Бели джуджета: характеристика, снимка

Във Вселената материята често е в състояния, които са доста екстремни за нашата планета. Няма високи температури и налягания, силни гравитационни и магнитни полета, интензивна твърда радиация, поради което в действителност може да възникне и развие сложна биосфера. Въпреки това, крайността на обекта е голяма конвенция, защото за Вселената такива състояния на материята са доста често срещани. Човечеството за пръв път научи за тях чрез откриването на специален клас звезди - бели джуджета.

Откриване на странни обекти

Историята на изучаването на необичайни звезди започва в началото на 20-ти век, когато астрономите комбинират резултатите от наблюденията на няколко тясно разположени различни звездни системи - 40 Eridani, Sirius и Procyon. Оказа се, че във всяка от тези системи един от компонентите се характеризира със странна комбинация от свойства. Техните орбитални параметри показват доста голяма маса, сравнима с масата на обикновената звезда; спектралните характеристики показват висока температура. Яркостта на тези обекти се оказа много ниска - те бяха слаби, мрачни звездички.

През 1917 г. е открит първият обект с подобни свойства - звездата на Ван Маанен, разположена на 14 светлинни години от Слънцето. Неговата маса е 0,7 слънчеви маси и в същото време нашето Слънце излъчва повече от пет хиляди пъти по-силно от звездата Ван Маанен, кръстена на своя откривател - холандският астроном, който е работил в САЩ.

През 1922 г. друг холандски американец, В. Я. Лейтен, който открил няколко такива обекта, предложил име за този клас звезди, което ние все още използваме днес: “бяло джудже”. Тук терминът "бяло" означава "горещ" и е свързан със спектралните характеристики.

Малко за еволюцията на звездите

Ключовият параметър на всички звезди е масата. Той определя интензивността на всички процеси, протичащи в една звезда, тъй като налягането, плътността и съответно температурата на материята в нейните дълбочини зависят от масата на една звезда. И колкото по-високи са стойностите на тези количества, толкова по-голяма е вероятността за всяко действие термоядрен синтез, това означава, че продължава с по-голяма интензивност. Стабилността на една звезда се поддържа от равновесие между силата на неговото гравитационно сгъстяване и силата на налягането, която я изтласква поради отделянето на енергия по време на ядрените реакции.

Масата също така определя продължителността на стабилното съществуване на звездата, докато водородът се изчерпи като термоядрено гориво (етап "основна последователност") и последващата му съдба. В края на този период от живота си звездите, в зависимост от тяхната маса, претърпяват определени промени, в резултат на което се превръщат в обекти от един от трите вида: бели джуджета, неутронни звезди или черни дупки. Ще се интересуваме от първия вариант.

Червено гигантско сърце

Ако масата на звездата не надвишава определен праг (1.44 Слънчеви маси), тя е предназначена да стане джудже. Как става това? След изчерпване на водорода се образува плътна хелиева сърцевина в центъра на звездата - по същество, натрупаната през живота му шлака.

Енергията вече не се отклонява от центъра, което означава, че температурата и плътността се увеличават, защото звездата е компресирана от собствената си гравитация. В един момент те достигат до такава стойност, при която хелий вече може да влезе в реакция на синтез, образувайки въглерод. По това време процесите се случват в черупката на звездата, което води до неговото раздуване и охлаждане на външните райони. Звездата става червен гигант.

Ядрото на червения гигант има изотермични свойства, охлажда се главно не чрез излъчване на радиация от повърхността, а в резултат на енергията на неутрино, от частици, за които ядрото е прозрачно.

Червеният гигант е нестабилна звезда. В крайна сметка тя губи външните си пластове - това създава такива зрелищни космически явления като планетарни мъглявини. Остава само гореща хелиева сърцевина с по-високо или по-ниско съдържание на въглерод и при много ниски концентрации по-тежки елементи (кислород). Това ядро ​​е бяло джудже.

Газова дегенерация

Масата на това ядро ​​е сравнима с масата на Слънцето, но размерът е с два реда по-малък от този на нашата звезда. Оттук и заключението: плътността на белите джуджета е огромна. Тя може да варира от стотици килограми до хиляди тона на кубичен сантиметър. Какво е вещество в такова състояние: твърдо или, може би, течност? Не, твърдите вещества и течностите не могат да съществуват при такива плътности, които далеч надхвърлят най-компактното пакетиране на атоми в дадено вещество. Това е специално състояние на материята.

Поради гигантските налягания, електронните обвивки на атомите в този газ се унищожават. Веществото е чудовищно компресирана плазма, чието поведение може да бъде описано само с използването на квантова механика. Електроните не могат да имат същите квантови състояния („забрана на Паули”), по силата на които скоростите им приемат различни стойности. В обикновения газ температурата е свързана със скоростта на частиците. В този случай, независимо от температурата на веществото, скоростите на електроните по никакъв начин не са свързани с нея и могат да достигнат релативистични стойности. Такъв електронен газ се нарича изроден.

Лимит на Чандрасекар

Налягането на изроден газ се дава от неговата плътност. Тя, подобно на противодействащата сила на гравитационната компресия, има пряка зависимост (но в различна степен) от масата на белите джуджета, а обратното - на техния радиус. Това означава, че има такива масови стойности, при които налягането ще балансира гравитацията, което ще осигури стабилното съществуване на джуджето. Ако критичната стойност от 1.44 слънчеви маси е надвишена, джуджето няма да бъде джудже: налягането няма да спре компресията, радиусът ще продължи да намалява и ще се образува неутронна звезда.

Тази критична маса се нарича граница Чандрасекар в чест на индийския физик, доказал своето съществуване през 1931 година. Колкото по-голяма е масата на джуджето, толкова по-малък е неговият радиус. Силата на гравитацията върху такива звезди е десет пъти по-висока от тази на повърхността на Слънцето. Въпреки това, Слънцето все още е напред в този смисъл: той е предопределен да стане като джудже за няколко милиарда години.

За температурата, размера и осветеността

Температурата на повърхността на белите джуджета може да достигне няколко десетки или дори над сто хиляди градуса (Слънцето има около 5800 K), а размерите са сравними с размера на Земята, т.е. площта на излъчващата повърхност е изключително малка. Сега е ясно защо те имат толкова ниска осветеност - те са само малки.

Те нямат свои собствени термоядрени енергийни източници, а тяхната осветеност се дължи на огромното снабдяване с вътрешна топлина, в зависимост не от телесното тегло, а от възрастта. Джуджето може да се охлади за много дълго време - десетки или дори стотици милиарди години, точно защото излъчва радиация през малка повърхност. Младите горещи джуджета се охлаждат по-бързо. Максималната им радиация пада върху рентгеновите и твърдите ултравиолетови диапазони. Така, в рентгеновия образ на Сириус, малкият Сириус В е по-мощен от Сириус А - най-ярката звезда в небето на земята.

Спектри и химичен състав

Тези интересни обекти получават отделен спектрален клас D, в който има няколко подкласа, свързани с характеристиките на спектрите, отразяващи състава на тънката атмосфера на джуджетата.

Така атмосферата може да бъде водород или хелий и може да се характеризира с наличието на двата елемента и смес от по-тежки (всичко, което е по-тежко от хелия, обикновено се нарича “метали” в астрономията). Линиите на въглерод, кислород, калций, желязо (понякога е трудно да се обясни тяхното присъствие) се намират в спектрите на много бели джуджета.

Характеристиките на състава на почвата, според съвременните модели, са следните: те съдържат много въглерод и кислород (колкото родителската звезда е работила), както и хелий с малко количество водород. Ядрата на всички тези елементи образуват решетка, а електроните са изроден газ, така че веществото има някои свойства, които го доближават близо до метала, например висока топлопроводимост.

Бели джуджета в близки двоични системи

Джуджетата могат да бъдат част от двоични системи, чиито звездни компоненти са толкова близо един до друг, че обменят материя. В този случай, масивното, плътно джудже ще привлече придружаващото вещество върху себе си.

Водород от съседната звезда на горещата повърхност на джуджето се нагрява до температурата, при която започва термоядрената синтеза. В този случай има светкавица, наречена новата звезда.

Ако, когато водородът падне на джудже, неговата маса надвиши границата на Чандрасекар, настъпва колапс, придружен от експлозия на свръхнова от тип Ia. Наблюдението на такива свръхнови в далечни галактики е от голям интерес, тъй като разстоянието до галактиките се определя от яркостта на светкавиците със същите характеристики.

Загадъчни обекти

Белият джудже е явление, което изобщо не е рядко срещано във Вселената, но е трудно да се наблюдават поради ниската осветеност. Но понякога учените са щастливи да намерят интересни явления.

Например, в 1600 светлинни години от нас в съзвездието Рак е тясна система, образувана от двама джуджета. Според астрономите те са само на 80 000 км - пет пъти по-малко, отколкото от Земята до Луната. Периодът на тяхното взаимно третиране е 5,4 минути. Възможно е те скоро да се слеят и ще настъпи експлозия на свръхнова. Все още не е ясно как компонентите на тази система се оказаха толкова близки заедно.

По-горе бяха споменати металните линии в спектрите на джуджетата. Учените смятат, че тези елементи могат да означават унищожаването на планетите в процеса на смъртта на родителската звезда. Кой знае, може би в далечното бъдеще, всичко, което остава от нашата планета, ще бъдат следи от силиций, желязо и кислород в спектъра на джудже, в което ще се обърне слънцето. Не трябва да се разстройвате: това ще се случи много скоро.

Детайлите на процесите, водещи до раждането на тези удивителни обекти, също не са напълно разбрани и техният модел на еволюция далеч не е завършен. Така че белите джуджета са звезди, които астрофизиците все още имат много изненади, въпреки че историята на тяхното изследване има повече от сто години.