Звезды вселенной белые карлики

Когда на Солнце закончится весь гелий (через 100 – 110 млн. лет), оно превратится в белый карлик.

Молодые белые карлики имеют температуру больше 2 . 10 5 °К на поверхности. Классический пример – снимки самой яркой звезды нашего неба, Сириуса.

Их удалось получить при помощи рентгеновского телескопа «Чандра». В оптике Сириус А в 10 000 раз ярче своего напарника, Сириуса В, но в рентгеновском диапазоне белый карлик имеет большую яркость.

Из чего состоят

Белые карлики не так просты и скучны, как это может показаться на первый взгляд. Действительно, если ядерные реакции не идут и температура невысока, то откуда берется высокое давление, сдерживающее гравитационное сжатие вещества? Оказывается, что решающую роль играют квантовые свойства электронов. Под действием гравитации вещество сжимается настолько, что ядра атомов проникают внутрь электронных оболочек соседних атомов. Электроны уже не принадлежат конкретным ядрам, а вольны летать по всему пространству внутри звезды. Ядра же образуют плотно связанную систему наподобие кристаллической решетки. Далее происходит самое интересное. Хотя в результате излучения в окружающее пространство белый карлик остывает, средняя скорость электронов не уменьшается. Это связано с тем, что, согласно законам квантовой механики, два электрона, имея полуцелый спин, не могут находиться в одном состоянии (принцип Паули). Значит, число различных состояний электронов белого карлика не может быть меньше числа электронов. Но понятно, что число состояний уменьшается с уменьшением скоростей электронов. В предельном случае, если бы скорость всех электронов стала равной нулю, все они оказались бы в одном состоянии (точнее — в двух, с учетом проекции спина). Поскольку электронов в белом карлике много, то и состояний должно быть много, а это обеспечивается сохранением их скоростей. Ну а большие скорости частиц создают большое давление, противодействующее гравитационному сжатию. Конечно, если масса объекта слишком велика, гравитация преодолеет и этот барьер.

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.

Открытие

К началу 30-х гг. XX в. в общих чертах сложилась теория внутреннего строения звезд. Задавая массу звезды и ее химический состав, теоретики могли рассчитать все наблюдаемые характеристики звезды — ее светимость, радиус, температуру поверхности и т. д. Однако эту стройную картину нарушала невзрачная звездочка 40 Эридана В, открытая английским астрономом Вильямом Гершелем в 1783 г. Для своей высокой температуры она имела слишком небольшую светимость, а следовательно, слишком малые размеры. С точки зрения классической физики это не поддавалось объяснению. Спустя некоторое время были найдены и другие необычные звезды. Самым знаменитым из этих открытий стало открытие Сириуса В — невидимого спутника самой яркой звезды — Сириуса. Астроном Фридрих Вильгельм Бессель (немецкий математик и астроном), наблюдая за Сириусом, обнаружил, что он движется не по прямой, а «слегка по синусоиде». Примерно десять лет наблюдений и размышлений привели Бесселя к выводу, что рядом с Сириусом находится вторая звезда, оказывающая на него гравитационное воздействие.

Предсказание Бесселя подтвердились после того, как А. Кларк в 1862 г. сконструировал телескоп с объективом диаметром 46 см, на тот момент самый большой телескоп в мире. Для проверки качества линзы его направили на Сириус — самую яркую звезду. В поле зрения телескопа появилась еще одна звезда, неяркая, которую и предсказывал Бессель.

Температура Сириуса В оказалась равной 25 000 К — в 2,5 раза выше, чем у яркого Сириуса А. С учетом размеров звезды это указывало на чрезвычайно высокую плотность ее вещества — 106г/см³. Наперсток такого вещества весил бы на Земле миллион тонн.

Как оказалось, белые карлики — это звездные «огарки», ведущие свое происхождение от обычных звезд. Равновесие обычных звезд поддерживается силой давления раскаленной плазмы, которая противостоит силе гравитации (тяготения). Чтобы равновесие сохранялось, необходимы внутренние источники энергии, иначе звезда, теряя энергию на излучение потоков света в окружающее пространство, не выдержала бы противоборства с гравитационными силами. Таким внутренним источником служат термоядерные реакции превращения водорода в гелий. Как только в центральных областях звезды «выгорает» весь водород, равновесие нарушается и звезда начинает сжиматься под действием собственной тяжести. Типичная плотность окружающих нас предметов составляет несколько граммов на 1 см³ (примерно такова характерная плотность атома). Такую же среднюю плотность имеют звезды типа нашего Солнца. Однако, если обычную звезду сжать в 100 раз, атомы «вожмутся» друг в друга и звезда превратится в один гигантский атом, в котором энергетические уровни отдельных атомов «сцепятся» воедино. При таких плотно­стях электроны образуют так называемый вырожденный элек­тронный газ — особое квантовое состояние, при котором все электроны белого карлика «чувствуют» друг друга и образу­ют единый коллектив — именно он и противостоит гравитаци­онному сжатию. Так звезда превращается в плотное ядро — белый карлик.

Источник

«Белые карлики. Будущее Вселенной»

Первый белый карлик, звезду 40 Эридана B, в конце XVIII века открыл немецкий астроном Уильям Гершель. Через 200 лет, чтобы посчитать все известные звезды этого семейства, хватало пальцев одной руки. Теперь мы знаем, что они очень многочисленны: более 90 процентов всех когда-либо загоревшихся звезд стали белыми карликами. В книге «Белые карлики. Будущее Вселенной» (издательство «Альпина нон-фикшн») историк науки и научный журналист Алексей Левин рассказывает о наиболее интересных астрофизических и космологических аспектах исследования белых карликов, а также об ученых, посвятивших жизнь их изучению. N + 1 предлагает своим читателям ознакомиться с отрывком, в котором описываются принципы работы спектрального анализа и открытия, сделанные благодаря спектрограммам белых карликов.

Вся сила в спектрах

Пока еще ничего не было сказано об особой природе вещества белых карликов, лишь о его чрезвычайно высокой плотности по сравнению с веществом звезд главной последовательности. Разумеется, в дальнейшем мы поговорим о ней во всех деталях. Однако я отмечал, что каждый карлик окружен тонкой газовой оболочкой, нагретой до тысяч или десятков тысяч кельвинов. В этих оболочках, то есть в атмосферах белых карликов, нет ничего экзотического, это просто очень горячий и потому ионизированный газ, который ничем принципиально не отличается от газа солнечной атмосферы.

Астрономы получают информацию об атмосферах белых карликов теми же методами, что и о звездных атмосферах, — с помощью спектрального анализа. Его общие принципы были установлены еще во второй половине XIX в., а позднее многократно уточнялись, особенно после появления квантовой механики атомов и квантовой теории излучения.

Очень кратко дело обстоит так. Наблюдаемые спектры звезд возникают благодаря процессам, протекающим в их атмосферах. Излучение звездной поверхности практически не отличается от излучения абсолютно черного тела с его гладким спектром, который описывается знаменитой формулой Планка. Согласно формуле Планка, интенсивность излучения на данной частоте зависит только от температуры. Это означает, что сравнение спектра поверхности звезды с планковским спектром позволяет определить температуру этой поверхности. В астрономии такую температуру называют эффективной, чтобы подчеркнуть: спектр звезды похож на планковский, но все-таки не совпадает с ним. Проходя через атмосферу звезды, излучение значительно ослабляется на некоторых выделенных частотах, соответствующих переходам между энергетическими уровнями электронных оболочек атомов или молекул, присутствующих в атмосфере. Так на спектрограмме появляются участки со сниженной интенсивностью излучения, называемые линиями поглощения. Зная расположение и характер этих линий, можно определить химический состав звездной атмосферы.

Чтобы этот механизм был полностью ясен, копнем поглубже. Предположим, что светящуюся поверхность звезды, фотосферу, покинул фотон чернотельного спектра, летящий, для простоты, вертикально вверх. Если его энергия (равная частоте, помноженной на постоянную Планка) не совпадает ни с одной из энергий возбуждения электронных оболочек находящихся в атмосфере атомов или ионов, этот фотон без помех вылетит в окружающее пространство. В противном случае какой-нибудь атом может захватить этот фотон, и один из его электронов перейдет с нижележащего энергетического уровня на вышележащий. Однако надолго он там не задержится. Почти мгновенно (по порядку величины, через одну стомиллионную долю секунды) этот электрон вернется в прежнее состояние, испустивши квант той же частоты. Однако новорожденный фотон уйдет в произвольном направлении и вполне может вернуться в фотосферу и там поглотиться. В результате некоторые фотоны с частотами, соответствующими энергиям переходов, не смогут выйти за пределы звездной атмосферы. Из-за этого внешний наблюдатель увидит на спектрограмме участки с падениями интенсивности излучения на определенных длинах волн. Идеально гладкий спектр чернотельного излучения становится ломаным и испещряется многочисленными провалами.

Исследования спектров белых карликов в полную силу развернулись в середине прошлого века. К 1950 г. стало известно, что газовые оболочки белых карликов чаще всего состоят из чистого водорода и значительно реже — из гелия. Вскоре были найдены очень незначительные примеси элементов тяжелее гелия, которые по традиции астрономы называют металлами. Прежде всего это углерод и кислород, а также ряд более тяжелых элементов. Как сказано в главе 3, углерод и кислород присутствуют в ядрах большинства белых карликов и попадают в их атмосферы путем диффузии из нижележащих слоев. Этим же механизмом можно объяснить и присутствие магния и неона. Более тяжелые элементы должны оседать в ядра белых карликов, а в их атмосферы они приходят из окружающего пространства как космическое загрязнение. Согласно самой распространенной гипотезе, их главным источником служат мигрирующие в космосе планетезимали, твердые тела небольших размеров, падающие на белый карлик и испаряющиеся в его атмосфере. Их несгоревшие пылевые остатки под действием тяготения могут оказаться на поверхности карлика и даже, что не исключено, диффундировать несколько глубже.

Для упорядочивания информации о спектрах белых карликов было разработано несколько классификационных систем. Схема, которая применяется сегодня, была вчерне предложена в 1979 г. и опубликована в 1983 г. Она включает шесть классов, которые приведены ниже в соответствии с их современными определениями:

• DA. Доминируют линии поглощения бальмеровской серии водорода.
• DB. Видны линии неионизированных атомов гелия; нет линий водорода.
• DO. В спектре доминируют линии однократно ионизированных атомов гелия; кроме того, возможны признаки атомарного или молекулярного гелия, кислорода и углерода.
• DQ. Линии атомарного или молекулярного углерода в разных участках спектра.
• DZ. В спектре представлены металлы, но нет ни водорода, ни гелия.
• DC. Сплошной спектр с возможным наложением редких и неглубоких линий поглощения различных элементов.

Некоторые белые карлики имеют более сложные спектры, требующие использования дополнительных подклассов — но это уже детали.

Эта классификационная система, если так можно выразиться, легко читаема. Класс DA объединяет белые карлики, чьи спектры демонстрируют только линии второй (бальмеровской) серии водорода. Это самое многочисленное семейство — его доля в популяции этих звезд в нашей Галактике составляет порядка 80%. Их температуры варьируют в очень широком диапазоне — от 5000 до 80 000 K. Белые карлики класса DB, в чьих спектрах доминирует атомарный гелий, в среднем похолоднее, верхний предел их температур не превышает 25 000– 30 000 K. Класс DO объединяет самые горячие белые карлики с температурами в диапазоне от 45 000 до 100 000 K. В класс DZ, напротив, включены белые карлики, чьи спектры не содержат ни признаков водорода, ни признаков гелия, однако демонстрируют присутствие углерода и более тяжелых элементов — магния, кальция и даже железа. Например, Сириус В и 40 Эридана B являются типичными представителями класса DA. Напротив, излучение белого карлика, открытого ван Мааненом, свидетельствует о наличии кальция в его внешней оболочке — это спектральный класс DZ. Следует отметить, что белые карлики классов DA, DB и DO, чьи атмосферы содержат линии поглощения водорода или гелия, абсолютно превалируют в количественном отношении.

Посмотрим теперь на белые карлики класса DZ, чьи спектры не содержат линий поглощения водорода и гелия. Это вовсе не означает, что этих элементов там вообще нет — дело совершенно в другом. Карлики класса DZ просто успели довольно сильно остыть после рождения. Поэтому их фотосферы излучают сравнительно низкоэнергетичные фотоны, которые не возбуждают нейтральные атомы водорода и гелия и потому беспрепятственно проходят сквозь атмосферу белого карлика.

Однако энергии этих фотонов хватает для возбуждения атомов элементов тяжелее гелия, чьи линии и присутствуют в спектрах. К классу DC относятся столь же слабо нагретые (иными словами, успевшие сильно остыть) белые карлики, чьи атмосферы содержат водород и/или гелий, но лишены даже следовых количеств металлов. Излучение фотосферы такого белого карлика проходит сквозь газовую оболочку, не рассеиваясь на ее атомах, и потому обладает непрерывным или почти непрерывным спектром. Однако даже в астрономии нет правил без исключений. В начале 2010-х гг. в созвездии Малой Медведицы был идентифицирован необычный белый карлик H 1504+65 с эффективной температурой поверхности выше 200000 K. Несколько лет его считали абсолютным рекордсменом по степени нагрева, и лишь в 2015 г. он уступил место белому карлику, нагретому до четверти миллиона кельвинов. Его спектры свидетельствуют о наличии в атмосфере углерода, кислорода и неона, однако там нет линий поглощения водорода и гелия.

Как это объяснить, учитывая сверхвысокую температуру H 1504+65? Присутствие неона означает, что это светило представляет собой конечный этап эволюции звезды, чья начальная масса была близка к верхнему пределу масс звезд, способных дать начало белым карликам. Можно предположить, что его возникновение сопровождалось столь сильными пульсациями звезды-предшественницы, что привело к полному разрушению газовой оболочки из легких элементов. Однако она может вновь появиться, причем довольно скоро. Если водород и гелий все еще сохранились в недрах карлика, то по мере его остывания они, скорее всего, будут диффундировать к поверхности и накапливаться в атмосфере.

Спектрограммы белых карликов (как и любых звезд) обретают смысл в контексте теоретических моделей звездной эволюции и динамики звездных атмосфер. Они содержат информацию, позволяющую вычислить эффективную температуру белого карлика, его радиус, массу, химический состав атмосферы и силу тяготения на поверхности. Вряд ли стоит уточнять, что вот уже более полувека такие вычисления производятся с помощью компьютерных программ, которые постоянно усложняются и совершенствуются.

Информационный потенциал спектрального анализа нетрудно объяснить. Форма спектра звезды прежде всего определяется эффективной температурой ее поверхности. Чем горячее звезда, тем сильнее ее излучение сдвинуто в область коротких длин волн (или, что то же самое, высоких частот). Спектр содержит темные линии, которые свидетельствуют о том, что на определенных частотах излучение поглощается атомами, присутствующими в звездной атмосфере. Форма профилей этих линий у белых карликов зависит (среди прочего) от тяготения на поверхности звезды, которое замедляет течение времени и тем самым уменьшает частоту испускаемых фотонов — это так называемый эффект гравитационного красного смещения. Поскольку тяготение определяется массой карлика, промеры ширины этих линий дают возможность ее вычислить. И наконец, поскольку электронные оболочки атомов поглощают электромагнитные волны лишь на определенных частотах, надежно установленных лабораторными измерениями, анализ спектрограмм позволяет судить и о химическом составе звездной атмосферы.

Конечно, эту информацию нужно получить и обработать. Сегодня в распоряжении астрономов имеются высокочувствительные детекторы излучения, оснащенные мегапиксельными матрицами с зарядовой связью. Уже пару десятилетий назад астрономические приборы позволяли определять эффективные температуры большинства белых карликов с точностью порядка 1%. Такова же по порядку величины и средняя точность измерения остальных физических характеристик белых карликов.

Спектры белых карликов сильно отличаются от спектров звезд главной последовательности как общей формой, так и наборами и шириной линий поглощения. Отличий много, и перечислять их все, наверное, не имеет смысла. Ограничусь единственным примером. Вспомним, что у белых карликов класса DA в спектрах присутствуют лишь линии водорода. У самых горячих звезд главной последовательности класса О с эффективной температурой поверхности 25 000 – 100 000 K, напротив, линий водорода нет или очень мало, но есть линии гелия, углерода, азота, кислорода и кремния. В спектре фотосферы Солнца наблюдаются десятки тысяч линий поглощения великого множества элементов (а в некоторых местах, где температура ниже, например в солнечных пятнах, регистрируется даже наличие термоустойчивых многоатомных молекул).

Подробнее читайте:
Левин, А. Белые карлики. БудущееВселенной / Алексей Левин. — М.: Альпина нон-фикшн, 2021. — 268 с.

Источник