Особые качества звезд с небольшим диаметром и значительной массой объясняются затухшим термоядерным процессом. Эти небесные тела получили название «белых карликов», так как произошли в результате эволюционного процесса красных гигантов. Во всей космической галактике их доля остается в пределах 3-10 %, от всех имеющихся небесных обитателей.
Оглавление
История открытия разновидности небесных тел
Величина, находящаяся ниже допустимого предела для определенной массы космического тела, проявляет себя небольшим воздействием на соседние объекты. Такое малое отклонение в прямолинейном пути Сириуса было зафиксировано астрономом из Германии Ф. Бесселем, в 1844 году. Небольшое, но постоянное влияние на траекторию движения, по гипотезе ученого, могло исходить от какого-то невидимого звездного спутника Сириуса.
Открытие первых белых карликов
Через 2 десятилетия астроном из США, по имени А. Гр. Кларк, работая над корректировкой крупного телескопа, заметил в этом же созвездии небольшое звездное образование со слабым излучением. В дальнейшем эта звезда получила наименование «Сириуса Б». Наблюдатели обратили внимание на несоответствие малых размеров звезды и ее сильного гравитационного влияния на соседние объекты. Подобным образом вело себя и следующее небесное тело, обнаруженное в созвездии Рыб, названное Маанена. Космические объекты с большой массой и небольшим размером радиуса получили астрономическое определение белых карликов.
Парадокс плотности
Особенности физического устройства при значительных показаниях внутреннего давления у белых карликов долгое время многим ученым представлялись парадоксальными. Состояние большинства звезд оценивается уравнением, актуальным для идеального состава внутренних газов. В белых карликах высокая плотность, по предположению Ральфа Фаулера, объясняется наличием особого состояния вырожденных газов.
Ученый изложил свое видение причин несоответствия размера и массы у сжавшихся белых звезд в 1922 году. Процессы разрушения атомных оболочек газов внутри звезд происходят в результате усиления давления из-за продолжающейся термоядерной реакции. Газообразные вещества вырождаются, превращаясь в плазменную массу, обладающую новыми качествами плотности.
Происхождение остывающих «белых карликов»
Сложность наблюдения за звездами, подошедшими к конечному этапу своей эволюции, обусловлена их малым световым излучением. Процесс образования белых карликов происходит с небольшими по величине звездами, масса которых меньше 10-кратной величины Солнца. Во Вселенной таких маленьких звездочек огромное большинство – они составляют около 97 % от всего наблюдаемого количества. Ядерные реакции по превращению водородного газа в гелий неизменно способствуют расширению средних или больших звезд до массы красного гиганта. Объема небольших протозвезд не хватает для перехода в стадию нейтронного светила, когда ядерное горючее полностью выгорает.
Тройной процесс реакции гелия и ядра красных гигантов
Эволюционный процесс светил, находящихся в основной последовательности, заключается в нуклеосинтезе водорода, из которого образуется гелий. Постепенно количество переработанного в ядерных реакциях водорода значительно сокращается, то есть происходит его выгорание. На периферийных участках звезды количество выделяемой энергии становится значительно меньше, а повышение температуры и плотности перемещается в область ядра. Именно там происходит тройной альфа-процесс, при котором наступает очередь последовательного выгорания самого гелия. При этом температуры разгоняются до такой высокой степени, что появляется возможность преодоления кулоновского барьера, когда один изотоп бериллия способен создать одно целое с двумя ядрами гелия. Тройную гелиевую реакцию относят к характерному для красных гигантов этапа эволюции звезд.
Потеря массы и оболочки красными гигантами
При тройном процессе реакции гелия в ядре красного гиганта количество выделяемой световой энергии становится в 10 раз меньше, чем это наблюдается при термоядерном горении водорода. По мере уменьшения плотности газа и изменения в их химическом составе, нуклеосинтез активизируется на границах между гелиевыми и водородными сферами. В местах стыков этих слоев термоядерная реакция достигает своего максимума, а звезда начинает раздуваться. Одновременно можно наблюдать явление протопланетарной туманности, которая выглядит, как быстрое растворение веществ с поверхности красного гиганта в космическом пространстве.
Нестабильное состояние подобных небесных объектов было описано известным астрофизиком И. Шкловским в 1956 году. Он представил механизм появления туманности в виде обнажения изотермического ядра звезды, в которых утеряны оболочка и масса. Вырождение, обусловленное большой степенью выгорания красных гигантов, приводит к их сжатию до размеров и свечения белых карликов.
Механизмы сжатия белых карликов
Звезды небольшого размера заканчивают свой эволюционный процесс, сжимаясь до состояния белого карлика. По массе они немного меньше или приближаются к величине нашего Солнца. По мере выгорания всего водорода, имеющегося в ядре, начинаются реакции гелия, которые превращают звезду в пульсирующий красный гигант. В расширении участвуют внешние слои газообразных веществ, наполняющих оболочку, но само ядро космического тела в это время продолжает сжиматься, теряя запас гелия. За первый миллион лет жизни такая звезда может сократить свой диаметр на сотни километров.
Физические характеристики белых карликов
Огромная плотность вещества внутри белых карликов получается в процессе полного вырождения водорода и гелия. Газы превращаются в ядерное плазменное вещество, так как синтез нуклидов сопровождается разрушением атомных оболочек. В данном случае, из уравнения, характерного для идеального газа, исключается значение температуры, от которой больше не зависит давление в ядре. Зависимость степени яркости от массы светила у белых карликов перестает существовать, в отличие их гигантских космических собратьев.
Химические вещества в составе затухающих звезд
Известны разные типы белых карликов по особенностям протекания синтеза нуклидов в их изначальной звездной субстанции. При совсем маленьком первичном объеме, составляющем всего половину от нашего светила, звездной массы и объема водорода не хватает, чтобы запустить реакции гелия. Потратив весь водород, такие небесные объекты превращаются в белых карликов из одного только гелия.
Протозвезды, имеющие начальную массу, превосходящую Солнце в 8 раз, способны запустить вспышку гелия в своем ядре. Если вещества окажется недостаточно, то такое светило имеет шансы стать кислородно-углеродным карликом, с низкой степенью белого свечения. Более крупные звезды располагают достаточной массой для запуска процесса углеродного горения. Эта химическая реакция может удлинить эволюцию звезды, а в ее ядре образуются такие тяжелые вещества, как магний и неон. На конечном этапе к ним присоединится кислород, образовав в итоге белого карлика с большой массой.
Зависимость массы от радиуса
Внутри вырожденной звезды электронный газ создает большое давление, что значительно увеличивает плотность и массу белого карлика. Такой газ легко сжимается, поэтому при увеличении массы диаметр уменьшается. В уплотненной среде, внутри остывающего небесного тела, все большее количество электронов начинает двигаться с увеличением скоростей. В конце концов, они могут дойти до величины скорости света, после чего наступает следующая стадия — релятивистского вырождения. Она характерна замедлением увеличения давления внутри белого карлика. Известно, что когда плотность газов достигает \( 10^6 г/см^3 \), они начинают сжиматься гораздо легче. Поэтому рост массы все быстрее влияет на уменьшение размера.
Предел Чандрасекара
Индийский астроном Чандрасекар пришел к выводу о росте плотности газа в белом карлике пропорционально увеличению его массы. При этом, размер вырождающейся звезды уменьшается. Однако такой процесс, связанный с постоянным увеличением давления, не может происходить бесконечно. В результате математического расчета, была получена критическая масса, составляющая 1,46 от массы нашего светила, после достижения которой диаметр белого карлика начнет быстро приближаться к нулевому значению, то есть он может совсем исчезнуть из видимости. По данной теории, при нулевом радиусе белого карлика, он продолжает обладать плотностью, величина которой бесконечна.
Особенности спектральной классификации
Спектральный анализ свечения белых карликов значительно отличается от аналогичных данных крупных и гигантских светил. Карликовые затухающие звезды можно узнать по маленькому количеству уширенных поглощающих линий. Достаточно сильные и глубокие линии спектрального поглощения остаются хорошо видимыми, а слабые неизбежно сливаются с соседними. Из-за высокой плотности этих звездных тел протяженности фотосферы на их поверхности уменьшаются. Сильная гравитация становится причиной красного смещения спектральных линий. Некоторые из белых карликов с развитыми магнитными полями способствуют своеобразному расщеплению линий спектра.
Эволюционный процесс
Вновь образованные из красных гигантов, планетарные туманности, начинают новую эволюцию в качестве белых карликов. Они делятся на 2 основные группы, по спектральному свечению. Одна из них представляет собой водородную разновидность, с небольшими включениями гелия. Вторая состоит только из гелиевого вещества, продолжающего путь к вырождению. При этом, внешний водородный слой остается источником гелия, так как в нем продолжается ядерный синтез.
Остывшие белые звезды
После 13-ти миллиардного процесса эволюции, прошедшего после Большого взрыва и рождения Вселенной, многие из белых карликов успели остыть до температуры ниже 4 тысяч Кельвинов. Они превратились в черные карликовые космические тела, которые не смогли стать звездами. Постоянная потеря энергии на фоне вырождения довела их температуру до неотличимой от фона галактики. После этого они вступают в процесс аннигиляции, связанный с постепенным поглощением темной материей. Однако даже в этот период они все еще могут излучать оставшуюся энергию, увеличивая ее запасы из самой аннигиляции.
Феномены белых карликов
От звезд, развивающихся в нормальном русле, белые карлики отличаются рентгеновским свечением. Если у первых имеется характерная корона, температура которой составляет до миллионов кельвинов, то у последних излучение осуществляется за счет сравнительно холодной фотосферы. Запас ионов со временем истощается, поэтому более старые белые карлики теряют яркость.
Рентгеновское излучение
После полного исчезновения оболочек красных гигантов и превращения их в белых карликов, оставшиеся изотропные ядра обладают очень высокой температурой. В само начале эволюционного этапа их светимость отличается максимальной яркостью, превышающей даже показатели крупных звезд в рентгеновском диапазоне, по сравнению с оптическим. Но ядерная реакция быстро уменьшает эту интенсивность.
Аккреция, как источник светимости белых карликов
Темпы ядерных преобразований в различных космических объектах зависят от множества причин, включая массу и химический состав. Поэтому более крупное тело может превратиться в белого карлика, а небольшое останется среди звезд главной последовательности. У продолжающей эволюцию звезды имеется полость Роша, в которую может перетекать материя, исходящая с поверхности красного гиганта. Происходит аккреция материи, насыщенной водородом, результатом чего становится целый ряд астрономических явлений. Так, результатом взаимодействия крупного красного карлика и небольшого белого может стать появление переменной звезды.
