белый Гном

Изображение Сириуса A и Сириуса B, сделанное космическим телескопом Хаббла . Сириус B, белый карлик, можно увидеть как слабую точку света в нижнем левом углу от гораздо более яркого Сириуса А.

Белый карлик , также называется вырожденным карликовой , является ядро звезды остаток состоит в основном из электронно-вырожденной материи . Белый карлик очень плотный : его масса сравнима с массой Солнца , а по объему - с массой Земли . Слабая светимость белого карлика возникает из-за излучения накопленной тепловой энергии ; в белом карлике не происходит слияния. ^[1] Ближайший из известных белых карликов - это Сириус B в 8,6 световых годах, меньший компонент двойной звезды Сириус.. В настоящее время считается, что среди сотен ближайших к Солнцу звездных систем восемь белых карликов. ^[2] Необычная слабость белых карликов была впервые обнаружена в 1910 году. ^{[3] : 1} Название « белый карлик» было придумано Виллемом Лейтеном в 1922 году.

Белые карлики считаются последним эволюционным состоянием звезд, масса которых недостаточно высока, чтобы стать нейтронной звездой , что составляет около 10 масс Солнца . Это включает более 97% других звезд Млечного Пути . ^{[4] : §} 1. После того , как водород - сплавление периода в главной последовательности звезды низких или средних массах концов, такая звезда будет расширяться до красного гиганта , в течение которого он сливается гелий с углеродом и кислородом в ядре с помощью трёх- альфа-процесс. Если красный гигант имеет недостаточную массу для создания температуры ядра, необходимой для плавления углерода (около 1 миллиарда К), в его центре будет накапливаться инертная масса углерода и кислорода. После того, как такая звезда сбросит свои внешние слои и образует планетарную туманность , она оставит после себя ядро, которое является остатком белого карлика. ^[5] Обычно белые карлики состоят из углерода и кислорода ( белый карлик CO ). Если масса прародителя находится между 8 и 10.5  солнечных масс ( M _☉ ), температура сердечника будет достаточно , чтобы предохранитель углерода , но не неон , и в этом случае кислородом неон магния ( ONeMg или одного) Белый карлик может образоваться. ^[6] Звезды очень малой массы не смогут синтезировать гелий, следовательно, гелиевый белый карлик ^{[7] [8]} может образоваться из-за потери массы в двойных системах.

Материал в белом карлике больше не подвергается реакциям синтеза, поэтому у звезды нет источника энергии. В результате он не может поддерживать себя за счет тепла, генерируемого термоядерным синтезом, против гравитационного коллапса , а поддерживается только давлением вырождения электронов , что делает его чрезвычайно плотным. Физика вырождения дает максимальную массу для невращающихся белого карлика, то предел Чандрасекара -approximately 1,44 раз М ☉ -beyond которого он не может быть поддержан давлением электронов вырождения. Углеродно-кислородный белый карлик, который приближается к этому пределу массы, обычно за счет массопереноса от звезды-компаньона, может взорваться как сверхновая типа Ia с помощью процесса, известного как углеродная детонация.; ^{[1] [5]} SN 1006 считается известным примером.

Белый карлик очень горячий, когда формируется, но поскольку у него нет источника энергии, он будет постепенно остывать по мере того, как излучает свою энергию. Это означает, что его излучение, изначально имеющее высокую цветовую температуру , со временем ослабевает и краснеет. Через очень долгое время белый карлик остынет, и его материал начнет кристаллизоваться, начиная с ядра. Низкая температура звезды означает, что она больше не будет излучать значительное количество тепла или света и станет холодным черным карликом . ^[5] Поскольку время, необходимое белому карлику для достижения этого состояния, по расчетам превышает текущий возраст Вселенной (приблизительно 13,8 миллиарда лет), ^[9] считается, что черных карликов еще не существует.^{[1] [4]} Самые старые белые карлики все еще излучают при температуре в несколько тысяч кельвинов .

Открытие [ править ]

Первый белый карлик обнаружил, в тройной звездной системе из 40 Эридано , которая содержит относительно яркой главной последовательности звезды 40 Эридана A , вращались на расстоянии от ближе двоичной системы белой карликовой 40 Эридана B и главной последовательностью красных карликовых 40 Эридана C . Пара 40 Eridani B / C была обнаружена Уильямом Гершелем 31 января 1783 года. ^[10] В 1910 году Генри Норрис Рассел , Эдвард Чарльз Пикеринг и Уильямина Флеминг обнаружили, что, несмотря на то, что это тусклая звезда, 40 Eridani B имели видспектральный тип А, или белый. ^[11] В 1939 году Рассел вспомнил об открытии: ^{[3] : 1}

Я был в гостях у своего друга и щедрого благотворителя, профессора Эдварда К. Пикеринга. С характерной добротой он вызвался наблюдать спектры всех звезд, включая звезды сравнения, которые наблюдались в наблюдениях звездного параллакса, которые мы с Хинксом провели в Кембридже, и я обсуждал их. Эта, по-видимому, рутинная работа оказалась очень плодотворной - она ​​привела к открытию, что все звезды очень слабой абсолютной величины принадлежали к спектральному классу M. В разговоре на эту тему (насколько я помню) я спросил Пикеринга о некоторых других слабых звездах. , не в моем списке, упомянув, в частности, 40 Эридани Б. Характерно, что он отправил записку в офис обсерватории, и вскоре пришел ответ (я думаю, от миссис Флеминг), что спектр этой звезды - А. Я знал достаточно о это даже в эти палеозойские дни,чтобы сразу понять, что существует крайнее несоответствие между тем, что мы тогда назвали бы «возможными» значениями поверхностной яркости и плотности. Я должен был показать, что был не только озадачен, но и удручен этим исключением из того, что выглядело как очень красивое правило звездных характеристик; но Пикеринг улыбнулся мне и сказал: «Именно эти исключения ведут к прогрессу в наших знаниях», и так белые карлики вошли в сферу изучения!Именно эти исключения ведут к прогрессу в наших знаниях », и так белые карлики вошли в сферу изучения!Именно эти исключения ведут к прогрессу в наших знаниях », и так белые карлики вошли в сферу изучения!

Спектральный класс 40 Eridani B был официально описан в 1914 году Уолтером Адамсом . ^[12]

 Следующим должен был быть обнаружен белый карлик, компаньон Сириуса , Сириус Б. В течение девятнадцатого века позиционные измерения некоторых звезд стали достаточно точными, чтобы измерить небольшие изменения их местоположения. Фридрих Бессель использовал измерения положения, чтобы определить, что звезды Сириус (α Canis Majoris) и Процион (α Canis Minoris) периодически меняют свое положение. В 1844 году он предсказал, что у обеих звезд есть невидимые спутники: ^[13]

Если бы мы считали Сириус и Процион двойными звездами, изменение их движения не удивило бы нас; мы должны признать их необходимыми, и нам остается только исследовать их количество путем наблюдения. Но свет не является реальным свойством массы. Существование бесчисленных видимых звезд ничего не может доказать против существования бесчисленных невидимых звезд.

Бессель приблизительно оценил период существования спутника Сириуса примерно в полвека; ^[13] CAF Peters вычислил его орбиту в 1851 году. ^[14] Только 31 января 1862 года Алван Грэм Кларк наблюдал ранее невидимую звезду рядом с Сириусом, позже идентифицированную как предсказанный спутник. ^[14] Уолтер Адамс объявил в 1915 году, что он обнаружил, что спектр Сириуса B подобен спектру Сириуса. ^[15]

В 1917 году Адриан ван Маанен обнаружил звезду Ван Маанена , изолированного белого карлика. ^[16] Эти три белых карлика, обнаруженные первыми, являются так называемыми классическими белыми карликами . ^{[3] : 2} В конце концов, было обнаружено много слабых белых звезд с высоким собственным движением , что указывает на то, что их можно было заподозрить в качестве звезд низкой светимости, близких к Земле, и, следовательно, белых карликов. Виллем Лютен, похоже, был первым, кто использовал термин « белый карлик», когда исследовал этот класс звезд в 1922 году; ^{[11] [17] [18] [19] [20]}позже термин был популяризирован Артуром Стэнли Эддингтоном . ^{[11] [21]} Несмотря на эти подозрения, первый неклассический белый карлик не был определенно идентифицирован до 1930-х годов. К 1939 году было обнаружено 18 белых карликов. ^{[3] : 3} Лютен и другие продолжали поиск белых карликов в 1940-х годах. К 1950 году было известно более сотни ^[22], а к 1999 году было известно более 2000. ^[23] С тех пор Слоанское цифровое исследование неба обнаружило более 9000 белых карликов, в основном новых. ^[24]

Состав и структура [ править ]

Несмотря на то, белые карлики , как известно , с оцениваемыми массами , как низко как 0,17  М _☉ ^[25] и как можно выше 1,33  М _☉ , ^[26] распределение масс сильно достиг максимума в 0,6  М _☉ , и большинство лежат между 0,5 и 0,7  М _☉ . ^[26] Оценочные радиусы наблюдаемых белых карликов обычно составляют 0,8–2% от радиуса Солнца ; ^[27]это сравнимо с радиусом Земли примерно 0,9% солнечного радиуса. Таким образом, белый карлик имеет массу, сравнимую с массой Солнца, в объем, который обычно в миллион раз меньше солнечного; поэтому средняя плотность вещества в белом карлике должна быть примерно в 1000000 раз больше, чем средняя плотность Солнца, или приблизительно 10 ⁶  г / см 3 , или 1  тонна на кубический сантиметр. ^[1] Типичный белый карлик имеет плотность от 10 ⁴ до 10 ⁷  г / см ³ . Белые карлики состоят из одной из самых плотных известных форм материи, которую превосходят только другие компактные звезды, такие как нейтронные звезды ,кварковые звезды (гипотетически), ^[28] и черные дыры .

Белые карлики оказались чрезвычайно плотными вскоре после их открытия. Если звезда находится в двойной системе, как в случае с Сириусом B или 40 Eridani B, ее массу можно оценить по наблюдениям двойной орбиты. Это было сделано для Sirius B в 1910 году, ^[29] что дает оценку масс 0,94  М _☉ , что хорошо сопоставимы с более современной оценкой 1,00  М _☉ . ^[30] Поскольку более горячие тела излучают больше энергии, чем более холодные, поверхностную яркость звезды можно оценить по ее эффективной температуре поверхности и по ее спектру.. Если расстояние до звезды известно, можно также оценить ее абсолютную светимость. По абсолютной светимости и расстоянию можно рассчитать площадь поверхности звезды и ее радиус. Рассуждения такого рода привели к осознанию, озадачившему астрономов того времени, что из-за их относительно высокой температуры и относительно низкой абсолютной светимости Сириус B и 40 Eridani B должны быть очень плотными. Когда Эрнст Эпик в 1916 году оценил плотность ряда визуально двойных звезд, он обнаружил, что 40 Эридана B имели плотность более чем в 25 000 раз больше плотности Солнца , что было настолько высоким, что он назвал это «невозможным». ^[31] Как позже в 1927 году Артур Стэнли Эддингтон сказал : ^{[32] : 50}

Мы узнаем о звездах, получая и интерпретируя послания, которые приносит нам их свет. Сообщение спутника Сириуса, когда оно было расшифровано, гласило: «Я составлен из материала, в 3000 раз более плотного, чем все, с чем вы когда-либо сталкивались; тонна моего материала была бы маленьким самородком, который можно было бы положить в спичечный коробок». Что можно ответить на такое сообщение? В 1914 году большинство из нас ответили: «Заткнись. Не говори ерунды».

Как указал Эддингтон в 1924 году, плотности этого порядка подразумевали, что, согласно общей теории относительности , свет от Сириуса B должен иметь гравитационное красное смещение . ^[21] Это подтвердилось, когда Адамс измерил это красное смещение в 1925 году. ^[33]

Такие плотности возможны, потому что материал белого карлика не состоит из атомов, соединенных химическими связями , а скорее состоит из плазмы несвязанных ядер и электронов . Следовательно, нет никаких препятствий для размещения ядер ближе, чем это обычно допускается электронными орбиталями, ограниченными нормальным веществом. ^[21] Эддингтон задался вопросом, что произойдет, если эта плазма остынет и энергии для ионизации атомов станет недостаточно. ^[37] Этот парадокс был разрешен Р. Х. Фаулером в 1926 году путем применения недавно разработанной квантовой механики . Поскольку электроны подчиняютсяПринцип исключения Паули , никакие два электрона не могут находиться в одном и том же состоянии , и они должны подчиняться статистике Ферми – Дирака , также введенной в 1926 году для определения статистического распределения частиц, удовлетворяющих принципу исключения Паули. ^[38] Следовательно, при нулевой температуре электроны не могут все занимать самое низкоэнергетическое или основное состояние; некоторые из них должны были бы занять состояния с более высокой энергией, образуя полосу состояний с наименьшей доступной энергией, море Ферми . Это состояние электронов, называемое вырожденным , означало, что белый карлик мог охладиться до нулевой температуры и по-прежнему обладать высокой энергией. ^{[37] [39]}

Сжатие белого карлика увеличит количество электронов в заданном объеме. Применяя принцип исключения Паули, это увеличит кинетическую энергию электронов, тем самым увеличив давление. ^{[37] [40]} Это давление вырождения электронов поддерживает белый карлик против гравитационного коллапса . Давление зависит только от плотности, а не от температуры. Вырожденное вещество относительно сжимаемо; это означает, что плотность белого карлика большой массы намного больше, чем плотность белого карлика малой массы, и что радиус белого карлика уменьшается с увеличением его массы. ^[1]

Существование предельной массы, которую не может превзойти ни один белый карлик без коллапса в нейтронную звезду, является еще одним следствием поддержки давлением электронного вырождения. Такие предельные массы были вычислены для случаев идеализированной звезды постоянной плотности в 1929 году Вильгельмом Андерсоном ^[41] и в 1930 году Эдмундом Стонером . ^[42] Это значение было скорректировано с учетом гидростатического равновесия для профиля плотности, и известное в настоящее время значение предела было впервые опубликовано в 1931 году Субрахманьяном Чандрасекаром в его статье «Максимальная масса идеальных белых карликов». ^[43] Для невращающегося белого карлика он равен примерно 5,7 M _☉ /μ _e ² , где μ _e - средний молекулярный вес на электрон звезды. ^{[44] : ур. (63)} Поскольку углерод-12 и кислород-16, которые преимущественно составляют углеродно-кислородный белый карлик, оба имеют атомный номер, равный половине их атомного веса ,для такой звездыследует принять μ _e равным 2, ^{[39] что} приведет к общепринятое значение 1,4  M _☉ . (В начале 20 века было основание полагать, что звезды состоят в основном из тяжелых элементов, ^{[42] : 955}так, в 1931 г. в статье, Chandrasekhar установить средний молекулярный вес на один электрон, μ _е , равным 2,5, что дает предел 0,91  М _☉ .) Вместе с Уильямом Альфред Фаулер , Chandrasekhar получил Нобелевскую премию за это и другие работы в 1983 году . ^[45] Предельная масса теперь называется пределом Чандрасекара .

Если белый карлик превысит предел Чандрасекара и ядерные реакции не будут происходить, давление, оказываемое электронами , больше не сможет уравновесить силу тяжести , и он схлопнется в более плотный объект, называемый нейтронной звездой . ^[46] Углеродно-кислородные белые карлики, увеличивающие массу от соседней звезды, подвергаются неуправляемой реакции ядерного синтеза, которая приводит к взрыву сверхновой типа Ia, в котором белый карлик может быть разрушен, прежде чем он достигнет предельной массы. ^[47]

Новое исследование показывает, что многие белые карлики - по крайней мере, в некоторых типах галактик - могут не приблизиться к этому пределу путем аккреции. Было высказано предположение, что по крайней мере некоторые из белых карликов, которые становятся сверхновыми, достигают необходимой массы, сталкиваясь друг с другом. Возможно, в эллиптических галактиках такие столкновения являются основным источником сверхновых. Эта гипотеза основана на том факте, что рентгеновские лучипроизводимые этими галактиками, в 30-50 раз меньше, чем ожидается, произведенные сверхновыми типами Ia этой галактики, поскольку материя аккрецируется на белом карлике от окружающего его компаньона. Был сделан вывод, что не более 5 процентов сверхновых в таких галактиках могут быть созданы в процессе аккреции на белые карлики. Значение этого открытия заключается в том, что могут быть два типа сверхновых, что может означать, что предел Чандрасекара не всегда может применяться при определении того, когда белый карлик становится сверхновым, учитывая, что два сталкивающихся белых карлика могут иметь диапазон масс. Это, в свою очередь, затруднило бы попытки использовать взрывающиеся белые карлики в качестве стандартных свечей при определении расстояний. ^[48]

Белые карлики имеют низкую светимость и поэтому занимают полосу внизу диаграммы Герцшпрунга – Рассела , графика зависимости светимости звезд от цвета или температуры. Их не следует путать с объектами низкой светимости на маломассивном конце главной последовательности , такими как плавящиеся водород красные карлики , ядра которых частично поддерживаются тепловым давлением ^[49] или даже более низкотемпературными коричневыми. карлики . ^[50]

Связь между массой и радиусом и предел массы [ править ]

Связь между массой и радиусом белых карликов может быть получена с использованием аргумента минимизации энергии. Энергия белого карлика может быть приблизительно равна сумме его гравитационной потенциальной энергии и кинетической энергии . Гравитационная потенциальная энергия единицы массы белого карлика E _g будет порядка - G  M  ∕  R , где G - гравитационная постоянная , M - масса белого карлика, а R - его радиус.

${\displaystyle E_{g}\approx {\frac {-GM}{R}}.}$

Кинетическая энергия единицы массы, E _k , будет в первую очередь происходить от движения электронов, поэтому она будет приблизительно N  p ²  ∕ 2 m , где p - средний импульс электрона, m - масса электрона, а N - величина количество электронов на единицу массы. Поскольку электроны вырождены , мы можем оценить p порядка неопределенности импульса Δ p , определяемой принципом неопределенности , который гласит, что Δ p  Δ x имеет порядок приведенной постоянной Планка., ħ . Δ x будет порядка среднего расстояния между электронами, которое будет примерно n ^−1/3 , т. ^{Е. Обратной} величиной кубического корня из числовой плотности n электронов в единице объема. Поскольку в белом карлике N · M электронов, где M - масса звезды, а ее объем порядка R ³ , n будет порядка N  M  ∕  R ³ . ^[39]

Решая для кинетической энергии на единицу массы, E _k , находим, что

${\displaystyle E_{k}\approx {\frac {N(\Delta p)^{2}}{2m}}\approx {\frac {N\hbar ^{2}n^{2/3}}{2m}}\approx {\frac {M^{2/3}N^{5/3}\hbar ^{2}}{2mR^{2}}}.}$

Белый карлик будет находиться в равновесии, когда его полная энергия E _g + E _k сведена _к минимуму. На этом этапе кинетическая и гравитационная потенциальные энергии должны быть сопоставимы, поэтому мы можем получить приблизительное соотношение масса-радиус, приравняв их величины:

${\displaystyle |E_{g}|\approx {\frac {GM}{R}}=E_{k}\approx {\frac {M^{2/3}N^{5/3}\hbar ^{2}}{2mR^{2}}}.}$

Решение этого для радиуса R дает ^[39]

${\displaystyle R\approx {\frac {N^{5/3}\hbar ^{2}}{2mGM^{1/3}}}.}$

Удаление N , которое зависит только от состава белого карлика, и универсальных констант оставляет нам связь между массой и радиусом:

${\displaystyle R\sim M^{-1/3}}$

т.е. радиус белого карлика обратно пропорционален кубическому корню из его массы.

Поскольку в этом анализе используется нерелятивистская формула кинетической энергии p ²  ∕ 2 m , он является нерелятивистским. Если мы хотим , чтобы проанализировать ситуацию , когда скорость электрона в белом карлике близка к скорости света , с , мы должны заменить р ²  /2 м от крайнего релятивистского приближения р  с для кинетической энергии. С этой заменой находим

${\displaystyle E_{k\ {\rm {relativistic}}}\approx {\frac {M^{1/3}N^{4/3}\hbar c}{R}}.}$

Если мы приравняем это к величине E _g , мы обнаружим, что R выпадает, а масса M вынуждена быть ^[39]

${\displaystyle M_{\rm {limit}}\approx N^{2}\left({\frac {\hbar c}{G}}\right)^{3/2}.}$

Чтобы интерпретировать этот результат, заметьте, что по мере того, как мы добавляем массу к белому карлику, его радиус будет уменьшаться, поэтому, согласно принципу неопределенности, импульс и, следовательно, скорость его электронов будут увеличиваться. Когда эта скорость приближается к c , предельный релятивистский анализ становится более точным, а это означает, что масса  M белого карлика должна приближаться к предельной массе M _limit . Таким образом, ни один белый карлик не может быть тяжелее , чем предельная масса M _{предела} , или 1,4  М _☉ .

Для более точного вычисления зависимости масса-радиус и предельной массы белого карлика необходимо вычислить уравнение состояния, которое описывает соотношение между плотностью и давлением в материале белого карлика. Если плотность и давление равны функциям радиуса от центра звезды, система уравнений, состоящая из уравнения гидростатики вместе с уравнением состояния, может быть решена, чтобы найти структуру белого карлика в состоянии равновесия. . В нерелятивистском случае мы все равно обнаружим, что радиус обратно пропорционален кубическому корню из массы. ^{[44] : ур. (80)}Релятивистские поправки изменят результат так, что радиус станет равным нулю при конечном значении массы. Это предельное значение массы, называемое пределом Чандрасекара, при котором белый карлик больше не может поддерживаться давлением вырождения электронов. График справа показывает результат такого вычисления. Он показывает, как радиус изменяется с массой для нерелятивистской (синяя кривая) и релятивистской (зеленая кривая) моделей белого карлика. Обе модели рассматривают белый карлик как холодный ферми-газ в гидростатическом равновесии. Средняя молекулярная масса на электрон, μ _e , была установлена ​​равной 2. Радиус измеряется в стандартных солнечных радиусах, а масса - в стандартных солнечных массах. ^{[44] [51]}

Все эти вычисления предполагают, что белый карлик не вращается. Если белый карлик вращается, уравнение гидростатического равновесия должно быть изменено, чтобы учесть центробежную псевдосилу, возникающую при работе во вращающейся системе координат . ^[52] Для равномерно вращающегося белого карлика предельная масса увеличивается незначительно. Если позволить звезде вращаться неравномерно и пренебречь вязкостью , то, как было указано Фредом Хойлом в 1947 г. ^[53], нет предела массе, при которой модельный белый карлик может находиться в статическом состоянии. равновесие. Не все эти модельные звезды будут динамически устойчивыми. ^[54]

Радиация и охлаждение [ править ]

Вырожденная материя, составляющая основную часть белого карлика, имеет очень низкую непрозрачность , потому что для любого поглощения фотона требуется, чтобы электрон перешел в более высокое пустое состояние, что может быть невозможно, так как энергия фотона может быть недопустимой. соответствие возможных квантовых состояний, доступных этому электрону, следовательно, радиационная теплопередача внутри белого карлика мала; однако он обладает высокой теплопроводностью . В результате внутри белого карлика поддерживается постоянная температура, примерно 10 ⁷  К. Внешняя оболочка из невырожденной материи охлаждается от примерно 10 ⁷  К до 10 ⁴  К. Эта материя излучает примерно как черное тело.. Белый карлик остается видимым в течение долгого времени, так как его разреженная внешняя атмосфера из нормального вещества начинает излучать при температуре около 10 ⁷  К после образования, в то время как его большая внутренняя масса составляет 10 ⁷  К, но не может излучать через свою нормальную материальную оболочку. ^[55]

Видимое излучение, излучаемое белыми карликами, варьируется в широком цветовом диапазоне, от сине-белого цвета звезды главной последовательности O-типа до красного цвета красного карлика M-типа . ^[56] Эффективные температуры поверхности белых карликов простираются от более 150 000 К ^[23] до почти 4000 К. ^{[57] [58]} В соответствии с законом Стефана – Больцмана светимость увеличивается с увеличением температуры поверхности; эта поверхность соответствует диапазону температур до светимости из более чем в 100 раз Солнце, чтобы при ¹ / ₁₀₀₀₀ , что из Солнца. ^[58]Горячие белые карлики с температурой поверхности выше 30 000 К являются источниками мягкого (то есть более низкоэнергетического) рентгеновского излучения . Это позволяет изучать состав и структуру их атмосфер с помощью мягких рентгеновских лучей и наблюдений в крайнем ультрафиолете . ^[59]

Белые карлики также излучают нейтрино через процесс урка . ^[60]

Как объяснил Леон Местель в 1952 году, если белый карлик не аккрецирует материю от звезды-компаньона или другого источника, его излучение исходит от накопленного тепла, которое не пополняется. ^{[61] [62] : §2.1} Белые карлики имеют чрезвычайно малую площадь поверхности, из которой излучается это тепло, поэтому они постепенно охлаждаются, оставаясь горячими в течение длительного времени. ^[5] По мере того, как белый карлик охлаждается, температура его поверхности уменьшается, излучение, которое он излучает, краснеет, а его светимость уменьшается. Поскольку белый карлик не имеет другого стока энергии, кроме излучения, его охлаждение со временем замедляется. Скорость охлаждения была оценена для углерода белого карлика 0,59 М _☉с водородной атмосферой. После первоначального охлаждения примерно на 1,5 миллиарда лет до температуры поверхности 7140 К, охлаждение еще примерно на 500 кельвинов до 6590 К занимает около 0,3 миллиарда лет, но следующие два шага примерно в 500 кельвинов (до 6030 К и 5550 К) потребуются первыми. 0,4, а затем 1,1 миллиарда лет. ^{[63] : Таблица 2}

Большинство наблюдаемых белых карликов имеют относительно высокие температуры поверхности, от 8000 К до 40 000 К. ^{[24] [64]} Белый карлик, однако, проводит большую часть своей жизни при более низких температурах, чем при более высоких температурах, поэтому следует ожидать, что их больше. холодные белые карлики, чем горячие белые карлики. Как только мы скорректируем эффект отбора, согласно которому более горячие, более светящиеся белые карлики легче наблюдать, мы действительно обнаружим, что уменьшение исследуемого диапазона температур приводит к обнаружению большего количества белых карликов. ^[65] Эта тенденция прекращается, когда мы достигаем чрезвычайно холодных белых карликов; наблюдается несколько белых карликов с температурой поверхности ниже 4000 К ^[66], и один из самых холодных из наблюдаемых до сих пор, WD 0346 + 246, имеет температуру поверхности около 3900 К. ^[57] Причина этого в том, что возраст Вселенной конечен; ^{[67] [68]} у белых карликов не было достаточно времени, чтобы остыть ниже этой температуры. Таким образом, функцию светимости белого карлика можно использовать для определения времени, когда звезды начали формироваться в определенной области; оценка возраста нашего галактического диска, найденная таким образом, составляет 8 миллиардов лет. ^[65] Белый карлик в конечном итоге, через многие триллионы лет, остынет и превратится в неизлучающий черный карлик в приблизительном тепловом равновесии с окружающей средой и космическим фоновым излучением . Считается, что черных карликов еще не существует.^[1]

Хотя материал белого карлика изначально является плазмой - жидкостью, состоящей из ядер и электронов, - в 1960-х годах было теоретически предсказано, что на поздней стадии охлаждения он должен кристаллизоваться , начиная с его центра. ^[69] Кристаллическая структура считается объемно -центрированной кубической решеткой. ^{[4] [70]} В 1995 г. было высказано предположение, что астросейсмологические наблюдения пульсирующих белых карликов дали потенциальную проверку теории кристаллизации ^[71], а в 2004 г. были сделаны наблюдения, которые предполагали приблизительно 90% массы BPM 37093.кристаллизовался. ^{[69] [72] [73]} Другая работа дает кристаллическую массовую долю от 32% до 82%. ^[74] Когда ядро ​​белого карлика подвергается кристаллизации в твердую фазу, выделяется скрытая теплота, которая обеспечивает источник тепловой энергии, которая задерживает его охлаждение. ^[75] Этот эффект был впервые подтвержден в 2019 году после идентификации скопления в охлаждающей последовательности из более чем 15 000 белых карликов, наблюдавшихся со спутника Gaia . ^[76]

Низкий массы гелия белые карлики (масса <0,20  M _☉ ), часто называемые как «чрезвычайно малой массы белых карликов, ВЯЗА WDS» образуются в двойных системах. В результате их богатых водородом оболочек остаточное горение водорода в цикле CNO может поддерживать эти белые карлики в горячем состоянии в течение длительного времени. Вдобавок они остаются в стадии раздутого прото-белого карлика до 2 млрд лет, прежде чем достигнут трека охлаждения. ^[77]

Атмосфера и спектры [ править ]

Хотя считается, что большинство белых карликов состоит из углерода и кислорода, спектроскопия обычно показывает, что излучаемый ими свет исходит из атмосферы, в которой преобладает водород или гелий . Доминирующий элемент обычно по крайней мере в 1000 раз более распространен, чем все другие элементы. Как объяснил Шацман в 1940-х годах, считается , что высокая поверхностная гравитация вызывает эту чистоту за счет гравитационного разделения атмосферы, так что тяжелые элементы находятся внизу, а легкие - вверху. ^{[79] [80] : §§5–6}Эта атмосфера, единственная видимая нам часть белого карлика, считается верхней частью оболочки, которая является остатком оболочки звезды в фазе AGB и может также содержать материал, аккрецирующий из межзвездной среды . Огибающей , как полагают, состоит из гелия богатых слоя с массой не более ¹ / ₁₀₀ от общей массы звезды, которая, если атмосфера представляет собой водород доминируют, перекрывается обогащенного водородом слоя с массой около ¹ ⁄ _{10 000} от общей массы звезд. ^{[58] [81] : §§4–5}

Хотя эти внешние слои тонкие, они определяют тепловую эволюцию белого карлика. Вырожденные электроны в объеме белого карлика хорошо проводят тепло. Таким образом, большая часть массы белого карлика имеет почти одинаковую температуру ( изотермическую ), и он также горячий: белый карлик с температурой поверхности от 8000 до 16000 К будет иметь внутреннюю температуру от примерно 5 000 000 К до 20 000 000 К. Белый карлик. dwarf удерживается от очень быстрого охлаждения только из-за непрозрачности его внешних слоев для излучения. ^[58]

Первая попытка классификации спектров белых карликов, по-видимому, была предпринята Г. П. Койпером в 1941 г. ^{[56] [82],} и с тех пор были предложены и использовались различные схемы классификации. ^{[83] [84]} Система, используемая в настоящее время, была представлена Эдвардом М. Сьоном , Джесси Л. Гринштейном и их соавторами в 1983 году и впоследствии несколько раз пересматривалась. Он классифицирует спектр по символу, который состоит из начальной буквы D, буквы, описывающей основную характеристику спектра, за которой следует необязательная последовательность букв, описывающая второстепенные характеристики спектра (как показано в соседней таблице), и номер температурного индекса. , вычисляемую делением 50400 K на эффективную температуру. Например:

• Белый карлик, имеющий в спектре только линии He I и эффективную температуру 15 000 К, может быть отнесен к классу DB3 или, если это оправдано точностью измерения температуры, к DB3.5.
• Белый карлик с поляризованным магнитным полем , эффективной температурой 17000 К и спектром, в котором преобладают линии He I, которые также имеют водородные свойства, может быть отнесен к классификации DBAP3.

Символы "?" и ":" также может использоваться, если правильная классификация не определена. ^{[23] [56]}

У белых карликов, первичная спектральная классификация которых - DA, преобладает водородная атмосфера. Они составляют большинство, примерно 80% всех наблюдаемых белых карликов. ^[58] Следующим по количеству классом являются БД, примерно 16%. ^[85] Горячий, выше 15 000 К, класс DQ (примерно 0,1%) имеет атмосферу с преобладанием углерода. ^[86] Те, которые классифицируются как DB, DC, DO, DZ и cool DQ, имеют атмосферы, в которых преобладает гелий. Если предположить, что углерод и металлы отсутствуют, то какая спектральная классификация будет видна, зависит от эффективной температуры.. В диапазоне примерно от 100000 до 45000 К спектр будет классифицирован как DO, в котором преобладает однократно ионизированный гелий. От 30 000 K до 12 000 K спектр будет DB, показывающий линии нейтрального гелия, а ниже примерно 12 000 K спектр будет безликим и классифицированным как DC. ^{[81] : §2.4 [58]}

Молекулярный водород ( H 2 ) был обнаружен в спектрах атмосфер некоторых белых карликов. ^[87]

Богатые металлом белые карлики [ править ]

Около 25–33% белых карликов имеют линии металлов в своих спектрах, что примечательно, потому что любые тяжелые элементы в белом карлике должны погружаться внутрь звезды всего за небольшую часть времени жизни звезды. ^[88] Преобладающее объяснение богатых металлами белых карликов состоит в том, что они недавно аккрецировали скалистые планетезимали. ^[88] Объемный состав сросшегося объекта может быть измерен по прочности металлических линий. Например, исследование белого карлика Ton 345 в 2015 году пришло к выводу, что содержание в нем металлов согласуется с содержанием металлов на дифференцированной скалистой планете, мантия которой была разрушена ветром родительской звезды во время ее асимптотической фазы гигантского ответвления . ^[89]

Магнитное поле [ править ]

Магнитные поля в белых карликах с напряженностью на поверхности c. 1 миллион гаусс (100  тесла ) был предсказан PMS Blackett в 1947 году как следствие предложенного им физического закона, который гласил, что незаряженное вращающееся тело должно генерировать магнитное поле, пропорциональное его угловому моменту . ^[90] Этот предполагаемый закон, иногда называемый эффектом Блэкетта , никогда не был общепринятым, и к 1950-м годам даже Блэкетт почувствовал, что он был опровергнут. ^{[91] : 39–43} В 1960-х годах было высказано предположение, что белые карлики могут иметь магнитные поля из-за сохранения общего поверхностного магнитного потока.которые существовали в своей звездной фазе-прародительнице. ^[92] Поверхностное магнитное поле c. Таким образом, 100 гаусс (0,01 Тл) звезды-прародителя стали бы поверхностным магнитным полем с. 100 · 100 ²  = 1 миллион гаусс (100 Тл) после того, как радиус звезды уменьшился в 100 раз. ^{[80] : §8 [93] : 484} Первым магнитным белым карликом, который был обнаружен, был GJ 742 (также известный как Grw +70 8247), который был идентифицирован Джеймсом Кемпом, Джоном Сведлундом, Джоном Лэндстритом и Роджером Энджелом в 1970 году, как источник магнитного поля за счет излучения циркулярно поляризованного света. ^[94] Считается, что у него поверхностное поле приблизительно 300 миллионов гаусс (30 кТл).^{[80] : §8}

С 1970 года магнитные поля были обнаружены у более чем 200 белых карликов в диапазоне от 2 × 10 ³ до 10 ⁹  гаусс (от 0,2 Тл до 100 кТл). ^[95] Большое количество известных в настоящее время магнитных белых карликов связано с тем, что большинство белых карликов идентифицируются с помощью спектроскопии низкого разрешения, которая способна выявить наличие магнитного поля в 1 мегагаусс или более. Таким образом, основной процесс идентификации также иногда приводит к обнаружению магнитных полей. ^[96] Было подсчитано, что по крайней мере 10% белых карликов имеют поля более 1 миллиона гаусс (100 Тл). ^{[97] [98]}

Сильно намагниченный белый карлик в двойной системе AR Scorpii был идентифицирован в 2016 году как первый пульсар, в котором компактным объектом является белый карлик, а не нейтронная звезда. ^[99]

Химические связи [ править ]

Магнитные поля в белом карлике могут допускать существование нового типа химической связи , перпендикулярной парамагнитной связи , в дополнение к ионным и ковалентным связям , в результате чего в исследовании, опубликованном в 2012 году, первоначально было описано, что такое «намагниченное вещество». ^[100]

Изменчивость [ править ]

Ранние расчеты предполагали, что могут быть белые карлики, светимость которых варьируется с периодом около 10 секунд, но поиски в 1960-х годах этого не обнаружили. ^{[80] : §7.1.1 [103]} Первым найденным переменным белым карликом был HL Tau 76 ; в 1965 и 1966 годах, и наблюдалось изменение с периодом примерно 12,5 минут. ^[104] Причина того, что этот период больше, чем предсказывалось, заключается в том, что изменчивость HL Tau 76, как и других известных пульсирующих переменных белых карликов, возникает из-за нерадиальных пульсаций гравитационных волн . ^{[80] : §7} Известные типы пульсирующих белых карликов включают DAV, или ZZ Ceti , звезды, включая HL Tau 76, с преобладающей водородной атмосферой и спектральным классом DA; ^{[80] : 891, 895} DBV или V777 Her , звезды с гелиевым доминированием атмосферы и спектральным классом DB; ^{[58] :} звезды ³⁵²⁵ и GW Vir , иногда подразделяемые на звезды DOV и PNNV , в атмосфере которых преобладают гелий, углерод и кислород. ^{[102] [105]} Звезды GW Vir, строго говоря, не белые карлики, а звезды, которые находятся на диаграмме Герцшпрунга-Рассела между асимптотической гигантской ветвью.и область белого карлика. Их можно назвать предбелыми карликами . ^{[102] [106]} Все эти переменные демонстрируют небольшие (1–30%) изменения светового потока, возникающие в результате суперпозиции колебательных мод с периодами от сотен до тысяч секунд. Наблюдение за этими вариациями дает астросейсмологические данные о внутренностях белых карликов. ^[107]

Формирование [ править ]

Считается, что белые карлики представляют собой конечную точку звездной эволюции для звезд главной последовательности с массами примерно от 0,07 до 10  M _☉ . ^{[4] [108]} Состав белого карлика будет зависеть от начальной массы звезды. Современные галактические модели предполагают, что галактика Млечный Путь в настоящее время содержит около десяти миллиардов белых карликов. ^[109]

Звезды с очень низкой массой [ править ]

Если масса звезды главной последовательности меньше, чем примерно половина массы Солнца , она никогда не станет достаточно горячей, чтобы сплавить гелий в своем ядре. Считается, что за время жизни, которое значительно превышает возраст Вселенной (около 13,8 миллиарда лет) ^[9], такая звезда в конечном итоге сожжет весь свой водород, на время станет голубым карликом и закончит свою эволюцию как гелиевый белый карлик, состоящий в основном из ядер гелия-4 . ^[110] Из-за того, что этот процесс занимает очень много времени, он не считается источником наблюдаемых гелиевых белых карликов. Скорее, они считаются продуктом потери массы в двойных системах ^{[5] [7] [8] [111] [112][113]} или потеря массы из-за большого спутника планеты. ^{[114] [115]}

Звезды с низкой и средней массой [ править ]

Если масса звезды главной последовательности составляет от 0,5 до 8  M _☉, как у нашего Солнца , ее ядро ​​станет достаточно горячим, чтобы преобразовать гелий в углерод и кислород посредством процесса тройной альфа , но оно никогда не станет достаточно горячим, чтобы сплавить углерод. в неон . Ближе к концу периода, в течение которого она подвергается реакциям термоядерного синтеза, такая звезда будет иметь углеродно-кислородное ядро, которое не подвергается реакциям термоядерного синтеза, окруженное внутренней оболочкой, горящей гелием, и внешней оболочкой, сжигающей водород. На диаграмме Герцшпрунга – Рассела он будет находиться на асимптотической ветви гигантов. Затем он вытеснит большую часть своего внешнего материала, создав планетарную туманность , пока не останется только углеродно-кислородное ядро. Этот процесс ответственен за углеродно-кислородные белые карлики, которые составляют подавляющее большинство наблюдаемых белых карликов. ^{[111] [116] [117]}

Звезды от средней до большой массы [ править ]

Если звезда достаточно массивна, ее ядро ​​в конечном итоге станет достаточно горячим, чтобы сплавить углерод с неоном, а затем неон с железом. Такая звезда не станет белым карликом, потому что масса ее центрального, не плавящегося ядра, изначально поддерживаемая давлением вырождения электронов , в конечном итоге превысит максимально возможную массу, поддерживаемую давлением вырождения. В этот момент ядро ​​звезды схлопнется, и оно взорвется, образуя сверхновую с коллапсом ядра, которая оставит после себя нейтронную звезду , черную дыру или, возможно, более экзотическую форму компактной звезды . ^{[108] [118]} Некоторые звезды главной последовательности, возможно, от 8 до 10  M_☉ , хотя достаточно массивной , чтобы предохранитель углерода к неона и магния , может быть недостаточно массивны , чтобы предохранитель неона . Такая звезда может оставить белый карлик, состоящий в основном из кислорода , неона и магния , при условии, что ее ядро ​​не коллапсирует, и при условии, что термоядерный синтез не будет происходить так сильно, чтобы взорвать звезду в виде сверхновой . ^{[119] [120]} Хотя было идентифицировано несколько белых карликов, которые могут принадлежать к этому типу, большинство доказательств их существования исходит от новых звезд, называемых ONeMg или неоновых . Спектры этих новыхдемонстрируют обилие неона, магния и других элементов промежуточной массы, которые, по-видимому, можно объяснить только аккрецией материала на белый карлик кислород-неон-магний. ^{[6] [121] [122]}

Сверхновая типа Iax [ править ]

Сверхновая типа Iax , связанная с аккрецией гелия белым карликом, была предложена как канал для трансформации этого типа звездного остатка. В этом случае углерод детонация производится в сверхновая типа Ia является слишком слабой , чтобы уничтожить белый карлик, изгнав лишь небольшую часть своей массы , как изверженные, но производит асимметричный взрыв, пинки звезды, часто известный как зомби звезда , до высоких скоростей сверхскоростной звезды . Вещество, обработанное в результате неудавшейся детонации, повторно аккрецируется белым карликом, причем самые тяжелые элементы, такие как железо, падают в его ядро, где оно накапливается. ^[123] Эти железные сердечникибелые карлики были бы меньше углеродно-кислородного типа аналогичной массы и охлаждались бы и кристаллизовались быстрее, чем они. ^[124]

Судьба [ править ]

Белый карлик после образования стабилен и будет продолжать охлаждаться почти бесконечно, в конечном итоге превратившись в черного карлика . Если предположить , что Вселенная продолжает расширяться, она думала , что в 10 ¹⁹ до 10 ²⁰ лет, галактики испарятся , как их звезды уходят в межгалактическое пространство. ^{[125] : §IIIA} Белые карлики обычно должны выжить галактическую дисперсии, хотя иногда столкновение белых карликов может производить новую запекания звезду или супер-Чандрасекара массы белого карлика , который взорвется в сверхновой типа Ia . ^{[125] : §§IIIC, IV}Предполагается, что последующее время жизни белых карликов будет порядка гипотетического времени жизни протона , которое, как известно, составляет по крайней мере 10 ³⁴ –10 ³⁵ лет. Некоторые теории великого объединения предсказывают время жизни протона от 10 ³⁰ до 10 ³⁶ лет. Если эти теории не верны, протон все еще может распадаться в результате сложных ядерных реакций или квантовых гравитационных процессов с участием виртуальных черных дыр ; в этих случаях срок службы оценивается не более 10 ²⁰⁰ лет. Если протоны действительно распадаются, масса белого карлика будет очень медленно уменьшаться со временем по мере того, какядра распадаются, пока не теряют достаточно массы, чтобы превратиться в невырожденный кусок материи, и, наконец, полностью исчезают. ^{[125] : §IV}

Белый карлик также может быть съеден или испарен звездой-компаньоном, в результате чего белый карлик теряет столько массы, что становится объектом планетарной массы . Результирующий объект, вращающийся вокруг бывшего спутника, теперь являющегося хозяином звезды, может быть гелиевой или алмазной планетой . ^{[126] [127]}

Диски и планеты из обломков [ править ]

Звездная и планетная система белого карлика унаследована от звезды-прародителя и может по-разному взаимодействовать с белым карликом. Инфракрасные спектроскопические наблюдения, сделанные космическим телескопом НАСА Спитцер центральной звезды туманности Хеликс, предполагают наличие пылевого облака, которое может быть вызвано столкновениями комет. Вполне возможно, что падающий отсюда материал может вызвать рентгеновское излучение центральной звезды. ^{[130] [131]} Аналогичным образом, наблюдения, сделанные в 2004 году, показали наличие пылевого облака вокруг молодого белого карлика G29-38 (по оценкам, образовавшегося из его предка AGB около 500 миллионов лет назад)., который мог быть создан приливным разрушением кометы, проходящей рядом с белым карликом. ^[132] Некоторые оценки, основанные на содержании металлов в атмосферах белых карликов, считают, что по крайней мере 15% из них могут вращаться вокруг планет и / или астероидов или, по крайней мере, их обломков. ^[133] Другая предложенная идея заключается в том, что белые карлики могли вращаться вокруг обнаженных ядер каменистых планет , которые пережили бы фазу красных гигантов своей звезды, но потеряли бы свои внешние слои и, учитывая, что эти планетные остатки, вероятно, были бы сделаны из металлов , чтобы попытаться обнаружить их, ища признаки их взаимодействия с магнитным полем белого карлика .^[134] Другие предложенные идеи о том, как белые карлики загрязняются пылью, связаны с рассеянием астероидов на планетах ^{[135] [136] [137]} или через рассеяние планета-планета. ^[138] Освобождение экзолун с их планеты-хозяина могло вызвать загрязнение белых карликов пылью. Либо освобождение могло привести к рассеиванию астероидов в сторону белого карлика, либо экзолуния могла быть рассеяна в радиусе Роша белого карлика. ^[139] Механизм, лежащий в основе загрязнения белых карликов в двойных системах, также был исследован, поскольку в этих системах, скорее всего, отсутствует большая планета, но эта идея не может объяснить наличие пыли вокруг одиночных белых карликов. ^[140]В то время как старые белые карлики демонстрируют признаки скопления пыли, белые карлики старше ~ 1 миллиарда лет или> 7000 К с запыленным инфракрасным избытком не были обнаружены ^[141] до открытия LSPM J0207 + 3331 в 2018 г., возраст охлаждения которого составляет ~ 3 миллиарда лет. Белый карлик показывает два пылевых компонента, которые объясняются двумя кольцами с разными температурами. ^[142]

В двойной системе белый карлик – пульсар есть планета PSR B1620-26 .

Вокруг двойной системы белый карлик - красный карлик NN Serpentis находятся две околоземные планеты .

Богатый металлами белый карлик WD 1145 + 017 - первый белый карлик, наблюдаемый с распадающейся малой планетой, которая проходит мимо звезды. ^{[143] [144]} Распад планетезимали приводит к образованию облака обломков, которое проходит перед звездой каждые 4,5 часа, вызывая 5-минутное затухание оптической яркости звезды. ^[144] Глубина транзита сильно различается. ^[144]

Белый карлик WD 0145 + 234 показывает яркость в средней инфракрасной области, что видно по данным NEOWISE . Повышение яркости не наблюдается до 2018 года. Оно интерпретируется как приливное разрушение экзостероида, такое событие наблюдается впервые. ^[145]

WD 0806-661 имеет Y-карлик, который вращается вокруг белого карлика по широкой орбите с прогнозируемым расстоянием 2500 астрономических единиц . Учитывая небольшую массу и широкую орбиту этого объекта, WD 0806-661 B можно интерпретировать либо как суб-коричневый карлик, либо как экзопланету, отображаемую напрямую .

WD J0914 + 1914 - первый одиночный белый карлик, вокруг которого вращается гигантская планета. Планета-гигант испаряется сильным ультрафиолетовым излучением горячего белого карлика. Часть испаренного вещества аккрецируется в газовом диске вокруг белого карлика. Слабая линия водорода, как и другие линии в спектре белого карлика, указала на присутствие планеты-гиганта. ^[146]

В сентябре 2020 года астрономы впервые сообщили об открытии очень массивной планеты размером с Юпитер , названной WD 1856 b, которая вращается по орбите каждые 36 часов, белого карлика WD 1856 + 534 . ^{[147] [148] [149]}

Пригодность [ править ]

Было высказано предположение, что белые карлики с поверхностной температурой менее 10 000 Кельвинов могут укрывать обитаемую зону на расстоянии c. От 0,005 до 0,02  а.е. , что продержится более 3 миллиардов лет. Это так близко, что любые обитаемые планеты будут заблокированы приливом . Цель состоит в том, чтобы найти транзиты гипотетических планет земного типа, которые могли мигрировать внутрь и / или сформироваться там. Поскольку белый карлик имеет размер, подобный размеру планеты, такие транзиты будут вызывать сильные затмения . ^[150] Новое исследование ставит под сомнение эту идею, учитывая, что близкие орбиты этих гипотетических планет вокруг их родительских звезд могут подвергнуть их сильному воздействию.приливные силы, которые могут сделать их непригодными для проживания, вызвав парниковый эффект . ^[151] Еще одно предполагаемое ограничение этой идеи - происхождение этих планет. Не говоря уже о формировании аккреционного дискаокружая белый карлик, существует два пути, по которым планета может закончить свою близкую орбиту вокруг звезд этого типа: выживая, будучи поглощенным звездой во время ее фазы красного гиганта, а затем спиралевидно внутрь, или внутренняя миграция после образования белого карлика . Первый случай маловероятен для тел с малой массой, поскольку они вряд ли выживут, будучи поглощенными своими звездами. В последнем случае планеты должны были бы изгнать столько орбитальной энергии, как тепло, посредством приливных взаимодействий с белым карликом, что они, вероятно, превратились бы в необитаемые тлеющие угли. ^[152]

Двойные звезды и новые [ править ]

Если белый карлик находится в двойной звездной системе и накапливает материю от своего компаньона, может произойти множество явлений, включая новые и сверхновые типа Ia . Это также может быть сверхмягкий источник рентгеновского излучения, если он способен забирать материал у своего спутника достаточно быстро, чтобы поддерживать синтез на его поверхности. ^[153] С другой стороны, явления в двойных системах, такие как приливное взаимодействие и взаимодействие звездного диска, замедляемые магнитными полями или нет, влияют на вращение аккрецирующих белых карликов. Фактически, самые быстро вращающиеся и надежно известные белые карлики являются членами двойных систем (белый карлик в CTCV J2056-3014 самый быстрый). ^[154]Плотная двойная система двух белых карликов может излучать энергию в виде гравитационных волн , заставляя их взаимную орбиту неуклонно сокращаться, пока звезды не сольются. ^{[155] [156]}

Сверхновые типа Ia [ править ]

Масса, изолированные невращающейся белого карлика не может превышать предел Чандрасекара в ~ 1.4  М _☉ . Этот предел может увеличиваться, если белый карлик вращается быстро и неравномерно. ^[157] Белые карлики в двойных системах могут накапливать материал от звезды-компаньона, увеличивая как их массу, так и их плотность. Поскольку их масса приближается к пределу Чандрасекара, это теоретически может привести либо к взрывному воспламенению термоядерного синтеза в белом карлике, либо к его коллапсу в нейтронную звезду . ^[46]

Аккреция обеспечивает излюбленный в настоящее время механизм, называемый моделью однократного вырождения для сверхновых типа Ia . В этой модели углерода - кислород , белый карлик аккрецирует массу и сжимает ее ядро, потянув массы от звезды - компаньона. ^{[47] : 14} Считается , что компрессионный нагрев сердечник приводит к воспламенению от слияния углерода , как масса приближается к пределу Чандрасекара. ^[47]Поскольку белый карлик противодействует гравитации за счет давления квантового вырождения, а не за счет теплового давления, добавление тепла внутрь звезды увеличивает ее температуру, но не давление, поэтому белый карлик в ответ не расширяется и не охлаждается. Скорее, повышенная температура ускоряет скорость реакции синтеза в неуправляемом процессе, который питается сам по себе. В термоядерной пламя потребляет много белого карлика в течение нескольких секунд, вызывая взрыв сверхновой типа Ia , который стирает звезду. ^{[1] [47] [158]} В другом возможном механизме сверхновых типа Ia, модель с двойным вырождением, два углеродно-кислородных белых карлика в двойной системе сливаются, создавая объект с массой, превышающей предел Чандрасекара, в котором затем происходит слияние углерода. ^{[47] : 14}

Наблюдения не выявили признаков аккреции, ведущей к сверхновым типа Ia, и теперь считается, что это связано с тем, что звезда сначала нагружается до уровня, превышающего предел Чандрасекара, а также раскручивается до очень высокой скорости тем же процессом. Как только аккреция прекращается, звезда постепенно замедляется, пока вращения не станет достаточно, чтобы предотвратить взрыв. ^[159]

Считается, что историческая яркая SN 1006 была сверхновой типа Ia от белого карлика, возможно, в результате слияния двух белых карликов. ^[160] Сверхновая Тихо 1572 года также была сверхновой типа Ia, и ее остаток был обнаружен. ^[161]

Бинарный файл пост-общего конверта [ править ]

Двойная система с пост-общей оболочкой (PCEB) - это двойная система, состоящая из белого карлика и красного карлика, тесно связанного с приливом (в других случаях это может быть коричневый карлик, а не красный карлик). Эти двойные системы образуются, когда красный карлик поглощается фазой красного гиганта и когда красный карлик движется по орбите внутри общей оболочки.в более плотной среде он замедляется. Эта замедленная орбитальная скорость компенсируется уменьшением орбитального расстояния между красным карликом и ядром красного гиганта. Красный карлик изгибается по спирали к ядру и может слиться с ядром. Если этого не произойдет и вместо этого будет выброшена общая оболочка, двойная система окажется на близкой орбите, состоящей из белого и красного карлика. Этот тип двоичного файла называется двоичным файлом пост-общей оболочки. Эволюция PCEB продолжается по мере приближения двойной орбиты из-за магнитного торможения и высвобождения гравитационных волн . Бинарный файл может в какой-то момент превратиться в катастрофическую переменную, и поэтому двоичные файлы пост-общей оболочки иногда называют пре-катаклизмическими переменными.

Катаклизмические переменные [ править ]

Прежде чем аккреция вещества подтолкнет белого карлика к пределу Чандрасекара, нарастающий богатый водородом материал на поверхности может загореться в менее разрушительном типе термоядерного взрыва, приводимого в действие термоядерным синтезом водорода . Эти поверхностные взрывы могут повторяться, пока ядро ​​белого карлика остается нетронутым. Этот более слабый вид повторяющегося катаклизмического явления называется (классической) новой . Астрономы также наблюдали карликовые новые , которые имеют меньшие и более частые пики светимости, чем классические новые. Считается, что они вызваны высвобождением гравитационной потенциальной энергии, когда часть аккреционного дискаколлапсирует на звезду, а не в результате высвобождения энергии в результате синтеза. В общем, двойные системы с белым карликом, аккрецирующим материю от звездного компаньона, называются катаклизмическими переменными . Наряду с новыми и карликовыми новыми известны несколько других классов этих переменных, включая поляры и промежуточные поляры , оба из которых характеризуются сильными магнитными белыми карликами. ^{[1] [47] [162] [163]} Катаклизмические переменные, вызванные синтезом и аккрецией, были обнаружены как источники рентгеновского излучения. ^[163]

Другие двоичные файлы, не являющиеся предсверхновыми [ править ]

Другие двойные системы, не относящиеся к сверхновым, включают двойные системы, которые состоят из звезды (или гиганта) главной последовательности и белого карлика. Бинарный Сириус AB , вероятно, самый известный пример. Белые карлики также могут существовать как двойные или множественные звездные системы, состоящие только из белых карликов. Примером разрешенной системы тройных белых карликов является WD J1953-1019 , обнаруженный с помощью данных Gaia DR2 . Одна интересная область - изучение остаточных планетных систем вокруг белых карликов. В то время как звезды яркие и часто затмевают экзопланеты и коричневые карлики , вращающиеся вокруг них, белые карлики тусклые. Это позволяет астрономам более подробно изучать эти коричневые карлики или экзопланеты. Всуб-коричневый карлик вокруг белого карлика WD 0806-661 является одним из таких примеров.

Ближайший [ править ]

См. Также [ править ]

Ссылки [ править ]