Bijeli patuljci. Bijele zvijezde: imena, opisi, karakteristike

Sa masama reda mase Sunca (M?) i radijusima pribli?no 100 puta manjim od radijusa Sunca. Prosje?na gustina tvari bijelih patuljaka je 10 8 -10 9 kg/m 3. Bijeli patuljci ?ine nekoliko posto svih zvijezda u Galaksiji. Mnogi bijeli patuljci su dio binarnih zvjezdanih sistema. Prva zvijezda klasificirana kao bijeli patuljak bio je Sirijus B (Sirijusov satelit), koji je otkrio ameri?ki astronom A. Clark 1862. godine. U 1910-im, bijeli patuljci su identificirani kao posebna klasa zvijezda; njihovo ime je povezano s bojom prvih predstavnika ove klase.

Sa masom zvijezde i veli?inom male planete, bijeli patuljak ima kolosalnu gravitaciju blizu svoje povr?ine koja te?i da sabije zvijezdu. Ali odr?ava stabilnu ravnote?u, budu?i da se gravitacionim silama odupire pritisak degenerisanog gasa elektrona: pri velikoj gustini materije, karakteristi?noj za bele patuljke, koncentracija prakti?ki slobodnih elektrona u njoj je toliko visoka da je, prema Paulijev princip, imaju veliki zamah. Pritisak degenerisanog gasa je prakti?no nezavisan od njegove temperature, tako da se beli patuljak ne smanjuje dok se hladi.

?to je ve?a masa bijelog patuljka, manji je njegov polumjer. Teorija ukazuje na gornju granicu mase za bijele patuljke od oko 1,4M? (tzv. Chandrasekhar granica), prekora?enje koje dovodi do gravitacionog kolapsa. Prisutnost takve granice je zbog ?injenice da kako se gusto?a plina pove?ava, brzina elektrona u njemu pribli?ava se brzini svjetlosti i ne mo?e dalje rasti. Kao rezultat toga, pritisak degenerisanog gasa vi?e nije u stanju da izdr?i silu gravitacije.

Da li se bijeli patuljci formiraju na kraju evolucije obi?nih zvijezda s po?etnom masom manjom od 8M? nakon ?to iscrpe zalihe termonuklearnog goriva. Tokom ovog perioda, zvezda, nakon ?to je pro?la kroz stadij crvenog diva i planetarne magline, odbacuje svoje spoljne slojeve i otkriva jezgro koje ima veoma visoku temperaturu. Postepeno se hlade?i, jezgro zvijezde prelazi u stanje bijelog patuljka, nastavljaju?i da sija dugo vremena zbog toplinske energije pohranjene u dubinama. Svjetlost bijelog patuljka opada s godinama. U dobi od oko 1 milijarde godina, sjaj bijelog patuljka je hiljadu puta manji od Sun?evog. Temperatura povr?ine prou?avanih bijelih patuljaka je u rasponu od 5·10 3 do 10 5 K.

Neki bijeli patuljci pokazuju opti?ku varijabilnost s periodima od nekoliko minuta do pola sata, ?to se obja?njava manifestacijom gravitacijskih neradijalnih oscilacija zvijezde. Analiza ovih oscilacija pomo?u asteroseizmolo?kih metoda omogu?ava prou?avanje unutra?nje strukture bijelih patuljaka. U spektrima oko 3% bijelih patuljaka uo?ava se jaka polarizacija zra?enja ili Zeemanovo cijepanje spektralnih linija, ?to ukazuje na postojanje magnetnih polja sa indukcijom od 3·10 4 -10 9 G.

Ako je bijeli patuljak dio bliskog binarnog sistema, onda zna?ajan doprinos njegovoj luminoznosti mo?e do?i od termonuklearnog sagorijevanja vodonika koji te?e iz susjedne zvijezde. Ovo sagorevanje je ?esto nestacionarne prirode, ?to se manifestuje u obliku izbijanja novih i zvezda sli?nih novoj. U rijetkim slu?ajevima, akumulacija vodika na povr?ini bijelog patuljka dovodi do termonuklearne eksplozije s potpunim uni?tenjem zvijezde, ?to se promatra kao eksplozija supernove.

Lit.: Blinnikov S.I. Bijeli patuljci. M., 1977; Shapiro S., Tyukolski S. Crne rupe, bijeli patuljci i neutronske zvijezde: 2. dio M., 1985.

Bijeli patuljci: hladne zvijezde u svemiru

Bijeli patuljci su evoluirali s masom koja ne prelazi Chandrasekhar granicu (maksimalna masa na kojoj zvijezda mo?e postojati kao bijeli patuljak), li?eni vlastitih izvora termonuklearne energije.

Bijeli patuljci su kompaktne zvijezde s masama uporedivim ili ve?im od mase , ali s polupre?nikom 100 puta manjim i, shodno tome, bolometrijskim sjajem ~10 000 puta manjim od Sunca. Prose?na gustina materije belih patuljaka u njihovoj fotosferi je 105-109 g/cm?, ?to je skoro milion puta vi?e od gustine zvezda glavnog niza. U pogledu rasprostranjenosti, bijeli patuljci ?ine, prema razli?itim procjenama, 3-10% na?e zvjezdane populacije. Nesigurnost u procjeni je zbog pote?ko?a u promatranju udaljenih bijelih patuljaka zbog njihove niske svjetlosti.

Prividno kretanje Sirijusa preko nebeske sfere (prema Flammarionu)

Prvi otkriveni bijeli patuljak bila je zvijezda 40 Eridani B u trostrukom sistemu 40 Eridani, koju je William Herschel uklju?io u katalog dvostrukih zvijezda davne 1785. godine. Godine 1910. Henry Norris Russell je skrenuo pa?nju na anomalno nisku svjetlinu 40 Eridani B pri visokoj temperaturi boje, ?to je kasnije poslu?ilo za klasifikaciju takvih zvijezda u posebnu klasu bijelih patuljaka.

Drugi i tre?i otkriveni bijeli patuljak bili su Sirijus B i Procion B. Godine 1844., direktor K?nigsber?ke opservatorije, Friedrich Bessel, analiziraju?i podatke opservacije koji su obavljeni od 1755. godine, otkrio je da je Sirijus, najsjajnija zvijezda na nebu, i Procion periodi?no, iako vrlo slabo, odstupaju od pravolinijske putanje kretanja du? nebeske sfere. Besel je do?ao do zaklju?ka da svako od njih mora imati bliskog pratioca. Poruka je do?ekana sa skepticizmom, jer je slab satelit ostao neprimjetan, a njegova je masa trebala biti prili?no velika - uporediva sa masom Sirijusa i Prociona, respektivno.

U januaru 1862. Alvin Graham Clark je, pode?avaju?i refraktor od 18 in?a, najve?i teleskop na svijetu u to vrijeme (Dearborn Telescope), koji je potom porodi?na firma Clark isporu?ila Opservatoriji Univerziteta u ?ikagu, otkrio tamnu zvijezdu u neposrednoj blizini blizina Sirijusa. Ovo je bio Siriusov satelit, Sirijus B, koji je predvidio Bessel. A 1896. godine ameri?ki astronom D. M. Sheberle otkrio je Procion B, ?ime je potvrdio Besselovo drugo predvi?anje.

Ameri?ki astronom Walter Sidney Adams izmjerio je 1915. godine spektar Sirijusa B. Iz mjerenja je slijedilo da njegova temperatura nije bila ni?a od one Sirijusa A (prema savremenim podacima, povr?inska temperatura Sirijusa B je 25.000 K, a Sirijus A - 10.000 K), ?to, uzimaju?i u obzir njegovu 10.000 puta manju luminoznost od Sirijusa A, ukazuje na veoma mali radijus i, shodno tome, veliku gustinu - 106 g/cm? (gustina Sirijusa ~0,25 g/cm?, gustina Sunca ~1, 4 g/cm?).

Adrian van Maanen je 1917. otkrio jo? jednog bijelog patuljka - van Maanenovu zvijezdu u sazvije??u Riba.

Godine 1922. Willem Jacob Leuthen je predlo?io da se takve zvijezde nazovu "bijelim patuljcima".

Po?etkom 20. vijeka, Hertzsprung i Russell su otkrili obrazac koji se odnosi na spektralnu klasu (tj. temperaturu) i luminoznost zvijezda - Hertzsprung-Russell dijagram (H-R dijagram). ?inilo se da se ?itava raznolikost zvijezda uklapa u dvije grane H-R dijagrama - glavnu sekvencu i granu crvenog diva. U toku rada na prikupljanju statistike o raspodjeli zvijezda po spektralnoj klasi i sjajnosti, Russell se 1910. godine obratio profesoru Edwardu Pickeringu. Russell opisuje dalje doga?aje na sljede?i na?in:

“Bio sam u posjeti svom prijatelju... Profesor E. Pickering u poslovnoj posjeti. Sa karakteristi?nom ljubazno??u, ponudio je da dobije spektre svih zvezda koje smo Hincks i ja posmatrali... sa ciljem da odredimo njihove paralakse. Ovaj dio naizgled rutinskog rada pokazao se vrlo plodonosnim – doveo je do otkri?a da sve zvijezde vrlo male apsolutne magnitude (odnosno niske svjetlosti) imaju spektralnu klasu M (to jest, vrlo nisku temperaturu povr?ine). Koliko se sje?am, dok sam raspravljao o ovom pitanju, pitao sam Pickeringa o nekim drugim slabim zvijezdama..., pominju?i posebno 40 Eridani B. On je na svoj karakteristi?ni na?in odmah poslao zahtjev kancelariji (Harvardske) opservatorije i bio je ubrzo je dobijen odgovor (od gospo?e Fleming, mislim) da je spektar ove zvezde A (to jest, visoka povr?inska temperatura). ?ak iu tim paleozoi?kim vremenima znao sam dovoljno o ovim stvarima da bih odmah shvatio da postoji ekstremna razlika izme?u onoga ?to bismo tada nazvali "mogu?im" vrijednostima povr?inskog sjaja i gustine. O?igledno, nisam krio da sam ne samo iznena?en, ve? i bukvalno zadivljen ovim izuzetkom od onoga ?to se ?inilo sasvim normalnim pravilom za karakteristike zvijezda. Pickering mi se nasmije?io i rekao: "Upravo takvi izuzeci dovode do pro?irenja na?eg znanja" - i bijeli patuljci su u?li u svijet koji se prou?ava."

Russellovo iznena?enje je sasvim razumljivo: 40 Eridani B se odnosi na relativno bliske zvijezde, a iz uo?ene paralakse mo?e se prili?no precizno odrediti udaljenost do nje i, shodno tome, sjaj. Ispostavilo se da je luminoznost 40 Eridani B anomalno niska za njegovu spektralnu klasu - bijeli patuljci formirali su novu regiju na H-R dijagramu. Ova kombinacija sjaja, mase i temperature bila je neshvatljiva i nije se mogla objasniti u okviru standardnog modela glavne sekvence zvjezdane strukture razvijenog 1920-ih.

Visoka gustina bijelih patuljaka ostala je neobja?njena u okviru klasi?ne fizike i astronomije i obja?njena je tek u okviru kvantne mehanike nakon pojave Fermi-Diracove statistike. Godine 1926, Fowler je u ?lanku “O gustoj materiji,” Monthly Notices R. Astron. Soc. 87, 114-122) pokazao da je, za razliku od zvijezda glavnog niza za koje je jednad?ba stanja zasnovana na modelu idealnog gasa (standardni Eddingtonov model), za bijele patuljke gustina i pritisak materije su odre?eni svojstvima gasa degenerisanih elektrona (Fermi gas).

Sljede?a faza u obja?njavanju prirode bijelih patuljaka bio je rad Yakova Frenkela, E. Stonera i Chandrasekhara. Frenkel je 1928. godine istakao da mora postojati gornja granica mase bijelih patuljaka, odnosno da su ove zvijezde s masom iznad odre?ene granice nestabilne i moraju kolabirati. E. Stoner je nezavisno do?ao do istog zaklju?ka 1930. godine, koji je dao ta?nu procjenu maksimalne mase. To?nije ga je izra?unao 1931. Chandrasekhar u svom radu “Maksimalna masa idealnih bijelih patuljaka”, Astroph J. 74, 81-82 (Chandrasekhar granica) i nezavisno 1932. L. D. Landau.

Fowlerovo rje?enje objasnilo je unutra?nju strukturu bijelih patuljaka, ali nije razjasnilo mehanizam njihovog porijekla. Dvije ideje odigrale su klju?nu ulogu u obja?njavanju geneze bijelih patuljaka: ideja astronoma Ernsta Epica da se crveni divovi formiraju od zvijezda glavnog niza kao rezultat sagorijevanja nuklearnog goriva, i pretpostavka astronoma Vasilija Fesenkova, izre?ena ubrzo nakon Drugog svjetskog rata, zvijezde glavnog niza trebale bi izgubiti masu, a takav gubitak mase trebao bi imati zna?ajan utjecaj na evoluciju zvijezda. Ove pretpostavke su u potpunosti potvr?ene.

Struktura zvijezde glavnog niza solarnog tipa i crvenog diva sa izotermnim helijumskim jezgrom i slojevitom zonom nukleosinteze (ne u mjerilu).

Tokom evolucije zvijezda glavnog niza, vodonik "sagorijeva" - nukleosinteza sa formiranjem helijuma (vidi Betheov ciklus). Ovo sagorijevanje dovodi do prestanka osloba?anja energije u sredi?njim dijelovima zvijezde, kompresije i, shodno tome, do pove?anja temperature i gusto?e u njenom jezgru. Pove?anje temperature i gusto?e u jezgri zvijezde dovodi do stanja u kojima se aktivira novi izvor termonuklearne energije: izgaranje helijuma (trostruka helijumska reakcija ili trostruki alfa proces), karakteristi?na za crvene divove i supergigante.

Na temperaturama reda od 108 K, kineti?ka energija jezgri helijuma postaje dovoljno visoka da savlada Kulonovu barijeru: dvije jezgre helijuma (4He, alfa ?estice) mogu se spojiti i formirati nestabilan izotop berilijuma 8Be.

Uprkos vrlo niskoj ravnote?noj koncentraciji 8Be (na primjer, na temperaturi od ~108 K omjer koncentracije je / ~10-10), ispostavilo se da je brzina takve trostruke reakcije helijuma dovoljna za postizanje nove hidrostati?ke ravnote?e u vrelo jezgro zvezde. Ovisnost osloba?anja energije o temperaturi u ternarnoj reakciji helijuma je izuzetno visoka.

Treba, me?utim, napomenuti da trostruku helijumsku reakciju karakteri?e znatno ni?e osloba?anje energije od Betheovog ciklusa: u smislu jedinice mase, osloba?anje energije tokom „sagorevanja“ helijuma je vi?e od 10 puta manje nego tokom „sagorevanje“ vodonika. Kako helijum sagorijeva i izvor energije u jezgru se iscrpljuje, mogu?e su slo?enije reakcije nukleosinteze, me?utim, kao prvo, takve reakcije zahtijevaju sve vi?e temperature, a drugo, osloba?anje energije po jedinici mase u takvim reakcijama opada kako masa mase pove?ava se broj jezgara koje su reagovale.

Dodatni faktor koji o?igledno utje?e na evoluciju jezgri crvenih divova je kombinacija osjetljivosti na visoke temperature trostruke reakcije helijuma i reakcija fuzije te?ih jezgri s mehanizmom hla?enja neutrina: pri visokim temperaturama i pritiscima, fotoni se mogu raspr?iti elektronima sa formiranje parova neutrino-antineutrino, koji slobodno odnose energiju iz jezgra: zvijezda je za njih providna. Brzina takvog volumetrijskog hla?enja neutrina, za razliku od klasi?nog povr?inskog fotonskog hla?enja, nije ograni?ena procesima prijenosa energije iz unutra?njosti zvijezde u njenu fotosferu. Kao rezultat reakcije nukleosinteze, dolazi do nove ravnote?e u jezgri zvijezde, koju karakterizira ista temperatura jezgra: formira se izotermno jezgro.

Populacija bijelih patuljaka u globularnom zvjezdanom jatu NGC 6397. Plavi kvadrati su helijumski bijeli patuljci, ljubi?asti krugovi su "normalni" bijeli patuljci s visokim sadr?ajem ugljika.

U slu?aju crvenih divova sa relativno malom masom (po poretku Sunca), izotermna jezgra se sastoje uglavnom od helijuma, u slu?aju masivnijih zvijezda - od ugljika i te?ih elemenata. Me?utim, u svakom slu?aju, gusto?a takvog izotermnog jezgra je tolika da udaljenosti izme?u elektrona plazme koja formira jezgro postaju srazmjerne njihovoj De Broglievoj talasnoj du?ini, odnosno ispunjeni su uslovi za degeneraciju elektronskog gasa. Prora?uni pokazuju da gustina izotermnih jezgara odgovara gusto?i bijelih patuljaka, odnosno da su jezgra crvenih divova bijeli patuljci.

Protoplanetarna maglina HD 44179: asimetri?no izbacivanje gasa i pra?ine iz crvenog diva.

Nuklearne reakcije u crvenim divovima ne de?avaju se samo u jezgru: kako vodonik sagorijeva u jezgru, nukleosinteza helija se ?iri na podru?ja zvijezde koja su jo? uvijek bogata vodonikom, formiraju?i sferni sloj na granici siroma?nih vodonikom i bogatih vodonikom. regioni. Sli?na situacija se javlja i sa trostrukom helijumskom reakcijom: kako helijum izgara u jezgru, on se tako?er koncentrira u sfernom sloju na granici izme?u podru?ja siroma?nih helijumom i regija bogatih helijumom. Svjetlost zvijezda s takvim "dvoslojnim" podru?jima nukleosinteze zna?ajno se pove?ava, dosti?u?i oko nekoliko hiljada luminoziteta Sunca, dok se zvijezda "naduvava", pove?avaju?i svoj pre?nik do veli?ine Zemljine orbite. Zona nukleosinteze helijuma uzdi?e se do povr?ine zvijezde: udio mase unutar ove zone je ~70% mase zvijezde. "Puvanje" je pra?eno prili?no intenzivnim odlivanjem materije sa povr?ine zvijezde; uo?avaju se objekti kao ?to su protoplanetarne magline.

Planetarna maglina NGC 3132: u centru se nalazi dvostruka zvijezda - analog Sirijusa.

Takve zvijezde su o?ito nestabilne, a 1956. godine astronom i astrofizi?ar Joseph Shklovsky predlo?io je mehanizam za formiranje planetarnih maglina kroz izbacivanje omota?a crvenih divova, uz izlaganje izotermnih degeneriranih jezgara takvih zvijezda koje su dovele do ro?enja bijeli patuljci. Ta?ni mehanizmi gubitka mase i daljeg raspadanja omota?a za takve zvijezde su jo? uvijek nejasni, ali se mogu pretpostaviti sljede?i faktori koji mogu doprinijeti gubitku omota?a:

Zbog izuzetno velike svjetlosti, svjetlosni pritisak toka zra?enja zvijezde na njene vanjske slojeve postaje zna?ajan, ?to, prema prora?unima, mo?e dovesti do gubitka ljuske u roku od nekoliko hiljada godina.

Zbog jonizacije vodonika u podru?jima ispod fotosfere mo?e se razviti jaka konvektivna nestabilnost. Sun?eva aktivnost ima sli?nu prirodu, ali u slu?aju crvenih divova, snaga konvektivnih tokova bi trebala znatno prema?iti solarnu.

U pro?irenim zvjezdanim omota?ima mogu se razviti nestabilnosti koje dovode do jakih oscilatornih procesa, pra?enih promjenom termi?kog re?ima zvijezde. Uo?avaju se talasi gustine materije koju zvezda izbaci, ?to mo?e biti posledica takvih fluktuacija.

Kod crvenih divova sa “dvoslojnim” termonuklearnim izvorom, koji su u kasnoj fazi svoje evolucije pre?li na asimptotski divovski ogranak, uo?avaju se termalne pulsacije, pra?ene “prebacivanjem” termonuklearnih izvora vodika i helija i intenzivnim gubitkom mase.

Na ovaj ili onaj na?in, prili?no dug period relativno tihog odljeva materije s povr?ine crvenih divova zavr?ava se odbacivanjem njegove ljuske i otkrivanjem jezgre. Takva izba?ena ?koljka se posmatra kao planetarna maglina. Brzine ?irenja protoplanetarnih maglina su desetine km/s, odnosno blizu vrijednosti paraboli?kih brzina na povr?ini crvenih divova, ?to slu?i kao dodatna potvrda njihovog nastanka osloba?anjem “vi?ka mase” crvenih divova.

Sada je scenario za kraj evolucije crvenih divova koji je predlo?io ?klovski op?te prihva?en i podr?an brojnim podacima posmatranja.

Kao ?to je ve? spomenuto, mase bijelih patuljaka su veli?ine Sun?eve, ali su njihove veli?ine samo stoti dio (ili ?ak i manje) sun?evog radijusa, odnosno gustina tvari u bijelim patuljcima je izuzetno velika i iznosi g/cm?. Pri takvim gusto?ama, elektronske ljuske atoma su uni?tene, a supstanca je elektron-nuklearna plazma, a njena elektronska komponenta je degenerisani elektronski gas. Dakle, za bijele patuljke, za razliku od zvijezda glavnog niza i divova, ne postoji odnos masa-luminoznost.

Gornja jedna?ina stanja va?i za hladni elektronski gas, ali temperatura od ?ak nekoliko miliona stepeni je mala u pore?enju sa karakteristi?nom Fermijevom energijom elektrona. Istovremeno, kako se gusto?a materije pove?ava zbog Paulijeve isklju?enosti (dva elektrona ne mogu imati isto kvantno stanje, odnosno istu energiju i spin), energija i brzina elektrona rastu toliko da se efekti teorija relativnosti po?inje da funkcioni?e - degenerisani elektronski gas postaje relativisti?ki . Zavisnost pritiska relativisti?kog degenerisanog elektronskog gasa o gustini je ve? druga?ija. Posljedica ovog odnosa ovisnosti je postojanje odre?ene vrijednosti zvjezdane mase pri kojoj su gravitacijske sile uravnote?ene silama pritiska, a kako se masa bijelog patuljka pove?ava, njegov polumjer se smanjuje. Druga posljedica je da ako je masa ve?a od odre?ene granice (Chandrasekhar granica), tada zvijezda kolabira.

Dakle, postoji gornja granica mase bijelih patuljaka. Zanimljivo je da za posmatrane bele patuljke postoji sli?na donja granica: budu?i da je brzina evolucije zvezda proporcionalna njihovoj masi, bele patuljke male mase mo?emo posmatrati kao ostatke samo onih zvezda koje su uspele da evoluiraju tokom vremena od po?etni period formiranja zvijezda Univerzuma do dana?njih dana.

Spektri bijelih patuljaka u globularnom jatu NGC 6397. "Standardni" spektar bijelog patuljka spektralnog tipa DA prikazan je na vrhu (crveno) radi pore?enja.

Spektri bijelih patuljaka se veoma razlikuju od spektra zvijezda i divova glavnog niza. Njihova glavna karakteristika je mali broj visoko pro?irenih apsorpcionih linija, a neki bijeli patuljci (spektralna klasa DC) uop?e ne sadr?e primjetne apsorpcione linije. Mali broj apsorpcionih linija u spektrima zvijezda ove klase obja?njava se vrlo jakim ?irenjem linija: samo najja?e apsorpcione linije, dok se ?ire, imaju dovoljnu dubinu da ostanu uo?ljive, a one slabe zbog plitkih dubina, prakti?no se stapaju sa kontinuiranim spektrom.

Karakteristike spektra bijelih patuljaka obja?njavaju se s nekoliko faktora. Prvo, zbog velike gustine bijelih patuljaka, ubrzanje gravitacije na njihovoj povr?ini iznosi ~108 cm/s? (ili ~1000 km/s?), ?to, zauzvrat, dovodi do malih dimenzija njihovih fotosfera, ogromnih gusto?a i pritisaka u njima i ?irenje apsorpcionih linija. Druga posljedica jakog gravitacijskog polja na povr?ini je gravitacijski crveni pomak linija u njihovim spektrima, ?to je ekvivalentno brzinama od nekoliko desetina km/s. Drugo, neki bijeli patuljci sa jakim magnetnim poljima pokazuju jaku polarizaciju zra?enja i cijepanje spektralnih linija zbog Zeemanovog efekta.

Bijeli patuljci su klasifikovani u posebnu spektralnu klasu D (od engleskog Dwarf - patuljak), klasifikacija koja se trenutno koristi i koja odra?ava karakteristike spektra bijelih patuljaka, koju je 1983. predlo?io Edward Zion; u ovoj klasifikaciji, spektralna klasa je zapisana u sljede?em formatu:

DA - linije Balmerove serije vodonika su prisutne u spektru, linije helijuma se ne prime?uju
DB - helijum He I linije su prisutne u spektru, vodonik ili metalne linije su odsutne
DC - kontinuirani spektar bez apsorpcionih linija
DO - jake helijske He II linije su prisutne u spektru; He I i H linije tako?er mogu biti prisutne
DZ - samo metalne linije, bez H ili He linija
DQ - linije ugljika, uklju?uju?i molekularni C2
i spektralne karakteristike:
Uo?ena je P - polarizacija svjetlosti u magnetskom polju
H - polarizacija se ne opa?a u prisustvu magnetnog polja
V - ZZ zvijezde tipa Ceti ili drugi varijabilni bijeli patuljci
X - specifi?ni ili neklasifikovani spektri

Egzoti?ni binarni sistem PSR J0348+0432, koji se sastoji od pulsara i bijelog patuljka koji kru?i oko njega svaka 2,5 sata.

Bijeli patuljci zapo?inju svoju evoluciju kao otkrivena degenerirana jezgra crvenih divova koji su odbacili svoju ?koljku - to jest, kao centralne zvijezde mladih planetarnih maglina. Temperature fotosfera jezgara mladih planetarnih maglina su izuzetno visoke - na primjer, temperatura centralne zvijezde magline NGC 7293 kre?e se od 90.000 K (procijenjeno na osnovu apsorpcionih linija) do 130.000 K (procjenjuje se iz rendgenskih zraka). spektar). Na takvim temperaturama najve?i dio spektra ?ine tvrde ultraljubi?aste i meke rendgenske zrake.

KOI-256 sistem, koji se sastoji od crvenih i bijelih patuljaka. NASA ilustracija.

Istovremeno, posmatrani bijeli patuljci, prema svojim spektrima, uglavnom se dijele u dvije velike grupe - "vodikovu" spektralnu klasu DA, u ?ijem spektru nema linija helija, koje ?ine ~80% populacije. bijelih patuljaka i DB spektralne klase "helijum" bez vodoni?nih linija u spektru, ?ine?i ve?inu preostalih 20% populacije. Razlog za ovu razliku u sastavu atmosfera bijelih patuljaka dugo je ostao nejasan. Godine 1984. Iko Iben je razmatrao scenarije za "izlazak" bijelih patuljaka iz pulsiraju?ih crvenih divova na asimptoti?noj grani d?ina u razli?itim fazama pulsiranja. U kasnoj fazi evolucije kod crvenih divova sa masama do deset solarnih, kao rezultat "sagorevanja" jezgre helijuma, nastaje degenerisano jezgro koje se sastoji uglavnom od ugljika i te?ih elemenata, okru?eno nedegenerisanim izvor sloja helijuma, u kojem dolazi do trostruke reakcije helijuma. Zauzvrat, iznad njega postoji slojeviti izvor vodonika, u kojem se odvijaju termonuklearne reakcije Betheovog ciklusa, pretvaraju?i vodonik u helijum, okru?en vodoni?nom ljuskom; prema tome, vanjski izvor vodoni?nog sloja je „proizvo?a?“ helijuma za izvor sloja helijuma. Sagorevanje helijuma u izvoru sloja podlo?no je termi?koj nestabilnosti zbog njegove ekstremno visoke temperaturne zavisnosti, a to je pogor?ano ve?om brzinom konverzije vodonika u helijum u pore?enju sa brzinom sagorevanja helijuma; rezultat je akumulacija helijuma, njegova kompresija dok ne po?ne degeneracija, naglo pove?anje brzine trostruke helijumske reakcije i razvoj slojevitog bljeska helija.

U izuzetno kratkom vremenu (~30 godina), luminoznost izvora helijuma se toliko pove?ava da sagorevanje helijuma prelazi u konvektivni re?im, sloj se ?iri, istiskuju?i izvor vodonikovog sloja, ?to dovodi do njegovog hla?enja i prestanka sagorevanja vodonika. . Nakon ?to vi?ak helijuma izgori tokom baklje, luminoznost sloja helijuma se smanjuje, vanjski slojevi vodonika crvenog diva se skupljaju i dolazi do novog paljenja izvora vodonikovog sloja.

Iben je sugerirao da pulsiraju?i crveni div mo?e odbaciti svoj omota?, formiraju?i planetarnu maglicu, kako u fazi bljeska helijuma, tako iu fazi mirovanja s aktivnim slojevitim izvorom vodonika, a po?to povr?ina razdvajanja omota?a ovisi o fazi, onda kada omota? se odbacuje tokom bljeska helijuma, izlo?en je "helijumski" bijeli patuljak spektralne klase DB, a kada se ?koljka baca od diva sa aktivnim slojevitim izvorom vodonika, izlo?en je "vodikov" patuljak DA; Trajanje izbijanja helijuma je oko 20% trajanja ciklusa pulsiranja, ?to obja?njava odnos vodonika i helijumskih patuljaka DA:DB ~ 80:20.

Velike zvijezde (7-10 puta te?e od Sunca) u nekom trenutku "sagorevaju" vodonik, helijum i ugljik i pretvaraju se u bijele patuljke s jezgrom bogatim kisikom. Zvijezde SDSS 0922+2928 i SDSS 1102+2054 sa atmosferom koja sadr?i kisik to potvr?uju.

Budu?i da bijeli patuljci nemaju vlastite termonuklearne izvore energije, oni zra?e iz svojih toplinskih rezervi. Snaga zra?enja apsolutno crnog tijela (integrirana snaga preko cijelog spektra) po jedinici povr?ine proporcionalna je ?etvrtoj potenciji tjelesne temperature.

Kao ?to je ve? napomenuto, temperatura nije uklju?ena u jednad?bu stanja degeneriranog elektronskog plina - to jest, radijus bijelog patuljka i podru?je emitiranja ostaju nepromijenjeni: kao rezultat, prvo, za bijele patuljke nema mase - svjetline odnos, ali postoji odnos starosti i osvjetljenja (ovisno samo o temperaturi, ali ne i o povr?ini emituju?e povr?ine), i, drugo, supervru?i mladi bijeli patuljci trebali bi se ohladiti prili?no brzo, jer tok zra?enja i, shodno tome, brzina hla?enja je proporcionalna ?etvrtom stepenu temperature.

U krajnjoj liniji, nakon desetina milijardi godina hla?enja, svaki bijeli patuljak bi se trebao pretvoriti u takozvanog crnog patuljka (koji ne emituje vidljivu svjetlost). Iako takvi objekti jo? nisu uo?eni u Univerzumu (prema nekim procjenama, potrebno je najmanje 1015 milijardi godina da se bijeli patuljak ohladi na temperaturu od 5K), od vremena koje je pro?lo od formiranja prvog zvijezda u Univerzumu je (prema modernim idejama) oko 13 milijardi godina, ali neki bijeli patuljci su se ve? ohladili na temperature ispod 4000 stepeni Kelvina (na primjer, bijeli patuljci WD 0346+246 i SDSS J110217, 48+411315.4 sa temperaturama od - 3800K i spektralne klase M0 na udaljenosti od oko 100 svjetlosnih godina od Sunca), ?to, uz male veli?ine, ?ini njihovu detekciju veoma te?kim zadatkom.

Meka rendgenska slika Sirijusa. Svijetla komponenta je bijeli patuljak Sirius B, tamna komponenta je Sirius A

Temperatura povr?ine mladih bijelih patuljaka - izotropnih jezgara zvijezda nakon odbacivanja njihovih ljuski - je vrlo visoka - vi?e od 2·10 5 K, ali prili?no brzo opada zbog hla?enja neutrina i zra?enja s povr?ine. Takvi vrlo mladi bijeli patuljci se opa?aju u rendgenskom rasponu (na primjer, promatranja bijelog patuljka HZ 43 od strane ROSAT satelita). U rendgenskom opsegu, sjaj bijelih patuljaka prema?uje sjaj zvijezda glavne sekvence: fotografije Sirijusa snimljene rendgenskim teleskopom Chandra mogu poslu?iti kao ilustracija - na njima bijeli patuljak Sirius B izgleda svjetlije od Sirijusa A. spektralna klasa A1, koja je ~10.000 puta svjetlija u opti?kom rasponu svjetlija od Sirijusa B.

Posebnost zra?enja bijelih patuljaka u rendgenskom rasponu je ?injenica da je glavni izvor rendgenskog zra?enja za njih fotosfera, ?to ih o?tro razlikuje od "normalnih" zvijezda: potonje imaju rendgensku koronu zagrijana na nekoliko miliona kelvina, a temperatura fotosfere je preniska za emisiju rendgenskih zraka.

U nedostatku akrecije, izvor svjetlosti za bijele patuljke je uskladi?tena toplinska energija jona u njihovoj unutra?njosti, tako da njihov sjaj ovisi o starosti. Kvantitativnu teoriju hla?enja bijelih patuljaka razvio je kasnih 1940-ih profesor Samuel Kaplan.

Varijabilna zvijezda Mira (o Ceti) u ultraljubi?astom rasponu. Vidljiv je akrecijski "rep", usmjeren od glavne komponente - crvenog diva do pratioca - bijelog patuljka

Tokom evolucije zvijezda razli?itih masa u binarnim sistemima, stope evolucije komponenti nisu iste, dok masivnija komponenta mo?e evoluirati u bijelog patuljka, dok manje masivna mo?e ostati na glavnoj sekvenci do tog vremena. . Zauzvrat, kada manje masivna komponenta napusti glavnu sekvencu tokom svoje evolucije i prije?e u granu crvenog diva, veli?ina zvijezde u razvoju po?inje rasti sve dok ne ispuni svoj Rocheov re?anj. Budu?i da se Rocheovi re?njevi komponenti binarnog sistema dodiruju u Lagrangeovoj ta?ki L1, tada se u ovoj fazi evolucije manje masivne komponente od koje se, kroz ta?ku L1, odvija protok materije iz crvenog diva u Rocheov re?anj. bijelog patuljka po?inje i dalje nakupljanje tvari bogate vodonikom na njegovu povr?inu, ?to dovodi do niza astronomskih fenomena:

Nestacionarna akrecija na bijele patuljke kada je pratilac masivni crveni patuljak dovodi do formiranja patuljastih novih (zvijezde tipa U Gem (UG)) i katastrofalnih varijabilnih zvijezda sli?nih novoj.

Akrecija na bijele patuljke sa jakim magnetnim poljem usmjerena je prema magnetnim polovima bijelog patuljka, a ciklotronski mehanizam zra?enja akreiraju?e plazme u cirkumpolarnim podru?jima magnetnog polja patuljka uzrokuje jaku polarizaciju zra?enja u vidljivom podru?ju ( polari i srednji polari).

Na lijevoj strani je rendgenski snimak ostataka supernove tipa Ia SN 1572, koju je primijetio Tycho Brahe 1572. godine. Desno je opti?ka fotografija koja prikazuje biv?eg pratioca eksplodiranog bijelog patuljka.

Akrecija tvari bogate vodonikom na bijele patuljke dovodi do njenog nakupljanja na povr?ini (koja se sastoji prete?no od helijuma) i zagrijavanja do temperature reakcije fuzije helijuma, ?to u slu?aju termi?ke nestabilnosti dovodi do eksplozije koja se promatra kao nova.

Dovoljno dugo i intenzivno nakupljanje na masivnom bijelom patuljku dovodi do toga da njegova masa prema?uje Chandrasekharovu granicu i gravitacijskog kolapsa, promatranog kao eksplozija supernove tipa Ia.

Otkri?e bijelih patuljaka

Drugi i tre?i otkriveni bijeli patuljak bili su Sirius B i Procyon B. Godine 1844., direktor K?nigsber?ke opservatorije, Friedrich Bessel, analiziraju?i podatke opservacije koji su obavljeni od 1755. godine, otkrio je da Sirijus, najsjajnija zvijezda na Zemljinom nebu, i Procion povremeno, iako vrlo slabo, odstupaju od pravocrtne putanje kretanje du? nebeske sfere. Besel je do?ao do zaklju?ka da svako od njih mora imati bliskog pratioca. Poruka je do?ekana sa skepticizmom, jer je slab satelit ostao neprimjetan, a njegova je masa trebala biti prili?no velika - uporediva sa masom Sirijusa i Prociona, respektivno.

Paradoks gustine

“Bio sam u posjeti svom prijatelju... Profesor E. Pickering u poslovnoj posjeti. Svojom karakteristi?nom ljubazno??u ponudio je da dobije spektre svih zvijezda koje smo Hincks i ja promatrali... u cilju odre?ivanja njihovih paralaksa. Ovaj dio naizgled rutinskog rada pokazao se vrlo plodonosnim – doveo je do otkri?a da sve zvijezde vrlo male apsolutne magnitude (odnosno niske svjetlosti) imaju spektralnu klasu M (to jest, vrlo nisku temperaturu povr?ine). Koliko se sje?am, dok sam raspravljao o ovom pitanju, pitao sam Pickeringa o nekim drugim slabim zvijezdama..., pominju?i posebno 40 Eridani B. Na svoj karakteristi?ni na?in, odmah je poslao zahtjev kancelariji (Harvardske) opservatorije, a ubrzo je dobio odgovor (mislim od gospo?e Fleming) da je spektar ove zvijezde A (to jest, visoka povr?inska temperatura). ?ak iu tim paleozoi?kim vremenima znao sam dovoljno o ovim stvarima da bih odmah shvatio da postoji ekstremna razlika izme?u onoga ?to bismo tada nazvali "mogu?im" vrijednostima povr?inskog sjaja i gustine. O?igledno, nisam krio da sam ne samo iznena?en, ve? i bukvalno zadivljen ovim izuzetkom od onoga ?to se ?inilo sasvim normalnim pravilom za karakteristike zvijezda. Pickering mi se nasmije?io i rekao: "Upravo takvi izuzeci dovode do pro?irenja na?eg znanja" - i bijeli patuljci su u?li u svijet koji se prou?ava."

Russellovo iznena?enje je sasvim razumljivo: 40 Eridani B se odnosi na relativno bliske zvijezde, a iz uo?ene paralakse mo?e se prili?no precizno odrediti udaljenost do nje i, shodno tome, sjaj. Ispostavilo se da je luminoznost 40 Eridani B anomalno niska za njegovu spektralnu klasu - bijeli patuljci formirali su novu regiju na HR dijagramu. Ova kombinacija sjaja, mase i temperature bila je neshvatljiva i nije se mogla objasniti u okviru standardnog modela glavne sekvence zvjezdane strukture razvijenog 1920-ih.

Visoka gustina bijelih patuljaka ostala je neobja?njena u okviru klasi?ne fizike i astronomije i obja?njena je tek u okviru kvantne mehanike nakon pojave Fermi-Diracove statistike. Godine 1926, Fowler je u svom ?lanku “O gustoj materiji” ( “O gustoj materiji”, Monthly Notices R. Astron. Soc. 87, 114-122) je pokazao da su, za razliku od zvijezda glavnog niza, za koje je jednad?ba stanja zasnovana na modelu idealnog plina (standardni Eddingtonov model), za bijele patuljke gustina i pritisak materije odre?eni svojstvima degeneriranog elektronskog plina (Fermijev plin ).

Sljede?a faza u obja?njavanju prirode bijelih patuljaka bio je rad Yakova Frenkela i E. Stonera ?! i Chandrasekhar. Frenkel je 1928. godine istakao da mora postojati gornja granica mase bijelih patuljaka, odnosno da su ove zvijezde s masom iznad odre?ene granice nestabilne i moraju kolabirati. E. Stoner je nezavisno do?ao do istog zaklju?ka 1930. godine, koji je dao ta?nu procjenu maksimalne mase. To?nije ju je 1931. izra?unao Chandrasekhar u svom djelu “Maksimalna masa idealnog bijelog patuljka” ( “Maksimalna masa idealnih bijelih patuljaka”, Astrof. J. 74, 81-82) (Chandrasekharova granica) i nezavisno od toga 1932. L. D. Landau.

Poreklo bijelih patuljaka

Trostruka reakcija helijuma i izotermna jezgra crvenih divova

Na temperaturama reda od 10 8 K, kineti?ka energija jezgri helijuma postaje dovoljno visoka da prevazi?e Kulonovu barijeru: dva jezgra helijuma (4 He, alfa ?estice) mogu se spojiti i formirati nestabilan izotop berilija 8 Be:

2 4 He + 2 4 He -> 4 8 Be. (\displaystyle ()_(2)^(4)(\textrm (He))+()_(2)^(4)(\textrm (He))\rightarrow ()_(4)^(8) (\textrm (Be)).)

Ve?ina 8 Be se ponovo raspada na dvije alfa ?estice, ali kada se 8 Be sudari s alfa ?esticom visoke energije, mo?e se formirati stabilno jezgro ugljika 12 C:

4 8 Be + 2 4 He -> 6 12 C (\displaystyle ()_(4)^(8)(\textrm (Be))+()_(2)^(4)(\textrm (He))\ desno ()_(6)^(12)(\textrm (C))) + 7,3 MeV.

Uprkos vrlo niskoj ravnote?noj koncentraciji od 8 Be (na primjer, na temperaturi od ~10 8 K odnos koncentracija [ 8 Be]/[ 4 He] ~10 -10), brzina je takva trostruka reakcija helijuma ispostavilo se da je to dovoljno za postizanje nove hidrostati?ke ravnote?e u vru?em jezgru zvijezde. Ovisnost osloba?anja energije o temperaturi u ternarnoj reakciji helijuma je izuzetno visoka, pa tako i za temperaturni raspon T (\displaystyle T)~1-2?10 8 K osloba?anje energije e 3 a (\displaystyle \varepsilon _(3\alpha)):

e 3 a = 10 8 r 2 Y 3 ? (T 10 8) 30 , (\displaystyle \varepsilon _(3\alpha)=10^(8)\rho ^(2)Y^(3)\cdot \left ((T \preko (10^(8)))\desno)^(30),)

Gdje Y (\displaystyle Y)- parcijalna koncentracija helijuma u jezgru (u razmatranom slu?aju "sagorevanja" vodonika je blizu jedinice).

Treba napomenuti, me?utim, da trostruku helijumsku reakciju karakterizira znatno ni?e osloba?anje energije od Betheovog ciklusa: izra?unato po jedinici mase Osloba?anje energije tokom „sagorevanja“ helijuma je vi?e od 10 puta manje nego tokom „sagorevanja“ vodonika. Kako helijum sagorijeva i izvor energije u jezgru se iscrpljuje, mogu?e su slo?enije reakcije nukleosinteze, me?utim, kao prvo, takve reakcije zahtijevaju sve vi?e temperature, a drugo, osloba?anje energije po jedinici mase u takvim reakcijama opada kako masa mase pove?ava se broj jezgara koje su reagovale.

Dodatni faktor koji o?igledno utje?e na evoluciju jezgara crvenih divova je kombinacija osjetljivosti na visoke temperature trostruke reakcije helijuma i fuzijskih reakcija te?ih jezgara s mehanizmom neutrina hla?enja: pri visokim temperaturama i pritiscima, fotoni se mogu raspr?iti elektronima uz formiranje parova neutrino-antineutrino, koji slobodno odnose energiju iz jezgra: zvijezda je za njih providna. Brzina ovoga volumetrijski neutrina hla?enja, za razliku od klasi?nog povr?no hla?enje fotona nije ograni?eno procesima prijenosa energije iz unutra?njosti zvijezde u njenu fotosferu. Kao rezultat reakcije nukleosinteze, dolazi do nove ravnote?e u jezgri zvijezde, koju karakterizira ista temperatura jezgra: izotermno jezgro(Sl. 2).

U slu?aju crvenih divova sa relativno malom masom (po poretku Sunca), izotermna jezgra se sastoje uglavnom od helijuma, u slu?aju masivnijih zvijezda - od ugljika i te?ih elemenata. Me?utim, u svakom slu?aju, gustina takvog izotermnog jezgra je toliko visoka da udaljenosti izme?u elektrona plazme koji formiraju jezgro postaju srazmerne njihovoj De Broglievoj talasnoj du?ini l = h / m v (\displaystyle \lambda =h/mv), odnosno ispunjeni su uslovi za degeneraciju elektronskog gasa. Prora?uni pokazuju da gustina izotermnih jezgara odgovara gustini bijelih patuljaka, tj. Jezgra crvenih divova su bijeli patuljci.

Karakteristike spektra i spektralna klasifikacija

D [podklasa] [obilje?ja spektra] [indeks temperature],

definirane su sljede?e podklase:

DA - linije Balmerove serije vodonika su prisutne u spektru, helijumske linije se ne prime?uju;
DB - spektar sadr?i linije helijuma He I, linije vodonika ili metala su odsutne;
DC - kontinuirani spektar bez apsorpcionih linija;
DO - spektar sadr?i jake linije helijuma He II, mogu biti prisutne i He I i H linije;
DZ - samo metalne linije, bez H ili He linija;
DQ - ugljeni?ne linije, uklju?uju?i molekularni C 2 ;

i spektralne karakteristike:

P - uo?ena je polarizacija svjetlosti u magnetskom polju;
H - polarizacija se ne opa?a u prisustvu magnetnog polja;
V - ZZ zvijezde tipa Ceti ili drugi varijabilni bijeli patuljci;
X - specifi?ni ili neklasifikovani spektri.

Evolucija bijelih patuljaka

Istovremeno, posmatrani bijeli patuljci, prema svojim spektrima, uglavnom se dijele u dvije velike grupe - "vodikovu" spektralnu klasu DA, u ?ijem spektru nema linija helija, koje ?ine ~80% populacije. bijelih patuljaka i DB spektralne klase "helijum" bez vodoni?nih linija u spektru, ?ine?i ve?inu preostalih 20% populacije. Razlog za ovu razliku u sastavu atmosfera bijelih patuljaka dugo je ostao nejasan. Iko Iben je 1984. razmatrao scenarije za "izlazak" bijelih patuljaka iz pulsiraju?ih crvenih divova koji se nalaze na asimptoti?noj grani d?ina u razli?itim fazama pulsiranja. U kasnoj fazi evolucije kod crvenih divova sa masama do deset solarnih, kao rezultat "sagorevanja" jezgre helijuma, nastaje degenerisano jezgro koje se sastoji uglavnom od ugljika i te?ih elemenata, okru?eno nedegenerisanim izvor sloja helijuma, u kojem dolazi do trostruke reakcije helijuma. Zauzvrat, iznad njega se nalazi slojeviti izvor vodonika, u kojem se odvijaju termonuklearne reakcije Betheovog ciklusa pretvaranja vodonika u helijum, okru?en vodoni?nom ljuskom; prema tome, vanjski izvor vodoni?nog sloja je „proizvo?a?“ helijuma za izvor sloja helijuma. Sagorevanje helijuma u izvoru sloja podlo?no je termi?koj nestabilnosti zbog njegove ekstremno visoke temperaturne zavisnosti, a to je pogor?ano ve?om brzinom konverzije vodonika u helijum u pore?enju sa brzinom sagorevanja helijuma; rezultat je akumulacija helijuma, njegova kompresija dok ne po?ne degeneracija, naglo pove?anje brzine trostruke reakcije helija i razvoj slojeviti helijumski blic.

j = s T 4 , (\displaystyle j=\sigma T^(4),)

Gdje j (\displaystyle j) je snaga po jedinici povr?ine zra?e?e povr?ine, i s (\displaystyle \sigma )- Stefan-Boltzmannova konstanta.

U krajnjoj liniji, nakon desetina milijardi godina hla?enja, svaki bijeli patuljak bi se trebao pretvoriti u takozvanog crnog patuljka (koji ne emituje vidljivu svjetlost). Iako takvi objekti jo? nisu uo?eni u svemiru (prema nekim [ ?ta?] procjenjuje se da je potrebno minimalno 10-15 godina da se bijeli patuljak ohladi na temperaturu od 5 K), budu?i da je vrijeme koje je pro?lo od formiranja prvih zvijezda u Univerzumu (prema savremenim shvatanjima ) oko 13 milijardi godina, ali su se neki bijeli patuljci ve? ohladili na temperature ispod 4000 Kelvina (na primjer, bijeli patuljci WD 0346+246 i SDSS J110217, 48+411315.4 sa temperaturama od 3700-3800 K i spektralnom klasom M0 oko 100 svjetlosnih godina od Sunca), ?to, uz njihove male veli?ine, ?ini njihovu detekciju vrlo te?kim zadatkom.

Astronomski fenomeni koji uklju?uju bijele patuljke

Rendgenska emisija bijelih patuljaka

Temperatura povr?ine mladih bijelih patuljaka, izotropnih jezgara zvijezda nakon odbacivanja njihovih ?koljki, vrlo je visoka - vi?e od 2?10 5 K, ali prili?no brzo opada zbog zra?enja s povr?ine. Takvi vrlo mladi bijeli patuljci se opa?aju u rendgenskom rasponu (na primjer, promatranja bijelog patuljka HZ 43 od strane ROSAT satelita). U rendgenskom opsegu, sjaj bijelih patuljaka prema?uje sjaj zvijezda glavnog niza: fotografije Sirijusa snimljene rendgenskim teleskopom Chandra (vidi sliku 10) mogu poslu?iti kao ilustracija - na njima bijeli patuljak Sirius B izgleda svjetlije od Sirijusa A spektralne klase A1, ?iji opti?ki raspon ~10 000 puta svjetliji od Sirijusa B.

Temperatura povr?ine najtoplijih bijelih patuljaka je 7?10 4 K, onih najhladnijih manje od 4?10 3 K (vidi, na primjer, Van Maanenovu zvijezdu i WD 0346+246 sa SDSS J110217, 48+411315.4 spektralne klase M0). ).

Akrecija na bijele patuljke u binarnim sistemima

Tokom evolucije zvijezda razli?itih masa u binarnim sistemima, stope evolucije komponenti nisu iste, dok masivnija komponenta mo?e evoluirati u bijelog patuljka, dok manje masivna mo?e ostati na glavnoj sekvenci do tog vremena. . Zauzvrat, kada manje masivna komponenta napusti glavnu sekvencu tokom svoje evolucije i prije?e u granu crvenog diva, veli?ina zvijezde u razvoju po?inje rasti sve dok ne ispuni svoj Rocheov re?anj. Budu?i da se Rocheovi re?njevi komponenti binarnog sistema dodiruju u Lagrangeovoj ta?ki L 1, onda se u ovoj fazi evolucije manje masivne komponente od koje, kroz ta?ku L 1, tok materije od crvenog giganta do Po?inje Roche re?anj belog patuljka i dalje akrecija materije bogate vodonikom na njegovu povr?inu (vidi sliku 11), ?to dovodi do niza astronomskih fenomena:

Nestacionarna akrecija na bijele patuljke, ako je pratilac masivni crveni patuljak, dovodi do pojave novih patuljaka (zvijezde tipa U Gem (UG)) i katastrofalnih promjenjivih zvijezda sli?nih novoj.
Akrecija na bijele patuljke sa jakim magnetnim poljem usmjerena je na podru?je magnetnih polova bijelog patuljka, a ciklotronski mehanizam zra?enja akreiraju?e plazme u cirkumpolarnim podru?jima magnetnog polja patuljka uzrokuje jaku polarizaciju zra?enja u vidljivom podru?ju. (polarni i srednji polari).
Akrecija tvari bogate vodikom na bijele patuljke dovodi do njenog nakupljanja na povr?ini (koja se sastoji prete?no od helija) i zagrijavanja do temperature reakcije fuzije helijuma, ?to, u slu?aju termi?ke nestabilnosti, dovodi do eksplozije koja se promatra kao baklja

2 Porijeklo bijelih patuljaka

2.1 Trostruka reakcija helijuma i izotermna jezgra crvenih divova 2.2 Gubitak mase crvenih divova i njihovo odbacivanje ?koljki 3 Fizika i svojstva bijelih patuljaka

3.1 Odnos masa-radijus i Chandrasekharova granica 3.2 Karakteristike spektra 4 Klasifikacija bijelih patuljaka 5 Astronomski fenomeni koji uklju?uju bijele patuljke

5.1 Emisija rendgenskih zraka iz bijelih patuljaka 5.2 Akrecija na bijele patuljke u binarnim sistemima

Bilje?ke
Knji?evnost

Uvod

Bijeli patuljci- zvijezde niske svjetlosti s masama uporedivim sa masom Sunca i visokim efektivnim temperaturama. Ime bijeli patuljci povezana s bojom prvih otkrivenih predstavnika ove klase - Sirijus B I 40 Eridani B. Na Hertzsprung-Russell dijagramu oni se nalaze 10-12 m ispod prikaza glavne sekvence iste spektralne klase.

Polumjeri bijelih patuljaka su otprilike 100 puta manji od solarnog, shodno tome, njihov sjaj je ~ puta manji od solarnog. Gustina materije u bijelim patuljcima je g/cm3, milione puta ve?a od gustine tvari u zvijezdama glavnog niza. ?to se ti?e brojeva, bijeli patuljci ?ine 3-10% vida Galaksije. Me?utim, poznat je samo mali dio njih, jer su zbog njihove niske svjetlosti otkriveni samo oni ?ija udaljenost ne prelazi 200-300 kom.

Prema modernim konceptima, bijeli patuljci su kona?ni proizvod evolucije normalnih zvijezda s masama u rasponu od solarnih masa do 8-10 solarnih masa. Nastaju nakon iscrpljivanja izvora termonuklearne energije u utrobi zvijezde i izbacivanja ljuske.

1. Istorija otkri?a

1.1. Otkri?a bijelih patuljaka

tamni satelit, a period rotacije obje vizije oko zajedni?kog centra mase trebao bi biti oko 50 godina. Poruka je nai?la na skepticizam, budu?i da je tamni satelit ostao nevidljiv, a njegova masa bi trebala biti prili?no velika - uporediva s masom Sirius.

Bio sam u poseti svom prijatelju... Profesor E. Pickering u poslovnoj poseti. Svojom karakteristi?nom ljubazno??u ponudio je da uzme spektre svih zvijezda, koje smo Hincks i ja promatrali s ciljem da ih ... odredimo paralakse. Ovaj rad, koji je izgledao spor, pokazao se vrlo plodonosnim - doveo je do otkri?a da sve zvijezde vrlo male apsolutne magnitude (tj. niske svjetlosti) imaju spektralna klasa M (tj. vrlo niska povr?inska temperatura). Sje?am se da sam dok sam raspravljao o ovom pitanju pitao Pickeringa o nekim drugim slabim zvijezdama, prisje?aju?i se broja 40 Eridani B. Na svoj karakteristi?ni na?in, odmah je poslao zahtjev kancelariji (Harvardske) opservatorije, a ubrzo je dobio odgovor (vjerujem od gospo?e Fleming) da je spektar ove zvijezde A (tj. visoka povr?inska temperatura). ?ak iu tim "paleozoi?kim" vremenima znao sam dovoljno o tim stvarima da bih odmah shvatio da ovdje postoji zna?ajan nesklad izme?u onoga ?to bismo tada nazvali "mogu?im" vrijednostima povr?inskog sjaja i gustine. Ja, mo?da, nisam krio da sam bio ne samo iznena?en, ve? jednostavno zadivljen ovim izuzetkom od pravila, koji se ?inio sasvim normalnim za karakteristike zvijezda. Pickering mi se nasmije?io i rekao: "Upravo takvi izuzeci dovode do pro?irenja na?eg znanja" - i bijeli patuljci su u?li u svijet prou?avanja"

Russellovo iznena?enje je sasvim razumljivo: 40 Eridani B odnosi se na relativno bliske zvijezde, a pomo?u paralakse mo?e se prili?no precizno odrediti udaljenost do nje i, shodno tome, sjaj. Ispostavilo se da je luminoznost 40 Eridani B anomalno niska za njegovu spektralnu klasu - bijeli patuljci formirali su novu regiju na Hertzsprung-Russell dijagramu. Ova kombinacija sjaja, mase i temperature bila je neshvatljiva i nije se mogla objasniti u okviru standardnog modela strukture zvijezda glavnog niza, razvijenog 1920-ih.

Visoka gusto?a bijelih patuljaka ostala je neobja?njiva sa stanovi?ta klasi?ne fizike, ali je obja?njenje na?la u kvantnoj mehanici nakon pojave Fermi-Diracove statistike. 1926. Fowler u ?lanku "Debela materija" ( "Gusta materija", mjese?ne obavijesti R. Astron. Soc. 87, 114-122 ) Dokazano je da su, za razliku od zvijezda glavnog niza, za koje su jednad?be stanja zasnovane na modelu idealnog plina (standardni Eddingtonov model), za bijele patuljke gustina i pritisak materije odre?eni svojstvima degeneriranog elektronskog plina (Fermijev plin ).

Sljede?a faza u obja?njavanju prirode bijelih patuljaka bio je rad Chandrasekhara. 1928. Frenkel je ukazao da za bijele patuljke treba postojati gornja granica mase, a 1930. Chandrasekhar u radu “Maksimalna masa idealnog bijelog patuljka” ( " Maksimalna masa idealnih bijelih patuljaka",Astrof. J. 74, 81-82 ) Dokazano je da su bijeli patuljci s masama iznad 1,4 solarne nestabilni (Chandrasekhar granica) i mogu kolabirati.

2. Porijeklo bijelih patuljaka

Fowlerovo rje?enje objasnilo je unutra?nju strukturu bijelih patuljaka, ali nije objasnilo mehanizam njihovog porijekla. Dvije ideje su imale klju?nu ulogu u obja?njavanju nastanka bijelih patuljaka:

E. Epicovo mi?ljenje da se crveni divovi formiraju od zvijezda glavnog niza kao rezultat izgaranja nuklearnog goriva, pretpostavka iznesena ubrzo nakon Drugog svjetskog rata da bi zvijezde glavnog niza trebale izgubiti masu, a takav gubitak mase trebao bi zna?ajno utjecati na evoluciju zvijezda.

Ove pretpostavke su u potpunosti potvr?ene.

2.1. Trostruka reakcija helijuma i izotermna jezgra crvenih divova

Tokom evolucije zvijezda glavnog niza, vodonik "sagorijeva" - nukleosinteza sa formiranjem helijuma (vidi Betheov ciklus). Takvo sagorijevanje dovodi do prestanka osloba?anja energije u sredi?njim dijelovima zvijezde, kompresije i, shodno tome, do pove?anja gusto?e i temperature u njenom jezgru. Pove?anje gustine i temperature u jezgru zvezde dovodi do stanja u kojima se aktivira novi izvor termonuklearne energije: sagorevanje helijuma ( trostruka reakcija helijuma ili trostruki alfa proces), karakteristi?an za crvene divove i supergigante.

Na temperaturama oko 10 8 K, kineti?ka energija jezgri helijuma postaje dovoljna da se savlada Kulonova barijera: dva jezgra helijuma (alfa ?estice) mogu se spojiti i formirati nestabilni izotop berilijuma Be 8:

On 4 + On 4 = Budi 8

Ve?ina Be 8 se jo? uvijek raspada na dvije alfa ?estice, ali ako se jezgro Be 8 u kratkom vijeku sudari s alfa ?esticom visoke energije, mo?e se formirati stabilno jezgro ugljika C 12:

Be 8 + He 4 = C 12 + 7,3 m eV.

Uprkos prili?no niskoj ravnote?noj koncentraciji Be 8 (na primjer, na temperaturi od ~ 10 8 K omjer koncentracije / ~, brzina je takva trostruka reakcija helijuma ispostavilo se da je to dovoljno za postizanje nove hidrostati?ke ravnote?e u vru?em jezgru zvijezde. Ovisnost osloba?anja energije o temperaturi u ternarnoj reakciji helijuma je izuzetno jaka, na primjer, za temperaturni raspon ~ 1-2? Osloba?anje energije 10 8 K http://*****/images/ukbase_2__1234.jpg" alt="\ Varepsilon _ (3 \ alpha) = 10 ^ 8 \ rho ^ 2 Y ^ 3 * \ lijevo (((T \preko (10^8)))\desno)^(30)" width="210 height=46" height="46">!}

gde je sagorevanje vodonika blizu jedinice).

Vrijedi napomenuti, me?utim, da trostruku helijumsku reakciju karakterizira znatno ni?e osloba?anje energije od Bethe ciklusa po jedinici mase: Osloba?anje energije tokom "sagorevanja" helijuma je vi?e od 10 puta manje nego tokom "sagorevanja" vodonika. Kako helijum sagorijeva i ovaj izvor energije u jezgru se iscrpljuje, slo?ene reakcije nukleosinteze postaju mogu?e, me?utim, prvo, takve reakcije zahtijevaju sve vi?e temperature i, drugo, osloba?anje energije po jedinici mase takvih reakcija opada s pove?anjem masenog broja jezgra, koji reaguju.

http://*****/images/ukbase_2__519.jpg" alt="\" width="84" height="20 src=">, odnosno ispunjeni su uslovi za degeneraciju elektronskog gasa. Prora?uni pokazuju da gustina izotermnih jezgara odgovara gustini bijelih patuljaka, tj. Jezgra crvenih divova su bijeli patuljci.

normalni" bijeli patuljci s visokim sadr?ajem ugljika.

Fotografija globularnog zvezdanog jata NGC 6397 (slika 5) identifikuje bele patuljke oba tipa: helijum bele patuljke, koji su nastali tokom evolucije manje masivnih zvezda, i ugljeni?ne bele patuljke, rezultat evolucije zvezda sa ve?om masom. .

2.2. Gubitak mase crvenih divova i odbacivanje njihove ?koljke

Nuklearne reakcije u crvenim divovima ne de?avaju se samo u jezgru: kako vodonik sagorijeva u jezgru, nukleosinteza helija se ?iri na podru?ja zvijezde koja su jo? uvijek bogata vodonikom, formiraju?i sferni sloj na granici siroma?nih vodonikom i bogatih vodonikom. regioni. Sli?na situacija se javlja i sa trostrukom helijumskom reakcijom: kako helijum izgara u jezgru, on se tako?er koncentrira u sfernom sloju na granici izme?u podru?ja siroma?nih helijumom i regija bogatih helijumom. Svjetlost zvijezda s takvim "dvoslojnim" podru?jima nukleosinteze zna?ajno se pove?ava, dosti?u?i nekoliko hiljada luminoziteta Sunca, dok zvijezda "nabubri", pove?avaju?i svoj pre?nik do veli?ine Zemljine orbite. Zona nukleosinteze helijuma uzdi?e se do povr?ine zvijezde: udio mase unutar ove zone je ~70% mase zvijezde. „Naduvavanje“ je pra?eno prili?no intenzivnim curenjem materije sa povr?ine zvezde; takvi objekti se posmatraju kao protoplanetarne magline (vidi sliku 6).

Shklov" href="/text/category/shklov/" rel="bookmark">Shklovsky je predlo?io mehanizam za formiranje planetarnih maglina odbacivanjem ?koljki crvenih divova, dok izlaganje izotermnih degeneriranih jezgara takvih zvijezda dovodi do formiranje bijelih patuljaka Ta?ni mehanizmi gubitka mase i naknadnog osloba?anja omota?a za takve zvijezde jo? uvijek su nepoznati, ali se mogu predlo?iti sljede?i faktori koji mogu dovesti do gubitka omota?a:

U pro?irenim zvjezdanim omota?ima mogu se razviti nestabilnosti koje dovode do jakih oscilatornih procesa, pra?enih promjenama u termi?kom re?imu zvijezde. Na sl. 6 jasno vidljivih talasa gustine izba?ene zvezdane materije, ?to mo?e biti posledica takvih fluktuacija. Zbog jonizacije vodonika u podru?jima ispod fotosfere mo?e se razviti jaka konvektivna nestabilnost. Sun?eva aktivnost ima sli?nu prirodu; u slu?aju crvenih divova, snaga konvektivnih strujanja je znatno ve?a od solarne. Zbog prevelikog sjaja, svjetlosni pritisak toka zra?enja zvijezde na njene vanjske slojeve postaje zna?ajan, a prema prora?unima mo?e dovesti do gubitka ljuske u roku od nekoliko hiljada godina.

vi?ak mase" crvenih divova.

Scenario za evoluciju crvenih divova koji je predlo?io ?klovski op?enito je prihva?en i potkrijepljen je brojnim opservacijskim podacima.

3. Fizika i svojstva bijelih patuljaka

Kao ?to je ve? napomenuto, mase bijelih patuljaka su bliske solarnoj, ali su njihove veli?ine samo stoti dio (ili ?ak i manje) od solarne, odnosno gustina tvari u bijelim patuljcima je izuzetno velika i iznosi g/cm 3. Pri takvoj gusto?i, elektronske ljuske atoma su uni?tene i materija postaje elektron-nuklearna plazma, a njena elektronska komponenta je degenerisani elektronski gas. Pritisak P takvog gasa ispunjava relaciju:

gdje je http://*****/images/ukbase_2__17665.jpg" width="180" height="283 src=">

Rice. 8. Odnos masa-radijus za bijele patuljke. Vertikalna asimptota odgovara Chandrasekhar granici.

Gornja jedna?ina stanja va?i za hladni elektronski gas, ali je temperatura od ?ak nekoliko miliona stepeni mala u pore?enju sa karakteristi?nom Fermijevom energijom elektrona (). Istovremeno, kako se gustina materije pove?ava zbog Paulijevog isklju?enja (dva elektrona ne mogu imati isto kvantno stanje, odnosno istu energiju i spin), energija i brzina elektrona se toliko pove?avaju da efekti teorija relativnosti po?inje da funkcioni?e - degenerisani elektronski gas postaje relativisti?ki. Zavisnost pritiska relativisti?kog degenerisanog elektronskog gasa od gustine je ve? druga?ija:

Za takvu jedna?inu stanja javlja se zanimljiva situacija. Prosje?na gustina bijelog patuljka http://*****/images/ukbase_2__270.jpg" width="21" height="14 src=">- Masa, a - Radijus bijelog patuljka. Zatim pritisak http://** ***/images/ukbase_2__716.jpg" alt="(P \ preko R) \ sim ((M ^ (4/3)) \ preko (R ^ 5))" width="89 height=46" height="46">!}

Gravitacijske sile koje se suprotstavljaju pritisku:

postoji, iako pad pritiska i gravitacione sile podjednako zavise od radijusa, razli?ito zavise od mase - kao ~ i ~ disk"> DA - postoje linije u spektru i nema linija helijuma. Ovaj tip je ~ 75% bijelih patuljaka, nalaze se u cijelom temperaturnom rasponu; DB - linije ioniziranog helijuma su jake, nema linija vodonika. Helijuma je 10 puta vi?e, temperature - iznad ?K; DC - kontinuirani spektar, nema apsorpcije linije sa intenzitetom manjim od 90% intenziteta kontinuiranog spektra, temperatura - do ?K ; DF - postoje linije kalcija, nema linija vodonika; DG - postoje linije kalcija, gvo??a, nema linija vodonika ; DO - linije jonizovanog helijuma su jake, postoje linije neutralnog helijuma i (ili) vodonika.To su vru?i beli patuljci, njihove temperature dosti?u?K

5. Astronomski fenomeni koji uklju?uju bijele patuljke

5.1. Rendgenska emisija bijelih patuljaka

Temperatura povr?ine mladih bijelih patuljaka - izotropnih jezgara zvijezda nakon odbacivanja njihovih ?koljki - je vrlo visoka - vi?e od 2? 10 5 K, me?utim, prili?no brzo opada zbog hla?enja neutrina i zra?enja s povr?ine. Takvi vrlo mladi bijeli patuljci se opa?aju u rendgenskom rasponu (na primjer, promatranja bijelog patuljka HZ 43 od strane ROSAT satelita).

Temperatura povr?ine vru?ih bijelih patuljaka je 7? 10 4 K, hladno - ~ 5 ? 10 3 K.

Posebnost zra?enja bijelih patuljaka u rendgenskom rasponu je da je glavni izvor rendgenskog zra?enja u njima fotosfera, ?to ih uvelike razlikuje od "normalnih" zvijezda: u potonjoj rendgenske zrake emituju korona, zagrijana na nekoliko miliona kelvina, a temperatura fotosfere je preniska za formiranje rendgenskog zra?enja (vidjeti sliku 9 za njih).

U nedostatku akrecije, bijeli patuljci imaju rezervu toplinske energije iz jona u svojim jezgrama, tako da njihov sjaj ovisi o starosti. Kvantitativna teorija hla?enja bijelih patuljaka razvijena je kasnih 1940-ih.

5.2. Akrecija na bijele patuljke u binarnim sistemima

disk"> Nestacionarna akrecija na bijele patuljke, ako je pratilac masivni crveni patuljak, dovodi do formiranja patuljastih novih (zvijezde tipa U Gem (UG)) ili varijabilnih zvijezda sli?nih novoj. Akrecija na bijele patuljke, koji imaju jako magnetno polje, usmjereno je na podru?je magnetnih polova bijelog patuljka, a ciklotronski mehanizam zra?enja akrecione plazme u subpolarnim podru?jima uzrokuje jaku polarizaciju zra?enja u vidljivom podru?ju spektra (polarni i srednji polari). na bijele patuljke materije bogate vodikom dovodi do njenog nakupljanja na povr?ini (koja se sastoji uglavnom od helijuma) i zagrijavanja do temperature reakcije fuzije helija, ?to u slu?aju razvoja termi?ke nestabilnosti dovodi do eksplozije, ?to se i uo?ava. kao eksplozija nove. Prili?no duga i intenzivna akrecija na masivnog bijelog patuljka dovodi do mase koja prelazi svoju Chandrasekhar granicu i gravitacijskog kolapsa, ?to se promatra kao eksplozija tipa supernove Ia (vidi sliku 10).

Vidi tako?er

Akrecija Idealni gas Degenerisani gas Zvezda Nukleosinteza Planetarna maglina Supernova Sirijus

Bilje?ke

1. ^ a B C Bijeli patuljci - www. franko. /publish/astro/bukvy/b. pdf // Astronomski enciklopedijski rje?nik - www. franko. / objaviti / astro / Generalno ure?ivao i. - Lvov: LNU-GAO NANU, 2003. - P. 54-55. - ISBN -X, UDK

Knji?evnost

Alvan Clark i sinovi: umjetnici u optici,

Fizi?ke osnove strukture i evolucije zvijezda,

Zvijezde: njihovo ro?enje, ?ivot i smrt,

100 milijardi sunaca.

Ra?anje, ?ivot i smrt zvezda,

Fizika prostora.

mala enciklopedija,

Bessel je do?ao do zaklju?ka da bi Sirijus trebao imati nevidljivi "mra?ni" satelit, a period okretanja obje zvijezde oko zajedni?kog centra mase trebao bi biti oko 50 godina. Poruka je do?ekana sa skepticizmom, jer je tamni satelit ostao neprimjetan, a njegova masa je trebala biti prili?no velika - uporediva sa masom Sirijusa.

Paradoks gustine

“Bio sam u posjeti svom prijatelju... Profesor E. Pickering u poslovnoj posjeti. Svojom karakteristi?nom ljubazno??u ponudio je da dobije spektre svih zvijezda koje smo Hincks i ja promatrali... u cilju odre?ivanja njihovih paralaksa. Ovaj dio naizgled rutinskog rada pokazao se vrlo plodonosnim – doveo je do otkri?a da sve zvijezde vrlo male apsolutne magnitude (odnosno niske svjetlosti) imaju spektralnu klasu M (to jest, vrlo nisku temperaturu povr?ine). Koliko se sje?am, dok sam raspravljao o ovom pitanju, pitao sam Pickeringa o nekim drugim slabim zvijezdama..., pominju?i posebno 40 Eridani B. Na svoj karakteristi?ni na?in, odmah je poslao zahtjev kancelariji (Harvardske) opservatorije, a ubrzo je dobio odgovor (mislim od gospo?e Fleming) da je spektar ove zvijezde A (to jest, visoka povr?inska temperatura). ?ak iu tim paleozoi?kim vremenima znao sam dovoljno o ovim stvarima da bih odmah shvatio da postoji ekstremna razlika izme?u onoga ?to bismo tada nazvali "mogu?im" vrijednostima povr?inskog sjaja i gustine. O?igledno, nisam krio da sam ne samo iznena?en, ve? i bukvalno zadivljen ovim izuzetkom od onoga ?to se ?inilo sasvim normalnim pravilom za karakteristike zvijezda. Pickering mi se nasmije?io i rekao: "Upravo takvi izuzeci dovode do pro?irenja na?eg znanja" - i bijeli patuljci su u?li u svijet koji se prou?ava."

Visoka gustina bijelih patuljaka ostala je neobja?njena u okviru klasi?ne fizike i astronomije i obja?njena je tek u okviru kvantne mehanike nakon pojave Fermi-Diracove statistike. Godine 1926, Fowler je u svom ?lanku "Gusta materija" ( “O gustoj materiji”, Monthly Notices R. Astron. Soc. 87, 114-122) je pokazao da, za razliku od zvijezda glavnog niza, za koje je jednad?ba stanja zasnovana na modelu idealnog plina (standardni Eddingtonov model), za bijele patuljke gusto?u i pritisak materije odre?uju svojstva degeneriranog elektronskog plina (Fermijev plin ).

Sljede?a faza u obja?njavanju prirode bijelih patuljaka bio je rad Yakova Frenkela i Chandrasekhara. Godine 1928. Frenkel je istakao da bi trebalo da postoji gornja granica za masu belih patuljaka, a 1931. Chandrasekhar u svom delu "Maksimalna masa idealnog belog patuljka" ( “Maksimalna masa idealnih bijelih patuljaka”, Astrof. J. 74, 81-82) je pokazao da postoji gornja granica za mase bijelih patuljaka, odnosno da su ove zvijezde s masom iznad odre?ene granice nestabilne (Chandrasekhar granica) i moraju kolabirati.

Poreklo bijelih patuljaka

Trostruka reakcija helijuma i izotermna jezgra crvenih divova

Na temperaturama reda od 10 8 K, kineti?ka energija jezgri helijuma postaje dovoljno visoka da savlada Kulonovu barijeru: dvije jezgre helijuma (4He, alfa ?estice) mogu se spojiti i formirati nestabilan izotop berilija:

Ve?ina 8 Be se ponovo raspada na dvije alfa ?estice, ali kada se 8 Be sudari s alfa ?esticom visoke energije, mo?e se formirati stabilno jezgro ugljika 12 C:

+ 7,3 MeV.

Uprkos vrlo niskoj ravnote?noj koncentraciji od 8 Be (na primjer, na temperaturi od ~10 8 K odnos koncentracija [ 8 Be]/[ 4 He] ~10 -10), brzina je takva trostruka reakcija helijuma ispostavilo se da je to dovoljno za postizanje nove hidrostati?ke ravnote?e u vru?em jezgru zvijezde. Ovisnost osloba?anja energije od temperature u ternarnoj reakciji helija je izuzetno velika, na primjer, za temperaturni raspon ~1-2·10 8 K osloba?anje energije je:

gdje je parcijalna koncentracija helijuma u jezgru (u razmatranom slu?aju "sagorijevanja" vodika je blizu jedinice).

Me?utim, treba napomenuti da trostruku helijumsku reakciju karakterizira znatno ni?e osloba?anje energije od Betheovog ciklusa: u smislu po jedinici mase Osloba?anje energije tokom „sagorevanja“ helijuma je vi?e od 10 puta manje nego tokom „sagorevanja“ vodonika. Kako helijum sagorijeva i izvor energije u jezgru se iscrpljuje, mogu?e su slo?enije reakcije nukleosinteze, me?utim, kao prvo, takve reakcije zahtijevaju sve vi?e temperature, a drugo, osloba?anje energije po jedinici mase u takvim reakcijama opada kako masa mase pove?ava se broj jezgara koje reaguju.

U slu?aju crvenih divova sa relativno malom masom (po poretku Sunca), izotermna jezgra se sastoje uglavnom od helijuma, u slu?aju masivnijih zvijezda - od ugljika i te?ih elemenata. Me?utim, u svakom slu?aju, gusto?a takvog izotermnog jezgra je tolika da udaljenosti izme?u elektrona plazme koja formira jezgro postaju srazmjerne njihovoj De Broglievoj talasnoj du?ini, odnosno ispunjeni su uslovi za degeneraciju elektronskog gasa. Prora?uni pokazuju da gustina izotermnih jezgara odgovara gustini bijelih patuljaka, tj. Jezgra crvenih divova su bijeli patuljci.

Dakle, postoji gornja granica mase bijelih patuljaka (Chandrasekhar granica). Zanimljivo je da za posmatrane bele patuljke postoji sli?na donja granica: budu?i da je brzina evolucije zvezda proporcionalna njihovoj masi, bele patuljke male mase mo?emo posmatrati samo kao ostatke onih zvezda koje su uspele da evoluiraju tokom vremena od po?etni period formiranja zvijezda Univerzuma do dana?njih dana.

Karakteristike spektra i spektralna klasifikacija

Bijeli patuljci se svrstavaju u posebnu spektralnu klasu D (od engleskog. Patuljak- patuljak), klasifikacija koja se trenutno koristi i koja odra?ava karakteristike spektra bijelih patuljaka, koju je 1983. predlo?io Edward Zion; u ovoj klasifikaciji spektralna klasa je zapisana u sljede?em formatu:

D [podklasa] [obilje?ja spektra] [indeks temperature],

definirane su sljede?e podklase:

DA - linije Balmerove serije vodonika su prisutne u spektru, linije helijuma se ne prime?uju
DB - helijum He I linije su prisutne u spektru, vodonik ili metalne linije su odsutne
DC - kontinuirani spektar bez apsorpcionih linija
DO - jake helijske He II linije su prisutne u spektru; He I i H linije tako?er mogu biti prisutne
DZ - samo metalne linije, bez H ili He linija
DQ - ugljeni?ne linije, uklju?uju?i molekularni C 2

i spektralne karakteristike:

Uo?ena je P - polarizacija svjetlosti u magnetskom polju
H - polarizacija se ne opa?a u prisustvu magnetnog polja
V - ZZ zvijezde tipa Ceti ili drugi varijabilni bijeli patuljci
X - specifi?ni ili neklasifikovani spektri

Evolucija bijelih patuljaka

Rice. 8. Protoplanetarna maglina NGC 1705. Vidljiv je niz sfernih ?koljki, odba?enih crvenim divom, sama zvijezda je skrivena pojasom pra?ine.

Istovremeno, posmatrani bijeli patuljci, prema svojim spektrima, uglavnom se dijele u dvije velike grupe - "vodikovu" spektralnu klasu DA, u ?ijem spektru nema linija helija, koje ?ine ~80% populacije. bijelih patuljaka i DB spektralne klase "helijum" bez vodoni?nih linija u spektru, ?ine?i ve?inu preostalih 20% populacije. Razlog za ovu razliku u sastavu atmosfera bijelih patuljaka dugo je ostao nejasan. Godine 1984. Ico Iben je razmatrao scenarije za "izlazak" bijelih patuljaka iz pulsiraju?ih crvenih divova koji se nalaze na asimptoti?noj grani d?ina, u razli?itim fazama pulsiranja. U kasnoj fazi evolucije kod crvenih divova sa masama do deset solarnih, kao rezultat "sagorevanja" jezgre helijuma, nastaje degenerisano jezgro koje se sastoji uglavnom od ugljika i te?ih elemenata, okru?eno nedegenerisanim izvor sloja helijuma, u kojem dolazi do trostruke reakcije helijuma. Zauzvrat, iznad njega postoji slojeviti izvor vodonika, u kojem se odvijaju termonuklearne reakcije Betheovog ciklusa, pretvaraju?i vodonik u helijum, okru?en vodoni?nom ljuskom; prema tome, vanjski izvor vodoni?nog sloja je „proizvo?a?“ helijuma za izvor sloja helijuma. Sagorevanje helijuma u izvoru sloja podlo?no je termi?koj nestabilnosti zbog njegove ekstremno visoke temperaturne zavisnosti, a to je pogor?ano ve?om brzinom konverzije vodonika u helijum u pore?enju sa brzinom sagorevanja helijuma; rezultat je akumulacija helijuma, njegova kompresija dok ne po?ne degeneracija, naglo pove?anje brzine trostruke reakcije helija i razvoj slojeviti helijumski blic.

gdje je snaga po jedinici povr?ine zra?e?e povr?ine, a W/(m?·K 4) Stefan-Boltzmannova konstanta.

Astronomski fenomeni koji uklju?uju bijele patuljke

Rendgenska emisija bijelih patuljaka

Rice. 9 Meki rendgenski snimak Sirijusa. Svijetla komponenta je bijeli patuljak Sirius B, tamna komponenta je Sirius A

Temperatura povr?ine mladih bijelih patuljaka - izotropnih jezgara zvijezda nakon odbacivanja njihovih ljuski - je vrlo visoka - vi?e od 2·10 5 K, ali prili?no brzo opada zbog hla?enja neutrina i zra?enja s povr?ine. Takvi vrlo mladi bijeli patuljci se opa?aju u rendgenskom rasponu (na primjer, promatranja bijelog patuljka HZ 43 od strane ROSAT satelita). U rendgenskom opsegu, sjaj bijelih patuljaka prema?uje sjaj zvijezda glavnog niza: fotografije Sirijusa snimljene rendgenskim teleskopom Chandra (vidi sliku 9) mogu poslu?iti kao ilustracija - na njima bijeli patuljak Sirius B izgleda svjetlije od Sirijusa A spektralne klase A1, ?iji opti?ki raspon ~10 000 puta svjetliji od Sirijusa B.

Temperatura povr?ine najtoplijih bijelih patuljaka je 7·10 4 K, najhladnijih - ~5·10 3 K (vidi, na primjer, Van Maanenovu zvijezdu).

Akrecija na bijele patuljke u binarnim sistemima

Tokom evolucije zvijezda razli?itih masa u binarnim sistemima, stope evolucije komponenti nisu iste, dok masivnija komponenta mo?e evoluirati u bijelog patuljka, dok manje masivna mo?e ostati na glavnoj sekvenci do tog vremena. . Zauzvrat, kada manje masivna komponenta napusti glavnu sekvencu tokom svoje evolucije i prije?e u granu crvenog diva, veli?ina zvijezde u razvoju po?inje rasti sve dok ne ispuni svoj Rocheov re?anj. Budu?i da se Rocheovi re?njevi komponenti binarnog sistema dodiruju u Lagrangeovoj ta?ki L1, onda se u ovoj fazi evolucije manje masivne komponente od koje se kroz ta?ku L1 odvija tok materije od crvenog diva do Rocheovog re?nja. bijelog patuljka po?inje i dalje nakupljanje tvari bogate vodonikom na njegovu povr?inu (vidi sliku 10), ?to dovodi do niza astronomskih fenomena:

Nestacionarna akrecija na bijele patuljke ako je pratilac masivni crveni patuljak, dovodi do pojave novih patuljaka (zvijezde tipa U Gem (UG)) i katastrofalnih varijabilnih zvijezda sli?nih novoj.
Akrecija na bijele patuljke, koji imaju jako magnetsko polje, usmjerena je na podru?je magnetskih polova bijelog patuljka, a ciklotronski mehanizam zra?enja iz akreiraju?e plazme u cirkumpolarnim podru?jima magnetnog polja patuljka uzrokuje jaku polarizaciju zra?enja u vidljivo podru?je (polarni i srednji polari).
Akrecija tvari bogate vodonikom na bijele patuljke dovodi do njenog nakupljanja na povr?ini (koja se sastoji prete?no od helijuma) i zagrijavanja do temperature reakcije fuzije helijuma, ?to u slu?aju termi?ke nestabilnosti dovodi do eksplozije koja se promatra kao nova.
Dovoljno duga i intenzivna akrecija na masivnom bijelom patuljku dovodi do toga da njegova masa prema?uje Chandrasekharovu granicu i gravitacijskog kolapsa, promatranog kao eksplozija supernove tipa Ia (vidi sliku 11).

Bilje?ke

Ya. B. Zeldovich, S. I. Blinnikov, N. I. Shakura.. - M.: MSU, 1981.
Sinuosit?s observ?es dans le mouvement propre de Sirius, Fig. 320, Flammarion C., Les ?toiles et les curiosit?s du ciel, suppl?ment de “l’Astronomie populaire”, Marpon et Flammarion, 1882.
O pravim kretanjima Prociona i Sirijusa (engleski). (12/1844). Arhivirano
Flammarion C. (1877). "Saputnik Sirijusa". Astronomski registar 15 : 186-189. Pristupljeno 5.1.2010.
van Maanen A. Dvije slabe zvijezde s velikim pravilnim kretanjem. Publikacije Astronomskog dru?tva Pacifika(12/1917). - Vol. 29, br. 172, str. 258-259. Arhivirano iz originala 23. avgusta 2011.
V.V. Ivanov. Bijeli patuljci. Astronet(17.09.2002). Arhivirano iz originala 23. avgusta 2011. Pristupljeno 6. maja 2009.
Fowler R.H. O gustoj materiji (engleski). Mjese?ne obavijesti Kraljevskog astronomskog dru?tva(12/1926). Arhivirano iz originala 23. avgusta 2011. Pristupljeno 22. jula 2009.
Chandrasekhar S. Maksimalna masa idealnih bijelih patuljaka. Astrophysical Journal(07/1931). Arhivirano iz originala 23. avgusta 2011. Pristupljeno 22. jula 2009.
?klovsky I. S. O prirodi planetarnih maglina i njihovih jezgara // Astronomski ?asopis. - 1956. - T. 33. - Br. 3. - P. 315-329.
Predlo?eni novi spektralni sistem klasifikacije bijelih patuljaka, E. M. Sion, J. L. Greenstein, J. D. Landstreet, J. Liebert, H. L. Shipman i G. A. Wegner, The Astrophysical Journal 269 , #1 (1. jun 1983.), pp. 253-257.
Leahy, D. A.; C. Y. Zhang, Sun Kwok (1994). "Emisija X-zraka na dvije temperature iz planetarne magline NGC 7293." The Astrophysical Journal 422 : 205-207. Pristupljeno 5.7.2010.
Iben Jr, I. (1984). "O u?estalosti jezgara planetarne magline koje pokre?e sagorevanje helijuma i o u?estalosti bijelih patuljaka s atmosferama s nedostatkom vodonika." The Astrophysical Journal 277 : 333-354. ISSN 0004-637X.
Sofia Neskuchnaya Patuljak udi?e kiseonik (ruski). newspaper.ru (13.11.09 10:35). Arhivirano iz originala 23. avgusta 2011. Pristupljeno 23. maja 2011.
Sirijus A i B: Dvostruki zvjezdani sistem u sazvije??u Veliki pas // Foto album Chandra X-Ray opservatorije
Ivanov V.V. Bijeli patuljci. Astronomski institut nazvan po. V.V. Soboleva. Arhivirano iz originala 23. avgusta 2011. Pristupljeno 6. januara 2010.

Knji?evnost

Deborah Jean Warner. Alvan Clark i sinovi: umjetnici u optici. - Smithsonian Press, 1968.
Ya. B. Zeldovich, S. I. Blinnikov, N. I. Shakura. Fizi?ke osnove strukture i evolucije zvijezda. - M., 1981.
?klovsky I. S. Zvijezde: njihovo ro?enje, ?ivot i smrt. - M.: Nauka, 1984.
Steven D. Kawaler, Igor? Dmitrievich Novikov, Ganesan Srinivasan, G. Meynet, Daniel Schaerer. Zvjezdani ostaci. - Springer, 1997. - ISBN 3540615202, 9783540615200
Kipenhan R. (engleski) ruski 100 milijardi Sunca: Ro?enje, ?ivot i smrt zvijezda = 100 Milliarden Sonnen / Transl. s njim. A. S. Dobroslavsky, B. B. Straumal, ur. I. M. Khalatnikova, A. V. Tutukova. - Svet. - M., 1990. - 293 str. - 88.000 primjeraka. - ISBN 5-03-001195-1