В конце жизни звёзды превращаются в белые карлики, нейтронные звёзды или чёрные дыры

Известные магнетары

27 декабря 2004 г. произошла вспышка гамма-излучения от SGR 1806-20 прошел через Солнечную систему (показана концепция художника). Взрыв был настолько мощным, что повлиял на атмосферу Земли на расстоянии около 50 000 световых лет.

По состоянию на март 2016 г.Известно 23 магнетара, еще шесть кандидатов ожидают подтверждения. Полный список приведен в Макгилл Онлайн-каталог SGR / AXP. Примеры известных магнитаров включают:

• СГР 0525-66, в Большое Магелланово Облако, расположенный примерно в 163 000 световых лет от Земли, первый обнаруженный (в 1979 г.)
• SGR 1806-20, расположенный на расстоянии 50 000 световых лет от Земли на дальней стороне Млечного Пути в созвездии Стрелец.
• SGR 1900 + 14, расположенный на расстоянии 20000 световых лет в созвездии Aquila. После длительного периода низких выбросов (значительные всплески только в 1979 и 1993 гг.) Он стал активным в мае – августе 1998 г., и всплеск, обнаруженный 27 августа 1998 г., имел достаточную мощность, чтобы вызвать РЯДОМ Сапожник выключить, чтобы предотвратить повреждение и пропитать инструменты на BeppoSAX, ВЕТЕР и RXTE. 29 мая 2008 года НАСА Космический телескоп Спитцера обнаружил материальное кольцо вокруг этого магнетара. Считается, что это кольцо образовалось в результате взрыва 1998 года.
• SGR 0501 + 4516 был обнаружен 22 августа 2008 года.
• 1Э 1048.1−5937, расположенный на расстоянии 9000 световых лет в созвездии Карина. Первоначальная звезда, из которой образовался магнетар, имела массу в 30-40 раз больше, чем у звезды. солнце.
• По состоянию на сентябрь 2008 г., ESO сообщает об идентификации объекта, который изначально был идентифицирован как магнитар, SWIFT J195509 + 261406, первоначально идентифицированный гамма-всплеском (GRB 070610).
• CXO J164710.2-455216, расположенный в массивном галактическом скоплении Вестерлунд 1, который образовался из звезды с массой более 40 масс Солнца.
• SWIFT J1822.3 Star-1606, обнаруженный 14 июля 2011 г. итальянскими и испанскими исследователями CSIC в Мадриде и Каталонии. Этот магнитар, вопреки предсказаниям, имеет низкое внешнее магнитное поле, и ему может быть всего полмиллиона лет.
• 3XMM J185246.6 + 003317, обнаруженный международной группой астрономов на основе данных XMM-Newton ЕКА. Рентгеновский телескоп.
• СГР 1935 + 2154, испустил пару светящихся радиовсплесков 28 апреля 2020 года. Было предположение, что это могут быть галактические примеры быстрые радиовсплески.
• Свифт J1818.0-1607 Рентгеновская вспышка, обнаруженная в марте 2020 года, является одним из пяти известных магнитаров, которые также являются радиопульсарами. Ему может быть всего 240 лет.

Магнитар—SGR J1745-2900
Магнитар найден очень близко к огромная черная дыра, Стрелец А *, в центре Млечный Путь галактика

Открытие

Хотя сейчас известно, что их много, их было нелегко обнаружить, поскольку они очень маленькие.

Первый белый карлик был обнаружен Уильямом Гершелем в 1783 году как часть звездной системы 40 Эридана в созвездии Эридано, самая яркая звезда которого — Ахернар, видимая зимой на юге (в северном полушарии).

40 Эридана состоит из трех звезд, одна из них, 40 Эридана А., видна невооруженным глазом, но 40 Эридана B и 40 Эридана C намного меньше. B — белый карлик, а C — красный карлик.

Спустя годы, после открытия системы 40 Эридана, немецкий астроном Фридрих Бессель в 1840 году обнаружил, что у Сириуса, самой яркой звезды Большого Пса, есть скрытый спутник.

Бессель наблюдал небольшие извилины на траектории Сириуса, объяснение которых могло заключаться только в близости другой звезды меньшего размера. Он назывался Сириус B, примерно в 10 000 раз тусклее великолепного Сириуса А.

Оказалось, что Сириус B был размером с Нептун или меньше, но имел невероятно высокую плотность и температуру поверхности 8000 К. А поскольку излучение Сириуса B соответствует белому спектру, его стали называть «белым карликом».

И с тех пор каждая звезда с этими характеристиками называется таковой, хотя белые карлики также могут быть красными или желтыми, поскольку они имеют различные температуры, из которых белый является наиболее распространенным.

А что потом?

Фото: Shutterstock.com

Сверхновые выделяют достаточно энергии, чтобы затмить свои галактики. То, что остается потом: мертвые звездные ядра, называемые нейтронными звездами, или, если звезда была достаточно массивной, черные дыры. Тут мы рассказали про ближайшую к Земле черную дыру. Более того, ученые научились фотографировать черные дыры. Первое историческое фото черной дыры было сделано в мае 2022 года.

Любые планеты, вращающиеся вокруг звезды, когда она взрывается сверхновой, должны были бы быть уничтожены. Однако было обнаружено несколько «планет-зомби», загадочным образом вращающихся вокруг нейтронных звезд. И это одни из самых странных миров в космосе, пишет Гарет Дорриан, астроном из Бирмингемского университета (Великобритания), в Сonversation.

Нейтронные звезды чрезвычайно плотны и содержат столько же массы, сколько Солнце, сжатое в шар диаметром всего в десяток километров. Некоторые нейтронные звезды излучают в космос радиолучи, и именно вокруг этих «пульсарных» звезд были обнаружены планеты. Самая тяжелая нейтронная звезда, диаметром в пару десятков километров, превышает массу Солнца в 2,35 раза. Ученые смогли это узнать не так давно.

Когда пульсар вращается, его радиолучи проносятся сквозь пространство, создавая регулярные радиовспышки. Регулярность этих радиоимпульсов делает пульсары идеальными для поиска близлежащих планет. Радиоизлучение будет периодически растягиваться и сжиматься предсказуемым образом, если возле пульсара есть планета.

Происхождение остывающих «белых карликов»

Сложность наблюдения за звездами, подошедшими к конечному этапу своей эволюции, обусловлена их малым световым излучением. Процесс образования белых карликов происходит с небольшими по величине звездами, масса которых меньше 10-кратной величины Солнца. Во Вселенной таких маленьких звездочек огромное большинство – они составляют около 97 % от всего наблюдаемого количества. Ядерные реакции по превращению водородного газа в гелий неизменно способствуют расширению средних или больших звезд до массы красного гиганта. Объема небольших протозвезд не хватает для перехода в стадию нейтронного светила, когда ядерное горючее полностью выгорает.

Тройной процесс реакции гелия и ядра красных гигантов

Эволюционный процесс светил, находящихся в основной последовательности, заключается в нуклеосинтезе водорода, из которого образуется гелий. Постепенно количество переработанного в ядерных реакциях водорода значительно сокращается, то есть происходит его выгорание. На периферийных участках звезды количество выделяемой энергии становится значительно меньше, а повышение температуры и плотности перемещается в область ядра. Именно там происходит тройной альфа-процесс, при котором наступает очередь последовательного выгорания самого гелия. При этом температуры разгоняются до такой высокой степени, что появляется возможность преодоления кулоновского барьера, когда один изотоп бериллия способен создать одно целое с двумя ядрами гелия. Тройную гелиевую реакцию относят к характерному для красных гигантов этапа эволюции звезд.

Процесс охлаждения белого карлика и кристаллизации его центральной части

Потеря массы и оболочки красными гигантами

При тройном процессе реакции гелия в ядре красного гиганта количество выделяемой световой энергии становится в 10 раз меньше, чем это наблюдается при термоядерном горении водорода. По мере уменьшения плотности газа и изменения в их химическом составе, нуклеосинтез активизируется на границах между гелиевыми и водородными сферами. В местах стыков этих слоев термоядерная реакция достигает своего максимума, а звезда начинает раздуваться. Одновременно можно наблюдать явление протопланетарной туманности, которая выглядит, как быстрое растворение веществ с поверхности красного гиганта в космическом пространстве.

Нестабильное состояние подобных небесных объектов было описано известным астрофизиком И. Шкловским в 1956 году. Он представил механизм появления туманности в виде обнажения изотермического ядра звезды, в которых утеряны оболочка и масса. Вырождение, обусловленное большой степенью выгорания красных гигантов, приводит к их сжатию до размеров и свечения белых карликов.

Строение белых карликов

Механизмы сжатия белых карликов

Звезды небольшого размера заканчивают свой эволюционный процесс, сжимаясь до состояния белого карлика. По массе они немного меньше или приближаются к величине нашего Солнца. По мере выгорания всего водорода, имеющегося в ядре, начинаются реакции гелия, которые превращают звезду в пульсирующий красный гигант. В расширении участвуют внешние слои газообразных веществ, наполняющих оболочку, но само ядро космического тела в это время продолжает сжиматься, теряя запас гелия. За первый миллион лет жизни такая звезда может сократить свой диаметр на сотни километров.

Сравнение размеров Земли и белого карлика

Виды белых карликов

Для классификации звезд, в том числе белых карликов, используется спектральный класс, который, в свою очередь, зависит от температуры. Для названия карликовых звезд используется заглавная буква D, за которой следует одна из этих букв: A, B, C, O, Z, Q, X. Эти другие буквы: P, H, E и V обозначают еще одну серию очень важных характеристик. более конкретный.

Каждая из этих букв обозначает характерную особенность спектра. Например, звезда DA — это белый карлик, в спектре которого есть линия водорода. А у карлика DAV есть линия водорода, и, кроме того, V указывает на то, что это переменная или пульсирующая звезда.

Наконец, число от 1 до 9 добавляется к серии букв, чтобы указать температурный индекс n:

n = 50400 / эффективное T звезды

Другая классификация белых карликов основана на их массе:

— Около 0,5 м вс

— Средняя масса: от 0,5 до 8 раз M Sol

— От 8 до 10 масс Солнца.

Эволюционный процесс

Вновь образованные из красных гигантов, планетарные туманности, начинают новую эволюцию в качестве белых карликов. Они делятся на 2 основные группы, по спектральному свечению. Одна из них представляет собой водородную разновидность, с небольшими включениями гелия. Вторая состоит только из гелиевого вещества, продолжающего путь к вырождению. При этом, внешний водородный слой остается источником гелия, так как в нем продолжается ядерный синтез.

Белый карлик Сириус B (отмечен стрелкой) рядом с ярким Сириусом A. Фото телескопа Хаббл

Остывшие белые звезды

После 13-ти миллиардного процесса эволюции, прошедшего после Большого взрыва и рождения Вселенной, многие из белых карликов успели остыть до температуры ниже 4 тысяч Кельвинов. Они превратились в черные карликовые космические тела, которые не смогли стать звездами. Постоянная потеря энергии на фоне вырождения довела их температуру до неотличимой от фона галактики. После этого они вступают в процесс аннигиляции, связанный с постепенным поглощением темной материей. Однако даже в этот период они все еще могут излучать оставшуюся энергию, увеличивая ее запасы из самой аннигиляции.

Множество Белых карликов в шаровом скоплении М4, снимок Хаббла

А теперь подробнее

Наше Солнце относится к звездам главной последовательности, которые еще называют нормальными. Среди таких звезд есть самые маленькие — красные карлики (красными их называют из-за тусклого красноватого оттенка). Их эволюция дальше не продолжается, они остаются в таком состоянии навсегда.

Красные гиганты — это звезды, у которых начала гореть оболочка. Они становятся больше, ярче и при этом холоднее. Солнце станет красным гигантом через 5 миллиардов лет. Внешние слои оболочки постепенно сгорают, их остатки развеиваются звездным ветром, и остается одно ядро — белый карлик. Белые карлики настолько массивны, что если бы мы могли взять всего лишь чайную ложку вещества, из которого они состоят, и поместить его на Землю, она весила бы больше тонны. Они угасают очень долго, по нашим меркам — вечность.

Когда частицы, находящиеся в атмосфере звезды, разгоняются до определенной скорости, способной преодолеть притяжение, они выбрасываются в межзвездное пространство. Так образуется звездный ветер

Крупные массивные звезды, когда выгорают их ядро и оболочка, взрываются, превращаясь в сверхновые. После мощнейшего взрыва, потрясающего все вокруг, на месте сверхновой остается либо нейтронная звезда, либо черная дыра.

Нейтронные звезды — это небольшие образования с огромной массой. Они меньше и тяжелее белых карликов. Чайная ложка такой звезды весила бы на нашей планете миллиард тонн. Среди нейтронных звезд встречаются пульсары — это намагниченные звезды, которые вращаются с бешеной скоростью, до сотни раз за секунду, и излучают пучки энергии.

Вырожденный газ

До того как Ральф Фаулер в 1922 году в своей работе «Плотная материя» дал объяснение характеристикам плотности и давления внутри белых карликов, высокая плотность и физические особенности такого строения казались парадоксальными. Фаулер предположил, что в отличие от звезд главной последовательности, для которых уравнение состояния описывается свойствами идеального газа, в белых карликах оно определяется свойствами вырожденного газа.

Вырожденный газ образуется, когда расстояние между его частицами становится меньше волны де-Бройля, а значит, что на его свойствах начинают сказываться квантово-механические эффекты, вызванные тождественностью частиц газа.

В белых карликах, из-за огромных плотностей, оболочки атомов разрушаются под силой внутреннего давления, и вещество становится электронно-ядерной плазмой, причем электронная часть описывается свойствами вырожденного электронного газа, аналогичными поведению электронов в металлах.

Беспокойное соседство

Знаменитая космическая обсерватория «Чандра» обнаружила сотни объектов (в том числе и в других галактиках), свидетельствующих о том, что не всем нейтронным звездам предназначено вести жизнь в одиночестве. Такие объекты рождаются в двойных системах, которые пережили взрыв сверхновой, создавший нейтронную звезду. А иногда случается, что одиночные нейтронные звезды в плотных звездных областях типа шаровых скоплений захватывают себе компаньона. В таком случае нейтронная звезда будет «красть» вещество у своей соседки. И в зависимости от того, насколько массивная звезда составит ей компанию, эта «кража» будет вызывать разные последствия. Газ, текущий с компаньона, массой, меньшей, чем у нашего Солнца, на такую «крошку», как нейтронная звезда, не сможет сразу упасть из-за слишком большого собственного углового момента, поэтому он создает вокруг нее так называемый аккреционный диск из «украденной» материи. Трение при накручивании на нейтронную звезду и сжатие в гравитационном поле разогревает газ до миллионов градусов, и он начинает испускать рентгеновское излучение. Другое интересное явление, связанное с нейтронными звездами, имеющими маломассивного компаньона, рентгеновские вспышки (барстеры). Они обычно длятся от нескольких секунд до нескольких минут и в максимуме дают звезде светимость, почти в 100 тысяч раз превышающую светимость Солнца.

Эти вспышки объясняют тем, что, когда водород и гелий переносятся на нейтронную звезду с компаньона, они образуют плотный слой. Постепенно этот слой становится настолько плотным и горячим, что начинается реакция термоядерного синтеза и выделяется огромное количество энергии. По мощности это эквивалентно взрыву всего ядерного арсенала землян на каждом квадратном сантиметре поверхности нейтронной звезды в течение минуты. Совсем другая картина наблюдается, если нейтронная звезда имеет массивного компаньона. Звезда-гигант теряет вещество в виде звездного ветра (исходящего от ее поверхности потока ионизированного газа), и огромная гравитация нейтронной звезды захватывает часть этого вещества себе. Но здесь вступает в свои права магнитное поле, которое заставляет падающее вещество течь по силовым линиям к магнитным полюсам.

Это означает, что рентгеновское излучение прежде всего генерируется в горячих точках на полюсах, и если магнитная ось и ось вращения звезды не совпадают, то яркость звезды оказывается переменной это тоже пульсар, но только рентгеновский. Нейтронные звезды в рентгеновских пульсарах имеют компаньонами яркие звезды-гиганты. В барстерах же компаньонами нейтронных звезд являются слабые по блеску звезды малых масс. Возраст ярких гигантов не превышает нескольких десятков миллионов лет, тогда как возраст слабых звезд-карликов может насчитывать миллиарды лет, поскольку первые гораздо быстрее расходуют свое ядерное топливо, чем вторые. Отсюда следует, что барстеры это старые системы, в которых магнитное поле успело со временем ослабеть, а пульсары относительно молодые, и потому магнитные поля в них сильнее. Может быть, барстеры когда-то в прошлом пульсировали, а пульсарам еще предстоит вспыхивать в будущем.

С двойными системами связывают и пульсары с самыми короткими периодами (менее 30 миллисекунд) так называемые миллисекундные пульсары. Несмотря на их быстрое вращение, они оказываются не молодыми, как следовало бы ожидать, а самыми старыми.

Возникают они из двойных систем, где старая, медленно вращающаяся нейтронная звезда начинает поглощать материю со своего, тоже уже состарившегося компаньона (обычно красного гиганта). Падая на поверхность нейтронной звезды, материя передает ей вращательную энергию, заставляя крутиться все быстрее. Происходит это до тех пор, пока компаньон нейтронной звезды, почти освобожденный от лишней массы, не станет белым карликом, а пульсар не оживет и не начнет вращаться со скоростью сотни оборотов в секунду. Впрочем, недавно астрономы обнаружили весьма необычную систему, где компаньоном миллисекундного пульсара является не белый карлик, а гигантская раздутая красная звезда. Ученые полагают, что они наблюдают эту двойную систему как раз в стадии «освобождения» красной звезды от лишнего веса и превращения в белого карлика. Если эта гипотеза неверна, тогда звезда-компаньон может быть обычной звездой из шарового скопления, случайно захваченной пульсаром. Почти все нейтронные звезды, которые известны в настоящее время, найдены или в рентгеновских двойных системах, или как одиночные пульсары.

Двойные, тройные и так далее

Двойные звезды — вовсе не редкость во Вселенной: почти половина всех светил живут парами. Обычно они рождаются вместе, из одного пылевого облака. Их связывает гравитация — и ничто не может разлучить. Если звезды родились близнецами, то есть одинаковыми по размеру и массе, то они вращаются вокруг общего центра. Если же одна из звезд крупнее, тогда центр масс находится ближе к ней.

Бывают и тройные звездные системы, где три светила, объединенные гравитацией, существуют как единое целое. В таких системах обычно две звезды вращаются рядом, а третья — вокруг них по большей орбите.

Четверная звезда обычно представляет собой союз двух звездных пар, объединенных общим центром вращения. Четыре звезды для звездной системы вовсе не предел, иногда звезды объединяются по пять, шесть и более, но это встречается очень редко. Все системы звезд, в которых больше двух членов, ученые называют кратными.

Иногда то, что кажется наблюдателю с Земли двойной звездой, на самом деле — совершенно разные звезды, расположенные в космосе очень далеко друг от друга. Такие явления называются оптическими двойными звездами.

Поделиться ссылкой

Плотность белых карликов

Вопрос о плотности белых карликов вызвал большой ужас у астрономов в конце 19 — начале 20 веков. Расчеты показали очень высокие плотности.

Белый карлик может иметь массу в 1,4 раза больше, чем наше Солнце, при сжатии до размеров Земли. Таким образом, его плотность в миллион раз больше, чем у воды, и это именно то, что поддерживает белый карлик. Как это возможно?

Квантовая механика утверждает, что частицы, подобные электронам, могут занимать только определенные уровни энергии. Кроме того, существует принцип, ограничивающий расположение электронов вокруг атомного ядра: принцип исключения Паули.

Согласно этому свойству материи, два электрона не могут иметь одинаковое квантовое состояние в одной и той же системе. Более того, в обычном веществе обычно заняты не все разрешенные уровни энергии, а лишь некоторые.

Это объясняет, почему плотность земных веществ составляет всего лишь несколько граммов на кубический сантиметр.

Эволюция

Гелиевая вспышка и сброс внешних оболочек красным гигантом продвигает звезду по диаграмме Герцшпрунга-Рассела, обуславливая его превалирующий химический состав. Жизненный цикл белого карлика, после этого, остается стабилен до самого своего остывания, когда звезда теряет свою светимость и становится невидимой, входя в стадию так называемого «черного карлика», — конечный результат эволюции, хотя в современной литературе этот термин используется все реже.

Присутствие рядом звездных компаньонов продляет их жизнь из-за падения вещества на поверхность через формирование аккреционного диска. Особенности аккреции вещества в парных системах могут приводить к накоплению вещества на поверхности белых карликов, что в результате приводит к взрыву новой или сверхновой звезды (в случае особо массивных) типа Ia.

В случае если в системе «белый карлик – красный карлик» аккреция нестационарна, результатом может быть своеобразный взрыв белого карлика (например U Gem (UG)) или же новоподобных переменных звезд, взрыв которых носит катастрофический характер.

Положение на диаграмме Герцшпрунга-Рассела

На диаграмме они занимают левую нижнюю часть, принадлежа ветви звезд, покинувших главную последовательность из состояния красных гигантов.

Здесь находится область горячих звезд с низкой светимостью, которая является второй по численности среди звезд наблюдаемой Вселенной.

Эволюция Солнца

Скорее всего, наше Солнце в силу своих характеристик проходит описанные стадии. Сегодня Солнце — это взрослая звезда в главной последовательности, но все звезды рано или поздно покидают его, хотя большую часть своей жизни они проводят там.

Ему потребуются многие миллионы лет, чтобы перейти на следующую стадию красного гиганта.Когда это произойдет, Земля и другие внутренние планеты будут поглощены восходящим Солнцем, но до этого океаны, скорее всего, испарятся, и Земля превратится в пустыню.

Не все звезды проходят эти стадии. Это зависит от его массы. Те, которые намного массивнее Солнца, имеют гораздо более впечатляющий финал, потому что они превращаются в сверхновые. Остаток в этом случае может быть своеобразным астрономическим объектом, например черной дырой или нейтронной звездой.

характеристики

По данным Sloan Digital Sky Survey (SDSS), проекта, посвященного созданию подробных трехмерных карт известной вселенной, на сегодняшний день зарегистрировано около 9000 звезд, классифицируемых как белые карлики. Как мы уже говорили, их нелегко обнаружить из-за их слабой светимости.

Вблизи Солнца есть довольно много белых карликов, многие из которых были открыты астрономами Г. Кайпером и У. Лайтеном в начале 1900-х годов. Поэтому его основные характеристики были сравнительно легко изучены по имеющейся технологии.

Самыми выдающимися являются:

— Маленький размер, сравнимый с планетой.

— Высокая плотность.

— Низкая светимость.

— Температуры в диапазоне от 100000 до 4000 К.

— У них есть магнитное поле.

— У них есть атмосфера из водорода и гелия.

— Сильное гравитационное поле.

— Низкие потери энергии из-за излучения, поэтому они очень медленно охлаждаются.

Из-за температуры и яркости известно, что их радиус очень мал. Белый карлик, температура поверхности которого подобна температуре Солнца, едва излучает одну тысячную своей светимости. Следовательно, поверхность карлика должна быть очень маленькой.

Эта комбинация высокой температуры и малого радиуса делает звезду белой, как упоминалось выше.

Что касается их структуры, предполагается, что они имеют твердое ядро ​​кристаллической природы, окруженное материей в газообразном состоянии.

Это возможно благодаря последовательным превращениям, происходящим в ядерном реакторе звезды: от водорода к гелию, от гелия к углероду и от углерода к более тяжелым элементам.

Это реальная возможность, потому что температура в ядре карлика достаточно низка для существования такого твердого ядра.

На самом деле, недавно был обнаружен белый карлик с алмазным ядром диаметром 4000 км, расположенный в созвездии Альфа Центавра, в 53 световых годах от Земли.

История открытия

В 1844 году немецкий астроном и математик Фридрих Бессель при наблюдении Сириуса обнаружил небольшое отклонение звезды от прямолинейного движения, и сделал предположение о наличии у Сириуса невидимой массивной звезды-спутника.

Его предположение было подтверждено уже в 1862 году, когда американский астроном и телескопостроитель Альван Грэхэм Кларк, занимаясь юстировкой самого крупного в то время рефрактора, обнаружил возле Сириуса неяркую звезду, которую впоследствии окрестили Сириус Б.

Белый карлик Сириус Б имеет низкую светимость, а гравитационное поле воздействует на своего яркого компаньона довольно заметно, что свидетельствует о том, что у этой звезды крайне малый радиус при значительной массе. Так впервые был открыт вид объектов, названный белыми карликами. Вторым подобным объектом была звезда Маанена, находящаяся в созвездии Рыб.

Физические характеристики белых карликов

Огромная плотность вещества внутри белых карликов получается в процессе полного вырождения водорода и гелия. Газы превращаются в ядерное плазменное вещество, так как синтез нуклидов сопровождается разрушением атомных оболочек. В данном случае, из уравнения, характерного для идеального газа, исключается значение температуры, от которой больше не зависит давление в ядре. Зависимость степени яркости от массы светила у белых карликов перестает существовать, в отличие их гигантских космических собратьев.

Химические вещества в составе затухающих звезд

Известны разные типы белых карликов по особенностям протекания синтеза нуклидов в их изначальной звездной субстанции. При совсем маленьком первичном объеме, составляющем всего половину от нашего светила, звездной массы и объема водорода не хватает, чтобы запустить реакции гелия. Потратив весь водород, такие небесные объекты превращаются в белых карликов из одного только гелия.

Протозвезды, имеющие начальную массу, превосходящую Солнце в 8 раз, способны запустить вспышку гелия в своем ядре. Если вещества окажется недостаточно, то такое светило имеет шансы стать кислородно-углеродным карликом, с низкой степенью белого свечения. Более крупные звезды располагают достаточной массой для запуска процесса углеродного горения. Эта химическая реакция может удлинить эволюцию звезды, а в ее ядре образуются такие тяжелые вещества, как магний и неон. На конечном этапе к ним присоединится кислород, образовав в итоге белого карлика с большой массой.

Популяция белых карликов в шаровом звёздном скоплении NGC 6397. Синие квадраты — гелиевые белые карлики, фиолетовые кружки — «нормальные» белые карлики с высоким содержанием углерода

Зависимость массы от радиуса

Зависимость масса — радиус для белых карликов. Вертикальная асимптота соответствует пределу Чандрасекара

Внутри вырожденной звезды электронный газ создает большое давление, что значительно увеличивает плотность и массу белого карлика. Такой газ легко сжимается, поэтому при увеличении массы диаметр уменьшается. В уплотненной среде, внутри остывающего небесного тела, все большее количество электронов начинает двигаться с увеличением скоростей. В конце концов, они могут дойти до величины скорости света, после чего наступает следующая стадия — релятивистского вырождения. Она характерна замедлением увеличения давления внутри белого карлика. Известно, что когда плотность газов достигает ​\( 10^6 г/см^3 \)​, они начинают сжиматься гораздо легче. Поэтому рост массы все быстрее влияет на уменьшение размера.

Предел Чандрасекара

Индийский астроном Чандрасекар пришел к выводу о росте плотности газа в белом карлике пропорционально увеличению его массы. При этом, размер вырождающейся звезды уменьшается. Однако такой процесс, связанный с постоянным увеличением давления, не может происходить бесконечно. В результате математического расчета, была получена критическая масса, составляющая 1,46 от массы нашего светила, после достижения которой диаметр белого карлика начнет быстро приближаться к нулевому значению, то есть он может совсем исчезнуть из видимости. По данной теории, при нулевом радиусе белого карлика, он продолжает обладать плотностью, величина которой бесконечна.

Особенности спектральной классификации

Спектральный анализ свечения белых карликов значительно отличается от аналогичных данных крупных и гигантских светил. Карликовые затухающие звезды можно узнать по маленькому количеству уширенных поглощающих линий. Достаточно сильные и глубокие линии спектрального поглощения остаются хорошо видимыми, а слабые неизбежно сливаются с соседними. Из-за высокой плотности этих звездных тел протяженности фотосферы на их поверхности уменьшаются. Сильная гравитация становится причиной красного смещения спектральных линий. Некоторые из белых карликов с развитыми магнитными полями способствуют своеобразному расщеплению линий спектра.

Строение

Среди них наиболее распространены углеродно-кислородные с оболочкой, состоящей из гелия и водорода.

Статистически радиус белого карлика сравним с радиусом Земли, а масса варьируется от 0,6 до 1,44 солнечных масс.  Поверхностная температура находится в пределах – до 200 000 К, что также объясняет их цвет.

Ядро

Основной характеристикой внутреннего строения является очень высокая плотность ядра, в котором гравитационное равновесие обуславливается вырожденным электронным газом. Температура в недрах белого карлика и гравитационное сжатие уравновешивается давлением вырожденного газа, что обеспечивает относительную устойчивость диаметра, а его светимость, в основном, происходит за счет остывания и сжатия внешних слоев.  Состав зависит насколько успела проэволюционировать материнская звезда, в основном это углерод с кислородом и небольшие примеси водорода и гелия, которые превращаются в вырожденный газ.