Fehér törpe

A fehér törpék elektron-nukleáris plazmából álló csillagok ,  amelyek mentesek a termonukleáris energiaforrásoktól , és hőenergiájuk miatt izzanak , és évmilliárdok alatt fokozatosan lehűlnek.

A legközelebbi ismert fehér törpe a Sirius B , amely 8,6 fényévre van tőle . Feltételezzük, hogy a Naphoz legközelebb eső száz csillagrendszer közül nyolc csillag fehér törpe. Jelenleg a fehér törpék különböző becslések szerint galaxisunk csillagpopulációjának 3-10%-át teszik ki (a becslés bizonytalansága a távoli fehér törpék megfigyelésének nehézségeiből adódik, mert alacsony fényerősségük).

A fehér törpék a csillagok evolúciója során keletkeznek, amelyek tömege nem elegendő a neutroncsillaggá való átalakuláshoz , vagyis nem haladja meg a 10 naptömeget , ami galaxisunkban a teljes tömegnek több mint 97%-a. Amikor egy kis-közepes tömegű fősorozatbeli csillag befejezi a hidrogén héliummá történő átalakítását , kitágul és vörös óriássá válik . A vörös óriást a hélium szénné és oxigénné való átalakulásának termonukleáris reakciói támogatják. Ha a vörös óriás tömege nem elegendő ahhoz, hogy a mag hőmérsékletét a keletkező szén részvételével zajló termonukleáris reakciókhoz szükséges szintre emelje, az oxigénnel együtt felhalmozódik a csillag magjában. A csillag ledobja külső héját, bolygóködöt képezve , és a csillag korábbi magja szénből és oxigénből álló fehér törpévé válik.

A csillag kezdeti tömegétől függően a fúziós reakció leállhat héliumnál (nagyon kis tömegű csillagoknál, jellemző a kettős csillagrendszerekre) vagy neonnál (8-10,5 naptömegű csillagoknál), ami a fehér törpék kialakulása, amelyek héliumból vagy oxigénből, neonból és magnéziumból állnak.

A képződött fehér törpék kompakt csillagok, amelyek tömege a Nap tömegéhez hasonlítható vagy nagyobb, de sugara 100-szor kisebb [1] , és ennek megfelelően a bolometrikus fényessége körülbelül 10 000-szer kisebb, mint a Napé. A fehér törpék átlagos anyagsűrűsége fotoszférájukban 10 5-10 9 g/cm 3 [1] , ami majdnem egymilliószor nagyobb, mint a fő sorozatba tartozó csillagok sűrűsége .

Felfedezési előzmények

A fehér törpék felfedezése

Az első felfedezett fehér törpe [3] a 40 Eridani hármas rendszerben lévő 40 Eridani B csillag volt, amelyet William Herschel [4] már 1785 -ben felvett a kettőscsillagok katalógusába . 1910 -ben Henry Norris Russell felhívta a figyelmet a 40 Eridani B rendellenesen alacsony fényességére a magas színhőmérsékleten , ami később arra szolgált, hogy az ilyen csillagokat a fehér törpék külön osztályába különítse.

A Sirius B és a Procyon B volt a második és harmadik felfedezett fehér törpe . 1844-ben a königsbergi obszervatórium igazgatója, Friedrich Bessel az 1755 óta végzett megfigyelési adatokat elemezve azt találta, hogy a Szíriusz , a Föld égboltjának legfényesebb csillaga és a Procyon időszakonként, bár nagyon gyengén, de eltérnek egy egyenes vonalú pályától. mozgás az égi szférában [5] . Bessel arra a következtetésre jutott, hogy mindegyiküknek van egy közeli társa. Az üzenetet szkepticizmus fogadta, mivel a halvány műhold nem volt megfigyelhető, tömegének pedig meglehetősen nagynak kellett lennie - a Szíriusz és a Procyon tömegéhez mérhető.

1862 januárjában Alvin Graham Clark egy 18 hüvelykes refraktor beállítása közben , a világ akkori legnagyobb távcsövén ( Dearborn Telescope ), amelyet később a Clark család cége szállított a Chicagói Egyetem Obszervatóriumának , egy halvány csillagot fedezett fel a a Szíriusz közvetlen közelében. A Sirius műholdja, a Sirius B volt , amelyet Bessel jósolt meg. [6] 1896 -ban pedig D. M. Scheberle amerikai csillagász felfedezte a Procyon B-t, megerősítve ezzel Bessel második jóslását.

1915-ben Walter Sydney Adams amerikai csillagász megmérte a Sirius B spektrumát. A mérésekből az következett, hogy hőmérséklete nem volt alacsonyabb, mint a Sirius A (modern adatok szerint a Sirius B felszíni hőmérséklete 25 000  K , a Sirius pedig A értéke 10 000 K ), ami, figyelembe véve 10 000-szer kisebb fényerőt, mint a Sirius A-é, nagyon kis sugarat és ennek megfelelően nagy sűrűséget jelez - 10 6  g / cm 3 (a Sirius sűrűsége ~ 0,25 g / cm 3 , a Nap sűrűsége ~ 1,4 g/cm 3 ).

1917-ben Adrian van Maanen felfedezett [7] egy másik fehér törpét, van Maanen csillagát a Halak csillagképben .

1922 -ben Willem Jakob Leuten azt javasolta, hogy nevezzék ezeket a csillagokat "fehér törpének" [8] .

A sűrűségparadoxon

A 20. század elején Hertzsprung és Russell szabályszerűséget fedezett fel a csillagok spektrális osztályával (vagyis hőmérsékletével) és fényességével kapcsolatban - a Hertzsprung-Russell diagramot (G-R diagram). Úgy tűnt, hogy a csillagok sokfélesége belefér a G-R diagram két ágába - a fő sorozatba és a vörös óriások ágába . Russell 1910-ben Edward Pickering professzorhoz fordult a csillagok spektrális osztályok és fényesség szerinti eloszlására vonatkozó statisztikák felhalmozásával kapcsolatos munka során . Russell a következőképpen írja le a további eseményeket [9] :

Egy üzleti látogatáson voltam a barátommal... E. Pickering professzorral. Jellegzetes kedvességgel felajánlotta, hogy felveszi az összes csillag spektrumát, amelyet Hincks és én megfigyeltünk... hogy meghatározzák a parallaxisukat . Ez a látszólag rutinmunka meglehetősen gyümölcsözőnek bizonyult – ez vezetett ahhoz a felfedezéshez, hogy minden nagyon kicsi abszolút magnitúdójú (azaz alacsony fényerősségű) csillagnak van M spektrális típusa (azaz nagyon alacsony felületi hőmérsékletű). Emlékeim szerint a kérdés megvitatása közben megkérdeztem Pickeringet néhány más halvány csillagról..., különös tekintettel a 40 Eridani B -re . A rá jellemző módon azonnal érdeklődést küldött a (Harvard) Obszervatórium irodájába, és hamarosan érkezett egy válasz (szerintem Mrs. Flemingtől ), hogy ennek a csillagnak a spektruma A (azaz magas felszíni hőmérséklet) . Még azokban a paleozoikum időkben is eleget tudtam ezekről a dolgokról ahhoz, hogy azonnal észrevegyem: rendkívüli eltérés van a felszíni fényesség és sűrűség „lehetséges” értékei között. Láthatóan nem titkoltam, hogy nem csak meglepett, hanem szó szerint is megdöbbentett ez a kivétel a csillagok jellemzőire vonatkozó, teljesen normálisnak tűnő szabály alól. Pickering rám mosolygott, és azt mondta: „Éppen az ilyen kivételek vezetnek tudásunk bővüléséhez” – és beléptek a fehér törpék a kutatott világba.

Russell meglepetése teljesen érthető: a 40 Eridani B viszonylag közeli csillagokhoz tartozik, és a megfigyelt parallaxis segítségével pontosan meghatározható a távolság és ennek megfelelően a fényesség. A 40 Eridani B fényereje rendellenesen alacsonynak bizonyult a spektrális típusához képest – a fehér törpék új régiót alkottak a G-R diagramon . A fényesség, a tömeg és a hőmérséklet ezen kombinációja érthetetlen volt, és nem magyarázható a fősorozat csillagainak szerkezetének szabványos modelljének keretein belül, amelyet az 1920-as években Eddington dolgozott ki .

A fehér törpék nagy sűrűsége a klasszikus fizika és csillagászat keretein belül megmagyarázhatatlan maradt, és a Fermi-Dirac statisztika megjelenése után csak a kvantummechanika keretein belül talált magyarázatot . 1926-ban Fowler „A sűrű anyagról” [10] című cikkében kimutatta, hogy a fősorozatú csillagokkal ellentétben, amelyeknél az állapotegyenlet az ideális gázmodellre épül (standard Eddington -modell ), a fehér törpéknél a sűrűség. és az anyag nyomását a degenerált elektrongáz ( Fermi-gáz ) tulajdonságai határozzák meg [10] .

A következő lépés a fehér törpék természetének magyarázatában Yakov Frenkel , E. Stoner és Chandrasekhar [11] munkája volt . 1928-ban Frenkel rámutatott arra, hogy a fehér törpéknél meg kell határozni a felső tömeghatárt, vagyis ezek a bizonyos határ feletti tömegű csillagok instabilak és össze kell omlani [12] . Ugyanerre a következtetésre jutott 1930-ban függetlenül E. Stoner , aki helyes becslést adott a korlátozó tömegre vonatkozóan. Pontosabban 1931-ben számolta ki Chandrasekhar „Az ideális fehér törpe maximális tömege” [13] című munkájában ( Chandrasekhar limit ), 1932-ben pedig L. D. Landau [11] .

A fehér törpék eredete

Fowler megoldása megmagyarázta a fehér törpék belső szerkezetét, de nem a keletkezésük mechanizmusát. A fehér törpék keletkezésének magyarázatában két ötlet játszott kulcsszerepet: Ernst Epik csillagász elképzelése, miszerint vörös óriások jönnek létre a fő sorozatú csillagokból a nukleáris üzemanyag kiégésének eredményeként, valamint Vaszilij Fesenkov csillagász röviddel azután megfogalmazott feltevése. A második világháború szerint a fő sorozatú csillagok veszítenek tömegükből, és egy ilyen tömegvesztésnek jelentős hatással kell lennie a csillagok evolúciójára . Ezek a feltételezések teljes mértékben beigazolódtak.

Háromszoros hélium reakció és vörös óriások izoterm magjai

A fősorozatú csillagok evolúciója során a hidrogén "kiég"  - nukleoszintézis hélium képződésével (lásd a Bethe-ciklust ). Az ilyen kiégés a csillag központi részeiben az energiafelszabadulás megszűnéséhez, a kompresszióhoz, és ennek megfelelően a hőmérséklet és a sűrűség növekedéséhez vezet a csillag magjában. A hőmérséklet és a sűrűség növekedése a csillagmagban olyan körülményekhez vezet, amelyekben egy új termonukleáris energiaforrás aktiválódik: a hélium kiégése (hármas hélium reakció vagy tripla alfa folyamat), amely a vörös óriásokra és szuperóriásokra jellemző.

10 8 K nagyságrendű hőmérsékleten a héliummagok kinetikai energiája elég magas lesz ahhoz, hogy leküzdje a Coulomb-gátat : két héliummag (4He , alfa -részecskék ) egyesülve instabil berillium izotóp 8 Be alakulhat ki :

A 8 Be nagy része ismét két alfa-részecskévé bomlik, de amikor a 8 Be egy nagy energiájú alfa-részecskével ütközik, stabil 12 C szénatom képződhet :

A nagyon alacsony, 8 Be egyensúlyi koncentráció ellenére (például ~10 8  K hőmérsékleten a [ 8 Be]/[ 4 He] ~ 10 −10 koncentrációarány ) egy ilyen hármas hélium reakció sebessége kiderül. hogy elegendő legyen egy új hidrosztatikai egyensúly eléréséhez a csillag forró magjában . A hármas hélium reakcióban felszabaduló energia hőmérséklet-függése rendkívül nagy, ezért a ~1-2⋅10 8 K hőmérséklet-tartományban az energiafelszabadulás :

ahol  a hélium részleges koncentrációja a magban (a hidrogén "kiégésének" tekintett esetben közel egységet jelent).

A hármas héliumreakciót sokkal kisebb energiafelszabadulás jellemzi, mint a Bethe-ciklus : egységnyi tömegben a hélium "égetése" során felszabaduló energia több mint 10-szer kisebb, mint a hidrogén "égetése" során . A hélium kiégésével és az atommag energiaforrásának kimerülésével bonyolultabb nukleoszintézis reakciók is lehetségesek, azonban egyrészt az ilyen reakciókhoz egyre magasabb hőmérsékletre van szükség, másrészt az egységnyi tömegre jutó energiafelszabadulás az ilyen reakciókban a tömeg növekedésével csökken. a reakcióban részt vevő magok száma.

Egy további tényező, amely nyilvánvalóan befolyásolja a vörös óriás atommagok fejlődését, a hármas hélium reakció magas hőmérséklet-érzékenységének kombinációja, valamint a nehezebb atommagok fúziós reakciója a neutrínó hűtési mechanizmusával : magas hőmérsékleten és nyomáson a fotonok felhalmozódhatnak . elektronok szórják szét neutrínó -antineutrínó párok képződésével, amelyek szabadon viszik el az energiát a magból: a csillag átlátszó számukra. Az ilyen volumetrikus neutrínóhűtés sebességét, ellentétben a klasszikus felületi fotonhűtéssel, nem korlátozzák a csillag belsejéből a fotoszférába történő energiaátvitel folyamatai . A nukleoszintézis reakció eredményeként a csillag magjában új egyensúly jön létre, amelyet ugyanaz a maghőmérséklet jellemez: izotermikus mag képződik .

Viszonylag kis tömegű (a Nap nagyságrendű) vörös óriások esetében az izotermikus magok főként héliumból, nagyobb tömegű csillagok esetén szénből és nehezebb elemekből állnak. Mindenesetre egy ilyen izoterm atommag sűrűsége olyan nagy, hogy az atommagot alkotó plazma elektronjai közötti távolságok arányosak lesznek a De Broglie-hullámhosszukkal , vagyis az elektrongáz degenerációjának feltételei teljesülnek. . A számítások azt mutatják, hogy az izoterm magok sűrűsége megfelel a fehér törpék sűrűségének, vagyis a vörös óriások magjai fehér törpék .

Az NGC 6397 gömbölyű csillaghalmazról készült fénykép mindkét típusú fehér törpét azonosítja: a hélium fehér törpéket, amelyek kisebb tömegű csillagok evolúciója során keletkeztek, és a szénfehér törpéket, amelyek a nagyobb tömegű csillagok evolúciójának eredménye.

Vörös óriások tömegvesztése és héjaik lehullása

A vörös óriások magreakciói nem csak a magban mennek végbe: ahogy a hidrogén kiég a magban, a hélium nukleoszintézise átterjed a csillag még hidrogénben gazdag régióira, és egy gömb alakú réteget képez a hidrogénben szegény és hidrogénben gazdag határon. régiók. Hasonló helyzet áll elő a hármas héliumreakcióval is: mivel a hélium kiég a magban, a héliumban szegény és a héliumban gazdag régiók határán egy gömb alakú rétegben is koncentrálódik. Az ilyen "kétrétegű" nukleoszintézis régiókkal rendelkező csillagok fényessége jelentősen megnő, elérve a Nap több ezer fényességét, miközben a csillag "felduzzad", átmérője a Föld pályájának méretére nő. A hélium nukleoszintézis zónája a csillag felszínére emelkedik: a zónán belüli tömegrész a csillag tömegének ~70%-a. Az "inflációt" az anyag meglehetősen intenzív kiáramlása kíséri a csillag felszínéről; olyan objektumokat figyelnek meg, mint például a protoplanetáris ködök .

Az ilyen csillagok egyértelműen instabilok, és 1956-ban Iosif Shklovsky csillagász és asztrofizikus javasolta a bolygóköd kialakulásának mechanizmusát vörös óriáshéjak kilökésével, míg az ilyen csillagok izoterm degenerált magjainak expozíciója fehér törpék születéséhez vezet . 14] . Az ilyen csillagok tömegvesztésének és a héj további kilökődésének pontos mechanizmusa még nem tisztázott, de a következő tényezők feltételezhetők, amelyek hozzájárulhatnak a héj elvesztéséhez:

• A rendkívül nagy fényerő miatt a csillag sugárzásáramának fénynyomása a külső rétegein jelentőssé válik, ami a számított adatok szerint több ezer év alatt a héj elvesztéséhez vezethet.
• A hidrogén ionizációja miatt a fotoszféra alatti területeken erős konvektív instabilitás alakulhat ki. A naptevékenység hasonló jellegű, de a vörös óriások esetében a konvektív áramlások teljesítményének jelentősen meg kell haladnia a napenergiát.
• A kiterjesztett csillaghéjakban instabilitások alakulhatnak ki, amelyek erős oszcillációs folyamatokhoz vezethetnek, amelyek a csillag hőrendszerének megváltozásával járnak. Egy csillag által kilökött anyag sűrűséghullámai, amelyek az ilyen ingadozások következményei lehetnek.
• A "kétrétegű" termonukleáris forrással rendelkező vörös óriásoknál, amelyek fejlődésük késői szakaszában váltottak át az aszimptotikus óriáságra , termikus pulzációkat figyeltek meg, amelyeket a hidrogén és hélium termonukleáris források "váltása" és intenzív tömegveszteség kísér.

Így vagy úgy, de a vörös óriások felszínéről az anyag viszonylag nyugodt kiáramlásának kellően hosszú időszaka héjának kilökésével és magjának feltárásával végződik. Az ilyen kilökődött héjat bolygóködként figyelik meg. A protoplanetáris ködök tágulási sebessége több tíz km/s, vagyis közel áll a vörös óriások felszínén tapasztalható parabola sebességek értékéhez , ami további megerősítésként szolgál a kialakulásukra a „többlettömeg” felszabadulásával. vörös óriások.

A Vörös óriások fejlődésének végének Shklovsky által javasolt forgatókönyve ma már általánosan elfogadott és számos megfigyelési adattal alátámasztható.

Fehér törpék összeomlása

A teoretikusok azt jósolták, hogy a fiatal fehér törpék evolúciójuk korai szakaszában összehúzódnak. Számítások szerint a fokozatos lehűlésnek köszönhetően egy tipikus fehér törpe sugara több száz kilométerrel csökkenhet fennállásának első millió évében. 2017-ben a Moszkvai Állami Egyetem P. K. Sternberg Állami Csillagászati ​​Intézetének, az Orosz Tudományos Akadémia Csillagászati ​​Intézetének , az A. I. Alikhanov Elméleti és Kísérleti Fizikai Intézetnek és az Országos Asztrofizikai Intézetnek (Milánó) orosz asztrofizikusai Szergej Boriszovics Popov professzor [15] először a világban dokumentáltak egy fiatal fehér törpét, amelynek sugara gyorsan csökken. Orosz tudósok és olasz asszisztenseik a HD49798/RX J0648.0-4418 bináris rendszer röntgensugárzását tanulmányozták , amely a Puppis csillagképben, a Földtől kétezer fényévnyire található [16] [17] . A kutatási eredményeket a Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 2018 februárjában tették közzé. [18] [19]

A fehér törpék fizikája és tulajdonságai

Mint már említettük, a fehér törpék tömege a Nap nagyságrendjébe esik, de a méretek a nap sugarának csak századrésze (és még ennél is kevesebb), vagyis a fehér törpék anyagsűrűsége rendkívül nagy és kb  . g /cm3 . Ilyen sűrűségnél az atomok elektronhéjai tönkremennek, és az anyag egy elektron-nukleáris plazma, elektronikus komponense pedig egy degenerált elektrongáz. Az ilyen gáz nyomása engedelmeskedik a függőségnek

hol van a sűrűsége, vagyis a Clapeyron-egyenlettől  eltérően ( ideális gáz állapotegyenlet ) egy degenerált elektrongáz esetében a hőmérséklet nem szerepel az állapotegyenletben  - nyomása nem függ a hőmérséklettől, és ezért a A fehér törpék szerkezete nem függ a hőmérséklettől. Így a fehér törpék esetében, ellentétben a fősorozat csillagaival és óriásaival, nincs tömeg-fényesség kapcsolat.

Kémiai összetétel

A fehér törpe kémiai összetételét az határozza meg, hogy az őscsillag belsejében milyen stádiumban fejeződtek be a termonukleáris reakciók [20] .

Ha az eredeti csillag tömege kicsi, 0,08-0,5 naptömeg, ami nem elegendő a hélium égésének elindításához , akkor a teljes hidrogénkészlet elhasználása után az ilyen csillagok hélium fehér törpékké válnak, amelyek tömege legfeljebb 0,5 nap. tömegek.

Ha az eredeti csillag tömege 0,5-8 naptömeg, akkor ez elegendő egy hélium felvillanáshoz , a csillag fejlődése a vörös óriás fázisban folytatódik, és csak a hélium kiégése után áll le. Az így létrejövő degenerált csillagmag egy szén-oxigén fehér törpe lesz, amelynek tömege 0,5-1,2 naptömeg lesz.

Ha az eredeti csillag tömege 8-12 naptömeg, ez elegendő a szén elégetéséhez , a csillag fejlődése tovább folytatódik, és a belsejében lévő szén nehezebb elemekké, különösen neonná és magnéziummá dolgozható fel. Aztán egy ilyen csillag evolúciójának végső szakasza egy oxigén-neon-magnézium fehér törpe kialakulása lehet, amelynek tömege megközelíti a Chandrasekhar határértéket .

Tömeg-sugár kapcsolat

A degenerált elektrongáz állapotegyenlete hideg elektrongázra is érvényes, de a hőmérséklet, akár néhány millió kelvin is kicsi az elektronok jellegzetes Fermi-energiájához képest ( ). Ugyanakkor a Pauli-tilalom miatti anyagsűrűség növekedésével (két elektronnak nem lehet azonos kvantumállapota, azaz azonos energiája és spinje ) az elektronok energiája és sebessége annyira megnő, hogy a relativitáselmélet hatásai kezdenek működni  - a degenerált elektrongáz relativisztikussá válik. Egy relativisztikus degenerált elektrongáz nyomásának a sűrűségtől való függése már más:

Érdekes helyzet adódik egy ilyen állapotegyenletnél. A fehér törpe átlagos sűrűsége

hol  van a fehér törpe tömege és  sugara.

Aztán a nyomás

és a gravitációval ellentétes nyomáserő, amely egyenlő a nyomáseséssel a mélységben:

A nyomással ellentétes gravitációs erők:

vagyis bár a nyomásesés és a gravitációs erők egyformán függenek a sugártól, de eltérően függnek a tömegtől - valamint , ill. Ennek a függőségi viszonynak a következménye a csillag tömegének egy bizonyos értéke, amelynél a gravitációs erőket nyomóerők egyensúlyozzák, és a fehér törpe tömegének növekedésével a sugara csökken .

Chandrasekhar limit

Egy másik következmény az, hogy ha a tömeg nagyobb egy bizonyos határnál ( a Chandrasekhar határértéknél ), akkor a csillag összeomlik .

Így van egy felső tömeghatár a fehér törpék számára . Érdekes módon a megfigyelt fehér törpékre is van egy hasonló alsó határ: mivel a csillagok evolúciós sebessége arányos tömegükkel, a kis tömegű fehér törpéket csak azoknak a csillagoknak a maradványaiként figyelhetjük meg, amelyeknek sikerült kifejlődniük az idő alatt. Az Univerzum csillagkeletkezésének kezdeti időszaka napjainkig.

A spektrumok és a spektrális osztályozás jellemzői

A fehér törpék spektruma nagyon eltér a fő sorozatba tartozó csillagokétól és óriásokétól. Fő jellemzőjük a kis számú erősen kiszélesedett abszorpciós vonal, és néhány fehér törpe ( spektrális típusú DC) egyáltalán nem tartalmaz észrevehető abszorpciós vonalakat. Az ebbe az osztályba tartozó csillagok spektrumában található abszorpciós vonalak kis száma a vonalak nagyon erős kiszélesedésével magyarázható: csak a legerősebb, kiszélesedő abszorpciós vonalaknak van elegendő mélysége ahhoz, hogy észrevehetőek maradjanak, a gyengék pedig sekély mélységük miatt. , gyakorlatilag összeolvad a folytonos spektrummal.

A fehér törpék spektrumának jellemzőit több tényező magyarázza. Először is, a fehér törpék nagy sűrűsége miatt a felszínükön a szabadesési gyorsulás ~10 8 cm (vagy ~1000 km/s2 s/ A felszínen lévő erős gravitációs tér másik következménye a vonalak gravitációs vöröseltolódása a színképükben, ami több tíz km/s sebességnek felel meg. Másodszor, néhány erős mágneses mezővel rendelkező fehér törpe a sugárzás erős polarizációját és a spektrumvonalak felhasadását mutatja a Zeeman-effektus miatt .

A fehér törpék egy külön D spektrális osztályba vannak besorolva (az angol  törpe szóból  - törpe), jelenleg egy olyan osztályozást használnak, amely tükrözi a fehér törpék spektrumának jellemzőit, amelyet 1983-ban Edward Sion javasolt; ebben az osztályozásban a spektrális osztály a következő formátumban van írva [21] :

a következő alosztályok vannak meghatározva:

• A hidrogén Balmer sorozatának DA-vonalai jelen vannak a spektrumban , a hélium vonalai nem figyelhetők meg;
• DB - hélium He I vonalak jelen vannak a spektrumban, hidrogén vagy fém vonalak hiányoznak;
• DC, folytonos spektrum abszorpciós vonalak nélkül;
• DO - erős hélium He II vonalak jelen vannak a spektrumban, He I és H vonalak is jelen lehetnek;
• DZ, csak fém vonalak, nincs H vagy He vonal;
• DQ, szénvonalak, beleértve a molekuláris C 2 -t ;

és spektrális jellemzők:

• P - a fény megfigyelt polarizációja mágneses mezőben;
• H - polarizáció nem figyelhető meg mágneses tér jelenlétében;
• V - ZZ Ceti típusú csillagok vagy más változó fehér törpék;
• X - Sajátos vagy nem osztályozott spektrumok.

A fehér törpék evolúciója

A fehér törpék evolúciójukat vörös óriások leplezetlen, degenerált magjaiként kezdik, amelyek ledobták héjukat – azaz fiatal bolygóködök központi csillagaiként . A fiatal bolygóködök magjai fotoszférájának hőmérséklete rendkívül magas; például az NGC 7293 köd központi csillagának hőmérséklete 90 000 K -től (abszorpciós vonalak alapján becsülve) 130 000 K -ig (röntgenből becsülve ) spektrum) [22] . Ilyen hőmérsékleten a spektrum nagy része kemény ultraibolya és lágy röntgensugárzás.

Ugyanakkor a megfigyelt fehér törpék a spektrumaikban főként két nagy csoportra oszlanak - "hidrogén" spektrális típusú DA, amelyek spektrumában nincsenek héliumvonalak, amelyek a fehér törpék populációjának ~ 80%-át teszik ki. , és "hélium" spektrális típusú DB hidrogénvonalak nélkül azokban a spektrumokban, amelyek a lakosság fennmaradó 20%-ának nagy részét alkotják. A fehér törpék légkörének összetételében mutatkozó különbség oka sokáig tisztázatlan maradt. 1984-ben Iko Iben a fehér törpék "kilépésének" forgatókönyveit fontolgatta az aszimptotikus óriáságon található pulzáló vörös óriásokból , különböző pulzációs fázisokban [23] . Az evolúció késői szakaszában a tíz naptömegig terjedő tömegű vörös óriások a héliummag „kiégése” következtében egy degenerált magot alkotnak, amely főleg szénből és nehezebb elemekből áll, körülvéve egy nem elfajult. hélium lemezforrás, amelyben hármas héliumreakció megy végbe. Fölötte viszont egy réteges hidrogénforrás található, amelyben a Béthe-kör termonukleáris reakciói, a hidrogén héliummá alakulása játszódik le, hidrogénhéjjal körülvéve; így a külső hidrogénréteg forrás a hélium "termelője" a héliumréteg forrás számára. A hélium elégetése réteges forrásban rendkívül nagy hőmérséklet-függése miatt termikus instabilitásnak van kitéve, és ezt súlyosbítja a hélium égési sebességéhez képest magasabb hidrogén-hélium konverziós sebesség; az eredmény a hélium felhalmozódása, összenyomódása a degeneráció kezdetéig, a hármas héliumreakció sebességének meredek növekedése és a héliumréteg felvillanása .

Rendkívül rövid idő alatt (~30 év) a héliumforrás fényereje annyira megnő, hogy a hélium égése konvektív üzemmódba kerül, a réteg kitágul, kifelé tolja a hidrogénréteg forrását, ami lehűléséhez és a hidrogén megszűnéséhez vezet. égés. Miután a kitörés során a felesleges hélium kiég, a héliumréteg fényereje csökken, a vörös óriás külső hidrogénrétegei összezsugorodnak, és a hidrogénréteg forrása ismét meggyullad.

Iben azt javasolta, hogy egy pulzáló vörös óriás ledobhatja a héját, és bolygóködöt alkothat, mind a hélium felvillanási fázisában, mind a nyugalmi fázisban aktív lapos hidrogénforrással, és mivel a héj elválasztó felülete fázisfüggő, amikor a héj a hélium felvillanása során egy DB spektrális típusú "hélium" fehér törpe szabadul fel, és amikor a burkot egy aktív lapos hidrogénforrással rendelkező óriás löki ki, egy "hidrogén" törpe DA válik láthatóvá; a hélium felvillanásának időtartama a pulzációs ciklus időtartamának körülbelül 20%-a, ami megmagyarázza a hidrogén és a hélium törpék arányát DA:DB ~ 80:20 .

A nagy csillagok ( 7-10-szer nehezebbek, mint a Nap) egy bizonyos ponton „elégetik” a hidrogént, a héliumot és a szenet, és fehér törpékké alakulnak át oxigénben gazdag maggal. Az oxigéntartalmú atmoszférával rendelkező SDSS 0922+2928 és SDSS 1102+2054 csillagok ezt erősítik meg. [24]

Mivel a fehér törpék meg vannak fosztva saját termonukleáris energiaforrásaiktól, hőtartalékaik rovására sugároznak. A fekete test sugárzási teljesítménye (a teljes spektrumban integrált teljesítmény) egységnyi felületre vonatkoztatva arányos a testhőmérséklet negyedik hatványával:

ahol  a sugárzó felület egységnyi területére eső teljesítmény, és  a Stefan-Boltzmann állandó .

Mint már említettük, a hőmérséklet nem szerepel a degenerált elektrongáz állapotegyenletében - vagyis a fehér törpe sugara és a sugárzó terület változatlan marad: ennek eredményeként először is a fehér törpék esetében nincs tömeg. fényességfüggés, de csak a hőmérséklettől van kor-fényességfüggés, de nem a sugárzó felület területétől), másrészt a szuperforró fiatal fehér törpéknek meglehetősen gyorsan le kell hűlniük, mivel a sugárzási fluxus és ennek megfelelően a hűtési sebesség, arányos a hőmérséklet negyedik hatványával.

A fehér törpe hűtés korai szakaszában a neutrínó hűtése rendkívül fontos szerepet játszik , nagy fényerő esetén ezek a folyamatok sokkal több energiát tudnak eltávolítani a csillag belsejéből, mint amennyi a felszínről fotonok formájában kibocsátódik [25] . A neutrínó hűtés nagymértékben függ a hőmérséklettől, a hűtés során fellépő különféle gyenge folyamatok arányosak lehetnek től -ig .

Kihűlt fehér törpék

A határértéken belül, több tízmilliárd éves lehűlés után minden fehér törpének úgynevezett fekete törpévé kell alakulnia (amely nem bocsát ki látható fényt). Bár még nem figyeltek meg ilyen objektumokat az Univerzumban (egyesek szerint[ mi? ] számítások szerint minimum 10 15 év szükséges ahhoz, hogy egy fehér törpe 5 K hőmérsékletre lehűljön ), hiszen az Univerzum első csillagainak keletkezése óta eltelt idő (modern fogalmak szerint) körülbelül 13 milliárd év. , de néhány fehér törpe már 4000 kelvin alá hűlt (például a fehér törpék WD 0346+246 és SDSS J110217, 48+411315.4 3700-3800 K hőmérséklettel és M0 spektrumtípussal körülbelül 100 fényév távolságra a Nap [26] ), amely kis méretükkel együtt nagyon nehéz feladattá teszi az észlelésüket.

A fekete törpék lehűlésének utolsó szakaszában ( 10-15 év után) a gravitációs befogás és a sötét anyag megsemmisítésének folyamata fontos szerepet fog játszani . További energiaforrás hiányában a fekete törpék hidegebbé és halványabbá válnának, amíg hőmérsékletük el nem éri az univerzum háttérhőmérsékletét. A sötét anyag megsemmisítéséből nyert energiának köszönhetően azonban a fehér törpék nagyon hosszú ideig képesek további energiát sugározni. Egy fekete törpe teljes sugárzási teljesítménye a sötét anyag megsemmisítésének folyamata miatt megközelítőleg 10 15 watt. És bár ez a jelentéktelen teljesítmény mintegy százmilliárdszor (10 11 ) gyengébb, mint a napsugárzási teljesítmény, a jövő szinte kihűlt fekete törpéiben ez az energiatermelő mechanizmus lesz a fő. Az ilyen energiatermelés addig folytatódik, amíg a galaktikus halo érintetlen marad, azaz 10  20-10 25 évig [ 27] [28] . Ezután a sötét anyag megsemmisülése fokozatosan leáll, és teljesen lehűlnek.

Csillagászati ​​jelenségek fehér törpékkel

A fehér törpék röntgensugárzása

A fiatal fehér törpék, izotróp csillagmagok felszíni hőmérséklete a héj kilökése után nagyon magas - több mint 2⋅10 5  K , de a felszínről érkező sugárzás miatt meglehetősen gyorsan csökken. Ilyen nagyon fiatal fehér törpék figyelhetők meg a röntgensugárzás tartományában (például a ROSAT műhold HZ 43 fehér törpének megfigyelése). A röntgentartományban a fehér törpék fényessége meghaladja a fősorozatú csillagok fényességét: a Chandra röntgenteleszkóp által készített Szíriusz -képek illusztrációként szolgálhatnak - rajtuk a fehér törpe, Sirius B fényesebbnek tűnik, mint Az A1 spektrális osztályú Sirius A, amely az optikai tartományban ~ 10 000-szer fényesebb, mint a Sirius B [29] .

A legforróbb fehér törpék felszíni hőmérséklete 7⋅10 4  K , a leghidegebbé 4⋅10 3  K alatti (lásd például Van Maanen csillagát és WD 0346+246 SDSS J110217, 48+411315.4 M0 spektrális típussal). ).

A röntgentartományba eső fehér törpék sugárzásának sajátossága, hogy számukra a röntgensugárzás fő forrása a fotoszféra , ami élesen megkülönbözteti őket a "normál" csillagoktól: az utóbbiakban a korona X-et bocsát ki . -sugarak , több millió kelvinre hevítve, és a fotoszféra hőmérséklete túl alacsony a röntgensugárzás kibocsátásához.

Akkréció hiányában a fehér törpék fényességének forrása a belső ionok hőenergiája, ezért fényességük életkortól függ. A fehér törpék lehűlésének kvantitatív elméletét az 1940-es évek végén építette fel Samuil Kaplan professzor [30] .

Akkréció a fehér törpékhez bináris rendszerekben

A kettős rendszerekben a különböző tömegű csillagok evolúciója során a komponensek evolúciós sebessége nem azonos, míg a nagyobb tömegű komponens fehér törpévé fejlődhet, míg a kisebb tömegű komponens ekkorra a fősorozaton maradhat. . Ahogy viszont a kisebb tömegű komponens elhagyja a fő sorozatot az evolúció során, és a vörös óriás ághoz költözik, a fejlődő csillag mérete növekedni kezd, amíg meg nem tölti Roche-lebenyét . Mivel a kettős rendszer összetevőinek Roche-lebenyei az L 1 Lagrange-pontban érintik egymást , a kisebb tömegű komponens fejlődésének ebben a szakaszában az L 1 ponton keresztül az anyag áramlása a vörös óriásból a Roche-lebenybe Megkezdődik a fehér törpe és a hidrogénben gazdag anyag további felszaporodása a felszínére, ami a csillagászati ​​jelenségek sorozatához vezet:

• A fehér törpékre történő nem stacioner felszaporodás , ha a kísérő egy hatalmas vörös törpe , törpenóvák (U Gem (UG) típusú csillagok) és nova -szerű katasztrofális változócsillagok megjelenéséhez vezet .
• Az erős mágneses mezővel rendelkező fehér törpékre történő akkréció a fehér törpe mágneses pólusainak tartományába irányul, és a törpe mágneses mezejének cirkumpoláris tartományaiban accretáló plazma ciklotron sugárzási mechanizmusa a sugárzás erős polarizációját okozza. a látható régió ( polárisok és köztes polárisok ).
• A hidrogénben gazdag anyag fehér törpéire való felhalmozódása a felszínen (főleg héliumból álló ) felhalmozódásához vezet, és a héliumfúziós reakció hőmérsékletére melegszik, ami ha termikus instabilitás alakul ki, akkor nova robbanásként megfigyelhető robbanáshoz vezet .
• A kellően hosszú és intenzív akkréció egy hatalmas fehér törpén a Chandrasekhar határérték túllépéséhez vezet, és termonukleáris robbanáshoz vezet, amelyet Ia típusú szupernóva-robbanásként figyeltek meg . Ilyen esemény például az SN 1572 szupernóva felrobbanása .

Jegyzetek

1. ↑ 1 2 Ya. B. Zeldovich , S. I. Blinnikov, N. I. Shakura . A csillagok szerkezetének és fejlődésének fizikai alapjai . - M . : MGU, 1981. Archív másolat (elérhetetlen hivatkozás) . Letöltve: 2005. március 7. Az eredetiből archiválva : 2006. február 18.. (határozatlan) 
2. ↑ Sinuosités observées dans le mouvement propre de Sirius, Fig. 320, Flammarion C., Les étoiles et les curiosités du ciel, kiegészítés de "l'Astronomie populaire", Marpon et Flammarion, 1882
3. ↑ E. Schatzman. Fehér törpék. - Amszterdam: Észak-Hollandia, 1958. - 1. o.
4. ↑ Catalog of Double Stars , William Herschel, Philosophical Transactions of the Royal Society of London 75 (1785), pp. 40-126
5. ↑ A Procyon és a  Sirius megfelelő mozgásairól . A Royal Astronomical Society havi közleményei (1844. január 12.). Letöltve: 2009. július 22. Az eredetiből archiválva : 2011. augusztus 22..
6. ↑ Flammarion C. The Companion of Sirius  //  Csillagászati ​​regiszter: folyóirat. - 1877. - 1. köt. 15 . - P. 186-189 .
7. ↑ van Maanen A. Két halvány csillag nagy megfelelő mozgással  //  A Csendes-óceáni Astronomical Society kiadványai. - 1917. - 1. évf. 29 , sz. 172 . - 258-259 . o . - doi : 10.1086/122654 . - Iránykód .
8. ↑ Holberg, J. B. Hogyan váltak a degenerált csillagok ismertté fehér törpökként  //  American Astronomical Society Meeting 207: Journal. - 2005. - 20. évf. 207 . - 1503. o . - Iránykód .
9. ↑ V. V. Ivanov. Fehér törpék . Asztronet . Astronet (2002. szeptember 17.). Letöltve: 2009. május 6. Az eredetiből archiválva : 2011. augusztus 22.. (határozatlan)
10. ↑ 1 2 Fowler R. H. A sűrű anyagról  //  Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. - 1926. - 1. évf. 87 , iss. 2 . - 114-122 . o . - doi : 10.1093/mnras/87.2.114 . - .
11. ↑ 1 2 Yakovlev D. G. Ya. I. Frenkel munkája a kohéziós erőkről és a fehér törpék elméletéről (Ya. I. Frenkel születésének 100. évfordulóján)  // Uspekhi fizicheskikh nauk . - Orosz Tudományos Akadémia , 1994. - T. 164 , No. 3-4 . - S. 653-656 . - doi : 10.3367/UFNr.0164.199406g.0653 . (Orosz)
12. ↑ J. Frenkel. Anwendung der Pauli-Fermischen Elektronengastheorie auf das Problem der Kohäsionskräfte  (német)  // Zeitschrift für Physik. - 1928. - Bd. 50 , sz. 3-4 . - S. 234-248 . - doi : 10.1007/BF01328867 .
13. ↑ Chandrasekhar S. Az ideális fehér törpök maximális tömege  //  Astrophysical Journal. - 1931. - 1. évf. 74 . - 81-82 . o . - doi : 10.1086/143324 . — .
14. ↑ Shklovsky I. S. A planetáris ködök és magjaik természetéről  // Astronomical Journal. - 1956. - T. 33 , 3. sz . - S. 315-329 .  (Orosz)
15. ↑ Szergej Popov . xray.sai.msu.ru. Letöltve: 2019. május 14. Az eredetiből archiválva : 2019. július 29. (határozatlan)
16. ↑ Az orosz tudósok a világon elsőként fedezték fel egy fehér törpe összenyomódását - Vesti.Nauka . https://nauka.vesti.ru.+ Letöltve: 2019. május 14. Archiválva : 2019. május 14. (határozatlan)
17. ↑ Revízió PM . Asztrofizikusok a világon először figyelték meg egy fehér törpe zsugorodását  (Oroszország) , Popular Mechanics  (2017. november 14.). Archiválva az eredetiből 2017. november 14-én. Letöltve: 2017. november 14.
18. ↑ L. R. Yungelson, A. G. Kuranov, S. I. Blinnikov, S. Mereghetti, S. B. Popov. Egy fiatal, összehúzódó fehér törpe a különös bináris HD 49798/RX J0648.0−4418-ban?  (angol)  // A Royal Astronomical Society havi közleményei . — Oxford University Press , 2018-02-21. — Vol. 474 , iss. 2 . - P. 2750-2756 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/stx2910 . Archiválva az eredetiből 2022. január 22-én.
19. ↑ A Moszkvai Állami Egyetem asztrofizikusai a világon először figyeltek meg egy zsugorodó fehér törpét . www.msu.ru Letöltve: 2019. május 14. Az eredetiből archiválva : 2019. május 14. (Orosz)
20. ↑ Pulzáló fehér törpék és légköri neutroncsillagok a Lenta.ru astrosurvey -ben. Archív másolat 2014. február 28-án a Wayback Machine -nél // Lenta.ru.
21. ↑ E. M. Sion, J. L. Greenstein, J. D. Landstreet, J. Liebert, H. L. Shipman, G. A. Wegner. Egy javasolt új fehér törpe spektrális osztályozási rendszer  //  The Astrophysical Journal. - 1983. - 1. évf. 269 ​​, sz. 1 . - P. 253-257 . - doi : 10.1086/161036 . - .
22. ↑ Leahy, D.A.; C. Y. Zhang, Sun Kwok. Kéthőmérsékletű röntgensugárzás az NGC 7293 bolygóködből  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1994. - Vol. 422 . - P. 205-207 .
23. ↑ Iben Jr, I. A hélium égetésével működő planetáris ködmagok gyakoriságáról és a hidrogénhiányos atmoszférájú fehér törpék gyakoriságáról  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1984. - Vol. 277 . - P. 333-354 . — ISSN 0004-637X .
24. ↑ Szófia Neskucsnaja. A törpe oxigént lélegzik . gazeta.ru (2009. november 13.). Letöltve: 2011. május 23. Az eredetiből archiválva : 2011. augusztus 22.. (Orosz)
25. ↑ Blinnikov S.I. A fehér törpék lehűlése // Fehér törpék. - M . : Tudás, 1977. - 64 p.
26. ↑ 12 milliárd éves fehér törpe csillagok csak 100 fényévre Archiválva : 2015. február 27. a Wayback Machine -nél .
27. ↑ Fred C. Adams; Gregory Laughlin. A Dying Universe: The Long Term Fate and Evolution of Astrophysical Objects  // Reviews of Modern Physics  : Journal  . - 1997. - április ( 69. évf. , 2. sz.). - P. 337-372 . - doi : 10.1103/RevModPhys.69.337 . - Iránykód . — arXiv : astro-ph/9701131 .
28. ↑ 3. fejezet: A bomlás kora. 15 < η < 39. "Az Univerzum öt kora" | Adams Fred | Laughlin Greg . Letöltve: 2019. április 6. Az eredetiből archiválva : 2019. április 6.. (határozatlan)
29. ↑ Sirius A és B: A Double Star System In The Constellation Canis Major // A Chandra X-Ray Observatory fotóalbuma archiválva 2020. október 7-én a Wayback Machine -nél .
30. ↑ Ivanov V. V. Fehér törpék (elérhetetlen link) . Csillagászati ​​Intézet. V. V. Szobolev. Hozzáférés dátuma: 2010. január 6. Az eredetiből archiválva : 2007. augusztus 7.. (határozatlan) 

Irodalom

• Deborah Jean Warner. Alvan Clark és fiai: Művészek az optikában. – Smithsonian Press, 1968.
• Ya. B. Zeldovich, S. I. Blinnikov, N. I. Shakura. A csillagok szerkezetének és fejlődésének fizikai alapjai . - M . : MSU Publishing House, 1981. Archív példány 2006. február 18-án a Wayback Machine -nél
• Shklovsky I.S. Csillagok: születésük, életük és haláluk. - M .: Nauka, 1984.
• Steven D. Kawaler, Igorʹ Dmitrievich Novikov, Ganesan Srinivasan, G. Meynet, Daniel Schaerer. Csillagmaradványok . - Springer, 1997. - ISBN 3540615202 , 9783540615200.
• Kippenhan R. 100 milliárd nap: csillagok születése, élete és halála = 100 Milliarden Sonnen / Per. vele. A. S. Dobroslavsky, B. B. Straumal, szerk. I. M. Khalatnikova , A. V. Tutukova . — Béke . - M. , 1990. - 293 p. - 88.000 példány.  — ISBN 5-03-001195-1 .
• Fehér törpék  / Blinnikov S. I. // Űrfizika: Kis Enciklopédia  / Szerkesztőbizottság: R. A. Sunyaev (főszerk.) és mások - 2. kiadás. - M  .: Szovjet Enciklopédia , 1986. - S. 141-142. — 783 p. — 70.000 példány.

Linkek

• Adler Planetárium Csillagászati ​​Múzeum: The Dearborn Telescope archiválva 2009. július 26-án a Wayback Machine -nél 
• Asztrofizika fehér törpékkel .  (határozatlan) (Angol)

Szótárak és enciklopédiák	Nagy dán nagy kínai Nagy norvég Britannica (online)
Bibliográfiai katalógusokban	BNF : 11978891k GND : 4189501-0 J9U : 987007556015705171 LCCN : sh85146472 NKC : ph274748