Чёрные карлики — последняя стадия эволюции белого карлика , при которой он перестаёт излучать в видимом диапазоне. В настоящее время чёрные карлики относят к классу белых карликов, но с оговоркой, что это завершающая стадия его жизни. Для того, чтобы понять что такое чёрный карлик , нужно разобраться с понятием белый карлик .
Что же такое белый карлик и какова его природа?
Возьмём в качестве примера наше Солнце . В ходе термоядерной реакции на Солнце водород превращается в гелий, звезда медленно расширяется, становясь тяжелее. Со временем, когда водорода станет ещё меньше, а гелия больше, из последнего будут синтезироваться ещё более тяжёлые элементы, такие как углерод, кислород, железо. Солнце будет раздуваться, превращаясь в красного гиганта . Его внешние слои будут находиться далеко за орбитой Земли.
Когда масса светила станет критической, она взорвётся сверхновой, «скинув» внешние слои. При этом, массы нашего Солнца будет недостаточно для того, чтобы образовать чёрную дыру или стать нейтронной звездой. После взрыва Солнце станет белым карликом .
Сбросив часть массы, звезда становится неспособной продолжать процесс образования термоядерной энергии. Теперь белый карлик медленно остывает, постепенно переходя в разряд чёрных карликов . При этом, звезда является очень стабильной и будет находиться в этом состоянии очень долгое время.
Белые карлики (и чёрные карлики в том числе ) могут отличаться по своему составу, светимости, массе и по другим параметрам, но в общем все они являются звёздами, масса которых сопоставима с массой Солнца или немного больше, а их диаметр в десятки раз меньше солнечного. Свет таких звёзд гораздо тусклее, чем был ранее.
Ближайшим к Земле белым карликом является звезда ван Маанена , которая находится в 14,4 световых лет в созвездии Рыб. А, пожалуй, самым известным белым карликом считается звезда Сириус Б , которая является одной из звёзд звёздной системы Сириус . Масса звезды Сириус Б приблизительно равна солнечной, это делает звезду одной из самых больших звёзд среди белых карликов.
Чёрные ка́рлики - остывшие и вследствие этого не излучающие (или слабоизлучающие) в видимом диапазоне белые карлики . Представляют собой конечную стадию эволюции белых карликов в отсутствие аккреции .
В настоящее время в астрономической литературе термин «чёрный карлик», как правило не используется, такие объекты именуются белыми карликами (WD).
Массы чёрных карликов, подобно массам белых карликов, ограничиваются сверху пределом Чандрасекара , нижний предел массы определяется скоростью эволюции звёзд главной последовательности в белые карлики и скоростью последующего остывания.
Современные модели (2006 г.) остывания белых карликов предсказывают, что белые карлики, образованные при эволюции первого поколения звёзд (возраст ≈13 миллиардов лет) должны в настоящее время иметь температуры фотосферы ≈3200 K и блеск в ≈16 абсолютных звёздных величин , то есть быть весьма тусклыми объектами и рассматриваются в качестве одних из кандидатов-компонентов скрытой массы , входящей в состав массивных компактных объектов галактических гало (MACHO) . Одним из примеров таких «остывших» объектов является белый карлик WD 0346+246 с температурой поверхности 3900 K .
Чёрные карлики, как и массивные коричневые карлики , находятся в состоянии гидростатического равновесия, поддерживаемого давлением вырожденного электронного газа их недр.
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Белые карлики - звезды, имеющие большую массу (порядка солнечной) и малый радиус (радиус Земли), что менее предела Чандрасекара для выбранной массы, являющиеся продуктом эволюции красных гигантов. Процесс производства термоядерной энергии в них прекращен, что приводит к особым свойствам этих звезд. Согласно различным оценкам, в нашей Галактике их количество составляет от 3 до 10 % всего звездного населения.
В 1844 году немецкий астроном и математик Фридрих Бессель при наблюдении обнаружил небольшое отклонение звезды от прямолинейного движения, и сделал предположение о наличии у Сириуса невидимой массивной звезды-спутника.
Его предположение было подтверждено уже в 1862 году, когда американский астроном и телескопостроитель Альван Грэхэм Кларк, занимаясь юстировкой самого крупного в то время рефрактора, обнаружил возле Сириуса неяркую звезду, которую впоследствии окрестили Сириус Б.
Белый карлик Сириус Б имеет низкую светимость, а гравитационное поле воздействует на своего яркого компаньона довольно заметно, что свидетельствует о том, что у этой звезды крайне малый радиус при значительной массе. Так впервые был открыт вид объектов, названный белыми карликами. Вторым подобным объектом была звезда Маанена, находящаяся в созвездии Рыб.
Белые карлики представляют собой конечную стадию эволюции небольшой звезды с массой, сравнимой с массой Солнца. В каком случае они появляются? Когда в центре звезды, например, как наше Солнце, выгорает весь водород, ее ядро сжимается до больших плотностей, тогда как внешние слои сильно расширяются, и, сопровождаясь общим потускнением светимости, звезда превращается в красного гиганта. Пульсирующий красный гигант затем сбрасывает свою оболочку, поскольку внешние слои звезды слабо связаны с центральным горячим и очень плотным ядром. Впоследствии эта оболочка становится расширяющейся планетарной туманностью. Как видите красные гиганты и белые карлики очень тесно взаимосвязаны.
Сжатие ядра происходит до крайне малых размеров, но, тем не менее, не превышает предела Чандрасекара, то есть верхний предел массы звезды, при котором она может существовать в виде белого карлика.
Спектрально их разделяют по двум группам. Излучение белого карлика делят на наиболее распространенный «водородный» спектральный класс DA (до 80 % от общего количества), в котором отсутствуют спектральные линии гелия, и более редкий «гелиевый белый карлик» тип DB, в спектрах звезд которого отсутствуют водородные линии.
Американский астроном Ико Ибен предложил различные сценарии их происхождения: в виду того, что горение гелия в красных гигантах неустойчиво, периодически развивается слоевая гелиевая вспышка. Он удачно предположил механизм сброса оболочки в разные стадии развития гелиевой вспышки - на ее пике и в период между двумя вспышками. Образование его зависит от механизма сброса оболочки соответственно.
До того как Ральф Фаулер в 1922 году в своей работе «Плотная материя» дал объяснение характеристикам плотности и давления внутри белых карликов, высокая плотность и физические особенности такого строения казались парадоксальными. Фаулер предположил, что в отличие от звезд главной последовательности, для которых уравнение состояния описывается свойствами идеального газа, в белых карликах оно определяется свойствами вырожденного газа.
График зависимости радиуса белого карлика от его массы. Обратите внимание: ультрарелятивистский предел ферми-газа совпадает с пределом Чандрасекара
Вырожденный газ образуется, когда расстояние между его частицами становится меньше волны де-Бройля, а значит, что на его свойствах начинают сказываться квантово-механические эффекты, вызванные тождественностью частиц газа.
В белых карликах, из-за огромных плотностей, оболочки атомов разрушаются под силой внутреннего давления, и вещество становится электронно-ядерной плазмой, причем электронная часть описывается свойствами вырожденного электронного газа, аналогичными поведению электронов в металлах.
Среди них наиболее распространены углеродно-кислородные с оболочкой, состоящей из гелия и водорода.
Статистически радиус белого карлика сравним с радиусом Земли, а масса варьируется от 0,6 до 1,44 солнечных масс. Поверхностная температура находится в пределах - до 200 000 К, что также объясняет их цвет.
Основной характеристикой внутреннего строения является очень высокая плотность ядра, в котором гравитационное равновесие обуславливается вырожденным электронным газом. Температура в недрах белого карлика и гравитационное сжатие уравновешивается давлением вырожденного газа, что обеспечивает относительную устойчивость диаметра, а его светимость, в основном, происходит за счет остывания и сжатия внешних слоев. Состав зависит насколько успела проэволюционировать материнская звезда, в основном это углерод с кислородом и небольшие примеси водорода и гелия, которые превращаются в вырожденный газ.
Гелиевая вспышка и сброс внешних оболочек красным гигантом продвигает звезду по диаграмме Герцшпрунга-Рассела, обуславливая его превалирующий химический состав. Жизненный цикл белого карлика, после этого, остается стабилен до самого своего остывания, когда звезда теряет свою светимость и становится невидимой, входя в стадию так называемого «черного карлика», — конечный результат эволюции, хотя в современной литературе этот термин используется все реже.
Перетекание вещества со звезды на белый карлик, который из за низкой светимости не виден
Присутствие рядом звездных компаньонов продляет их жизнь из-за падения вещества на поверхность через формирование аккреционного диска. Особенности аккреции вещества в парных системах могут приводить к накоплению вещества на поверхности белых карликов, что в результате приводит к взрыву новой или сверхновой звезды (в случае особо массивных) типа Ia.
Взрыв сверхновой в представлении художника
В случае если в системе «белый карлик - красный карлик» аккреция нестационарна, результатом может быть своеобразный взрыв белого карлика (например U Gem (UG)) или же новоподобных переменных звезд, взрыв которых носит катастрофический характер.
Остаток сверхновой SN 1006 — представляет собой взорвавшейся белый карлик, который находился в двойной системе. Он постепенно захватывал вещество звезды-компаньона и возрастающая масса спровоцировала термоядерный взрыв, который разорвал карлика
На диаграмме они занимают левую нижнюю часть, принадлежа ветви звезд, покинувших главную последовательность из состояния красных гигантов.
Здесь находится область горячих звезд с низкой светимостью, которая является второй по численности среди звезд наблюдаемой Вселенной.
Множество Белых карликов в шаровом скоплении М4, снимок Хаббла
Они выделены в особый спектральный класс D (от английского Dwarfs - карлики, гномы). Но в 1983 году Эдвард Сион предложил более точную классификацию, которая учитывает различия их спектров, а именно: D (подкласс) (спектральная особенность) (температурный индекс).
Существуют следующие подклассы спектров DA, DB, DC, DO, DZ и DQ, которые уточняют наличие или отсутствие линий водорода, гелия, углерода и металлов. А спектральные особенности P, H, V и X уточняют наличие или отсутствие поляризации, магнитного поля при отсутствии поляризации, переменность, пекулярность или неклассифицируемость белых карликов.
Звезда ван Маанена — самый близкий, одиночный белый карлик
Звезда ван Маанена является слишком слабой, чтобы мы смогли ее увидеть невооруженным глазом, ее звездная величина 12,2. Однако если рассматривать белый карлик в системе со звездой, то ближайшим является Сириус Б, удаленный от нас на расстояние 8.5 световых лет. Кстати, самый известный белый карлик это Сириус Б.
Сравнение размеров Сириуса В и Земли
В результате этих процессов звезда становится нестабильной и возможно образование звездных ветров. Так как реакции горения более тяжелых элементов чем гелий, приводят к большему выделению тепла. При синтезе гелия, некоторым участкам, расширившейся внешней оболочки Солнца, удастся оторваться и вокруг нашей звезды сформируется планетарная туманность. В результате от нашей звезды в конечном итоге останется одно ядро и когда Солнце превратится в белый карлик в нем уже прекратятся реакции ядерного синтеза.
Это упрощенный механизм того, как образуется белый карлик. Если масса звезды больше 1,44 массы Солнца (так называемый предел Чандрасекара, при котором звезда может существовать как белый карлик. Если масса будет превышать его, то она станет нейтронной звездой.), то звезда израсходовав весь водород в ядре начинает синтез более тяжелых элементов, вплоть до железа. Дальнейший синтез элементов, которые тяжелее железа, невозможен т.к. требует больше энергии чем выделяется в процессе синтеза и ядро звезды коллапсирует в нейтронную звезду. Электроны срываются с орбит и падают в ядро, там сливаются с протонами и в итоге образуются нейтроны. Нейтронное вещество весит в сотни и миллионы раз больше чем любое другое.
Пульсар PSR J0348 +0432 — нейтронная звезда и белый карлик
Но нейтронная звезда, обладает поистине сильным магнитным полем - 10*11 Тл и называется магнетаром! На поверхности некоторых магнетаров могут образовываться толчки, которые формируют колебания в звезде. Эти колебания часто приводят к огромным выбросам гамма-излучения магнетаром. Так, например, магнетар SGR 1900+14, который находится на расстоянии на 20 000 световых лет, в созвездии Орла, взорвался 27 августа 1998 г. Мощная вспышка гамма излучения была настолько сильной, что заставила выключить аппаратуру космического аппарата NEAR Shoemaker в целях ее сохранения.
Научно-популярный фильм о героях нашей статьи
Большие и маленькие, горячие и холодные, заряженные и не заряженные. В этой статье мы дадим классификацию основных видов звезд.
Одной из классификаций звезд является спектральная классификация . Согласно этой классификации звезды относят в тот или иной класс согласно их спектру. Спектральная классификация звезд служит многим задачам звездной астрономии и астрофизики. Качественное описание наблюдаемого спектра позволяет оценить важные астрофизические характеристики звезды, такие как эффективная температура ее поверхности, светимость и, в отдельных случаях, особенности химического состава.
Некоторые звезды не попадают ни в один из перечисленных спектров. Такие звезды называют пекулярными . Их спектры не укладываются в температурную последовательность O—B—A—F—G—K—M. Хотя зачастую такие звезды представляют собой определенные эволюционные стадии вполне нормальных звезд, либо представляют звезды, не совсем характерные для ближайших окрестностей (бедные металлами звезды, такие как звезды шаровых скоплений и гало ). В частности, к звездам с пекулярными спектрами относятся звезды с различными особенностями химического состава, что проявляется в усилении или ослаблении спектральных линий некоторых элементов.
Хорошо разобраться в классификации звезд позволяет диаграмма Герцшпрунга-Рассела. Она показывает зависимость между абсолютной звездной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды. Неожиданным является тот факт, что звезды на этой диаграмме располагаются не случайно, а образуют хорошо различимые участки. Диаграмма предложена в 1910 независимо друг от друга исследователями Э. Герцшпрунгом и Г. Расселом. Она используется для классификации звезд и соответствует современным представлениям о .
Большая часть звезд находится на так называемой главной последовательности . Существование главной последовательности связано с тем, что стадия горения водорода составляет ~90% времени эволюции большинства звезд: выгорание водорода в центральных областях звезды приводит к образованию изотермического гелиевого ядра, переходу к стадии красного гиганта и уходу звезды с главной последовательности. Относительно краткая эволюция красных гигантов приводит, в зависимости от их массы, к образованию белых карликов, нейтронных звезд или .
Находясь на различных стадиях своего эволюционного развития, звезды подразделяются на нормальные звезды, звезды карлики, звезды гиганты. Нормальные звезды, это и есть звезды главной последовательности. К таким, например, относится наше Солнце. Иногда такие нормальные звезды называются желтыми карликами .
Звезда может называться красным гигантом в момент звездообразования и на поздних стадиях развития. На ранней стадии развития звезда излучает гравитационную энергию, выделяющуюся при сжатии, до того момента пока сжатие не будет остановлено начавшейся термоядерной реакцией. На поздних стадиях эволюции звезд, после выгорания водорода в их недрах, звезды сходят с главной последовательности и перемещаются в область красных гигантов и сверхгигантов диаграммы Герцшпрунга-Рассела: этот этап длится ~ 10% от времени «активной» жизни звезд, то есть этапов их эволюции, в ходе которых в звездных недрах идут реакции нуклеосинтеза.
Звезда гигант имеет сравнительно низкую температуру поверхности, около 5000 градусов. Огромный радиус, достигающий 800 солнечных радиусов и за счет таких больших размеров огромную светимость. Максимум излучения приходится на красную и инфракрасную область спектра, потому их и называют красными гигантами.
Звезды карлики являются противоположностью гигантов и включают в себя несколько различных подвидов:
Кроме перечисленных, существует еще несколько продуктов эволюции звезд :
Самый крупный из генералов таноса, Чёрный Карлик кажется более обычным (в плане сил) из генералов Таноса, так как из особых способностей у него лишь сверхсила и непробиваемая кожа. В качестве оружия Чёрный Карлик иногда носит огромную (почти с него размером) булаву.
Во время поисков своего сына, Тейна, Танос послал своих генералов к иллюминатам. Чёрный Карлик отправился в ваканду, где получил хороший отпор от Чёрных Понтер: Т"чаллы и Шури.
После проигрыша Чёрный Карлик просил пощады у Таноса, но безумный титан впечатал его лицом в пол.
После победы над строителями Мстители отправились освобождать Землю. Танос же оставил Чёрного Карлика на Титане, куда отправилась часть команды земных героев и Межгалактический совет в лице Кл"рта - Суперскрулла, Ронана - Обвинителя,Гладиатора и Аннигилуса. Чёрный Карлик рассчитывал победить их, что бы вновь завоевать уважение Таноса. Перед сражением Чёрный карлик убивает одного из своих солдат, за то, что тот упомянул его позор в Ваканде.
Когда герои пришли, Чёрный Карлик раскидал большенство Мстителей за исключением Шанг-Чи, который был готов боится с генералом один на один. Злодей был впечатлён храбростью мастера кунг-фу, когда между ними завязался диалог:
Чёрный Карлик: - Почему ты ещё на ногах?
Шанг-Чи: - Падает... Падает ли дерево...от дуновения ветра?
Чёрный Карлик: - Хмфф! Ты красиво умираешь, человек. Но смерть есть смерть, не так ли? Прощай.
Но в тот момент прибыл межгалактический совет, и гладиатор спасает Шанг-Чи атакуя Чёрного Карлика и уничтожив его булаву. Между генералом Таноса и межгалактическим советом начинается стычка. В итоге Ронан с криком, что Чёрного Карлика пора осудить, раздавил ему череп, тем самым убив.
