Загадка дисков белых карликов: как образуются и живут «мертвые» звезды
Белые карлики, светящиеся ядра мертвых звезд, часто содержат диски пыльных обломков. Однако эти обломочные диски появляются только через 10-20 миллионов лет после бурной фазы Красного Гиганта. Теперь ученые выяснили особенности этого этапа жизни звезды.
Происхождение белых карликов
В объяснении генезиса белых карликов ключевую роль сыграли две идеи: мысль астронома Эрнста Эпика, что красные гиганты образуются из звёзд главной последовательности в результате выгорания ядерного горючего и предположения, что звезды главной последовательности должны терять массу, и такая потеря массы должна оказывать существенное влияние на эволюцию звезд. Эти предположения полностью подтвердились.
- Тройная гелиевая реакция и изотермические ядра красных гигантов
В процессе эволюции звёзд главной последовательности происходит «выгорание» водорода — нуклеосинтез с образованием гелия (см. цикл Бете). Такое выгорание приводит к прекращению энерговыделения в центральных частях звезды, сжатию и, соответственно, к повышению температуры и плотности в её ядре.
Рост температуры и плотности в звездном ядре ведет к условиям, в которых активируется новый источник термоядерной энергии: выгорание гелия (тройная гелиевая реакция или тройной альфа-процесс), характерный для красных гигантов и сверхгигантов.
- Потеря массы красными гигантами и сброс ими оболочки
Ядерные реакции в красных гигантах происходят не только в ядре: по мере выгорания водорода в ядре, нуклеосинтез гелия распространяется на ещё богатые водородом области звезды, образуя сферический слой на границе бедных и богатых водородом областей.
Аналогичная ситуация возникает и с тройной гелиевой реакцией: по мере выгорания гелия в ядре она также сосредотачивается в сферическом слое на границе между бедными и богатыми гелием областями.
Светимость звёзд с такими «двухслойными» областями нуклеосинтеза значительно возрастает, достигая порядка нескольких тысяч светимостей Солнца, звезда при этом «раздувается», увеличивая свой диаметр до размеров земной орбиты. Зона нуклеосинтеза гелия поднимается к поверхности звезды: доля массы внутри этой зоны составляет
70 % массы звезды.
«Раздувание» сопровождается достаточно интенсивным истечением вещества с поверхности звезды, наблюдаются такие объекты как протопланетарные туманности.
Точные механизмы потери массы и дальнейшего сброса оболочки для таких звёзд пока неясны, но можно предположить следующие факторы, способные внести свой вклад в потерю оболочки:
- Из-за крайне высокой светимости существенным становится световое давление потока излучения звезды на её внешние слои, что, по расчётным данным, может привести к потере оболочки за несколько тысяч лет.
- Вследствие ионизации водорода в областях, лежащих ниже фотосферы, может развиться сильная конвективная неустойчивость. Аналогичную природу имеет солнечная активность, в случае же красных гигантов мощность конвективных потоков должна значительно превосходить солнечную.
- В протяжённых звёздных оболочках могут развиваться неустойчивости, приводящие к сильным колебательным процессам, сопровождающимся изменением теплового режима звезды. На рис. 4 наблюдаются волны плотности выброшенной звездой материи, которые могут быть следствиями таких колебаний.
- У красных гигантов с «двуслойным» термоядерным источником, перешедших на поздней стадии своей эволюции на асимптотическую ветвь гигантов, наблюдаются термические пульсации, сопровождающиеся «переключением» водородного и гелиевого термоядерных источников и интенсивной потерей массы.
- Сжатие белых карликов
Теоретики предсказывали, что молодые белые карлики на ранней стадии эволюции должны сжиматься. Согласно расчётам, из-за постепенного остывания радиус типичного белого карлика может сократиться на несколько сотен километров в первый миллион лет его существования.
В 2017 году российские астрофизики из Государственного астрономического института имени П. К. Штернберга МГУ, Института астрономии РАН, Института теоретической и экспериментальной физики имени А. И. Алиханова и Национального института астрофизики (Милан) под руководством профессора Сергея Борисовича Попова впервые в мире документально обнаружили молодой белый карлик, очень быстро уменьшающий радиус.
Российские ученые и их итальянские помощники изучали рентгеновское излучение двойной системы HD49798/RX J0648.0-4418, расположенной в созвездии Кормы на расстоянии в две тысячи световых лет от Земли. Результаты исследований опубликованы в журнале Monthly Notices of the Royal Astronomical Society в феврале 2018 года
Свойства белых карликов
Химический состав белого карлика определяется тем, на каком этапе закончились термоядерные реакции внутри звезды-прародительницы.
Если масса исходной звезды мала, 0,08—0,5 масс Солнца, что недостаточно для запуска горения гелия, то после израсходования всего запаса водорода такие звезды становятся гелиевыми белыми карликами с массой до 0,5 солнечных.
Если первоначальная звезда имеет массу в 0,5—8 масс Солнца, то этого достаточно для гелиевой вспышки, эволюция звезды продолжатся на фазе красного гиганта и прекратится только после выгорания гелия. Получившееся в результате вырожденное ядро такой звезды станет углеродно-кислородным белым карликом с массой в 0,5—1,2 солнечных.
Когда исходная звезда имеет массу 8—12 солнечных, этого достаточно для запуска горения углерода, эволюция звезды продолжится дальше и углерод в ее недрах может быть переработан в более тяжелые элементы, в частности неон и магний. И тогда ее конечной стадией эволюции такой звезды может стать образование кислородно-неоно-магниевого белого карлика с массой, близкой к пределу Чандрасекара.
Эволюция белых карликов
Белые карлики начинают свою эволюцию как обнажившиеся вырожденные ядра красных гигантов, сбросивших свою оболочку — то есть в качестве центральных звёзд молодых планетарных туманностей.
Температуры фотосфер ядер молодых планетарных туманностей чрезвычайно высоки — так, например, температура центральной звезды туманности NGC 7293 составляет от 90 000 К (оценка по линиям поглощения) до 130 000 К (оценка по рентгеновскому спектру). При таких температурах большая часть спектра приходится на жесткое ультрафиолетовое и мягкое рентгеновское излучение.
Вместе с тем, наблюдаемые белые карлики по своим спектрам преимущественно делятся на две большие группы — «водородные» спектрального класса DA, в спектрах которых отсутствуют линии гелия, которые составляют
80 % популяции белых карликов, и «гелиевые» спектрального класса DB без линий водорода в спектрах, составляющие большую часть оставшихся 20% популяции.
Причина такого различия состава атмосфер белых карликов долгое время оставалась неясной. В 1984 году Ико Ибен рассмотрел сценарии «выхода» белых карликов из пульсирующих красных гигантов, находящихся на асимптотической ветви гигантов, на различных фазах пульсации.
На поздней стадии эволюции у красных гигантов с массами до десяти солнечных в результате «выгорания» гелиевого ядра образуется вырожденное ядро, состоящее преимущественно из углерода и более тяжёлых элементов, окружённое невырожденным гелиевым слоевым источником, в котором идёт тройная гелиевая реакция.
За крайне короткое время (
30 лет) светимость гелиевого источника увеличивается настолько, что горение гелия переходит в конвективный режим, слой расширяется, выталкивая наружу водородный слоевой источник, что ведёт к его охлаждению и прекращению горения водорода. После выгорания избытка гелия в процессе вспышки светимость гелиевого слоя падает, внешние водородные слои красного гиганта сжимаются, и происходит новый поджог водородного слоевого источника.
Астрономические феномены с участием белых карликов
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.
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 годов профессор Самуил Каплан.
- Аккреция на белые карлики в двойных системах
При эволюции звёзд различных масс в двойных системах темпы эволюции компонентов неодинаковы, при этом более массивный компонент может проэволюционировать в белый карлик, в то время как менее массивный к этому времени может оставаться на главной последовательности.
В свою очередь, при сходе в процессе эволюции менее массивного компонента с главной последовательности и его переходе на ветвь красных гигантов размер эволюционирующей звезды начинает расти до тех пор, пока она не заполняет свою полость Роша.
- 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 термоядерному взрыву, наблюдаемому как вспышка сверхновой типа Ia Примером такого события является взрыв сверхновой SN 1572.
Образование дисков белых карликов
Ученые Планетологического института США решили загадку, связанную с образованием дисков из обломков вокруг белых карликов. Известно, что эти диски появляются только через 10-20 миллионов лет после стадии красного гиганта.
Во время фазы красного гиганта звезда теряет значительную часть своей массы, прежде чем превратиться в белый карлик, состоящий из углерода и кислорода, размером с Землю и с половиной массы Солнца.
В это время орбиты любых оставшихся планет дестабилизируются, а астероиды отбрасываются в сторону белого карлика. Когда они приближаются слишком близко, приливные силы звезды превращают их в пыль. Ожидается, что молодые белые карлики быстро сформируют диски, однако этого не происходит.
Оказалось, что задержка объясняется именно температурой белых карликов. Они настолько горячие, что любая пыль быстро испаряется и рассеивается. Это испарение прекращается только тогда, когда температура поверхности белого карлика остывает примерно до 27 тысяч кельвинов. Это согласуется с данными наблюдений: диски были обнаружены у карликов, чья температура ниже критической.
Источник
Когда звезда становится гигантом, что происходит?
Любая звезда– это небесное тело, очень массивное, состоящее из высокотемпературной плазмы и издающее огромное количества тепла и света. Наше Солнце тоже является звездой. Они состоят из газопылевой среды, обычно гелия и водорода. Образуются они посредством гравитации. По мере свой жизни звезда переживает несколько своих фаз, одной из которых является «красный гигант».
Что такое красный гигант
Красный гигант — это звезда поздних спектральных классов, имеющая высокую степень светимости. Примерами таких звезд является Альдебаран, Арктур или Гакрукс.
Молодые и старые красные гиганты имеют похожее строение и структуру. Они имеют плотное раскаленное ядро и разряженную протяженную внешнюю оболочку. Само по себе наличие такой оболочки становится причиной появления так называемого звездного ветра – быстрой потери своей массы. Такая звезда может терять 10−6—10−5M☉вгод.
Эволюция звезды
Звезда зарождается в виде облака, состоящего из межзвёздного газа, сжимающегося к своему центру под действием собственной гравитации.
При колоссальном сжатии газа, растет и его температура. Когда температура в ядре достигает несколько миллионов градусов, начинается процесс термоядерной реакции, а сжатие газа прекращается так как гравитационные силы уравновешиваются.
В данный период жизни, структура звезды начинает значительно меняться. Растет ее светимость, а внешние слои претерпевают расширение, поверхность внешних оболочек снижается. Таким образом звезда и становится красным гигантом.
Звезда на этом этапе своей жизни может иметь размеры в сотни и даже тысячи раз больше нашего Солнца.
Когда масса гелиевого ядра становится очень внушительной, она перестает выдерживать свой собственный вес и начинает сжиматься. При этом температура звезду начинает расти. Это происходит на всех ее слоях, в результате чего термоядерная реакция начинает протекать интенсивнее. В результате этих процессов начинают образовываться более тяжелые элементы.
Когда в звезде выгорает все е топливо, жизнь звезды прекращается и происходит огромных масштабов взрыв. В результате взрыва часть ее массы стремится к центру. В этот момент гравитация не может сдерживаться термоядерным синтезом – данное явление называется взрывом сверхновой звезды.
Источник
Жизненный цикл звезд
Рождение новых звезд происходит в скоплениях пыли, камней и газов. Взрывы сверхновых запускают процесс уплотнения пыли и газов. Облака чаще всего начинают вращаться и приобретают форму диска. В центре диска зажигается термоядерный реактор. Родившись, звезда начинает бороться с гравитацией, которая пытается ее уплотнить. Гравитации противодействует реакция ядерного синтеза.
Жизнь звезды длится столько, на сколько хватит ее топлива. Например, Солнцу жить еще около 5 млрд лет. При сгорании топлива звезда переходит с водорода на гелий. Когда заканчивается гелий, звезда теряет внешнюю оболочку газов и начинает уплотняться. При сжатии одноименно заряженные частицы отталкиваются друг от друга. Эта сила противодействует уплотнению. Когда силы уравновешиваются, рождается белый карлик. В случае, если температура упала, рождается красный карлик, затем коричневый. При полном остывании коричневый карлик станет черным. Такая судьба ждет Солнце.
Белый карлик – звезда-пенсионер. Если у него нет компаньона, его ждет полное остывание. Белый карлик получает второй шанс стать большой звездой в бинарных звездных системах. Бинарные звезды притягиваются друг к другу. Белый карлик оттягивает часть материала (Н+) бóльшего соседа, пока не достигнет 60% массы современного Солнца, затем дестабилизируется и взрывается. Такой вариант эволюции называется «термоядерным побегом звезды».
В результате родится тип А1 сверхновой. Сверхновые А1 светят всегда одинаково ярко, поэтому их свечение принято за единицы яркости звезд. Спектр свечения звезд вместе с их размером определяет их название:
Алекс Филипенко и коллеги из университета Беркли (США) с помощью наземного телескопа за 10 лет нашли более 600 сверхновых. Для этого робот фотографировал 6-7 тысяч галактик каждую ночь. Например, в 2006 году была найдена сверхновая в 200 раз массивнее Солнца.
Сверхновые А2 в 8-10 раз тяжелее нашего Солнца. Они имеют железное ядро. Звезды – это фабрики по производству тяжелых элементов. Звезда, массивнее Солнца в 150 раз, производит 20-25 масс железа Солнца. Умирающие звезды не только могут стать колыбелью новых звезд при взрыве, но и распространяют тяжелые элементы по галактике, которые создаются в них во время жизни. При взрыве А2 ядро остается неповрежденным. Рождается нейтронная звезда, имеющая огромную плотность, сильное магнитное поле и быстро вращающаяся. Если нейтронная звезда формирует луч, она становится пульсаром. Нейтронная звезда, несмотря на свою огромную плотность, все-таки имеет уравновешенные силы гравитации и ядерного синтеза, а вот черная дыра демонстрирует полную победу гравитации.
Если к Солнцу подойдет белый карлик, произойдет сильный термоядерный взрыв с ударной волной, которая может отклонить Землю с ее орбиты.
Звезда Бетельгейзе (в правом плече созвездия Ориона) доживает свой век, остывая. Как было сказано выше, это красный гигант. Но ее масса настолько велика (в 20 раз больше массы Солнца), что в конце жизни Бетельгейзе взорвется сверхновой.
А вот у Солнца массы для такого взрыва не хватит. Оно сначала нагреется, а затем просто остынет.
Жизнь звезд заканчивается либо их остыванием, либо гравитационным коллапсом – взрывом или уплотнением. При коллапсе звезд могут образовываться сверхплотные нейтронные звезды или черные дыры. Нейтронная звезда может иметь диаметр 16 км и вращаться со скорость 100 оборотов в секунду. При вращении она светится, как светятся ускоренные электроны. Черная дыра — оконча-тельная смерть звезды.
Диаграмма Герцшпрунга-Рассела, описывающая последовательные стадии жизни звезд, построена на основании данных ОБТ (очень большой телескоп). В поле его зрения миллиарды звезд.
Источник