белый Гном

Изображение Сириуса А и Сириуса Б, полученное космическим телескопом Хаббл . Сириус B, белый карлик, можно увидеть как слабую светящуюся точку слева внизу от гораздо более яркого Сириуса А.

Белый карлик — это остаток ядра звезды , состоящий в основном из электронно-вырожденной материи . Белый карлик очень плотный : его масса сравнима с солнечной , а объём — с земным . Низкая светимость белого карлика обусловлена излучением остаточной тепловой энергии ; у белого карлика синтеза не происходит. ^[1] Ближайший известный белый карлик — Сириус B , расположенный на расстоянии 8,6 световых лет, меньший компонент двойной звезды Сириус . В настоящее время считается, что среди ста ближайших к Солнцу звездных систем есть восемь белых карликов. ^[2] Необычная слабость белых карликов была впервые обнаружена в 1910 году. ^[3]^{: 1} Название « белый карлик» было придумано Виллемом Люйтеном в 1922 году.

Белые карлики считаются последней эволюционной стадией звезд, масса которых недостаточно велика, чтобы стать нейтронной звездой или черной дырой . Сюда входит более 97% звезд Млечного Пути . ^[4]^{: §1} После окончания периода синтеза водорода звезды главной последовательности малой или средней массы такая звезда расширится до красного гиганта , в течение которого она синтезирует гелий с углеродом и кислородом в своем ядре тройным Альфа-процесс . Если красный гигант имеет недостаточную массу для создания температуры ядра, необходимой для синтеза 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 сформирует планетарную туманность , она оставит после себя ядро, которое представляет собой остаток белого карлика. ^[5] Обычно белые карлики состоят из углерода и кислорода ( белый карлик CO ). Если масса прародителя составляет от 8 до 10,5 солнечных масс ( M ☉ ), температуры ядра будет достаточно для синтеза углерода, но не неона , и в этом случае может образоваться кислородно-неон- магниевый ( ONeMg или ONe ) белый карлик. ^[6] Звезды очень малой массы не смогут синтезировать гелий; следовательно, гелиевый белый карлик ^[7]^[8] может образоваться в результате потери массы в двойных системах.

Материал белого карлика больше не подвергается реакциям термоядерного синтеза, поэтому у звезды нет источника энергии. В результате он не может поддерживать себя за счет тепла, выделяемого при термоядерном синтезе против гравитационного коллапса , а поддерживается только давлением электронного вырождения , что делает его чрезвычайно плотным. Физика вырождения дает максимальную массу невращающегося белого карлика, предел Чандрасекара - примерно в 1,44 раза M ☉ - за пределами которого он не может поддерживаться давлением электронного вырождения. Белый углеродно-кислородный карлик, приближающийся к этому пределу массы, обычно за счет переноса массы от звезды-компаньона, может взорваться как сверхновая типа Ia посредством процесса, известного как детонация углерода ; ^[1]^[5] SN 1006 считается известным примером.

Белый карлик очень горячий во время формирования, но, поскольку у него нет источника энергии, он постепенно охлаждается, излучая свою энергию. Это означает, что его излучение, изначально имеющее высокую цветовую температуру , со временем уменьшится и покраснеет. В течение очень долгого времени белый карлик остынет, и его материал начнет кристаллизоваться, начиная с ядра. Низкая температура звезды означает, что она больше не будет излучать значительное количество тепла и света и станет холодным черным карликом . ^[5] Поскольку рассчитано, что время, необходимое белому карлику для достижения этого состояния, превышает текущий возраст известной Вселенной (приблизительно 13,8 миллиардов лет), ^[9] считается, что черных карликов пока не существует. . ^[1]^[4] Самые старые из известных белых карликов все еще излучают температуру в несколько тысяч Кельвинов , что устанавливает наблюдательный предел максимально возможного возраста Вселенной . ^[10]

Открытие

Первый обнаруженный белый карлик находился в тройной звездной системе 40 Эридана , которая содержит относительно яркую звезду главной последовательности 40 Эридана А , вокруг которой на расстоянии вращается более близкая двойная система белого карлика 40 Эридана B и красного карлика главной последовательности 40. Эридани С. Пара 40 Эридана B/C была открыта Уильямом Гершелем 31 января 1783 года. ^[11] В 1910 году Генри Норрис Рассел , Эдвард Чарльз Пикеринг и Уильямина Флеминг обнаружили, что, несмотря на то, что звезда 40 Эридана B была тусклой, она принадлежала к спектральному классу А. , или белый. ^[12] В 1939 году Рассел вспоминал об открытии: ^[3]^{: 1}

Я был в гостях у моего друга и щедрого благотворителя, профессора Эдварда Пикеринга. Со свойственной ему добротой он вызвался наблюдать спектры всех звезд, включая звезды сравнения, которые наблюдались в ходе наблюдений звездного параллакса, которые мы с Хинксом проводили в Кембридже, и я обсуждал их. Эта, казалось бы, рутинная работа оказалась очень плодотворной — она привела к открытию, что все звезды очень слабой абсолютной величины относятся к спектральному классу М. В разговоре на эту тему (насколько я помню) я спросил Пикеринга о некоторых других слабых звездах. , нет в моем списке, упоминая, в частности, 40 Эридана Б. Характерно, что он отправил записку в офис Обсерватории и вскоре пришел ответ (думаю, от госпожи Флеминг), что спектр этой звезды — А. Я достаточно знал о нужно было, даже в эти палеозойские дни, сразу осознать, что существует крайнее несоответствие между тем, что мы тогда назвали бы «возможными» значениями поверхностной яркости и плотности. Я, должно быть, показал, что был не только озадачен, но и удручен этим исключением из того, что казалось очень красивым правилом 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!

Спектральный класс 40 Эридана B был официально описан в 1914 году Уолтером Адамсом . ^[13]

Следующим должен был быть обнаружен белый карлик-компаньон Сириуса, Сириус Б. В девятнадцатом веке измерения положения некоторых звезд стали достаточно точными, чтобы можно было измерить небольшие изменения в их местоположении. Фридрих Бессель использовал измерения положения, чтобы определить, что звезды Сириус (α Большого Пса) и Процион (α Малого Пса) периодически меняли свое положение. В 1844 году он предсказал, что у обеих звезд есть невидимые спутники: ^[14]

Если бы мы рассматривали Сириус и Процион как двойные звезды, изменение их движения не удивило бы нас; мы должны признать их необходимыми и должны лишь исследовать их количество путем наблюдения. Но свет не является реальным свойством массы. Существование бесчисленных видимых звезд ничего не может доказать против существования бесчисленного количества невидимых.

Бессель примерно оценил период существования спутника Сириуса примерно в полвека; ^[14] CAF Peters вычислил ее орбиту в 1851 году. ^[15] Лишь 31 января 1862 года Алван Грэм Кларк наблюдал ранее невидимую звезду вблизи Сириуса, позже идентифицированную как предсказанный спутник. ^[15] Уолтер Адамс объявил в 1915 году, что он обнаружил, что спектр Сириуса B подобен спектру Сириуса. ^[16]

В 1917 году Адриан ван Маанен открыл Звезду ван Маанена , изолированный белый карлик. ^[17] Эти три белых карлика, обнаруженные первыми, являются так называемыми классическими белыми карликами . ^[3]^{: 2} В конце концов, было обнаружено множество слабых белых звезд, которые имели высокое собственное движение , что указывает на то, что их можно было заподозрить как звезды низкой светимости, близкие к Земле, и, следовательно, как белые карлики. Виллем Люйтен, по-видимому, был первым, кто использовал термин « белый карлик» , когда исследовал этот класс звезд в 1922 году; ^[12]^[18]^[19]^[20]^[21] этот термин позже был популяризирован Артуром Стэнли Эддингтоном . ^[12]^[22] Несмотря на эти подозрения, первый неклассический белый карлик не был точно идентифицирован до 1930-х годов. К 1939 году было открыто 18 белых карликов. ^[3]^{: 3} Люйтен и другие продолжали поиски белых карликов в 1940-х годах. К 1950 году было известно более ста, ^[23] , а к 1999 году — более 2000. ^[24] С тех пор Слоановский цифровой обзор неба обнаружил более 9000 белых карликов, в основном новых. ^[25]

Состав и структура

Диаграмма Герцшпрунга – Рассела

Белые карлики

Основная последовательность
(«карлики»)

абсолютная
величина ( _МВ )
_

Хотя известны белые карлики с оценочной массой от 0,17 M _☉^[26] до 1,33 M _☉ , ^[27] распределение масс имеет сильный пик при 0,6 M _☉ , и большинство из них лежит между 0,5 и 0,7 M _☉ . ^[27] Предполагаемые радиусы наблюдаемых белых карликов обычно составляют 0,8–2% радиуса Солнца ; ^[28] это сопоставимо с радиусом Земли, составляющим примерно 0,9% солнечного радиуса. Таким образом, белый карлик упаковывает массу, сравнимую с солнечной, в объем, который обычно в миллион раз меньше, чем у Солнца; поэтому средняя плотность материи в белом карлике должна быть, грубо говоря, в 1 000 000 раз больше средней плотности Солнца, или примерно 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, уступающей только другим компактным звездам , таким как нейтронные звезды , кварковые звезды (гипотетические) ^[29] и черные дыры .

Вскоре после их открытия выяснилось, что белые карлики чрезвычайно плотные. Если звезда находится в двойной системе, как в случае Сириуса B или 40 Эридана B, ее массу можно оценить по наблюдениям за орбитой двойной системы. Это было сделано для Сириуса B к 1910 году ^[30] , что дало оценку массы 0,94 M _☉ , что хорошо сопоставимо с более современной оценкой 1,00 M _☉ . ^[31] Поскольку более горячие тела излучают больше энергии, чем более холодные, поверхностную яркость звезды можно оценить по эффективной температуре поверхности и по ее спектру . Если известно расстояние до звезды, можно оценить и ее абсолютную светимость. По абсолютной светимости и расстоянию можно рассчитать площадь поверхности звезды и ее радиус. Рассуждения такого рода привели к пониманию, озадачившему тогдашних астрономов, что из-за относительно высокой температуры и относительно низкой абсолютной светимости Сириус B и 40 Эридана B должны быть очень плотными. Когда Эрнст Эпик оценил плотность ряда визуальных двойных звезд в 1916 году, он обнаружил, что плотность 40 Эридана B более чем в 25 000 раз превышает плотность Солнца , что было настолько высоко, что он назвал это «невозможным». ^[32] Как выразился А.С. Эддингтон позже, в 1927 году: ^[33]^{: 50}

Мы узнаем о звездах, получая и интерпретируя послания, которые несет нам их свет. Сообщение спутника Сириуса, когда оно было расшифровано, гласило: «Я состою 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? Ответ, который большинство из нас дали в 1914 году, был: «Заткнись. Не говори чепухи».

Как указывал Эддингтон в 1924 году, плотности этого порядка подразумевали, что, согласно общей теории относительности , свет Сириуса Б должен иметь гравитационное красное смещение . ^[22] Это было подтверждено, когда Адамс измерил это красное смещение в 1925 году. ^[34]

Такие плотности возможны потому, что вещество белых карликов не состоит из атомов , соединенных химическими связями , а состоит из плазмы несвязанных ядер и электронов . Поэтому нет никаких препятствий для размещения ядер ближе, чем обычно позволяют электронные орбитали , ограниченные обычной материей. ^[22] Эддингтон задавался вопросом, что произойдет, когда эта плазма остынет и энергии для поддержания ионизации атомов больше не будет достаточно. ^[38] Этот парадокс был разрешен Р.Х. Фаулером в 1926 году путем применения недавно созданной квантовой механики . Поскольку электроны подчиняются принципу запрета 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 запрета Паули. ^[39] Следовательно, при нулевой температуре электроны не могут все занимать состояние с наименьшей энергией или основное состояние; некоторым из них придется занять состояния с более высокой энергией, образуя полосу состояний с наименьшей доступной энергией — море Ферми . Такое состояние электронов, называемое вырожденным , означало, что белый карлик мог охлаждаться до нулевой температуры и при этом обладать высокой энергией. ^[38]^[40]

Сжатие белого карлика приведет к увеличению количества электронов в данном объеме. Применяя принцип запрета Паули, это приведет к увеличению кинетической энергии электронов, тем самым увеличивая давление. ^[38]^[41] Это давление электронного вырождения поддерживает белый карлик против гравитационного коллапса. Давление зависит только от плотности, а не от температуры. Вырожденная материя относительно сжимаема; это означает, что плотность белого карлика с большой массой намного больше, чем плотность белого карлика с малой массой, и что радиус белого карлика уменьшается с увеличением его массы. ^[1]

Существование предельной массы, которую ни один белый карлик не может превысить, не превратившись в нейтронную звезду, является еще одним следствием поддержки давления электронного вырождения. Такие предельные массы были рассчитаны для случаев идеализированной звезды с постоянной плотностью в 1929 году Вильгельмом Андерсоном ^[42] и в 1930 году Эдмундом К. Стоунером . ^[43] Это значение было скорректировано путем рассмотрения гидростатического равновесия профиля плотности, и известное в настоящее время значение предела было впервые опубликовано в 1931 году Субраманьяном Чандрасекаром в его статье «Максимальная масса идеальных белых карликов». ^[44] Для невращающегося белого карлика оно равно примерно $5,7 M ☉ / μ e 2$ , где $μ e$ — средняя молекулярная масса, приходящаяся на один электрон звезды. ^[45]^{: уравнение (63)} Поскольку углерод-12 и кислород-16, которые преимущественно составляют углеродно-кислородный белый карлик, имеют атомные номера , равные половине их атомного веса , для такой звезды следует принять $μ e$ равным 2. , ^[40] что приводит к обычно цитируемому значению 1,4 M _☉ . (Ближе к началу 20-го века были основания полагать, что звезды состоят в основном из тяжелых элементов, ^[43]^{: 955} , поэтому в своей статье 1931 года Чандрасекхар установил среднюю молекулярную массу на электрон, $μ e$ , равную 2,5. , дающий предел в 0,91 М _☉ .) Вместе с Уильямом Альфредом Фаулером Чандрасекхар получил Нобелевскую премию за эту и другие работы в 1983 году. ^[46] Предельная масса теперь называется пределом Чандрасекара .

Если бы белый карлик превысил предел Чандрасекара и ядерные реакции не произошли бы, давление, оказываемое электронами , больше не смогло бы уравновешивать силу гравитации , и он схлопнулся бы в более плотный объект, называемый нейтронной звездой . ^[47] Углеродно-кислородные белые карлики, аккумулирующие массу от соседней звезды, подвергаются неконтролируемой реакции ядерного синтеза, которая приводит к взрыву сверхновой типа Ia , в результате которого белый карлик может быть уничтожен до того, как достигнет предельной массы. ^[48]

Новое исследование показывает, что многие белые карлики – по крайней мере, в некоторых типах галактик – могут не приблизиться к этому пределу за счет аккреции. Было высказано предположение, что по крайней мере некоторые из белых карликов, ставших сверхновыми, достигают необходимой массы путем столкновения друг с другом. Возможно, в эллиптических галактиках такие столкновения являются основным источником сверхновых. Эта гипотеза основана на том факте, что рентгеновские лучи , производимые этими галактиками, в 30–50 раз меньше, чем ожидается от сверхновых типа Ia этой галактики, когда вещество аккрецируется на белом карлике из окружающего его спутника. 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 существовать два типа сверхновых, а это может означать, что предел Чандрасекара не всегда может применяться при определении того, когда белый карлик становится сверхновой, учитывая, что два сталкивающихся белых карлика могут иметь разный диапазон масс. Это, в свою очередь, запутало бы попытки использовать взрывающиеся белые карлики в качестве стандартных свечей для определения расстояний. ^[49]

Белые карлики имеют низкую светимость и поэтому занимают полосу внизу диаграммы Герцшпрунга-Рассела , графика зависимости светимости звезды от цвета или температуры. Их не следует путать с объектами малой светимости на маломассивном конце главной последовательности, такими как водородные красные карлики , ядра которых частично поддерживаются тепловым давлением ^[50] или даже более низкотемпературные коричневые карлики . карлики . ^[51]

Отношения масса-радиус

Связь между массой и радиусом маломассивных белых карликов можно оценить с помощью нерелятивистского уравнения состояния ферми-газа , которое дает ^[40]

R\approx {\frac {N^{5/3}\hbar ^{2}}{2m_{e}GM^{1/3}}},

где $R$ — радиус, $M$ — полная масса звезды, $N$ — количество электронов на единицу массы (зависит только от состава), $m e$ — масса электрона , — приведенная постоянная Планка , а $G$ — гравитационная постоянная. . $\hbar$

Поскольку в этом анализе используется нерелятивистская формула $T = p 2 / 2 m$ для кинетической энергии, он является нерелятивистским. Когда скорость электрона в белом карлике близка к скорости света , формула кинетической энергии приближается к $T = pc$ , где $c$ — скорость света, и можно показать, что в ультрарелятивистском пределе не существует устойчивого равновесия . В частности, этот анализ дает максимальную массу белого карлика, которая равна ^[40]

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

Отношения радиус-масса модельного белого карлика. $Предел$ $M$ обозначается как M _Ch

Для более точного расчета соотношения массы и радиуса и предельной массы белого карлика необходимо вычислить уравнение состояния , которое описывает взаимосвязь между плотностью и давлением в материале белого карлика. Если плотность и давление положить равными функциям радиуса от центра звезды, то можно решить систему уравнений, состоящую из уравнения гидростатики вместе с уравнением состояния, чтобы найти структуру белого карлика в равновесии. . В нерелятивистском случае мы все равно обнаружим, что радиус обратно пропорционален кубическому корню из массы. ^[45]^{: уравнение (80)} Релятивистские поправки изменят результат так, что радиус станет нулевым при конечном значении массы. Это предельное значение массы, называемое пределом Чандрасекара , при котором белый карлик больше не может поддерживаться давлением электронного вырождения. На графике справа показан результат такого вычисления. Он показывает, как радиус меняется с массой для нерелятивистской (синяя кривая) и релятивистской (зеленая кривая) моделей белого карлика. Обе модели рассматривают белый карлик как холодный ферми-газ, находящийся 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. ^[45]^[52]

Все эти вычисления предполагают, что белый карлик не вращается. Если белый карлик вращается, уравнение гидростатического равновесия необходимо изменить, чтобы учесть центробежную псевдосилу , возникающую при работе во вращающейся системе отсчета . ^[53] Для равномерно вращающегося белого карлика предельная масса увеличивается лишь незначительно. Если допустить неравномерное вращение звезды и пренебречь вязкостью , то, как указывал Фред Хойл в 1947 г. ^[54], не существует предела массы, при которой модельный белый карлик может находиться в статическом состоянии. равновесие. Не все эти модели звезд будут динамически стабильными. ^[55]

Вращающиеся белые карлики и оценки их диаметра через угловую скорость вращения рассматриваются в строгой математической литературе. ^[56] Тонкая структура свободной границы белых карликов также была тщательно проанализирована математически. ^[57]

Радиация и охлаждение

Вырожденная материя, составляющая основную часть белого карлика, имеет очень низкую непрозрачность , поскольку любое поглощение фотона требует, чтобы электрон перешел в более высокое пустое состояние, что может оказаться невозможным, поскольку энергия фотона может быть недостаточной. соответствие возможных квантовых состояний, доступных этому электрону, следовательно, радиационная теплопередача внутри белого карлика низкая; однако он имеет высокую теплопроводность . В результате внутренняя часть белого карлика сохраняет почти одинаковую температуру по мере охлаждения, начиная примерно с 10 ⁸ К вскоре после образования белого карлика и достигая менее 10 ⁶ К для самых холодных известных белых карликов. ^[58] Внешняя оболочка из невырожденной материи находится поверх вырожденного ядра. Самые внешние слои, имеющие температуру ниже 10 ⁵ К, излучают примерно как черное тело . Белый карлик остается видимым в течение длительного времени, поскольку его разреженная внешняя атмосфера медленно излучает тепловое содержимое выродившейся внутренней части.

Видимое излучение, испускаемое белыми карликами, варьируется в широком цветовом диапазоне: от беловато-голубого цвета звезды главной последовательности типа O, B или A до желто-оранжевого цвета звезды позднего K или раннего M-типа. ^[59] Эффективные температуры поверхности белых карликов варьируются от более 150 000 К ^[24] до чуть менее 4000 К. ^[60]^[61] В соответствии с законом Стефана-Больцмана светимость увеличивается с увеличением температуры поверхности (пропорционально T⁴); этот диапазон температуры поверхности соответствует светимости от более чем в 100 раз светимости Солнца до менее 1 ⁄ 10 000 светимости Солнца. ^[61] Горячие белые карлики с температурой поверхности, превышающей 30 000 К, были замечены как источники мягкого (то есть, более низкоэнергетического) рентгеновского излучения . Это позволяет изучать состав и структуру их атмосфер с помощью наблюдений в мягком рентгеновском излучении и крайнем ультрафиолете . ^[62]

Белые карлики также излучают нейтрино в процессе Урки . ^[63] Этот процесс больше влияет на более горячих и молодых белых карликов.

Как объяснил Леон Местел в 1952 году, если белый карлик не аккумулирует вещество от звезды-компаньона или другого источника, его излучение исходит от накопленного тепла, которое не восполняется. ^[64]^[65]^{: §2.1} У белых карликов чрезвычайно маленькая площадь поверхности, от которой излучается это тепло, поэтому они постепенно остывают, оставаясь горячими в течение длительного времени. ^[5] По мере охлаждения белого карлика температура его поверхности снижается, испускаемое им излучение краснеет, а его светимость уменьшается. Поскольку у белого карлика нет другого стока энергии, кроме излучения, из этого следует, что его охлаждение со временем замедляется. Скорость охлаждения оценена для белого углеродного карлика размером 0,59 M _☉ с водородной атмосферой. Первоначальное охлаждение до температуры поверхности 7140 К заняло примерно 1,5 миллиарда лет, затем охлаждение еще примерно на 500 градусов Кельвина до 6590 К занимает около 0,3 миллиарда лет, но следующие два шага по 500 Кельвинов (до 6030 К и 5550 К) требуют сначала 0,4, а затем 1,1 миллиарда лет. ^[66]^{: Таблица 2}

Большинство наблюдаемых белых карликов имеют относительно высокие температуры поверхности, от 8000 до 40 000 К. ^[25]^[67] Однако белый карлик проводит большую часть своей жизни при более низких температурах, чем при более высоких температурах, поэтому мы должны ожидать, что существует больше холодные белые карлики, чем горячие белые карлики. Если мы скорректируем эффект отбора , согласно которому более горячие и яркие белые карлики легче наблюдать, мы действительно обнаружим, что уменьшение исследуемого температурного диапазона приводит к обнаружению большего количества белых карликов. ^[68] Эта тенденция прекращается, когда мы достигаем чрезвычайно холодных белых карликов; наблюдается несколько белых карликов с температурой поверхности ниже 4000 К, ^[69] и один из самых холодных наблюдаемых до сих пор, WD 0346+246 , имеет температуру поверхности примерно 3800 К. ^[60]^[70] Причина этого в том, что возраст Вселенной конечен; ^[71]^[72] 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 определенном регионе; найденная таким образом оценка возраста нашего галактического диска составляет 8 миллиардов лет. ^[68] Белый карлик в конечном итоге, через многие триллионы лет, остынет и станет неизлучающим черным карликом , находящимся в приблизительном тепловом равновесии со своим окружением и с космическим фоновым излучением . Считается, что черных карликов пока не существует. ^[1]

Материал ядра белого карлика представляет собой полностью ионизированную плазму – смесь ядер и электронов – которая изначально находится в жидком состоянии. В 1960-е годы было теоретически предсказано, что на поздней стадии охлаждения он должен кристаллизоваться в твердое состояние, начиная с его центра. ^[73] Кристаллическая структура, как полагают, представляет собой объемноцентрированную кубическую решетку. ^[4]^[74] В 1995 году было высказано предположение, что астеросейсмологические наблюдения за пульсирующими белыми карликами стали потенциальной проверкой теории кристаллизации, ^[75] , а в 2004 году были сделаны наблюдения, которые показали, что примерно 90% массы BPM 37093 кристаллизовалось . . ^[76]^[77]^[78] Другая работа дает массовую долю кристаллов от 32% до 82%. ^[79] Когда ядро белого карлика кристаллизуется в твердую фазу, выделяется скрытое тепло , которое является источником тепловой энергии, которая задерживает его охлаждение. ^[80] Химическое фракционирование между ионными частицами в плазменной смеси может высвободить такое же или даже большее количество энергии. ^[81]^[82]^[83] Это выделение энергии было впервые подтверждено в 2019 году после обнаружения скопления в последовательности охлаждения более чем 15 000 белых карликов, наблюдаемых со спутника Gaia . ^[84]

Маломассивные гелиевые белые карлики (масса <0,20 M _☉ ), часто называемые «чрезвычайно маломассивными белыми карликами, ELM WD», образуются в двойных системах. Из-за их богатой водородом оболочки горение остаточного водорода в рамках цикла CNO может сохранять эти белые карлики горячими в течение длительного времени. Кроме того, они остаются на стадии раздутого протобелого карлика до 2 миллиардов лет, прежде чем достигнут пути охлаждения. ^[85]

Атмосфера и спектры

Хотя считается, что большинство белых карликов состоят из углерода и кислорода, спектроскопия обычно показывает, что их излучаемый свет исходит из атмосферы, в которой, как наблюдают, преобладают либо водород, либо гелий . Доминирующий элемент обычно как минимум в 1000 раз более распространен, чем все остальные элементы. Как объяснил Шацман в 1940-х годах, считается, что высокая приземная гравитация вызывает эту чистоту за счет гравитационного разделения атмосферы так, что тяжелые элементы находятся внизу, а более легкие вверху. ^[87]^[88]^{: §§5–6} Эта атмосфера, единственная видимая нам часть белого карлика, считается верхней частью оболочки, которая представляет собой остаток оболочки звезды в фазе AGB и может также содержат материал, аккрецированный из межзвездной среды . Считается, что оболочка состоит из богатого гелием слоя с массой не более 1/100 от общей массы звезды, который, если в атмосфере преобладает водород, перекрывается богатым водородом слоем с массой примерно 1/10 000 . от полной массы звезды. ^[61]^[89]^{: §§4–5}

Несмотря на то, что эти внешние слои тонкие, они определяют тепловую эволюцию белого карлика. Вырожденные электроны в теле белого карлика хорошо проводят тепло. Таким образом, большая часть массы белого карлика имеет почти одинаковую температуру ( изотермическую ), а также горячую: белый карлик с температурой поверхности от 8 000 до 16 000 К будет иметь температуру ядра примерно от 5 000 000 до 20 000 000 К. от очень быстрого охлаждения карлика удерживает только непрозрачность его внешних слоев для радиации. ^[61]

Первая попытка классифицировать спектры белых карликов, по-видимому, была предпринята Г.П. Койпером в 1941 году ^[59]^[90] , и с тех пор были предложены и использовались различные схемы классификации. ^[91]^[92] Используемая в настоящее время система была представлена Эдвардом М. Сайоном , 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 особенность спектра, за которой следует необязательная последовательность букв, описывающая второстепенные характеристики спектра (как показано в соседней таблице), и номер температурного индекса. , вычисляется путем деления 50 400 К на эффективную температуру . Например:

Белому карлику, имеющему в спектре только линии He I и эффективную температуру 15 000 К, можно было бы дать классификацию DB3 или, если это оправдано точностью измерения температуры, DB3.5.
Белый карлик с поляризованным магнитным полем , эффективной температурой 17 000 К и спектром, в котором преобладают линии He I , которые также имеют водородные характеристики, может быть отнесен к классификации DBAP3.

Символы «?» и «:» также можно использовать, если правильная классификация неопределенна. ^[24]^[59]

Белые карлики, основная спектральная классификация которых — DA, имеют атмосферу с преобладанием водорода. Они составляют большинство, примерно 80%, всех наблюдаемых белых карликов. ^[61] Следующий по численности класс — БД, около 16%. ^[93] Горячий класс DQ с температурой выше 15 000 К (приблизительно 0,1%) имеет атмосферу с преобладанием углерода. ^[94] Те, которые классифицируются как DB, DC, DO, DZ и холодный DQ, имеют атмосферу с преобладанием гелия. Если предположить, что углерод и металлы отсутствуют, то какая спектральная классификация будет зависеть от эффективной температуры. Приблизительно в диапазоне от 100 000 К до 45 000 К спектр будет классифицироваться как DO, в котором преобладает однократно ионизированный гелий. От 30 000 К до 12 000 К спектр будет DB, показывая линии нейтрального гелия, а ниже примерно 12 000 К спектр будет безликим и будет классифицирован как DC. ^[89]^{: §2.4}^[61]

Молекулярный водород ( H 2 ) был обнаружен в спектрах атмосфер некоторых белых карликов. ^[95]

Белые карлики, богатые металлами

Около 25–33% белых карликов имеют металлические линии в своих спектрах, что примечательно, поскольку любые тяжелые элементы в белом карлике должны погрузиться в недра звезды всего за небольшую часть времени жизни звезды. ^[96] Преобладающее объяснение существования богатых металлами белых карликов состоит в том, что они недавно образовали каменистые планетезимали. ^[96] Объемный состав сросшегося объекта можно измерить по силе линий металла. Например, исследование белого карлика Тон 345, проведенное в 2015 году, пришло к выводу, что содержание металлов на нем соответствует содержанию дифференцированной каменистой планеты, мантия которой была разрушена ветром родительской звезды во время ее асимптотической фазы гигантской ветви . ^[97]

Магнитное поле

Магнитные поля у белых карликов с напряженностью на поверхности c. 1 миллион гаусс (100 тесла ) был предсказан П. М. С. Блэкеттом в 1947 году как следствие предложенного им физического закона, который гласил, что незаряженное вращающееся тело должно генерировать магнитное поле, пропорциональное его угловому моменту . ^[98] Этот предполагаемый закон, иногда называемый эффектом Блэкетта , никогда не был общепринятым, и к 1950-м годам даже Блэкетт почувствовал, что он опровергнут. ^[99]^{: 39–43} В 1960-х годах было высказано предположение, что белые карлики могут иметь магнитные поля из-за сохранения полного поверхностного магнитного потока , существовавшего в фазе звезды-прародителя. ^[100] Поверхностное магнитное поле ц. Таким образом, напряженность 100 гаусс (0,01 Тл) в звезде-прародительнице стала бы поверхностным магнитным полем c. 100·100 ² = 1 миллион гаусс (100 Тл), когда радиус звезды уменьшился в 100 раз. ^[88]^{: §8}^[101]^{: 484} Первым открытым магнитным белым карликом был GJ 742 (также известный как GRW +70 8247 ), который был идентифицирован Джеймсом Кемпом, Джоном Сведлундом, Джоном Ландстритом и Роджером Энджелом в 1970 году как источник магнитного поля по излучению циркулярно поляризованного света. ^[102] Считается, что поле на поверхности составляет примерно 300 миллионов гаусс (30 кТ). ^[88]^{: §8}

С 1970 года магнитные поля были обнаружены более чем у 200 белых карликов, от2 × 10 ³ к10 ⁹ гаусс (от 0,2 Т до 100 кТ). ^[103] 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 величиной 1 мегагаусс и более. Таким образом, основной процесс идентификации иногда приводит к открытию магнитных полей. ^[104] Было подсчитано, что по крайней мере 10% белых карликов имеют поля, превышающие 1 миллион гаусс (100 Тл). ^[105]^[106]

Сильно намагниченный белый карлик в двойной системе AR Скорпиона был идентифицирован в 2016 году как первый пульсар , в котором компактный объект представляет собой белый карлик, а не нейтронную звезду. ^[107]

Химические связи

Магнитные поля белого карлика могут допускать существование нового типа химической связи , перпендикулярной парамагнитной связи , в дополнение к ионным и ковалентным связям , что приводит к образованию того, что первоначально было описано как «намагниченное вещество» в исследовании, опубликованном в 2012 году. ^[108]

Вариативность

Ранние расчеты предполагали, что могут существовать белые карлики, чья светимость менялась с периодом около 10 секунд, но поиски 1960-х годов этого не выявили. ^[88]^{: §7.1.1}^[111] Первым обнаруженным переменным белым карликом был HL Tau 76 ; в 1965 и 1966 годах, и наблюдалось изменение с периодом примерно 12,5 минут. ^[112] Причина того, что этот период дольше, чем прогнозировалось, заключается в том, что переменность HL Tau 76, как и у других известных пульсирующих переменных белых карликов, возникает из-за нерадиальных пульсаций гравитационных волн . ^[88]^{: §7} Известные типы пульсирующих белых карликов включают звезды DAV или ZZ Ceti , включая HL Tau 76, с атмосферой с преобладанием водорода и спектральным классом DA; ^[88]^{: 891, 895} DBV или V777 Her — звезды с атмосферой с преобладанием гелия и спектральным классом DB; ^[61]^{: звезды 3525} и GW Vir , иногда подразделяемые на звезды DOV и PNNV , с атмосферой, в которой преобладают гелий, углерод и кислород. ^[110]^{[113] Звезды GW Vir, строго говоря, не являются белыми карликами, а являются звездами, которые на}диаграмме Герцшпрунга – Рассела находятся в положении между асимптотической ветвью гигантов и областью белых карликов. Их можно назвать предбелыми карликами . ^[110]^[114] Все эти переменные демонстрируют небольшие (1–30%) изменения светоотдачи, возникающие в результате суперпозиции колебательных мод с периодами от сотен до тысяч секунд. Наблюдение этих изменений дает астеросейсмологические данные о внутренней части белых карликов. ^[115]

Формирование

Считается, что белые карлики представляют собой конечную точку звездной эволюции звезд главной последовательности с массами от 0,07 до 10 M _☉ . ^[4]^[116] Состав образующегося 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. ^[117]

Звезды с очень малой массой

Если масса звезды главной последовательности меньше половины массы Солнца , она никогда не станет достаточно горячей, чтобы расплавить гелий в своем ядре. ^{[ нужна цитата ]} Считается, что за продолжительность жизни, которая значительно превышает возраст Вселенной (около 13,8 миллиардов лет), ^[9] такая звезда в конечном итоге сожжет весь свой водород, на некоторое время превратившись в голубого карлика , и Закончит свою эволюцию как гелиевый белый карлик, состоящий в основном из ядер гелия-4 . ^[118] Из-за очень длительного времени, которое занимает этот процесс, не считается, что он является причиной наблюдаемых гелиевых белых карликов. Скорее, они считаются продуктом потери массы в двойных системах ^[5]^[7]^[8]^[119]^[120]^[121] или потери массы из-за большого планетарного спутника. ^[122]^[123]

Звезды с низкой и средней массой

Если масса звезды главной последовательности составляет от 0,5 до 8 M _☉^{[ нужна цитация ]} , как у Солнца, ее ядро станет достаточно горячим, чтобы синтезировать гелий в углерод и кислород посредством процесса тройного альфа , но оно никогда не станет достаточно горячим. горячо плавить углерод в неон . Ближе к концу периода, в течение которого происходят реакции термоядерного синтеза, такая звезда будет иметь углеродно-кислородное ядро, не подвергающееся реакциям термоядерного синтеза, окруженное внутренней оболочкой, горящей гелием, и внешней оболочкой, горящей водородом. На диаграмме Герцшпрунга–Рассела он находится на асимптотической гигантской ветви. Затем он вытеснит большую часть своего внешнего материала, создав планетарную туманность , пока не останется только углеродно-кислородное ядро. Этот процесс ответственен за появление углеродно-кислородных белых карликов, которые составляют подавляющее большинство наблюдаемых белых карликов. ^[119]^[124]^[125]

Звезды со средней и большой массой

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 несплавляющегося ядра, первоначально поддерживаемая давлением электронного вырождения, в конечном итоге превысит максимально возможную массу, поддерживаемую давлением вырождения. В этот момент ядро звезды коллапсирует и взорвется, образуя сверхновую с коллапсом ядра , которая оставит после себя остаток нейтронной звезды, черной дыры или, возможно, более экзотической формы компактной звезды . ^[116]^[126] Некоторые звезды главной последовательности, возможно, от 8 до 10 M _☉ , хотя и достаточно массивны, чтобы синтезировать углерод с неоном и магнием , могут быть недостаточно массивными, чтобы синтезировать неон . У такой звезды может остаться остаток белого карлика, состоящий в основном из кислорода , неона и магния , при условии, что ее ядро не коллапсирует и термоядерный синтез не происходит настолько бурно, что звезда взорвется и превратится в сверхновую . ^[127]^[128] Хотя было идентифицировано несколько белых карликов, которые могут относиться к этому типу, большинство доказательств существования таковых исходят от новых, называемых ONeMg или неоновых новых. Спектры этих новых демонстрируют содержание неона, магния и других элементов промежуточной массы, что, по-видимому, можно объяснить только аккрецией материала на кислородно-неон-магниевый белый карлик. ^[6]^[129]^[130]

Сверхновая типа Iax

Сверхновые типа Iax , которые включают аккрецию гелия белым карликом, были предложены в качестве канала для трансформации этого типа звездных остатков. В этом сценарии углеродная детонация, производимая сверхновой типа Ia, слишком слаба, чтобы уничтожить белого карлика, выбрасывая лишь небольшую часть его массы в виде выброса, но производит асимметричный взрыв, который пинает звезду, часто известную как звезда- зомби . к высоким скоростям гиперскоростной звезды . Вещество, переработанное в результате неудавшейся детонации, вновь аккумулируется белым карликом, при этом самые тяжелые элементы, такие как железо, падают в его ядро, где и накапливаются. ^[131] Эти белые карлики с железным ядром были бы меньше, чем углеродно-кислородные карлики с аналогичной массой, и охлаждались бы и кристаллизовались бы быстрее, чем они. ^[132]

Судьба

Представление художника о старении белых карликов

Внутреннее строение белых карликов. Слева — новообразованный белый карлик, в центре — остывающий и кристаллизующийся белый карлик, справа — черный карлик.

Белый карлик после формирования стабилен и будет продолжать остывать почти бесконечно, пока в конечном итоге не станет черным карликом. Предполагая, что Вселенная продолжает расширяться, предполагается, что через 10 ^19–10²⁰ лет галактики испарятся, поскольку их звезды уйдут в межгалактическое пространство. ^[133]^{: §IIIA} Белые карлики, как правило, должны пережить галактическое рассеяние, хотя случайное столкновение между белыми карликами может привести к образованию новой сгорающей звезды или белого карлика массы сверхЧандрасекара, который взорвется сверхновой типа Ia . ^[133]^{: §§IIIC, IV} Считается, что последующее время жизни белых карликов порядка гипотетического времени жизни протона , которое, как известно, составляет не менее 10 ³⁴ –10 ³⁵ лет. Некоторые теории Великого объединения предсказывают время жизни протона от 10 ³⁰ до 10 ³⁶ лет. Если эти теории неверны, протон все равно может распасться в результате сложных ядерных реакций или квантовых гравитационных процессов с участием виртуальных черных дыр ; в этих случаях время жизни оценивается не более чем в 10 ²⁰⁰ лет. Если протоны действительно распадаются, масса белого карлика будет очень медленно уменьшаться со временем по мере распада его ядер, пока он не потеряет достаточно массы, чтобы стать невырожденным куском материи, и, наконец, полностью не исчезнет. ^[133]^{: §IV}

Белый карлик также может быть съеден или испарён звездой-компаньоном, в результате чего белый карлик потеряет настолько много массы, что станет объектом планетарной массы . Получившийся объект, вращающийся вокруг бывшего компаньона, а теперь родительской звезды, может быть гелиевой планетой или алмазной планетой . ^[134]^[135]

Диски обломков и планеты

Звездная и планетная система белого карлика унаследована от его звезды-прародителя и может взаимодействовать с белым карликом различными способами. Есть несколько признаков того, что у белого карлика есть остатки планетной системы. ^{[ нужна цитата ]}

Наиболее распространенным наблюдаемым свидетельством существования остатков планетной системы является загрязнение спектра белого карлика линиями поглощения металлов . 27–50% белых карликов имеют спектр, загрязненный металлами ^[138] , но эти тяжелые элементы оседают в атмосфере белых карликов с температурой ниже 20 000 К. Наиболее широко распространенная гипотеза состоит в том, что это загрязнение происходит из-за приливно-разрушенных скалистых тел. ^[139]^[140] Первое наблюдение загрязненного металлами белого карлика было осуществлено ван Мааненом ^[141] в 1917 году в обсерватории Маунт-Вилсон и теперь признано первым свидетельством существования экзопланет в астрономии. ^[142] В атмосфере белого карлика Ван Маанена 2 присутствуют железо, кальций и магний, ^[143] но ван Маанен ошибочно классифицировал его как самую тусклую звезду F-типа на основании H- и K-линий кальция . ^[144] В атмосфере белых карликов были обнаружены следующие тяжелые элементы: Ca , Mg, Fe , Na , Si , Cr , C, O , Al ?, Sc , Ti , V , Mn , Co , Ni , Cu , Sr. , S , P , N , Li , K , Be . Считается, что азот в белых карликах поступает из азотного льда внесолнечных объектов пояса Койпера , литий, как полагают, поступает из сросшегося материала коры , а бериллий, как полагают, поступает из экзолун . ^[142]

Менее распространенным наблюдаемым свидетельством является избыток инфракрасного излучения из-за плоского и оптически толстого диска обломков, который встречается примерно у 1–4% белых карликов. ^[140] Первый белый карлик с избытком инфракрасного излучения был обнаружен Цукерманом и Беклином в 1987 году в ближнем инфракрасном диапазоне вокруг Giclas 29-38 ^[145] и позже подтвержден как диск обломков. ^[146] Белые карлики с температурой выше 27 000 К сублимируют всю пыль, образовавшуюся в результате приливного разрушения скалистого тела, предотвращая образование диска обломков. В более холодных белых карликах каменистое тело может быть разрушено приливом вблизи радиуса Роша и выброшено на круговую орбиту из-за сопротивления Пойнтинга-Робертсона , которое сильнее для менее массивных белых карликов. Сопротивление Пойнтинга-Робертсона также заставит пыль двигаться все ближе и ближе к белому карлику, пока она в конечном итоге не сублимируется и диск не исчезнет. У белых карликов с температурой выше 10 000 К срок жизни диска обломков составит около нескольких миллионов лет. второй диск вокруг белого карлика, например два кольца вокруг LSPM J0207+3331 . ^[147]

Наименее распространенное наблюдаемое свидетельство существования планетных систем — это обнаружение больших или малых планет. Вокруг белых карликов известно лишь несколько планет-гигантов и несколько малых планет. ^[148] Это растущий список, в котором ожидается открытие около 6 экзопланет вместе с Гайей . ^[149] Ожидается, что экзопланеты с JWST будут <4 ^[150] и 4–8. ^[151]

Экзопланета вращается вокруг WD 1856+534.

Инфракрасные спектроскопические наблюдения центральной звезды туманности Улитка, сделанные космическим телескопом НАСА « Спитцер », предполагают наличие пылевого облака, которое может быть вызвано столкновениями комет. Вполне возможно, что падающий оттуда материал может вызвать рентгеновское излучение центральной звезды. ^[152]^[153] Аналогичным образом, наблюдения, сделанные в 2004 году, показали наличие пылевого облака вокруг молодого (по оценкам, образовавшегося из своего прародителя AGB около 500 миллионов лет назад) белого карлика G29-38 , который, возможно, был создан приливными разрушение кометы , проходящей рядом с белым карликом. ^[146] Некоторые оценки, основанные на содержании металлов в атмосферах белых карликов, полагают, что по крайней мере 15% из них могут вращаться вокруг планет или астероидов или, по крайней мере, их обломков. ^[154] Другая предложенная идея заключается в том, что вокруг белых карликов могут вращаться обнаженные ядра скалистых планет , которые пережили бы фазу красного гиганта своей звезды, но потеряли свои внешние слои и, учитывая, что эти планетные остатки, вероятно, были бы сделаны из металлов , попытаться обнаружить их в поисках признаков их взаимодействия с магнитным полем белого карлика . ^[155] Другие предложенные идеи о том, как белые карлики загрязняются пылью, включают рассеяние астероидов планетами ^[156]^[157]^[158] или рассеяние между планетами. ^[159] Освобождение экзолунов от их родительской планеты может привести к загрязнению белых карликов пылью. Либо освобождение может привести к разбросу астероидов в сторону белого карлика, либо экзолуна может быть рассеяна в радиусе Роша белого карлика. ^[160] Механизм загрязнения белых карликов в двойных системах также исследовался, поскольку в этих системах, скорее всего, отсутствует главная планета, но эта идея не может объяснить наличие пыли вокруг одиночных белых карликов. ^[161] В то время как старые белые карлики демонстрируют признаки аккреции пыли, белые карлики старше ~1 миллиарда лет или >7000 К с избытком пылевого инфракрасного излучения не были обнаружены ^[162] до открытия в 2018 году LSPM J0207+3331, который имеет охлаждающую возраст ~3 миллиарда лет. Белый карлик демонстрирует два пылевых компонента, которые объясняются двумя кольцами с разными температурами. ^[140]

Богатый металлами белый карлик WD 1145+017 — первый белый карлик, наблюдаемый вместе с распадающейся малой планетой, проходящей транзитом мимо звезды. ^[184]^[176] Распад планетезимали создает облако обломков, которое проходит перед звездой каждые 4,5 часа, вызывая 5-минутное затухание оптической яркости звезды. ^[176] Глубина транзита сильно варьируется. ^[176]

Планета-гигант WD J0914+1914b испаряется под воздействием сильного ультрафиолетового излучения горячего белого карлика. Часть испаряющегося материала аккрецируется в газовый диск вокруг белого карлика. Слабая линия водорода , как и другие линии в спектре белого карлика, указала на присутствие планеты-гиганта. ^[169]

Белый карлик WD 0145+234 демонстрирует увеличение яркости в среднем инфракрасном диапазоне, что видно по данным NEOWISE . Пояснение не наблюдалось до 2018 года. Оно интерпретируется как приливное разрушение экзоастероида , такое событие наблюдалось впервые. ^[179]

WD 1856+534 — первая и единственная крупная планета, проходящая транзитом вокруг белого карлика (по состоянию на 2022 год).

Предполагается, что у GD 140 и LAWD 37 есть гигантские экзопланеты из-за аномалии в собственном движении Гиппаркос -Гея. Предполагается, что для GD 140 это планета в несколько раз массивнее Юпитера, а для LAWD 37 предполагается, что это планета менее массивная, чем Юпитер. ^[185]^[186] Кроме того, согласно астрометрическим данным Гайи, WD 0141-675 предположительно имел супер-Юпитер с орбитальным периодом 33,65 дня. Это примечательно, поскольку WD 0141-675 загрязнен металлами, а загрязненные металлами белые карлики уже давно предположительно содержат планеты-гиганты, которые нарушают орбиты малых планет, вызывая загрязнение. ^[187] И GD 140, и WD 0141 будут наблюдаться с помощью JWST во втором цикле с целью обнаружения избытка инфракрасного излучения, вызванного планетами. ^[188] Однако кандидат на планету WD 0141-675 оказался ложноположительным, вызванным ошибкой программного обеспечения. ^[189]

Обзор JWST четырех загрязненных металлами белых карликов обнаружил двух кандидатов в экзопланеты с массой _1-7МДж . Один вращается вокруг WD 1202–232 (LP 852-7), а другой – вокруг WD 2105–82 (LAWD 83). Если это подтвердится, они станут первыми планетами, полученными прямым изображением, которые, вероятно, сформировались из материала околозвездного диска, представляя собой новую популяцию планет-гигантов, полученных прямым изображением, которые больше похожи на гигантов Солнечной системы по возрасту и, вероятно, также по своей атмосфере. Подтверждение будет возможно с помощью общего метода собственного движения с JWST. ^[190]

Обитаемость

Было высказано предположение, что белые карлики с температурой поверхности менее 10 000 Кельвинов могут иметь обитаемую зону на расстоянии c. От 0,005 до 0,02 а.е. , что продлится более 3 миллиардов лет. Это настолько близко, что любая обитаемая планета будет заблокирована приливом . Цель — поиск транзитов гипотетических планет земного типа, которые могли мигрировать внутрь или образоваться там. Поскольку размер белого карлика аналогичен размеру планеты, такие транзиты могут привести к сильным затмениям . ^[191] Новые исследования ставят под сомнение эту идею, учитывая, что близкие орбиты этих гипотетических планет вокруг их родительских звезд подвергнут их сильным приливным силам , которые могут сделать их непригодными для жизни, вызвав парниковый эффект . ^[192] Еще одним предполагаемым ограничением этой идеи является происхождение этих планет. Не говоря уже о формировании аккреционного диска , окружающего белого карлика, есть два способа, которыми планета может оказаться на близкой орбите вокруг звезд такого типа: выжить, будучи поглощенной звездой во время фазы красного гиганта, а затем по спирали внутрь или внутрь. миграция после формирования белого карлика. Первый случай неправдоподобен для тел малой массы, поскольку они вряд ли выживут после поглощения своими звездами. В последнем случае планетам пришлось бы выделять столько орбитальной энергии в виде тепла в результате приливных взаимодействий с белым карликом, что они, скорее всего, превратились бы в непригодные для жизни угли. ^[193]

Двойные звезды и новые

Если белый карлик находится в двойной звездной системе и аккрецирует материю от своего спутника, могут произойти различные явления, включая новые и сверхновые типа Ia. Это также может быть сверхмягкий источник рентгеновского излучения, если он способен достаточно быстро забирать материал у своего компаньона, чтобы поддерживать термоядерный синтез на своей поверхности. ^[194] С другой стороны, явления в двойных системах, такие как приливное взаимодействие и взаимодействие звезды с диском, модерируемые магнитными полями или нет, влияют на вращение аккрецирующих белых карликов. На самом деле (точно известные) самые быстровращающиеся белые карлики являются членами двойных систем (самым быстрым из них является белый карлик в CTCV J2056-3014). ^[195] Тесная двойная система двух белых карликов может излучать энергию в виде гравитационных волн , заставляя их взаимную орбиту неуклонно сжиматься, пока звезды не сольются. ^[196]^[197]

Сверхновые типа Ia

Масса изолированного невращающегося белого карлика не может превышать предел Чандрасекара ~ 1,4 M _☉ . Этот предел может увеличиться, если белый карлик вращается быстро и неравномерно. ^[198] Белые карлики в двойных системах могут аккрецировать материал от звезды-компаньона, увеличивая как свою массу, так и 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. ^[47]

Аккреция обеспечивает популярный в настоящее время механизм, называемый моделью одиночного вырождения для сверхновых типа Ia . В этой модели углеродно-кислородный белый карлик увеличивает массу и сжимает свое ядро, оттягивая массу от звезды-компаньона. ^[48]^{: 14} Считается, что нагрев ядра при сжатии приводит к воспламенению углеродного синтеза , когда масса приближается к пределу Чандрасекара. ^[48] 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 не расширяется и не охлаждается в ответ. Скорее, повышенная температура ускоряет скорость реакции синтеза в неконтролируемом процессе, который подпитывает сам себя. Термоядерное пламя поглощает большую часть белого карлика за несколько секунд, вызывая взрыв сверхновой типа Ia , которая уничтожает звезду. ^[1]^[48]^[199] В другом возможном механизме сверхновых типа Ia, модели двойного вырождения , два углеродно-кислородных белых карлика в двойной системе сливаются, создавая объект с массой, превышающей предел Чандрасекара, в котором происходит синтез углерода. затем воспламеняется. ^[48]^{: 14}

Наблюдения не смогли обнаружить признаков аккреции, ведущей к образованию сверхновых типа Ia, и теперь считается, что это связано с тем, что звезда сначала нагружается выше предела Чандрасекара, а также раскручивается до очень высокой скорости в результате того же процесса. Как только аккреция прекращается, звезда постепенно замедляется, пока ее вращения становится недостаточно, чтобы предотвратить взрыв. ^[200]

Историческая яркая SN 1006, как полагают, была сверхновой типа Ia, возникшей из белого карлика, возможно, в результате слияния двух белых карликов. ^[201] Сверхновая Тихо 1572 года также была сверхновой типа Ia, и ее остаток был обнаружен. ^[202] Близким кандидатом на то, чтобы пережить сверхновую типа Ia, является WD 0810-353 . ^[203]

Двоичный файл пост-общего конверта

Двойная система после общей оболочки (PCEB) представляет собой двойную систему, состоящую из белого карлика и тесно связанного приливом красного карлика (в других случаях это может быть коричневый карлик вместо красного карлика). Эти двойные системы образуются, когда красный карлик поглощается фазой красного гиганта . Поскольку красный карлик вращается внутри общей оболочки , его скорость замедляется в более плотной среде. Это замедление орбитальной скорости компенсируется уменьшением орбитального расстояния между красным карликом и ядром красного гиганта. Красный карлик движется по спирали внутрь к ядру и может слиться с ним. Если этого не происходит и вместо этого выбрасывается общая оболочка, то двойная система оказывается на близкой орбите, состоящей из белого карлика и красного карлика. Этот тип двоичного файла называется двоичным файлом после общего конверта. Эволюция PCEB продолжается по мере того, как две карликовые звезды вращаются все ближе и ближе из-за магнитного торможения и высвобождения гравитационных волн. В какой-то момент двоичная система может превратиться в катаклизмическую переменную, поэтому бинарные файлы пост-общей оболочки иногда называют до-катаклизмическими переменными.

Катаклизмические переменные

Прежде чем аккреция материала приблизит белого карлика к пределу Чандрасекара, аккрецированный богатый водородом материал на поверхности может воспламениться в результате менее разрушительного типа термоядерного взрыва, вызванного термоядерным синтезом водорода . Эти поверхностные взрывы могут повторяться до тех пор, пока ядро белого карлика остается неповрежденным. Этот более слабый вид повторяющихся катаклизмов называется (классической) новой. Астрономы также наблюдали карликовые новые , которые имеют меньшие и более частые пики светимости, чем классические новые. Считается, что это вызвано высвобождением гравитационной потенциальной энергии , когда часть аккреционного диска коллапсирует на звезду, а не выбросом энергии в результате термоядерного синтеза. В общем, двойные системы с белым карликом, аккрецирующим вещество от звездного компаньона, называются катаклизмическими переменными . Помимо новых и карликовых новых, известно несколько других классов этих переменных, включая полярные и промежуточные полярные звезды , оба из которых характеризуются сильными магнитными белыми карликами. ^[1]^[48]^[204]^[205] Было обнаружено, что катаклизмические переменные, вызванные термоядерным синтезом и аккрецией, являются источниками рентгеновского излучения. ^[205]

Другие двойные системы, не предшествующие сверхновым.

Другие двойные системы, не предшествующие сверхновым, включают двойные системы, состоящие из звезды (или гиганта) главной последовательности и белого карлика. Двоичная система Сириуса AB, вероятно, является самым известным примером. Белые карлики также могут существовать как двойные системы или множественные звездные системы, состоящие только из белых карликов. Примером разрешенной системы тройных белых карликов является WD J1953-1019, обнаруженная с помощью данных Gaia DR2 . Одной из интересных областей является изучение остатков 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 детально изучать эти коричневые карлики или экзопланеты. Одним из таких примеров является субкоричневый карлик вокруг белого карлика WD 0806-661 .

Ближайший

Галерея

Иллюстрация каменистых обломков вокруг белого карлика
^[208]
Кокон нового белого карлика в центре NGC 2440
Впечатление художника об эволюции белого карлика и двойной системы миллисекундных пульсаров
^[209]
Иллюстрация ультракрутого карлика с белым карликом-компаньоном.
^[210]

Смотрите также

Черный карлик – теоретический остаток звезды
Коричневый карлик - тип субзвездного объекта размером больше планеты.
Уравнение белого карлика Чандрасекара
Вырожденная материя - тип плотной экзотической материи в физике.
Список белых карликов
Нейтронная звезда – коллапс ядра массивной звезды.
звезда PG 1159
Планетарная туманность - тип эмиссионной туманности, созданной умирающими красными гигантами.
Надежные ассоциации массивных барионных объектов - Предлагаемый тип звездного скопления
Звездная классификация - Классификация звезд на основе спектральных свойств.
Хронология белых карликов, нейтронных звезд и сверхновых - хронологический список развития знаний и записей

Внешние ссылки и дальнейшее чтение

Викискладе есть медиафайлы, связанные с белыми карликами .

Общий

Кавалер, С.Д. (1997). «Звезды-белые карлики». В Кавалере, Южная Дакота; Новиков И.; Шринивасан, Г. (ред.). Звездные остатки . 1997. ISBN 978-3-540-61520-0.
Кеплер, Т.О.; и другие. (февраль 2015 г.). «Новые звезды-белые карлики в выпуске 10 данных Sloan Digital Sky Survey». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 446 (4): 4078–4087. arXiv : 1411.4149 . Бибкод : 2015MNRAS.446.4078K. doi : 10.1093/mnras/stu2388. ISSN 1365-2966.
Ребасса-Мансергас, А.; Генсике, БТ; Родригес-Хиль, П.; Шрайбер, MR; Кестер, Д. (28 ноября 2007 г.). «Двойные системы после общей оболочки из SDSS - I. 101 двойная система главной последовательности белых карликов с множественной спектроскопией Слоановского цифрового обзора неба: Двойные системы после общей оболочки из SDSS». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 382 (4): 1377–1393. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12288.x.

Физика

Черные дыры, белые карлики и нейтронные звезды: физика компактных объектов , Стюарт Л. Шапиро и Сол А. Теукольский, Нью-Йорк: Wiley, 1983. ISBN 0-471-87317-9 .
Джентиле, Дэйв (1995). Звезды-белые карлики и предел Чандрасекара (Магистерская диссертация). Университет Де Поля .
«Оценка звездных параметров по равнораспределению энергии». sciencebits.com .- Обсуждает, как найти отношения масса-радиус и пределы массы белых карликов, используя простые энергетические аргументы.

Вариативность

Вингет, Делавэр (1998). «Астеросейсмология звезд белых карликов». Физический журнал: конденсированное вещество . 10 (49): 11247–11261. Бибкод : 1998JPCM...1011247W. дои : 10.1088/0953-8984/10/49/014. S2CID 250749380.

Магнитное поле

Викрамасингхе, DT; Феррарио, Лилия (2000). «Магнетизм изолированных и двойных белых карликов». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 112 (773): 873–924. Бибкод : 2000PASP..112..873W. дои : 10.1086/316593 .

Частота

Гибсон, Британская Колумбия; Флинн, К. (2001). «Белые карлики и темная материя». Наука . 292 (5525): 2211а. arXiv : astro-ph/0104255 . doi : 10.1126/science.292.5525.2211a. PMID 11423620. S2CID 14080941.

наблюдательный

Провансаль, JL; Шипман, Х.Л.; Хог, Эрик; Тейлл, П. (1998). «Проверка соотношения массы и радиуса белого карлика с помощью Hipparcos». Астрофизический журнал . 494 (2): 759–767. Бибкод : 1998ApJ...494..759P. дои : 10.1086/305238 .
Гейтс, Эвелин; Гюк, Геза; Харрис, Хью К.; Суббарао, Марк; Андерсон, Скотт; Кляйнман, С.Дж.; Либерт, Джеймс; Брюингтон, Ховард; и другие. (2004). «Открытие новых ультрахолодных белых карликов в Слоанском цифровом обзоре неба». Астрофизический журнал . 612 (2): L129. arXiv : astro-ph/0405566 . Бибкод : 2004ApJ...612L.129G. дои : 10.1086/424568. S2CID 7570539.
МакКук, врач общей практики; Сион, Э.М. (ред.). «Каталог белых карликов WD». Университет Вилланова.
Дюфур, П.; Либерт, Джеймс; Фонтейн, Г.; Бехара, Н. (2007). «Звезды белые карлики с углеродной атмосферой». Природа . 450 (7169): 522–4. arXiv : 0711.3227 . Бибкод : 2007Natur.450..522D. дои : 10.1038/nature06318. PMID 18033290. S2CID 4398697.

Изображений

Астрономическая картина дня
- NGC 2440: кокон нового белого карлика. Астрономическая картинка дня (фотография). НАСА. 21 февраля 2010 г.
- Пыль и туманность Улитка. Астрономическая картинка дня (фотография). НАСА. 31 декабря 2009 г.
- Туманность Улитка из обсерватории Ла Силья. Астрономическая картинка дня (фотография). НАСА. 3 марта 2009 г.
- IC 4406: На первый взгляд квадратная туманность. Астрономическая картинка дня (фотография). НАСА. 27 июля 2008 г.
- Близкая сверхновая в спиральной галактике M100. Астрономическая картинка дня (фотография). НАСА. 7 марта 2006 г.
- Спираль звезды белого карлика. Астрономическая картинка дня (фотография). НАСА. 1 июня 2005 г.