Белый карлик: плотность, размеры, температура и цвет, его эволюция, превращение и взрыв, загадки, изучение и наблюдение, Сириус и Солнце

Что такое белый карлик: звезда или фантом?

Только недавно, в ХХ веке, ученым стало ясно, что белый карлик — это все, что остается в космосе нормальной звезды. Изучение звезд с точки зрения термоядерной физики дало представление о процессах, бушующих в недрах небесных тел. Звезды, образовавшиеся в результате взаимодействия гравитационных сил, представляют собой колоссальный термоядерный реактор, в котором постоянно происходят цепные реакции деления ядер водорода и гелия. В таких сложных системах скорости эволюции компонентов не одинаковы. Огромные запасы водорода обеспечат звезде жизнь на миллиарды лет. Реакции синтеза водорода способствуют образованию гелия и углерода. После термоядерного синтеза вступают в действие законы термодинамики.

Белый Гном
Белый Гном

После того, как звезда израсходовала весь водород, ее ядро ​​начинает сокращаться под действием гравитационных сил и колоссального внутреннего давления. Теряя большую часть оболочки, звезда достигает предела массы звезды, при котором она может существовать как белый карлик, лишенный источников энергии, продолжающий излучать тепло по инерции. Фактически, белые карлики — это звезды класса красных гигантов и сверхгигантов, утратившие свои внешние оболочки.

Схема слияния звезды
Схема слияния звезды

Слияние заканчивается звездой. Водород высыхает, и гелий, как более массивный компонент, может развиваться дальше, достигая нового состояния. Все это приводит к тому, что на месте нормальной звезды образуются первые красные гиганты, и звезда покидает главную последовательность. Таким образом, звезда, вступив на путь медленного и неизбежного старения, постепенно преображается. Старость звезды — это долгий путь к забвению. Все это происходит очень медленно. Белый карлик — это небесное тело, с которым вне основной последовательности происходит неизбежный процесс вымирания. Реакция синтеза гелия приводит к тому, что ядро ​​состарившейся звезды сжимается, светило со временем теряет оболочку.

Строение белых карликов

Природа процессов, происходящих внутри стареющей звезды, отражается на ее структуре. Первая отличительная черта белого карлика — это его атмосфера. Анализируя данные оптических наблюдений, напрашивается вывод: толщина атмосферного слоя такой звезды составляет всего несколько сотен метров. Судя по составу спектра, каждый из этих объектов имеет свой химический состав. В связи с этим белые карлики делятся на два типа:

  • горячие звезды;
  • холодные звезды.

Для первого типа основными компонентами являются ограниченное количество водорода (не более 0,05%), гелий, углерод, кальций, железо и титан (звездчатый металл). Теплые белые карлики имеют температуру 50 000 К. Для второго типа белых карликов основным компонентом является гелий. В этих звездах один атом водорода на миллион. Холодные карлики греются в десять раз меньше, всего до 5000К. Первые «водородные» белые карлики относятся к спектральному классу DA, вторые — «гелиевые» — к белым карликам типа DB.

Строение белого карлика

Строение белого карлика

Атмосфера белого карлика покрывает область оставшейся невырожденной материи, в которой присутствует ограниченное количество свободных электронов. Этот слой имеет толщину 150-170 км и занимает 1% радиуса стареющей звезды. Толщина слоя невырожденной материи может меняться с возрастом объекта, но размер звезды остается прежним. Белый карлик может оставаться в этом состоянии до самой смерти. Окончательный размер белого карлика определяется его массой. Как и в случае с минимальной предельной массой, существует критический порог размера таких объектов.

Ученые признают, что минимально возможный радиус для белых карликов составляет 10 тысяч км.

Минимальный размер белого карлика

Минимальный размер белого карлика

Ниже слоя невырожденной материи начинается царство релятивистского вырожденного электронного газа, представляющего собой изотермически разделенное вещество. Температура здесь постоянна во всех направлениях и составляет миллионы градусов Кельвина. Тепловая энергия передается изнутри звезды на поверхность, излучаясь в окружающее пространство. Такие процессы не позволяют телу светиться ярким светом. Основной поток тепловой энергии представлен рентгеновскими лучами.

Эволюция белых карликов

Вне главной последовательности звезда тускнеет. Под действием гравитационных сил газ, нагретый красными гигантами и сверхгигантами, рассеивается по Вселенной, образуя молодую планетарную туманность. Спустя сотни тысяч лет туманность растворяется, и на ее месте остается выродившееся ядро ​​красно-белого гиганта. Температуры такого объекта довольно высоки: от 90 000 К, по оценке по линии поглощения в спектре, и до 130 000 К, когда оценка проводится в пределах рентгеновского спектра. Однако из-за его малых размеров он остывание звезды происходит очень медленно.

Планетарная туманность
Планетарная туманность

Наблюдаемое нами изображение звездного неба имеет возраст от десятков до сотен миллиардов лет. Там, где мы видим белых карликов, в космосе уже может существовать другое небесное тело. Звезда перешла в класс черных карликов, завершающую стадию эволюции. Фактически, вместо звезды остается кусок вещества, температура которого равна температуре окружающего пространства. Главная особенность этого объекта — полное отсутствие видимого света. Увидеть такую ​​звезду в обычный оптический телескоп довольно сложно из-за ее низкой яркости. Главный критерий обнаружения белых карликов — наличие мощного ультрафиолетового и рентгеновского излучения.

Все известные белые карлики в зависимости от их спектра делятся на две группы:

  • водородные объекты спектрального класса DA, в спектре которых отсутствуют линии гелия;
  • гелиевые карлики, спектральный класс DB. Основные линии в спектре — гелий.

Белые карлики водородного типа составляют большую часть населения, до 80% всех известных в настоящее время объектов этого типа. Остальные 20% составляют гелиевые карлики%.

Этап эволюции, приводящий к появлению белого карлика, является последним для немассивных звезд, к которым принадлежит наша звезда, Солнце, и на этом этапе звезда имеет следующие характеристики. Несмотря на столь малые и компактные размеры звезды, ее звездное вещество весит ровно столько, сколько необходимо для ее существования. Другими словами, белые карлики, радиус которых в 100 раз меньше радиуса солнечного диска, имеют массу, равную массе Солнца, или даже больше нашей звезды.

Это говорит о том, что плотность белого карлика в миллионы раз превышает плотность обычных звезд, расположенных в пределах главной последовательности. Например, плотность нашей звезды составляет 1,41 г / см3, а плотность белых карликов может достигать колоссальных значений 105–110 г / см3.

При отсутствии собственных источников энергии такие объекты постепенно остывают, соответственно имеют низкую температуру. На поверхности белых карликов регистрируются температуры в диапазоне 5000-50 000 Кельвинов. Чем старше звезда, тем ниже ее температура.

Сирио Б
Сирио Б

Например, сосед самой яркой звезды на нашем небе, Сириус A, белый карлик Сириус B, имеет температуру поверхности всего 2100 градусов Кельвина. Внутри эта звезда намного теплее, почти 10 000 ° К. Сириус B был первым из белых карликов, обнаруженных астрономами. Цвет белых карликов, обнаруженных после Сириуса B, оказался таким же белым, поэтому он дал этому классу звезд такое название.

Что касается яркости, Сириус A в 22 раза превосходит яркость нашего Солнца, но его сестра Сириус B светится тускло, значительно меньшей яркости, чем его ослепительный сосед. Обнаружить присутствие белого карлика удалось благодаря изображениям Сириуса, сделанным рентгеновским телескопом Chandra. Белые карлики не обладают ярко выраженным световым спектром, поэтому такие звезды считаются довольно холодными темными космическими объектами. В инфракрасном и рентгеновском диапазоне Sirius B светит заметно ярче, продолжая излучать огромное количество тепловой энергии. В отличие от обычных звезд, где корона действует как источник рентгеновских волн, фотосфера является источником излучения в белых карликах.

Вне главной последовательности с точки зрения численности эти звезды не являются самыми распространенными объектами во Вселенной. В нашей галактике белые карлики составляют всего 3-10% небесных тел. Для этой части звездного населения нашей галактики неопределенность оценки усложняет слабость излучения в видимой полярной области. Другими словами, свет белых карликов не в состоянии преодолеть большие скопления космического газа, составляющие рукава нашей галактики.

Кладбище звезд в нашей галактике
Кладбище звезд в нашей галактике

О белых карликах, которые уже остыли

Спустя миллиарды лет белые карлики становятся черными, то есть звезды, не излучающие видимого света. На данный момент таких небесных объектов во всей Вселенной нет, потому что возраст самых первых звезд слишком мал — не более 13 миллиардов лет. Но в то же время некоторые белые карлики уже успели остыть до температуры ниже 4000 К. Важная роль на завершающих стадиях охлаждения черного карлика отводится гравитационному захвату и процессу аннигиляции вещества темных карликов.

При отсутствии дополнительных источников энергии черные карлики становятся слабее и остывают до тех пор, пока их температура не сравняется с фоновой температурой Вселенной. Энергия, извлекаемая при аннигиляции темной материи, надолго обеспечивает белых карликов дополнительным энергетическим излучением. Излучение черного карлика, вызванное аннигиляцией темной материи, имеет примерно следующие характеристики мощности: около 1015 Вт.

Несмотря на то, что эта незначительная величина в 1011 раз ниже солнечной радиации, благодаря этому механизму практически охлажденные черные карлики вскоре будут генерировать достаточно энергии. Процесс производства энергии остановится только в случае нарушения целостности галактического гало. После уничтожения темной материи это действие закончится, что приведет к окончательному вымиранию черного карлика.

Научный взгляд на историю появления белых карликов

Также в небесных телах вместо основных истощенных источников термоядерной энергии появляется новый термоядерный источник энергии — тройная гелиевая реакция или тройной альфа-процесс, обеспечивающий выгорание гелия. Эти гипотезы полностью подтвердились, когда появилась возможность наблюдать за поведением звезд в инфракрасном диапазоне. Спектр света обычной звезды значительно отличается от изображения, которое мы наблюдаем, глядя на красных гигантов и белых карликов. Для вырожденных ядер таких звезд существует верхний предел массы, иначе небесное тело станет физически нестабильным и может произойти коллапс.

Вырождение ядра красного гиганта
Вырождение ядра красного гиганта

с точки зрения физических законов объяснить такую ​​высокую плотность, которую имеют белые карлики, практически невозможно. Происходящие процессы стали понятны только благодаря квантовой механике, которая позволила изучать состояние электронного газа звездной материи. В отличие от обычной звезды, которая использует Стандартную модель для изучения состояния газа, ученых, занимающихся белыми карликами, интересует давление вырожденного релятивистского электронного газа. Проще говоря, наблюдается следующее. При огромном сжатии в 100 и более раз звездная материя становится похожей на большой атом, в котором все атомные связи и цепочки сливаются воедино. В этом состоянии электроны образуют вырожденный электронный газ, новое квантовое образование которого может противостоять силам гравитации. Этот газ образует плотное ядро ​​без оболочки.

При детальном исследовании белых карликов с помощью радиотелескопов и рентгеновской оптики было обнаружено, что эти небесные объекты не такие простые и утомительные, как может показаться на первый взгляд. Учитывая отсутствие термоядерных реакций внутри таких звезд, невольно возникает вопрос: откуда берется огромное давление, сумевшее уравновесить силы тяжести и силы внутреннего притяжения.

Модель белого карлика
Модель белого карлика

В результате исследований физиков в области квантовой механики была создана модель белого карлика. Под действием гравитационных сил звездное вещество сжимается до такой степени, что электронные оболочки атомов разрушаются, электроны начинают свое хаотическое движение, переходя из одного состояния в другое. В отсутствие электронов ядра атомов образуют систему, образуя между собой прочную и стабильную связь. В звездной материи так много электронов, что образуется много состояний, соответственно скорость электронов сохраняется. Высокая скорость элементарных частиц создает колоссальное внутреннее давление вырожденного электронного газа, способного противостоять силам тяжести.

Процесс тройной гелиевой реакции и образования изотермических ядер красных гигантов

Процесс эволюции звезд, составляющих главную последовательность, сопровождается «выгоранием» водорода — нуклеосинтезом, в результате которого образуется гелий. Из-за выгорания прекращается выделение энергии в центральной части звезды, происходит сжатие, повышаются температура и плотность. Увеличение плотностных и температурных показателей приводит к активации новых источников термоядерной энергии. Процесс выгорания гелия (тройная гелиевая реакция) характерен для сверхгигантов и красных гигантов.

Тройная реакция гелия сопровождается меньшим выделением энергии, чем в цикле Бете. Когда заканчивается гелий и исчерпывается источник энергии, высока вероятность более сложных реакций нуклеосинтеза, но они требуют очень высоких температур, при которых фотоны рассеиваются и образуются пары нейтрино-антинейтрино, которые свободно переносят энергию из ядра. Объемное охлаждение нейтрино отличается огромной скоростью, значительно превышающей классическое поверхностное фотонное охлаждение, и неограниченной передачей энергии изнутри звезды в нижний слой звездной атмосферы.

Красные гиганты, масса которых относительно невелика и сопоставима с массой Солнца, имеют изотермические ядра, основным компонентом которых является гелий. Самые массивные звезды состоят из углерода. Плотность таких изотермических зародышей чрезвычайно высока, из-за чего электронный газ вырождается. По расчетам ученых, показатели плотности изотермического ядра сопоставимы с плотностью белых карликов. Следовательно, белые карлики — это ядра красных гигантов.

История открытия белых карликов

Современная звездная наука обрела свою истинную форму только в середине двадцатого века. Еще в начале 1930-х годов астрофизики могли свободно рассчитывать параметры любой наблюдаемой звезды: ее яркость, размер и температуру. На этом фоне отчетливо выделялся один объект, портящий весь гармоничный образ — звезда 40 Эридана B, открытая в 1783 году известным астрономом Уильямом Гершелем. В отличие от обычных звезд, эта звезда характеризовалась явным несоответствием: малыми размерами, невысокой яркостью и высокой температурой. Такие факты противоречили всем существующим законам физики. Со временем было обнаружено множество других подобных объектов, одним из которых был Сириус V. Да, это Сириус B — скромная маленькая звезда, которая остается в тени своего ослепительного соседа Сириуса.

Вильгельм Бессель

Вильгельм Бессель

Причиной открытия стало наблюдение за поведением Сириуса, которое провел немецкий астроном Вильгельм Бессель. Ему удалось обнаружить неестественное движение звезды. Сириус двигался в пространстве по синусоиде. Долгие годы ученый ломал голову над этой загадкой, пока не пришел к выводу, что рядом с Сириусом находится еще одна звезда, маленькая и едва заметная. Именно его гравитационные силы влияют на поведение Сириуса. Позже, в 1862 году, А. Кларк с помощью мощного оптического телескопа смог найти анонимного соседа Сириуса. Таким образом, оказалось, что прогнозы и расчеты Бесселя верны.

Глядя на Сириус

Глядя на Сириус

Уже в ХХ веке удалось обнаружить, что «близнец Сириуса» имеет температуру на 25000 К выше, чем у самой яркой звезды. Небольшие размеры столь горячего тела натолкнули ученых на мысль, что причина такого состояния — высокая плотность объекта. Это открытие произвело революцию во всей устоявшейся теории происхождения звезд. В эволюции звездного населения галактик Вселенной появился новый и важный элемент. Наука получила доказательства природы старения звезд.

Когда стали известны белые карлики?

Несмотря на то, что Сириус B считается первым белым карликом, обнаруженным астрофизиками, есть сторонники версии о предыдущем знакомстве научного сообщества со звездными объектами этого класса. В 1785 году астроном Гершель впервые в звездном каталоге вошел в тройную звездную систему в созвездии Эридана, разделив все звезды по отдельности. Всего 125 лет спустя астрономы обнаружили аномально низкую яркость 40 Эридана B при высокой цветовой температуре, что стало причиной выделения таких объектов в отдельный класс.

40 Эридан
40 Эридан

Объект имел слабую светимость, соответствующую звездной величине +9,52 м. Белый карлик имел массу ½ солнечной и был меньше в диаметре, чем Земля. Эти параметры противоречили теории внутреннего строения звезд, где яркость, радиус и температура поверхности звезды были ключевыми параметрами для определения класса звезды. Малый диаметр, низкая яркость с точки зрения физических процессов не соответствовали высокой цветовой температуре. Это несоответствие вызвало много вопросов.

Ситуация с другим белым карликом, Сирусом Б. Как компаньон самой яркой звезды, белый карлик имеет небольшие размеры и огромную плотность звездного вещества — 106 г / см3. Для сравнения, вещество этого небесного тела в размере спичечного коробка весило бы на нашей планете более миллиона тонн. Температура этого карлика в 2,5 раза выше, чем у главной звезды системы Сириус.

Сириус
Сириус

Физика процесса

Фактически, белые карлики — это звездные окурки, утратившие свою жизнеспособность и энергию. В отличие от обычных желтых карликов, где звездное вещество находится в равновесии, белые карлики не имеют такого устойчивого равновесия. Чтобы силы внутренней гравитации могли противостоять внешним воздействиям, необходимо иметь мощные источники внутренней энергии. В противном случае, потеряв часть своего вещества, звезда быстро схлопнулась бы под действием силы тяжести. Внутренним источником энергии является реакция синтеза, во время которой водород превращается в гелий. Запасы водорода определяются массой звезды, следовательно, от этого зависит и продолжительность термоядерных реакций. Как только заканчивается водород, звездное вещество теряет равновесие. Под действием собственной гравитации звезда начинает быстро сжиматься, превращаясь из огромного красного гиганта в маленького белого карлика.

Процесс охлаждения белого карлика

Процесс охлаждения белого карлика

С точки зрения квантовой физики этот процесс можно объяснить следующим образом. Атомы начинают сжиматься, теряя внутренние энергетические связи. Увеличение плотности объединяет электроны в новое вещество: вырожденный электронный газ. В этом состоянии электроны тесно взаимодействуют друг с другом, противодействуя силам гравитационного сжатия. Образуется так называемое голое ядро, не имеющее ни внешней оболочки, ни короны.

В этой фазе эволюции звезд решающая роль принадлежит квантовым свойствам элементарных частиц. Этому способствует такое явление, как вырожденное давление, возникающее в результате более сильного сжатия вещества в недрах небесного тела. Процесс гравитационного сжатия в белом карлике происходит не на пустом месте. Это происходит постепенно, пока расстояние между атомными ядрами не уменьшится до размера радиуса электрона. Дальнейшее сжатие невозможно, так как электронная оболочка больше не подвержена физическим изменениям. В этом состоянии электроны движутся хаотично, теряя контакт с ядрами. Такая квантовая механика характерна для внутренней структуры металлов, где кинетическая энергия превращается в тепловую энергию и распределяется по областям внутри поверхности, поэтому можно утверждать, что белый карлик выглядит как кусок раскаленного металла.

Электронный вырожденный газ

Электронный вырожденный газ

Электронный газ имеет особенность. В процессе сжатия скорость электронов постоянно увеличивается. Самые быстрые электроны стремятся заполнить любую вакансию, уменьшая тем самым объем газообразного вещества. По мере приближения к поверхности ядра вырожденное давление ослабевает, что приводит к понижению температуры стареющей звезды. Здесь только начался процесс ионизации атомов, поэтому звездное вещество находится в обычном газообразном состоянии.

Про связанные с белыми карликами астрономические феномены

Недавно появившиеся белые карлики имеют очень горячий внешний слой, температура которого быстро падает из-за излучения. Вы можете увидеть их с помощью рентгеновских лучей, где их свечение намного выше, чем у звезд главной последовательности. Чтобы наглядно это увидеть, стоит взглянуть на фотографии Сириуса, полученные из космической рентгеновской лаборатории, которая носит название «Чандра». На фото Сириус B выглядит ярче, чем Сириус A. Белые карлики имеют отличия от всех остальных звезд, так как у последних рентгеновское излучение обеспечивается верхним слоем, нагретым до нескольких миллионов К. При этом фотосфера является характеризуется довольно низкой температурой, чтобы испускать это излучение.

Двойные звезды с разными массами различаются на разных эволюционных скоростях. Более массивные элементы часто превращаются в белых карликов, в то время как более легкие находятся в том же месте на главной последовательности. Если в процессе развития менее тяжелая часть переходит в ветвь красных гигантов, эволюционирующая звезда увеличивается до тех пор, пока не заполнит эквипотенциальную поверхность, содержащую первую точку Лагранжа L 1, то есть ее полость Роша. Контакт таких полостей в точке либрации приводит к различным явлениям в области астрономии.

Про развитие белых карликов

Белые карлики вступают на эволюционный путь, в то время как вырожденные ядра красных гигантов остаются без оболочек, избавившись от своих внешних покрытий. Температура нижней звездной атмосферы молодой планетарной туманности чрезвычайно высока. Указанные температурные условия составляют подавляющую часть спектра, состоящую из рентгеновских лучей (мягкое) и ультрафиолетового излучения (жесткое). Белые карлики делятся в зависимости от излучаемого спектрального диапазона и его характеристик на следующие категории:

  1. «Гелий» (относится к спектральному классу БД), не содержащий спектральных линий водорода. Составьте примерно 1/5 от общего количества.
  2. «Водородные» (относятся к классу DA), не имеющие гелиевых линий. Эти белые карлики составляют около 4/5 всего населения.

Причины существования описанных различий долгое время оставались неясными. В 1984 году выдающийся американский астроном И. Ибен провел научное исследование и выяснил, почему белые карлики возникают из пульсирующих красных гигантов. Одна из последних фаз эволюционного развития красных гигантов, вес которых не превышает 10 солнечных масс, сопровождается так называемым «выгоранием» ядер гелия.

В результате образуется вырожденное ядро, основу которого составляют углерод (С) и другие более массивные химические элементы. В этом случае источники невырожденного слоя гелия окружают ядро. В них протекает тройная гелиевая реакция. Над ядрами расположены слоистые источники водорода с циклическими реакциями термоядерного углерода (цикл CN). Внешние источники водорода выступают в роли «создателей» гелия для слоистых источников гелия. Процесс горения гелия (He) в указанных источниках нестабилен при температуре. Это также осложняется высокой скоростью превращения He из H (в этом случае также следует учитывать скорость расхода гелия). В результате H накапливается и сжимается, после чего этот элемент быстро увеличивает объем вышеупомянутой тройной гелиевой реакции, и образуется слой гелия.

Таким образом, за очень короткий промежуток времени (около тридцати лет) источник гелия увеличивает свою яркость, и процесс горения этого элемента становится конвективным. Источники слоев, состоящих из водорода, выталкиваются наружу, что приводит к их охлаждению и завершению процесса горения водорода. Когда избыток H истощается, свечение слоев гелия уменьшается, что приводит к сжатию и повторному воспламенению внешних водородных слоев красного гиганта.

И. Ибен выдвинул гипотезу, что красные пульсирующие гиганты способны уничтожать внешние слои, образуя планетарные туманности (это происходит в фазах гелиевой вспышки и штиля). Когда пули выбрасываются во время вспышки, образуются белые карлики гелиевого типа со спектральным классом DB. Если то же самое происходит с источниками активного водородного слоя, соответственно образуются белые водородные карлики, имеющие класс DA. Гелиевая вспышка длится примерно 1/5 длительности цикла импульса. Это явление объясняет процентное отношение не-карликов к H-карликам как 20 к 80.

У крупных звезд (масса которых в восемь-десять раз больше массы Солнца) в течение определенного периода времени наблюдается «горение» элементов He, H и C, после чего они превращаются в белых карликов с богатыми кислородом ядрами. Поскольку у этих звезд нет собственных источников термоядерной энергии, их излучение происходит за счет внутренних тепловых резервов. Белые карлики не показывают зависимости от отношения массы к яркости, но зависят от возраста / яркости. Начальные стадии охлаждения сопровождаются остыванием нейтрино, что имеет большое значение.

Планетарная туманность NGC 3132: двойная звезда в центре — аналог Сириуса

Белый карлик Сириус Б

Вторым открытым белым карликом был Сириус B, самая яркая звезда на земном небе. В 1844 году немецкий астроном и математик Фридрих Бессель, наблюдая за Сириусом, обнаружил небольшое отклонение звезды от прямолинейного движения и предположил, что у Сириуса есть невидимая массивная звезда-компаньон. Его гипотеза подтвердилась еще в 1862 году, когда американский астроном и инженер-телескоп Алван Грэм Кларк, настраивая самый большой рефрактор того времени, обнаружил слабую звезду возле Сириуса, которую позже назвали Сириусом Б.

Белый карлик Сириус B имеет низкую светимость, и гравитационное поле довольно заметно влияет на его яркого компаньона, что указывает на то, что эта звезда имеет чрезвычайно малый радиус при значительной массе. Так впервые был открыт объект, называемый белыми карликами.

Белый карлик Процион Б

Третьим открытым белым карликом был Процион Б. В 1844 году директор Кенигсбергской обсерватории Фридрих Бессель, анализируя данные наблюдений, обнаружил, что Процион периодически, хотя и очень слабо, отклоняется от прямого пути по небесной сфере. Бессель пришел к выводу, что у Куна должен был быть близкий товарищ. Слабый спутник оставался необнаружимым, и его масса должна была быть достаточно большой, сравнимой с массами Сириуса и Проциона соответственно. В 1896 году американский астроном Д. М. Шеберле открыл Процион B, подтвердив предсказание Бесселя.

Сброс массы и оболочек

После того, как водород в центре звезды истощается, ее ядро ​​подвергается сильному сжатию, а внешний слой значительно расширяется. Этот процесс сопровождается общим затемнением яркости, что способствует превращению звезды в пульсирующего красного гиганта, который теряет оболочку из-за ослабления связи с центральным горячим ядром, имеющим высокую плотность. Впоследствии эта оболочка трансформируется в расширяющуюся планетарную туманность. Ядро уменьшено до чрезвычайно малых размеров, не выходя за пределы Чандрасекара. Потеря снаряда обусловлена ​​следующими факторами:

  1. Чрезвычайно высокая яркость, что является причиной значительного давления света звезды на внешние слои. Расчеты показывают, что из-за высокого давления света звезда может полностью потерять оболочку за несколько тысячелетий.
  2. Ионизация водорода в слоях ниже уровня фотосферы приводит к развитию сильной конвективной неустойчивости. Активность Солнца имеет идентичный характер. В случае красных гигантов конвективные токи имеют значительно большую мощность, чем у Солнца.
  3. Неустойчивость протяженных звездных оболочек вызывает развитие сильных колебательных процессов, в результате которых изменяется тепловой режим звезды.
  4. Красные гиганты, имеющие «двухслойный» термоядерный источник и развивающиеся по асимптотической ветви гигантов, характеризуются тепловыми пульсациями, которые сопровождаются сменой термоядерных источников гелия и водорода, что вызывает интенсивную потерю массы.

Спустя довольно долгое время, когда вещество бесшумно стекает с поверхности красного гиганта, оболочка выбрасывается, и ядро ​​обнажается. Выброшенную оболочку можно наблюдать как планетарную туманность. Скорость расширения протопланетной туманности составляет несколько десятков километров в секунду и приближается ко второй космической (параболической) скорости. На сегодняшний день теория завершения эволюции красных гигантов, предложенная астрофизиком Иосифом Шкловским, является общепринятой и подтверждается многими данными наблюдений.

Структура звезды главной последовательности солнечного типа и красного гиганта с изотермическим гелиевым ядром и стратифицированной зоной нуклеосинтеза (не в масштабе)
Структура звезды главной последовательности солнечного типа и красного гиганта с изотермическим гелиевым ядром и стратифицированной зоной нуклеосинтеза (не в масштабе)

 

Оцените статью
Блог о планетах