Когда мы смотрим на ночное небо, нам кажется, что все звезды одинаковы. Человеческий глаз с большим трудом различает видимый спектр света, излучаемого далекими небесными светилами. Звезда, которую еще едва видно, может уже давно погасла, и мы наблюдаем только ее свет. Каждая из звезд проживает свою жизнь. Одни светят ровным белым светом, другие выглядят пульсирующими неоновым светом яркими точками. Третьи представляют собой тусклые светящиеся пятнышки, едва заметные в небе.
Каждая из звезд пребывает на определенном этапе своей эволюции и с течением времени превращается в небесное светило другого класса. Вместо яркой и ослепительной точки на ночном небе появляется новый космический объект — белый карлик — стареющая звезда. Этот этап эволюции характерен для большинства обычных звезд. Не избежать подобной участи и нашему Солнцу .
Что такое белый карлик: звезда или фантом?
Только недавно, в XX веке ученым стало понятно, что белый карлик – это все, что осталось в космосе от обычной звезды. Изучение звезд с точки зрения термоядерной физики дало представление о процессах, которые бушуют в недрах небесных светил. Звезды, образовавшиеся в результате взаимодействия сил гравитации, представляют собой колоссальный термоядерный реактор, в котором постоянно происходят цепные реакции деления ядер водорода и гелия. В таких сложных системах темпы эволюции компонентов неодинаковы. Огромные запасы водорода обеспечивают жизнь звезды на миллиарды лет вперед. Термоядерные водородные реакции способствуют образованию гелия и углерода. Следом за термоядерным синтезом в дело вступают законы термодинамики.
После того, как звезда израсходовала весь водород, ее ядро под воздействием гравитационных сил и колоссального внутреннего давления начинает сжиматься. Теряя основную часть своей оболочки, небесное светило достигает предел массы звезды, при которой может существовать как белый карлик, лишенный источников энергии, продолжая по инерции излучать тепло. На самом деле белые карлики — это звезды из класса красных гигантов и сверхгигантов, утративших наружную оболочку.
Термоядерный синтез истощает звезду. Водород иссякает, а гелий, как более массивный компонент может проэволюционировать дальше, достигнув нового состояния. Все это приводит к тому, что сначала красные гиганты образуются на месте обычной звезды, и звезда покидает главную последовательность. Таким образом, небесное светило, встав на путь своего медленного и неизбежного старения постепенно трансформируется. Старость звезды – это долгий путь в небытие. Все это происходит очень медленно. Белый карлик является небесным светилом, с которым вне пределов главной последовательности, происходит неизбежный процесс угасания. Реакция синтеза гелия приводит к тому, что ядро стареющей звезды сжимается, светило окончательно теряет свою оболочку.
Эволюция белых карликов
Вне главной последовательности происходит процесс угасания звезды. Под воздействием сил гравитации нагретый газ красных гигантов и сверхгигантов разлетается по Вселенной, образуя молодую планетарную туманность. Через сотни тысяч лет туманность рассеивается, а на ее месте остается вырожденное ядро красного гиганта белого цвета. Температуры такого объекта достаточно высоки от 90000 К, оценивая по линии поглощения спектра и до 130000 К, когда оценка осуществляется в пределах рентгеновского спектра. Однако ввиду небольших размеров, остывание небесного светила происходит очень медленно.
Та картина звездного неба, которую мы наблюдаем, имеет возраст в десятки-сотни миллиардов лет. Там, где мы видим белые карлики, в пространстве уже возможно существует другое небесное тело. Звезда перешла в класс черного карлика, конечный этап эволюции. В действительности на месте звезды остается сгусток материи, температура которого равняется температуре окружающего пространства. Главная особенность этого объекта — полное отсутствие видимого света. Заметить такую звезду в обычный оптический телескоп достаточно трудно ввиду слабой светимости. Основным критерием обнаружения белых карликов является наличие мощного ультрафиолетового излучения и рентгеновских лучей.
Все известные белые карлики в зависимости от своего спектра делятся на две группы:
- объекты водородные, спектрального класса DA, в спектре которых отсутствуют линии гелия;
- гелиевые карлики, спектральный класс DB. Основные линии в спектре приходятся на гелий.
Белые карлики водородного типа составляют большинство популяции, до 80% из всех известных на данный момент объектов подобного типа. На гелиевые карлики приходится оставшиеся 20%.
Этап эволюции, в результате которой появляется белый карлик, является последним для немассивных звезд, к которым относится и наша звезда Солнце. На данном этапе звезда обладает следующими характеристиками. Несмотря на столь маленькие и компактные размеры звезды, ее звездное вещество весит ровно столько, сколько требуется для ее существования. Другими словами, белые карлики, которые имеют радиусы в 100 раз меньше радиуса солнечного диска, имеют массу равную массе Солнца или даже весят больше, чем наша звезда.
Этого говорит о том, что плотность белого карлика в миллионы раз выше плотности обычных звезд, находящихся в пределах главной последовательности. К примеру, плотность нашей звезды 1,41 г/см³, тогда как плотность у белых карликов может достигать колоссальных значений 105-110 г/см3.
В отсутствие собственных источников энергии, такие объекты постепенно остывают, соответственно имеют невысокую температуру. На поверхности белых карликов зафиксирована температура в диапазоне 5000-50000 градусов Кельвина. Чем старше звезда, тем ниже ее температура.
К примеру, соседка самой яркой звезды нашего небосклона Сириуса А, белый карлик Сириус В, имеет температуру поверхности всего 2100 градусов Кельвина. Внутри это небесное тело значительно горячее, почти 10000°К. Сириус В стал первым из белых карликов, обнаруженных астрономами. Цвет белых карликов, открытых после Сириуса В, оказался таким же белым, что и послужило поводом дать такое название этому классу звезд.
По яркости света Сириус А в 22 раза превышает яркость нашего Солнца, а вот ее сестра Сириус В светит тусклым светом, заметно уступая по яркость своей ослепительной соседке. Обнаружить присутствие белого карлика удалось благодаря снимкам Сириуса, сделанным рентгеновским телескопом Чандра. Белые карлики не обладают ярко выраженным световым спектром, поэтому принято считать такие звезды достаточно холодными темными космическими объектами. В инфракрасном и в рентгеновском диапазоне Сириус В светит значительно ярче, продолжая излучать огромное количество тепловой энергии. В отличие от обычных звезд, где источником рентгеновских волн служит корона, источником излучения у белых карликов является фотосфера.
Находясь вне главной последовательности по распространенности эти звезды не самые распространенные объекты во Вселенной. В нашей галактике на долю белых карликов приходится всего 3-10% небесных светил. Для этой части звездного населения нашей галактики неопределенность оценки затрудняет слабость излучения в видимой области поляры. Другими словами, свет белых карликов не в состоянии преодолеть большие скопления космического газа, из которых состоят рукава нашей галактики.
Научный взгляд на историю появления белых карликов
Дальше в небесных светилах на месте иссякших основных источников термоядерной энергии возникает новый источник термоядерной энергии, тройная гелиевая реакция, или тройной альфа-процесс, обеспечивающая выгорание гелия. Эти предположения полностью подтвердились, когда появилась возможность наблюдать поведение звезд в инфракрасном диапазоне. Спектр света обычной звезды существенно отличается от той картины, которую мы наблюдаем, глядя на красные гиганты и белые карлики. Для вырожденных ядер таких звезд существует верхний предел массы, в противном случае небесное тело становится физически неустойчивым и может наступить коллапс.
Объяснить столь высокую плотность, которую имеют белые карлики с точки зрения физических законов практически невозможно. Происходящие процессы стали понятны, только благодаря квантовой механике, которая позволила изучить состояние электронного газа звездного вещества. В отличие от обычной звезды, где для изучения состояния газа используется стандартная модель, в белых карликах ученые имеют дело с давлением релятивистского вырожденного электронного газа. Говоря понятным языком, наблюдается следующее. При огромном сжатии в 100 и более раз, звездное вещество становится похоже на один большой атом, в котором все атомные связи и цепочки сливаются воедино. В таком состоянии электроны образуют вырожденный электронный газ, новое квантовое образование которого может противостоять силам гравитации. Этот газ образует плотное ядро, лишенное оболочки.
При детальном изучении белых карликов с помощью радиотелескопов и рентгеновской оптики оказалось, что эти небесные объекты не такие простые и скучные, как может показаться на первый взгляд. Учитывая отсутствие внутри таких звезд термоядерных реакций, невольно возникает вопрос – откуда берется огромное давление, сумевшее уравновесить силы гравитации и силы внутреннего притяжения.
В результате исследований ученых физиков в области квантовой механики, была создана модель белого карлика. Под действием сил гравитации, звездное вещество сжимается до такой степени, что электронные оболочки атомов разрушаются, электроны начинают свое собственное хаотичное движение, переходя из одного состояния в другое. Ядра атомов в отсутствие электронов образуют систему, образуя между собой прочную и устойчивую связь. Электронов в звездном веществе настолько много, что образуется много состояний, соответственно скорость электронов сохраняется. Большая скорость элементарных частиц создает колоссальное внутренне давление электронного вырожденного газа, который в состоянии противостоять силам гравитации.
Когда стали известны белые карлики?
Несмотря на то, что первым белым карликом, открытым астрофизиками, считается Сириус В, имеются сторонники версии более раннего знакомства научного сообщества со звездными объектами этого класса. Еще в 1785 году астроном Гершель впервые включил в звездный каталог тройную звездную систему в созвездии Эридана, разделив все звезды по отдельности. Только спустя 125 лет астрономы выявили аномально низкую светимость 40 Эридана В при высокой цветовой температуре, что послужило поводом для выделения таких объектов в отдельный класс.
Объект обладал слабым блеском, соответствующим звездной величине +9,52m. Белый карлик обладал массой ½ солнечной и имел диаметр меньше земного. Эти параметры противоречили теории внутреннего строения звезд, где светимость, радиус и температура поверхности звезды являлись ключевыми параметрами определения класса звезды. Маленький диаметр, низкая светимость с точки зрения физических процессов не соответствовали высокой цветовой температуре. Такое несоответствие вызывало много вопросов.
Аналогичным образом выглядела ситуация с другим белым карликом — Сирусом В. Являясь спутником самой яркой звезды белый карлик имеет небольшие размеры и огромную плотность звездного вещества — 106 г/см3. Для сравнения, вещество этого небесного светила количеством со спичечный коробок весило бы на нашей планете более миллиона тонн. Температура этого карлика в 2,5 раза выше главной звезды системы Сириус.
Последние научные выводы
Небесные светила, с которыми мы имеем дело, представляют собой естественный природный полигон, благодаря которому человек может изучить строение звезд, этапы их эволюции. Если рождение звезд можно объяснить физическими законами, которые одинаково действуют в любой обстановке, то эволюция звезд представлена совершенно иными процессами. Научное объяснение многих из них переходит в категорию квантовой механики, науки об элементарных частицах.
Белые карлики выглядят в этом свете самыми загадочными объектами:
- Во-первых, очень любопытно выглядит процесс вырождения ядра звезды, в результате которого звездное вещество не разлетается в космосе, а наоборот, сжимается до невообразимых размеров;
- Во-вторых, при отсутствии термоядерных реакций, белые карлики остаются достаточно горячими космическими объектами;
- В-третьих, эти звезды, имея высокую цветовую температуру, обладают низкой светимостью.
На эти и многие другие вопросы учеными всех мастей, астрофизикам, физикам и ядерщикам еще предстоит дать ответы, которые позволят предугадать судьбу нашего родного светила. Солнце ожидает судьба белого карлика, однако остается под вопросом, сможет ли человек наблюдать Солнце в этой роли.
Если у вас возникли вопросы - оставляйте их в комментариях под статьей. Мы или наши посетители с радостью ответим на них
Немецкий астроном Фридрих Вильгельм Бессель в течение ряда лет наблюдал собственные движения на небе двух ярких звёзд - Сириуса и Проциона - и в 1844 г. установил, что обе они движутся не по прямым, а по характерным волнистым траекториям. Открытие натолкнуло учёного на мысль, что каждая из этих звёзд обладает невидимым для нас спутником, т. е. является физически двойной звёздной системой.
Но Солнце, практически равное по массе Сириусу В, сияло бы с его расстояния почти так же ярко, как Полярная звезда. Так почему же Сириус В в течение 18 лет считался «невидимым спутником»? Может быть, из-за малого углового расстояния между ним и Сириусом А? Не только. Как потом выяснилось, он заведомо недоступен невооружённому глазу из-за своей низкой светимости, в 400 раз уступающей светимости Солнца. Правда, в самом начале XX в. это открытие не показалось особенно странным, так как звёзд малой светимости было известно достаточно много, а связь массы звезды с её светимостью ещё не была установлена. Лишь когда были получены спектры излучения Сириуса В и Проциона В, а также измерений их температуры, стала очевидной «анормальность» этих звёзд.
В физике есть такое понятие - абсолютно чёрное тело . Нет, это не синоним чёрной дыры - в отличие от неё абсолютно чёрное тело может ослепительно сиять! Абсолютно чёрным оно называется потому, что, по определению, поглощает всё падающее на него электромагнитное излучение. Теория утверждает, что полный световой поток (во всём диапазоне длин волн) с единицы поверхности абсолютно чёрного тела не зависит ни от его строения, ни от химического состава, а определяется только температурой. Согласно закону Стефана-Больцмана, светимость его пропорциональна четвёртой степени температуры. Абсолютно чёрное тело, как и идеальный газ, – это лишь физическая модель, никогда строго не реализующаяся на практике. Однако спектральный состав света звёзд в видимой области спектра довольно близок к «чернотельному». Поэтому можно считать, что модель абсолютно чёрного тела в целом, верно, описывает излучение реальной звезды.
Эффективной температурой звезды называется температура абсолютно чёрного тела, излучающего одинаковое с ней количество энергии с единицы поверхности. Она, вообще говоря, не равна температуре фотосферы звезды. И тем не менее это объективная характеристика, которую можно использовать для оценки других характеристик звезды: светимости, размеров и т. д.
В 10-е гг. XX столетия американский астроном Уолтер Адамс предпринял попытку определить эффективную температуру Сириуса В. Она составила 8000 К, а позднее выяснилось, что астроном ошибся и на самом деле она ещё выше (около 10 000 К). Следовательно, светимость этой звёздочки, если бы она имела размеры Солнца, должна была как минимум в 10 раз превосходить солнечную. Наблюдаемая же светимость Сириуса В, как мы знаем, в 400 раз меньше солнечной, т. е. она оказывается ниже ожидаемой более чем в 4 тыс. раз! Единственный выход из этого противоречия - считать, что Сириус В имеет гораздо меньшую площадь видимой поверхности, а значит, и меньший диаметр. Вычисления показали, что Сириус В по размеру всего лишь в 2,5 раза больше Земли. Но массу-то он сохраняет солнечную - выходит, его средняя плотность должна быть почти в 100 тыс. раз больше, чем у Солнца! Многие астрономы отказывались верить в существование столь экзотических объектов.
Только в 1924 г., в основном благодаря стараниям английского астрофизика Артура Эддингтона, разработавшего теорию внутреннего строения звезды. Компактные спутники Сириуса и Проциона были, наконец осознаны астрономическим сообществом как реальные представители совершенно нового класса звёзд, которые известны теперь как белые карлики. «Белые» - потому что первые представители этого типа были горячими бело-голубыми светилами, «карлики» - потому что у них очень маленькие светимости и размеры.
Как мы уже выяснили, плотность белых карликов во много тысяч раз выше, чем у обычных звёзд. А значит, их вещество должно находиться в каком-то особом, ранее неизвестном физическом состоянии. На это указывали и необычные спектры белых карликов.
Во-первых, их линии поглощения во много раз шире, чем у нормальных звёзд. Во-вторых, линии водорода могут присутствовать в спектрах белых карликов при таких высоких температурах, при каких в спектрах обычных звёзд их нет, так как весь водород оказывается ионизованным. Всё это удалось теоретически объяснить очень высоким давлением вещества в атмосферах белых карликов.
Следующей особенностью спектров этих экзотических звёзд является то, что линии всех химических элементов немного сдвинуты в красную сторону по сравнению с соответствующими линиями в спектрах, полученных в земных лабораториях. Это эффект так называемого гравитационного красного смещения, обусловленного тем, что ускорение силы тяжести на поверхности белого карлика во много раз больше, чем на Земле.
Действительно, из закона всемирного тяготения следует, что ускорение силы тяжести на поверхности звезды прямо пропорционально её массе и обратно пропорционально квадрату радиуса. Массы белых карликов близки к массам нормальных звёзд, а радиусы во много раз меньше. Поэтому ускорение силы тяжести на поверхности белых карликов очень велико: порядка 10 5 - 10 6 м/с 2 . Вспомним, что на Земле оно составляет 9,8 м/с 2 , т. е. в 10 000 - 100 000 раз меньше.
По отождествляемому химическому составу спектры белых карликов подразделяются на две категории: одни с линиями водорода, другие без линий водорода, но с линиями нейтрального либо ионизованного гелия или тяжёлых элементов. «Водородные» карлики подчас имеют существенно более высокую температуру (до 60 000 К и выше), чем «гелиевые» (11 000 - 20 000 К). На основании этого учёные пришли к выводу, что вещество последних практически лишено водорода.
Кроме того, были открыты белые карлики, спектры которых не поддавались отождествлению с известными науке химическими элементами и соединениями. Позднее у этих звёзд обнаружили магнитные поля, в 1000 – 100 000 раз более сильные, чем на Солнце. При таких напряжённостях магнитных полей спектры атомов и молекул неузнаваемо искажаются, поэтому их трудно отождествить.
В недрах белых карликов плотность может достигать величин порядка 10 10 кг/м 3 . При таких значениях плотности (и даже при меньших, характерных для внешних слоев белых карликов) физические свойства газа существенно меняются и законы идеального газа к нему уже неприменимы. В середине 20-х гг. итальянский физик Энрико Ферми разработал теорию, которая описывает свойства газов с плотностями, характерными для белых карликов. Оказалось, что давление такого газа не определяется его температурой. Оно остаётся высоким, даже если вещество остынет до абсолютного нуля! Газ, обладающий такими свойствами, получил название вырожденного .
В 1926 г. английский физик Ральф Фаулер с успехом применил теорию вырожденного газа к белым карликам (и только позднее теория Ферми нашла себе многочисленные приложения в «земной» физике). На основании этой теории были сделаны два важных вывода. Во-первых, радиус белого карлика при заданном химическом составе вещества однозначно определяется его массой. Во-вторых, масса белого карлика не может превышать некоторого критического значения, величина которого примерно 1,4 массы Солнца.
Дальнейшие наблюдения и исследования подтвердили эти теоретические предпосылки и позволили сделать окончательный вывод о том, что в недрах белых карликов практически нет водорода. Поскольку теория вырожденного газа хорошо объясняла наблюдаемые свойства белых карликов, их стали называть вырожденными звёздами
. Следующим этапом стало построение теории их образования.
В современной теории звездной эволюции белые карлики рассматриваются как конечный этап эволюции звёзд средней и малой массы (меньше 3 – 4 масс Солнца).
После того как в центральных областях стареющей звезды выгорит весь водород, её ядро должно сжаться и разогреться. Внешние слои при этом сильно расширяются, эффективная температура светила падает, и оно становится красным гигантом. Образовавшаяся разреженная оболочка звезды очень слабо связана с ядром, она в конце концов рассеивается в пространстве. На месте бывшего красного гиганта остаётся очень горячая и компактная звезда, состоящая в основном из гелия, - белый карлик. Благодаря своей высокой температуре она излучает главным образом в ультрафиолетовом диапазоне и ионизует газ разлетающейся оболочки.
Расширяющиеся оболочки, окружающие горячие звёзды, известны давно. Они называются планетарными туманностями и были открыты в XVIII в. Уильямом Гершелем. Их наблюдаемое число хорошо согласуется с числом красных гигантов и белых карликов, а, следовательно, и с тем, что основной механизм образования белых карликов - эволюция обычных звёзд со сбросом газовой оболочки на стадии красного гиганта.
В тесных двойных звёздных системах компоненты расположены настолько близко друг к другу, что между ними происходит обмен веществом. Раздувшаяся оболочка красного гиганта постоянно перетекает на соседнюю звезду, пока от него не останется только белый карлик. Вероятно, первые открытые представители белых карликов - Сириус В и Процион В - образовались именно таким путём.
В конце 40-х гг. советский астрофизик Самуил Аронович Каплан показал, что излучение белых карликов приводит к их остыванию. Это означает, что внутренних источников энергии у этих звёзд нет. Каплан построил и количественную теорию остывания белых карликов, а в начале 50-х гг. к аналогичным выводам пришли английские и французские учёные. Правда, из-за малой площади поверхности остывают эти звёзды крайне медленно.
Итак, большинство наблюдаемых свойств белых карликов удалось объяснить огромными значениями плотности их вещества и очень сильным гравитационным полем на их поверхностях. Это делает белые карлики уникальными объектами: воспроизвести условия, в которых находится их вещество, в земных лабораториях пока невозможно.
Если внимательно присмотреться к ночному небу, легко заметить, что звезды, глядящие на нас, различаются по цвету. Голубоватые, белые, красные, они светят ровно или мерцают, подобно елочной гирлянде. В телескоп различия в цвете становятся более очевидными. Причина, приведшая к такому разнообразию, кроется в температуре фотосферы. И, вопреки логичному предположению, самыми горячими являются не красные, а голубые, бело-голубые и белые звезды. Но обо всем по порядку.
Спектральная классификация
Звезды — громадные раскаленные шары, состоящие из газа. То, какими мы видим их с Земли, зависит от множества параметров. Например, звезды в действительности не мерцают. Убедиться в этом очень легко: достаточно вспомнить Солнце. Эффект мерцания возникает из-за того, что свет, идущий от космических тел к нам, преодолевает межзвездную среду, полную пыли и газа. Другое дело - цвет. Он является следствием нагрева оболочек (в особенности фотосферы) до определенных температур. Истинный цвет может отличаться от видимого, но разница, как правило, невелика.
Сегодня во всем мире используется гарвардская спектральная классификация звезд. Она является температурной и основывается на виде и относительной интенсивности линий спектра. Каждому классу соответствуют звезды определенного цвета. Разработана классификация была в обсерватории Гарварда в 1890-1924 гг.
Один Бритый Англичанин Финики Жевал Как Морковь
Основных спектральных классов семь: O—B—A—F—G—K—M. Эта последовательность отражает постепенное снижение температуры (от О к М). Для ее запоминания существуют специальные мнемонические формулы. На русском языке одна из них звучит так: «Один Бритый Англичанин Финики Жевал Как Морковь». К этим классам добавляются еще два. Буквами C и S обозначаются холодные светила с полосами окислов металла в спектре. Рассмотрим звездные классы подробнее:
- Класс О характеризуется самой высокой температурой поверхности (от 30 до 60 тысяч Кельвинов). Звезды такого типа превышают Солнце по массе в 60, а по радиусу — в 15 раз. Их видимый цвет — голубой. По светимости они опережают нашу звезду более чем в миллион раз. Голубая звезда HD93129A, относящаяся к этому классу, характеризуется одним из самых больших показателей светимости среди известных космических тел. По этому показателю она опережает Солнце в 5 миллионов раз. Голубая звезда располагается на расстоянии в 7,5 тысяч световых лет от нас.
- Класс В обладает температурой в 10-30 тысяч Кельвинов, массой, в 18 раз превышающей аналогичный параметр Солнца. Это бело-голубые и белые звезды. Их радиус больше, чем у Солнца, в 7 раз.
- Класс А характеризуется температурой в 7,5-10 тысяч Кельвинов, радиусом и массой, превышающими в 2,1 и 3,1 раз соответственно аналогичные параметры Солнца. Это белые звезды.
- Класс F: температура 6000-7500 К. Масса больше солнечной в 1,7 раз, радиус — в 1,3. С Земли такие звезды выглядят также белыми, их истинный цвет — желтовато-белый.
- Класс G: температура 5-6 тысяч Кельвинов. К этому классу относится Солнце. Видимый и истинный цвет таких звезд — желтый.
- Класс К: температура 3500-5000 К. Радиус и масса меньше солнечных, составляют 0,9 и 0,8 от соответствующих параметров светила. Видимый с Земли цвет этих звезд - желтовато-оранжевый.
- Класс М: температура 2-3,5 тысячи Кельвинов. Масса и радиус — 0,3 и 0,4 от аналогичных параметров Солнца. С поверхности нашей планеты они выглядят красно-оранжевыми. К классу М принадлежат Бета Андромеды и Альфа Лисички. Яркая красная звезда, знакомая многим, — это Бетельгейзе (альфа Ориона). Лучше всего искать ее на небе зимой. Красная звезда расположена выше и чуть левее
Каждый класс делится на подклассы от 0 до 9, то есть от самых горячих до самых холодных. Номера звезд обозначают принадлежность к определенному спектральному типу и степень нагрева фотосферы по сравнению с другими светилами в группе. Например, Солнце относится к классу G2.
Визуальные белые
Таким образом, классы звезд с B по F с Земли могут выглядеть белыми. И только объекты, относящиеся к А-типу, имеют такую окраску на самом деле. Так, звезда Саиф (созвездие Орион) и Алголь (бета Персея) наблюдателю, не вооруженному телескопом, покажутся белыми. Они относятся к спектральному классу B. Их истинный цвет - бело-голубой. Также белыми кажутся Мифрак и Процион, самые яркие звезды в небесных рисунках Персей и Малый Пес. Однако их истинный цвет ближе к желтому (класс F).
Почему звезды белые для земного наблюдателя? Цвет искажается из-за огромного расстояния, отделяющего нашу планету от подобных объектов, а также объемных облаков пыли и газа, нередко встречающихся в космосе.
Класс А
Белые звезды характеризуются не столь высокой температурой, как представители класса О и В. Их фотосфера нагревается до 7,5-10 тысяч Кельвинов. Звезды спектрального класса А значительно крупнее Солнца. Их светимость также больше — примерно в 80 раз.
В спектрах А-звезд сильно выражены линии водорода серии Бальмера. Линии прочих элементов заметно слабее, однако они становятся более существенными по мере продвижения от подкласса А0 к А9. Для гигантов и сверхгигантов, относящихся к спектральному классу А, характерны чуть менее выраженные линии водорода, чем для звезд главной последовательности. В случае этих светил более заметными становятся линии тяжелых металлов.
К спектральному классу А относится немало пекулярных звезд. Таким термином обозначают светила, обладающие заметными особенностями в спектре и физических параметрах, что затрудняет их классификацию. Например, довольно редкие звезды типа лямбды Волопаса характеризуются недостатком тяжелых металлов и очень медленным вращением. В число пекулярных светил входят и белые карлики.
Классу А принадлежат такие яркие объекты ночного неба, как Сириус, Менкалинан, Алиот, Кастор и другие. Познакомимся с ними поближе.
Альфа Большого Пса
Сириус — самая яркая, хотя и не ближайшая, звезда на небе. Расстояние до него — 8,6 световых года. Для земного наблюдателя он кажется столь ярким потому, что имеет внушительные размеры и все-таки удален не так значительно, как многие другие крупные и яркие объекты. Ближайшая звезда к Солнцу — это Сириус в этом списке располагается на пятом месте.
Относится он к и представляет собой систему из двух компонентов. Сириус А и Сириус В разделены расстоянием в 20 астрономических единиц и вращаются с периодом чуть меньше 50 лет. Первый компонент системы — звезда главной последовательности, принадлежит спектральному классу А1. Его масса в два раза превышает солнечную, а радиус — в 1,7 раз. Именно его можно наблюдать невооруженным глазом с Земли.
Второй компонент системы — белый карлик. Звезда Сириус В практически равна нашему светилу по массе, что нетипично для таких объектов. Обычно белые карлики характеризуются массой в 0,6-0,7 солнечных. При этом размеры Сириуса В приближены к земным. Предполагается, что стадия белого карлика началась для этой звезды примерно 120 миллионов лет назад. Когда Сириус В располагался на главной последовательности, он, вероятно, представлял собой светило с массой в 5 солнечных и относился к спектральному классу В.
Сириус А, по подсчетам ученых, перейдет на следующую стадию эволюции примерно через 660 млн лет. Тогда он превратится в красного гиганта, а еще чуть позже — в белого карлика, как и его компаньон.
Альфа Орла
Как и Сириус, многие белые звезды, названия которых приведены ниже, из-за яркости и нередкого упоминания на страницах научно-фантастической литературы хорошо знакомы не только людям, увлекающимся астрономией. Альтаир — одно из таких светил. Альфа Орла встречается, например, у и Стивина Кинга. На ночном небе эта звезда хороша заметна из-за яркости и относительно близкого расположения. Расстояние, разделяющее Солнце и Альтаир, составляет 16,8 световых лет. Из звезд спектрального класса А ближе к нам только Сириус.
Альтаир по массе превышает Солнце в 1,8 раз. Его характерной особенностью является очень быстрое вращение. Один оборот вокруг оси звезда совершает меньше чем за девять часов. Скорость вращения в районе экватора — 286 км/с. Как результат «шустрый» Альтаир сплюснут с полюсов. Кроме того, из-за эллиптичной формы от полюсов к экватору снижается температура и яркость звезды. Этот эффект назван «гравитационным потемнением».
Еще одна особенность Альтаира в том, что его блеск со временем меняется. Он относится к переменным типа дельты Щита.
Альфа Лиры
Вега — самая изученная звезда после Солнца. Альфа Лиры — первая звезда, у которой определили спектр. Она же стала вторым после Солнца светилом, запечатленным на фотографии. Вега вошла и в число первых звезд, до которых ученые измерили расстояние методом парлакса. Длительный период яркость светила принималась за 0 при определении звездных величин других объектов.
Хорошо знакома альфа Лиры и астроному-любителю, и простому наблюдателю. Она является пятой по яркости среди звезд, входит в астеризм Летний треугольник вместе с Альтаиром и Денеб.
Расстояние от Солнца до Веги - 25,3 световых года. Ее экваториальный радиус и масса больше аналогичных параметров нашего светила в 2,78 и 2,3 раз соответственно. Форма звезды далека от идеального шара. Диаметр в районе экватора заметно больше, чем у полюсов. Причина — огромная скорость вращения. На экваторе она достигает 274 км/с (для Солнца этот параметр равен чуть больше двух километров в секунду).
Одна из особенностей Веги — окружающий ее пылевой диск. Предположительно, что он возник в результате большого числа столкновений комет и метеоритов. Пылевой диск вращается вокруг звезды и разогревается под действием ее излучения. В результате возрастает интенсивность инфракрасного излучения Веги. Не так давно в диске были обнаружены несимметричности. Вероятное их объяснение — наличие у звезды по крайней мере одной планеты.
Альфа Близнецов
Второй по яркости объект в созвездии Близнецов — это Кастор. Он так же, как и предыдущие светила, относится к спектральному классу А. Кастор — одна из самых ярких звезд ночного неба. В соответствующем списке он располагается на 23 месте.
Кастор представляет собой кратную систему, состоящую из шести компонентов. Два основные элемента (Кастор А и Кастор В) вращаются вокруг общего центра масс с периодом 350 лет. Каждая из двух звезд является спектральной-двойной. Компоненты Кастора А и Кастора В менее яркие и относятся предположительно к спектральному классу М.
Кастор С не сразу был связан с системой. Изначально он обозначался как самостоятельная звезда YY Близнецов. В процессе исследований этой области неба стало известно, что это светило физически связано с системой Кастора. Звезда вращается вокруг общего для всех компонентов центра масс с периодом в несколько десятков тысяч лет и также является спектральной-двойной.
Бета Возничего
Небесный рисунок Возничего включает примерно 150 «точек», многие из них — это белые звезды. Названия светил мало что скажут человеку, далекому от астрономии, но это не умаляет их значения для науки. Самым ярким объектом небесного рисунка, относящимся к спектральному классу А, является Менкалинан или бета Возничего. Имя звезды в переводе с арабского означает «плечо обладателя поводьев».
Менкалинан — тройная система. Два ее компонента — субгиганты спектрального класса А. Яркость каждого из них превышает аналогичный параметр Солнца в 48 раз. Они разделены расстоянием в 0,08 астрономические единицы. Третий компонент — это красный карлик, удаленный от пары на 330 а. е.
Эпсилон Большой Медведицы
Самая яркая «точка» в, пожалуй, наиболее известном созвездии северного неба (Большая Медведица) — это Алиот, также относящийся к классу А. Видимая величина — 1,76. В списке самых ярких светил звезда занимает 33 место. Алиот входит в астеризм Большой ковш и располагается ближе других светил к чаше.
Спектр Алиота характеризуется необычными линиями, колеблющимися с периодом в 5,1 дня. Предполагается, что особенности связаны с воздействием магнитного поля звезды. Колебания спектра, по последним данным, могут возникать из-за близкого расположения космического тела с массой в почти 15 масс Юпитера. Так ли это, пока загадка. Ее, как и другие тайны звезд, астрономы пытаются понять каждый день.
Белые карлики
Рассказ о белых звездах будет неполным, если не упомянуть о той стадии эволюции светил, которая обозначается как «белый карлик». Название свое такие объекты получили из-за того, что первые обнаруженные из них принадлежали спектральному классу А. Это был Сириус В и 40 Эридана В. На сегодняшний день белыми карликами называют один из вариантов финальной стадии жизни звезды.
Остановимся более подробно на жизненном цикле светил.
Звездная эволюция
За одну ночь звезды не рождаются: любая из них проходит несколько стадий. Сначала облако газа и пыли начинает сжиматься под действием собственных Медленно оно приобретает форму шара, при этом энергия гравитации превращается в тепло — растет температура объекта. В тот момент, когда она достигает величины в 20 миллионов Кельвинов, начинается реакция ядерного синтеза. Эта стадия и считается началом жизни полноценной звезды.
Большую часть времени светила проводят на главной последовательности. В их недрах постоянно идут реакции водородного цикла. Температура звезд при этом может различаться. Когда в ядре заканчивается весь водород, начинается новая стадия эволюции. Теперь топливом становится гелий. При этом звезда начинает расширяться. Ее светимость увеличивается, а температура поверхности, наоборот, падает. Звезда сходит с главной последовательности и становится красным гигантом.
Масса гелиевого ядра постепенно увеличивается, и оно начинает сжиматься под собственным весом. Стадия красного гиганта заканчивается гораздо быстрее, чем предыдущая. Путь, по которому пойдет дальнейшая эволюция, зависит от изначальной массы объекта. Маломассивные звезды на стадии красного гиганта начинают раздуваться. В результате этого процесса объект сбрасывает оболочки. Образуется и оголенное ядро звезды. В таком ядре завершились все реакции синтеза. Оно называется гелиевым белым карликом. Более массивные красные гиганты (до определенного предела) эволюционируют в углеродных белых карликов. В их ядрах присутствуют более тяжелые элементы, чем гелий.
Характеристики
Белые карлики — тела, по массе, как правило, очень близкие к Солнцу. При этом их размер соответствует земному. Колоссальная плотность этих космических тел и происходящие в их недрах процессы необъяснимы с точки зрения классической физики. Тайны звезд помогла раскрыть квантовая механика.
Вещество белых карликов представляет собой электронно-ядерную плазму. Сконструировать его даже в условиях лаборатории практически невозможно. Поэтому многие характеристики таких объектов остаются непонятными.
Даже если изучать всю ночь звезды, обнаружить хотя бы один белый карлик без специальной аппаратуры не получится. Их светимость значительно меньше солнечной. По подсчетам ученых, белые карлики составляют примерно от 3 до 10% всех объектов Галактики. Однако на сегодняшний день найдены лишь те из них, которые расположены не дальше, чем на расстоянии 200-300 парсек от Земли.
Белые карлики продолжают эволюционировать. Сразу после образования они имеют высокую температуру поверхности, но быстро остывают. Через несколько десятков миллиардов лет после образования, согласно теории, белый карлик превращается в черного карлика — не излучающее видимый свет тело.
Белая, красная или синяя звезда для наблюдателя отличаются прежде всего цветом. Астроном смотрит глубже. Цвет для него сразу многое рассказывает о температуре, размерах и массе объекта. Голубая или светлая синяя звезда — гигантский раскаленный шар, по всем параметрам сильно опережающий Солнце. Белые светила, примеры которых описаны в статье, несколько меньше. Номера звезд в различных каталогах также многое сообщают профессионалам, но далеко не все. Большое количество сведений о жизни далеких космических объектов либо еще не получили объяснения, либо остаются даже не обнаруженными.
Звезды: их рождение, жизнь и смерть [Издание третье, переработанное] Шкловский Иосиф Самуилович
Глава 10 Как устроены белые карлики?
Глава 10 Как устроены белые карлики?
В § 1, когда мы обсуждали физические свойства различных звезд, нанесенных на диаграмму Герцшпрунга - Рессела, было уже обращено внимание на так называемые «белые карлики». Типичным представителем этого класса звезд является знаменитый спутник Сириуса, так называемый «Сириус В». Тогда же подчеркивалось, что эти странные звезды - отнюдь не редкая категория каких-то патологических «уродцев» в нашей Галактике. Наоборот, это весьма многочисленная группа звезд. Их в Галактике должно быть по крайней мере несколько миллиардов, а может быть, и все десять миллиардов, т. е. до 10% всех звезд нашей гигантской звездной системы. Следовательно, белые карлики должны были образоваться в результате какого-то закономерного процесса, который имел место у заметной части звезд. А отсюда следует, что наше понимание мира звезд будет весьма далеким от полноты, если мы не поймем природу белых карликов и не выясним вопроса об их происхождении. Впрочем, в этом параграфе мы не будем обсуждать вопросов, связанных с проблемой образования белых карликов,- это будет сделано в § 13. Наша задача пока что - попытаться понять природу этих удивительных объектов. Основные особенности белых карликов таковы:
a. Масса не слишком отличается от массы Солнца при радиусе, в сотню раз меньшем, чем у Солнца. Размеры белых карликов одного порядка с размерами земного шара.
b. Отсюда следует огромная средняя плотность вещества, доходящая до 10 6 -10 7 г/см 3 (т. е. до десятка тонн, «запрессованных» в кубическом сантиметре!).
c. Светимость белых карликов очень мала: в сотни и тысячи раз меньше солнечной.
При первой же попытке проанализировать условия в недрах белых карликов мы сразу же сталкиваемся с очень большой трудностью. В § 6 была установлена связь между массой звезды, ее радиусом и центральной температурой (см. формулу (6.2)). Так как последняя должна быть обратно пропорциональна радиусу звезды, то центральные температуры белых карликов, казалось бы, должны достигать огромных значений порядка многих сотен миллионов кельвинов. При таких чудовищных температурах там должно было выделяться непомерно большое количество ядерной энергии. Даже если предположить, что весь водород там «выгорел», тройная гелиевая реакция должна быть весьма эффективной. Выделяющаяся при ядерных реакциях энергия обязана «просачиваться» на поверхность и уходить в межзвездное пространство в форме излучения, которое должно было быть исключительно мощным. А между тем светимость белых карликов совершенно ничтожна, на несколько порядков меньше, чем у «обычных» звезд той же массы. В чем тут дело?
Попытаемся разобраться в этом парадоксе.
Прежде всего столь сильное расхождение между ожидаемой и наблюдаемой светимостью означает, что формула (6.2) § 6 попросту неприменима к белым карликам. Вспомним теперь, какие основные допущения были сделаны при выводе этой формулы. Прежде всего предполагалось, что звезда находится в состоянии равновесия под действием двух сил: гравитации и газового давления. Не приходится сомневаться, что белые карлики находятся в состоянии гидростатического равновесия, которое мы подробно обсуждали в § 6. В противном случае за короткое время они перестали бы существовать: рассеялись в межзвездном пространстве, если давление превышало бы гравитацию, либо сжались «в точку», если гравитация не была бы скомпенсирована давлением газа. Не приходится также сомневаться в универсальности закона всемирного тяготения: сила гравитации действует повсеместно и она не зависит ни от каких других свойств вещества, кроме его количества. Тогда остается только одна возможность: усомниться в зависимости газового давления от температуры, которую мы получили с помощью хорошо известного закона Клапейрона.
Этот закон справедлив для идеального газа. В § 6 мы убедились, что вещество недр обычных звезд с достаточной точностью можно считать идеальным газом. Следовательно, логический вывод состоит в том, что очень плотное вещество недр белых карликов уже не является идеальным газом .
Правда, резонно вообще усомниться, является ли это вещество газом? Может быть, это жидкость или твердое тело? Легко убедиться, что это не так. Ведь в жидкостях и твердых телах плотно упакованы атомы , которые соприкасаются своими электронными оболочками, имеющими не такие уж маленькие размеры: порядка 10 -8 см. Ближе чем на такое расстояние атомные ядра, в которых сосредоточена практически вся масса атомов, «придвинуться» друг к другу не могут. Отсюда непосредственно следует, что средняя плотность твердого или жидкого вещества не может значительно превосходить
20 г/см 3 . Тот факт, что средняя плотность вещества в белых карликах может быть в десятки тысяч раз больше, означает, что ядра там находятся друг от друга на расстояниях, значительно меньших, чем 10 -8 см. Отсюда следует, что электронные оболочки атомов как бы «раздавлены» и ядра отделены от электронов. В этом смысле мы можем говорить о веществе недр белых карликов как об очень плотной плазме. Но плазма - это прежде всего газ, т. е. такое состояние вещества, когда расстояние между образующими его частицами значительно превышает размеры последних. В нашем случае расстояние между ядрами не меньше чем
10 -10 см, в то время как размеры ядер ничтожно малы - порядка 10 -12 см.
Итак, вещество недр белых карликов - это очень плотный ионизованный газ. Однако из-за огромной плотности его физические свойства резко отличаются от свойств идеального газа. Не следует путать это отличие свойств со свойствами реальных газов , о которых достаточно много говорится в курсе физики.
Специфические свойства ионизованного газа при сверхвысоких плотностях определяются вырождением . Это явление находит себе объяснение только в рамках квантовой механики . Классической физике понятие «вырождение» чуждо. Что же это такое? Чтобы ответить на этот вопрос, нам придется сначала немного остановиться на особенностях движения электронов в атоме, описываемых законами квантовой механики. Состояние каждого электрона в атомной системе определяется заданием квантовых чисел. Эти числа суть главное квантовое число n , определяющее энергию электрона в атоме, квантовое число l , дающее значение орбитального вращательного момента электрона, квантовое число m , дающее значение проекции этого момента на физически выделенное направление (например, направление магнитного поля), и, наконец, квантовое число s , дающее значение собственного вращательного момента электрона (спин). Фундаментальным законом квантовой механики является принцип Паули , запрещающий для любой квантовой системы (например, сложного атома) двум каким-либо электронам иметь все квантовые числа одинаковыми. Поясним этот принцип на простой полуклассической боровской модели атома. Совокупность трех квантовых чисел (кроме спина) определяет орбиту электрона в атоме. Принцип Паули, применительно к этой модели атома, запрещает находиться на одной и той же квантовой орбите более чем двум электронам. Если на такой орбите находятся два электрона, то у них должны быть противоположно ориентированные спины. Это означает, что хотя три квантовых числа у таких электронов могут совпадать, квантовые числа, характеризующие спины электронов, должны быть различны.
Принцип Паули имеет огромное значение для всей атомной физики. В частности, только на основе этого принципа можно понять все особенности периодической системы элементов Менделеева. Принцип Паули имеет универсальное значение и применим ко всем квантовым системам, состоящим из большого числа тождественных частиц. Примером такой системы, в частности, являются обыкновенные металлы при комнатных температурах. Как известно, в металлах внешние электроны не связаны с «собственными» ядрами, а как бы «обобществлены». Они движутся в сложном электрическом поле ионной решетки металла. В грубом, полуклассическом приближении можно представить, что электроны движутся по некоторым, правда, весьма сложным траекториям, И конечно, для таких траекторий тоже должен выполняться принцип Паули. Это означает, что по каждой из упомянутых выше электронных траекторий может двигаться не больше двух электронов, которые должны отличаться своими спинами. Необходимо подчеркнуть, что согласно квантовомеханическим законам число таких возможных траекторий хотя и очень велико, но конечно. Следовательно, далеко не все геометрически возможные орбиты реализуются.
На самом деле, конечно, наше рассуждение является весьма упрощенным. Мы говорили выше о «траекториях» для наглядности. Вместо классической картины движения по траектории квантовая механика говорит только о состоянии электрона, описываемого несколькими совершенно определенными («квантовыми») параметрами. В каждом из возможных состояний электрон имеет некоторую определенную энергию. В рамках нашей модели движения по траекториям принцип Паули можно сформулировать еще так: по одной и той же «дозволенной» траектории могут двигаться с одинаковыми скоростями (т. е. иметь одинаковую энергию) не больше двух электронов.
Применительно к сложным, многоэлектронным атомам принцип Паули позволяет понять, почему у них электроны не «ссыпались» на самые «глубокие» орбиты, энергия которых минимальна. Другими словами, он дает ключ к пониманию строения атома. Точно так же обстоит дело и в случае электронов в металле, и в случае вещества недр белых карликов. Если бы одно и то же количество электронов и атомных ядер заполняло достаточно большой объем, то «для всех хватило бы места». Но представим себе теперь, что этот объем ограничен . Тогда только небольшая часть электронов заняла бы все возможные для их движения траектории, число которых по необходимости ограничено. Остальные электроны должны были бы двигаться по тем же самым траекториям, которые уже «заняты». Но в силу принципа Паули они будут двигаться по этим траекториям с большими скоростями и, следовательно, обладать большей энергией. Дело обстоит совершенно так же, как в многоэлектронном атоме, где из-за того же принципа «избыточные» электроны обязаны двигаться по орбитам с большей энергией.
В куске металла или в каком-нибудь объеме внутри белого карлика число электронов больше числа дозволенных траекторий движения. Иное дело в обычном газе, в частности, в недрах звезд главной последовательности. Там число электронов всегда меньше числа дозволенных траекторий. Поэтому электроны могут двигаться по разным траекториям с различными скоростями, как бы «не мешая» друг другу. Принцип Паули в этом случае не отражается на их движении. В таком газе устанавливается максвеллово распределение скоростей и выполняются хорошо известные из школьной физики законы газового состояния вещества, в частности, закон Клапейрона. Если «обычный» газ сильно сжать, то число возможных траекторий для электронов станет значительно меньше и, наконец, наступит такое состояние, когда на каждую траекторию придется больше двух электронов. В силу принципа Паули эти электроны обязаны иметь различные скорости, превышающие некоторое критическое значение. Если теперь сильно охладить этот сжатый газ, то скорости электронов отнюдь не уменьшатся. В противном случае, как легко понять, принцип Паули перестал бы выполняться. Даже вблизи абсолютного нуля скорости электронов в таком газе оставались бы большими. Газ, обладающий такими необычайными свойствами, называется вырожденным . Поведение такого газа целиком объясняется тем, что его частицы (в нашем случае - электроны) занимают все возможные траектории и движутся по ним «по необходимости» с весьма большими скоростями. В противоположность вырожденному газу скорости движения частиц в «обычном» газе при уменьшении его температуры становятся очень маленькими. В соответствии с этим уменьшается и его давление. Как же обстоит дело с давлением вырожденного газа? Для этого вспомним, что мы называем давлением газа. Это импульс, который частицы газа передают за одну секунду времени при столкновениях некоторой «стенке», ограничивающей его объем. Отсюда ясно, что давление вырожденного газа должно быть очень велико, так как скорости образующих его частиц велики. Даже при очень низких температурах давление вырожденного газа должно оставаться большим, так как скорости его частиц, в отличие от обычного газа, почти не уменьшаются с уменьшением температуры. Следует ожидать, что давление вырожденного газа мало зависит от его температуры, так как скорость движения образующих его частиц определяется прежде всего принципом Паули.
Наряду с электронами в недрах белых карликов должны быть «оголенные» ядра, а также сохранившие «внутренние» электронные оболочки сильно ионизованные атомы. Оказывается, что для них количество «дозволенных» траекторий всегда больше числа частиц. Поэтому они образуют не вырожденный, а «нормальный» газ. Скорости их определяются температурой вещества белых карликов и всегда много меньше, чем скорости электронов, обусловленных принципом Паули. Поэтому в недрах белых карликов давление обусловлено только вырожденным электронным газом. Отсюда следует, что равновесие белых карликов почти не зависит от их температуры.
Как показывают квантовомеханические расчеты, давление вырожденного электронного газа, выраженное в атмосферах, определяется формулой
| (10.1) |
где постоянная K = 3
10 6 , а плотность
выражена, как обычно, в граммах на кубический сантиметр. Формула (10.1) заменяет для вырожденного газа уравнение Клапейрона и является его «уравнением состояния». Характерной особенностью этого уравнения является то, что температура в него не входит. Кроме того, в отличие от уравнения Клапейрона, где давление пропорционально первой степени плотности, здесь зависимость давления от плотности более сильная. Это нетрудно понять. Ведь давление пропорционально концентрации частиц и их скорости. Концентрация частиц, естественно, пропорциональна плотности, а скорость частиц вырожденного газа растет с ростом плотности, так как при этом, согласно принципу Паули, растет количество «избыточных» частиц, вынужденных двигаться с большими скоростями.
Условием применимости формулы (10.1) является малость тепловых скоростей электронов по сравнению со скоростями, обусловленными «вырождением». При очень высоких температурах формула (10.1) должна переходить в формулу Клапейрона (6.2). Если давление, полученное для газа с плотностью
по формуле (10.1), больше , чем по формуле (6.2), значит, газ вырожден. Отсюда получается «условие вырождения»
|
(10.2) |
Средняя молекулярная масса. Чему же равно
в недрах белых карликов? Прежде всего водорода там практически не должно быть: при таких огромных плотностях и достаточно высоких температурах он давно уже «сгорел» при ядерных реакциях. Основным элементом в недрах белых карликов должен быть гелий. Так как его атомная масса равна 4 и он при ионизации дает два электрона (при этом надо учитывать еще, что частицами, производящими давление, там являются только электроны), то средняя молекулярная масса должна быть очень близка к 2. Численно условие вырождения (10.2) записывается так:
|
(10.3) |
Если, например, температура T = 300 К (комнатная температура), то
> 2, 510 -4 г/см 3 . Это очень низкая плотность, из которой сразу же следует, что электроны в металлах должны быть вырождены (на самом деле в этом случае постоянные K и
имеют другое значение, но суть дела при этом не меняется). Если температура T близка к температуре звездных недр, т. е. около 10 миллионов кельвинов, то > 1000 г/см 3 . Отсюда сразу же следуют два вывода:
a. В недрах обычных звезд, где плотность хотя и высока, но заведомо ниже 1000 г/см 3 , газ не вырожден. Это обосновывает применимость обычных законов газового состояния, которыми мы широко пользовались в § 6.
b. У белых карликов средние, а тем более центральные плотности заведомо больше 1000 г/см 3 . Поэтому обычные законы газового состояния для них неприменимы. Для понимания белых карликов необходимо знать свойства вырожденного газа, описываемые уравнением его состояния (10.1). Из этого уравнения прежде всего следует, что структура белых карликов практически не зависит от их температуры. Так как, с другой стороны, светимость этих объектов определяется, их температурой (например, скорость термоядерных реакций зависит от температуры), то мы можем сделать вывод, что структура белых карликов не зависит и от светимости. В принципе, белый карлик может существовать (т. е. находиться в равновесной конфигурации) и при температуре, близкой к абсолютному нулю. Мы приходим, таким образом, к выводу, что для белых карликов, в отличие от «обычных» звезд, не существует зависимость «масса - светимость».
Для этих необычных звезд, однако, существует специфическая зависимость «масса - радиус». Подобно тому как сделанные из одного какого-либо металла шары равной массы должны иметь равные диаметры, размеры белых карликов с одинаковой массой также должны быть одинаковы. Это утверждение, очевидно, несправедливо для других звезд: звезды-гиганты и звезды главной последовательности могут иметь одинаковые массы, но существенно разные диаметры. Такое отличие белых карликов от остальных звезд объясняется тем, что температура почти не играет никакой роли в их гидростатическом равновесии, которое и определяет структуру.
Коль скоро это так, должно быть некоторое универсальное соотношение, связывающее массы белых карликов и их радиусы. В нашу задачу не входит вывод этой важной зависимости, который далеко не является элементарным. Сама зависимость (в логарифмическом масштабе) представлена на рис. 10.1. На этом рисунке кружки и квадратики отмечают положение некоторых белых карликов с известными массами и радиусами. Приведенная на этом рисунке зависимость массы и радиуса для белых карликов имеет две любопытные особенности. Во-первых, из нее следует, что чем больше масса белого карлика, тем меньше его радиус. В этом отношении белые карлики ведут себя иначе, чем шары, выполненные из одного блока металла... Во-вторых, у белых карликов существует предельное допустимое значение массы[ 27 ]. Теория предсказывает, что в природе не могут существовать белые карлики, масса которых превышала бы 1,43 массы Солнца[ 28 ]. Если масса белого карлика приближается к этому критическому значению со стороны меньших масс, то его радиус будет стремиться к нулю. Практически это означает, что начиная с некоторой массы давление вырожденного газа уже не может уравновесить силу гравитации и звезда катастрофически сожмется.
Этот результат имеет исключительно большое значение для всей проблемы звездной эволюции. Поэтому стоит остановиться на нем несколько подробнее. По мере увеличения массы белого карлика его центральная плотность будет все более и более расти. Вырождение электронного газа будет становиться все сильнее. Это значит, что на одну «дозволенную» траекторию будет приходиться все большее число частиц. Им будет очень «тесно» и они будут (дабы не нарушать принцип Паули!) двигаться все с большими и большими скоростями. Эти скорости станут довольно близкими к скорости света. Возникнет новое состояние вещества, которое называется «релятивистским вырождением». Уравнение состояния такого газа изменится - оно уже не будет больше описываться формулой (10.1). Вместо (10.1) будет иметь место соотношение
| (10.4) |
Для оценки создавшейся ситуации положим, как это делалось в § 6,
M/R 3 . Тогда при релятивистском вырождении P M 4/ 3 /R 4 , а сила, противодействующая гравитации и равная перепаду давления,Между тем сила гравитации равна
GM/R 2 M 2 /R 5 . Мы видим, что обе силы - гравитация и перепад давления - зависят от размеров звезды одинаковым образом: как R -5 , и по-разному зависят от массы. Следовательно, должно существовать некоторое, совершенно определенное значение массы звезды, при котором обе силы уравновешиваются. Если же масса превышает некоторое критическое значение, то сила гравитации всегда будет преобладать над силой, обусловленной перепадом давления, и звезда катастрофически сожмется.Допустим теперь, что масса меньше критической. Тогда сила, обусловленная давлением, будет больше гравитационной, следовательно, звезда начнет расширяться. В процессе расширения релятивистское вырождение сменится обычным «нерелятивистским» вырождением. В этом случае из уравнения состояния P
5/ 3 следует, что P/R M 5/ 3 /R 6 , т. е. зависимость силы, противодействующей гравитации, от R будет более сильной. Поэтому при некотором значении радиуса расширение звезды прекратится.
Этот качественный анализ иллюстрирует, с одной стороны, необходимость существования зависимости масса - радиус для белых карликов и ее характер (т. е. то, что радиус тем меньше, чем больше масса), а, с другой стороны, обосновывает существование предельной массы, что является следствием с неизбежностью наступающего релятивистского вырождения. До каких пор могут сжиматься звезды с массой, большей, чем 1,2 солнечной массы? Эта увлекательная, ставшая в последние годы весьма актуальной, проблема будет обсуждаться в § 24.
Вещество недр белых карликов отличается высокой прозрачностью и теплопроводностью. Хорошая прозрачность этого вещества опять-таки объясняется принципом Паули. Ведь поглощение света в веществе связано с изменением состояния электронов, обусловленном их переходами с одной орбиты на другую. Но если подавляющее большинство «орбит» (или «траекторий») в вырожденном газе «занято», то такие переходы весьма затруднены. Только очень немногие, особенно быстрые электроны в плазме белого карлика могут поглощать кванты излучения. Теплопроводность вырожденного газа велика - тому примером служат обыкновенные металлы. По причине очень высоких прозрачности и теплопроводности в веществе белого карлика не могут возникать большие перепады температуры. Почти весь перепад температуры, если двигаться от поверхности белого карлика к его центру, происходит в очень тонком, наружном слое вещества, который находится в невырожденном состоянии. В этом слое, толщина которого порядка 1% от радиуса, температура возрастает от нескольких тысяч кельвинов на поверхности примерно до десяти миллионов кельвинов, а затем вплоть до центра звезды почти не меняется.
Белые карлики хотя и слабо, но все-таки излучают. Что является источником энергии этого излучения? Как уже подчеркивалось выше, водорода, основного ядерного горючего, в недрах белых карликов практически нет. Он почти весь выгорел на стадиях эволюции звезды, предшествовавших стадии белого карлика. Но, с другой стороны, спектроскопические наблюдения с очевидностью указывают на то, что в самых наружных слоях белых карликов водород имеется. Он либо не успел выгореть, либо (что более вероятно) попал туда из межзвездной среды. Не исключено, что источником энергии белых карликов могут быть водородные ядерные реакции, происходящие в очень тонком сферическом слое на границе плотного вырожденного вещества их недр и атмосферы. Кроме того, белые карлики могут поддерживать довольно высокую температуру своей поверхности путем обычной теплопроводности. Это означает, что не имеющие источников энергии белые карлики остывают, излучая за счет запасов своего тепла. А эти запасы весьма солидны. Так как движения электронов в веществе белых карликов обусловлены явлением вырождения, запас тепла в их недрах содержится в ядрах и ионизованных атомах. Полагая, что вещество белых карликов состоит в основном из гелия (атомный вес равен 4), легко найти количество тепловой энергии, содержащейся в белом карлике:
|
(10.5) |
где m H - масса атома водорода, k - постоянная Больцмана. Время охлаждения белого карлика можно оценить, поделив E T на его светимость L . Оно оказывается порядка нескольких сотен миллионов лет.
На рис. 10.2 для ряда белых карликов приведена эмпирическая зависимость светимости от поверхностной температуры. Прямые линии суть геометрические места постоянных радиусов. Последние выражены в долях солнечного радиуса. Похоже на то, что эмпирические точки хорошо укладываются вдоль этих прямых. Это означает, что наблюдаемые белые карлики находятся на разных стадиях остывания.
В последние годы для десятка белых карликов было обнаружено сильное расщепление спектральных линий поглощения, обусловленное эффектом Зеемана. Из величины расщепления следует, что напряженность магнитного поля на поверхности этих звезд достигает огромного значения порядка десяти миллионов эрстед (Э). Столь большое значение магнитного поля, по-видимому, объясняется условиями образования белых карликов. Например, если предположить, что без существенной потери массы звезда сжимается, можно ожидать, что магнитный поток (т. е. произведение площади поверхности звезды на напряженность магнитного поля) сохраняет свое значение. Отсюда следует, что напряженность магнитного поля по мере сжатия звезды будет расти обратно пропорционально квадрату ее радиуса. Следовательно, она может вырасти в сотни тысяч раз. Этот механизм увеличения магнитного поля особенно важен для нейтронных звезд, о чем будет идти речь в § 22[ 29 ]. Интересно отметить, что большинство белых карликов не имеет поля более сильного, чем несколько тысяч эрстед. Таким образом, «намагниченные» белые карлики образуют особую группу среди звезд этого типа.«Черные» и «белые дыры» вселенной В марте 1974 года в Государственном астрономическом институте имени П. Н. Лебедева АН СССР появилось у входа любопытное объявление. На объединенном семинаре должен был читаться доклад под названием «Взрываются ли „белые дыры“?». Научный
Из книги Принц из страны облаков автора Гальфар КристофГлава 4 Прижав ухо к стене, Тристам слушал, как затихает стук шагов Лазурро. Тем временем Том осматривал нижнюю дверь, которая остановила их падение.- Все в порядке? - спросил шепотом Тристам, вернувшись к другу.- Нет, совсем нет! Лучше было выйти и во всем признаться. Они
Из книги Глаз и Солнце автора Вавилов Сергей ИвановичГлава 7 В этот вечерний час площадь была почти безлюдной. Тристам решительным шагом двинулся вперед, но тут его окликнули.- А ты что здесь делаешь? Эй! Деревня! Я тебе говорю! Разве Лазурро не сцапал тебя в библиотеке?Это был Джерри, сын начальника облакостроителей, - тот,
Из книги Интерстеллар: наука за кадром автора Торн Кип СтивенГлава 8 Оставив Тристама в дальнем конце сада, Том поднялся в свою комнату и стал натягивать сухую одежду. Колокольчик прозвенел еще раз, пора было идти к столу. Мешало одно: Том никак не мог забыть о книге из секретной библиотеки. Даже переодеваясь, он не отрывал от нее
Из книги автораГлава 16 Ветер дул все сильнее. Стебли рисовых метелок нещадно хлестали Тома и Тристама, убегавших от преследователей. Обезумев от страха, мальчики думали только о том, чтобы нагнать г-жу Дрейк. До защитного ограждения было уже недалеко. Возле городской черты мать Тристама
Из книги автораГлава 1 Тристам и Том летели очень высоко, много выше, чем поднимаются облака естественного происхождения. С тех пор как они оставили позади льдистую пелену, с которой на Миртильвиль обрушились войска тирана, прошел не один час.Небо здесь было не таким, как над их городком:
Из книги автораГлава 2 В небе мерцали звезды Млечного Пути. С начала полета Том не проронил ни слова, но Тристам почувствовал, что его приятель уже не так хмур, как прежде.- Ночью Солнце освещает другую сторону Земли, - неожиданно заговорил Том.Тристам обернулся.- О чем ты?- О небе. Ты
Из книги автораГлава 3 Светало. Космос и звезды постепенно исчезали. Небо наполнялось светом и утрачивало прозрачность. Стало очень, очень холодно. И очень тихо: казалось, ничто не предвещало неприятностей. Том и Тристам спали. Они не видели, что на пульте управления уже давно мигает
Из книги автораГлава 4 - Приходит в себя, - произнес женский голос.Тристам открыл глаза. Он лежал на кровати, возле которой стояли трое: мужчина и две женщины. Потолок комнаты, где он находился, был выкрашен в темно-зеленый цвет. Стены тоже были зелеными, но более светлого оттенка.Окон не
Из книги автораГлава 5 Когда дверь больницы открылась и выпустила конвой наружу, Тристам невольно зажмурился от яркого света. Вершины облачного семигорья, окружавшего город, сверкали такой чистой и ослепительной белизной, что ему пришлось идти за полицейскими с закрытыми глазами. Так,
Из книги автораГлава 6 Тюрьма, со слепыми, без единого окна, стенами, размещалась глубоко в недрах облака, на котором была построена Белая Столица. Оказавшись в камере, напуганные Тристам и Том какое-то время молча сидели на кровати, отведенной им на двоих, - в действительности это были
Из книги автораГлава 7 Прошло несколько часов. Тристам и Том лежали на жестких нарах в темной камере без окон, непрестанно ворочаясь с боку на бок. Лишь только напев флейты смолк, старик сразу задремал, что-то неразборчиво бормоча во сне.Тома снова начало знобить; Тристама же разбирал
Из книги автораГлава 8 С прохладным и сыроватым рассветным воздухом смешивался густой дым, валивший из печных труб. На всех перекрестках в центре Белой Столицы были расставлены люди снегобоя. Они походили не столько на стражей порядка, сколько на оккупационные войска.Тристам и Том в
Из книги автора Из книги автораЗвездная смерть: белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры Солнцу и Земле около 4,5 миллиарда лет, это примерно треть возраста Вселенной. Спустя примерно еще 6,5 миллиарда лет в солнечном ядре иссякнет ядерное топливо, которое поддерживает жар Солнца. Тогда начнется
Нейтронная звездаРасчеты показывают, что при взрыве сверхновой с M ~ 25M остается плотное нейтронное ядро (нейтронная звезда) с массой ~ 1.6M . В звездах с остаточной массой M > 1.4M , не достигших стадии сверхновой, давление вырожденного электронного газа также не в состоянии уравновесить гравитационные силы и звезда сжимается до состояния ядерной плотности. Механизм этого гравитационного коллапса тот же, что и при взрыве сверхновой. Давление и температура внутри звезды достигают таких значений, при которых электроны и протоны как бы “вдавливаются” друг в друга и в результате реакции
после выброса нейтрино образуются нейтроны, занимающие гораздо меньший
фазовый объем, чем электроны. Возникает так называемая нейтронная звезда,
плотность которой достигает 10 14 - 10 15
г/см 3 . Характерный размер нейтронной звезды 10 - 15 км. В
некотором смысле нейтронная звезда представляет собой гигантское атомное ядро.
Дальнейшему гравитационному сжатию препятствует давление ядерной материи,
возникающее за счет взаимодействия нейтронов. Это также давление вырождения, как
ранее в случае белого карлика, но - давление вырождения существенно более
плотного нейтронного газа. Это давление в состоянии удерживать массы вплоть до
3.2M .
Нейтрино, образующиеся в момент коллапса, довольно быстро
охлаждают нейтронную звезду. Согласно теоретическим оценкам температура ее
падает с 10 11 до 10 9 K за время ~ 100 с. Дальше темп
остывания несколько уменьшается. Однако он достаточно высок по астрономическим
масштабам. Уменьшение температуры с 10 9 до 10 8 K
происходит за 100 лет и до 10 6 K - за миллион лет. Обнаружить
нейтронные звезды оптическими методами довольно сложно из-за малого размера и
низкой температуры.
В 1967 г. в Кембриджском университете Хьюиш и Белл открыли
космические источники периодического электромагнит-ного излучения - пульсары.
Периоды повторения импульсов боль-шинства пульсаров лежат в интервале от 3.3·10 -2
до 4.3 с. Согласно современным представлениям, пульсары - это вращающиеся
нейтронные звезды, имеющие массу 1 - 3M и диаметр 10 - 20 км. Только компактные объекты, имеющие свойства
нейтронных звезд, могут сохранять свою форму, не разрушаясь при таких скоростях
вращения. Сохранение углового момента и магнитного поля при образовании
нейтронной звезды приводит к рождению быстро вращающихся пульсаров с сильным
магнитным полем B ~ 10 12 Гс.
Считается, что нейтронная звезда имеет магнитное поле, ось
которого не совпадает с осью вращения звезды. В этом случае излучение звезды
(радиоволны и видимый свет) скользит по Земле как лучи маяка. Когда луч
пересекает Землю регистрируется импульс. Само излучение нейтронной звезды
возникает за счет того, что заряженные частицы с поверхности звезды двигаются
вовне по силовым линиям магнитного поля, испуская электромагнитные волны. Этот
механизма радиоизлучения пульсара, впервые предложенный Голдом, показан на рис.
39.
Если пучок излучения попадает на земного наблюдателя, то
радиотелескоп фиксирует короткие импульсы радиоизлучения с периодом, равным
периоду вращения нейтронной звезды. Форма импульса может быть очень сложной, что
обусловлено геометрией магнитосферы нейтронной звезды и является характерной для
каждого пульсара. Периоды вращения пульсаров строго постоянны и точности
измерения этих периодов доходят до 14-значной цифры.
В настоящее время обнаружены пульсары, входящие в двойные
системы. Если пульсар вращается по орбите вокруг второго компонента, то должны
наблюдаться вариации периода пульсара вследствие эффекта Допплера. Когда пульсар
приближается к наблюдателю, регистрируемый период радиоимпульсов из-за
допплеровского эффекта уменьшается, а когда пульсар удаляется от нас, его период
увеличивается. На основе этого явления и были обнаружены пульсары, входящие в
состав двойных звезд. Для впервые обнаруженного пульсара PSR 1913 + 16,
входящего в состав двойной системы, орбитальный период обращения составил 7
часов 45 мин. Собственный период обращения пульсара PSR 1913 + 16 равен 59 мс.
Излучение пульсара должно приводить к уменьшению скорости
вращения нейтронной звезды. Такой эффект также был обнару-жен. Нейтронная
звезда, входящая в состав двойной системы, может быть и источником интенсивного
рентгеновского излучения.
Структура нейтронной звезды массой 1.4M и радиусом 16
км показана на рис. 40.
I - тонкий внешний слой из плотно упакованных атомов. В
областях II и III ядра расположены в виде объемно-центрированной кубической
решетки. Область IV состоит в основном из нейтронов. В области V вещество может
состоять из пионов и гиперонов, образуя адронную сердцевину нейтронной звезды.
Отдельные детали строения нейтронной звезды в настоящее время уточняются.
Образование нейтронных звезд не всегда является следствием
вспышки сверхновой. Возможен и другой механизм образования нейтронных звезд в
ходе эволюции белых карликов в тесных двойных звездных системах. Перетекание
вещества звезды-компаньона на белый карлик постепенно увеличивает массу белого
карлика и по достижении критической массы (предела Чандрасекара) белый карлик
превращается в нейтронную звезду. В случае, когда перетекание вещества
продолжается и после образования нейтронной звезды, её масса может существенно
увеличиться и в результате гравитационного коллапса она может превратиться в
черную дыру. Это соответствует так называемому “тихому” коллапсу.
Компактные двойные звезды могут проявляться и как источники
рентгеновского излучения. Оно также возникает за счет аккреции вещества,
падающего с “нормальной” звезды на более компактную. При аккреции вещества на
нейтронную звезду с B > 10 10 Гс вещество падает в район магнитных
полюсов. Рентгеновское излучение модулируется её вращением вокруг оси. Такие
источники называют рентгеновскими пульсарами.
Существуют рентгеновские источники (называемые барстерами), в
которых периодически с интервалом от нескольких часов до суток происходят
всплески излучения. Характерное время нарастания всплеска - 1 сек. Длительность
всплеска от 3 до 10 сек. Интенсивность в момент всплеска может на 2 - 3 порядка
превосходить светимость в спокойном состоянии. В настоящее время известно
несколько сотен таких источников. Считается, что всплески излучения происходят в
результате термоядерных взрывов вещества, накопившегося на поверхности
нейтронной звезды в результате аккреции.
Хорошо известно, что на малых расстояниях между нуклонами (<
0.3·10 -13 см) ядерные силы притяжения сменяются силами
оттал-кивания, т. е. противодействие ядерного вещества на малых расстояниях
сжимающей силе тяготения увеличивается. Если плотность вещества в центре
нейтронной звезды превышает ядерную плотность ρ яд
и достигает 10 15 г/см 3 , то в центре звезды наряду с
нуклонами и электронами образуются также мезоны, гипероны и другие более
массивные частицы. Исследования поведения вещества при плотностях, превышающих
ядерную плотность, в настоящее время находятся в начальной стадии и имеется
много нерешенных проблем. Расчеты показывают, что при плотностях вещества
ρ > ρ яд
возможны такие процессы, как появление пионного конденсата, переход
нейтронизованного вещества в твердое кристаллическое состояние, образование
гиперонной и кварк-глюонной плазмы. Возможно образование сверхтекучего и
сверхпроводящего состояний нейтронного вещества.
В соответствии с современными представлениями о поведении
вещества при плотностях в 10 2 - 10 3 раз, превышающих
ядерную (а именно о таких плотностях идет речь, когда обсуждается внутреннее
строение нейтронной звезды), внутри звезды образуются атомные ядра вблизи
границы устойчивости. Более глубокое понимание может быть достигнуто в
результате исследования состояния вещества в зависимости от плотности,
температуры, устойчивости ядерной материи при экзотических отношениях числа
протонов к числу нейтронов в ядре n p /n n , учете
слабых процессов с участием нейтрино. В настоящее время практически единственной
возможностью исследования вещества при плотностях больших ядерной являются
ядерные реакции между тяжелыми ионами. Однако, экспериментальные данные по
столкновению тяжелых ионов дают пока недостаточно информации, т. к. достижимые
значения n p /n n как для ядра - мишени, так и для
налетающего ускоренного ядра невелики (~ 1 - 0.7).
Точные измерения периодов радиопульсаров показали, что
скорость вращения нейтронной звезды постепенно замедляется. Это связано с
переходом кинетической энергии вращения звезды в энергию излучения пульсара и с
эмиссией нейтрино. Небольшие скачкообразные изменения периодов радиопульсаров
объясняются накоплением напряжений в поверхностном слое нейтронной звезды,
сопровождающимся “растрескиванием” и “разломами”, что и приводит к изменению
скорости вращения звезды. В наблюдаемых временных характеристиках радиопульсаров
содержится информация о свойствах “коры” нейтронной звезды, физических условиях
внутри неё и о сверхтекучести нейтронного вещества. В последнее время обнаружено
значительное число ра-диопульсаров с периодами меньшими 10 мс. Это требует
уточнения представлений о процессах, происходящих в нейтронных звездах.
Другой проблемой является исследование нейтринных процессов в
нейтронных звездах. Эмиссия нейтрино является одним из механизмов потери энергии
нейтронной звездой в течении 10 5 - 10 6 лет после её
образования.
