Білі карлики і червоні гіганти освіти характеристика. Білі зірки: назви, опис, характеристики

2 Походження білих карликів

2.1 Потрійна гелієва реакція та ізотермічні ядра червоних гігантів 2.2 Втрата маси червоними гігантами та скидання ними оболонки

3.1 Залежність маса-радіус та межа Чандрасекара 3.2 Особливості спектрів

5.1 Рентгенівське випромінювання білих карликів 5.2 Акреція на білі карлики у подвійних системах

Примітки
Література

Вступ

Білі карлики- зірки низької світності з масами, які можна порівняти з масою Сонця, і високими ефективними температурами. Назва білі карликипов'язана з кольором перших відкритих представників цього класу - Сіріуса Bі 40 Ерідана B.На діаграмі Герцшпрунга-Рассела вони розташовані на 10-12 m нижче за зір головної послідовності такого ж спектрального класу.

Радіуси білих карликів приблизно в 100 разів менше сонячного, відповідно, їх світність у ~раз менше сонячної. Щільність речовини білих карликів становить г/см 3 , у мільйони разів більша за щільність речовини в зірках головної послідовності. За кількістю 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 зірок із масами від сонячної маси до 8-10 сонячних мас. Вони утворюються після вичерпання джерел термоядерної енергії у надрах зірки та скидання оболонки.

1. Історія відкриття

1.1. Відкриття білих карликів

темний супутник, причому період обертання обох зір навколо загального центру мас має бути близько 50 років. Повідомлення було зустрінуто скептично, оскільки темний супутник залишався невидимим, а його маса повинна бути досить великою - порівнянною з масою Сіріуса.

Я мав свого друга... професора Е. Пікерінга з діловим візитом. З властивою йому добротою він запропонував взяти спектри всіх зірок, Хинксом і спостерігали з метою... визначення їх паралаксів. Ця частина роботи, що здавалася повільно, виявилася дуже плідною - вона призвела до відкриття того, що всі зірки дуже малої абсолютної величини (тобто низької світності) мають спектральний клас M (тобто дуже низьку поверхневу температуру). Я згадую, як обговорюючи це питання, я запитав у Пікерінга про деякі інші слабкі зірки, згадав числі 40 Ерідана B. Поводячи себе характерним для нього чином, він відразу ж надіслав запит до офісу (Гарвардської) обсерваторії, і незабаром була отримана відповідь (вважаю, місіс Флемінг), що спектр цієї зірки - A (тобто висока поверхнева температура). Навіть у ті "палеозойські" часи я знав про ці речі достатньо, щоб відразу ж зрозуміти, що тут є суттєва невідповідність між тим, що ми тоді назвали б "можливими" значеннями поверхневої яскравості та щільності. Я, мабуть, не приховав, що не тільки здивований, а просто вражений цим винятком із правила, яке здавалося цілком нормальним для характеристики зірок. Пікеринг усміхнувся мені і сказав: "саме такі винятки і призводять до розширення наших знань" - і білі карлики увійшли у світ досліджуваного"

Здивування Рассела цілком зрозуміло: 40 Ерідана В відноситься до порівняно близьких зірок, і за паралаксом можна досить точно визначити відстань до неї і, відповідно, світність. Світність 40 Ерідана B виявилася аномально низькою для її спектрального класу - білі карлики утворили нову область на діаграмі Герцшпрунга-Рассела. Таке поєднання світності, маси та температури було незрозумілим і не знаходило пояснення у рамках стандартної моделі будови зірок головної послідовності, розробленої у 1920-х роках.

Висока щільність білих карликів залишалася незрозумілою з погляду класичної фізики, проте знайшла пояснення у квантовій механіці після появи статистики Фермі-Дірака. 1926 Фаулер у статті "Густа матерія" ( "Dense matter", Monthly Notices R. Astron. Soc. 87, 114-122 ) Доказав, що, на відміну від зірок головної послідовності, для яких рівняння стану побудовано на моделі ідеального газу (стандартна модель Едінгтона), для білих карликів щільність та тиск речовини визначаються властивостями виродженого електронного газу (Фермі-газу).

Наступним етапом у поясненні природи білих карликів стали роботи і Чандрасекара. 1928 Френкель вказав, що для білих карликів повинен існувати верхня межа маси, і 1930 Чандрасекар в роботі "Максимальна маса ідеального білого карлика" ( " The maximum mass of ideal white dwarfs",Astroph. J. 74, 81-82 ) Доказав, що білі карлики з масою понад 1,4 сонячної нестійкі (межа Чандрасекара) і мають колапсувати.

2. Походження білих карликів

Рішення Фаулера пояснив внутрішню будову білих карликів, але пояснив механізму їх походження. У поясненні генези білих карликів ключову роль відіграли дві ідеї:

думка Е. Епіка, що червоні гіганти утворюються із зірок головної послідовності в результаті вигоряння ядерного палива припущення, зроблене невдовзі після Другої світової війни, що зірки головної послідовності повинні втрачати масу, і така втрата маси має суттєво впливати на еволюцію зірок.

Ці припущення повністю підтвердились.

2.1. Потрійна гелієва реакція та ізотермічні ядра червоних гігантів

У процесі еволюції зірок головної послідовності відбувається "вигоряння" водню - нуклеосинтез із утворенням гелію (див. цикл Бете). Таке вигоряння призводить до припинення енерговиділення в центральних частинах зірки, стиснення і, відповідно, підвищення щільності і температури в її ядрі. Зростання щільності та температури в зірковому ядрі призводить до умов, у яких активізується нове джерело термоядерної енергії: вигоряння гелію ( потрійна гелієва реакціяабо потрійний альфа-процес), характерне для червоних гігантів та надгігантів.

При температурах близько 10 8 K кінетична енергія ядер гелію стає достатньою для подолання кулонівського бар'єру: два ядра гелію (альфа-частинки) можуть зливатися з утворенням нестабільного ізотопу берилію Be 8:

He 4 + He 4 = Be 8

Більшість Be 8 ще розпадається на дві альфа-частинки, але якщо за короткий час існування ядро ​​Be 8 зіткнеться з високоенергетичною альфа-частинкою може утворитися стабільне ядро ​​вуглецю C 12:

Be 8 + He 4 = C 12 + 7,3 м еВ.

Незважаючи на досить низьку рівноважну концентрацію Be 8 (наприклад, при температурі ~ 10 8 K відношення концентрацій / ~, швидкість така потрійний гелієвої реакціївиявляється достатньою для досягнення нової гідростатичної рівноваги в гарячому ядрі зірки. Залежність енерговиділення від температури потрійної гелієвої реакції надзвичайно сильна, так, для діапазону температур ~ 1-2? 10 8 K енерговиділення http://*****/images/ukbase_2__1234.jpg" alt="(!LANG:\ Varepsilon _ (3 \ alpha) = 10 ^ 8 \ rho ^ 2 Y ^ 3 * \ left ( ((T \ over (10 ^ 8))) \ right) ^ (30)" width="210 height=46" height="46">!}

де "вигоряння" водню вона близька до одиниці).

Варто, однак, відзначити, що потрійна гелієва реакція характеризується значно меншим енерговиділенням, ніж цикл Бете у перерахунку на одиницю маси: енерговиділення при "горінні" гелію більш ніж у 10 разів нижче, ніж при "горінні" водню.У міру вигоряння гелію та вичерпання цього джерела енергії в ядрі стають можливими складні реакції нуклеосинтезу, проте, по-перше, для таких реакцій потрібні все більш високі температури і, по-друге, енерговиділення на одиницю маси таких реакцій падає зі зростанням масових чисел ядер, вступників у реакцію.

http://*****/images/ukbase_2__519.jpg" alt="\" width="84" height="20 src=">, Т. е. виконуються умови виродження електронного газу. Розрахунки показують, що щільність ізотермічних ядер відповідає щільності білих карликів, тобто ядрами червоних гігантів є білі карлики.

нормальні білі карлики з високим вмістом вуглецю.

На фотографії кулястого зоряного скупчення NGC 6397 (Рис. 5) ідентифікуються білі карлики обох типів: і білі білі карлики, що виникли при еволюції менш масивних зірок, і вуглецеві білі карлики - результат еволюції зірок з більшою масою.

2.2. Втрата маси червоними гігантами та скидання ними оболонки

Ядерні реакції в червоних гігантах відбуваються не тільки в ядрі: у міру вигоряння водню в ядрі, нуклеосинтез гелію поширюється на ще багаті на водень області зірки, утворюючи сферичний шар на межі бідних і багатих на водень областей. Аналогічна ситуація виникає і з потрійною гелієвої реакції: у міру вигоряння гелію в ядрі вона також зосереджується у сферичному шарі на межі між бідними та багатими гелій областями. Світність зірок з такими "двошаровими" областями нуклеосинтезу значно зростає, досягаючи декількох тисяч світності Сонця, зірка при цьому "роздмухується", збільшуючи свій діаметр до розмірів земної орбіти. Зона нуклеосинтезу гелію піднімається до поверхні зірки: частка маси всередині цієї зони становить ~70% маси зірки. "Роздування" супроводжується досить інтенсивним витіканням речовини з поверхні зірки, такі об'єкти спостерігаються як протопланетарна туманність (див. рис. 6).

Шкловський запропонував механізм утворення планетарних туманностей шляхом скидання оболонок червоних гігантів, при цьому оголення ізотермічних вироджених ядер таких зірок призводить до утворення білих карликів. Точні механізми втрати маси і наступного скидання оболонки для таких зірок поки невідомі, але можна запропонувати такі фактори, які можуть призвести до втрати оболонки:

У протяжних зоряних оболонках можуть розвиватися нестійкості, що призводять до сильних коливальних процесів, що супроводжуються зміною теплового режиму зірки. Рис. 6 чітко помітні хвилі густини викинутої зоряної матерії, які можуть бути наслідками таких коливань. Внаслідок іонізації водню в областях, що знаходяться нижче фотосфери, може розвинутися сильна конвективна нестійкість. Аналогічну природу має сонячна активність, у разі червоних гігантів потужність конвективних потоків має значно перевершувати сонячну. Через надто високу світність істотним стає світловий тиск потоку випромінювання зірки на її зовнішні шари, за розрахунковими даними, може призвести до втрати оболонки за кілька тисяч років.

надлишку маси "червоних гігантів".

Запропонований Шкловським сценарій еволюції червоних гігантів є загальновизнаним та підкріплений даними численних спостережень.

3. Фізика та властивості білих карликів

Як зазначалося, маси білих карликів близькі до сонячної, та їх розміри становлять лише соту (і навіть менше) частину сонячного, тобто щільність речовини в білих карликах надзвичайно висока і становить г / см 3 . При такій щільності електронні оболонки атомів руйнуються і речовина стає електронно-ядерною плазмою, причому її електронна складова є виродженим електронним газом. Тиск P такого газу підпорядковується залежності:

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

Рис. 8. Залежність маса-радіус для білих карликів. Вертикальна асимптота відповідає межі Чандрасекара.

Наведене вище рівняння стану дійсне для холодного електронного газу, але температура навіть у кілька мільйонів градусів мала порівняно з характерною ферміенергією електронів (). Разом з тим, при зростанні щільності речовини через заборону Паулі (два електрони не можуть мати однаковий квантовий стан, тобто однакову енергію та спин), енергія та швидкість електронів зростають настільки, що починають діяти ефекти теорії відносності – вироджений електронний газ стає релятивістським. Залежність тиску релятивістського виродженого електронного газу від густини вже інша:

Для такого рівняння стану з'являється цікава ситуація. Середня щільність білого карлика - Маса, а - Радіус білого карлика. Тоді тиск http://** ***/images/ukbase_2__716.jpg" alt="(!LANG:(P \ over R) \ sim ((M ^ (4/3)) \ over (R ^ 5))" width="89 height=46" height="46">!}

Гравітаційні сили, що протидіють тиску:

є, хоча перепад тиску і гравітаційні сили однаково залежать від радіусу, але вони по різному залежать від маси - як ~ і ~ disc"> DA - у спектрі є лінії і немає ліній гелію. Цей тип ~ 75% білих карликів, вони зустрічаються в всьому діапазоні температур, DB - лінію іонізованого гелію сильні, ліній водню немає.Гелія в 10 разів більше, температури - понад ?K; DF - є лінії кальцію, немає ліній водню;DG - є лінії кальцію, заліза, немає ліній водню;DO - лінії іонізованого гелію сильні, є лінії нейтрального гелію та (або) водню.Це гарячі білі карлики, їх температури досягає?

5. Астрономічні феномени за участю білих карликів

5.1. Рентгенівське випромінювання білих карликів

Температура поверхні молодих білих карликів - ізотропних ядер зірок після скидання оболонок, дуже висока - понад 2? 10 5 K, проте досить швидко падає завдяки нейтринному охолодженню та випромінюванню з поверхні. Такі молоді білі карлики спостерігаються в рентгенівському діапазоні (наприклад, спостереження білого карлика HZ 43 супутником ROSAT).

Температура поверхні гарячих білих карликів - 7? 10 4 K, холодних - ~ 5? 10 3 К.

Особливістю випромінювання білих карликів у рентгенівському діапазоні є те, що основним джерелом рентгенівського випромінювання в них є фотосфера, що дуже відрізняє їх від "нормальних" зірок: в останніх у рентгені випромінює корона, розігріта до кількох мільйонів кельвінів, а температура фотосфери дуже низька для утворення рентгенівського випромінювання (див. рис. їм 9).

За відсутності акреції білих карликів є запас теплової енергії іонів у надрах, тому їх світність залежить від віку. Кількісну теорію охолодження білих карликів збудував наприкінці 1940-х рр.

5.2. Акреція на білі карлики у подвійних системах

disc"> Нестаціонарна акреція на білі карлики у разі, якщо компаньйоном є масивний червоний карлик, призводить до утворення карликових нових (зірок типу U Gem (UG)) або новоподібних змінних зірок. Акреція на білі карлики, мають сильне магнітне поле, прямує в район магнітних полюсів білого карлика, і циклотронний механізм випромінювання акреціюючої плазми в приполярних областях викликає сильну поляризацію випромінювання у видимій області спектру (поляри і проміжні поляри). до температур реакції синтезу гелію, що у випадку розвитку теплової нестійкості, призводить до вибуху, який спостерігається як спалах нової зірки. Ia (див. рис. 10).

Див. також

Акреція Ідеальний газ Зродження Зірка Нуклеосинтез Планетарна туманність Наднова Сиріус

Примітки

1. ^ а Б В Білі карлики – www. франко. / publish / astro / bukvy / b. pdf // Астрономічний енциклопедичний словник – www. франко. / publish / astro / Під загальною редакцією та. – Львів: ЛНУ-ДАО НАНУ, 2003. – С. 54-55. - ISBN-X, УДК

Література

Deborah Jean Warner. Alvan Clark and Sons: Artists in Optics, Smithsonian Press, 1968 Шкловський, І. С. Про природу планетарних туманностей та їх ядер // Астрономічний журнал. – Том 33, № 3, 1956. – Пс. 315-329. , . Фізичні основи будови та еволюції зірок,М., 1981 - природа. *****/db/msg. html? mid = 1159166 & uri = index. html Зірки: їх народження, життя і смерть,М: Наука, 1984 - шкловски-окр. *****/online/shklovsky. htm Кіппенхан 100 млрд сонців. Народження, життя і смерть зірок,М.: Світ, 1990 - . ru/astro/index. html Фізика Космосу. Маленька енциклопедіяМ: Радянська Енциклопедія, 1986 - www. *****/db/FK86/

У Всесвіті існує безліч різних зірок. Великі та маленькі, гарячі та холодні, заряджені та не заряджені. У цій статті ми назвемо основні види зірок, а також дамо детальну характеристику Жовтим та Білим карликам.

1. Жовтий карлик. Жовтий карлик - тип невеликих зірок головної послідовності, що мають масу від 0,8 до 1,2 маси Сонця і температуру поверхні 5000-6000 K. Докладніше про цей тип зірок дивіться нижче.
2. Червоний гігант. Червоний гігант - це велика зірка червоного або оранжевого кольору. Утворення таких зірок можливе як на стадії зіркоутворення, так і на пізніх стадіях існування. Найбільші з гігантів перетворюються на червоних супергігантів. Зірка під назвою Бетельгейзе із сузір'я Оріон – найяскравіший приклад червоного супергіганта.
3. Білий карлик. Білий карлик - це те, що залишається від звичайної зірки з масою, яка не перевищує 1,4 сонячної маси, після того, як вона проходить стадію червоного гіганта. Докладніше про цей тип зірок дивіться нижче.
4. Червоний карлик. Червоні карлики – найпоширеніші об'єкти зоряного типу у Всесвіті. Оцінка їх чисельності варіюється в діапазоні від 70 до 90% від усіх зірок в галактиці. Вони дуже відрізняються від інших зірок.
5. Коричневий карлик. Коричневий карлик – субзіркові об'єкти (з масами в діапазоні приблизно від 0,01 до 0,08 маси Сонця, або, відповідно, від 12,57 до 80,35 маси Юпітера та діаметром приблизно рівним діаметру Юпітера), у надрах яких, на відміну від зірок головної послідовності, не відбувається реакції термоядерного синтезу з перетворенням водню на гелій.
6. Субкоричневі карлики. Субкоричневі карлики або коричневі субкарлики - холодні формування, що по масі лежать нижче межі коричневих карликів. Маса їх менше приблизно однієї сотої маси Сонця або, відповідно, 12,57 маси Юпітера, нижня межа не визначена. Їх більшою мірою прийнято вважати планетами, хоча остаточного висновку у тому, що вважати планетою, що – субкоричневим карликом наукове співтовариство доки прийшло.
7. Чорний карлик. Чорні карлики – охололі і внаслідок цього білі карлики, що не випромінюють у видимому діапазоні. Являє собою кінцеву стадію еволюції білих карликів. Маси чорних карликів, подібно до мас білих карликів, обмежуються зверху 1,4 масами Сонця.
8. Подвійна зірка. Подвійна зірка – це дві гравітаційно зв'язані зірки, що обертаються навколо загального центру мас.
9. Нова зірка. Зірки, світність яких раптово збільшується у 10 000 разів. Нова зірка є подвійною системою, що складається з білого карлика і зірки-компаньйона, що знаходиться на головній послідовності. У таких системах газ із зірки поступово перетікає на білий карлик і періодично там вибухає, викликаючи спалах світності.
10. Наднова зірка. Наднова зірка - це зірка, що закінчує свою еволюцію у катастрофічному вибуховому процесі. Спалах при цьому може бути на кілька порядків більшим, ніж у випадку нової зірки. Такий потужний вибух є наслідком процесів, що протікають у зірці на останній стадії еволюції.
11. Нейтронна зірка. Нейтронні зірки (НЗ) - це зіркові утворення з масами близько 1,5 сонячних і розмірами, помітно меншими за білих карликів, близько 10-20 км в діаметрі. Вони складаються переважно з нейтральних субатомних частинок – нейтронів, щільно стиснутих гравітаційними силами. У нашій Галактиці, за оцінками вчених, можуть існувати від 100 млн. до 1 млрд. нейтронних зірок, тобто десь по одній на тисячу звичайних зірок.
12. Пульсари. Пульсари – космічні джерела електромагнітних випромінювань, які надходять Землю як періодичних сплесків (імпульсів). Згідно з домінуючою астрофізичною моделлю, пульсари є обертовими нейтронними зірками з магнітним полем, яке нахилено до осі обертання. Коли Земля потрапляє в конус, утворений цим випромінюванням, можна зафіксувати імпульс випромінювання, повторюється через проміжки часу, рівні періоду звернення зірки. Деякі нейтронні зірки роблять до 600 обертів на секунду.
13. Цефеїди. Цефеїди – клас пульсуючих змінних зірок із досить точною залежністю період-світність, названий на честь зірки Дельта Цефея. Однією з найвідоміших цефеїдів є Полярна зірка. Наведений перелік основних видів (типів) зірок зі своїми короткої характеристикою, зрозуміло, не вичерпує всього можливого різноманіття зірок у Всесвіті.

Жовтий карлик

Перебуваючи різних стадіях свого еволюційного розвитку, зірки поділяються на нормальні зірки, зірки карлики, зірки гіганти. Нормальні зірки, і є зірки головної послідовності. До таких, наприклад, належить наше Сонце. Іноді такі нормальні зірки називаються жовтими карликами.

Характеристика

Сьогодні ми коротко розповімо про жовті карлики, яких ще називають жовтими зірками. Жовті карлики – це, як правило, зірки середньої маси, світності та температури поверхні. Вони є зірками основної послідовності, розташовуючись приблизно в середині на діаграмі Герцшпрунга - Рассела і слідуючи за холоднішими і менш масивними червоними карликами.

За спектральною класифікацією Моргана-Кінана жовті карлики відповідають в основному класу світності G, однак у перехідних варіаціях відповідають іноді класу (помаранчеві карлики) або класу F у випадку з жовто-білими карликами.

Маса жовтих карликів лежить найчастіше не більше від 0,8 до 1,2 маси Сонця. При цьому температура їхньої поверхні становить у своїй більшості від 5 до 6 тисяч градусів за Кельвіном.

Найбільш яскравим та відомим нам представником із числа жовтих карликів є наше Сонце.

Окрім Сонця, серед найближчих до Землі жовтих карликів варто зазначити:

1. Дві компоненти в потрійній системі Альфа Центавра, серед яких Альфа Центавра А за спектром світності аналогічно до Сонця, а Альфа Центавра В – типовий помаранчевий карлик класу К. Відстань до обох компонент становить трохи більше 4-х світлових років.
2. Помаранчевий карлик – зірка Ран, вона ж Епсілон Ерідана, з класом світності К. Відстань до Рана астрономи оцінили приблизно 10 з половиною світлових років.
3. Подвійна зірка 61 Лебедя, віддалена від Землі трохи більше 11 світлових років. Обидві компоненти 61 Лебедя – типові помаранчеві карлики класу світності До.
4. Сонцеподібна зірка Тау Кіта, віддалена від Землі приблизно на 12 світлових років, із спектром світності G та цікавою планетною системою, що складається щонайменше з 5 екзопланет.

Освіта

Еволюція жовтих карликів дуже цікава. Тривалість життя жовтого карлика становить приблизно 10 мільярдів років.

Як і більшості зірок у їх надрах протікають інтенсивні термоядерні реакції, у яких переважно водень перегоряє в гелій. Після початку реакцій за участю гелію в ядрі зірки водневі реакції переміщуються дедалі більше до поверхні. Це стає відправною точкою у перетворенні жовтого карлика на червоний гігант. Результатом такого перетворення може бути червоний гігант Альдебаран.

З часом поверхня зірки буде поступово остигати, а зовнішні шари почнуть розширюватися. На кінцевих стадіях еволюції червоний гігант скидає свою оболонку, яка утворює планетарну туманність, яке ядро ​​перетвориться на білий карлик, який далі стискатиметься і остигати.

Подібне майбутнє чекає на наше Сонце, яке зараз перебуває на середній стадії свого розвитку. Приблизно через 4 мільярди років воно почне своє перетворення на червоний гігант, фотосфера якого при розширенні може поглинути не лише Землю та Марс, а й Юпітер.

Час життя жовтого карлика становить у середньому 10 мільярдів років. Після того, як згоряє весь запас водню, зірка багато разів збільшується в розмірі і перетворюється на червоний гігант. найбільш планетарні туманності, а ядро ​​колапсує у маленький, щільний білий карлик.

Білі карлики

Білі карлики – зірки, що мають велику масу (порядку сонячної) та малий радіус (радіус Землі), що менші за межу Чандрасекара для обраної маси, що є продуктом еволюції червоних гігантів. Процес виробництва термоядерної енергії в них припинено, що призводить до особливих властивостей цих зірок. Згідно з різними оцінками, у нашій Галактиці їхня кількість становить від 3 до 10% всього зіркового населення.

Історія відкриття

У 1844 році німецький астроном і математик Фрідріх Бессель під час спостереження Сіріуса виявив невелике відхилення зірки від прямолінійного руху, і зробив припущення про наявність у Сіріуса невидимої масивної зірки-супутника.

Його припущення було підтверджено вже в 1862 році, коли американський астроном і телескопобудівник Альван Грехем Кларк, займаючись юстуванням найбільшого на той час рефрактора, виявив біля Сіріуса неяскраву зірку, яку згодом охрестили Сіріус Б.

Білий карлик Сіріус Б має низьку світність, а гравітаційне поле впливає на свого яскравого компаньйона досить помітно, що свідчить про те, що ця зірка має вкрай малий радіус при значній масі. Так вперше було відкрито вид об'єктів, названий білими карликами. Другим подібним об'єктом була зірка Маанена, що у сузір'ї Риб.

Як утворюються білі карлики?

Після того, як у старіючій зірці вигорить весь водень, її ядро ​​стискається і розігрівається, це сприяє розширенню її зовнішніх шарів. Ефективна температура зірки падає, і вона перетворюється на червоного гіганта. Розріджена оболонка зірки, дуже слабко пов'язана з ядром, згодом розсіюється в просторі, перетікаючи на сусідні планети, а на місці червоного гіганта залишається дуже компактна зірка, яка називається білим карликом.

Довгий час залишалося загадкою, чому білі карлики, що мають температуру, що перевищує температуру Сонця, порівняно з розмірами Сонця невеликі, поки не з'ясувалося, що щільність речовини всередині них гранично висока (в межах 105 - 109 г/см 3). Стандартної залежності – маса-світливість – для білих карликів немає, що відрізняє їхню відмінність від інших зірок. У надзвичайно малому обсязі «упаковано» величезну кількість речовини, через що щільність білого карлика майже в 100 разів більша за щільність води.

Температура білих карликів залишається практично постійною, незважаючи на відсутність у них термоядерних реакцій. Чим це пояснюється? Через сильне стиснення електронні оболонки атомів починають проникати одна в одну. Це триває до того часу, поки між ядрами відстань стає мінімальним, рівним радіусу найменшої електронної оболонки.

В результаті іонізації електрони починають вільно рухатися щодо ядер, а речовина всередині білого карлика набуває фізичних властивостей, які характерні для металів. У подібній речовині енергія до поверхні зірки переноситься електронами, швидкість яких у міру стиснення все більше збільшується: деякі з них рухаються зі швидкістю, що відповідає температурі мільйона градусів. Температура на поверхні та всередині білого карлика може різко відрізнятися, що не призводить до зміни діаметра зірки. Тут можна навести порівняння з гарматним ядром - остигаючи, воно не зменшується в обсязі.

Згасає білий карлик вкрай повільно: за сотні мільйонів років інтенсивність випромінювання падає лише на 1%. Але в результаті він повинен буде зникнути, перетворившись на чорного карлика, для чого можуть знадобитися трильйони років. Білі карлики цілком можна назвати унікальними об'єктами Всесвіту. Відтворити в земних лабораторіях умови, де вони існують, ще нікому не вдалося.

Рентгенівське випромінювання білих карликів

Температура поверхні молодих білих карликів, ізотропних ядер зірок після скидання оболонок дуже висока – більше 2·10 5 К, проте досить швидко падає за рахунок випромінювання з поверхні. Такі молоді білі карлики спостерігаються в рентгенівському діапазоні (наприклад, спостереження білого карлика HZ 43 супутником ROSAT). У рентгенівському діапазоні світність білих карликів перевищує світність зірок головної послідовності: ілюстрацією можуть служити знімки Сіріуса, зроблені рентгенівським телескопом «Чандра» – на них білий карлик Сіріус Б виглядає яскравіше, ніж Сиріус А спектрального класу A1, який в оптичному діапазоні яскравіше Сіріуса Б.

Температура поверхні найбільш гарячих білих карликів – 7·10 4 К, найхолодніших – менше 4·10 3 К.

Особливістю випромінювання білих карликів у рентгенівському діапазоні є той факт, що основним джерелом рентгенівського випромінювання для них є фотосфера, що різко відрізняє їх від «нормальних» зірок: у останніх у рентгені випромінює корона, розігріта до кількох мільйонів кельвінів, а температура фотосфери дуже низька випромінювання рентгенівського випромінювання.

За відсутності акреції джерелом світності білих карликів є запас теплової енергії іонів у надрах, тому їх світність залежить від віку. Кількісну теорію остигання білих карликів побудував наприкінці 1940-х років професор Самуїл Каплан.

Білі карлики - Одна з найцікавіших тем в історії астрономії: вперше були відкриті небесні тіла, що володіють властивостями, дуже далекими від тих, з якими ми маємо справу в земних умовах. І, ймовірно, дозвіл загадки білих карликів започаткував дослідження таємничої природи речовини, захованої десь у різних куточках Всесвіту.

У Всесвіті багато білих карликів. У свій час вони вважалися рідкістю, але уважне вивчення фотопластинок, отриманих в обсерваторії Маунт-Паломар (США), показало, що їх кількість перевищує 1500. Вдалося оцінити просторову щільність білих карликів: виявляється, у сфері з радіусом у 30 світлових років повинно бути таких зірок. Історія відкриття білих карликів сягає початку 19в, коли Фрідріх Вільгельм Бессель, простежуючи рух найяскравішої зірки Сіріус, відкрив, що її шлях не прямою лінією, а має хвилеподібний характер. Власний рух зірки відбувався не по прямій лінії; здавалося, що вона ледь помітно зміщувалась з боку в бік. До 1844 р., приблизно через десять років після перших спостережень Сіріуса, Бессель дійшов висновку, що поряд із Сіріусом знаходиться друга зіркаяка, будучи невидимою, надає на Сіріус гравітаційний вплив; воно виявляється по коливанням у русі Сіріуса. Ще цікавішою виявилася та обставина, що й темний компонент справді існує, період звернення обох зірок щодо їхнього загального центру тяжкості дорівнює приблизно 50 років.

Перенесемося 1862г. та з Німеччини до Кембриджу, штат Массачусетс (США). Алвану Кларку, найбільшому будівельнику телескопів у США, Університетам штату Міссісіпі було доручено сконструювати телескоп з об'єктивом діаметром 18,5 дюйма (46 см), який мав стати найбільшим телескопом у світі. Після того, як Кларк закінчив обробку лінзи телескопа, потрібно було перевірити, чи забезпечена необхідна точність форми її поверхні. З цією метою лінзу встановили в рухомій трубі і направили на Сіріус - найяскравішу зірку, яка є найкращим об'єктом для перевірки лінз та виявлення їх дефектів. Зафіксувавши становище труби телескопа, Алван Кларк побачив слабку "примару", яка з'явилася на східному краю поля зору телескопа у відблиску Сіріуса. Потім, у міру руху небосхилу, у поле зору потрапив і сам Сіріус. Його зображення було спотворене - здавалося, що "привид" є дефектом лінзи, який слід було б усунути, перш ніж здати лінзу в експлуатацію. Проте ця слабка зірочка, що виникла в полі зору телескопа, виявилася компонентом Сіріуса, передбаченим Бесселем. На закінчення слід додати, що через першу світову війну телескоп Кларка так ніколи і не був відправлений в Міссісіпі - його встановили в Дірбоновській обсерваторії, поблизу Чикаго, а лінзу використовують до цього дня, але на іншій установці.

Таким чином, Сіріус став предметом загального інтересу та багатьох досліджень, Бо фізичні характеристики подвійної системи зацікавили астрономів. З урахуванням особливостей руху Сіріуса, його відстань до Землі та амплітуди відхилень від прямолінійного руху астрономам вдалося визначити характеристики обох зірок системи, названих Сіріус А та Сіріус В. Сумарна маса обох зірок виявилася в 3,4 рази більшою за масу Сонця. Було знайдено, що відстань між зірками майже в 20 разів перевищує відстань між Сонцем та Землею, тобто приблизно дорівнює відстані між Сонцем та Ураном; отримана на підставі вимірювання параметрів орбіти маса Сиріуса А виявилася в 2,5 рази більшою за масу Сонця, а маса Сиріуса В склала 95% маси Сонця. Після того, як були визначені світності обох зірок, виявилося, що Сіріус А майже в 10 000 разів яскравіший, ніж Сіріус В. За абсолютною величиною Сіріуса А ми знаємо, що він приблизно в 35,5 рази світить сильніше за Сонце. Звідси випливає, що світність Сонця в 300 разів перевищує світність Сиріуса В. Світність будь-якої зірки залежить від температури поверхні зірки та її розмірів, тобто діаметра. Близькість другого компонента до яскравішого Сиріуса А надзвичайно ускладнює визначення його спектра, що необхідно для встановлення температури зірки. У 1915р. з використанням усіх технічних засобів, які мала найбільша обсерваторія того часу Маунт-Вілсон (США), були отримані вдалі фотографії спектру Сіріуса.

Це призвело до несподіваного відкриття: температура супутника становила 8000 К, тоді як Сонце має температуру 5700 К. Таким чином, супутник насправді виявився гарячішим за Сонце, а це означало, що світність одиниці його поверхні також більша. Справді, простий розрахунок показує, кожен сантиметр цієї зірки випромінює вчетверо більше енергії, ніж квадратний сантиметр поверхні Сонця. Звідси випливає, що поверхня супутника повинна бути в 300*10 4 разів меншою, ніж поверхня Сонця, і Сіріус повинен мати діаметр близько 40 000 км. Проте маса цієї зірки становить 95% від маси Сонця. Це означає, що величезна кількість речовини має бути упакована в надзвичайно малому обсязі, інакше кажучи, зірка має бути щільною. В результаті нескладних арифметичних дій отримуємо, що густина супутника майже в 100 000 разів перевищує густину води. Кубічний сантиметр цієї речовини Землі важив би 100 кг, а 0,5 л такого речовини - близько 50 т.

Такою є історія відкриття першого білого карлика. А тепер поставимо питання: яким чином речовину можна стиснути так, щоб один кубічний сантиметр його важив 100 кг? Коли в результаті високого тиску речовина стиснута до великих щільностей, як у білих карликах, то набуває чинності інший тип тиску, так зване "вироджений тиск". Воно виникає при сильному стисканні речовини в надрах зірки. Саме стиск, а не високі температури, є причиною виродженого тиску.

Внаслідок сильного стиснення атоми виявляються настільки щільно упакованими, що електронні оболонки починають проникати одна в одну. Гравітаційне стиснення білого карлика відбувається протягом тривалого часу, і електронні оболонки продовжують проникати одна в одну доти, доки відстань між ядрами стане порядку радіусу найменшої електронної оболонки. Внутрішні електронні оболонки є непроникним бар'єром, що перешкоджає подальшому стиску. При максимальному стисканні електрони не пов'язані з окремими ядрами, а вільно рухаються щодо них. Процес відокремлення електронів від ядер відбувається в результаті іонізації тиском. Коли іонізація стає повною, хмара електронів рухається щодо ґрат з більш важких ядер, так що речовина білого карлика набуває певних фізичних властивостей, характерних для металів. У такій речовині енергія переноситься до поверхні електронами, подібно до того, як тепло поширюється по залізному пруту, що нагрівається з одного кінця.

Але електронний газ виявляє і незвичайні властивості. У міру стиснення електронів їхня швидкість все більше зростає, тому що, як ми знаємо, згідно з фундаментальним фізичним принципом, два електрони, що знаходяться в одному елементі фазового об'єму, не можуть мати однакові енергії. Отже, щоб не займати той самий елемент об'єму, вони повинні рухатися з величезними швидкостями. Найменший обсяг допустимого обсягу залежить від діапазону швидкостей електронів. Однак у середньому, що нижча швидкість електронів, то більше вписувалося той мінімальний обсяг, що вони можуть займати. Іншими словами, найшвидші електрони займають найменший обсяг.

Хоча окремі електрони носяться із швидкостями, що відповідають внутрішній температурі близько мільйонів градусів, температура повного ансамблю електронів загалом залишається низькою. Встановлено, що атоми газу звичайного білого карлика утворюють ґрати щільно упакованих важких ядер, крізь які рухається вироджений електронний газ. Ближче до поверхні зірки виродження слабшає, і на поверхні атоми не повністю іонізовані, так що частина речовини знаходиться в звичайному газоподібному стані. Знаючи фізичні характеристики білих карликів, ми можемо сконструювати їхню наочну модель. Почнемо з того що білі карликимають атмосферу. Аналіз спектрів карликів призводить до висновку, що товщина їхньої атмосфери становить лише кілька сотень метрів. У цій атмосфері астрономи виявляють різноманітні знайомі хімічні елементи. Відомі білі карликидвох типів - холодні та гарячі. В атмосферах гарячих білих карликів міститься деякий запас водню, хоча, ймовірно, він не перевищує 0,05%. Тим не менш, по лініях у спектрах цих зірок були виявлені водень, гелій, кальцій, залізо, вуглець і навіть окис титану. Атмосфери холодних білих карликів складаються майже з гелію; на водень, можливо, припадає менше, ніж один атом із мільйона. Температури поверхні білих карликів змінюються від 5000 К у "холодних" зірок до 50 000 К у "гарячих". Під атмосферою білого карлика лежить область невиродженої речовини, в якій міститься невелика кількість вільних електронів. Товщина цього шару 160 км, що становить приблизно 1% радіусу зірки. Цей шар може змінюватися з часом, але діаметр білого карлика залишається постійним і рівним приблизно 40 000 км.

Як правило, білі карликине зменшуються у розмірах після того, як досягли цього стану. Вони поводяться подібно до гарматного ядра, нагрітого до великої температури; ядро може змінювати температуру, випромінюючи енергію, та її розміри залишаються незмінними. Чим визначається остаточний діаметр білого карлика? Виявляється його масою. Чим більша маса білого карлика, тим менший його радіус; мінімально можливий радіус складає 10000 км. Теоретично, якщо маса білого карлика перевищує масу Сонця в 1,2 рази, його радіус може бути необмежено малим. Саме тиск виродженого електронного газу оберігає зірку від усілякого подальшого стиснення, і хоча температура може змінюватися від мільйонів градусів в ядрі зірки до нуля на поверхні, діаметр її не змінюється. Згодом зірка стає темним тілом із тим самим діаметром, який вона мала, вступивши в стадію білого карлика. Під верхнім шаром зірки вироджений газ практично ізотермічний, тобто температура майже постійна до самого центру зірки; вона становить кілька мільйонів градусів - найреальніша цифра 6 млн. до.

Тепер, коли ми маємо деякі уявлення про будову білого карлика, виникає питання: чому він світиться? Очевидно одне: термоядерні реакції виключаються. Всередині білого карлика відсутній водень, який підтримував би цей механізм генерації енергії. Єдиний вид енергії, який має білий карлик, - це теплова енергія. Ядра атомів перебувають у безладному русі, оскільки вони розсіюються виродженим електронним газом. Згодом рух ядер сповільнюється, що еквівалентно процесу охолодження. Електронний газ, який не схожий не на один із відомих на Землі газів, відрізняється винятковою теплопровідністю, і електрони проводять теплову енергію до поверхні, де через атмосферу ця енергія випромінюється в космічний простір.

Астрономи порівнюють процес остигання гарячого білого карлика з остиганням залізного прута, вийнятого з вогню. Спочатку білий карлик охолоджується швидко, але в міру падіння температури всередині нього охолодження сповільнюється. За перші сотні мільйонів років світність білого карлика падає на 1% від світності Сонця.

Зрештою, білий карлик повинен зникнути і стати чорним карликом.Однак на це можуть знадобитися трильйони років, і, на думку багатьох учених, видається дуже сумнівним, щоб вік Всесвіту був досить великий для появи в ньому чорних карликів. Інші астрономи вважають, що у початковій фазі, коли білий карлик ще досить гарячий, швидкість охолодження невелика. А коли температура поверхні падає до величини порядку температури Сонця, швидкість охолодження збільшується і згасання відбувається дуже швидко. Коли надра білого карлика досить охолонуть, вони затвердіють. Так чи інакше, якщо прийняти, що вік Всесвіту перевищує 10 млрд. років, червоних карликів у ньому має бути набагато більше, ніж білих. Знаючи це, астрономи роблять пошуки червоних карликів.

Поки що вони безуспішні. Маси білих карликів визначені недостатньо точно. Надійно їх можна встановити для компонентів подвійних систем, як у випадку Сіріуса. Але лише небагато білі карликивходять до складу подвійних зірок. У трьох найбільш добре вивчених випадках маси білих карликів, виміряні з точністю понад 10% виявилися меншими за масу Сонця і становили приблизно половину її. Теоретично гранична маса для повністю виродженої зірки, що не обертається, повинна бути в 1,2 рази більше маси Сонця. Однак якщо зірки обертаються, а ймовірно, так воно і є, то цілком можливі маси, що в кілька разів перевищують сонячну.

Сила тяжкості лежить на поверхні білих карликів приблизно 60-70 разів більше, ніж Сонце. Якщо людина важить Землі 75 кг, то Сонце він важив би 2тонны, але в поверхні білого карлика його вага становила б 120-140 тонн. З урахуванням того, що радіуси білих карликів мало відрізняються і їх маси майже збігаються, можна зробити висновок, що сила тяжіння на поверхні будь-якого білого карлика приблизно одна і та ж. У Всесвіті багато білих карликів. У свій час вони вважалися рідкістю, але уважне вивчення фотопластинок, отриманих в обсерваторії Маунт-Паломар, показало, що їх кількість перевищує 1500. Астрономи вважають, що частота виникнення білих карликів стала принаймні протягом останніх 5 млрд. років. Можливо, білі карликистановлять найчисленніший клас об'єктів на небі.

Вдалося оцінити просторову щільність білих карликів: виявляється, у сфері з радіусом у 30 світлових років має бути близько 100 таких зірок. Постає питання: чи всі зірки стають білими карликами наприкінці свого еволюційного шляху? Якщо ні, то яка частина зірок перетворюється на стадію білого карлика? Найважливіший крок у вирішенні проблеми було зроблено, коли астрономи завдали становищу центральних зірок планетарних туманностей на діаграму температура – ​​світність. Щоб розібратися у властивостях зірок, розташованих у центрі планетарних туманностей, розглянемо ці небесні тіла. На фотографіях планетарна туманність виглядає як протяжна маса газів еліпсоїдної форми із слабкою, але гарячою зіркою у центрі. Насправді ця маса є складною турбулентною, концентричною оболонкою, яка розширюється зі швидкостями 15-50 км/с. Хоча ці утворення виглядають як кільця, насправді є оболонками і швидкість турбулентного руху газу в них досягає приблизно 120 км/с. Виявилося, що діаметри кількох планетарних туманностей, до яких вдалося виміряти відстань, становлять близько 1 світлового року, або близько 10 трильйонів кілометрів.

Розширюючись із зазначеними вище швидкостями, газ в оболонках стає дуже розрядженим і не може збуджуватись, а отже, його не можна побачити через 100 000 років. Багато планетарних туманностей, які ми спостерігаємо сьогодні, народилися в останні 50 000 років, а типовий їх вік близький до 20 000 років. Центральні зірки таких туманностей – найбільш гарячі об'єкти серед відомих у природі. Температура їхньої поверхні змінюється від 50 000 до 1млн. К. Через надзвичайно високі температури велика частина випромінювання зірки посідає далеку ультрафіолетову область електромагнітного спектра.

Це ультрафіолетове випромінювання поглинається, перетворюється і перевипромінюється газом оболонки у видимій області спектра, що дозволяє нам спостерігати оболонку. Це означає, що оболонки значно яскравіші, ніж центральні зірки, - які насправді є джерелом енергії, - оскільки величезна кількість випромінювання зірки посідає невидиму частину спектра. З аналізу показників центральних зірок планетарних туманностей випливає, що типове значення їхньої маси укладено в інтервалі 0,6-1 маса Сонця. А для синтезу важких елементів у надрах зірки потрібні великі маси. Кількість водню у цих зірках незначна. Однак газові оболонки багаті на водень і гелієм.

Деякі астрономи вважають, що 50-95% всіх білих карликів виникли не з планетарних туманностей. Таким чином, хоча частина білих карликів пов'язана з планетарними туманностями, принаймні половина або більше з них походять від нормальних зірок головної послідовності, що не проходять через стадію планетарної туманності. Повна картина утворення білих карликів туманна та невизначена. Відсутнє так багато деталей, що у кращому разі опис еволюційного процесу можна будувати лише шляхом логічних висновків. Проте загальний висновок такий: багато зірки втрачають частину речовини на шляху до свого фіналу, подібного до стадії білого карлика, і потім ховаються на небесних "цвинтарях" у вигляді чорних, невидимих ​​карликів. Якщо маса зірки приблизно вдвічі перевищує масу Сонця, такі зірки на останніх етапах своєї еволюції втрачають стійкість. Такі зірки можуть вибухнути як наднові, та був стиснутися до розмірів куль радіусом кілька кілометрів, тобто. перетворитися на нейтронні зірки.

Зірки: їх народження, життя і смерть [Видання третє, перероблене] Шкловський Йосип Самуїлович

Розділ 10 Як влаштовані білі карлики?

Розділ 10 Як влаштовані білі карлики?

У § 1, коли ми обговорювали фізичні властивості різних зірок, нанесених на діаграму Герцшпрунга – Рессела, було вже звернено увагу на так звані «білі карлики». Типовим представником цього класу зірок є знаменитий супутник Сіріуса, так званий "Сіріус В". Тоді ж наголошувалося, що ці дивні зірки – аж ніяк не рідкісна категорія якихось патологічних «виродків» у нашій Галактиці. Навпаки, це дуже численна група зірок. Їх у Галактиці має бути принаймні кілька мільярдів, а може, й усі десять мільярдів, тобто до 10% усіх зірок нашої гігантської зіркової системи. Отже, білі карлики мали утворитися внаслідок якогось закономірного процесу, який мав місце біля помітної частини зірок. А звідси випливає, що наше розуміння світу зірок буде дуже далеким від повноти, якщо ми не зрозуміємо природу білих карликів і не з'ясуємо питання про їхнє походження. Втім, у цьому параграфі ми не обговорюватимемо питань, пов'язаних із проблемою утворення білих карликів, – це буде зроблено в § 13. Наше завдання поки що – спробувати зрозуміти природу цих дивовижних об'єктів. Основні особливості білих карликів такі:

a. Маса не надто відрізняється від маси Сонця при радіусі, у сотню разів меншому, ніж у Сонця. Розміри білих карликів одного порядку із розмірами земної кулі.

b. Звідси випливає величезна середня щільність речовини, що сягає 10 6 -10 7 г/см 3 (тобто до десятка тонн, «запресованих» у кубічному сантиметрі!).

c. Світність білих карликів дуже мала: у сотні та тисячі разів менше сонячної.

При першій спробі проаналізувати умови в надрах білих карликів ми відразу ж стикаємося з дуже великими труднощами. У § 6 було встановлено зв'язок між масою зірки, її радіусом та центральною температурою (див. формулу (6.2)). Так як остання має бути обернено пропорційна радіусу зірки, то центральні температури білих карликів, здавалося б, повинні досягати величезних значень порядку багатьох сотень мільйонів кельвінів. За таких жахливих температур там мало виділятися непомірно велика кількість ядерної енергії. Навіть якщо припустити, що весь водень там вигорів, потрійна гелієва реакція має бути дуже ефективною. Енергія, що виділяється при ядерних реакціях, повинна «просочуватися» на поверхню і йти в міжзоряне простір у формі випромінювання, яке мало бути виключно потужним. А тим часом світність білих карликів зовсім незначна, на кілька порядків менше, ніж у «звичайних» зірок тієї ж таки маси. У чому тут річ?

Спробуємо розібратися у цьому парадоксі.

Насамперед така сильна розбіжність між очікуваною і спостережуваною світністю означає, що формула (6.2) § 6 просто не застосовується до білих карликів. Згадаймо тепер, які основні припущення було зроблено під час виведення цієї формули. Насамперед передбачалося, що зірка перебуває у стані рівноваги під дією двох сил: гравітації та газового тиску. Не доводиться сумніватися, що білі карлики перебувають у стані гідростатичної рівноваги, яку ми докладно обговорювали в § 6. Інакше за короткий час вони перестали б існувати: розсіялися в міжзоряному просторі, якщо тиск перевищував би гравітацію, або стиснулися «у крапку», якщо гравітація не була б компенсована тиском газу. Не доводиться також сумніватися в універсальності закону всесвітнього тяжіння: сила гравітації діє повсюдно і вона не залежить від жодних інших властивостей речовини, крім її кількості. Тоді залишається лише одна можливість: засумніватися залежно від газового тиску від температури, яку ми отримали за допомогою добре відомого закону Клапейрона.

Цей закон є справедливим для ідеального газу. У § 6 ми переконалися, що речовина надр звичайних зірок із достатньою точністю можна вважати ідеальним газом. Отже, логічний висновок полягає в тому, що дуже щільна речовина надр білих карликів вже не є ідеальним газом.

Щоправда, резонно взагалі засумніватися, чи ця речовина є газом? Можливо, це рідина чи тверде тіло? Легко переконатись, що це не так. Адже в рідинах та твердих тілах щільно упаковані атоми, які стикаються своїми електронними оболонками, мають такі вже маленькі розміри: близько 10 -8 див. Звідси безпосередньо випливає, що середня щільність твердої або рідкої речовини не може значно перевищувати

20 г/см 3 . Той факт, що середня щільність речовини в білих карликах може бути в десятки тисяч разів більша, означає, що ядра там знаходяться один від одного на відстанях значно менших, ніж 10 -8 см. Звідси випливає, що електронні оболонки атомів як би «роздавлені » та ядра відокремлені від електронів. У цьому сенсі ми можемо говорити про речовину надр білих карликів як дуже щільну плазму. Але плазма - це передусім газ, т. е. такий стан речовини, коли відстань між частинками, що утворюють його, значно перевищує розміри останніх. У нашому випадку відстань між ядрами не менша ніж

10 -10 см, тоді як розміри ядер мізерно малі - близько 10 -12 см.

Отже, речовина надр білих карликів – це дуже щільний іонізований газ. Однак через величезну щільність його фізичні властивості різко відрізняються від властивостей ідеального газу. Не слід плутати цю відмінність властивостей з властивостями реальних газів, Про які досить багато говориться в курсі фізики.

Специфічні властивості іонізованого газу при надвисоких щільностях визначаються виродженням. Це явище знаходить собі пояснення лише в рамках квантової механіки. Класичній фізиці поняття «виродження» чуже. Що це таке? Щоб відповісти на це питання, нам доведеться спочатку трохи зупинитися на особливостях руху електронів в атомі, які описують закони квантової механіки. Стан кожного електрона в атомній системі визначається завданням квантових чисел. Ці числа суть головнеквантове число n, Що визначає енергію електрона в атомі, квантове число l, що дає значення орбітального обертального моменту електрона, квантове число m, що дає значення проекції цього моменту на фізично виділений напрямок (наприклад, напрямок магнітного поля), і, нарешті, квантове число s, що дає значення власного обертального моментуелектрона (спин). Фундаментальним законом квантової механіки є принцип Паулі, що забороняє для будь-якої квантової системи (наприклад, складного атома) двом будь-яким електронам мати всі квантові числа однаковими. Пояснимо цей принцип на простій напівкласичній борівській моделі атома. Сукупність трьох квантових чисел (крім спина) визначає орбіту електрона в атомі. Принцип Паулі, стосовно цієї моделі атома, забороняє знаходитися на одній і тій же квантовій орбіті більш ніж двом електронам. Якщо на такій орбіті знаходяться два електрони, то у них мають бути протилежно орієнтовані спини. Це означає, що хоча три квантові числа у таких електронів можуть збігатися, квантові числа, що характеризують спини електронів, повинні бути різними.

Принцип Паулі має значення для всієї атомної фізики. Зокрема, лише на основі цього принципу можна зрозуміти всі особливості періодичної системи елементів Менделєєва. Принцип Паулі має універсальне значення і застосовний до всіх квантових систем, що складаються з великої кількості тотожних частинок. Прикладом такої системи є звичайні метали при кімнатних температурах. Як відомо, у металах зовнішні електрони не пов'язані із «власними» ядрами, а як би «усуспільнені». Вони рухаються у складному електричному полі іонної решітки металу. У грубому, напівкласичному наближенні можна уявити, що електрони рухаються деякими, щоправда, дуже складним траєкторіям, І звісно, ​​для таких траєкторій теж має виконуватися принцип Паулі. Це означає, що з кожної із згаданих вище електронних траєкторій може рухатися не більше двох електронів, які мають відрізнятися своїми спинами. Необхідно підкреслити, що згідно з квантовомеханічними законами кількість таких можливих траєкторій хоч і дуже велика, але звісно. Отже, далеко ще не всі геометрично можливі орбіти реалізуються.

Насправді, звичайно, наша міркування є дуже спрощеною. Ми говорили вище про «траєкторії» для наочності. Замість класичної картини руху траєкторією квантова механіка говорить тільки про станіелектрона, що описується кількома цілком певними («квантовими») параметрами. У кожному з можливих станів електрон має певну енергію. У рамках нашої моделі руху по траєкторіях принцип Паулі можна сформулювати ще так: за однією і тією ж «дозволеною» траєкторією можуть рухатися з однаковими швидкостями (тобто мати однакову енергію) не більше двох електронів.

Що стосується складних, багатоелектронних атомів принцип Паулі дозволяє зрозуміти, чому вони електрони не «сипалися» на «найглибші» орбіти, енергія яких мінімальна. Іншими словами, він дає ключ до розуміння будови атома. Так само і в разі електронів у металі, і у випадку речовини надр білих карликів. Якби одна й та сама кількість електронів і атомних ядер заповнювала досить великий обсяг, то «для всіх вистачило б місця». Але уявімо собі тепер, що цей обсяг обмежений. Тоді тільки невелика частина електронів зайняла б усі можливі для їхнього руху траєкторії, кількість яких за потребою обмежена. Інші електрони мали б рухатися по тим самимтраєкторіям, які вже «зайняті». Але в силу принципу Паулі вони будуть рухатися цими траєкторіями з великими швидкостями і, отже, володіти більшоюенергією. Справа йде так само, як у багатоелектронному атомі, де через той же принцип «надлишкові» електрони зобов'язанірухатися орбітами з більшою енергією.

У шматку металу або в якомусь обсязі всередині білого карлика число електронів більше за кількість дозволених траєкторій руху. Інша річ у звичайному газі, зокрема, у надрах зірок головної послідовності. Там кількість електронів завжди меншечисла дозволених траєкторій. Тому електрони можуть рухатися різними траєкторіями з різними швидкостями, як би «не заважаючи» один одному. Принцип Паулі у разі не відбивається з їхньої русі. У такому газі встановлюється максвелловий розподіл швидкостей і виконуються добре відомі зі шкільної фізики закони газового стану речовини, зокрема закон Клапейрона. Якщо «звичайний» газ сильно стиснути, то кількість можливих траєкторій для електронів стане значно меншою і, нарешті, настане такий стан, коли на кожну траєкторію доведеться більше двох електронів. У силу принципу Паулі ці електрони повинні мати різні швидкості, що перевищують певне критичне значення. Якщо тепер сильно охолодити цей стислий газ, то швидкості електронів не зменшаться. В іншому випадку, як легко зрозуміти, принцип Паулі перестав би виконуватися. Навіть поблизу абсолютного нуля швидкості електронів у такому газі залишалися б більшими. Газ, що має такі надзвичайні властивості, називається виродженим. Поведінка такого газу цілком пояснюється тим, що його частинки (у нашому випадку - електрони) займають усі можливі траєкторії та рухаються по них «за потребою» з дуже великими швидкостями. На противагу виродженому газу швидкості руху частинок у «звичайному» газі при зменшенні його температури стають дуже маленькими. Відповідно до цього зменшується і його тиск. Яка ж ситуація з тиском виродженого газу? Для цього згадаємо, що ми називаємо тиском газу. Це імпульс, який частинки газу передають за одну секунду часу при зіткненнях певної стіні, що обмежує його обсяг. Звідси ясно, що тиск виродженого газу має бути дуже велике, оскільки швидкості частинок, що утворюють його, великі. Навіть за дуже низьких температур тиск виродженого газу має залишатися великим, оскільки швидкості його частинок, на відміну від звичайного газу, майже не зменшуються зі зменшенням температури. Слід очікувати, що тиск виродженого газу мало залежить від його температури, оскільки швидкість руху частинок, що утворюють його, визначається насамперед принципом Паулі.

Поряд з електронами в надрах білих карликів повинні бути «оголені» ядра, а також «внутрішні» електронні оболонки, що зберегли, сильно іонізовані атоми. Виявляється, що для них кількість «дозволених» траєкторій завжди більша за кількість частинок. Тому вони утворюють не зроджений, а «нормальний» газ. Швидкості їх визначаються температурою речовини білих карликів і багато менше, ніж швидкості електронів, обумовлених принципом Паулі. Тому в надрах білих карликів тиск обумовлений лише виродженим електронним газом. Звідси випливає, що рівновага білих карликів майже залежить від їхньої температури.

Як показують квантовомеханічні розрахунки, тиск виродженого електронного газу, виражений у атмосферах, визначається формулою

де постійна K = 3

10 6 , а щільність

виражена, як завжди, у грамах на кубічний сантиметр. Формула (10.1) замінює для виродженого газу рівняння Клапейрона і його «рівнянням стану». Характерною особливістю цього рівняння є те, що температура до нього не входить. Крім того, на відміну від рівняння Клапейрона, де тиск пропорційно першому ступені щільності, тут залежність тиску від щільності сильніша. Це неважко зрозуміти. Адже тиск пропорційний концентрації частинок та їх швидкості. Концентрація частинок, природно, пропорційна щільності, а швидкість частинок виродженого газу зростає із зростанням щільності, оскільки при цьому, згідно з принципом Паулі, зростає кількість «надлишкових» частинок, змушених рухатися з великими швидкостями.

Умовою застосування формули (10.1) є трохи теплових швидкостей електронів порівняно зі швидкостями, зумовленими «виродженням». За дуже високих температур формула (10.1) повинна переходити до формули Клапейрона (6.2). Якщо тиск, отриманий для газу з щільністю

за формулою (10.1), більше, ніж за формулою (6.2), отже, газ вироджено. Звідси виходить «умова виродження»

Середня молекулярна маса. Чому ж одно

у надрах білих карликів? Насамперед водню там практично не повинно бути: за таких величезних густин і досить високих температур він давно вже «згорів» при ядерних реакціях. Основним елементом у надрах білих карликів має бути гелій. Так як його атомна маса дорівнює 4 і він при іонізації дає два електрони (при цьому треба враховувати ще, що частинками, що здійснюють тиск, там є тільки електрони), то середня молекулярна маса повинна бути дуже близька до 2. Чисельно умова виродження (10.2) записується так:

Якщо, наприклад, температура T= 300 К (кімнатна температура), то

10 -4 г/см3. Це дуже низька щільність, з якої відразу ж випливає, що електрони в металах мають бути вироджені (насправді в цьому випадку постійні Kі

мають інше значення, але суть справи у своїй не змінюється). Якщо температура Tблизька до температури зоряних надр, тобто близько 10 мільйонів кельвінів, то > 1000 г/см 3 . Звідси відразу ж випливають два висновки:

a. У надрах звичайних зірок, де щільність хоч і висока, але свідомо нижче 1000 г/см 3 газ не вироджений. Це обгрунтовує застосовність звичайних законів газового стану, якими широко користувалися в § 6.

b. У білих карликів середні, тим паче центральні щільності явно більше 1000 г/см 3 . Тому звичайні закони газового стану їм непридатні. Для розуміння білих карликів необхідно знати властивості виродженого газу, що описуються рівнянням його стану (10.1). З цього рівняння перш за все випливає, що структура білих карликів практично не залежить від їхньої температури. Так як, з іншого боку, світність цих об'єктів визначається їх температурою (наприклад, швидкість термоядерних реакцій залежить від температури), то ми можемо зробити висновок, що структура білих карликів не залежить і від світності. У принципі, білий карлик може існувати (тобто перебувати у рівноважній конфігурації) і за температури, близької до абсолютного нуля. Ми приходимо таким чином до висновку, що для білих карликів, на відміну від «звичайних» зірок, не існує залежність «маса – світність».

Для цих незвичайних зірок, однак, існує специфічна залежність «маса – радіус». Подібно до того, як зроблені з одного будь-якого металу кулі рівної маси повинні мати рівні діаметри, розміри білих карликів з однаковою масою також повинні бути однакові. Це твердження, очевидно, несправедливо для інших зірок: зірки-гіганти та зірки головної послідовності можуть мати однакові маси, але суттєво різні діаметри. Така відмінність білих карликів від інших зірок пояснюється тим, що температура майже не відіграє жодної ролі в їхній гідростатичній рівновазі, яка і визначає структуру.

Якщо це так, має бути деяке універсальне співвідношення, що зв'язує маси білих карликів та їх радіуси. У наше завдання не входить висновок цієї важливої ​​залежності, який не є елементарним. Сама залежність (у логарифмічному масштабі) представлена ​​на рис. 10.1. На цьому малюнку кружки та квадратики відзначають положення деяких білих карликів з відомими масами та радіусами. Наведена на цьому малюнку залежність маси та радіусу для білих карликів має дві цікаві особливості. По-перше, з неї випливає, що чим більша маса білого карлика, тим менший його радіус. У цьому відношенні білі карлики поводяться інакше, ніж кулі, виконані з одного блоку металу ... По-друге, у білих карликів існує граничне допустиме значення маси [27]. Теорія передбачає, що у природі що неспроможні існувати білі карлики, маса яких перевищувала б 1,43 маси Сонця[ 28 ]. Якщо маса білого карлика наближається до цього критичного значення з боку менших мас, його радіус прагнутиме до нуля. Практично це означає, що, починаючи з деякої маси, тиск виродженого газу вже не може врівноважити силу гравітації і зірка катастрофічно стиснеться.

Цей результат має винятково велике значення для всієї проблеми зіркової еволюції. Тому варто зупинитися на ньому дещо докладніше. У міру збільшення маси білого карлика його центральна щільність все більше зростатиме. Виродження електронного газу ставатиме дедалі сильнішим. Це означає, що на одну «дозволену» траєкторію припадатиме дедалі більше частинок. Їм буде дуже «тісно» і вони (щоб не порушувати принцип Паулі!) рухатися все з більшими та більшими швидкостями. Ці швидкості стануть досить близькими до швидкості світла. Виникне новий стан речовини, яка називається «релятивістським виродженням». Рівняння стану такого газу зміниться - воно вже не описуватиметься формулою (10.1). Замість (10.1) матиме місце співвідношення

Для оцінки ситуації, що склалася, покладемо, як це робилося в § 6,

Тим часом сила гравітації дорівнює

Припустимо тепер, що маса менша за критичну. Тоді сила, обумовлена ​​тиском, буде більшою гравітаційною, отже, зірка почне розширюватися. У процесі розширення релятивістське виродження зміниться звичайним «нерелятивістським» виродженням. У цьому випадку із рівняння стану P

5/ 3 слідує, що P/R M 5/ 3 /R 6 , тобто. залежність сили, що протидіє гравітації, від Rбуде сильнішою. Тому за деякого значення радіуса розширення зірки припиниться.

Цей якісний аналіз ілюструє, з одного боку, необхідність існування залежності маса - радіус для білих карликів та її характер (тобто те, що радіус тим менше, чим більша маса), а, з іншого боку, доводить існування граничної маси, що є наслідком з неминучістю релятивістського виродження. Доки можуть стискатися зірки з масою, більшою, ніж 1,2 сонячної маси? Ця захоплююча проблема, яка стала останніми роками дуже актуальною, буде обговорюватися в § 24.

Речовина надр білих карликів відрізняється високою прозорістю та теплопровідністю. Хороша прозорість цієї речовини знову пояснюється принципом Паулі. Адже поглинання світла у речовині пов'язані з зміною стану електронів, обумовленому їх переходами з однієї орбіти в іншу. Але якщо переважна більшість «орбіт» (або «траєкторій») у виродженому газі «зайнята», такі переходи дуже утруднені. Тільки дуже небагато, особливо швидкі електрони у плазмі білого карлика можуть поглинати кванти випромінювання. Теплопровідність виродженого газу велика - тому прикладом є прості метали. Через дуже високі прозорості та теплопровідності в речовині білого карлика не можуть виникати великі перепади температури. Майже весь перепад температури, якщо рухатися від поверхні білого карлика до його центру, відбувається в дуже тонкому зовнішньому шарі речовини, який знаходиться в невиродженому стані. У цьому шарі, товщина якого близько 1% від радіусу, температура зростає від кількох тисяч кельвінів на поверхні приблизно до десяти мільйонів кельвінів, а потім до центру зірки майже не змінюється.

Білі карлики хоч і слабко, але таки випромінюють. Що джерелом енергії цього випромінювання? Як уже наголошувалося вище, водню, основного ядерного палива, у надрах білих карликів практично немає. Він майже весь вигорів на стадіях еволюції зірки, що передували стадії білого карлика. Але, з іншого боку, спектроскопічні спостереження з очевидністю вказують на те, що в зовнішніх шарах білих карликів водень є. Він або не встиг вигоріти, або (що ймовірніше) потрапив туди з міжзоряного середовища. Не виключено, що джерелом енергії білих карликів можуть бути водневі ядерні реакції, що відбуваються в дуже тонкому шарі сферичному на межі щільного виродженого речовини їх надр і атмосфери. Крім того, білі карлики можуть підтримувати високу температуру своєї поверхні шляхом звичайної теплопровідності. Це означає, що білі карлики, що не мають джерел енергії, остигають, випромінюючи за рахунок запасів свого тепла. А ці запаси дуже солідні. Оскільки рухи електронів у речовині білих карликів обумовлені явищем виродження, запас тепла у тому надрах міститься у ядрах і іонізованих атомах. Вважаючи, що речовина білих карликів складається в основному з гелію (атомна вага дорівнює 4), легко знайти кількість теплової енергії, що міститься в білому карлику:

де m H - маса атома водню, k- Постійна Больцмана. Час охолодження білого карлика можна оцінити, поділивши E Tна його світність L. Воно виявляється близько кількох сотень мільйонів років.

На рис. 10.2 для ряду білих карликів наведено емпіричну залежність світності від поверхневої температури. Прямі лінії є геометричні місця постійних радіусів. Останні виражені у частках сонячного радіусу. Схоже, що емпіричні точки добре укладаються вздовж цих прямих. Це означає, що білі карлики, що спостерігаються, знаходяться на різних стадіях охолодження.

Останніми роками для десятка білих карликів виявили сильне розщеплення спектральних ліній поглинання, обумовлене ефектом Зеемана. З величини розщеплення слід, що напруженість магнітного поля лежить на поверхні цих зірок досягає величезного значення близько 10 мільйонів эрстед (Э). Таке велике значення магнітного поля, мабуть, пояснюється умовами утворення білих карликів. Наприклад, якщо припустити, що без істотної втрати маси зірка стискається, очікується, що магнітний потік (тобто твір площі поверхні зірки на напруженість магнітного поля) зберігає своє значення. Звідси випливає, що напруженість магнітного поля в міру стиснення зірки зростатиме пропорційно квадрату її радіусу. Отже, вона може зрости у сотні тисяч разів. Цей механізм збільшення магнітного поля особливо важливий для нейтроннихзірок, про що йтиметься в § 22 [29]. Цікаво відзначити, що більшість білих карликів немає поля сильнішого, ніж кілька тисяч ерстед. Таким чином, «намагнічені» білі карлики утворюють особливу групу серед зірок цього типу. «Чорні» і «білі дірки» всесвіту. На об'єднаному семінарі мала читатися доповідь під назвою «Чи вибухають „білі дірки“?». Науковий