Небесный карлик. Зависимость масса-радиус и предел Чандрасекара. Познакомимся с вырожденными звездными остатками

Белая карликовая фаза происходит после того, как красная внешняя оболочка рассеялась, оставив лишь небольшой остаток прежней звезды. Кроме того, звезда в конечном итоге заканчивается из гелия для плавки; однако масса прежней звезды не создает достаточной силы тяжести для продолжения слияния углерода и кислорода с более тяжелыми элементами, поэтому ядро ​​белого карлика является инертным. Однако белый карлик все еще очень жаркий, поэтому он дает яркий белый цвет.

Звезды, превышающие 10 солнечных масс, проходят через красную гигантскую фазу; однако они обладают достаточной гравитацией для продолжения слияния кислорода и углерода с более крупными элементами и, таким образом, они пропускают белую карликовую фазу эволюции звезд. Как только звезда начинает вырабатывать железо в своем ядре, может возникнуть сверхновая, которая фактически является межзвездным взрывом, в котором сердечник выбрасывает свой материал в волнах. Остатки сверхновой могут образовывать черную дыру, которая является такой гравитационно плотной, что ничто не может ее избежать.

Какая звезда переживет другую, белый карлик или нейтронную звезду? Это интересный вопрос, потому что большую часть времени, когда мы говорим о жизни звезды, мы имеем в виду часть до создания белого карлика или нейтронной звезды. Как правило, звезда имеет «жизнь», когда она сжигает водород в гелий, постепенно поглощая его центральный резервуар водорода, создавая свет, как он это делает.

Он использует такое определение для «жизни», что мы говорим, что наша домашняя звезда Сол - средний возраст. Наше Солнце немногим более 5 миллиардов лет, примерно на полпути через около 9 миллиардов лет горения водорода. Как только сжигание водорода будет завершено, наше Солнце вместе со всеми другими звездами его массы пройдет сложную трансформацию конца жизни, которая включает в себя пролить большую часть внешних слоев звезды. В случае Солнца мы создадим планетарную туманность из отброшенной внешней поверхности звезды, оставив только горячее ядро ​​звезды позади как белый карлик.

Если бы звезда была немного больше, она бы взрывалась как сверхновая, а не создавала планетарную туманность и белый карлик. Звезда должна сидеть в очень специфическом диапазоне масс, чтобы создать нейтронную звезду - слишком большую, а гравитационный вес звезды может сжать сердцевину звезды вниз в черную дыру, вместо того, чтобы остановиться на нейтронной звезде, Если звезда слишком светлая, она не будет сверхновой, и вы останетесь с белым карликом, а не с нейтронной звездой.

Если у вас есть белый карлик или нейтронная звезда, то оба они считаются звездными остатками. Это то, что осталось от звезды, после того, как в сердцевине звезды заглохло, а гравитация касается нестабильной звезды. Ни белый карлик, ни нейтронная звезда не будут генерировать какую-либо новую теплоту в своих ядрах или не смогут сделать многое другое, кроме сидения, без какого-либо внешнего влияния.

Откуда металлы исходят от этой загрязнительной атмосферы многих белых карликов? Близкие астероиды могут быть не единственными виновниками! Новое исследование показывает, что отдаленные планеты и ледяные объекты могут поделить часть вины. Художник произвел впечатление каменистых обломков, лежащих рядом с звездой белого карлика.

Когда звезда с низкой и средней массой достигает конца своей жизни, ее внешние слои сдуваются, оставляя за собой компактный сердечник. Сильная гравитация этого белого карлика заставляет элементы, более тяжелые, чем водород и гелий, быстро погружаться в центр в процессе, известном как седиментация, оставляя атмосферу, которая должна быть свободной от металлических элементов.

Короткие временные рамки для седиментации предполагают, что эти элементы были добавлены к белому карлику в последнее время - но как они туда попали? В общепринятой теории уже существовавшие скалистые тела или орбитальный пояс астероидов выживают в эволюции звезды, а затем уступают окончательному белому карлику. Но этот сценарий не объясняет несколько наблюдений, которые предполагают, что белые карлики могут быть акклиматизированы более крупными планетарными телами и телами с льдами и летучими материалами.

Динамическая эволюция нептуноподобной планеты и аналогового объекта пояса Койпера в широких двоичных звездных системах. Оба имеют большие эксцентриситетные возбуждения во время фазы белого карлика. Как вы можете получить большие или ледяные предметы, которые начнутся на очень широких орбитах - достаточно близко, чтобы белый карлик стал разрушенным и разрастающимся?

В модели авторов белый карлик-предшественник вращается как дальним звездным компаньоном, так и рядом крупных потенциальных загрязнителей, которые могут иметь массы между массами большого астероида в несколько раз больше массы Юпитера. Эти потенциальные загрязнители имеют очень широкие орбиты, которые позволяют им поддерживать лед и летучие материалы.

В конце жизни прародителя он теряет значительное количество массы, заставляя орбиты выживших объектов в системе расширяться. После этого этапа звездный компаньон гравитационно возмущает потенциальных загрязнителей на чрезвычайно эксцентрические орбиты, принося эти массивные и долгопериодические объекты достаточно близко к тому, что теперь является белым карликом.

Распределение правдоподобия для параметров орбиты систем, которые приводят к появлению белых карликов, загрязненных нептунподобными планетами и объектами типа «Койпер-пояс». Проводя большие симуляции Монте-Карло, Стефан и соавторы демонстрируют, что этот сценарий может успешно произвести аккрецию как нептуноподобных планет, так и объектов типа «Койпер-пояс». Их результаты моделирования показывают, что ~ 1% всех белых карликов должны укоренить планеты Нептуна, и ~ 5% всех белых карликов должны укоренить объекты, похожие на Койпер-пояс.

Хотя эти фракции в целом согласуются с наблюдениями, трудно с уверенностью сказать, правильна ли эта модель, поскольку наблюдения скудны. Наблюдалось только ~ 200 загрязненных белых карликов, и из них только 15 имели подробные измерения численности. Следующие шаги для понимания загрязнения белого карлика, безусловно, должны включать сбор дополнительных наблюдений за загрязненными белыми карликами и установление статистики того, что их загрязняет.

Первый абзац неверен. Мы не ожидаем, что у белых карликовых предшественников есть железные ядра. Большинство будет иметь ядра вырожденного углерода и кислорода. Их интерьеры приблизительно изотермичны и содержат тепловую энергию в невырожденных углеродных и кислородных ядрах. Именно это заставляет их «сиять».

Чтобы выбраться изнутри, эта энергия должна передаваться через тонкий невырожденный слой на их поверхности. Это действует как изоляционное одеяло и ограничивает поток энергии, в основном из-за радиационной диффузии. Это излучает весь видимый спектр, и наши глаза воспринимают это как сине-белый.

Скорость охлаждения белого карлика резко замедляется с возрастом, потому что получается, что светимость пропорциональна внутренней температуре мощности. Это означает, что для охлаждения требуется около миллиарда лет, чтобы температура, при которой поверхность белого карлика могла появиться желтой или оранжевый.

На самом деле в Галактике могут быть несколько более холодных, массивных белых карликов. Они могут охлаждаться быстрее - их высокая внутренняя плотность означает, что температура может упасть ниже температуры Дебая их чрезвычайно плотных кристаллических интерьеров. Их теплоемкость затем быстро падает с температурой, и они могут быстро исчезнуть из поля зрения.

Ниже приведены некоторые типичные кривые охлаждения, которые иллюстрируют эти аргументы. Весьма маловероятно, что большинство белых карликов превратятся в нейтронные звезды. Они будут просто охлаждаться при почти постоянном радиусе, так как давление вырождения электронов, которое их поддерживает, не зависит от температуры. Однако, если они должны были развить материю, так что они в конечном итоге превысят свои массы Чандрасекара, они станут нестабильными, и они могут рухнуть.

Почти все звезды в конечном итоге станут белыми карликовыми звездами, но прежде чем звезда станет белым карликом, она должна пройти через различные другие стадии жизни. Все звезды рождаются из туманностей, когда ядерное слияние водорода начинается глубоко в их ядрах. Затем они вступают в стабильный период своей жизни, известный как основная последовательность. За это время они будут продолжать сливать водород в гелий в своих ядрах. Будет баланс сил тяготения, толкающих силы внутреннего и ядерного плавления, выдвигающиеся наружу.

В зависимости от размера звезды эта фаза будет составлять от нескольких миллионов до десятков миллиардов лет. Когда истощение основного водорода и слияние ядер прекращаются, гравитационные силы превышают силы слияния, и звезда начинает уплотняться. Затем маленькие звезды движутся прямо к фазе белого карлика, тогда как звезды среднего размера вначале переживают период красных гигантских звезд. Средние красные гигантские звезды в конце концов сдуют свои внешние слои в планетарной туманности, а затем перейдут к стадии белого карлика.

Оставшееся горячее, плотное ядро ​​ - это то, что составляет звезду белого карлика. В зависимости от размера оригинальной звезды белые карлики имеют разные элементы в своих ядрах. Некоторые ученые полагают, что некоторые белые карлики, вероятно, имеют слой кристаллизованного углерода внутри них, напоминающий алмаз.