Biały karzeł jest ciałem niebieskim o wysokiej gęstości, co powoduje z ewolucją gwiazdy umiarkowanej masie (od trzech do czterech mas słonecznych co najwyżej) po etapie, w którym termojądrowa reakcje występują . Obiekt ten ma wtedy bardzo małe rozmiary w porównaniu do gwiazdy i przez długi czas utrzymuje wysoką temperaturę powierzchni, stąd jego nazwa „biały karzeł”.
Biały karzeł zazwyczaj ma mniejszą masę, chociaż porównywalną do Słońca, a objętość zbliżoną do Ziemi . Jego gęstość jest więc rzędu tony na centymetr sześcienny , kilkadziesiąt tysięcy razy większa niż gęstość materiałów obserwowanych na Ziemi. Jej temperatura powierzchni, która początkowo może przekroczyć 100 000 Kelwinów , pochodzi z ciepła zmagazynowanego przez jej gwiazdę macierzystą, ciepła, którego transfer termiczny jest bardzo powolny ze względu na małą powierzchnię gwiazdy. Również z powodu tej małej powierzchni, pomimo wysokiej temperatury, jasność białego karła pozostaje ograniczona do wartości rzędu tysięcznej jasności Słońca i zmniejsza się z czasem.
Na początku 2009 roku w ramach projektu Research Consortium on Near Stars policzono osiem białych karłów w 100 najbliższych Układowi Słonecznemu układy gwiezdne , ale biorąc pod uwagę niedobór gwiazd o dużej masie, reprezentują one los 96% gwiazd w naszej galaktyce .
Ze względu na ewolucję swojej gwiazdy macierzystej (podyktowaną jej masą), istniejące dziś białe karły składają się zwykle z węgla i tlenu . Kiedy gwiazda macierzysta jest wystarczająco masywna (prawdopodobnie od ośmiu do dziesięciu mas Słońca), możliwe jest, że daje początek białym karze bez węgla, ale zawierającym oprócz tlenu neon i magnez . Możliwe jest również, że biały karzeł składa się głównie z helu , jeśli jego gwiazda macierzysta została poddana transferowi materii w układzie podwójnym . W obu tych przypadkach biały karzeł odpowiada nagiemu jądru gwiazdy macierzystej, podczas gdy jego zewnętrzne warstwy zostały wyrzucone i utworzyły mgławicę planetarną . Nie ma białych karłów z gwiazd o masie mniejszej niż połowa masy Słońca, ponieważ ich żywotność jest większa niż wiek Wszechświata . Gwiazdy te najprawdopodobniej przekształcą się w białe karły zbudowane z helu.
Wewnętrzna struktura białego karła jest determinowana przez równowagę pomiędzy grawitacją a siłami ciśnienia , tutaj wytworzonymi przez zjawisko mechaniki kwantowej zwane ciśnieniem degeneracji . Obliczenia wskazują, że ta równowaga nie może istnieć dla gwiazd o masie większej niż 1,4 Słońca ( ). Jest to zatem maksymalna masa, jaką biały karzeł może mieć podczas formowania się lub ewolucji. To właśnie ta maksymalna masa ustala początkową maksymalną masę ośmiu mas Słońca, jaką może mieć gwiazda, aby ewoluowała w białego karła, a różnica między tymi dwiema wartościami odpowiada stratom masy poniesionym przez gwiazdę podczas jej ewolucji. Izolowany biały karzeł to obiekt o bardzo dużej stabilności, który z czasem po prostu się ochłodzi i na dłuższą metę stanie się czarnym karłem . Jeśli, z drugiej strony, biały karzeł ma gwiezdnego towarzysza, w końcu będzie w stanie wejść w interakcję z tym towarzyszem, tworząc w ten sposób zmienną kataklizmiczną . Przejawia się w różnych formach w zależności od procesu interakcji: nowa klasyczna , super miękkie źródło , nowa karłowata , polarna lub polarna pośrednia . Te interakcje mają tendencję do zwiększania masy białego karła poprzez akrecję . W przypadku, gdy osiągnie masę krytyczną 1,4 (poprzez akrecję lub nawet zderzenie z innym białym karłem), zakończy swoje życie w napadowy sposób w gigantycznej termojądrowej eksplozji zwanej supernową typu Ia .
W spektroskopii , białe karły tworzyć klasy D o widmowym klasyfikacji gwiazd i ich pozostałości. Są one podzielone na kilka podklas - DA, DB, DC, DO, DQ i DZ - zgodnie z charakterystyką ich widma.
Pierwszy biały karzeł został odkryty w układzie potrójnym 40 gwiazd Eridani . Ta jest wizualnie zdominowana przez 40 Eridani A , stosunkowo jasną gwiazdę ciągu głównego , w pewnej odległości, z której krąży ciaśniejszy układ podwójny złożony z białego karła 40 Eridani B i czerwonego karła z sekwencji głównej 40 Eridani C . Pary 40 Eridani B i C zostały odkryte przez Williama Herschela w dniu31 stycznia 1783 ; został ponownie obserwowany przez Friedricha Georga Wilhelma von Struve w 1825 r. i przez Otto Wilhelma von Struve w 1851 r. W 1910 r. Henry Norris Russell , Edward Charles Pickering i Williamina Fleming odkryli, że chociaż była słabą gwiazdą, 40 Eridani B była gwiazdą typ widmowy A, a nawet biały. W 1939 Russell przypomniał odkrycie:
„Odwiedzałem mojego przyjaciela i hojnego dobroczyńcę, profesora Edwarda C. Pickeringa. Z charakterystyczną dla siebie dobrocią zgłosił się na ochotnika do obserwacji widm wszystkich gwiazd, łącznie z gwiazdami odniesienia, które zaobserwowano w badaniach paralaksy gwiazd, które przeprowadziliśmy z Hinksem w Cambridge, a ja rozmawiałem. Ta pozorna rutynowa praca okazała się bardzo owocna: doprowadziła do odkrycia, że wszystkie gwiazdy o bardzo małej jasności absolutnej są typu widmowego M. Omawiając ten temat (jak pamiętam), zapytałem Pickeringa o inne słabsze gwiazdy, które nie było na mojej liście, wymieniając w szczególności 40 Eridani B . W charakterystyczny dla siebie sposób przekazał notatkę do biura Obserwatorium i wkrótce nadeszła odpowiedź (chyba od pani Fleming), że widmo tej gwiazdy jest typu A. Wiedziałem wystarczająco, nawet w tych czasach. , aby natychmiast zdać sobie sprawę, że istnieje skrajna niespójność między tym, co moglibyśmy wtedy nazwać „możliwymi” wartościami połysku powierzchni i gęstości. Musiałem pokazać, że byłem nie tylko zdziwiony, ale i rozczarowany tym wyjątkiem od tego, co wydawało się dość elegancką regułą charakteryzacji gwiazd; ale Pickering uśmiechnął się do mnie i powiedział: „To właśnie te wyjątki zapewniają postęp w naszej wiedzy” i tak białe karły weszły do królestwa nauki! "
Widmowy typu od 40 eridani został oficjalnie opisany w 1914 roku przez Waltera Adams .
Towarzysz Syriusza ( α Canis Majoris ), Syriusz B , zostaje wtedy odkryty. W trakcie XIX th wieku, pomiary stanowisk niektórych gwiazd stać się na tyle precyzyjne, aby zmierzyć niewielkie zmiany w ich położeniu. Friedrich Bessel wykorzystuje dokładnie tę precyzję w pomiarach, aby określić modyfikacje pozycji gwiazd Syriusza i Procjona ( α Canis Minoris ). W 1844 roku przewidział istnienie niewidzialnych towarzyszy tych dwóch gwiazd:
„Gdybyśmy mieli spojrzeć na Syriusza i Procjona jako gwiazdy podwójne, zmiany ich ruchu nie zaskoczyłyby nas: uznalibyśmy je za konieczne i musielibyśmy jedynie zająć się ich ilościową obserwacją. Ale światło nie jest prawdziwą własnością masy. Istnienie niezliczonej liczby widocznych gwiazd nie może niczego dowodzić przeciwko istnieniu niezliczonej liczby niewidzialnych gwiazd. "
Bessel szacuje okres towarzysza Syriusza na pół wieku; CHF Peters obliczył jej orbitę w 1851 roku. Dopiero 31 stycznia 1862 Alvan Graham Clark zaobserwował w pobliżu Syriusza nigdy wcześniej nie widzianą gwiazdę, zidentyfikowaną później jako przewidywany towarzysz. Walter Adams ogłosił w 1915 roku, że odkrył, iż widmo Syriusza B jest podobne do widma Syriusza.
W 1917 roku Adriaan Van Maanen odkrył Gwiazdę Van Maanena , odizolowanego białego karła. Te trzy białe karły, pierwsze odkryte, nazywane są „klasycznymi białymi karłami”. W końcu wiele gwiazd o słabym świetle zostaje odkrytych z dużymi ruchami własnymi , co wskazuje, że są one prawdopodobnie gwiazdami o słabym świetle w pobliżu Ziemi, a zatem białymi karłami. Wydaje się, że Willem Luyten był pierwszym, który użył terminu „biały karzeł”, kiedy badał tę klasę gwiazd w 1922 roku.
Pomimo tych podejrzeń, pierwszego „niekonwencjonalnego” białego karła zidentyfikowano dopiero w latach 30. W 1939 r. odkryto osiemnaście białych karłów. Luyten i inni kontynuowali poszukiwania białych karłów w latach 40. Do 1950 r. znano ich ponad sto, a pod koniec 1999 r. wymieniono ich ponad 2000. Od tego czasu Sloan Digital Sky Survey znalazł ponad 9000, ale mniej niż 200 w dokładnie zmierzonych odległościach. Liczba białych karłów następnie eksplodowała dzięki obserwacji przez satelitę Gaia z 2,8 miliarda gwiazd, w tym ponad 200.000 białych karłów w znanych odległościach.
Białe karły mają słabe światło . Jednak w momencie ich powstawania ich temperatura jest niezwykle wysoka z powodu energii zmagazynowanej podczas grawitacyjnego kolapsu gwiazdy. W związku z tym wypełniają lewy dolny róg diagramu Hertzsprunga-Russella , czyli słabych, ale gorących gwiazd, kiedy się tworzą, i przesuwają się w prawo w miarę ochładzania. Promieniowanie widzialne emitowane przez białego karła może zatem przedstawiać szeroką gamę kolorów, od niebiesko-białej gwiazdy ciągu głównego typu O do czerwieni czerwonego karła typu M. lekkich przedmiotów na końcu ciągu głównego , gdzie obiekty niskich masowych, takich jak karłów w procesie zgrzewania ich wodoru , są umieszczone i których rdzeń jest częściowo obsługiwany przez ciśnienie cieplnej, lub brązowych karłów , o jeszcze niższej temperaturze.
Rzeczywista temperatura powierzchni białego karła może zmieniać się od więcej niż 150 000 K do mniej niż 4000 K , ale w większości białymi karły obserwowane pomiędzy 40 000 K i 8000 K . Zgodnie z prawem Stefana-Boltzmanna jasność wzrasta wraz z temperaturą powierzchni; ten zakres temperatur powierzchni odpowiada jasnościom od 100 razy do 1/10 000 światła słonecznego. Ciepłe białe karły, o temperaturze 30 000 K , były obserwowane jako źródła miękkiego, tj. niskoenergetycznego promieniowania rentgenowskiego. Pozwala to na badanie składu i struktury ich atmosfery poprzez obserwację w obszarach miękkiego X i dalekiego ultrafioletu .
Jak wyjaśnił Leon Mestel w 1952 roku, o ile biały karzeł nie akreuje materii z pobliskiej gwiazdy towarzyszącej lub innego źródła, jego promieniowanie emanuje ze zmagazynowanego ciepła, które nie jest odnawiane. Białe karły promieniują niezwykle małym obszarem. Dlatego stygną bardzo powoli, pozostając gorące przez bardzo długi czas. W miarę ochładzania się białego karła temperatura jego powierzchni spada, emitowane promieniowanie czerwieni się, a jego jasność maleje. Ze względu na to, że nie ma magazynu energii, proces chłodzenia z czasem ulega spowolnieniu. Bergeron, Ruiz i Leggett, na przykład, dokonują następujących szacunków dla 0,59 M białego karła węglowego z atmosferą wodoru : ochłodzenie do 7140 K zajmuje około 1,5 miliarda lat , a kolejne schłodzenie do 500 K dodatkowo zajmuje około 300 milionów i 0,4 i 1,1 miliarda lat.
Istnieje kilka białych karłów o temperaturze niższej niż 4000 K, a obserwowany do tej pory chłodniejszy WD 0346 + 246 ma przybliżoną temperaturę powierzchni 3900 K . Powodem jest to, że wraz z końcem wieku Wszechświata białe karły nie miały jeszcze czasu na schłodzenie poniżej tej temperatury. Możesz użyć funkcji jasności białego karła, aby znaleźć datę rozpoczęcia formowania się gwiazd w regionie. Powstanie dysku galaktycznego szacuje się zatem na 8 miliardów lat.
Niemniej jednak biały karzeł w końcu ostygnie i stanie się czarnym karłem, już nie promieniującym, w przybliżonej równowadze termicznej z otoczeniem i promieniowaniem kosmicznego rozproszonego tła . Jednak nie byłoby jeszcze czarnego karła. Jako pierwsze przybliżenie, a w szczególności przez pominięcie efektu ekranu ze względu na atmosferę, jeśli biały karzeł ma jednolitą temperaturę, zgodnie z prawem Stefana-Boltzmanna , jego temperatura spada jak odwrotność pierwiastka sześciennego czasu. Gdyby najstarsze białe karły w naszej galaktyce (8 miliardów lat) miały temperaturę 3900 K , to te, których pochodzenie datuje się na początek Wielkiego Wybuchu (13,5 miliarda lat) miałyby nie mniej niż 3 000 K .
Białe karły to bardzo zwarte obiekty o bardzo wysokiej grawitacji powierzchniowej . Nie wykazują zjawiska konwekcji , a ich gęstość sprawia, że są bardzo nieprzepuszczalne dla promieniowania. Te warunki są przyczyną zjawiska rozwarstwienia materii w białych karłach, a mianowicie tego, że najjaśniejsze pierwiastki znajdują się same na powierzchni gwiazdy i są jedynymi wykrywalnymi za pomocą spektroskopii . Zjawisko to, czasami nazywane „sortowaniem grawitacyjnym”, zostało początkowo przewidziane przez francuskiego astrofizyka Evry'ego Schatzmana w latach 40. Sytuacja ta bardzo różni się od sytuacji gwiazd ciągu głównego, dla których silna konwekcja połączona ze znacznie większym polem grawitacyjnym. atmosfera bogatsza w pierwiastki chemiczne i bardziej skomplikowana do analizy.
Klasyfikacja aktualnie w użyciu widm białych karłów został pierwotnie zaproponowanej w 1983 roku przez Edwarda Sion i jego współpracowników, a potem dalej rozwijany, ostatnia wersja pochodząca z 1993 - 1994 . Wcześniej proponowano inne systemy klasyfikacji, takie jak Gerard Kuiper , Willem Luyten , ale zostały one porzucone.
Większość karłów wykazują spektrum pokazujący linie widmowe z wodorem w absorpcji. Widmowy typ tych białych karłów jest określany jako DA, linie są liniami serii Balmera . Gdy widoczne są linie widmowe helu, typ widmowy DB lub DO jest oznaczany w zależności od tego, czy wykryty zostanie hel uzbrojony (He I w zwykłej notacji spektroskopowej , typ widmowy DB) czy po zjonizacji (He II, typ widmowy DO). Gdy widmo pokazuje linie związane z atomowym lub cząsteczkowym węglem, oznaczamy typ widmowy DQ. W przypadku wykrycia pierwiastków innych niż wodór, hel lub węgiel, typ widmowy DZ jest ogólnie oznaczany. Wreszcie, gdy widmo nie ujawnia zaznaczonych linii, oznaczany jest typ DC, przy czym definicja zaznaczonej linii jest taka, że jej głębokość nie przekracza 5% kontinuum widma. Możliwe, że widmo ujawnia więcej niż jeden element, w którym to przypadku typ widmowy jest oznaczony tym samym początkowym „D”, po którym następują litery związane z różnymi widzianymi elementami, w kolejności malejącej intensywności linii.
Spektroskopia pozwala, od ogólnego kształtu widma, w celu określenia powierzchni temperaturę gwiazdy, a raczej jego efektywną temperaturę , ponieważ emisja z powierzchnią nie odpowiada dokładnie ciała czarnego (efektywna temperatura stanowi temperaturę, że a czarny ciało o tej samej powierzchni promieniowałoby taką samą ilość energii). Temperaturę oznacza się połową liczby całkowitej po typie widmowym, przy czym wspomniana liczba jest określana jako najbliższa połówkowa liczba całkowita do stosunku 50400 K / Θeff , gdzie Θeff jest efektywną temperaturą gwiazdy. Tak więc białemu karłowi, którego powierzchnia składa się z wodoru i ma efektywną temperaturę 10 000 kelwinów, przypisano typ widmowy DA5, który obejmuje białe karły o tym samym składzie powierzchni, których temperatura wynosi od 9600 K do 10 610 K, przy czym te dwie temperatury odpowiadają do stosunku 50 400 K / eff eff wynoszącego odpowiednio 5,25 i 4,75. Gdy liczba jest przecinkiem, jest zapisywana z kropką dziesiętną, a nie przecinkiem, zgodnie z typograficzną konwencją anglosaską. Znaleziona w ten sposób liczba połówkowa może prawdopodobnie przekroczyć 10, gdy biały karzeł jest wystarczająco zimny. Na drugim końcu skali temperatur bardzo gorące białe karły mają zatem liczbę związaną z temperaturą mniejszą niż 1, która w tym przypadku jest odnotowywana z większą precyzją i bez początkowego 0, aby nie mylić z „O” typu spektralnego oznaczającego obecność zjonizowanego helu. Tak więc znajdujemy 0,25 do temperatury rzędu 200 000 K lub 0,3 do temperatury 170 000 K .
Do tych podstawowych cech do widma dodawane są dodatkowe wskazania, jeśli to konieczne, w odniesieniu do niektórych wyróżnionych cech szczególnych. Symbole P lub H są zatem dodawane dla namagnesowanych białych karłów, P odpowiada przypadkowi, w którym polaryzacja jest wykrywalna, a H, gdy jest niewykrywalna. Litera E jest używana, gdy wykryte zostaną linie emisyjne. Wreszcie opcjonalna litera V jest używana do oznaczenia zmienności gwiazdy. We wszystkich przypadkach litera, po której następują symbole „? „Lub”: „wskazuje, że poprzednia cecha nie została ustalona z pewnością.
Kilka przykładów :
Charakterystyka pierwotna i wtórna | |
---|---|
DO | Linie wodorowe |
b | Uzwiązkowione linie helu |
O | Zjonizowane linie helowe |
VS | Widmo ciągłe; brak widocznych linii |
Q | Obecność linii węglowych |
Z | Linie z metali niewęglowych |
x | Zdezorientowane lub niesklasyfikowane widmo |
Tylko funkcje drugorzędne | |
P | Magnetyczny biały karzeł z wykrywalną polaryzacją |
h | Magnetyczny biały karzeł bez wykrywalnej polaryzacji |
mi | Obecność linii przesyłowych |
V | Zmienny |
Atmosfera pierwotnych białych karłów klasy spektralnej DA jest zdominowana przez wodór. Stanowią one większość (~75%) zaobserwowanych białych karłów.
Niewielka część (~0,1%) ma atmosferę zdominowaną przez węgiel, gorącą klasę DQ (powyżej 15 000 K ). Inne kategorie, które można sklasyfikować (zimny DB, DC, DO, DZ i DQ) mają atmosferę zdominowaną przez hel, zakładając brak węgla i innych metali, których klasa widmowa zależy od temperatury . Dla przybliżonych temperatur od 100 000 K do 45 000 K widmo to klasa DO, zdominowana przez po prostu zjonizowany hel. Od 30 000 K do 12 000 K widmo jest DB, z neutralnymi liniami helu, a poniżej około 12 000 K widmo nie jest scharakteryzowane i będzie klasyfikowane jako DC.
Powód braku białych karłów z atmosferą, w której dominuje hel, w zakresie od 30 000 K do 45 000 K , zwanym „ przerwą DB ”, nie jest jasny. Byłoby to spowodowane połączeniem procesów ewolucyjnych w atmosferze, takich jak separacja grawitacyjna i mieszanie konwekcyjne.
Atmosfera jest jedyną widoczną częścią białego karła. Odpowiada albo górnej części szczątkowej otoczki gwiazdy w jej fazie asymptotycznej gałęzi olbrzymów (AGB), albo wynika z akrecji materii pochodzącej z ośrodka międzygwiazdowego lub od towarzysza. W pierwszym przypadku otoczka składałaby się z warstwy bogatej w hel, o masie nieprzekraczającej jednej setnej całkowitej masy gwiazdy, która w przypadku atmosfery zdominowanej przez wodór pokryta jest „wodorem- bogata warstwa o masie około jednej dziesięciotysięcznej całkowitej masy gwiazdy.
Pomimo drobnego rozdrobnienia, te warstwy zewnętrzne odgrywają kluczową rolę w ewolucji termicznej białych karłów, ponieważ same warunkują wymianę ciepła z otoczeniem. Rzeczywiście, wnętrze białego karła jest całkowicie zjonizowane, a swobodne elektrony zapewniają mu świetne przewodnictwo cieplne , dzięki czemu wnętrze białego karła ma niezwykle jednolitą temperaturę. Z drugiej strony warstwy zewnętrzne bardzo słabo rozpraszają ciepło, a gradient temperatury jest bardzo duży przy przechodzeniu przez warstwy zewnętrzne. Tak więc biały karzeł o temperaturze powierzchni między 8000 K a 16 000 K będzie miał temperaturę serca między 5 000 000 a 20 000 000 K .
Patrick Blackett przedstawił prawa fizyki mówiące, że wirujące, nienaładowane ciało musi generować pole magnetyczne proporcjonalne do jego momentu pędu . W rezultacie przewidział w 1947 roku, że białe karły mają na swojej powierzchni pola magnetyczne o natężeniu ~1 miliona gausów (lub ~100 tesli ). To domniemane prawo, czasami określane jako efekt Blacketta , nigdy nie uzyskało konsensusu, aw latach pięćdziesiątych Blackett czuł, że zostało obalone. W latach sześćdziesiątych pojawił się pomysł, że białe karły mogą mieć pola magnetyczne ze względu na zachowanie całkowitego strumienia magnetycznego powierzchni podczas ewolucji niezdegenerowanej gwiazdy w białego karła. Powierzchniowe pole magnetyczne o wartości ~ 100 gausów (0,01 T) w początkowej gwieździe stałoby się powierzchniowym polem magnetycznym o wartości ~ 100 × 100 2 = 1 milion gausów (100 T), gdy promień gwiazdy zostanie skoncentrowany d 'współczynnik 100. Pierwszym zaobserwowanym magnetycznym białym karłem był GJ 742 , którego pole magnetyczne wykryto w 1979 roku dzięki emisji światła spolaryzowanego kołowo . Uważa się, że mają powierzchnię pola magnetycznego 3 x 10 8 Gaussa (30 węzłów). Możliwe jest również obserwowanie powierzchniowych pól magnetycznych tych gwiazd poprzez zmianę ich promieniowania świetlnego wywołanego efektem Zeemana .
Od tego czasu, pola magnetyczne stwierdzono w ponad 100 karłów w zakresie od 2 x 10 3 Gaussów do 10 9 Gaussa (0,2 T dla 10 5 T). Tylko niewielka liczba białych karłów została zbadana pod kątem pól magnetycznych i oszacowano, że co najmniej 10% białych karłów ma pole magnetyczne przekraczające 1 milion gausów (100 T).
DAV ( GCVS : ZZA) | Widmowy typ DA, mający w widmie tylko linie absorpcji wodoru . |
---|---|
DBV (GCVS: ZZB) | Widmowy typ DB, mający w widmie tylko linie absorpcji helu . |
GW Vir (GCVS: ZZO) | Atmosfera składająca się głównie z C, He i O; można podzielić na gwiazdy DOV i PNNV . |
Pierwsze obliczenia sugerowały istnienie białych karłów o zmiennej jasności , o okresie rzędu 10 sekund, ale badania z lat 60. nie pozwoliły na ich zaobserwowanie.
W 1965 i 1966 Arlo Landolt odkrył HL Tau 76 , pierwszego zmiennego białego karła o okresie półtrwania około 12,5 minuty. Powodem tego dłuższego niż oczekiwano okresu jest to, że zmienność HL Tau 76 , podobnie jak innych znanych pulsujących zmiennych białych karłów, wynika z nieradialnych modów pulsacji. Znane typy pulsujących białych karłów obejmują gwiazdy DAV lub ZZ Ceti, w tym HL Tau 76 , z atmosferami zdominowanymi przez wodór i typu widmowego DA, DBV lub V777 Her, z atmosferami zdominowanymi przez wodór, hel i typ widmowy DB, oraz gwiazdy GW Vir (czasem podzielone na gwiazdy DOV i PNNV), w atmosferach zdominowanych przez hel, węgiel i tlen.
Gwiazdy GW Vir nie są ściśle sensu białymi karłami, ale gwiazdami, których pozycja na diagramie Hertzsprunga-Russella znajduje się pomiędzy asymptotyczną gałęzią gigantów a obszarem białych karłów. Są to „ białe przedkrasnoludki ”. Wszystkie te zmienne wykazują niewielkie zmiany w emisji światła, wynikające z nakładania się modów drgań o okresach od stu do tysiąca sekund. Obserwacja tych wariacji dostarcza informacji asterosejsmologicznych o wnętrzu białych karłów.
Chociaż nie są białe karłów masy tak niskiej jak 0,17 M i innych tak wysokie, jak 1,33 M , rozkładzie ich mas tworzy szczyt środku w 0,6 m , a większość znajdują się w zakresie od 0,5 do 0,7M . Szacowane promienie obserwowanych białych karłów są jednak zazwyczaj 0,008 do 0,02 razy większe od promienia słonecznego R ; Jest to porównywalne do promienia Ziemi , około 0,009 R . Dlatego biały karzeł ma masę porównywalną do masy Słońca, a jego objętość jest zwykle miliony razy mniejsza od masy Słońca; średnia gęstość białego karła musi więc być w przybliżeniu milion razy większa niż średnia gęstość Słońca, czyli w przybliżeniu 1 tona na centymetr sześcienny . Białe karły składają się z jednego z najgęstszych znanych materiałów, przewyższając go jedynie innymi zwartymi gwiazdami ( gwiazdami neutronowymi i hipotetycznymi gwiazdami kwarkowymi ) oraz czarnymi dziurami , o ile możemy mówić o „gęstości” tych ostatnich.
Odkrycie ekstremalnego zagęszczenia białych karłów nastąpiło wkrótce po odkryciu samego ich istnienia. Jeśli gwiazda należy do układu podwójnego , tak jak w przypadku Syriusza B i 40 Eridani B , możliwe jest oszacowanie jej masy na podstawie obserwacji odpowiednich orbit dwóch ciał tworzących układ. Zrobiono to dla Syriusza B w 1910 roku, co doprowadziło do oszacowania jego masy na 0,94 miliona . Nowsze szacunki szacuje się na 1 milion . Ponieważ ciała gorące promieniują bardziej niż ciała zimne, jasność powierzchni gwiazdy można oszacować na podstawie jej efektywnej temperatury powierzchni , a tym samym na podstawie kształtu jej widma . Znając odległość do gwiazdy, można oszacować jej całkowitą jasność. Porównanie tych dwóch wartości umożliwia obliczenie promienia gwiazdy. Tego rodzaju rozumowanie doprowadziło do uświadomienia sobie, ku zakłopotaniu ówczesnych astronomów, że Syriusz B i 40 Eridani B musiały być bardzo gęste. Na przykład, kiedy Ernst Öpik oszacował w 1916 roku gęstość wielu wizualnych gwiazd podwójnych, odkrył, że 40 Eridani B ma gęstość większą niż 25 000 razy większą niż Słońce, tak wysoką, że stwierdził, iż jest to „niemożliwe” . Jak stwierdził później, w 1927 roku, Arthur Stanley Eddington :
„Uczymy się o gwiazdach, odbierając i interpretując wiadomości, które przynosi nam ich światło. Po rozbiciu, wiadomość od towarzysza Syriusza brzmiała: „Jestem zrobiony z materii 3000 razy gęstszej niż wszystko, co do tej pory spotkałeś; tona mojego materiału byłaby samorodkiem, który można by wrzucić do pudełka zapałek. »Jak możemy odpowiedzieć na taką wiadomość? Odpowiedź większości z nas w 1914 roku brzmiała: „Zamknij się! Nie gadaj bzdur ! ""
Jak zauważył Eddington w 1924, gęstości tego rzędu implikują, zgodnie z ogólną teorią względności , że światło Syriusza B powinno być grawitacyjnie przesunięte w kierunku czerwieni. Zostało to potwierdzone w 1925 roku, kiedy Adams zmierzył przesunięcie ku czerwieni.
Takie zagęszczenie są możliwe, ponieważ kwestia karłów nie składa się z atomów połączonych wiązaniami , lecz składa się z osocza z jąder bondless i elektronów . Nie ma zatem przeszkód do umieszczania jąder bliżej siebie niż orbitale elektroniczne , obszary zajmowane przez elektrony związane z atomem nie pozwalają na to w mniej ekstremalnych warunkach. Eddington zastanawiał się jednak, co się stanie, gdy plazma ostygnie i energia, która utrzymuje atomy razem, nie będzie już obecna. Paradoks ten został obalony w 1926 roku przez Ralpha H. Fowlera dzięki zastosowaniu niedawno opracowanej mechaniki kwantowej .Ponieważ elektrony podlegają zasadzie wykluczania Pauliego , dwa elektrony nie mogą zajmować tego samego stanu kwantowego i muszą być zgodne ze statystyką Fermiego-Diraca , również opublikowaną w 1926 r., aby określić rozkład statystyczny, który spełnia zasadę d. wykluczenie Pauliego.
W temperaturze 0 K nie wszystkie elektrony mogą zajmować minimalny stan energetyczny lub stan podstawowy ; niektóre z nich są zmuszone do zajmowania wyższych poziomów energetycznych, tworząc w ten sposób pasmo najniższych dostępnych energii, Morze Fermiego . Ten stan elektronów, zwany „ zdegenerowanym ”, oznacza, że biały karzeł może schłodzić się do zera absolutnego i nadal mieć wysoką energię. Innym sposobem osiągnięcia tego wyniku jest zastosowanie zasady nieoznaczoności ; wysoka gęstość elektronów w białym karle powoduje, że ich pozycja jest stosunkowo zlokalizowana, co powoduje odpowiednią niepewność w ich momencie. Oznacza to, że niektóre elektrony mają duży moment pędu, a zatem wysoką energię kinetyczną .
Kompresja białego karła zwiększa liczbę elektronów w danej objętości. Dzięki zastosowaniu zasady wykluczenia Pauliego oraz zasady nieoznaczoności skutkuje to wzrostem energii kinetycznej elektronów, które wytwarzają ciśnienie. To degenerujące się ciśnienie elektronów zapobiega załamaniu grawitacyjnemu białego karła. Zależy to tylko od gęstości, a nie od temperatury. Zdegenerowana materia jest stosunkowo ściśliwa; oznacza to, że gęstość białego karła o dużej masie jest znacznie wyższa niż gęstość białego karła o małej masie, tak że promień białego karła maleje wraz ze wzrostem jego masy.
Istnienie masy granicznej, której nie może przekroczyć żaden biały karzeł, jest konsekwencją równowagi między grawitacją a ciśnieniem degeneracji elektronów. Msza ta została pierwotnie opublikowana w 1929 r. przez Wilhelma Andersona, aw 1930 r. przez Edmunda C. Stonera. Współczesną wartość limitu po raz pierwszy opublikował w 1931 r. Subrahmanyan Chandrasekhar w swoim artykule „ The Maximum Mass of Ideal White Dwarfs ”. Dla białego karła, który się nie obraca, jest w przybliżeniu równy 5,7 / μ e ² M , gdzie μ e jest średnią masą cząsteczkową na elektron gwiazdy. Ponieważ węgiel 12 i tlen 16, dominujące w składzie białego karła tlenowo-węglowego, oba mają liczbę atomową równą połowie ich masy atomowej , możemy przyjąć 2 jako wartość μ e dla takiej gwiazdy, co prowadzi do powszechnie cytowana wartość 1,4 mln . (Nawiasem początku XX th wieku istniały powody, aby sądzić, że gwiazdy składały się głównie z pierwiastków ciężkich, jak w jego 1931 artykule Chandrasekhar wziął średnią masę cząsteczkową za elektronów μ e wynosić do 2,5, w rezultacie dając granicę 0,91 mln ). W 1983 roku wraz z Williamem Alfredem Fowlerem Chandrasekhar otrzymał Nagrodę Nobla w dziedzinie fizyki „[za] teoretyczne badania procesów fizycznych ważnych dla struktury i ewolucji gwiazd” . Masa graniczna jest teraz nazywana „ masą Chandrasekhara ”.
Jeżeli masa białego karła przekracza limit Chandrasekhara i reakcje połączenia nie rozpoczyna się, ciśnienie wywierane przez elektronów nie jest już w stanie kompensować siły ciężkości , a potem zwija się obiektu gęstszą, takie jak gwiazdy neutronów . Jednak białe karły tlenowo-węglowe, które akreują z masy pobliskiej gwiazdy, tuż przed osiągnięciem masy granicznej inicjują reakcję syntezy jądrowej, która biegnie dalej i prowadzi do wybuchu supernowej typu Ia, w której biały karzeł zostaje zniszczony.
Chociaż materią białego karła jest początkowo plazma , płyn złożony z jąder i elektronów , teoretycznie już w 1960 roku przewiduje się, że na późnym etapie stygnięcia może on krystalizować zaczynając od swojego centrum. Struktura krystaliczna byłaby wówczas typu sześciennego ześrodkowanego . W 1995 Winget wskazał, że asteroseismological obserwacje dotyczące pulsujące białe karły doprowadziły do ewentualnej weryfikacji teorii krystalizacji, a w 2004 roku Travis Metcalfe i zespół naukowców z Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics oszacowane na podstawie tych obserwacji, że masa BPM 37093 wykrystalizowała około 90%. Inne badania szacują, że skrystalizowana masa wynosi od 32 do 82%.
W 1968 Van Horn wykazał, że uwalnianie ciepła utajonego przez krystalizację powinno przejawiać się w statystykach białych karłów. Około pięćdziesięciu latach, badania dystrybucji w schemacie HR 15000 karłów znajduje się w ciągu 100 parsekach z Ziemi (podzbiorem Gai zapasów ) wykazuje oczekiwane pik logarytmiczny wykres liczby karłów vs w absolutnym jasności . Jądra tlenu, o większym ładunku elektrycznym niż węgiel, powinny jako pierwsze wykrystalizować ( według obliczeń teoretycznych w sieci sześciennej zorientowanej na twarz ), a także, ze względu na większą gęstość ciała stałego, powinny osadzać się w centrum gwiazdy i rozpraszają potencjalną energię grawitacyjną, która jest dodawana do ciepła utajonego. Wiele z obserwowanych przez nas białych karłów musi zatem ochładzać się wolniej niż przewidywały modele, które nie uwzględniają krystalizacji, a zatem są starsze niż wcześniej sądzono, nawet o dwa miliardy lat.
Białe karły stanowiłyby formę szczątkową pod koniec życia gwiazd ciągu głównego, których masa wynosi od 0,07 do 10 mas Słońca ( M ☉ ), i które nie eksplodowały jako supernowa . Pod koniec swojego życia gwiazdy te połączyły większość swojego wodoru w hel . Pozbawione paliwa zapadają się pod wpływem grawitacji . Wraz ze wzrostem ciśnienia i temperatury rdzenia zaczyna się topienie helu, w wyniku którego powstają cięższe pierwiastki, a w szczególności węgiel . Ta nowa energia pęcznieje gwiazdę, która następnie staje się czerwonym olbrzymem .
Jednak hel jest bardzo szybko zużywany; kiedy kończy się fuzja helu, wznawia się kurczenie gwiazdy. Jej niska masa nie pozwala na osiągnięcie wystarczającej temperatury i ciśnienia, aby rozpocząć fuzję węgla, jądro zapada się w białego karła, podczas gdy zewnętrzne warstwy gwiazdy gwałtownie odbijają się od tej stałej powierzchni i są wyrzucane w przestrzeń jako mgławica planetarna . Rezultatem tego procesu jest zatem bardzo gorący biały karzeł otoczony chmurą gazu składającego się głównie z wodoru i helu (i odrobiny węgla), które nie są zużywane podczas fuzji.
Wreszcie skład białego karła zależy od początkowej masy gwiazdy, z której pochodzi.
Gwiazda ciągu głównego o masie mniejszej niż około 0,5 M nigdy nie rozgrzeje się na tyle, aby zainicjować topnienie helu w swoim jądrze. Oczekuje się, że w okresie przekraczającym wiek Wszechświata (~13,7 miliarda lat) ten typ gwiazdy spali cały swój wodór i zakończy swoją ewolucję w białego karła helowego, składającego się głównie z jąder helu 4 . Czas potrzebny na ten proces sugeruje, że nie jest to początek zaobserwowanych białych karłów helowych. Są one raczej wynikiem transferu masy w układzie podwójnym lub utraty masy przez dużego towarzysza planetarnego.
Jeśli masa gwiazdy ciągu głównego wynosi od około 0,5 do 8 M , jej jądro nagrzeje się wystarczająco, aby umożliwić stopienie się helu w węgiel i tlen z procesu „ reakcji potrójnej alfa ”, ale nigdy nie osiągnie temperatury wystarczająco wysoki, aby stopić węgiel w neon . Pod koniec okresu, w którym przeprowadza reakcje fuzji, taka gwiazda będzie miała rdzeń węglowo-tlenowy, który nie angażuje się już w reakcję fuzji, otoczony wewnętrznym jądrem ze stopionego helu, a także „zewnętrznym jądrem wodoru, także w fuzji. Na diagramie Hertzsprunga-Russella będzie znajdować się na asymptotycznej gałęzi gigantów . Następnie wyrzuci większość swojej zewnętrznej otoczki, tworząc mgławicę , aż pozostanie tylko rdzeń węglowo-tlenowy. Proces ten jest źródłem białych karłów węglowo-tlenowych, które stanowią zdecydowaną większość obserwowanych białych karłów.
Jeśli gwiazda jest wystarczająco masywna, jej jądro osiągnie wystarczająco wysoką temperaturę, aby zainicjować fuzję węgla w neon, a następnie neon w żelazo . Taka gwiazda nie stanie się białym karłem, ponieważ masa jej centralnego jądra, które nie jest stopione i które wspiera degenerujące ciśnienie elektronów , ostatecznie przekroczy maksymalną masę tolerowaną przez degeneracyjne ciśnienie. W tym momencie jądro gwiazdy zapadnie się i eksploduje w supernową typu II przez zapadnięcie się jądra, pozostawiając jako pozostałość gwiazdę neutronową , czarną dziurę , a może nawet gwiazdę zwartą w jeszcze bardziej egzotycznej formie. Niektóre gwiazdy ciągu głównego, o masie rzędu 8 do 10 M , chociaż wystarczająco masywne, aby zainicjować fuzję węgla w neon i magnez, mogą mieć niewystarczającą masę do zainicjowania fuzji neonu . Taka gwiazda może pozostawić pozostałość białego karła złożoną głównie z tlenu , neonu i magnezu , pod warunkiem, że (1) jej jądro nie zapadnie się i (2) fuzja nie nastąpi z taką gwałtownością, że gwiazda eksploduje w supernową . Chociaż zidentyfikowano kilka izolowanych białych karłów jako prawdopodobnie należących do tego typu, większość dowodów na istnienie takich gwiazd pochodzi z nowych zwanych „ONeMg” lub „nowych neonowych”. Widmo tych nowych zawiera mnóstwo neonów, magnezu i innych pierwiastków o pośredniej masie, które wydają się być wytłumaczalne jedynie przez akrecję materii przez białego karła tlenowo-neonowo-magnezowego.
Po uformowaniu biały karzeł jest stabilny i będzie się ochładzał prawie w nieskończoność, ostatecznie stając się czarnym karłem . Zakładając, że Wszechświat będzie się nadal rozszerzał, za 10 19 do 10 20 lat galaktyki wyparują, a ich gwiazdy uciekną w przestrzeń międzygalaktyczną. Generalnie oczekuje się, że białe karły przetrwają to, chociaż sporadyczne zderzenia między nimi mogą wytworzyć nową stopioną gwiazdę lub białego karła o masie super-Chandrasekhara, który eksploduje w supernową typu I. Dalszy okres życia białego karła będzie rząd protonu , o którym wiadomo, że wynosi co najmniej 10 32 lata. Kilka prostych teorii wielkiej unifikacji przewiduje okres półtrwania protonu na mniej niż 10 49 lat. Jeśli teorie te nie są słuszne, proton może rozpadać się zgodnie z bardziej skomplikowanymi procesami jądrowymi lub w procesach grawitacji kwantowej obejmujących wirtualną czarną dziurę ; w takich przypadkach żywotność może wynosić do 10200 lat. Jeśli protony rozpadną się, masa białego karła będzie się stopniowo zmniejszać w miarę upływu czasu, wraz z rozpadem jej jąder , aż do utraty masy wystarczającej do przekształcenia się w kulę niezdegenerowanej materii, a następnie zniknie całkowicie.
Gwiazda i układy planetarne białego karła są dziedzictwem jego gwiazdy macierzystej i mogą wchodzić w interakcje z białym karłem na różne sposoby. Obserwacje w spektroskopii w podczerwieni z Kosmicznego Teleskopu Spitzera z NASA na centralnej gwiazdy mgławicy Helix sugerować obecność chmurze pyłu może być spowodowane przez zderzenia komety. Możliwe, że powstałe upadki materii są przyczyną emisji gwiazdy centralnej. Podobne obserwacje, przeprowadzone w 2004 roku, wskazały na obecność wokół młodego białego karła G29-38 (którego powstanie szacuje się na 500 milionów lat, a jego protoplasta pochodzi z asymptotycznej gałęzi gigantów ) obłoku pyłu, który może mieć została stworzona przez demontaż mijanych w pobliżu komet, w wyniku sił pływowych generowanych przez białego karła. Jeśli biały karzeł jest częścią systemu gwiezdnego (a więc ma gwiazdkowe towarzyszy), może wystąpić wiele różnych zjawisk, w tym przekształcenia w nova lub typu I supernowej Może też stać się źródłem. Bardzo niskiej energii x - promienie , jeśli jest w stanie odebrać materię swoim towarzyszom wystarczająco szybko, aby utrzymać reakcje syntezy jądrowej na swojej powierzchni.
Masa izolowanego białego karła, który się nie obraca, nie może przekroczyć masy Chandrasekhara około 1,4 M . Jednak białe karły w układach podwójnych mogą akreować materię ze swojego partnera, co zwiększa ich masę i gęstość ( patrz wyżej ). Gdy ich masa zbliża się do granicy Chandrasekhara, może to teoretycznie prowadzić do wybuchowego zapłonu reakcji syntezy jądrowej w białym karle lub jego zapadnięcia się w gwiazdę neutronową . Akrecja zapewnia obecnie preferowany mechanizm, „model pojedynczej degeneracji” dla supernowych typu Ia. W tym modelu biały karzeł węglowo-tlenowy akreuje materię ze swojego gwiezdnego towarzysza, zwiększając swoją masę i kompresując jądro. Ogrzewanie byłoby spowodowane ściskaniem rdzenia, co prowadzi do zapłonu fuzji węgla, gdy masa zbliża się do granicy Chandrasekhara.
Ponieważ to degeneracyjne ciśnienie kwantowe białego karła, a nie ciśnienie termiczne, wspiera białego karła przeciwko skutkom grawitacji, dodanie ciepła do wnętrza gwiazdy powoduje wzrost jej temperatury, ale nie jej ciśnienia, a także, w reakcji, białego karła. nie rozszerza się, co spowolniłoby ogrzewanie. Zamiast tego wzrost temperatury zwiększa szybkość reakcji topnienia w procesie wyścigu termicznego. Detonacja termojądrowa pochłania większość białego karła w ciągu kilku sekund, powodując wybuch supernowej typu I, który unicestwia gwiazdę.
Przeprowadzono jednak badanie w celu scharakteryzowania sygnatur w widmie rentgenowskim tego typu zdarzeń w galaktykach eliptycznych. Nie liczy więcej niż 5% supernowych typu I generowanych przez kanibalizm z sąsiedniej gwiazdy.
Supernowe typu la (SNIA) są szczególnie interesujące i znaczących przykładów zastosowania karłów określania odległości astronomią. Kiedy biały karzeł eksploduje w SN1a, staje się widoczny ze znacznych odległości. Ponieważ fizyczne parametry wybuchu są zawsze bliskie, krzywa jasności supernowych jest w przybliżeniu taka sama i dobrze skalibrowana: ich występowanie pozwala dokładnie ocenić ich odległość, a w konsekwencji galaktykę macierzystą (są to świece standardowe). ).
Inne mechanizmyW ciasnym układzie podwójnym , zanim akrecja materii zepchnie białego karła w bezpośrednie sąsiedztwo granicy Chandrasekhara , bogata w wodór zrośnięta materia na powierzchni może ulec zapłonowi w mniej niszczącym typie wybuchu termojądrowego, animowanego przez fuzję wodoru . Ponieważ serce białego karła pozostaje nienaruszone, te powierzchowne eksplozje mogą być powtarzane tak długo, jak trwa akrecja. Ten słabszy rodzaj powtarzalnym zjawiskiem katastrofalnym nazywa się (klasyczny) nova . Astronomowie zaobserwowali również nowe karłowate , z mniejszymi i częstszymi szczytami jasności niż klasyczne nowe. Uważa się, że są one spowodowane uwolnieniem grawitacyjnej energii potencjalnej, gdy część dysku akrecyjnego zapada się na gwieździe, a nie fuzją. Ogólnie nazywamy „ zmiennymi kataklizmami ” układy podwójne, w których biały karzeł akreuje materię pochodzącą od swojego gwiezdnego towarzysza. Klasyczne nowe i nowe karłowate układają się w wiele klas. Kataklizmiczne zmienne syntezy jądrowej i grawitacji są źródłem promieniowania rentgenowskiego .
W 1987 roku w widmie białego karła G29-38 wykryto nadmiar podczerwieni . Analiza modów pulsacji tego obiektu wykazała, że ten nadmiar jest spowodowany obecnością dysku szczątków wokół tej gwiazdy. Od czasu G29-38 wykryto kilka podobnych systemów: w 2016 r. wymieniono 35. Te dyski szczątków powstały po zniszczeniu ciała skalistego ( asteroidy , planetoidy lub planety ) przez siły pływowe wywierane przez białego karła.
Ostatecznie biały karzeł akreuje materiał tworzący dysk, a ciężkie pierwiastki (aluminium, wapń, wapń, żelazo, nikiel, krzem) „zanieczyszczają” jego atmosferę. Pierwiastki te odpowiadają za linie absorpcyjne w widmie białego karła, a następnie staje się możliwe określenie składu chemicznego ciała skalnego odpowiedzialnego za dysk szczątków. Aż jeden na dwa białe karły wykazuje obecność linii widmowych związanych z pierwiastkami ciężkimi.
W 2015 roku Kosmiczny Teleskop Keplera wykrył rozpadające się planetozymale wokół białego karła WD 1145 + 017 . Kolejny planetozymal został wykryty w 2019 roku wokół „zanieczyszczonego” białego karła SDSS J122859.93 + 104032.9 . Jego gęstość, między 7,7 a 39 g/cm 3 , wskazuje, że może działać z pozostałości metalowego jądra starożytnej planety.
W 2020 roku, krople natężenia światła białego karłowatej WD 1856 + 534 , obserwowane w 2019 są interpretowane jako tranzytowego z giant planety , zwany koła 1856b . Ma ona masę wynoszącą co najwyżej 14 mas jowiszowych ( M J ), i okres obiegu około 34 godz . Fakt, że planeta ta przetrwała siły pływowe podczas transformacji gwiazdy w białego karła, stawia pod znakiem zapytania obecne modele ewolucji gwiazd , aw szczególności modele układów podwójnych ze wspólną otoczką .
Ponieważ artykuł ten jest głównie tłumaczony z Wikipedii na język angielski, przedstawiona poniżej bibliografia dotyczy głównie literatury anglojęzycznej.
Ogólny