Белые карлики

Происхождение

Происхождение белых карликов связано с эволюцией нормальных звезд малой и средней массы. Этот процесс начинается после того, как звезда исчерпывает свои запасы ядерного горючего, необходимого для поддержания ядерных реакций в её центре.

На этом этапе звезда превращается в красного гиганта. Внешние слои звезды начинают расширяться, и она становится гораздо больше по размеру. При этом внутренние слои звезды начинают сжиматься под воздействием собственной гравитации. Красный гигант испускает огромное количество энергии, и его внешние слои начинают постепенно отделяться и разлетаться в космическом пространстве. Оставшаяся часть звезды, состоящая из компактного и плотного ядра, превращается в белый карлик.

Белые карлики не проводят ядерных реакций и не вырабатывают тепло и свет. Они остывают со временем, и их температура падает. Это происходит потому, что белый карлик теряет свою внутреннюю тепловую энергию, излучая её в космическое пространство. Охлаждение белых карликов происходит очень медленно из-за их малого размера и плотности.

Длительность охлаждения белого карлика зависит от его массы. Менее массивные белые карлики остывают быстрее, а более массивные могут сохранять высокую температуру и оставаться яркими на протяжении очень долгого времени. Со временем белый карлик может пройти через последний этап своей эволюции и превратиться в коричневый карлик или черный карлик.

Черная дыра

Вне всякого сомнения, это один из самых загадочных объектов Вселенной. О черных дырах написано много, но природа их до сих пор скрыта от нас. Вторая космическая скорость (скорость, необходимая для преодоления гравитации небесного тела и покидания орбиты вокруг него) для них превосходит скорость света! Ничто не способно избежать гравитации черной дыры. Она настолько огромна, что практически останавливает ход времени.

Моделирование гравитационного линзирования чёрной дырой, которая искажает изображение галактики, перед которой она проходит

Черная дыра образуется из массивной звезды, которая израсходовала свое топливо. Звезда, схлопывающаяся под собственной тяжестью и увлекающая за собой пространственно-временной континуум вокруг. Гравитационное поле становится настолько сильным, что даже свет больше не может из него вырваться. В результате область, в которой ранее находилась звезда, становится черной дырой. Иными словами, черная дыра — это искривленный участок Вселенной. Он всасывает в себя материю, расположенную рядом. Считается, что первый ключ к пониманию черных дыр — теория относительности Эйнштейна. Впрочем, ответы на все основные вопросы еще только предстоит узнать.

Эволюция

Большинство белых карликов являются одним из последних этапов эволюции нормальных, не очень массивных звезд. Звезда, исчерпав запасы ядерного горючего, переходит в стадию красного гиганта, теряет часть вещества, превращаясь в белый карлик. При этом наружная оболочка — нагретый газ — разлетается в космическом пространстве и с Земли она наблюдается как туманность. За сотни тысяч лет такие туманности рассеиваются в пространстве, а их плотные ядра, белые карлики, постепенно остывают аналогично раскалённому куску металла, но очень медленно, поскольку его поверхность мала. Со временем они должны превратиться в коричневые (черные) карлики — сгустки материи с температурой окружающей среды. Правда, как показывают расчеты, на это может потребоваться множество миллиардов лет.

Очевидно, что открытие коричневых карликов затруднено их слабой светимостью. Один из коричневых карликов находится в созвездии Гидры. Его блеск составляет лишь 22,3. Уникальность открытия заключается в том, что ранее обнаруженные коричневые карлики входили в двойные системы, именно поэтому их и могли обнаружить, а этот — одиночный. Его нашли только благодаря близости к Земле: до него всего 33 световых года.

Предполагается, что нынешние коричневые карлики — это не остывшие белые (слишком мало времени прошло), а «недоразвившиеся» звезды. Как известно, звезды рождаются из газопылевого облака, причем одно облако порождает несколько звезд разной массы. Если сжимающийся сгусток газа имеет массу в 10-100 раз меньше солнечной, образуются коричневые карлики. Они довольно сильно разогреваются силами гравитационного сжатия и излучают в инфракрасном диапазоне. Ядерные реакции в коричневых карликах не происходят.

Астрономические феномены с участием белых карликов[]

Рентгеновское излучение белых карликов

Температура поверхности молодых белых карликов — изотропных ядер звёзд после сброса оболочек, очень высока — более 2·105 K, однако достаточно быстро падает за счёт нейтринного охлаждения и излучения с поверхности. Такие очень молодые белые карлики наблюдаются в рентгеновском диапазоне (например, наблюдения белого карлика HZ 43 спутником ROSAT).

Температура поверхности наиболее горячих белых карликов — 7·104 K, наиболее холодных — ~5·10³ K.

Особенностью излучения белых карликов в рентгеновском диапазоне является тот факт, что основным источником рентгеновского излучения для них является фотосфера, что резко отличает их от «нормальных» звёзд: у последних в рентгене излучает корона, разогретая до нескольких миллионов кельвинов, а температура фотосферы слишком низка для испускания рентгеновского излучения (см. рис.для них 9).

В отсутствие аккреции источником светимости белых карликов является запас тепловой энергии ионов в их недрах, поэтому их светимость зависит от возраста. Количественную теорию остывания белых карликов построил в конце 1940-х гг. С. А. Каплан.

Аккреция на белые карлики в двойных системах

Файл:SN1572.Companion.jpg

Рис. 10. Слева — изображение в рентгеновском диапазоне остатков сверхновой SN 1572 типа Ia, наблюдавшейся Тихо Браге в 1572 г.. Справа — фотография в оптическом диапазоне, отмечен бывший компаньон взорвавшегося белого карлика

Нестационарная аккреция на белые карлики в случае, если компаньоном является массивный красный карлик, приводит к возникновению карликовых новых (звёзд типа U Gem (UG)) и новоподобных катастрофических переменных звёзд.
Аккреция на белые карлики, обладающие сильным магнитным полем, направляется в район магнитных полюсов белого карлика, и циклотронный механизм излучения аккрецирующей плазмы в околополярных областях магнитного поля карлика вызывает сильную поляризацию излучения в видимой области (поляры и промежуточные поляры).
Аккреция на белые карлики богатого водородом вещества приводит к его накоплению на поверхности (состоящей преимущественно из гелия) и разогреву до температур реакции синтеза гелия, что, в случае развития тепловой неустойчивости, приводит к взрыву, наблюдаемому как вспышка новой звезды.
Достаточно длительная и интенсивная аккреция на массивный белый карлик приводит к превышению его массой предела Чандрасекара и гравитационному коллапсу, наблюдаемому как вспышка сверхновой типа Ia (см. рис. 10).

Интересные факты

Какой ближайший белый карлик к Солнцу? Ближайший это звезда ван Маанена, которая представляет собой тусклый объект находящийся всего в 14,4 световых лет от Солнца. Она расположена в центре созвездия Рыб.
Звезда ван Маанена — самый близкий, одиночный белый карлик

Звезда ван Маанена является слишком слабой, чтобы мы смогли ее увидеть невооруженным глазом, ее звездная величина 12,2. Однако если рассматривать белый карлик в системе со звездой, то ближайшим является Сириус Б, удаленный от нас на расстояние 8.5 световых лет. Кстати, самый известный белый карлик это Сириус Б.

Сравнение размеров Сириуса В и Земли
Самый большой белый карлик располагается в центре планетарной туманности М27 (NGC 6853), которая больше известна как туманность Гантель. Она находится в созвездии Лисички, на расстоянии около 1360 световых лет от нас. Ее центральная звезда больше, чем любой другой известный белый карлик, на данный момент.
Туманность Гантель, также известная как M27
Самый маленький белый карлик имеет неблагозвучное название GRW +70 8247 и находится примерно в 43 световых лет от Земли в созвездии Дракона. Его звездная величина около 13 и виден он только через большой телескоп.
Срок жизни белого карлика зависит от того, как медленно он будет остывать. Иногда на его поверхности накапливается достаточно газа и он превращается в сверхновую типа Ia. Продолжительность жизни весьма велика – миллиарды лет, а точнее 10 в 19 степени и даже больше. Большая продолжительность жизни связана с тем, что они очень медленно остывают и у них есть все шансы дожить до конца Вселенной. А время остывания пропорционально четвертой степени температуры.
Перетекание вещества со звезды на белый карлик, рисунок художника
Среднестатистический белый карлик размеры имеет в 100 раз меньше чем наше Солнце, а при плотности 29000 кг/кубический сантиметр, вес 1 кубического см равняется 29 тоннам. Но стоит учитывать, плотность может варьировать в зависимости от размеров, от 10*5 до 10*9 г/см3.
Наше Солнце в конечной стадии превратится в белый карлик. Как бы грустно это не звучало, но масса нашей звезды не позволяет ей превратиться в нейтронную звезду или черную дыру. Солнце превратится в белого карлика и будет в таком виде существовать еще миллиарды лет.
Как превращается звезда в белый карлик? В основном все зависит от массы, давайте рассмотрим на примере нашего Солнца. Пройдет еще несколько миллиардов лет и Солнце начнет увеличиваться в размерах, превращаясь в красного гиганта, связанно это с тем, что весь водород выгорит в его ядре. После того, как водород выгорит начнется реакция синтеза гелия и углерода.

Виды звезд в наблюдаемой Вселенной

Во Вселенной существует множество различных звезд. Большие и маленькие, горячие и холодные, заряженные и не заряженные. В этой статье мы назовем основные виды звезд, а также дадим подробную характеристику Жёлтым и Белым карликам.

Жёлтый карлик. Жёлтый карлик – тип небольших звёзд главной последовательности, имеющих массу от 0,8 до 1,2 массы Солнца и температуру поверхности 5000–6000 K. Подробнее об этом типе звезд нем смотрите ниже.
Красный гигант. Красный гигант – это крупная звезда красноватого или оранжевого цвета. Образование таких звезд возможно как на стадии звездообразования, так и на поздних стадиях их существования. Крупнейшие из гигантов превращаются в красных супергигантов. Звезда под названием Бетельгейзе из созвездия Орион – самый яркий пример красного супергиганта.
Белый карлик. Белый карлик – это то, что остаётся от обычной звезды с массой, не превышающей 1,4 солнечной массы, после того, как она проходит стадию красного гиганта. Подробнее об этом типе звезд нем смотрите ниже.
Красный карлик. Красные карлики – самые распространённые объекты звёздного типа во Вселенной. Оценка их численности варьируется в диапазоне от 70 до 90% от числа всех звёзд в галактике. Они довольно сильно отличаются от других звезд.
Коричневый карлик. Коричневый карлик – субзвездные объекты (с массами в диапазоне примерно от 0,01 до 0,08 массы Солнца, или, соответственно, от 12,57 до 80,35 массы Юпитера и диаметром примерно равным диаметру Юпитера), в недрах которых, в отличие от звезд главной последовательности, не происходит реакции термоядерного синтеза c превращением водорода в гелий.
Субкоричневые карлики. Субкоричневые карлики или коричневые субкарлики – холодные формирования, по массе лежащие ниже предела коричневых карликов. Масса их меньше примерно одной сотой массы Солнца или, соответственно, 12,57 массы Юпитера, нижний предел не определён. Их в большей мере принято считать планетами, хотя к окончательному заключению о том, что считать планетой, а что – субкоричневым карликом научное сообщество пока не пришло.
Черный карлик. Черные карлики – остывшие и вследствие этого не излучающие в видимом диапазоне белые карлики. Представляет собой конечную стадию эволюции белых карликов. Массы черных карликов, подобно массам белых карликов, ограничиваются сверху 1,4 массами Солнца.
Двойная звезда. Двойная звезда – это две гравитационно связанные звезды, обращающиеся вокруг общего центра масс.
Новая звезда. Звезды, светимость которых внезапно увеличивается в 10 000 раз. Новая звезда представляет собой двойную систему, состоящую из белого карлика и звезды-компаньона, находящейся на главной последовательности. В таких системах газ со звезды постепенно перетекает на белый карлик и периодически там взрывается, вызывая вспышку светимости.
Сверхновая звезда. Сверхновая звезда – это звезда, заканчивающая свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Вспышка при этом может быть на несколько порядков больше чем в случае новой звезды. Столь мощный взрыв есть следствие процессов, протекающих в звезде на последний стадии эволюции.
Нейтронная звезда. Нейтронные звезды (НЗ) – это звездные образования с массами порядка 1,5 солнечных и размерами, заметно меньшими белых карликов, порядка 10-20 км в диаметре. Они состоят в основном из нейтральных субатомных частиц – нейтронов, плотно сжатых гравитационными силами. В нашей Галактике, по оценкам ученых, могут существовать от 100 млн до 1 млрд нейтронных звёзд, то есть где-то по одной на тысячу обычных звёзд.
Пульсары. Пульсары – космические источники электромагнитных излучений, приходящих на Землю в виде периодических всплесков (импульсов). Согласно доминирующей астрофизической модели, пульсары представляют собой вращающиеся нейтронные звёзды с магнитным полем, которое наклонено к оси вращения. Когда Земля попадает в конус, образуемый этим излучением, то можно зафиксировать импульс излучения, повторяющийся через промежутки времени, равные периоду обращения звезды. Некоторые нейтронные звёзды совершают до 600 оборотов в секунду.
Цефеиды. Цефеиды – класс пульсирующих переменных звёзд с довольно точной зависимостью период-светимость, названный в честь звезды Дельта Цефея. Одной из наиболее известных цефеид является Полярная звезда. Приведенный перечень основных видов (типов) звезд с их краткой характеристикой, разумеется, не исчерпывает всего возможного многообразия звезд во Вселенной.

Виды белых карликов

Некоторые белые карлики в шаровом скоплении NGC 6397, снимок Хаббла

Спектрально их разделяют по двум группам. Излучение белого карлика делят на наиболее распространенный «водородный» спектральный класс DA (до 80 % от общего количества), в котором отсутствуют спектральные линии гелия, и более редкий «гелиевый белый карлик» тип DB, в спектрах звезд которого отсутствуют водородные линии.

Американский астроном Ико Ибен предложил различные сценарии их происхождения: в виду того, что горение гелия в красных гигантах неустойчиво, периодически развивается слоевая гелиевая вспышка. Он удачно предположил механизм сброса оболочки в разные стадии развития гелиевой вспышки – на ее пике и в период между двумя вспышками. Образование его зависит от механизма сброса оболочки соответственно.

Сочинение

Когда водород в ядре звезды превращается в гелий, он начинает сливать атомы углерода и кислорода.

А когда запасы гелия, в свою очередь, исчерпываются, белый карлик состоит в основном из углерода и кислорода, а в некоторых случаях и из неона и магния, при условии, что ядро имеет достаточное давление для синтеза этих элементов.

Возможно, у карлика осталась тонкая атмосфера, состоящая из гелия или водорода, поскольку, поскольку поверхностная гравитация звезды высока, тяжелые элементы имеют тенденцию накапливаться в центре, оставляя более легкие на поверхности.

В некоторых карликах есть даже возможность сплавить атомы неона и создать твердые ядра железа.

Эволюция белых карликов

Вне главной последовательности звезда тускнеет. Под действием гравитационных сил газ, нагретый красными гигантами и сверхгигантами, рассеивается по Вселенной, образуя молодую планетарную туманность. Спустя сотни тысяч лет туманность растворяется, и на ее месте остается выродившееся ядро красно-белого гиганта. Температуры такого объекта довольно высоки: от 90 000 К, по оценке по линии поглощения в спектре, и до 130 000 К, когда оценка проводится в пределах рентгеновского спектра. Однако из-за его малых размеров он остывание звезды происходит очень медленно.

Планетарная туманность

Наблюдаемое нами изображение звездного неба имеет возраст от десятков до сотен миллиардов лет. Там, где мы видим белых карликов, в космосе уже может существовать другое небесное тело. Звезда перешла в класс черных карликов, завершающую стадию эволюции. Фактически, вместо звезды остается кусок вещества, температура которого равна температуре окружающего пространства. Главная особенность этого объекта — полное отсутствие видимого света. Увидеть такую звезду в обычный оптический телескоп довольно сложно из-за ее низкой яркости. Главный критерий обнаружения белых карликов — наличие мощного ультрафиолетового и рентгеновского излучения.

Все известные белые карлики в зависимости от их спектра делятся на две группы:

водородные объекты спектрального класса DA, в спектре которых отсутствуют линии гелия;
гелиевые карлики, спектральный класс DB. Основные линии в спектре — гелий.

Этап эволюции, приводящий к появлению белого карлика, является последним для немассивных звезд, к которым принадлежит наша звезда, Солнце, и на этом этапе звезда имеет следующие характеристики. Несмотря на столь малые и компактные размеры звезды, ее звездное вещество весит ровно столько, сколько необходимо для ее существования. Другими словами, белые карлики, радиус которых в 100 раз меньше радиуса солнечного диска, имеют массу, равную массе Солнца, или даже больше нашей звезды.

Это говорит о том, что плотность белого карлика в миллионы раз превышает плотность обычных звезд, расположенных в пределах главной последовательности. Например, плотность нашей звезды составляет 1,41 г / см3, а плотность белых карликов может достигать колоссальных значений 105–110 г / см3.

Сирио Б

Что касается яркости, Сириус A в 22 раза превосходит яркость нашего Солнца, но его сестра Сириус B светится тускло, значительно меньшей яркости, чем его ослепительный сосед. Обнаружить присутствие белого карлика удалось благодаря изображениям Сириуса, сделанным рентгеновским телескопом Chandra. Белые карлики не обладают ярко выраженным световым спектром, поэтому такие звезды считаются довольно холодными темными космическими объектами. В инфракрасном и рентгеновском диапазоне Sirius B светит заметно ярче, продолжая излучать огромное количество тепловой энергии. В отличие от обычных звезд, где корона действует как источник рентгеновских волн, фотосфера является источником излучения в белых карликах.

Вне главной последовательности с точки зрения численности эти звезды не являются самыми распространенными объектами во Вселенной. В нашей галактике белые карлики составляют всего 3-10% небесных тел. Для этой части звездного населения нашей галактики неопределенность оценки усложняет слабость излучения в видимой полярной области. Другими словами, свет белых карликов не в состоянии преодолеть большие скопления космического газа, составляющие рукава нашей галактики.

Кладбище звезд в нашей галактике

Научный взгляд на историю появления белых карликов

Также в небесных телах вместо основных истощенных источников термоядерной энергии появляется новый термоядерный источник энергии — тройная гелиевая реакция или тройной альфа-процесс, обеспечивающий выгорание гелия. Эти гипотезы полностью подтвердились, когда появилась возможность наблюдать за поведением звезд в инфракрасном диапазоне. Спектр света обычной звезды значительно отличается от изображения, которое мы наблюдаем, глядя на красных гигантов и белых карликов. Для вырожденных ядер таких звезд существует верхний предел массы, иначе небесное тело станет физически нестабильным и может произойти коллапс.

Вырождение ядра красного гиганта

с точки зрения физических законов объяснить такую высокую плотность, которую имеют белые карлики, практически невозможно. Происходящие процессы стали понятны только благодаря квантовой механике, которая позволила изучать состояние электронного газа звездной материи. В отличие от обычной звезды, которая использует Стандартную модель для изучения состояния газа, ученых, занимающихся белыми карликами, интересует давление вырожденного релятивистского электронного газа. Проще говоря, наблюдается следующее. При огромном сжатии в 100 и более раз звездная материя становится похожей на большой атом, в котором все атомные связи и цепочки сливаются воедино. В этом состоянии электроны образуют вырожденный электронный газ, новое квантовое образование которого может противостоять силам гравитации. Этот газ образует плотное ядро без оболочки.

Модель белого карлика

В результате исследований физиков в области квантовой механики была создана модель белого карлика. Под действием гравитационных сил звездное вещество сжимается до такой степени, что электронные оболочки атомов разрушаются, электроны начинают свое хаотическое движение, переходя из одного состояния в другое. В отсутствие электронов ядра атомов образуют систему, образуя между собой прочную и стабильную связь. В звездной материи так много электронов, что образуется много состояний, соответственно скорость электронов сохраняется. Высокая скорость элементарных частиц создает колоссальное внутреннее давление вырожденного электронного газа, способного противостоять силам тяжести.

Ответы на вопросы

Чем отличается белый карлик от нейтронной звезды? Вся эволюция звезды основывается на первоначальной ее массе, от этого параметра и будет зависть ее светимость, продолжительность жизни и во что она превратится в конце. Для звезды массой 0,5-1,44 солнечной, жизнь закончится тем, что звезда расширится и превратится в красного гиганта, который сбросив свои внешние оболочки образует планетарную туманность оставит после себя лишь одно ядро, состоящее из вырожденного газа.

Это упрощенный механизм того, как образуется белый карлик. Если масса звезды больше 1,44 массы Солнца (так называемый предел Чандрасекара, при котором звезда может существовать как белый карлик. Если масса будет превышать его, то она станет нейтронной звездой.), то звезда израсходовав весь водород в ядре начинает синтез более тяжелых элементов, вплоть до железа. Дальнейший синтез элементов, которые тяжелее железа, невозможен т.к. требует больше энергии чем выделяется в процессе синтеза и ядро звезды коллапсирует в нейтронную звезду. Электроны срываются с орбит и падают в ядро, там сливаются с протонами и в итоге образуются нейтроны. Нейтронное вещество весит в сотни и миллионы раз больше чем любое другое.
Отличие белого карлика и пульсара. Все те же самые отличия что и в случае с нейтронной звездой, только стоит учитывать, что пульсар (а это и есть нейтронная звезда) еще и очень быстро вращается, десятки раз в секунду, а период вращения белого карлика составляет, на примере звезды 40 Eri B, 5 часов 17 минут. Разница ощутима!
Из-за чего светятся белые карлики? Так термоядерные реакции уже не происходят все имеющееся излучение это тепловая энергия, так почему они светятся? По сути он медленно остывает, как раскаленное железо, которое сперва ярко белое, а затем краснеет. Вырожденный газ очень хорошо проводит тепло из центра и он остывает на 1% за сотни миллионов лет. Со временем остывание замедляется и он может просуществовать триллионы лет.
Во что превращаются белые карлики? Возраст Вселенной слишком мал, для того чтобы могли образоваться, так называемые, черные карлики, конечной стадия эволюции. Так что видимых подтверждений у нас пока нет. На основе расчетов его остывания мы знаем лишь одно, что их продолжительность жизни, имеет поистине огромную, превышающую возраст Вселенной (13,7 млрд. лет) и теоретически составляющую триллионы лет.
Существует ли белый карлик с сильным магнитным полем как у нейтронной звезды? Некоторые из них обладают мощными магнитными полями, гораздо сильнее, чем любые созданные нами на Земле. Например, сила магнитного поля на поверхности Земли составляет всего от 30 до 60 миллионных долей тесла, в то время как напряженность магнитного поля белого карлика может достигать 100 000 тесла.

Но нейтронная звезда, обладает поистине сильным магнитным полем – 10*11 Тл и называется магнетаром! На поверхности некоторых магнетаров могут образовываться толчки, которые формируют колебания в звезде. Эти колебания часто приводят к огромным выбросам гамма-излучения магнетаром. Так, например, магнетар SGR 1900+14, который находится на расстоянии на 20 000 световых лет, в созвездии Орла, взорвался 27 августа 1998 г. Мощная вспышка гамма излучения была настолько сильной, что заставила выключить аппаратуру космического аппарата NEAR Shoemaker в целях ее сохранения.

Научно-популярный фильм о героях нашей статьи

Строение белых карликов

Природа процессов, происходящих внутри стареющей звезды, отражается на ее структуре. Первая отличительная черта белого карлика — это его атмосфера. Анализируя данные оптических наблюдений, напрашивается вывод: толщина атмосферного слоя такой звезды составляет всего несколько сотен метров. Судя по составу спектра, каждый из этих объектов имеет свой химический состав. В связи с этим белые карлики делятся на два типа:

горячие звезды;
холодные звезды.

Для первого типа основными компонентами являются ограниченное количество водорода (не более 0,05%), гелий, углерод, кальций, железо и титан (звездчатый металл). Теплые белые карлики имеют температуру 50 000 К. Для второго типа белых карликов основным компонентом является гелий. В этих звездах один атом водорода на миллион. Холодные карлики греются в десять раз меньше, всего до 5000К. Первые «водородные» белые карлики относятся к спектральному классу DA, вторые — «гелиевые» — к белым карликам типа DB.

Строение белого карлика

Атмосфера белого карлика покрывает область оставшейся невырожденной материи, в которой присутствует ограниченное количество свободных электронов. Этот слой имеет толщину 150-170 км и занимает 1% радиуса стареющей звезды. Толщина слоя невырожденной материи может меняться с возрастом объекта, но размер звезды остается прежним. Белый карлик может оставаться в этом состоянии до самой смерти. Окончательный размер белого карлика определяется его массой. Как и в случае с минимальной предельной массой, существует критический порог размера таких объектов.

Минимальный размер белого карлика

Ниже слоя невырожденной материи начинается царство релятивистского вырожденного электронного газа, представляющего собой изотермически разделенное вещество. Температура здесь постоянна во всех направлениях и составляет миллионы градусов Кельвина. Тепловая энергия передается изнутри звезды на поверхность, излучаясь в окружающее пространство. Такие процессы не позволяют телу светиться ярким светом. Основной поток тепловой энергии представлен рентгеновскими лучами.

Нейтронные звёзды – самые маленькие из всех

Объект с массой Солнца и диаметром всего лишь в 10 – 20 км – вот что такое нейтронная звезда. Это удивительные объекты, которые, по сути, представляют собой сверхплотное ядро звезды – гиганта.

При огромной массе плотность вещества такой звезды чудовищно велика – она в несколько раз больше плотности ядра атома. Если взять всего лишь чайную ложку её вещества, то она будет весить миллиард тонн! Но у нейтронной звезды есть ещё и внутренне ядро, плотность которого ещё выше. Процессы там идут очень любопытные, не как в обычных звёздах. Их гравитация на поверхности и сила магнитных полей огромны, так как огромная масса сконцентрирована в небольшом объёме.

Размер нейтронной звезды — всего пара десятков километров.

Несмотря на малые размеры, нейтронные звёзды горячие – от 100 тысяч до миллиона градусов на поверхности. А ещё они очень быстро вращаются – некоторые делают несколько сотен оборотов в секунду. Они направленно и сильно излучают в различных радиодиапазонах, в том числе в рентгеновском, и если это происходит в нашем направлении, то учёные обнаруживают пульсар. Это, по сути, быстро вращающаяся нейтронная звезда, которая излучает в нашу сторону.

Нейтронные звёзды — самые маленькие из всех. Но если вы считаете, что они недостойны считаться «нормальными» звёздами, потому что представляют собой их остатки, то давайте посмотрим среди них.

2.4 ’еориЯ белых карликов

€з наблюдений известно, что массы белых карликов порЯдка солнечной, но размеры
составлЯют лишь сотую часть солнечного радиуса (и даже меньше), т.е. белые карлики
представлЯют собой звезды с чрезвычайно большой плотностью вещества
гсм. ‚ таком состоЯнии обычные атомы разрушаютсЯ,
а вещество состоит из Ядер и свободных электронов, которые подчинЯютсЯ статистике
”ерми-„ирака.

Џолучим уравнение состоЯниЯ длЯ вещества белых карликов.

‚ импульсном пространстве число клеток (состоЯний) в 1 см
равно
, где
— объем
одной клетки (фазовой Ячейки). ‘огласно статистике ”ерми-„ирака, в
одном состоЯнии может находитьсЯ только один электрон, и полное
число электронов , заключенное в фазовом объеме
, с учетом спина равно

„лЯ водорода осуществлЯетсЯ при плотности
гсм (длЯ
это
соответствует
гсм). ”ерми-энергиЯ
электронов в этих условиЯх
, что в десЯтки
раз превышает энергию свЯзи электронов атома водорода
(
). ’аким образом, при уже
можно пользоватьсЯ теорией вырожденного электронного газа.

ђассмотрим нерелЯтивистскую область . ‘реднЯЯ энергиЯ
электронов в шаре с объемом

равна
, т.е.
.
„авление
, т.е. холодное нерелЯтивистское вещество
представлЯет собой газ, подчинЯющийсЯ уравнению состоЯниЯ с

‡ а д а ч а. Џолучите точную формулу длЯ давлениЯ вырожденного нерелЯтивистского
газа
эргсм и найдите выражение длЯ через
фундаментальные константы.

‚споминаЯ общие формулы, выведенные длЯ политропных конфигураций, имеем ():

Џриведем характеристики типичного белого карлика, состоЯщего из гелиЯ ()
с массой
г гсмгсм см.

‘трого говорЯ, полученные выше результаты относЯтсЯ к абсолютно
холодному веществу. ‚ещество белых карликов, которые мы наблюдаем,
имеют отличную от нулЯ температуру (они светЯт!)

Ќо температура
даже в несколько миллионов градусов мала по сравнению с
характерной ферми-энергией электронов (
).
Џоэтому тепловое движение плазмы не существенно при расчете
равновесиЯ и устойчивости белых карликов, хотЯ длЯ расчета их
охлаждениЯ оно важно

‘ увеличением массы белого карлика растет , и при некоторой величине
оказываетсЯ больше единицы, электронный газ оказываетсЯ релЯтивистским. €мпульс
электрона свЯзан со скоростью известным соотношением

Џри (оставлЯЯ только главный член в разложении) энергиЯ одного электрона
, следовательно, энергиЯ единицы массы
, а
давление
.

’аким образом, ультрарелЯтивистский вырожденный электронный газ подчинЯетсЯ уравнению
состоЯниЯ с показателем
(индекс политропы ).

Ќам уже известно (см. выше), что при равновесное состоЯние возможно только
при одной определенной массе. „лЯ вырожденного релЯтивистского вещества ()
дает это значение массы

ђис. 16.

€так, длЯ холодного вещества решение существует только при
(
— называют чандрасекаровским пределом массы). €з наблюдений мы знаем,
что есть горЯчие звезды с массой, большей
. ‚ результате эволюции
при остывании таких звезд должна происходить потерЯ устойчивости и коллапс (быстрое
сжатие) звезды.

‚ ньютоновской теории более жесткое уравнение состоЯниЯ (например, отталкивание
Ядер) могло бы спасти звезду от коллапса. Ћднако в Ћ’Ћ при любом уравнении состоЯниЯ
релЯтивистские эффекты всегда приводЯт к неустойчивости и неограниченному коллапсу.

Џолучим, следуЯ ….‘олпитеру, выражение длЯ предельной массы белого карлика через
фундаментальные физические величины
, или, другими словами,
найдем предельное число нуклонов
, длЯ которых гравитациЯ уравновешиваетсЯ
давлением вырожденных электронов. €меем
.

€з констант
и можно составить только одно безразмерное число:

(аналог постоЯнной тонкой структуры

). Џо определению
безразмерно и

„лЯ политропы выше мы получили
. ЏодставлЯЯ , имеем

2.3 —астные случаи политропных …
| |
2.5 ѓорЯчие звезды >>

Џубликации с ключевыми словами:
ќволюциЯ звезд — внутреннее строение звезд — термоЯдерные реакции — физические процессы
Џубликации со словами:
ќволюциЯ звезд — внутреннее строение звезд — термоЯдерные реакции — физические процессы

‘м. также:

‚се публикации на ту же тему >>

ЂстрометриЯ
—
Ђстрономические инструменты
—
Ђстрономическое образование
—
Ђстрофизика
—
€сториЯ астрономии
—
Љосмонавтика, исследование космоса
—
‹юбительскаЯ астрономиЯ
—
Џланеты и ‘олнечнаЯ система
—
‘олнце

Туманность

Туманность — это не что иное, как космическое облако, которое состоит из пыли и газа. Она — основной строительный блок нашей Вселенной: из него образуются звезды и звездные системы. Туманность — один из самых красивых астрономических объектов, который может светиться всеми цветами радуги.

Туманность Улитка / wikipedia.org

Туманность Андромеды (или галактика Андромеды) — ближайшая к Млечному Пути галактика. Она находится на расстоянии 2,52 млн св. лет от Земли, намного больше нашей Галактики и содержит примерно 1 трлн звезд. Возможно, человечество в далеком будущем достигнет Туманности Андромеды. А даже если этого не случится, сама Туманность «придет в гости», поглотив Млечный Путь через 5 млрд лет.

Здесь важно уточнить. Слово «туманность» имеет давнюю историю: раньше им могли обозначить практически любой астрономический объект, включая галактики

Например, галактику Туманность Андромеды. Сейчас от данной практики отошли, и словом «туманность» обозначают скопления пыли, газа и плазмы.

Выделяют эмиссионную туманность (облако газа высокой температуры), отражательную туманность (не излучающую собственной радиации), темную туманность (облако пыли, блокирующее свет от объектов, расположенных за ним) и планетарную туманность (оболочку из газа, произведенного звездой в конце своей эволюции). Сюда же относят и остатки сверхновых.