После того, как в звезде, чья масса соответствует или сравнима с массой Солнца, «выгорает» термоядерное топливо, плотность вещества в ее центральной части (т.е. ядре) становится очень высокой. Из-за этого кардинально меняются свойства входящего в состав звезды газа. Такой газ называется вырожденным, а состоящие из него звезды называют вырожденными звездами.
Однако процесс термоядерного горения продолжается и после образования вырожденного ядра. Источником этого является шаровой слой вокруг ядра. В подобных случаях звезда превращается в красного гиганта, чья оболочка имеет просто невообразимые и титанические размеры — сотни радиусов Солнца. Но при этом, оболочка таких звезд рассеивается в пространстве за время равное примерно 10-100 тысячам лет. Иногда подобная «сброшенная» оболочка имеет вид планетарной туманности. Ядро звезды, лишенное оболочки, постепенно остывает и превращается в белого карлика. В белых карликах давление вырожденного электронного газа противостоит силам гравитации, обеспечивая таким образом устойчивость подобных звезд. Размеры белых карликов очень невелики (несколько тысяч километров радиусом), а вот масса вполне сопоставима и близка к солнечной массе. Тонна на кубический сантиметр — такова средняя плотность вещества в этих космических объектах (а часто эта плотность бывает еще более высокой).
Ученым удалось установить, что пространственная плотность белых карликов равна приблизительно 100 звездам в сфере с радиусом около 30 световых лет. Естественно, возникает резонный вопрос — а все ли звезды в конце своего жизненного цикла становятся белыми карликами? Если же нет, то какая часть звезд становится белыми карликами в конце своего эволюционного пути? Исследователи тщательно анализировали данные по белым карликам; весьма важным для понимания этой проблемы стала диаграмма светимость-температура, на которую было нанесено положение центральных звезд планетарных туманностей. Для того чтобы лучше разобраться в свойствах подобных звезд, следует рассмотреть эти объекты подробней.
На полученных учеными изображениях планетарные туманности имеют вид протяженной массы газов эллипсовидной формы. В их центре расположена горячая, но при этом слабая звезда. На самом деле, эта масса газов является сложной турбулентной, концентрической оболочкой, расширяющейся со скоростью от 15 до 50 км/с. Несмотря на то, что эти образования имеют внешний вид колец, в реальности они являются оболочками, в которых скорость турбулентного движения газов равно приблизительно 120 км/с. В процессе исследований стало известно, что диаметры некоторых планетарных туманностей (тех, расстояние до которых удалось измерить) равны приблизительно 10 триллионам километров (т.е. около 1 светового года).
В процессе своего расширения, газ, который ходит в состав оболочек, становится очень разреженным и теряет возможность возбуждаться. Значит, спустя 100000 лет (т.к. газ имеет определенную скорость расширения, то и было высчитано ориентировочное время) его невозможно будет увидеть. Многие из планетарных туманностей, видимых нами сегодня, родились в последние 50000 лет; типичный же возраст таких объектов — приблизительно 20000 лет. Что интересно, так это то, что центральные звезды подобных туманностей — объекты, имеющие саму высокую температуру среди известных нами в природе. Температура их поверхности колеблется от 50 тыс. до 1 млн. Кельвинов. Основная часть излучений этих звезд (из-за таких колоссальных температур) относится в магнитном спектре к ультрафиолетовой области. Но газ оболочки поглощает, преобразует и переизлучает это ультрафиолетовое излучение в видимой части спектра, что и позволяет нам наблюдать саму газовую оболочку. Таким образом, становится понятным, что яркость оболочки, которая значительно выше, чем яркость центральной звезды (которая к тому же и есть источником энергии) как таковой, является следствием того, что большая часть излучения самой звезды приходится на невидимую часть спектра.
Благодаря анализу типичных характеристик этих звезд (напоминаем, что речь идет о центральных звездах планетарных туманностей) стало известно, что зачастую значение их массы соответствует 0,6-1 массе Солнца. Но, для синтеза различных тяжелых элементов в недрах звезд подобной массы недостаточно — нужны более высокие массы. Очень незначительно в центральных звездах туманностей количество водорода, а вот газовые оболочки напротив, богаты водородом, а так же гелием.
Свечение белых карликов происходит за счет их остывания, т.к. внутри подобных звезд ядреные реакции не происходят. Тепловая энергия (ее основной запас) этих звезд заключена в колебательных движениях ионов. Что интересно, эти ионы образуют кристаллическую решетку при температуре, которая ниже, чем 15 тыс. градусов по шкале Кельвина (т.е. белые карлики не что иное, как огромнейшие раскаленные кристаллы!). Но, так или иначе, с течением времени температура белых карликов снижается, и звезда теряет свой белый цвет — это уже ближе к коричневому или бурому карлику.
Масса белых карликов не может быть больше, чем предел Чандрасекара. Это определенное значение (равное приблизительно 1,4 солнечной массы) названное в честь Субрахманьяна Чандрасекара, американского астрофизика, индийца по происхождению. В том случае, если масса звезды превышает этот предел, то давление вырожденных электронов перестает справляться с силами гравитации. Вследствие этого происходил коллапс белого карлика (катастрофическое сжатие звезды буквально в течение нескольких секунд). Естественно, что в процессе коллапса плотность вещества резко растет, происходит его нейтронизация (т.е. объединение протонов с вырожденными электронами с последующим образованием нейтронов), а нейтрино (в основном) уносят освобождаемую гравитационную энергию. Что же происходит в результате этого процесса? Как считают ученые, коллапс звезды может закончиться образованием нейтронной звезды (это случается при достижении плотности вещества равному 1017 кг/м3 — в этом случае нейтроны вырождаются). Так же возможен вариант, при котором выделяющаяся энергия полностью разрушает белый карлик — в результате этого коллапс по сути становится взрывом.
Среди ученых-астрономов есть мнение, что половина (а то и 95%) из всего числа белых карликов возникла вовсе не из планетарных туманностей. То есть, несмотря на то хотя бы часть белых карликов и связана целиком с планетарными туманностями, по меньшей мере пятьдесят процентов из них появились из нормальных звезд головной последовательности, которые не прошли в своем жизненном цикле стадию планетарной туманности.
К сожалению, цельная схема появления белых карликов весьма расплывчата и неполна. Ученым не известно слишком много аспектов и нюансов эволюции звезд, поэтому выводы о жизненном цикле этих космических объектов можно основывать лишь на логических умозаключениях.
Но, несмотря на это, главный итог таков: достаточно большое количество звезд теряют часть своего вещества в процессе своего развития и доживают до финала, схожего со стадией белого карлика, после чего исчезают на космических «некрополях» как «черные», невидимые карлики.
В том случае, если масса звезды превышает массу Солнца примерно в два раза, то подобная звезда в конце своего жизненного цикла теряет устойчивость и может взорваться в сверхновую. После этого они сжимаются в шарообразные объекты с радиусом всего-то в несколько километров, т.е. преобразуются в нейтронные звезды.

Источник: kosmos.alfamoon.com




быстрая раскрутка сайта, а главное, что не дорогая
на праздник вам понадобится оформление воздушными шарами с красивым дизайном