dværg for første gang i verden  (russisk) , Popular Mechanics  (14. november 2017). Arkiveret fra originalen den 14. november 2017. Hentet 14. november 2017.
  18. ↑ L.R. Yungelson, A.G. Kuranov, S.I. Blinnikov, S. Mereghetti, S.B. Popov. En ung kontraherende hvid dværg i den ejendommelige binære HD 49798/RX J0648.0−4418?  (engelsk)  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . — Oxford University Press , 2018-02-21. — Bd. 474 , udg. 2 . - S. 2750-2756 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/stx2910 . Arkiveret fra originalen den 22. januar 2022.
  19. ↑ Astrofysikere fra Moscow State University observerede en krympende hvid dværg for første gang i verden . www.msu.ru Hentet 14. maj 2019. Arkiveret fra originalen 14. maj 2019.
  20. ↑ Pulserende hvide dværge og atmosfæriske neutronstjerner i Lenta.ru astrosurvey Arkivkopi dateret 28. februar 2014 på Wayback Machine // Lenta.ru.
  21. ↑ E. M. Sion, J. L. Greenstein, J. D. Landstreet, J. Liebert, H. L. Shipman, G. A. Wegner. Et foreslået nyt spektralklassifikationssystem for hvid dværg  //  The Astrophysical Journal. - 1983. - Bd. 269 , nr. 1 . - S. 253-257 . - doi : 10.1086/161036 . - .
  22. ↑ Leahy, D.A.; C.Y. Zhang, Sun Kwok. To-temperatur røntgenstråling fra den planetariske tåge NGC 7293  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1994. - Vol. 422 . - S. 205-207 .
  23. ↑ Iben Jr, I. Om frekvensen af ​​planetariske nebula-kerner drevet af heliumbrænding og om frekvensen af ​​hvide dværge med atmosfærer med brintmangel  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1984. - Vol. 277 . - S. 333-354 . — ISSN 0004-637X .
  24. ↑ Sofia Neskuchnaya. Dværgen indånder ilt . gazeta.ru (13. november 2009). Hentet 23. maj 2011. Arkiveret fra originalen 22. august 2011.
  25. ↑ Binnikov S.I. Afkøling af hvide dværge // Hvide dværge. - M . : Viden, 1977. - 64 s.
  26. ↑ 12 milliarder år gamle hvide dværgstjerner kun 100 lysår væk Arkiveret 27. februar 2015 på Wayback Machine .
  27. ↑ Fred C. Adams; Gregory Laughlin. A Dying Universe: The Long Term Fate and Evolution of Astrophysical Objects  // Anmeldelser af moderne fysik  : tidsskrift  . - 1997. - April ( bd. 69 , nr. 2 ). - s. 337-372 . - doi : 10.1103/RevModPhys.69.337 . - . — arXiv : astro-ph/9701131 .
  28. ↑ Kapitel 3. Forfaldstiden. 15 < η < 39. "Fem aldre i universet" | Adams Fred | Laughlin Greg . Hentet 6. april 2019. Arkiveret fra originalen 6. april 2019.
  29. ↑ Sirius A og B: Et dobbeltstjernesystem i stjernebilledet Canis Major // Fotoalbum af Chandra X-Ray Observatory Arkiveret 7. oktober 2020 på Wayback Machine .
  30. ↑ Ivanov V.V. Hvide dværge (utilgængeligt link) . Astronomisk Institut. V. V. Sobolev. Dato for adgang: 6. januar 2010. Arkiveret fra originalen 7. august 2007. 

Litteratur

Links

  Gå til Wikidata-elementet  Ordbøger og encyklopædier
I bibliografiske kataloger