Білі карлики — зірки низької світності з масами, порівняними із масою Сонця, та високими ефективними температурами. Назва білі карлики пов'язана з кольором перших відкритих представників цього класу - Сіріуса B та 40 Ерідана B. На діаграмі Герцшпрунга—Рассела вони розташовані на 10—12m нижче зір головної послідовності такого ж спектрального класу.
Радіуси білих карликів приблизно у 100 разів менші сонячного, відповідно, їх світність у ~10 000 разів менша сонячної. Густина речовини білих карликів становить 106—109 г/см³, що в мільйони разів більше за густину речовини в зірках головної послідовності. За чисельністю білі карлики становлять 3—10% зір Галактики. Однак відома лише невелика їх частина, тому що через низьку світність виявлено лише ті, відстань до яких не перевищує 200-300 пк.
За сучасними уявленнями[ білі карлики - кінцевий продукт еволюції нормальних зір із масами від сонячної маси до 8—10 сонячних мас. Вони утворюються після вичерпання джерел термоядерної енергії у надрах зорі та скидання оболонки.
Що таке білі карлики?
Назви різних зірок звучать досить несподівано. Білі карлики – це слабкі зірки, що викликають велику цікавість у астрономів, так як представляють собою майбутнє більшості зірок, включаючи і наше Сонце.
Коли 5000 років тому єгипетські жерці в променях ранкової зорі шукали Сиріус – вісника розливу Ніла, він був на півтора кутових градуса в стороні від теперішнього його положення на небосхилі. Це дозволило астроному Ф.Бесселю ще в 1844 році побачити, що Сиріус рухається по небосхилу не прямолінійно, а вздовж хвилястої траєкторії. На основі цього Бессель зробив висновок, що біля Сиріуса повинно знаходитися масивне невидиме тіло, яке своїм тяжінням викривляє його траєкторію. Згодом було розраховано, що система „Сиріус – масивне тіло” повинна робити повний оберт навколо свого центра мас за 50 років.
Припущення про цей невидимий супутник дуже приголомшило вчених того часу.
Не пройшло і 20 років як американець А.Кларк відкрив цей супутник. Він був не астрономом, а виготовляв телескопи. В 1862 р. Кларк відшліфував самий великий об’єктив – діаметром 45 см. Коли він навів цей великий об’єктив на Сиріус, то побачив, що зображення вийшло несиметричним. Тоді Кларк продовжив шліфовку, для кращої якості. І коли він знову навів телескоп на зірку, то побачив поруч із Сиріусом ще одну зірку.
Відкриття Кларка зацікавило астрономів спочатку лише тим, що був знайдений раніше невидимий супутник Сиріуса, який отримав назву Сиріус В. Світність Сиріуса В у 400 разів менше світності Сонця. Але маси у них рівні.
В 10-ті роки XX ст. американець У.Адамс визначив спектральний клас. Виявилося, що спектральні класи Сиріуса А і В подібні. Він вирахував температуру Сиріуса В і отримав 8000 К. Тоді Сиріус В ніяк не потрапляв на головну послідовність, де поміщені зірки низької світності, які були холодними червоними карликами.
Виявилося, що супутник Сиріуса складається з речовини, густина якої в 3000 раз вище, ніж інших. Тонна цієї речовини – шматок розміром з сірникову коробку.
Еддінгтон першим прийшов до висновку, що в надрах зірок, де температура повинна досягати десятки мільйонів градусів, майже всі електрони будуть відірвані при таких температурах від ядер атомів.
Крім того, в своїх розрахунках він отримав, що використання рівняння стану ідеального газу можливе лише при густинах зірок, які не перевищують більше ніж в 100 тисяч раз густину води. Маса Сиріуса В різко виділялася з головної послідовності. Його густина була порядку 105 г/см3.
Таким чином, в 1924 р. був відкритий зовсім новий тип зірок, за яким закріпилася назва „білі карлики”. У них маленькі розміри, мала світність. Їх головна відмінність – густина білих карликів в тисячі разів вище, ніж у інших зірок, і вони не підкоряються рівнянню стану ідеального газу.
Походження білих карликів
Відсутність водню в надрах білих карликів дозволяє зрозуміти, як вони виникли. Якби вони народжувалися як зірки головної послідовності з міжзіркової речовини, то вони були б з частиною водню, так як міжзіркове середовище на 70% складається з нього. Повторимо аргументи, які говорять про дефіцит водню всередині білих карликів:
наявність водню призведе до термоядерного горіння при будь-яких масах і до вибуху зірки;
співвідношення маса – радіус задовольняється лише при відсутності водню;
білі карлики не мають водню навіть в атмосфері.
Таким чином, ясно, що білі карлики повинні утворитися із речовини, в якій не можуть проходити ядерні реакції. Отже, один тільки склад білих карликів уже вказує, що вони представляють собою кінцевий продукт еволюції зірок.
Оцінимо, скільки білих карликів можна очікувати в нашій Галактиці. По теорії еволюції в Галактиці повинна згорати приблизно 1 зірка в рік. Вік Галактики оцінюється в 10 млрд. років, і, відповідно, в ній повинно бути 10 млрд. таких зірок. Тобто близько 7% всіх зірок, повне число яких 150 млрд.
Наступний аргумент на користь того, що білі карлики є кінцевий продукт зіркової еволюції, - це швидкість їх просторового руху.
Ще один доказ дає визначення кількості білих карликів в сукупності зірок. Якщо білий карлик – це кінцевий продукт еволюції зірок, то в старих скупченнях повинно бути більше білих карликів, ніж в молодих. Серед найближчих скупчень така тенденція підтверджується. В скупченні Гіади (вік 400 млн. років) відомо близько 20 білих карликів, а в сукупності Плеяди (вік 60 млн. років) – відкритий тільки 1 білий карлик.
Подальший розвиток теорії зіркової еволюції дозволив пояснити ці результати. Після вигорання водню в центральній області зірки її ядро повинно сильно стиснутися з подальшим розігрівом надр. Це відбувається за рахунок гравітаційної енергії, яка перетворюється в енергію хаотичного руху молекул, тобто в тепло. Зовнішні оболонки зірки при цьому розширюються і світність різко росте. Ефективна температура падає. Зірка перетворюється в червоного гіганта. Після згорання гелію відбувається ядерне перетворення в кисень. Зірка стає червоним зверхгігантом. Це зірки дуже великої світності, з густим ядром і розрідженою оболонкою.
Як же утворюються білі карлики? Навколо зірки буде багато викинутої речовини. Утворюються туманності. За 104 років вона стає невидимою. Центральна зірка планетарної туманності є зародженням білого карлика. Але вони можуть утворитися і не проходячи стадію планетарної туманності. Наприклад, в подвійних системах речовина перетікає з однієї зірки в іншу, і білий карлик утворюється без викиду планетарної туманності.
Охолодження білих карликів
Коли астрофізики зрозуміли, що білі карлики позбавлені ядерного пального, перед ними стала задача: пояснити, чому ж світять білі карлики і світять, судячи з усього, довго. Вирішення цієї проблеми знайшов радянський астрофізик С. А. Каплан в кінці 40-х років. Він зрозумів, що білі карлики просто охолоджуються. Він побудував і кількісну теорію охолодження білих карликів. В 1952 році до подібних висновків прийшов англієць Л. Местел, а також француз Е. Шацман.
Еволюція (охолодження) білого карлика, коли його світність зменшується від L=1Lc до L=10-3Lc. Уже в цей час в оболонці може відбуватися процес, який на пізніх стадіях може вплинути на еволюцію – в ній виникає конвекція, тобто інтенсивне змішування речовини.
На можливість конвекції в білих карликах вказували в 50 - 60-х роках Шацман і радянський вчений А. К. Колесов. Конвекція повинна виникати в тій частині оболонки, де речовина ще не повністю іонізована. При частковій іонізації зменшується пружність речовини при стиску білого карлика. Тобто тиск при стиску росте повільніше, ніж в іонізованій речовині, бо робота стиску витрачається не на збільшення кінетичної енергії частинок, а на їх іонізацію. Через зменшення пружності речовини виникнення конвекції полегшується: шматок речовини, піднімаючись в область низького тиску, повинен сильно розширюватися, а це покращує його „плавучість” – він довго залишається більш легким, ніж оточуючі речовини.
Із зменшенням світності і температури поверхні білого карлика зона неповної іонізації, а з нею і конвекція поширюються на всі більш глибокі оболонки зірок. Конвекція стає дуже важливою, коли цей процес досягає виродженого гарячого ядра. З цього моменту еволюція білого карлика прискорюється, так як конвекція набагато ефективніше передає тепло назовні, ніж випромінювання.
В 1960 р. радянський фізики Кіржніц і Абрикосов показали, що при охолодженні надр білого карлика, коли кінетична енергія іонів в його ядрі достатньо знизиться, їх вже не можна розглядати як ідеальний газ, а, скоріше, як рідину, яка при подальшому охолодженні білого карлика затвердіває, утворюючи кристалічну структуру. Кристалізація повинна проходити, коли енергія кулонівської взаємодії іонів в ядрі білого карлика приблизно в 150 разів більше ніж енергія їх теплового руху.
Сумісна дія конвекції і кристалізації сильно прискорює охолодження білого карлика, що може пояснити дефіцит холодних білих карликів. Однак властивості таких іонних кристалів ще не дуже зрозумілі, їх розрахунки дають протиріччя.
Очевидно, що білі карлики можуть охолонути до таких світностей, коли вони не будуть видимими з Землі. Чи стане зірка тоді абсолютно холодною? Виявляється, що ні. В міжзірковому просторі досить багато газу, і через притягання білого карлика міжзірковий газ буде падати на нього. Такий процес називають акрецією.
Нестаціонарна акреція на білі карлики у випадку, якщо компаньйоном є масивний червоний карлик, призводить до виникнення карликових нових і новоподібних катастрофічних змінних зірок.
Акреція на білі карлики, що мають сильне магнітне поле, направляється в район магнітних полюсів білого карлика, і циклотронний механізм випромінювання акреціюючої плазми в навколо полярних областях викликає сильну поляризацію випромінювання у видимій області (поляри і проміжні поляри).
Акреція на білі карлики багатої воднем речовини призводить до його накопичення на поверхні (що складається переважно з гелію) і розігрівання до температур реакції синтезу гелію, що, у випадку розвитку теплової нестійкості, призводить до вибуху, що спостерігається як спалах нової зірки.
Достатньо довга та інтенсивна акреція на масивний білий карлик призводить до перевершення його масою межі Чандрасекара і гравітаційного колапсу, що спостерігається як спалах наднової зірки.
Що може зберегти білий карлик від колапсу? Виявляється, при обертанні білого карлика його стійкість до колапсу підвищується: через збереження моменту збільшується „пружність” речовини, тим самим повинно збільшуватися значення Чандрасекара для маси. На таку можливість збільшення межової маси вказував ще в 1947 році англійський астрофізик Хойл. Коли різні оболонки обертаються з різними кутовими швидкостями, це значення можна збільшити до 2 мас Сонця.
Немає коментарів:
Дописати коментар