De onde vêm as anãs brancas?

O que será de uma estrela no final de sua trajetória de vida depende da massa que a estrela tinha ao nascer. Estrelas que originalmente tinham uma grande massa acabam como buracos negros e estrelas de nêutrons. Estrelas de massa baixa ou média (com massas inferiores a 8 massas solares) se tornarão anãs brancas. Uma anã branca típica tem aproximadamente a massa do Sol e um pouco maior que a Terra. Uma anã branca é uma das formas mais densas de matéria, superada em densidade apenas por estrelas de nêutrons e buracos negros.

Estrelas de massa intermediária, como o nosso Sol, vivem convertendo o hidrogênio em seus núcleos em hélio. Este processo está ocorrendo no Sol no momento presente. A energia gerada pelo Sol através da fusão do hélio do hidrogênio cria pressão interna. Nos próximos 5 bilhões de anos, o Sol esgotará seu suprimento de hidrogênio em seu núcleo.

Uma estrela pode ser comparada a uma panela de pressão. Quando um recipiente selado é aquecido, a pressão aumenta. Algo semelhante acontece no Sol, é claro, estritamente falando, o Sol não pode ser chamado de recipiente hermético. A gravidade atua sobre a matéria da estrela, tentando comprimi-la, e a pressão criada pelo gás quente no núcleo tenta expandir a estrela. O equilíbrio entre pressão e gravidade é muito delicado.
Quando o Sol ficar sem hidrogênio, esse equilíbrio começará a dominar a gravidade e a estrela começará a encolher. No entanto, durante a compressão, ocorre aquecimento e parte do hidrogênio remanescente nas camadas externas da estrela começa a queimar. Esta concha ardente de hidrogênio expande as camadas externas da estrela. Quando isso acontecer, nosso Sol se tornará uma gigante vermelha, se tornará tão grande que Mercúrio será completamente engolido. À medida que uma estrela cresce em tamanho, ela esfria. No entanto, a temperatura do núcleo da gigante vermelha aumenta até ficar alta o suficiente para inflamar o hélio (sintetizado a partir do hidrogênio). Eventualmente, o hélio se transformará em carbono e elementos mais pesados. O estágio em que o Sol é uma gigante vermelha levará 1 bilhão de anos, enquanto o estágio de queima de hidrogênio leva 10 bilhões.

Aglomerado globular M4. Imagem óptica baseada no solo (esquerda) e imagem do Hubble (direita). As anãs brancas são marcadas com círculos. Referência: Harvey Richer (Universidade da Colúmbia Britânica, Vancouver, Canadá), M. Bolte (Universidade da Califórnia, Santa Cruz) e NASA/ESA

Já sabemos que estrelas de massa média como o nosso Sol se tornarão gigantes vermelhas. Mas o que acontece a seguir? Nossa gigante vermelha produzirá carbono a partir do hélio. Quando o hélio acabar, o núcleo não estará quente o suficiente para começar a queimar carbono. O que agora?

Como o Sol não estará quente o suficiente para queimar o carbono, a gravidade assumirá o controle novamente. Quando a estrela se contrair, a energia será liberada, o que levará a uma maior expansão da casca da estrela. Agora a estrela será ainda maior do que antes! O raio do nosso Sol se tornará maior que o raio da órbita da Terra!

Durante este período, o Sol se tornará instável e perderá sua substância. Isso continuará até que a estrela libere completamente suas camadas externas. O núcleo da estrela permanecerá intacto e se tornará uma anã branca. A anã branca será cercada por uma concha de gás em expansão chamada nebulosa planetária. As nebulosas são chamadas de planetárias porque os primeiros observadores pensavam que se pareciam com os planetas Urano e Netuno. Existem várias nebulosas planetárias que podem ser vistas com um telescópio amador. Em cerca de metade deles, uma anã branca pode ser vista no centro, usando um telescópio bastante modesto.

A nebulosa planetária é um sinal da transição de uma estrela de massa média do estágio de gigante vermelha para o estágio de anã branca. Estrelas com massa comparável ao nosso Sol se transformarão em anãs brancas em cerca de 75.000 anos, gradualmente perdendo suas conchas. Eventualmente, como o nosso Sol, eles gradualmente esfriarão e se transformarão em aglomerados negros de carbono, um processo que levará cerca de 10 bilhões de anos.

Observações de anãs brancas

Existem várias maneiras de observar anãs brancas. A primeira anã branca descoberta é uma estrela companheira de Sirius, uma estrela brilhante na constelação de Cão Maior. Em 1844, o astrônomo Friedrich Bessel notou movimentos fracos para frente e para trás em Sirius, como se um objeto invisível estivesse girando em torno dele. Em 1863, o oculista e designer de telescópios Elvan Clark descobriu este objeto misterioso. A estrela companheira foi posteriormente identificada como uma anã branca. Este par é agora conhecido como Sirius A e Sirius B, onde B é uma anã branca. O período orbital deste sistema é de 50 anos.

A seta aponta para uma anã branca, Sirius B, ao lado da maior Sirius A. Ref:McDonald Observatory,NASA/SAO/CXC)

Como as anãs brancas são muito pequenas e, portanto, difíceis de detectar, os sistemas binários são uma maneira de detectá-las. Como no caso de Sirius, se uma estrela tem algum tipo de movimento inexplicável, pode-se descobrir que uma única estrela é na verdade um sistema múltiplo. Após um exame mais detalhado, pode-se determinar se a estrela companheira é uma anã branca. O Telescópio Espacial Hubble, com seu espelho de 2,4 metros e ótica aprimorada, observou com sucesso anãs brancas usando a Câmera Planetária de Grande Angular. Em agosto de 1995, mais de 75 anãs brancas foram observadas com esta câmera no aglomerado globular M4 na constelação de Escorpião. Essas anãs brancas eram tão fracas que as mais brilhantes não brilhavam mais do que uma lâmpada de 100 W à distância da lua. M4 está a 7.000 anos-luz de distância e é o aglomerado globular mais próximo de nós. Sua idade é de aproximadamente 14 bilhões de anos, razão pela qual a maioria das estrelas deste aglomerado estão nos estágios finais de suas vidas.

As anãs brancas são estrelas evoluídas com uma massa que não excede o limite de Chandrasekhar (a massa máxima na qual uma estrela pode existir como anã branca), desprovidas de suas próprias fontes de energia termonuclear. As anãs brancas são estrelas compactas com massas comparáveis ​​ou maiores que a massa do Sol, mas com raios 100 vezes menores e, portanto, luminosidade bolométrica ~10.000 vezes menor que a solar. A densidade média da matéria em anãs brancas dentro de suas fotosferas é de 105-109 g/cm 3 , que é quase um milhão de vezes maior que a densidade das estrelas da sequência principal. Por prevalência, as anãs brancas compõem, de acordo com várias estimativas, 3-10% da população estelar da nossa Galáxia. A incerteza da estimativa se deve à dificuldade de observar anãs brancas distantes devido à sua baixa luminosidade.
As anãs brancas representam o estágio final na evolução de uma pequena estrela com massa comparável à do Sol. Quando todo o hidrogênio no centro de uma estrela, por exemplo, como o nosso Sol, queima, seu núcleo se contrai em altas densidades, enquanto as camadas externas se expandem muito e, acompanhada por um escurecimento geral da luminosidade, a estrela se transforma. A gigante vermelha pulsante, em seguida, lança seu envelope à medida que as camadas externas da estrela são frouxamente ligadas ao núcleo central quente e muito denso. Posteriormente, esta concha se torna uma nebulosa planetária em expansão. Como você pode ver, gigantes vermelhas e anãs brancas estão intimamente relacionadas. A compressão do núcleo ocorre em tamanhos extremamente pequenos, mas, no entanto, não excede o limite de Chandrasekhar, ou seja, o limite superior da massa de uma estrela em que ela pode existir como uma anã branca.

A primeira anã branca descoberta foi a estrela 40 Eridani B no sistema triplo 40 Eridani, que foi incluída no catálogo de estrelas duplas já em 1785 por William Herschel. Em 1910, Henry Norris Russell chamou a atenção para a luminosidade anormalmente baixa de 40 Eridani B em sua alta temperatura de cor, que mais tarde serviu para separar essas estrelas em uma classe separada de anãs brancas.

A segunda anã branca descoberta foi Sirius B - a estrela mais brilhante do céu da Terra. Em 1844, o astrônomo e matemático alemão Friedrich Bessel, ao observar Sirius, descobriu um ligeiro desvio da estrela do movimento retilíneo e fez a suposição de que Sirius tinha uma estrela satélite massiva invisível. Sua suposição foi confirmada já em 1862, quando o astrônomo americano e designer de telescópios Alvan Graham Clark, enquanto ajustava o maior refrator da época, descobriu uma estrela fraca perto de Sirius, que mais tarde foi apelidada de Sirius B.

A anã branca Sirius B tem uma baixa luminosidade, e o campo gravitacional afeta sua brilhante companheira de forma bastante perceptível, o que indica que esta estrela tem um raio extremamente pequeno com uma massa significativa. Assim, pela primeira vez, foi descoberto um tipo de objeto chamado anãs brancas.

A terceira anã branca descoberta foi Procyon B. Em 1844, o diretor do Observatório Koenigsberg, Friedrich Bessel, analisando dados observacionais, descobriu que Procyon periodicamente, embora muito fracamente, desvia-se de uma trajetória retilínea de movimento na esfera celeste. Bessel concluiu que Procyon deve ter um satélite próximo. O satélite fraco permaneceu inobservável, e sua massa tinha que ser bastante grande - comparável à massa de Sirius e Procyon, respectivamente. Em 1896, o astrônomo americano D. M. Scheberle descobriu o Procyon B, confirmando assim a previsão de Bessel.

Origem das anãs brancas

Duas ideias desempenharam um papel fundamental na explicação da gênese das anãs brancas: a ideia do astrônomo Ernst Epik de que as gigantes vermelhas são formadas a partir de estrelas da sequência principal como resultado da queima de combustível nuclear, e a suposição do astrônomo Vasily Fesenkov, feita em breve. após a Segunda Guerra Mundial, que as estrelas da sequência principal deveriam perder massa, e essa perda de massa deveria ter um efeito significativo em . Estas suposições foram plenamente confirmadas.

As anãs brancas são compostas de carbono e oxigênio, com pequenas adições de hidrogênio e hélio, mas estrelas massivas e altamente evoluídas podem ter um núcleo composto de oxigênio, neônio ou magnésio. Durante a evolução das estrelas da sequência principal, o hidrogênio é “queimado” - nucleossíntese com a formação de hélio. Tal esgotamento leva à cessação da liberação de energia nas partes centrais da estrela, compressão e, consequentemente, a um aumento da temperatura e densidade em seu núcleo. Um aumento na temperatura e densidade no núcleo estelar leva a condições nas quais uma nova fonte de energia termonuclear é ativada: queima de hélio (reação de hélio triplo ou processo alfa triplo), que é característico de gigantes vermelhas e supergigantes.

As anãs brancas têm uma densidade extremamente alta (106 g/cm3). A anã branca está em estado de equilíbrio gravitacional e sua pressão é determinada pela pressão do gás de elétrons degenerado. As temperaturas da superfície de uma anã branca são altas - de 100.000 K a 200.000 K. As massas das anãs brancas são próximas às do Sol. Para anãs brancas, existe uma relação massa-raio, e quanto maior a massa, menor o raio. Os raios da maioria das anãs brancas são comparáveis ​​ao raio da Terra.

O ciclo de vida de uma anã branca, depois disso, permanece estável até o seu próprio resfriamento, quando a estrela perde sua luminosidade e se torna invisível, entrando no estágio do chamado "", - resultado final da evolução, embora esse termo seja usado cada vez menos na literatura moderna.

Branco anões - um dos temas mais fascinantes da história da astronomia: pela primeira vez, foram descobertos corpos celestes com propriedades muito distantes daquelas com as quais lidamos em condições terrestres. E, com toda a probabilidade, a resolução do enigma das anãs brancas lançou as bases para a pesquisa sobre a natureza misteriosa da matéria escondida em algum lugar em diferentes partes do universo.

Existem muitas anãs brancas no universo. Antigamente eram consideradas raras, mas um estudo cuidadoso das chapas fotográficas obtidas no Observatório do Monte Palomar (EUA) mostrou que seu número ultrapassa 1500. Foi possível estimar a densidade espacial das anãs brancas: verifica-se que deveria haver ser cerca de 100 dessas estrelas. A história da descoberta das anãs brancas remonta ao início do século 19, quando Friedrich Wilhelm Bessel, traçando o movimento da estrela mais brilhante Sirius, descobriu que seu caminho não é uma linha reta, mas tem um caráter ondulatório. O movimento próprio da estrela não era em linha reta; parecia mover-se de um lado para o outro, quase imperceptivelmente. Em 1844, cerca de dez anos após as primeiras observações de Sirius, Bessel concluiu que ao lado de Sirius é a segunda estrela, que, sendo invisível, tem um efeito gravitacional sobre Sirius; é revelado pelas flutuações no movimento de Sirius. Ainda mais interessante foi o fato de que, se a componente escura realmente existe, então o período de revolução de ambas as estrelas em relação ao seu centro de gravidade comum é de aproximadamente 50 anos.

Avanço rápido para 1862. e da Alemanha para Cambridge, Massachusetts (EUA). Alvan Clark, o maior construtor de telescópios dos Estados Unidos, foi contratado pela Mississippi State University para construir um telescópio com uma lente objetiva de 18,5 polegadas (46 cm) que seria o maior telescópio do mundo. Depois que Clark terminou de processar a lente do telescópio, foi necessário verificar se a precisão necessária na forma de sua superfície estava garantida. Para isso, a lente foi instalada em um tubo móvel e direcionada para Sirius - a estrela mais brilhante, que é o melhor objeto para verificar lentes e detectar seus defeitos. Fixando a posição do tubo do telescópio, Alvan Clark viu um "fantasma" fraco que apareceu na borda leste do campo de visão do telescópio no reflexo de Sirius. Então, enquanto o firmamento se movia, o próprio Sirius apareceu. Sua imagem estava distorcida - parecia que o "fantasma" era um defeito na lente, que deveria ser corrigido antes de colocar a lente em serviço. No entanto, essa estrela fraca que apareceu no campo de visão do telescópio acabou sendo o componente de Sirius previsto por Bessel. Em conclusão, deve-se acrescentar que devido à eclosão da Primeira Guerra Mundial, o telescópio Clark nunca foi enviado ao Mississippi - foi instalado no Observatório Dearbon, perto de Chicago, e a lente é usada até hoje, mas em um instalação diferente.

Nesse caminho, Sirius tornou-se objeto de interesse geral e de muita pesquisa, porque as características físicas do sistema binário têm intrigado os astrônomos. Levando em conta as características do movimento de Sirius, sua distância da Terra e a amplitude dos desvios do movimento retilíneo, os astrônomos conseguiram determinar as características de ambas as estrelas do sistema, chamadas Sirius A e Sirius B. A massa total de ambas as estrelas eram 3,4 vezes maiores que a massa do Sol. Constatou-se que a distância entre as estrelas é quase 20 vezes a distância entre o Sol e a Terra, ou seja, aproximadamente igual à distância entre o Sol e Urano; a massa de Sirius A obtida com base na medição dos parâmetros da órbita acabou sendo 2,5 vezes maior que a massa do Sol, e a massa de Sirius B era 95% da massa do Sol. Depois que as luminosidades de ambas as estrelas foram determinadas, descobriu-se que Sirius A é quase 10.000 vezes mais brilhante que Sirius B. Da magnitude absoluta de Sirius A, sabemos que é cerca de 35,5 vezes mais brilhante que o Sol. Segue-se que a luminosidade do Sol é 300 vezes maior que a luminosidade de Sirius B. A luminosidade de qualquer estrela depende da temperatura da superfície da estrela e do seu tamanho, ou seja, do diâmetro. A proximidade do segundo componente ao mais brilhante Sirius A torna extremamente difícil determinar seu espectro, necessário para definir a temperatura da estrela. Em 1915 usando todos os meios técnicos disponíveis para o maior observatório da época, Mount Wilson (EUA), foram obtidas fotografias bem-sucedidas do espectro de Sirius.

Isso levou a uma descoberta inesperada: a temperatura do satélite era de 8000 K, enquanto o Sol tem uma temperatura de 5700 K. Assim, o satélite na verdade acabou sendo mais quente que o Sol, o que significava que a luminosidade de uma unidade de sua superfície também era maior. De fato, um cálculo simples mostra que cada centímetro dessa estrela irradia quatro vezes mais energia do que um centímetro quadrado da superfície do Sol. Segue-se que a superfície do satélite deve ser 300*10 4 vezes menor que a superfície do Sol, e Sirius B deve ter um diâmetro de cerca de 40.000 km. No entanto, a massa desta estrela é 95% da massa do Sol. Isso significa que uma enorme quantidade de matéria deve ser compactada em um volume extremamente pequeno, ou seja, a estrela deve ser densa. Como resultado de operações aritméticas simples, descobrimos que a densidade do satélite é quase 100.000 vezes maior que a densidade da água. Um centímetro cúbico dessa substância na Terra pesaria 100 kg e 0,5 litro dessa substância pesaria cerca de 50 toneladas.

Esta é a história da descoberta da primeira anã branca. E agora nos perguntamos: como uma substância pode ser comprimida de modo que um centímetro cúbico dela pese 100 kg? Quando, como resultado da alta pressão, a matéria é comprimida a altas densidades, como nas anãs brancas, entra em ação outro tipo de pressão, a chamada "pressão degenerada". Aparece com a compressão mais forte da matéria nas entranhas da estrela. É a compressão, e não as altas temperaturas, que causa a pressão degenerada.

Devido à forte compressão, os átomos são tão densamente compactados que as camadas de elétrons começam a penetrar uma na outra. A contração gravitacional de uma anã branca ocorre durante um longo período de tempo, e as camadas eletrônicas continuam a penetrar uma na outra até que a distância entre os núcleos se torne da ordem do raio da menor camada eletrônica. As camadas internas de elétrons são uma barreira impenetrável que impede a compressão adicional. Na compressão máxima, os elétrons não estão mais ligados a núcleos individuais, mas se movem livremente em relação a eles. O processo de separação dos elétrons dos núcleos ocorre como resultado da ionização por pressão. Quando a ionização se completa, a nuvem de elétrons se move em relação à rede de núcleos mais pesados, de modo que a matéria da anã branca adquire certas propriedades físicas características dos metais. Em tal substância, a energia é transferida para a superfície por elétrons, assim como o calor é distribuído ao longo de uma barra de ferro aquecida de uma extremidade.

Mas eletrônico gás exibe propriedades incomuns. À medida que os elétrons são comprimidos, sua velocidade aumenta cada vez mais, pois, como sabemos, de acordo com o princípio físico fundamental, dois elétrons localizados no mesmo elemento do volume de fase não podem ter a mesma energia. Portanto, para não ocupar o mesmo elemento de volume, eles devem se mover em velocidades tremendas. O menor volume permitido depende da faixa de velocidades eletrônicas. No entanto, em média, quanto menor a velocidade dos elétrons, maior o volume mínimo que eles podem ocupar. Em outras palavras, os elétrons mais rápidos ocupam o menor volume.

Embora os elétrons individuais estejam correndo em velocidades correspondentes a uma temperatura interna da ordem de milhões de graus, a temperatura do conjunto completo de elétrons como um todo permanece baixa. Foi estabelecido que os átomos de gás de uma anã branca comum formam uma rede de núcleos pesados ​​densamente compactados através da qual um gás de elétrons degenerado se move. Mais perto da superfície da estrela, a degeneração enfraquece e, na superfície, os átomos não estão completamente ionizados, de modo que parte da matéria está no estado gasoso usual. Conhecendo as características físicas das anãs brancas, podemos construir um modelo visual delas. Vamos começar com isso branco anões ter uma atmosfera. A análise dos espectros de anãs leva à conclusão de que a espessura de sua atmosfera é de apenas algumas centenas de metros. Nesta atmosfera, os astrônomos detectam vários elementos químicos familiares. conhecido branco anões dois tipos - frio e quente. As atmosferas das anãs brancas mais quentes contêm algum hidrogênio, embora provavelmente não exceda 0,05%. No entanto, hidrogênio, hélio, cálcio, ferro, carbono e até óxido de titânio foram detectados nas linhas do espectro dessas estrelas. As atmosferas das anãs brancas frias são compostas quase inteiramente de hélio; hidrogênio pode ter menos de um átomo em um milhão. As temperaturas da superfície das anãs brancas variam de 5.000 K para estrelas "frias" a 50.000 K para as "quentes". Sob a atmosfera de uma anã branca encontra-se uma região de matéria não degenerada contendo um pequeno número de elétrons livres. A espessura desta camada é de 160 km, que é aproximadamente 1% do raio da estrela. Essa camada pode mudar com o tempo, mas o diâmetro da anã branca permanece constante e igual a cerca de 40.000 km.

Usualmente, branco anões não diminua de tamanho depois de atingir este estado. Eles se comportam como uma bala de canhão aquecida a alta temperatura; o núcleo pode mudar de temperatura irradiando energia, mas suas dimensões permanecem inalteradas. O que determina o diâmetro final de uma anã branca? Acontece que sua massa. Quanto maior a massa de uma anã branca, menor o seu raio; o raio mínimo possível é de 10.000 km. Teoricamente, se a massa de uma anã branca exceder a massa do Sol em 1,2 vezes, seu raio pode ser indefinidamente pequeno. É a pressão do gás de elétrons degenerado que impede a estrela de qualquer compressão adicional e, embora a temperatura possa variar de milhões de graus no núcleo da estrela a zero na superfície, seu diâmetro não muda. Com o tempo, a estrela se torna um corpo escuro com o mesmo diâmetro que tinha quando entrou no estágio de anã branca. Sob a camada superior de uma estrela, o gás degenerado é praticamente isotérmico, ou seja, a temperatura é quase constante até o centro da estrela; são vários milhões de graus - o número mais realista é de 6 milhões de K.

Agora que temos algumas ideias sobre a estrutura de uma anã branca, Surge a questão: Por que está brilhando? Uma coisa é clara: reações termonucleares são excluídas. Não há hidrogênio dentro da anã branca para sustentar esse mecanismo de geração de energia. O único tipo de energia que uma anã branca possui é a energia térmica. Os núcleos dos átomos estão em movimento aleatório, pois são espalhados pelo gás de elétrons degenerado. Com o tempo, o movimento dos núcleos diminui, o que equivale ao processo de resfriamento. O gás de elétrons, que é diferente de qualquer gás conhecido na Terra, é excepcionalmente condutor térmico, e os elétrons conduzem energia térmica para a superfície, onde é irradiada através da atmosfera para o espaço sideral.

Os astrônomos comparam o processo de resfriamento de uma anã branca quente com o de uma barra de ferro retirada do fogo. No início, a anã branca esfria rapidamente, mas à medida que a temperatura dentro dela cai, o resfriamento diminui. Segundo estimativas, nas primeiras centenas de milhões de anos, a luminosidade de uma anã branca cai 1% da luminosidade do Sol.

Eventualmente, a anã branca deve desaparecer e se tornar uma anã negra., mas isso pode levar trilhões de anos e, de acordo com muitos cientistas, parece muito duvidoso que a idade do universo fosse antiga o suficiente para o aparecimento de anãs negras nele. Outros astrônomos acreditam que mesmo na fase inicial, quando a anã branca ainda está bastante quente, a taxa de resfriamento é baixa. E quando a temperatura de sua superfície cai para um valor da ordem da temperatura do Sol, a taxa de resfriamento aumenta e a extinção ocorre muito rapidamente. Quando o interior de uma anã branca esfria o suficiente, ela se solidifica. De uma forma ou de outra, se assumirmos que a idade do Universo excede 10 bilhões de anos, deve haver muito mais anãs vermelhas do que brancas. Sabendo disso, os astrônomos estão procurando por anãs vermelhas.

Até agora eles não tiveram sucesso. As massas de anãs brancas não foram determinadas com precisão suficiente. Eles podem ser instalados de forma confiável para os componentes de sistemas binários, como no caso do Sirius. Mas apenas alguns branco anões fazem parte de estrelas binárias. Nos três casos mais bem estudados, as massas das anãs brancas, medidas com uma precisão de mais de 10%, acabaram sendo menores que a massa do Sol e somaram cerca de metade dela. Teoricamente, a massa limite para uma estrela não rotativa completamente degenerada deveria ser 1,2 vezes a massa do Sol. No entanto, se as estrelas giram, e com toda a probabilidade isso acontece, então massas várias vezes maiores que o sol são bem possíveis.

A força da gravidade na superfície das anãs brancas é cerca de 60-70 vezes maior do que no Sol. Se uma pessoa pesa 75 kg na Terra, no Sol ela pesaria 2 toneladas e na superfície de uma anã branca seu peso seria de 120 a 140 toneladas. Levando em consideração o fato de que os raios das anãs brancas diferem pouco e suas massas são quase as mesmas, podemos concluir que a força da gravidade na superfície de qualquer anã branca é aproximadamente a mesma. Existem muitas anãs brancas no universo. Antigamente eram consideradas raras, mas um estudo cuidadoso de placas fotográficas obtidas no Observatório do Monte Palomar mostrou que seu número ultrapassa 1.500. Os astrônomos acreditam que a frequência de anãs brancas tem sido constante, pelo menos nos últimos 5 bilhões de anos. Pode ser, branco anões constituem a classe mais numerosa de objetos no céu.

Foi possível estimar a densidade espacial das anãs brancas: verifica-se que em uma esfera com um raio de 30 anos-luz deve haver cerca de 100 dessas estrelas. Surge a pergunta: todas as estrelas se tornam anãs brancas no final de seu caminho evolutivo? Se não, que fração das estrelas vai para o estágio de anã branca? O passo mais importante para resolver o problema foi dado quando os astrônomos traçaram a posição das estrelas centrais das nebulosas planetárias em um diagrama de temperatura-luminosidade. Para entender as propriedades das estrelas localizadas no centro das nebulosas planetárias, considere esses corpos celestes. Nas fotografias, a nebulosa planetária parece uma massa elipsoidal estendida de gases com uma estrela fraca mas quente no centro. Na realidade, essa massa é uma casca turbulenta e concêntrica complexa que se expande a velocidades de 15 a 50 km/s. Embora essas formações pareçam anéis, na verdade são conchas e a velocidade do movimento turbulento do gás nelas atinge cerca de 120 km / s. Descobriu-se que os diâmetros de várias nebulosas planetárias, às quais foi possível medir a distância, são da ordem de 1 ano-luz, ou cerca de 10 trilhões de quilômetros.

Expandindo nas velocidades indicadas acima, o gás nas conchas torna-se muito rarefeito e não pode ser excitado e, portanto, não pode ser visto após 100.000 anos. Muitas nebulosas planetárias que observamos hoje nasceram nos últimos 50.000 anos, e sua idade típica é próxima de 20.000 anos. As estrelas centrais de tais nebulosas são os objetos mais quentes conhecidos na natureza. A temperatura da superfície varia de 50.000 a 1 milhão de graus Celsius. K. Devido a temperaturas excepcionalmente altas, a maior parte da radiação da estrela vem da região ultravioleta distante do espectro eletromagnético.

isto radiação ultravioleta é absorvida, é convertido e reemitido pelo gás de casca na região visível do espectro, o que nos permite observar a casca. Isso significa que as conchas são muito mais brilhantes que as estrelas centrais - que na verdade são a fonte de energia - já que uma enorme quantidade de radiação da estrela incide na parte invisível do espectro. Da análise das características das estrelas centrais das nebulosas planetárias, conclui-se que o valor típico de sua massa está na faixa de 0,6-1 massa solar. E para a síntese de elementos pesados ​​nas entranhas de uma estrela, são necessárias grandes massas. A quantidade de hidrogênio nessas estrelas é insignificante. No entanto, os envelopes de gás são ricos em hidrogênio e hélio.

Alguns astrônomos acreditam que 50-95% de todas as anãs brancas não se originaram de nebulosas planetárias. Assim, embora algumas anãs brancas estejam inteiramente associadas a nebulosas planetárias, pelo menos metade ou mais delas descendem de estrelas normais da sequência principal que não passam pelo estágio de nebulosa planetária. O quadro completo da formação de anãs brancas é nebuloso e incerto. Faltam tantos detalhes que, na melhor das hipóteses, uma descrição do processo evolutivo só pode ser construída por inferência lógica. No entanto, a conclusão geral é esta: muitas estrelas perdem parte de sua matéria no caminho para seu estágio final, semelhante ao estágio de uma anã branca, e depois se escondem nos "cemitérios" celestes na forma de anãs negras e invisíveis. Se a massa de uma estrela é aproximadamente o dobro da massa do Sol, essas estrelas perdem sua estabilidade nos últimos estágios de sua evolução. Essas estrelas podem explodir como supernovas e depois encolher para o tamanho de bolas com um raio de vários quilômetros, ou seja, transformar em estrelas de nêutrons.

Descoberta de anãs brancas

A primeira anã branca descoberta foi a estrela 40 Eridani B no sistema triplo 40 Eridani, que foi incluída no catálogo de estrelas duplas por William Herschel em 1785. Em 1910, Henry Norris Russell chamou a atenção para a luminosidade anormalmente baixa de 40 Eridani B em sua alta temperatura de cor, que posteriormente serviu para separar essas estrelas em uma classe separada de anãs brancas.

Sirius B e Procyon B foram as segunda e terceira anãs brancas descobertas. Em 1844, o diretor do Observatório de Königsberg, Friedrich Bessel, analisando os dados observacionais realizados desde 1755, descobriu que Sirius, a estrela mais brilhante do céu da Terra, e Procyon periodicamente, embora muito fracamente, desviam-se de uma trajetória retilínea de movimento na esfera celeste. Bessel chegou à conclusão de que cada um deles deve ter um companheiro próximo. A mensagem foi recebida com ceticismo, pois o companheiro fraco permaneceu inobservável, e sua massa deve ter sido bastante grande - comparável à massa de Sirius e Procyon, respectivamente.

Paradoxo da Densidade

“Eu estava com meu amigo... Professor E. Pickering em uma visita de negócios. Com gentileza característica, ele se ofereceu para pegar os espectros de todas as estrelas que Hincks e eu havíamos observado... a fim de determinar suas paralaxes. Este trabalho aparentemente rotineiro acabou sendo muito frutífero - levou à descoberta de que todas as estrelas de magnitude absoluta muito pequena (ou seja, baixa luminosidade) têm um tipo espectral M (ou seja, temperatura superficial muito baixa). Pelo que me lembro, ao discutir esta questão, perguntei a Pickering sobre algumas outras estrelas fracas..., mencionando, em particular, 40 Eridanus B . Comportando-se de maneira característica, ele imediatamente enviou um inquérito ao escritório do (Harvard) Observatory, e logo foi recebida uma resposta (acho que da Sra. Fleming) que o espectro desta estrela é A (ou seja, alta temperatura superficial). Mesmo naqueles tempos paleozóicos, eu sabia o suficiente sobre essas coisas para perceber imediatamente que havia uma discrepância extrema entre o que chamaríamos então de valores "possíveis" de brilho e densidade da superfície. Aparentemente, não escondi o fato de que não estava apenas surpreso, mas literalmente apaixonado por essa exceção ao que parecia ser uma regra completamente normal para as características das estrelas. Pickering sorriu para mim e disse: “São precisamente essas exceções que levam à expansão do nosso conhecimento” - e as anãs brancas entraram no mundo dos pesquisados ​​”

A surpresa de Russell é bastante compreensível: 40 Eridani B pertence a estrelas relativamente próximas, e a paralaxe observada pode ser usada para determinar com precisão a distância até ela e, consequentemente, a luminosidade. A luminosidade de 40 Eridani B acabou sendo anormalmente baixa para seu tipo espectral - anãs brancas formaram uma nova região no diagrama G-R. Essa combinação de luminosidade, massa e temperatura era incompreensível e não podia ser explicada dentro da estrutura do modelo padrão da estrutura das estrelas da sequência principal desenvolvido na década de 1920.

A alta densidade de anãs brancas permaneceu inexplicável no âmbito da física clássica e da astronomia e encontrou explicação apenas no âmbito da mecânica quântica após o aparecimento das estatísticas de Fermi-Dirac. Em 1926, Fowler em seu artigo "Sobre matéria densa" ( "Sobre a matéria densa", Avisos Mensais R. Astron. soc. 87, 114-122) mostraram que, ao contrário das estrelas da sequência principal, para as quais a equação de estado é baseada no modelo de gás ideal (modelo padrão de Eddington), para as anãs brancas a densidade e a pressão da matéria são determinadas pelas propriedades do gás de elétrons degenerados (gás Fermi).

O próximo passo para explicar a natureza das anãs brancas foi o trabalho de Yakov Frenkel, E. Stoner ?! e Chandrasekara. Em 1928, Frenkel apontou que para as anãs brancas deve haver um limite de massa superior, ou seja, essas estrelas com massa acima de um certo limite são instáveis ​​e devem entrar em colapso. A mesma conclusão foi alcançada independentemente em 1930 por E. Stoner, que deu uma estimativa correta da massa limite. Mais precisamente, foi calculado em 1931 por Chandrasekhar em seu trabalho “A massa máxima de uma anã branca ideal” ( "A massa máxima de anãs brancas ideais", Astroph. J. 74, 81-82) (limit Chandrasekhar) e independentemente dele em 1932 L. D. Landau .

Origem das anãs brancas

A solução de Fowler explicou a estrutura interna das anãs brancas, mas não esclareceu o mecanismo de sua origem. Duas ideias desempenharam um papel fundamental na explicação da gênese das anãs brancas: a ideia do astrônomo Ernst Epic de que as gigantes vermelhas são formadas a partir de estrelas da sequência principal como resultado da queima de combustível nuclear, e a suposição do astrônomo Vasily Fesenkov, feita em breve após a Segunda Guerra Mundial, que as estrelas da sequência principal deveriam perder massa, e tal perda de massa deveria ter um efeito significativo na evolução das estrelas. Estas suposições foram plenamente confirmadas.

Reação de hélio triplo e núcleos isotérmicos de gigantes vermelhas

Durante a evolução das estrelas da sequência principal, o hidrogênio é "queimado" - nucleossíntese com a formação de hélio (veja o ciclo de Bethe). Tal esgotamento leva à cessação da liberação de energia nas partes centrais da estrela, compressão e, consequentemente, a um aumento da temperatura e densidade em seu núcleo. Um aumento na temperatura e densidade no núcleo estelar leva a condições nas quais uma nova fonte de energia termonuclear é ativada: queima de hélio (reação de hélio triplo ou processo alfa triplo), que é característico de gigantes vermelhas e supergigantes.

Em temperaturas da ordem de 10 8 K, a energia cinética dos núcleos de hélio se torna alta o suficiente para superar a barreira de Coulomb : dois núcleos de hélio ( 4 He , partículas alfa) podem se fundir para formar o isótopo instável de berílio 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)).)

A maior parte do 8 Be novamente decai em duas partículas alfa, mas quando o 8 Be colide com uma partícula alfa de alta energia, um núcleo estável de carbono 12 C pode ser formado:

4 8 Be + 2 4 He → 6 12 C (\displaystyle ()_(4)^(8)(\textrm (Be))+()_(2)^(4)(\textrm (He))\ seta para a direita ()_(6)^(12)(\textrm (C))) + 7,3 MeV.

Apesar da concentração de equilíbrio muito baixa de 8 Be (por exemplo, a uma temperatura de ~ 10 8 K, a razão de concentração [ 8 Be]/[ 4 He] ~ 10 −10), a taxa reação de hélio triplo acaba por ser suficiente para atingir um novo equilíbrio hidrostático no núcleo quente da estrela. A dependência da temperatura da liberação de energia na reação de hélio triplo é extremamente alta, então para a faixa de temperatura T (\displaystyle T)~1-2⋅10 8 K liberação de energia ε 3 α (\displaystyle \varepsilon _(3\alpha )):

ε 3 α = 10 8 ρ 2 Y 3 ⋅ (T 10 8) 30 , (\displaystyle \varepsilon _(3\alpha )=10^(8)\rho ^(2)Y^(3)\cdot \left ((T \over (10^(8)))\right)^(30),)

Onde Y (\displaystyle Y)- concentração parcial de hélio no núcleo (no caso considerado de "queima" de hidrogênio, é próximo da unidade).

No entanto, deve-se notar que a reação do hélio triplo é caracterizada por uma liberação de energia muito menor do que o ciclo de Bethe: em termos de uma unidade de massa liberação de energia durante a "queima" do hélio é mais de 10 vezes menor do que durante a "queima" do hidrogênio. À medida que o hélio queima e a fonte de energia no núcleo se esgota, reações de nucleossíntese mais complexas também são possíveis, no entanto, em primeiro lugar, tais reações requerem temperaturas cada vez mais altas e, em segundo lugar, a liberação de energia por unidade de massa em tais reações diminui à medida que a massa o número de núcleos envolvidos na reação.

Um fator adicional aparentemente influenciando a evolução dos núcleos gigantes vermelhos é a combinação da sensibilidade à alta temperatura da reação do hélio triplo e as reações de fusão de núcleos mais pesados ​​com o mecanismo resfriamento de neutrinos: em altas temperaturas e pressões, a dispersão de fótons por elétrons é possível com a formação de pares neutrino-antineutrino, que transportam livremente energia do núcleo: a estrela é transparente para eles. A velocidade de tal volumétrico resfriamento de neutrinos, em contraste com o clássico superficial O resfriamento de fótons não é limitado pelos processos de transferência de energia do interior de uma estrela para sua fotosfera. Como resultado da reação de nucleossíntese no núcleo da estrela, um novo equilíbrio é alcançado, caracterizado pela mesma temperatura do núcleo: núcleo isotérmico(Figura 2).

No caso das gigantes vermelhas com massa relativamente pequena (da ordem do Sol), os núcleos isotérmicos consistem principalmente de hélio, no caso de estrelas mais massivas, de carbono e elementos mais pesados. No entanto, em qualquer caso, a densidade de tal núcleo isotérmico é tão alta que as distâncias entre os elétrons do plasma que formam o núcleo tornam-se proporcionais ao seu comprimento de onda De Broglie λ = h / mv (\displaystyle \lambda =h/mv), ou seja, as condições para a degenerescência do gás de elétrons são satisfeitas. Os cálculos mostram que a densidade dos núcleos isotérmicos corresponde à densidade das anãs brancas, ou seja, Os núcleos das gigantes vermelhas são anãs brancas..

Assim, há um limite de massa superior para anãs brancas. Curiosamente, há um limite inferior semelhante para anãs brancas observadas: como a taxa de evolução das estrelas é proporcional à sua massa, podemos observar anãs brancas de baixa massa como remanescentes apenas daquelas estrelas que conseguiram evoluir durante o tempo a partir do período inicial de formação estelar do Universo até os dias atuais.

Características dos espectros e classificação espectral

As anãs brancas são alocadas em uma classe espectral separada D (do inglês Dwarf - dwarf), uma classificação atualmente usada que reflete as características dos espectros de anãs brancas, proposta em 1983 por Edward Sion; nesta classificação, a classe espectral é escrita no seguinte formato:

D [subclasse] [características do espectro] [índice de temperatura],

as seguintes subclasses são definidas:

• DA - linhas da série Balmer de hidrogênio estão presentes no espectro, linhas de hélio não são observadas;
• DB - linhas de hélio He I estão presentes no espectro, linhas de hidrogênio ou metálicas estão ausentes;
• DC - espectro contínuo sem linhas de absorção;
• DO - linhas fortes de hélio He II estão presentes no espectro, linhas He I e H também podem estar presentes;
• DZ - somente linhas metálicas, sem linhas H ou He;
• DQ - linhas de carbono, incluindo C 2 molecular;

e características espectrais:

• P - polarização observada da luz em um campo magnético;
• H - a polarização na presença de um campo magnético não é observada;
• V - estrelas do tipo ZZ Keta ou outras anãs brancas variáveis;
• X - Espectro peculiar ou não classificado.

A evolução das anãs brancas

As anãs brancas começam sua evolução como os núcleos degenerados expostos de gigantes vermelhas que perderam sua concha - isto é, como as estrelas centrais de jovens nebulosas planetárias. As temperaturas das fotosferas dos núcleos de nebulosas planetárias jovens são extremamente altas - por exemplo, a temperatura da estrela central da nebulosa NGC 7293 varia de 90.000 K (estimado a partir de linhas de absorção) a 130.000 K (estimado a partir de um raio-X espectro). Em tais temperaturas, a maior parte do espectro é composta por raios-X fortes e ultravioleta.

Ao mesmo tempo, as anãs brancas observadas em seus espectros são divididas principalmente em dois grandes grupos - tipo espectral "hidrogênio" DA, nos espectros dos quais não há linhas de hélio, que compõem ~ 80% da população de anãs brancas , e "hélio" tipo espectral DB sem linhas de hidrogênio nos espectros que compõem a maior parte dos 20% restantes da população. A razão para essa diferença na composição das atmosferas das anãs brancas permaneceu incerta por muito tempo. Em 1984, Iko Iben considerou cenários para a "saída" de anãs brancas de gigantes vermelhas pulsantes localizadas no ramo assintótico gigante , em várias fases de pulsação. No estágio final da evolução, gigantes vermelhas com massas de até dez massas solares, como resultado da “queima” do núcleo de hélio, formam um núcleo degenerado, composto principalmente de carbono e elementos mais pesados, cercado por um núcleo não degenerado. fonte de folha de hélio, na qual ocorre uma reação tripla de hélio. Por sua vez, uma fonte de hidrogênio em camadas está localizada acima dela, na qual ocorrem reações termonucleares do ciclo Bethe de conversão de hidrogênio em hélio, cercado por uma camada de hidrogênio; assim, a fonte externa da camada de hidrogênio é o "produtor" de hélio para a fonte da camada de hélio. A combustão de hélio em uma fonte em camadas está sujeita a instabilidade térmica devido à sua dependência de temperatura extremamente alta, e isso é exacerbado pela maior taxa de conversão de hidrogênio em hélio em comparação com a taxa de queima de hélio; o resultado é o acúmulo de hélio, sua compressão até o início da degeneração, um aumento acentuado na taxa da reação do hélio triplo e o desenvolvimento flash de hélio em camadas.

Em um tempo extremamente curto (~30 anos), a luminosidade da fonte de hélio aumenta tanto que a combustão do hélio entra no regime convectivo, a camada se expande, empurrando a fonte da camada de hidrogênio para fora, o que leva ao seu resfriamento e à cessação do hidrogênio combustão. Depois que o excesso de hélio queima durante a explosão, a luminosidade da camada de hélio diminui, as camadas externas de hidrogênio da gigante vermelha encolhem e a fonte da camada de hidrogênio é inflamada novamente.

Iben sugeriu que uma gigante vermelha pulsante poderia se desprender de sua concha, formando uma nebulosa planetária, tanto na fase de flash de hélio quanto na fase quiescente com uma fonte ativa de hidrogênio em folha e, como a superfície de separação da concha é dependente da fase, quando a concha é derramada durante um flash de hélio, uma anã branca “hélio” do tipo espectral DB é exposta, e quando o envelope é ejetado por um gigante com uma fonte ativa de hidrogênio em folha, uma anã DA “hidrogênio” é exposta; a duração do flash de hélio é cerca de 20% da duração do ciclo de pulsação, o que explica a proporção de anões de hidrogênio e hélio DA:DB ~ 80:20.

Estrelas grandes (7 a 10 vezes mais pesadas que o Sol) em algum momento “queimam” hidrogênio, hélio e carbono e se transformam em anãs brancas com um núcleo rico em oxigênio. As estrelas SDSS 0922+2928 e SDSS 1102+2054 com uma atmosfera contendo oxigênio confirmam isso.

Como as anãs brancas são privadas de suas próprias fontes de energia termonuclear, elas irradiam às custas de suas reservas de calor. A potência de radiação de um corpo absolutamente negro (potência integrada em todo o espectro), por unidade de área de superfície, é proporcional à quarta potência da temperatura corporal:

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

Onde j (\displaystyle j)é a potência por unidade de área da superfície radiante, e σ (\displaystyle \sigma )- constante Stefan - Boltzmann .

Como já observado, a temperatura não está incluída na equação de estado de um gás de elétrons degenerado - ou seja, o raio de uma anã branca e a área de radiação permanecem inalterados: como resultado, em primeiro lugar, para anãs brancas não há massa-luminosidade dependência, mas há uma dependência idade-luminosidade (dependendo apenas da temperatura, mas não da área da superfície radiante) e, em segundo lugar, as anãs brancas superquentes devem esfriar rapidamente, pois o fluxo de radiação e, consequentemente, a taxa de resfriamento, é proporcional à quarta potência de temperatura.

Em última análise, após dezenas de bilhões de anos de resfriamento, qualquer anã branca deve se transformar na chamada Anã Negra (que não emite luz visível). Embora até agora nenhum desses objetos tenham sido observados no Universo (de acordo com alguns [ que?] cálculos, é necessário um mínimo de 10 15 anos para que uma anã branca resfrie a uma temperatura de 5 K), já que o tempo decorrido desde a formação das primeiras estrelas no Universo é (segundo conceitos modernos) cerca de 13 bilhões de anos , mas algumas anãs brancas já esfriaram a temperaturas abaixo de 4000 kelvins (por exemplo, anãs brancas WD 0346+246 e SDSS J110217, 48+411315.4 com temperaturas de 3700-3800 K e tipo espectral M0 a uma distância de cerca de 100 anos-luz de o Sol), o que, juntamente com seu pequeno tamanho, torna sua detecção uma tarefa muito difícil.

Fenômenos astronômicos envolvendo anãs brancas

Emissão de raios X de anãs brancas

A temperatura da superfície de anãs brancas jovens, núcleos estelares isotrópicos após a ejeção de conchas, é muito alta - mais de 2⋅10 5 K , no entanto, cai rapidamente devido à radiação da superfície. Essas anãs brancas muito jovens são observadas na faixa de raios X (por exemplo, observações da anã branca HZ 43 pelo satélite ROSAT). Na faixa de raios-X, a luminosidade das anãs brancas excede a luminosidade das estrelas da sequência principal: as fotos de Sirius tiradas pelo telescópio de raios-X Chandra (ver Fig. 10) podem servir como ilustração - nelas, o branco anão Sirius B parece mais brilhante que Sirius A da classe espectral A1, que na faixa óptica ~ 10.000 vezes mais brilhante que Sirius B.

A temperatura da superfície das anãs brancas mais quentes é 7⋅10 4 K , a mais fria é inferior a 4⋅10 3 K (veja, por exemplo, Star van Maanen e WD 0346+246 com SDSS J110217, 48+411315.4 do tipo espectral M0 ).

Uma característica da radiação das anãs brancas na faixa de raios X é o fato de que a principal fonte de radiação de raios X para elas é a fotosfera, que as distingue nitidamente das estrelas "normais": nestas últimas, a coroa emite X -raios, aquecidos a vários milhões de kelvins, e a temperatura da fotosfera é muito baixa para emissão de raios-x.

Acreção em anãs brancas em sistemas binários

Durante a evolução de estrelas de diferentes massas em sistemas binários, as taxas de evolução dos componentes não são as mesmas, enquanto o componente mais massivo pode evoluir para uma anã branca, enquanto o menos massivo pode permanecer na sequência principal neste momento . Por sua vez, à medida que o componente menos massivo deixa a sequência principal durante a evolução e se move para o ramo da gigante vermelha, o tamanho da estrela em evolução começa a crescer até preencher seu lobo de Roche. Como os lóbulos de Roche dos componentes do sistema binário estão em contato no ponto de Lagrange L 1 , nesta fase da evolução do componente menos massivo do qual, através do ponto L 1, o fluxo de matéria da gigante vermelha para o lóbulo de Roche da anã branca começa e o acréscimo de matéria rica em hidrogênio em sua superfície (veja a Fig. . 11), o que leva a vários fenômenos astronômicos:

• Acreção não estacionária em anãs brancas no caso em que a companheira é uma anã vermelha massiva, leva ao surgimento de novas anãs (estrelas do tipo U Gem (UG)) e estrelas variáveis ​​catastróficas semelhantes a novas.
• A acreção em anãs brancas, que possuem um campo magnético forte, é direcionada para a região dos pólos magnéticos da anã branca, e o mecanismo cíclotron de radiação do plasma em acreção nas regiões circumpolares do campo magnético da anã causa uma forte polarização de a radiação na região do visível (polares e polares intermediários).
• A acreção em anãs brancas de matéria rica em hidrogênio leva ao seu acúmulo na superfície (constituída principalmente de hélio) e aquecimento às temperaturas da reação de fusão do hélio, que, no caso de instabilidade térmica, leva a uma explosão observada como um flash

Se você olhar atentamente para o céu noturno, é fácil perceber que as estrelas que nos observam diferem em cores. Azulados, brancos, vermelhos, eles brilham uniformemente ou piscam como uma guirlanda de árvore de Natal. Em um telescópio, as diferenças de cor se tornam mais aparentes. A razão para esta diversidade está na temperatura da fotosfera. E, ao contrário de uma suposição lógica, as mais quentes não são estrelas vermelhas, mas azuis, branco-azuladas e brancas. Mas as primeiras coisas primeiro.

Classificação espectral

As estrelas são enormes bolas de gás quentes. A maneira como os vemos da Terra depende de muitos parâmetros. Por exemplo, as estrelas na verdade não brilham. É muito fácil convencer-se disso: basta lembrar-se do Sol. O efeito de cintilação ocorre devido ao fato de que a luz que vem dos corpos cósmicos até nós supera o meio interestelar, cheio de poeira e gás. Outra coisa é a cor. É uma consequência do aquecimento das conchas (especialmente da fotosfera) a determinadas temperaturas. A cor verdadeira pode diferir da visível, mas a diferença geralmente é pequena.

Hoje, a classificação espectral de estrelas de Harvard é usada em todo o mundo. É uma temperatura e é baseada na forma e intensidade relativa das linhas do espectro. Cada classe corresponde às estrelas de uma determinada cor. A classificação foi desenvolvida no Observatório de Harvard em 1890-1924.

Um inglês raspado mastigando tâmaras como cenouras

Existem sete classes espectrais principais: O-B-A-F-G-K-M. Esta sequência reflete uma diminuição gradual da temperatura (de O para M). Para lembrar, existem fórmulas mnemônicas especiais. Em russo, um deles soa assim: "Um inglês raspado mastigou tâmaras como cenouras". Mais dois são adicionados a essas classes. As letras C e S denotam luminárias frias com bandas de óxido metálico no espectro. Considere as classes estrela com mais detalhes:

• A classe O é caracterizada pela temperatura de superfície mais alta (de 30 a 60 mil Kelvin). Estrelas desse tipo excedem o Sol em massa em 60 e em raio em 15 vezes. Sua cor visível é azul. Em termos de luminosidade, estão à frente da nossa estrela mais de um milhão de vezes. A estrela azul HD93129A, pertencente a esta classe, é caracterizada por uma das maiores luminosidades entre os corpos cósmicos conhecidos. De acordo com este indicador, está à frente do Sol 5 milhões de vezes. A estrela azul está localizada a uma distância de 7,5 mil anos-luz de nós.
• A classe B tem uma temperatura de 10 a 30 mil Kelvin, uma massa 18 vezes maior que o mesmo parâmetro do Sol. Estas são estrelas branco-azuladas e brancas. Seu raio é 7 vezes maior que o do Sol.
• A classe A é caracterizada por uma temperatura de 7,5 a 10 mil Kelvin, raio e massa superiores a 2,1 e 3,1 vezes, respectivamente, os parâmetros semelhantes do Sol. Estas são estrelas brancas.
• Classe F: temperatura 6000-7500 K. A massa é 1,7 vezes maior que o sol, o raio é 1,3. Da Terra, essas estrelas também parecem brancas, sua cor verdadeira é branco amarelado.
• Classe G: temperatura 5-6 mil Kelvin. O Sol pertence a esta classe. A cor visível e verdadeira de tais estrelas é amarela.
• Classe K: temperatura 3500-5000 K. O raio e a massa são menores que os solares, são 0,9 e 0,8 dos parâmetros correspondentes da estrela. A cor dessas estrelas vistas da Terra é laranja-amarelada.
• Classe M: temperatura 2-3,5 mil Kelvin. A massa e o raio são 0,3 e 0,4 dos parâmetros semelhantes do Sol. Da superfície do nosso planeta, eles parecem vermelho-alaranjado. Beta Andromedae e Alpha Chanterelles pertencem à classe M. A estrela vermelha brilhante familiar para muitos é Betelgeuse (Alpha Orionis). É melhor procurá-lo no céu no inverno. A estrela vermelha está localizada acima e ligeiramente à esquerda

Cada classe é dividida em subclasses de 0 a 9, ou seja, da mais quente para a mais fria. Os números de estrelas indicam pertencer a um determinado tipo espectral e o grau de aquecimento da fotosfera em comparação com outras luminárias do grupo. Por exemplo, o Sol pertence à classe G2.

brancos visuais

Assim, as estrelas das classes B a F podem parecer brancas da Terra. E apenas objetos pertencentes ao tipo A possuem essa coloração. Assim, a estrela Saif (a constelação de Órion) e Algol (beta Perseu) para um observador não armado com um telescópio parecerá branca. Pertencem à classe espectral B. Sua cor verdadeira é branco-azulada. Também aparecem em branco Mythrax e Procyon, as estrelas mais brilhantes nos desenhos celestes de Perseu e Cão Menor. No entanto, sua cor verdadeira é mais próxima do amarelo (classe F).

Por que as estrelas são brancas para um observador terrestre? A cor está distorcida devido à grande distância que separa nosso planeta de objetos semelhantes, bem como volumosas nuvens de poeira e gás, frequentemente encontradas no espaço.

Classe A

Estrelas brancas são caracterizadas por uma temperatura não tão alta quanto representantes das classes O e B. Sua fotosfera aquece até 7,5-10 mil Kelvin. As estrelas espectral classe A são muito maiores que o Sol. Sua luminosidade também é maior - cerca de 80 vezes.

Nos espectros das estrelas A, as linhas de hidrogênio da série de Balmer são fortemente pronunciadas. As linhas de outros elementos são visivelmente mais fracas, mas se tornam mais significativas à medida que você passa da subclasse A0 para A9. Gigantes e supergigantes pertencentes à classe espectral A são caracterizados por linhas de hidrogênio ligeiramente menos pronunciadas do que as estrelas da sequência principal. No caso dessas luminárias, as linhas de metais pesados ​​tornam-se mais perceptíveis.

Muitas estrelas peculiares pertencem à classe espectral A. Este termo refere-se a luminárias que possuem características perceptíveis no espectro e parâmetros físicos, o que torna difícil classificá-las. Por exemplo, estrelas bastante raras do tipo Bootes lambda são caracterizadas pela falta de metais pesados ​​e rotação muito lenta. Luminárias peculiares também incluem anãs brancas.

A classe A inclui objetos brilhantes no céu noturno como Sirius, Menkalinan, Aliot, Castor e outros. Vamos conhecê-los melhor.

Alfa Canis Maior

Sirius é a estrela mais brilhante, embora não a mais próxima, no céu. Sua distância é de 8,6 anos-luz. Para um observador terrestre, parece tão brilhante porque tem um tamanho impressionante e ainda não está tão distante quanto muitos outros objetos grandes e brilhantes. A estrela mais próxima do Sol é Sirius nesta lista está em quinto lugar.

Refere-se e é um sistema de dois componentes. Sirius A e Sirius B são separados por 20 unidades astronômicas e giram com um período de pouco menos de 50 anos. O primeiro componente do sistema, uma estrela da sequência principal, pertence ao tipo espectral A1. Sua massa é duas vezes a do Sol e seu raio é 1,7 vezes. Pode ser observado a olho nu da Terra.

O segundo componente do sistema é uma anã branca. A estrela Sirius B é quase igual ao nosso luminar em massa, o que não é típico para tais objetos. Normalmente, as anãs brancas são caracterizadas por uma massa de 0,6-0,7 massas solares. Ao mesmo tempo, as dimensões de Sirius B são próximas às da Terra. Supõe-se que o estágio de anã branca começou para esta estrela cerca de 120 milhões de anos atrás. Quando Sirius B estava localizado na sequência principal, provavelmente era uma luminária com massa de 5 massas solares e pertencia à classe espectral B.

Sirius A, segundo os cientistas, passará para o próximo estágio de evolução em cerca de 660 milhões de anos. Então ele se transformará em uma gigante vermelha e um pouco mais tarde - em uma anã branca, como sua companheira.

Águia Alfa

Como Sirius, muitas estrelas brancas, cujos nomes são dados abaixo, são bem conhecidas não apenas por pessoas que gostam de astronomia por causa de seu brilho e menção frequente nas páginas da literatura de ficção científica. Altair é um desses luminares. Alpha Eagle é encontrada, por exemplo, em Steven King. No céu noturno, esta estrela é claramente visível devido ao seu brilho e proximidade relativamente próxima. A distância que separa o Sol e Altair é de 16,8 anos-luz. Das estrelas da classe espectral A, apenas Sirius está mais próxima de nós.

Altair é 1,8 vezes mais massivo que o Sol. Sua característica característica é uma rotação muito rápida. A estrela faz uma rotação em torno de seu eixo em menos de nove horas. A velocidade de rotação perto do equador é 286 km/s. Como resultado, o Altair "ágil" será achatado dos postes. Além disso, devido à forma elíptica, a temperatura e o brilho da estrela diminuem dos pólos para o equador. Este efeito é chamado de "escurecimento gravitacional".

Outra característica do Altair é que seu brilho muda com o tempo. Pertence às variáveis ​​do tipo Delta Shield.

Alfa Lyrae

Vega é a estrela mais estudada depois do Sol. Alpha Lyrae é a primeira estrela a ter seu espectro determinado. Ela também se tornou a segunda luminária depois do Sol, capturada na fotografia. Vega também foi uma das primeiras estrelas para as quais os cientistas mediram a distância usando o método parlax. Por um longo período, o brilho da estrela foi considerado 0 ao determinar as magnitudes de outros objetos.

O alfa de Lyra é bem conhecido tanto pelo astrônomo amador quanto pelo simples observador. É a quinta mais brilhante entre as estrelas e está incluída no asterismo do Triângulo de Verão junto com Altair e Deneb.

A distância do Sol a Vega é de 25,3 anos-luz. Seu raio e massa equatorial são 2,78 e 2,3 vezes maiores que os parâmetros semelhantes de nossa estrela, respectivamente. A forma de uma estrela está longe de ser uma bola perfeita. O diâmetro no equador é visivelmente maior do que nos pólos. A razão é a enorme velocidade de rotação. No equador, atinge 274 km / s (para o Sol, esse parâmetro é um pouco mais de dois quilômetros por segundo).

Uma das características do Vega é o disco de poeira que o envolve. Presumivelmente, surgiu como resultado de um grande número de colisões de cometas e meteoritos. O disco de poeira gira em torno da estrela e é aquecido por sua radiação. Como resultado, a intensidade da radiação infravermelha de Vega aumenta. Não muito tempo atrás, assimetrias foram descobertas no disco. Sua provável explicação é que a estrela tem pelo menos um planeta.

Alfa Gêmeos

O segundo objeto mais brilhante da constelação de Gêmeos é Castor. Ele, como os luminares anteriores, pertence à classe espectral A. Castor é uma das estrelas mais brilhantes do céu noturno. Na lista correspondente, ele está em 23º lugar.

Castor é um sistema múltiplo composto por seis componentes. Os dois elementos principais (Castor A e Castor B) giram em torno de um centro de massa comum com um período de 350 anos. Cada uma das duas estrelas é um binário espectral. Os componentes Castor A e Castor B são menos brilhantes e presumivelmente pertencem ao tipo espectral M.

Castor C não foi imediatamente conectado ao sistema. Inicialmente, foi designado como uma estrela independente YY Gemini. No processo de pesquisa desta região do céu, soube-se que esta luminária estava fisicamente ligada ao sistema Castor. A estrela gira em torno de um centro de massa comum a todos os componentes com um período de várias dezenas de milhares de anos e também é um binário espectral.

Beta Aurigae

O desenho celestial do Cocheiro inclui cerca de 150 "pontos", muitos deles são estrelas brancas. Os nomes dos luminares dirão pouco para uma pessoa distante da astronomia, mas isso não diminui seu significado para a ciência. O objeto mais brilhante no padrão celeste, pertencente à classe espectral A, é Mencalinan ou Beta Aurigae. O nome da estrela em árabe significa "ombro do dono das rédeas".

Mencalinan é um sistema ternário. Seus dois componentes são subgigantes de classe espectral A. O brilho de cada um deles excede o parâmetro similar do Sol em 48 vezes. Eles estão separados por uma distância de 0,08 unidades astronômicas. O terceiro componente é uma anã vermelha a uma distância de 330 UA do par. e.

Épsilon Ursa Maior

O "ponto" mais brilhante talvez na constelação mais famosa do céu do norte (Ursa Maior) é Aliot, também pertencente à classe A. A magnitude aparente é de 1,76. Na lista dos luminares mais brilhantes, a estrela ocupa o 33º lugar. Alioth entra no asterismo da Ursa Maior e está localizado mais perto da tigela do que outros luminares.

O espectro de Aliot é caracterizado por linhas incomuns que flutuam com um período de 5,1 dias. Supõe-se que as características estão associadas à influência do campo magnético da estrela. Flutuações no espectro, de acordo com os dados mais recentes, podem ocorrer devido à proximidade de um corpo cósmico com massa de quase 15 massas de Júpiter. Se isso é assim ainda é um mistério. Ela, como outros segredos das estrelas, os astrônomos estão tentando entender todos os dias.

anãs brancas

A história das estrelas brancas ficará incompleta se não mencionarmos aquela etapa da evolução das estrelas, que é designada como a "anã branca". Tais objetos receberam esse nome devido ao fato de que os primeiros descobertos deles pertenciam à classe espectral A. Era Sirius B e 40 Eridani B. Hoje, as anãs brancas são chamadas de uma das opções para o estágio final da vida de uma estrela.

Vamos nos debruçar com mais detalhes sobre o ciclo de vida dos luminares.

Evolução estelar

As estrelas não nascem em uma noite: qualquer uma delas passa por várias etapas. Primeiro, uma nuvem de gás e poeira começa a encolher sob a sua própria influência. Lentamente, toma a forma de uma bola, enquanto a energia da gravidade se transforma em calor - a temperatura do objeto aumenta. No momento em que atinge um valor de 20 milhões de Kelvin, começa a reação de fusão nuclear. Este estágio é considerado o início da vida de uma estrela de pleno direito.

Os sóis passam a maior parte do tempo na sequência principal. As reações do ciclo do hidrogênio estão constantemente acontecendo em suas profundezas. A temperatura das estrelas pode variar. Quando todo o hidrogênio do núcleo termina, começa um novo estágio de evolução. Agora o hélio é o combustível. Ao mesmo tempo, a estrela começa a se expandir. Sua luminosidade aumenta, enquanto a temperatura da superfície, ao contrário, diminui. A estrela sai da sequência principal e se torna uma gigante vermelha.

A massa do núcleo de hélio aumenta gradualmente e começa a encolher sob seu próprio peso. A fase da gigante vermelha termina muito mais rápido que a anterior. O caminho que a evolução seguirá depende da massa inicial do objeto. Estrelas de baixa massa no estágio de gigante vermelha começam a inchar. Como resultado desse processo, o objeto perde suas conchas. O núcleo nu da estrela também é formado. Nesse núcleo, todas as reações de fusão são concluídas. É chamada de anã branca de hélio. Gigantes vermelhas mais massivas (até um certo limite) evoluem para anãs brancas de carbono. Eles têm elementos mais pesados ​​que o hélio em seus núcleos.

Características

As anãs brancas são corpos que geralmente têm massa muito próxima do Sol. Ao mesmo tempo, seu tamanho corresponde à terra. A densidade colossal desses corpos cósmicos e os processos que ocorrem em suas profundezas são inexplicáveis ​​do ponto de vista da física clássica. Os segredos das estrelas ajudaram a revelar a mecânica quântica.

A substância das anãs brancas é um plasma elétron-nuclear. É quase impossível projetá-lo mesmo em um laboratório. Portanto, muitas características de tais objetos permanecem incompreensíveis.

Mesmo se você estudar as estrelas a noite toda, não será capaz de detectar pelo menos uma anã branca sem equipamento especial. Sua luminosidade é muito menor que a do sol. Segundo os cientistas, as anãs brancas representam aproximadamente 3 a 10% de todos os objetos da Galáxia. No entanto, até o momento, apenas foram encontrados aqueles que estão localizados a não mais de 200-300 parsecs da Terra.

As anãs brancas continuam a evoluir. Imediatamente após a formação, eles têm uma alta temperatura de superfície, mas esfriam rapidamente. Algumas dezenas de bilhões de anos após a formação, segundo a teoria, uma anã branca se transforma em uma anã negra - um corpo que não emite luz visível.

Uma estrela branca, vermelha ou azul para o observador difere principalmente na cor. O astrônomo olha mais fundo. A cor para ele imediatamente diz muito sobre a temperatura, tamanho e massa do objeto. Uma estrela azul ou azul brilhante é uma bola quente gigante, muito à frente do Sol em todos os aspectos. Luminárias brancas, cujos exemplos são descritos no artigo, são um pouco menores. Números de estrelas em vários catálogos também dizem muito aos profissionais, mas não a todos. Uma grande quantidade de informações sobre a vida de objetos espaciais distantes ainda não foi explicada ou permanece nem mesmo descoberta.