De unde vin piticele albe?

Ce se va întâmpla cu o stea la sfârșitul vieții sale depinde de masa pe care a avut-o steaua la naștere. Stelele care aveau inițial o masă mare ajung să devină găuri negre și stele neutronice. Stelele de masă mică sau medie (cu mase mai mici de 8 mase solare) vor deveni pitice albe. O pitică albă tipică are aproximativ masa Soarelui și este puțin mai mare decât Pământul. O pitică albă este una dintre cele mai dense forme de materie, depășită ca densitate doar de stelele neutronice și găurile negre.

Stelele de masă intermediară, cum ar fi Soarele nostru, trăiesc transformând hidrogenul din nucleele lor în heliu. Acest proces are loc pe Soare în momentul actual. Energia generată de Soare prin fuziunea heliului din hidrogen creează presiune internă. În următoarele 5 miliarde de ani, Soarele își va epuiza rezerva de hidrogen din nucleul său.

O stea poate fi comparată cu o oală sub presiune. Când un recipient sigilat este încălzit, presiunea crește. Un lucru similar se întâmplă în Soare, desigur, strict vorbind, Soarele nu poate fi numit recipient ermetic. Gravitația acționează asupra materiei stelei, încercând să o comprime, iar presiunea creată de gazul fierbinte din miez încearcă să extindă steaua. Echilibrul dintre presiune și gravitație este foarte delicat.
Când Soarele rămâne fără hidrogen, acest echilibru va începe să domine gravitația și steaua va începe să se micșoreze. Cu toate acestea, în timpul compresiei, are loc încălzirea și o parte din hidrogenul rămas în straturile exterioare ale stelei începe să ardă. Acest înveliș ardent de hidrogen extinde straturile exterioare ale stelei. Când se întâmplă acest lucru, Soarele nostru va deveni o gigantă roșie, va deveni atât de mare încât Mercur va fi complet înghițit. Pe măsură ce o stea crește în dimensiune, se răcește. Cu toate acestea, temperatura nucleului gigantului roșu crește până când este suficient de ridicată pentru a aprinde heliul (sintetizat din hidrogen). În cele din urmă, heliul se va transforma în carbon și elemente mai grele. Etapa în care Soarele este o gigantă roșie va dura 1 miliard de ani, în timp ce etapa de ardere a hidrogenului durează 10 miliarde.

Clusterul globular M4. Imagine optică de la sol (stânga) și imagine Hubble (dreapta). Piticile albe sunt marcate cu cercuri. Referință: Harvey Richer (Universitatea din Columbia Britanică, Vancouver, Canada), M. Bolte (Universitatea din California, Santa Cruz) și NASA/ESA

Știm deja că stelele de masă medie precum Soarele nostru vor deveni giganți roșii. Dar ce se întâmplă în continuare? Gigantul nostru roșu va produce carbon din heliu. Când heliul se epuizează, miezul nu va fi suficient de fierbinte pentru a începe să ardă carbonul. Acum ce?

Deoarece Soarele nu va fi suficient de fierbinte pentru ca carbonul să ardă, gravitația va prelua din nou controlul. Când steaua se contractă, energie va fi eliberată, ceea ce va duce la extinderea în continuare a învelișului stelei. Acum steaua va fi și mai mare decât înainte! Raza Soarelui nostru va deveni mai mare decât raza orbitei Pământului!

În această perioadă, Soarele va deveni instabil și își va pierde substanța. Acest lucru va continua până când steaua își va pierde complet straturile exterioare. Miezul stelei va rămâne intact și va deveni o pitică albă. Pitica albă va fi înconjurată de o înveliș de gaz în expansiune numită nebuloasă planetară. Nebuloasele sunt numite planetare, deoarece observatorii timpurii au crezut că arată ca planetele Uranus și Neptun. Există mai multe nebuloase planetare care pot fi văzute cu un telescop amator. În aproximativ jumătate dintre ele, o pitică albă poate fi văzută în centru, folosind un telescop destul de modest.

Nebuloasa planetară este un semn al tranziției unei stele de masă medie de la stadiul de gigantă roșie la stadiul de pitică albă. Stelele comparabile ca masă cu Soarele nostru se vor transforma în pitice albe în aproximativ 75.000 de ani, pierzându-și treptat coaja. În cele din urmă, la fel ca Soarele nostru, se vor răci treptat și se vor transforma în aglomerări negre de carbon, un proces care va dura aproximativ 10 miliarde de ani.

Observații ale piticelor albe

Există mai multe moduri de a observa piticele albe. Prima pitică albă descoperită este o stea însoțitoare a lui Sirius, o stea strălucitoare din constelația Canis Major. În 1844, astronomul Friedrich Bessel a observat mișcări slabe înainte și înapoi la Sirius, ca și cum un obiect invizibil s-ar fi învârtit în jurul lui. În 1863, opticianul și designerul de telescoape Elvan Clark a descoperit acest obiect misterios. Steaua însoțitoare a fost identificată ulterior ca o pitică albă. Această pereche este acum cunoscută ca Sirius A și Sirius B, unde B este o pitică albă. Perioada orbitală a acestui sistem este de 50 de ani.

Săgeata indică o pitică albă, Sirius B, lângă cel mai mare Sirius A. Ref: Observatorul McDonald, NASA/SAO/CXC)

Deoarece piticele albe sunt foarte mici și, prin urmare, greu de detectat, sistemele binare sunt o modalitate de a le detecta. Ca și în cazul lui Sirius, dacă o stea are un fel de mișcare inexplicabilă, se poate descoperi că o singură stea este de fapt un sistem multiplu. La o examinare mai atentă, se poate determina dacă steaua însoțitoare este o pitică albă. Telescopul spațial Hubble, cu oglinda sa de 2,4 metri și optica îmbunătățită, a observat cu succes piticele albe folosind camera planetară cu unghi larg. În august 1995, peste 75 de pitice albe au fost observate cu această cameră în clusterul globular M4 din constelația Scorpion. Aceste pitice albe erau atât de slabe încât cele mai strălucitoare dintre ele nu străluceau mai mult decât un bec de 100 W la distanță de Lună. M4 se află la 7.000 de ani lumină distanță și este cel mai apropiat cluster globular de noi. Vârsta sa este de aproximativ 14 miliarde de ani, motiv pentru care majoritatea stelelor din acest cluster se află în etapele finale ale vieții lor.

Piticele albe sunt stele evoluate cu o masă care nu depășește limita Chandrasekhar (masa maximă la care poate exista o stea ca pitică albă), lipsite de propriile surse de energie termonucleară. Piticele albe sunt stele compacte cu mase comparabile sau mai mari decât masa Soarelui, dar cu raze de 100 de ori mai mici și, în consecință, luminozități bolometrice de ~10.000 de ori mai mici decât cea solară. Densitatea medie a materiei la piticele albe din fotosferele lor este de 105-109 g/cm 3 , ceea ce este de aproape un milion de ori mai mare decât densitatea stelelor din secvența principală. După prevalență, piticele albe alcătuiesc, conform diferitelor estimări, 3-10% din populația stelară a Galaxiei noastre. Incertitudinea estimării se datorează dificultății de a observa pitice albe îndepărtate din cauza luminozității lor scăzute.
Piticele albe reprezintă etapa finală în evoluția unei stele mici cu o masă comparabilă cu cea a Soarelui. Când tot hidrogenul arde în centrul unei stele, de exemplu, ca Soarele nostru, miezul său se contractă la densități mari, în timp ce straturile exterioare se extind foarte mult și, însoțite de o diminuare generală a luminozității, steaua se transformă în. Gigantul roșu care pulsa apoi își renunță învelișul, pe măsură ce straturile exterioare ale stelei sunt legate lejer de miezul central fierbinte și foarte dens. Ulterior, acest înveliș devine o nebuloasă planetară în expansiune. După cum puteți vedea, giganții roșii și piticele albe sunt foarte strâns legate. Comprimarea nucleului are dimensiuni extrem de mici, dar, cu toate acestea, nu depășește limita Chandrasekhar, adică limita superioară a masei unei stele la care poate exista ca pitică albă.

Prima pitică albă descoperită a fost steaua 40 Eridani B în sistemul triplu 40 Eridani, care a fost inclusă în catalogul stelelor duble încă din 1785 de către William Herschel. În 1910, Henry Norris Russell a atras atenția asupra luminozității anormal de scăzute a lui 40 Eridani B la temperatura sa ridicată de culoare, care a servit ulterior la separarea acestor stele într-o clasă separată de pitice albe.

A doua pitică albă descoperită a fost Sirius B - cea mai strălucitoare stea de pe cerul pământului. În 1844, astronomul și matematicianul german Friedrich Bessel, când l-a observat pe Sirius, a descoperit o ușoară abatere a stelei de la mișcarea rectilinie și a presupus că Sirius avea o stea satelit masivă invizibilă. Presupunerea lui a fost confirmată deja în 1862, când astronomul și proiectantul de telescoape american Alvan Graham Clark, în timp ce ajusta cel mai mare refractor de la acea vreme, a descoperit o stea slabă lângă Sirius, care mai târziu a fost numită Sirius B.

Pitica albă Sirius B are o luminozitate scăzută, iar câmpul gravitațional îl afectează destul de vizibil pe însoțitorul său luminos, ceea ce indică faptul că această stea are o rază extrem de mică, cu o masă semnificativă. Astfel, a fost descoperit pentru prima dată un tip de obiect numit pitici albe.

A treia pitică albă descoperită a fost Procyon B. În 1844, directorul Observatorului Königsberg, Friedrich Bessel, analizând datele observaționale, a descoperit că Procyon se abate periodic, deși foarte slab, de la o traiectorie rectilinie a mișcării în sfera cerească. Bessel a concluzionat că Procyon trebuie să aibă un satelit apropiat. Satelitul slab a rămas neobservabil, iar masa lui trebuia să fie destul de mare - comparabilă cu masa lui Sirius și, respectiv, Procyon. În 1896, astronomul american D. M. Scheberle a descoperit Procyon B, confirmând astfel predicția lui Bessel.

Originea piticelor albe

Două idei au jucat un rol cheie în explicarea genezei piticelor albe: ideea astronomului Ernst Epik că giganții roșii sunt formate din stele din secvența principală ca urmare a arderii combustibilului nuclear și presupunerea astronomului Vasily Fesenkov, făcută în scurt timp. după al Doilea Război Mondial, stelele din secvența principală ar trebui să piardă în masă, iar această pierdere de masă ar trebui să aibă un efect semnificativ asupra . Aceste ipoteze au fost pe deplin confirmate.

Piticele albe sunt compuse din carbon și oxigen, cu mici adaosuri de hidrogen și heliu, dar stelele masive, foarte evoluate, pot avea un nucleu compus din oxigen, neon sau magneziu. În timpul evoluției stelelor din secvența principală, hidrogenul este „ars” - nucleosinteză cu formarea heliului. O astfel de epuizare duce la încetarea eliberării de energie în părțile centrale ale stelei, la compresie și, în consecință, la creșterea temperaturii și a densității în miezul acesteia. O creștere a temperaturii și a densității în miezul stelar duce la condiții în care este activată o nouă sursă de energie termonucleară: arderea heliului (reacție cu triplu heliu sau proces triplu alfa), care este caracteristică giganților și supergiganților roșii.

Piticile albe au o densitate extrem de mare (106 g/cm3). Pitica albă se află într-o stare de echilibru gravitațional și presiunea sa este determinată de presiunea gazului electron degenerat. Temperaturile de suprafață ale unei pitice albe sunt ridicate - de la 100.000 K la 200.000 K. Masele de pitice albe sunt apropiate de cele ale Soarelui. Pentru piticele albe, există o relație masă-rază și cu cât masa este mai mare, cu atât raza este mai mică. Raza majorității piticelor albe este comparabilă cu raza Pământului.

Ciclul de viață al unei pitice albe, după aceea, rămâne stabil până la răcirea ei, când steaua își pierde luminozitatea și devine invizibilă, intrând în stadiul așa-numitului „”, - rezultatul final al evoluției, deși acest termen este folosit din ce în ce mai puţin în literatura modernă.

alb pitici - unul dintre cele mai fascinante subiecte din istoria astronomiei: pentru prima dată au fost descoperite corpuri cerești cu proprietăți foarte departe de cele cu care ne ocupăm pe pământ. Și, după toate probabilitățile, rezolvarea enigmei piticilor albi a pus bazele cercetării naturii misterioase a materiei ascunse undeva în diferite părți ale universului.

Există multe pitice albe în univers. La un moment dat erau considerate rare, dar un studiu atent al plăcilor fotografice obținute la Observatorul Muntelui Palomar (SUA) a arătat că numărul lor depășește 1500. A fost posibil să se estimeze densitatea spațială a piticelor albe: se dovedește că ar trebui să existe aproximativ 100 de astfel de stele. Istoria descoperirii piticelor albe datează de la începutul secolului al XIX-lea, când Friedrich Wilhelm Bessel, urmărind mișcarea celei mai strălucitoare stele Sirius, a descoperit că drumul său nu este o linie dreaptă, ci are un caracter de undă. Mișcarea corectă a stelei nu era în linie dreaptă; părea să se miște dintr-o parte în alta, abia perceptibil. Până în 1844, la aproximativ zece ani după primele observații ale lui Sirius, Bessel a concluzionat că lângă Sirius este a doua stea, care, fiind invizibil, are un efect gravitațional asupra lui Sirius; este relevat de fluctuaţiile în mişcarea lui Sirius. Și mai interesant a fost faptul că, dacă componenta întunecată există cu adevărat, atunci perioada de revoluție a ambelor stele în raport cu centrul lor de greutate comun este de aproximativ 50 de ani.

Înainte rapid până în 1862. și din Germania până în Cambridge, Massachusetts (SUA). Alvan Clark, cel mai mare constructor de telescoape din Statele Unite, a fost însărcinat de către Universitatea de Stat din Mississippi să construiască un telescop cu o lentilă obiectiv de 18,5 inchi (46 cm), care urma să fie cel mai mare telescop din lume. După ce Clark a terminat de prelucrat lentila telescopului, a fost necesar să se verifice dacă era asigurată precizia necesară în forma suprafeței acestuia. În acest scop, lentila a fost instalată într-un tub mobil și îndreptată către Sirius - cea mai strălucitoare stea, care este cel mai bun obiect pentru verificarea lentilelor și detectarea defectelor acestora. Fixând poziția tubului telescopului, Alvan Clark a văzut o „fantomă” slabă care a apărut la marginea de est a câmpului vizual al telescopului în reflexia lui Sirius. Apoi, pe măsură ce firmamentul se mișca, Sirius însuși a apărut la vedere. Imaginea lui a fost distorsionată - părea că „fantoma” era un defect al lentilei, care ar trebui corectat înainte de punerea lentilei în funcțiune. Cu toate acestea, această stea slabă care a apărut în câmpul vizual al telescopului s-a dovedit a fi componenta lui Sirius prezisă de Bessel. În concluzie, trebuie adăugat că, din cauza izbucnirii Primului Război Mondial, telescopul Clark nu a fost niciodată trimis în Mississippi - a fost instalat la Observatorul Dearbon, lângă Chicago, iar obiectivul este folosit până în zilele noastre, dar pe un instalare diferită.

Prin urmare, Sirius a devenit subiect de interes general și multă cercetare, deoarece caracteristicile fizice ale sistemului binar i-au intrigat pe astronomi. Luând în considerare caracteristicile mișcării lui Sirius, distanța acestuia față de Pământ și amplitudinea abaterilor de la mișcarea rectilinie, astronomii au reușit să determine caracteristicile ambelor stele ale sistemului, numite Sirius A și Sirius B. Masa totală a ambelor stele. stelele s-au dovedit a fi de 3,4 ori mai mari decât masa Soarelui. S-a constatat că distanța dintre stele este de aproape 20 de ori distanța dintre Soare și Pământ, adică aproximativ egală cu distanța dintre Soare și Uranus; masa lui Sirius A obținută pe baza măsurării parametrilor orbitei s-a dovedit a fi de 2,5 ori mai mare decât masa Soarelui, iar masa lui Sirius B a fost de 95% din masa Soarelui. După ce au fost determinate luminozitățile ambelor stele, s-a constatat că Sirius A este de aproape 10.000 de ori mai strălucitor decât Sirius B. Din magnitudinea absolută a lui Sirius A, știm că este de aproximativ 35,5 ori mai strălucitor decât Soarele. Rezultă că luminozitatea Soarelui este de 300 de ori mai mare decât luminozitatea lui Sirius B. Luminozitatea oricărei stele depinde de temperatura la suprafață a stelei și de mărimea acesteia, adică de diametru. Apropierea celei de-a doua componente de Sirius A, mai strălucitor, face extrem de dificilă determinarea spectrului său, ceea ce este necesar pentru a seta temperatura stelei. În 1915 folosind toate mijloacele tehnice de care dispune cel mai mare observator din acea vreme, Muntele Wilson (SUA), au fost obținute fotografii de succes ale spectrului lui Sirius.

Acest lucru a dus la o descoperire neașteptată: temperatura satelitului a fost de 8000 K, în timp ce Soarele are o temperatură de 5700 K. Astfel, satelitul s-a dovedit de fapt a fi mai fierbinte decât Soarele, ceea ce însemna că luminozitatea unei unități a suprafeței sale a fost și ea mai mare. Într-adevăr, un calcul simplu arată că fiecare centimetru al acestei stele radiază de patru ori mai multă energie decât un centimetru pătrat de suprafața Soarelui. Rezultă că suprafața satelitului trebuie să fie de 300*10 de 4 ori mai mică decât suprafața Soarelui, iar Sirius B trebuie să aibă un diametru de aproximativ 40.000 km. Cu toate acestea, masa acestei stele este de 95% din masa Soarelui. Aceasta înseamnă că o cantitate uriașă de materie trebuie împachetată într-un volum extrem de mic, cu alte cuvinte, steaua trebuie să fie densă. Ca urmare a unor operații aritmetice simple, constatăm că densitatea satelitului este de aproape 100.000 de ori mai mare decât densitatea apei. Un centimetru cub din această substanță pe Pământ ar cântări 100 kg, iar 0,5 litri dintr-o astfel de substanță ar cântări aproximativ 50 de tone.

Aceasta este povestea descoperirii primei pitici albe. Și acum ne punem întrebarea: cum poate fi comprimată o substanță astfel încât un centimetru cub din ea să cântărească 100 kg? Când, ca urmare a presiunii ridicate, materia este comprimată la densități mari, ca la piticele albe, intră în joc un alt tip de presiune, așa-numita „presiune degenerată”. Apare cu cea mai puternică compresie a materiei în intestinele stelei. Compresia, nu temperaturile ridicate, provoacă presiunea degenerată.

Datorită compresiei puternice, atomii sunt atât de dens, încât învelișurile de electroni încep să se pătrundă una în alta. Contracția gravitațională a unei pitice albe are loc pe o perioadă lungă de timp, iar învelișurile de electroni continuă să se pătrundă unele în altele până când distanța dintre nuclee devine de ordinul razei celei mai mici învelișuri de electroni. Învelișurile interioare de electroni sunt o barieră impenetrabilă care împiedică comprimarea ulterioară. La compresie maximă, electronii nu mai sunt legați de nucleele individuale, ci se mișcă liber în raport cu aceștia. Procesul de separare a electronilor de nuclee are loc ca urmare a ionizării prin presiune. Când ionizarea devine completă, norul de electroni se mișcă în raport cu rețeaua nucleelor ​​mai grele, astfel încât materia piticii albe capătă anumite proprietăți fizice caracteristice metalelor. Într-o astfel de substanță, energia este transferată la suprafață de către electroni, la fel cum căldura este distribuită de-a lungul unei tije de fier încălzită de la un capăt.

Dar electronic gazul prezintă proprietăți neobișnuite. Pe măsură ce electronii sunt comprimați, viteza lor crește din ce în ce mai mult, deoarece, după cum știm, conform principiului fizic fundamental, doi electroni aflați în același element al volumului fazei nu pot avea aceeași energie. Prin urmare, pentru a nu ocupa același element de volum, trebuie să se miște cu viteze extraordinare. Cel mai mic volum permis depinde de intervalul de viteze a electronilor. Cu toate acestea, în medie, cu cât viteza electronilor este mai mică, cu atât este mai mare volumul minim pe care aceștia îl pot ocupa. Cu alte cuvinte, cei mai rapizi electroni ocupă cel mai mic volum.

Deși electronii individuali sunt transportați la viteze corespunzătoare unei temperaturi interne de ordinul milioanelor de grade, temperatura ansamblului complet de electroni în ansamblu rămâne scăzută. S-a stabilit că atomii de gaz ai unei pitice albe obișnuite formează o rețea de nuclee grele împachetate dens prin care se mișcă un gaz de electroni degenerați. Mai aproape de suprafața stelei, degenerarea slăbește, iar la suprafață atomii nu sunt complet ionizați, astfel încât o parte din materie se află în starea gazoasă obișnuită. Cunoscând caracteristicile fizice ale piticelor albe, putem construi un model vizual al acestora. Să începem cu alb pitici au o atmosferă. Analiza spectrelor piticilor duce la concluzia că grosimea atmosferei lor este de doar câteva sute de metri. În această atmosferă, astronomii detectează diverse elemente chimice familiare. cunoscut alb pitici două tipuri - rece și fierbinte. Atmosferele piticelor albe mai fierbinți conțin ceva hidrogen, deși probabil nu depășește 0,05%. Cu toate acestea, din liniile din spectrele acestor stele au fost detectate hidrogen, heliu, calciu, fier, carbon și chiar oxid de titan. Atmosferele piticelor albe reci sunt compuse aproape în întregime din heliu; hidrogenul poate avea mai puțin de un atom la un milion. Temperaturile de suprafață ale piticelor albe variază de la 5000 K pentru stelele „reci” până la 50.000 K pentru cele „fierbinți”. Sub atmosfera unei pitici albe se află o regiune de materie nedegenerată care conține un număr mic de electroni liberi. Grosimea acestui strat este de 160 km, ceea ce reprezintă aproximativ 1% din raza stelei. Acest strat se poate schimba în timp, dar diametrul piticii albe rămâne constant și egal cu aproximativ 40.000 km.

Obișnuit, alb pitici nu scade in marime dupa ce ai ajuns in aceasta stare. Se comportă ca o ghiulea încălzită la o temperatură ridicată; miezul poate schimba temperatura prin radiarea energiei, dar dimensiunile sale rămân neschimbate. Ce determină diametrul final al unei pitici albe? Se dovedește masa. Cu cât masa unei pitici albe este mai mare, cu atât raza acesteia este mai mică; raza minimă posibilă este de 10.000 km. Teoretic, dacă masa unei pitice albe depășește masa Soarelui de 1,2 ori, raza acesteia poate fi nelimitat mică. Presiunea gazului electron degenerat este cea care împiedică steaua de la orice comprimare ulterioară și, deși temperatura poate varia de la milioane de grade în miezul stelei până la zero la suprafață, diametrul acesteia nu se modifică. În timp, steaua devine un corp întunecat cu același diametru pe care îl avea atunci când a intrat în stadiul de pitică albă. Sub stratul superior al unei stele, gazul degenerat este practic izoterm, adică temperatura este aproape constantă chiar până în centrul stelei; este de câteva milioane de grade - cea mai realistă cifră este 6 milioane K.

Acum că avem câteva idei despre structura unei pitici albe, se pune întrebarea: De ce strălucește? Un lucru este clar: reacțiile termonucleare sunt excluse. Nu există hidrogen în interiorul piticii albe care să susțină acest mecanism de generare a energiei. Singurul tip de energie pe care îl are o pitică albă este energia termică. Nucleele atomilor sunt în mișcare aleatorie, deoarece sunt împrăștiate de gazul de electroni degenerat. În timp, mișcarea nucleelor ​​încetinește, ceea ce este echivalent cu procesul de răcire. Gazul de electroni, care este diferit de orice gaz cunoscut de pe Pământ, este excepțional de conductiv termic, iar electronii conduc energia termică la suprafață, unde este radiată prin atmosferă în spațiul cosmic.

Astronomii compară procesul de răcire al unei pitici albe fierbinți cu cel al unei tije de fier scoase dintr-un foc. La început, pitica albă se răcește rapid, dar pe măsură ce temperatura din interior scade, răcirea încetinește. Potrivit estimărilor, în primele sute de milioane de ani, luminozitatea unei pitici albe scade cu 1% din luminozitatea Soarelui.

În cele din urmă, pitica albă trebuie să dispară și să devină pitică neagră., dar acest lucru ar putea dura trilioane de ani și, potrivit multor oameni de știință, pare foarte îndoielnic că vârsta universului a fost suficient de veche pentru apariția piticilor negre în el. Alți astronomi cred că și în faza inițială, când pitica albă este încă destul de fierbinte, viteza de răcire este scăzută. Iar atunci când temperatura suprafeței sale scade la o valoare de ordinul temperaturii Soarelui, viteza de răcire crește și dispariția are loc foarte repede. Când interiorul unei pitici albe se răcește suficient, se va solidifica. Într-un fel sau altul, dacă presupunem că vârsta Universului depășește 10 miliarde de ani, ar trebui să existe mult mai multe pitice roșii în el decât cele albe. Știind acest lucru, astronomii caută pitici roșii.

Până acum nu au avut succes. Masele de pitice albe nu au fost determinate suficient de precis. Ele pot fi instalate în mod fiabil pentru componentele sistemelor binare, ca în cazul lui Sirius. Dar doar câteva alb pitici fac parte din stelele binare. În cele trei cazuri cele mai bine studiate, masele de pitice albe, măsurate cu o precizie de peste 10%, s-au dovedit a fi mai mici decât masa Soarelui și se ridicau la aproximativ jumătate din aceasta. Teoretic, masa limită pentru o stea complet degenerată care nu se rotește ar trebui să fie de 1,2 ori masa Soarelui. Cu toate acestea, dacă stelele se rotesc, și după toate probabilitățile o fac, atunci mase de câteva ori mai mari decât soarele sunt destul de posibile.

Forța gravitației pe suprafața piticelor albe este de aproximativ 60-70 de ori mai mare decât pe Soare. Dacă o persoană cântărește 75 kg pe Pământ, atunci pe Soare ar cântări 2 tone, iar pe suprafața unei pitici albe greutatea lui ar fi de 120-140 de tone. Ținând cont de faptul că razele piticelor albe diferă puțin și masele lor sunt aproape aceleași, putem concluziona că forța gravitațională pe suprafața oricărei pitici albe este aproximativ aceeași. Există multe pitice albe în univers. La un moment dat erau considerate rare, dar un studiu atent al plăcilor fotografice obținute la Observatorul Muntelui Palomar a arătat că numărul lor depășește 1500. Astronomii cred că frecvența piticelor albe a fost constantă, cel puțin în ultimii 5 miliarde de ani. Poate, alb pitici constituie cea mai numeroasă clasă de obiecte de pe cer.

A fost posibil să se estimeze densitatea spațială a piticelor albe: se dovedește că într-o sferă cu o rază de 30 de ani lumină ar trebui să existe aproximativ 100 de astfel de stele. Se pune întrebarea: toate stelele devin pitice albe la sfârșitul drumului lor evolutiv? Dacă nu, ce fracțiune de stele intră în stadiul de pitică albă? Cel mai important pas în rezolvarea problemei a fost făcut atunci când astronomii au trasat poziția stelelor centrale ale nebuloaselor planetare pe o diagramă temperatură-luminozitate. Pentru a înțelege proprietățile stelelor situate în centrul nebuloaselor planetare, luați în considerare aceste corpuri cerești. În fotografii, nebuloasa planetară arată ca o masă elipsoidală extinsă de gaze cu o stea slabă, dar fierbinte în centru. În realitate, această masă este o înveliș complex turbulent, concentric, care se extinde la viteze de 15-50 km/s. Deși aceste formațiuni arată ca niște inele, de fapt sunt scoici și viteza mișcării turbulente a gazului în ele ajunge la aproximativ 120 km/s. S-a dovedit că diametrele mai multor nebuloase planetare, la care a fost posibil să se măsoare distanța, sunt de ordinul a 1 an lumină, sau aproximativ 10 trilioane de kilometri.

Expandându-se la vitezele indicate mai sus, gazul din cochilii devine foarte rarefiat și nu poate fi excitat și, prin urmare, nu poate fi văzut după 100.000 de ani. Multe nebuloase planetare pe care le observăm astăzi s-au născut în ultimii 50.000 de ani, iar vârsta lor tipică este aproape de 20.000 de ani. Stelele centrale ale unor astfel de nebuloase sunt cele mai fierbinți obiecte cunoscute în natură. Temperatura lor de suprafață variază de la 50.000 la 1 milion de grade Celsius. K. Din cauza temperaturilor neobișnuit de ridicate, cea mai mare parte a radiațiilor stelei provine din regiunea ultravioletă îndepărtată a spectrului electromagnetic.

Aceasta este radiațiile ultraviolete sunt absorbite, este convertit și re-emis de gazul de înveliș în regiunea vizibilă a spectrului, ceea ce ne permite să observăm învelișul. Aceasta înseamnă că învelișurile sunt mult mai strălucitoare decât stelele centrale - care sunt de fapt sursa de energie - deoarece o cantitate uriașă din radiația stelei cade în partea invizibilă a spectrului. Din analiza caracteristicilor stelelor centrale ale nebuloaselor planetare, rezultă că valoarea tipică a masei lor este în intervalul 0,6-1 masa solară. Iar pentru sinteza elementelor grele din intestinele unei stele sunt necesare mase mari. Cantitatea de hidrogen din aceste stele este neglijabilă. Cu toate acestea, învelișurile de gaz sunt bogate în hidrogen și heliu.

Unii astronomi cred că 50-95% din toate piticele albe nu provin din nebuloase planetare. Astfel, în timp ce unele pitice albe sunt în întregime asociate cu nebuloasele planetare, cel puțin jumătate sau mai multe dintre ele provin din stele normale din secvența principală care nu trec prin stadiul de nebuloasă planetară. Imaginea completă a formării piticelor albe este neclară și incertă. Lipsesc atât de multe detalii încât, în cel mai bun caz, o descriere a procesului evolutiv poate fi construită doar prin inferență logică. Cu toate acestea, concluzia generală este următoarea: multe stele își pierd o parte din materie în drumul spre stadiul final, similar stadiului unei pitici albe, și apoi se ascund în „cimitire” cerești sub forma unor pitici negri, invizibili. Dacă masa unei stele este aproximativ de două ori mai mare decât masa Soarelui, atunci astfel de stele își pierd stabilitatea în ultimele etape ale evoluției lor. Astfel de stele pot exploda sub formă de supernove și apoi se pot micșora la dimensiunea unor bile cu o rază de câțiva kilometri, de exemplu. se transformă în stele neutronice.

Descoperirea piticelor albe

Prima pitică albă descoperită a fost steaua 40 Eridani B în sistemul triplu 40 Eridani, care a fost inclusă în catalogul stelelor duble de William Herschel încă din 1785. În 1910, Henry Norris Russell a atras atenția asupra luminozității anormal de scăzute a lui 40 Eridani B la temperatura sa ridicată de culoare, care a servit ulterior la separarea acestor stele într-o clasă separată de pitice albe.

Sirius B și Procyon B au fost a doua și a treia pitică albă descoperită. În 1844, directorul Observatorului Königsberg, Friedrich Bessel, analizând datele observaționale efectuate începând cu 1755, a descoperit că Sirius, cea mai strălucitoare stea de pe cerul pământului, și Procyon se abat periodic, deși foarte slab, de la o traiectorie rectilinie a mișcarea în sfera cerească. Bessel a ajuns la concluzia că fiecare dintre ei trebuie să aibă un însoțitor apropiat. Mesajul a fost întâmpinat cu scepticism, deoarece tovarășul slab a rămas inobservabil, iar masa lui trebuie să fi fost destul de mare - comparabilă cu masa lui Sirius și, respectiv, Procyon.

Paradoxul densității

„Am fost cu prietenul meu... Profesorul E. Pickering într-o vizită de afaceri. Cu o bunătate caracteristică, s-a oferit să preia spectrele tuturor stelelor pe care Hincks și cu mine le observasem... pentru a le determina paralaxele. Această lucrare aparent de rutină s-a dovedit a fi destul de fructuoasă - a dus la descoperirea că toate stelele de magnitudine absolută foarte mică (adică luminozitate scăzută) au un tip spectral M (adică, temperatură a suprafeței foarte scăzută). Din câte îmi amintesc, în timp ce discutam această întrebare, l-am întrebat pe Pickering despre alte stele slabe..., menționând, în special, 40 Eridanus B . În maniera sa caracteristică, a trimis imediat o anchetă la biroul Observatorului (Harvard) și în curând a fost primit un răspuns (de la doamna Fleming, cred) că spectrul acestei stele era A (adică, temperatura ridicată a suprafeței) . Chiar și în acele vremuri paleozoice, știam destule despre aceste lucruri pentru a realiza imediat că a existat o discrepanță extremă între ceea ce am numi atunci valori „posibile” pentru luminozitatea și densitatea suprafeței. Se pare că nu am ascuns faptul că nu am fost doar surprins, ci și literalmente impresionat de această excepție de la ceea ce părea a fi o regulă complet normală pentru caracteristicile stelelor. Pickering mi-a zâmbit și a spus: „Tocmai astfel de excepții duc la extinderea cunoștințelor noastre” - iar piticele albe au intrat în lumea cercetăților.

Surpriza lui Russell este destul de de înțeles: 40 Eridani B aparține unor stele relativ apropiate, iar paralaxa observată poate fi folosită pentru a determina cu precizie distanța până la ea și, în consecință, luminozitatea. Luminozitatea lui 40 Eridani B s-a dovedit a fi anormal de scăzută pentru tipul său spectral - piticele albe au format o nouă regiune pe diagrama G-R. Această combinație de luminozitate, masă și temperatură era de neînțeles și nu putea fi explicată în cadrul modelului standard al structurii stelelor din secvența principală dezvoltat în anii 1920.

Densitatea mare de pitice albe a rămas inexplicabilă în cadrul fizicii și astronomiei clasice și a găsit o explicație doar în cadrul mecanicii cuantice după apariția statisticii Fermi-Dirac. În 1926, Fowler în articolul său „Despre materia densă” ( „Despre materie densă”, Notificări lunare R. Astron. soc. 87, 114-122) a arătat că, spre deosebire de stelele din secvența principală, pentru care ecuația de stare se bazează pe modelul gazului ideal (modelul standard Eddington), pentru piticele albe densitatea și presiunea materiei sunt determinate de proprietățile gazului de electroni degenerați. (Fermi gaz) .

Următorul pas în explicarea naturii piticelor albe a fost lucrarea lui Yakov Frenkel, E. Stoner ?! și Chandrasekara. În 1928, Frenkel a subliniat că pentru piticele albe trebuie să existe o limită superioară de masă, adică aceste stele cu o masă peste o anumită limită sunt instabile și trebuie să se prăbușească. La aceeași concluzie a fost ajuns independent în 1930 de E. Stoner, care a dat o estimare corectă a masei limită. Mai precis, a fost calculată în 1931 de Chandrasekhar în lucrarea sa „Masa maximă a unei pitici albe ideale” ( „Masa maximă a piticelor albe ideale”, Astroph. J. 74, 81-82) (limit Chadrasekhar) și independent de acesta în 1932 L. D. Landau .

Originea piticelor albe

Soluția lui Fowler a explicat structura internă a piticelor albe, dar nu a clarificat mecanismul originii lor. Două idei au jucat un rol cheie în explicarea genezei piticelor albe: ideea astronomului Ernst Epik că giganții roșii sunt formate din stele din secvența principală ca urmare a arderii combustibilului nuclear și presupunerea astronomului Vasily Fesenkov, făcută în scurt timp. după cel de-al Doilea Război Mondial, stelele din secvența principală ar trebui să piardă din masă, iar o astfel de pierdere de masă ar trebui să aibă un efect semnificativ asupra evoluției stelelor. Aceste ipoteze au fost pe deplin confirmate.

Reacție triplă cu heliu și nuclee izoterme ale giganților roșii

În timpul evoluției stelelor din secvența principală, hidrogenul este „ars” - nucleosinteză cu formarea heliului (vezi ciclul Bethe). O astfel de epuizare duce la încetarea eliberării de energie în părțile centrale ale stelei, la compresie și, în consecință, la creșterea temperaturii și a densității în miezul acesteia. O creștere a temperaturii și a densității în miezul stelar duce la condiții în care este activată o nouă sursă de energie termonucleară: arderea heliului (reacție cu triplu heliu sau proces triplu alfa), care este caracteristică giganților și supergiganților roșii.

La temperaturi de ordinul a 10 8 K, energia cinetică a nucleelor ​​de heliu devine suficient de mare pentru a depăși bariera Coulomb : două nuclee de heliu ( 4 He , particule alfa) pot fuziona pentru a forma izotopul instabil de beriliu 8 Be:

2 4 El + 2 4 El → 4 8 Fii . (\displaystyle ()_(2)^(4)(\textrm (El))+()_(2)^(4)(\textrm (El))\rightarrow ()_(4)^(8) (\textrm (Fii)).)

Majoritatea celor 8 Be se descompun din nou în două particule alfa, dar când 8 Be se ciocnește cu o particulă alfa de înaltă energie, se poate forma un nucleu stabil de carbon 12 C:

4 8 Fii + 2 4 El → 6 12 C (\displaystyle ()_(4)^(8)(\textrm (Fii))+()_(2)^(4)(\textrm (El))\ săgeată la dreapta ()_(6)^(12)(\textrm (C))) + 7,3 MeV.

În ciuda concentrației foarte scăzute de echilibru a 8 Be (de exemplu, la o temperatură de ~10 8 K, raportul de concentrație [ 8 Be]/[ 4 He] ~ 10 −10), rata reacție triplă cu heliu se dovedește a fi suficient pentru a realiza un nou echilibru hidrostatic în miezul fierbinte al stelei. Dependența de temperatură a eliberării de energie în reacția cu triplu heliu este extrem de mare, deci pentru intervalul de temperatură T (\displaystyle T)~1-2⋅10 Eliberare de energie 8 K 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 \peste (10^(8)))\dreapta)^(30),)

Unde Y (\displaystyle Y)- concentrația parțială de heliu în miez (în cazul considerat al „arderii” hidrogenului, este aproape de unitate).

Cu toate acestea, trebuie remarcat faptul că reacția cu triplu heliu este caracterizată printr-o eliberare de energie mult mai mică decât ciclul Bethe: în termeni de unitate de masă eliberarea de energie în timpul „arderii” heliului este de peste 10 ori mai mică decât în ​​timpul „arderii” hidrogenului. Pe măsură ce heliul se arde și sursa de energie din nucleu este epuizată, sunt posibile și reacții de nucleosinteză mai complexe, totuși, în primul rând, astfel de reacții necesită temperaturi din ce în ce mai mari și, în al doilea rând, eliberarea de energie pe unitatea de masă în astfel de reacții scade pe măsură ce masa numărul de nuclee implicate în reacție.

Un factor suplimentar care influențează aparent evoluția nucleelor ​​gigantice roșii este combinația dintre sensibilitatea la temperatură ridicată a reacției cu triplu heliu și reacțiile de fuziune ale nucleelor ​​mai grele cu mecanismul răcire cu neutrini: la temperaturi și presiuni ridicate, împrăștierea fotonilor de către electroni este posibilă cu formarea de perechi neutrino-antineutrino, care transportă liber energia din nucleu: steaua este transparentă pentru ei. Viteza unui astfel de volumetric răcire cu neutrini, spre deosebire de cea clasică superficial Răcirea fotonilor nu este limitată de procesele de transfer de energie din interiorul unei stele în fotosfera acesteia. Ca urmare a reacției de nucleosinteză din miezul stelei, se ajunge la un nou echilibru, caracterizat prin aceeași temperatură a nucleului: miez izotermic(Fig. 2).

În cazul giganților roșii cu o masă relativ mică (de ordinul soarelui), nucleele izoterme constau în principal din heliu, în cazul stelelor mai masive, din carbon și elemente mai grele. Cu toate acestea, în orice caz, densitatea unui astfel de nucleu izoterm este atât de mare încât distanțele dintre electronii plasmei care formează nucleul devin proporționale cu lungimea lor de undă De Broglie. λ = h / mv (\displaystyle \lambda =h/mv), adică sunt îndeplinite condițiile pentru degenerarea gazului de electroni. Calculele arată că densitatea nucleelor ​​izoterme corespunde cu densitatea piticelor albe, adică. Miezurile giganților roșii sunt pitici albe..

Astfel, există o limită superioară de masă pentru piticele albe. Interesant este că există o limită inferioară similară pentru piticele albe observate: deoarece rata de evoluție a stelelor este proporțională cu masa lor, putem observa piticele albe de masă mică ca rămășițe ale acelor stele care au reușit să evolueze în timpul de la începutul. perioada de formare a stelelor a Universului până în zilele noastre.

Caracteristicile Spectrelor și Clasificarea Spectrală

Piticele albe sunt alocate unei clase spectrale D separată (din engleză Dwarf - pitic), în prezent este utilizată o clasificare care reflectă trăsăturile spectrelor piticelor albe, propuse în 1983 de Edward Sion; în această clasificare, tipul spectral este scris în următorul format:

D [subclasa] [caracteristici ale spectrului] [indice de temperatură],

sunt definite următoarele subclase:

• DA - liniile din seria Balmer de hidrogen sunt prezente în spectru, liniile de heliu nu sunt observate;
• DB - liniile de heliu He I sunt prezente în spectru, liniile de hidrogen sau metal sunt absente;
• DC - spectru continuu fara linii de absorbtie;
• DO - liniile He II puternice cu heliu sunt prezente în spectru, pot fi prezente și liniile He I și H;
• DZ - numai linii metalice, fără linii H sau He;
• DQ - linii de carbon, inclusiv molecular C2;

și caracteristici spectrale:

• P - polarizarea observată a luminii într-un câmp magnetic;
• H - nu se observă polarizarea în prezența unui câmp magnetic;
• V - stele de tip ZZ Keta sau alte pitice albe variabile;
• X - Spectre deosebite sau neclasificate.

Evoluția piticelor albe

Piticele albe își încep evoluția ca nuclee degenerate expuse ale giganților roșii care și-au aruncat coaja - adică ca stele centrale ale nebuloaselor planetare tinere. Temperaturile fotosferelor nucleelor ​​nebuloaselor planetare tinere sunt extrem de ridicate - de exemplu, temperatura stelei centrale a nebuloasei NGC 7293 variază de la 90.000 K (estimată din liniile de absorbție) la 130.000 K (estimată dintr-o raze X). spectru). La astfel de temperaturi, cea mai mare parte a spectrului este raze ultraviolete dure și raze X moi.

În același timp, piticele albe observate în spectrele lor sunt împărțite în principal în două grupuri mari - tip spectral „hidrogen” DA, în spectrele cărora nu există linii de heliu, care reprezintă ~ 80% din populația de pitice albe. și DB de tip spectral „heliu” fără linii de hidrogen în spectre care alcătuiesc cea mai mare parte din restul de 20% din populație. Motivul acestei diferențe în compoziția atmosferelor piticelor albe a rămas neclar mult timp. În 1984, Iko Iben a luat în considerare scenarii pentru „ieșirea” piticelor albe din giganții roșii pulsatori situate pe ramura gigant asimptotică, la diferite faze de pulsație. În stadiul târziu al evoluției, giganții roșii cu mase de până la zece mase solare, ca urmare a „arderii” nucleului de heliu, formează un nucleu degenerat, format în principal din carbon și elemente mai grele, înconjurat de un nucleu nedegenerat. sursă de foi de heliu, în care are loc o reacție triplă de heliu. La rândul său, deasupra ei se află o sursă de hidrogen stratificată, în care au loc reacții termonucleare ale ciclului Bethe de conversie a hidrogenului în heliu, înconjurate de o înveliș de hidrogen; astfel, sursa stratului extern de hidrogen este „producătorul” de heliu pentru sursa stratului de heliu. Arderea heliului într-o sursă stratificată este supusă instabilității termice datorită dependenței sale extrem de ridicate de temperatură, iar acest lucru este exacerbat de rata de conversie mai mare a hidrogenului în heliu în comparație cu rata de ardere a heliului; rezultatul este acumularea de heliu, comprimarea acestuia până la începutul degenerării, o creștere bruscă a vitezei reacției cu triplu heliu și dezvoltarea flash de heliu stratificat.

Într-un timp extrem de scurt (~30 de ani), luminozitatea sursei de heliu crește atât de mult încât arderea heliului intră în regim convectiv, stratul se extinde, împingând sursa stratului de hidrogen în exterior, ceea ce duce la răcirea acestuia și oprirea hidrogenului. combustie. După ce excesul de heliu se arde în timpul izbucnirii, luminozitatea stratului de heliu scade, straturile exterioare de hidrogen ale gigantului roșu se micșorează, iar sursa stratului de hidrogen este aprinsă din nou.

Iben a sugerat că o gigantă roșie pulsatorie și-ar putea renunța, formând o nebuloasă planetară, atât în ​​faza de flash cu heliu, cât și în faza de repaus cu o sursă activă de hidrogen stratificat, și, deoarece suprafața de separare a cochiliei depinde de fază, când învelișul este revărsat în timpul unui flash de heliu este expusă o pitică albă „heliu” de tip spectral DB, iar atunci când plicul este aruncat de un gigant cu o sursă activă de hidrogen, este expusă o pitică „hidrogen” DA; durata fulgerului de heliu este de aproximativ 20% din durata ciclului de pulsație, ceea ce explică raportul dintre pitici de hidrogen și heliu DA:DB ~ 80:20.

Stele mari (de 7-10 ori mai grele decât Soarele) la un moment dat „ard” hidrogenul, heliul și carbonul și se transformă în pitice albe cu un nucleu bogat în oxigen. Stelele SDSS 0922+2928 și SDSS 1102+2054 cu o atmosferă care conține oxigen confirmă acest lucru.

Deoarece piticele albe sunt lipsite de propriile surse de energie termonucleară, ele radiază în detrimentul rezervelor lor de căldură. Puterea de radiație a unui corp absolut negru (putere integrată pe întregul spectru), pe unitatea de suprafață, este proporțională cu puterea a patra a temperaturii corpului:

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

Unde j (\displaystyle j) este puterea pe unitatea de suprafață a suprafeței radiante și σ (\displaystyle \sigma )- constant Stefan - Boltzmann .

După cum sa menționat deja, temperatura nu este inclusă în ecuația de stare a unui gaz de electroni degenerați - adică raza unei pitice albe și aria de radiație rămân neschimbate: ca rezultat, în primul rând, pentru piticile albe nu există masă - dependența de luminozitate, dar există o dependență de vârstă și luminozitate numai de temperatură, dar nu și de zona suprafeței radiante) și, în al doilea rând, piticele albe tinere super fierbinți trebuie să se răcească destul de repede, deoarece fluxul de radiații și, în consecință, viteza de răcire este proporțională cu puterea a patra a temperaturii.

În cele din urmă, după zeci de miliarde de ani de răcire, orice pitică albă trebuie să se transforme într-o așa-numită pitică neagră (care nu emite lumină vizibilă). Deși până acum nu au fost observate astfel de obiecte în Univers (conform unor [ ce?], este necesar un minim de 10 15 ani pentru ca o pitică albă să se răcească la o temperatură de 5 K), întrucât timpul scurs de la formarea primelor stele din Univers este (conform conceptelor moderne) de aproximativ 13 miliarde de ani. , dar unele pitice albe s-au răcit deja la temperaturi sub 4000 kelvin (de exemplu, piticele albe WD 0346+246 și SDSS J110217, 48+411315.4 cu temperaturi de 3700-3800 K și tip spectral M0 la o distanță de aproximativ 100 ani lumină). Soarele), care, împreună cu dimensiunea lor mică, face ca detectarea lor să fie foarte dificilă.

Fenomene astronomice care implică pitici albe

Emisia de raze X de la piticele albe

Temperatura de suprafață a tinerelor pitice albe, nuclee stelare izotrope după ejectarea cochiliei, este foarte ridicată - mai mult de 2⋅10 5 K , cu toate acestea, scade destul de repede din cauza radiațiilor de la suprafață. Astfel de pitice albe foarte tinere sunt observate în intervalul de raze X (de exemplu, observații ale piticii albe HZ 43 de către satelitul ROSAT). În intervalul de raze X, luminozitatea piticelor albe depășește luminozitatea stelelor din secvența principală: imaginile lui Sirius realizate de telescopul cu raze X Chandra (vezi Fig. 10) pot servi drept ilustrație - pe ele, pitica albă Sirius B arată mai strălucitor decât Sirius A din clasa spectrală A1, care în domeniul optic de ~10.000 de ori mai luminos decât Sirius B.

Temperatura de suprafață a celor mai fierbinți pitice albe este 7⋅10 4 K , cea mai rece este mai mică de 4⋅10 3 K (vezi, de exemplu, Star van Maanen și WD 0346+246 cu SDSS J110217, 48+411315.4 spectral tip M04) .

O caracteristică a radiației piticelor albe din gama de raze X este faptul că principala sursă de radiație de raze X pentru ele este fotosfera, care le deosebește clar de stelele „normale”: în acestea din urmă, coroana emite X. -razele, încălzite la câteva milioane de kelvin, iar temperatura fotosferei este prea scăzută pentru emisia de raze X.

Acreția pe piticele albe în sisteme binare

În timpul evoluției stelelor de mase diferite în sisteme binare, ratele de evoluție ale componentelor nu sunt aceleași, în timp ce componenta mai masivă poate evolua într-o pitică albă, în timp ce cea mai puțin masivă poate rămâne pe secvența principală până în acest moment. . La rândul său, pe măsură ce componenta mai puțin masivă părăsește secvența principală în timpul evoluției și se mută către ramura gigant roșu, dimensiunea stelei în evoluție începe să crească până când își umple lobul Roche. Întrucât lobii Roche ai componentelor sistemului binar sunt în contact în punctul Lagrange L 1 , în acest stadiu al evoluției componentei mai puțin masive a cărei, prin punctul L 1, curgerea materiei de la gigantul roșu către începe lobul Roche al piticii albe și acumularea ulterioară a materiei bogate în hidrogen pe suprafața sa (vezi Fig. . 11), ceea ce duce la o serie de fenomene astronomice:

• Acreția nestaționară asupra piticelor albe, dacă însoțitorul este o pitică roșie masivă, duce la apariția unor noi pitice (stele de tip U Gem (UG)) și stele variabile catastrofale asemănătoare nova.
• Acreția asupra piticelor albe, care au un câmp magnetic puternic, este direcționată către regiunea polilor magnetici ai piticii albe, iar mecanismul ciclotron de radiație a plasmei acumulate în regiunile aproape polare ale câmpului magnetic al piticii determină o puternică intensitate. polarizarea radiației în regiunea vizibilă (polari și polari intermediari).
• Acreția pe piticile albe a materiei bogate în hidrogen duce la acumularea acesteia la suprafață (formată în principal din heliu) și încălzirea la temperaturile reacției de fuziune a heliului, care, în cazul instabilității termice, duce la o explozie observată ca fulger.

Dacă te uiți atent la cerul nopții, este ușor de observat că stelele care ne privesc diferă în culoare. Albăstrui, alb, roșu, strălucesc uniform sau pâlpâie ca o ghirlandă de brad. Într-un telescop, diferențele de culoare devin mai evidente. Motivul acestei diversități constă în temperatura fotosferei. Și, contrar unei presupuneri logice, cele mai tari nu sunt roșii, ci stelele albastre, alb-albastre și albe. Dar mai întâi lucrurile.

Clasificarea spectrală

Stelele sunt uriașe bile fierbinți de gaz. Modul în care le vedem de pe Pământ depinde de mulți parametri. De exemplu, stelele nu sclipesc de fapt. Este foarte ușor să te convingi de asta: este suficient să-ți amintești Soarele. Efectul de pâlpâire apare din cauza faptului că lumina care vine din corpurile cosmice către noi învinge mediul interstelar, plin de praf și gaz. Un alt lucru este culoarea. Este o consecință a încălzirii cochiliilor (în special a fotosferei) la anumite temperaturi. Culoarea adevărată poate diferi de cea vizibilă, dar diferența este de obicei mică.

Astăzi, clasificarea spectrală Harvard a stelelor este folosită în întreaga lume. Este una de temperatură și se bazează pe forma și intensitatea relativă a liniilor de spectru. Fiecare clasă corespunde stelelor de o anumită culoare. Clasificarea a fost elaborată la Observatorul Harvard în 1890-1924.

Un englez ras mestecând curmale ca morcovii

Există șapte clase spectrale principale: O-B-A-F-G-K-M. Această secvență reflectă o scădere treptată a temperaturii (de la O la M). Pentru a-l aminti, există formule mnemonice speciale. În rusă, una dintre ele sună așa: „One Shaved Englishman Chewed Curmales Like Carrots”. La aceste clase se adaugă încă două. Literele C și S indică corpuri de iluminat reci cu benzi de oxid metalic în spectru. Luați în considerare clasele de vedete mai detaliat:

• Clasa O se caracterizează prin cea mai mare temperatură a suprafeței (de la 30 la 60 mii Kelvin). Stelele de acest tip depășesc Soarele în masă cu 60 și în rază de 15 ori. Culoarea lor vizibilă este albastru. În ceea ce privește luminozitatea, ele sunt în fața stelei noastre de peste un milion de ori. Steaua albastră HD93129A, aparținând acestei clase, este caracterizată de unul dintre cei mai înalți indici de luminozitate dintre corpurile cosmice cunoscute. Conform acestui indicator, este în fața Soarelui de 5 milioane de ori. Steaua albastră este situată la o distanță de 7,5 mii de ani lumină de noi.
• Clasa B are o temperatură de 10-30 mii Kelvin, o masă de 18 ori mai mare decât același parametru al Soarelui. Acestea sunt stele alb-albastre și albe. Raza lor este de 7 ori mai mare decât cea a Soarelui.
• Clasa A se caracterizează printr-o temperatură de 7,5-10 mii Kelvin, o rază și o masă depășind de 2,1 și, respectiv, de 3,1 ori parametrii similari ai Soarelui. Acestea sunt stele albe.
• Clasa F: temperatura 6000-7500 K. Masa este de 1,7 ori mai mare decât soarele, raza este de 1,3. De pe Pământ, astfel de stele arată și ele albe, adevărata lor culoare este alb-gălbui.
• Clasa G: temperatura 5-6 mii Kelvin. Soarele aparține acestei clase. Culoarea vizibilă și adevărată a unor astfel de stele este galbenă.
• Clasa K: temperatura 3500-5000 K. Raza și masa sunt mai mici decât solare, sunt 0,9 și 0,8 din parametrii corespunzători ai stelei. Culoarea acestor stele văzute de pe Pământ este portocaliu-gălbui.
• Clasa M: temperatura 2-3,5 mii Kelvin. Masa și raza sunt 0,3 și 0,4 din parametrii similari ai Soarelui. De la suprafața planetei noastre, arată roșu-portocaliu. Beta Andromedae și Alpha Chanterelles aparțin clasei M. Steaua roșie strălucitoare cunoscută pentru mulți este Betelgeuse (Alpha Orionis). Cel mai bine este să-l cauți pe cer iarna. Steaua roșie este situată deasupra și ușor la stânga

Fiecare clasă este împărțită în subclase de la 0 la 9, adică de la cea mai caldă la cea mai rece. Numărul de stele indică apartenența la un anumit tip spectral și gradul de încălzire al fotosferei în comparație cu alte corpuri de iluminat din grup. De exemplu, Soarele aparține clasei G2.

albi vizuale

Astfel, clasele de stele de la B la F pot arăta albe de pe Pământ. Și numai obiectele aparținând tipului A au de fapt această colorare. Deci, steaua Saif (constelația Orion) și Algol (beta Perseus) unui observator care nu este înarmat cu un telescop va părea albă. Ele aparțin clasei spectrale B. Culoarea lor adevărată este albastru-alb. Albe apar și Mythrax și Procyon, cele mai strălucitoare stele din desenele cerești ale lui Perseus și Canis Minor. Cu toate acestea, adevărata lor culoare este mai aproape de galben (clasa F).

De ce stelele sunt albe pentru un observator pământesc? Culoarea este distorsionată din cauza distanței mari care separă planeta noastră de obiecte similare, precum și a norilor voluminosi de praf și gaz, des întâlniți în spațiu.

Clasa a

Stelele albe se caracterizează printr-o temperatură nu atât de ridicată ca reprezentanții claselor O și B. Fotosfera lor se încălzește până la 7,5-10 mii Kelvin. Stelele din clasa spectrală A sunt mult mai mari decât Soarele. Luminozitatea lor este, de asemenea, mai mare - de aproximativ 80 de ori.

În spectrele stelelor A, liniile de hidrogen din seria Balmer sunt puternic pronunțate. Liniile altor elemente sunt vizibil mai slabe, dar devin mai semnificative pe măsură ce treceți de la subclasa A0 la A9. Giganții și supergiganții aparținând clasei spectrale A se caracterizează prin linii de hidrogen puțin mai puțin pronunțate decât stelele din secvența principală. În cazul acestor corpuri de iluminat, liniile de metale grele devin mai vizibile.

Multe stele deosebite aparțin clasei spectrale A. Acest termen se referă la corpuri de iluminat care au caracteristici vizibile în spectru și parametri fizici, ceea ce face dificilă clasificarea acestora. De exemplu, stelele destul de rare de tipul Bootes lambda se caracterizează printr-o lipsă de metale grele și o rotație foarte lentă. Luminatele deosebite includ și piticele albe.

Clasa A include astfel de obiecte luminoase pe cerul nopții precum Sirius, Menkalinan, Aliot, Castor și altele. Să-i cunoaștem mai bine.

Alpha Canis Major

Sirius este cea mai strălucitoare, deși nu cea mai apropiată stea de pe cer. Distanța sa este de 8,6 ani lumină. Pentru un observator pământesc, pare atât de strălucitor pentru că are o dimensiune impresionantă și totuși nu este la fel de îndepărtat ca multe alte obiecte mari și strălucitoare. Cea mai apropiată stea de Soare este Sirius în această listă se află pe locul cinci.

Se referă și este un sistem din două componente. Sirius A și Sirius B sunt separate de 20 de unități astronomice și se rotesc cu o perioadă de puțin sub 50 de ani. Prima componentă a sistemului, o stea de secvență principală, aparține tipului spectral A1. Masa sa este de două ori mai mare decât a soarelui, iar raza sa este de 1,7 ori. Poate fi observată cu ochiul liber de pe Pământ.

A doua componentă a sistemului este o pitică albă. Steaua Sirius B este aproape egală cu masa luminii noastre, ceea ce nu este tipic pentru astfel de obiecte. De obicei, piticele albe sunt caracterizate de o masă de 0,6-0,7 mase solare. În același timp, dimensiunile lui Sirius B sunt apropiate de cele ale pământului. Se presupune că stadiul de pitică albă a început pentru această stea acum aproximativ 120 de milioane de ani. Când Sirius B a fost localizat pe secvența principală, era probabil un luminar cu o masă de 5 mase solare și aparținea clasei spectrale B.

Potrivit oamenilor de știință, Sirius A va trece la următoarea etapă de evoluție în aproximativ 660 de milioane de ani. Apoi se va transforma într-o gigantă roșie, iar puțin mai târziu - într-o pitică albă, ca tovarășul său.

Vulturul Alfa

Asemenea lui Sirius, multe stele albe, ale căror nume sunt date mai jos, sunt binecunoscute nu numai oamenilor pasionați de astronomie datorită strălucirii și menționării frecvente în paginile literaturii științifico-fantastice. Altair este unul dintre acei luminari. Alpha Eagle se găsește, de exemplu, în Steven King. Pe cerul nopții, această stea este clar vizibilă datorită luminozității și a proximității relativ apropiate. Distanța dintre Soare și Altair este de 16,8 ani lumină. Dintre stelele din clasa spectrală A, doar Sirius este mai aproape de noi.

Altair este de 1,8 ori mai masiv decât Soarele. Caracteristica sa este o rotație foarte rapidă. Steaua face o rotație în jurul axei sale în mai puțin de nouă ore. Viteza de rotație în apropierea ecuatorului este de 286 km/s. Drept urmare, „agilul” Altair va fi aplatizat de poli. În plus, datorită formei eliptice, temperatura și luminozitatea stelei scad de la poli la ecuator. Acest efect se numește „întunecare gravitațională”.

O altă caracteristică a lui Altair este că strălucirea sa se schimbă în timp. Aparține variabilelor de tip Delta Shield.

Alpha Lyrae

Vega este cea mai studiată stea după Soare. Alpha Lyrae este prima stea care are spectrul determinat. Ea a devenit și a doua luminare după Soare, surprinsă în fotografie. Vega a fost, de asemenea, printre primele stele la care oamenii de știință au măsurat distanța folosind metoda parlax. Pentru o perioadă lungă de timp, luminozitatea stelei a fost luată ca 0 la determinarea magnitudinii altor obiecte.

Alfa-ul Lyrei este bine cunoscut atât astronomului amator, cât și observatorului simplu. Este a cincea cea mai strălucitoare dintre stele și este inclusă în asterismul Triunghiului de Vară împreună cu Altair și Deneb.

Distanța de la Soare la Vega este de 25,3 ani lumină. Raza și masa sa ecuatorială sunt de 2,78 și, respectiv, de 2,3 ori mai mari decât parametrii similari ai stelei noastre. Forma unei stele este departe de a fi o minge perfectă. Diametrul la ecuator este vizibil mai mare decât la poli. Motivul este viteza mare de rotație. La ecuator, atinge 274 km/s (pentru Soare, acest parametru este puțin mai mult de doi kilometri pe secundă).

Una dintre caracteristicile lui Vega este discul de praf care îl înconjoară. Probabil că a apărut ca urmare a unui număr mare de ciocniri de comete și meteoriți. Discul de praf se rotește în jurul stelei și este încălzit de radiația acesteia. Ca urmare, intensitatea radiației infraroșii a lui Vega crește. Nu cu mult timp în urmă, pe disc au fost descoperite asimetrii. Explicația lor probabilă este că steaua are cel puțin o planetă.

Alfa Gemeni

Al doilea cel mai strălucitor obiect din constelația Gemeni este Castor. El, ca și luminarii anterioare, aparține clasei spectrale A. Castor este una dintre cele mai strălucitoare stele de pe cerul nopții. În lista corespunzătoare, el se află pe locul 23.

Castor este un sistem multiplu format din șase componente. Cele două elemente principale (Castor A și Castor B) se învârt în jurul unui centru de masă comun cu o perioadă de 350 de ani. Fiecare dintre cele două stele este un binar spectral. Componentele Castor A și Castor B sunt mai puțin luminoase și aparțin probabil clasei spectrale M.

Castor C nu a fost conectat imediat la sistem. Inițial, a fost desemnată ca o stea independentă YY Gemini. În procesul de cercetare a acestei regiuni a cerului, a devenit cunoscut faptul că acest luminar era conectat fizic cu sistemul Castor. Steaua se învârte în jurul unui centru de masă comun tuturor componentelor cu o perioadă de câteva zeci de mii de ani și este, de asemenea, un binar spectral.

Beta Aurigae

Desenul ceresc al Carului include aproximativ 150 de „puncte”, multe dintre ele fiind stele albe. Numele luminilor vor spune puțin unei persoane departe de astronomie, dar acest lucru nu le diminuează semnificația pentru știință. Cel mai strălucitor obiect din modelul ceresc, aparținând clasei spectrale A, este Mencalinan sau Beta Aurigae. Numele stelei în arabă înseamnă „umărul proprietarului frâielor”.

Mencalinan este un sistem ternar. Cele două componente ale sale sunt subgiganți din clasa spectrală A. Luminozitatea fiecăreia dintre ele depășește parametrul similar al Soarelui de 48 de ori. Ele sunt separate de o distanță de 0,08 unități astronomice. A treia componentă este o pitică roșie la o distanță de 330 UA de pereche. e.

Epsilon Ursa Major

Cel mai strălucitor „punct” din poate cea mai faimoasă constelație a cerului nordic (Ursa Major) este Aliot, aparținând de asemenea clasei A. Magnitudinea aparentă este de 1,76. În lista celor mai strălucitoare luminari, steaua ocupă locul 33. Alioth intră în asterismul Carului Mare și este situat mai aproape de bol decât alte corpuri de iluminat.

Spectrul Aliot este caracterizat de linii neobișnuite care fluctuează cu o perioadă de 5,1 zile. Se presupune că caracteristicile sunt asociate cu influența câmpului magnetic al stelei. Fluctuațiile în spectru, conform datelor recente, pot apărea din cauza locației apropiate a unui corp cosmic cu o masă de aproape 15 mase Jupiter. Dacă este așa, este încă un mister. Ea, ca și alte secrete ale stelelor, astronomii încearcă să o înțeleagă în fiecare zi.

pitice albe

Povestea despre stelele albe va fi incompletă dacă nu menționăm acea etapă din evoluția stelelor, care este desemnată drept „pitică albă”. Astfel de obiecte și-au primit numele datorită faptului că primele dintre ele descoperite aparțineau clasei spectrale A. Era Sirius B și 40 Eridani B. Astăzi, piticele albe sunt numite una dintre opțiunile pentru etapa finală a vieții unei stele.

Să ne oprim mai în detaliu asupra ciclului de viață al luminilor.

Evoluția stelelor

Vedetele nu se nasc într-o singură noapte: oricare dintre ele trece prin mai multe etape. În primul rând, un nor de gaz și praf începe să se micșoreze sub influența proprie.Încet, el ia forma unei mingi, în timp ce energia gravitației se transformă în căldură - temperatura obiectului crește. În momentul în care atinge valoarea de 20 de milioane Kelvin, începe reacția de fuziune nucleară. Această etapă este considerată începutul vieții unei stele cu drepturi depline.

Sorii își petrec cea mai mare parte a timpului pe secvența principală. Reacțiile ciclului hidrogenului au loc în mod constant în profunzimea lor. Temperatura stelelor poate varia. Când tot hidrogenul din nucleu se termină, începe o nouă etapă de evoluție. Acum heliul este combustibilul. În același timp, steaua începe să se extindă. Luminozitatea acestuia crește, în timp ce temperatura suprafeței, dimpotrivă, scade. Steaua părăsește secvența principală și devine o gigantă roșie.

Masa miezului de heliu crește treptat și începe să se micșoreze sub propria greutate. Etapa gigant roșu se termină mult mai repede decât cea anterioară. Calea pe care o va urma evoluția ulterioară depinde de masa inițială a obiectului. Stelele cu masă mică în stadiul de gigant roșie încep să se umfle. Ca rezultat al acestui proces, obiectul își aruncă cojile. Se formează și miezul gol al stelei. Într-un astfel de nucleu, toate reacțiile de fuziune sunt finalizate. Se numește pitică albă cu heliu. Giganți roșii mai masivi (până la o anumită limită) evoluează în pitice albe de carbon. Au elemente mai grele decât heliul în miez.

Caracteristici

Piticele albe sunt corpuri care sunt de obicei foarte apropiate ca masă de Soare. În același timp, dimensiunea lor corespunde pământului. Densitatea colosală a acestor corpuri cosmice și procesele care au loc în adâncurile lor sunt inexplicabile din punctul de vedere al fizicii clasice. Secretele stelelor au ajutat la dezvăluirea mecanicii cuantice.

Substanța piticelor albe este o plasmă electron-nucleară. Este aproape imposibil să-l proiectați chiar și într-un laborator. Prin urmare, multe caracteristici ale unor astfel de obiecte rămân de neînțeles.

Chiar dacă studiezi stelele toată noaptea, nu vei putea detecta măcar o pitică albă fără echipament special. Luminozitatea lor este mult mai mică decât cea a soarelui. Potrivit oamenilor de știință, piticele albe reprezintă aproximativ 3 până la 10% din toate obiectele din galaxie. Cu toate acestea, până în prezent, au fost găsite doar acelea dintre ele care se află la cel mult 200-300 de parsecs de Pământ.

Piticele albe continuă să evolueze. Imediat după formare, au o temperatură ridicată la suprafață, dar se răcesc rapid. La câteva zeci de miliarde de ani după formare, conform teoriei, o pitică albă se transformă într-o pitică neagră - un corp care nu emite lumină vizibilă.

O stea albă, roșie sau albastră pentru observator diferă în primul rând prin culoare. Astronomul se uită mai adânc. Culoarea pentru el spune imediat multe despre temperatura, dimensiunea și masa obiectului. O stea albastră sau albastră strălucitoare este o minge fierbinte uriașă, cu mult înaintea Soarelui în toate privințele. Luminile albe, dintre care exemple sunt descrise în articol, sunt oarecum mai mici. Numerele stele din diverse cataloage spun profesionistilor multe, dar nu tuturor. O mare cantitate de informații despre viața obiectelor spațiale îndepărtate fie nu a fost încă explicată, fie rămâne nici măcar descoperită.