Бі́лі ка́рлики — зорі низької світності з масами, порівняними з масою Сонця, та високими ефективними температурами. Назва білі карлики пов'язана з кольором перших відкритих представників цього класу — Сіріуса B та 40 Ерідана B. На діаграмі Герцшпрунга — Рассела вони розташовані на 10—12m нижче зір головної послідовності такого ж спектрального класу.
Радіуси білих карликів приблизно в 100 разів менші сонячного, відповідно, їх світність у ~10 000 разів менша сонячної. Густина речовини білих карликів становить 106—109 г/см³, що в мільйони разів більше за густину речовини в зорях головної послідовності. За чисельністю білі карлики становлять 3—10% зір Галактики. Однак відома лише невелика їх частина, тому що через низьку світність виявлено лише ті, відстань до яких не перевищує 200–300 пк.
За сучасними уявленнями білі карлики — кінцевий продукт еволюції нормальних зір із масами від сонячної маси до 8—10 сонячних мас. Вони утворюються після вичерпання джерел термоядерної енергії у надрах зорі та скидання оболонки.
Історія відкриття
Відкриття білих карликів
Перший білий карлик був відкритий у потрійній зоряній системі , яка містить відносно яскраву зорю головної послідовності , навколо якої обертається тісна подвійна система білого карлика і червоного карлика головної послідовності Пару 40 Ерідана B/C відкрив Фрідріх Вільям Гершель 31 січня 1783 року. У 1910 році Генрі Норріс Рассел, Едвард Чарльз Пікерінг і Вільяміна Флемінг виявили, що, попри низьку світність, 40 Ерідана B належить до спектрального класу А, тобто, має високу температуру поверхні.
1844 року директор Кенігсберзької обсерваторії Фрідріх Бессель виявив, що Сіріус, найяскравіша на небі зоря, періодично, хоча й досить слабо, відхиляється від прямолінійної траєкторії на небесній сфері. Бессель дійшов висновку, що у Сіріуса має бути невидимий «темний» супутник, причому період обертання обох зір навколо спільного центру мас має бути близько 50 років. Повідомлення сприйняли скептично, оскільки темний супутник залишався невидимим, а його маса мала бути досить великою — порівнянною з масою Сіріуса.
У січні 1862 р. , юстуючи 18-ти дюймовий рефрактор, найбільший на той час телескоп у світі (Dearborn Telescope), поставлений родинною фірмою Кларків до Чиказької обсерваторії, виявив поряд із Сіріусом тьмяну зорю. Це був темний супутник Сіріуса, Сіріус B, як і передбачав Бессель. Температура поверхні Сіріуса B становить 25 000 К, що, з урахуванням його аномально низької світності, вказує на дуже малий радіус і, відповідно, дуже високу густину — 106 г/см³ (густина Сіріуса ~0,25 г/см³, густина Сонця ~1 г/см³). 1917 року Адріан ван Маанен відкрив наступний білий карлик — зорю ван Маанена у сузір'ї Риб.
Парадокс густини
На початку XX століття Герцшпрунг Ейнар і відкрили залежність спектрального класу (тобто, температури) та світності зір — Діаграма Герцшпрунга — Рассела. Здавалося, що все розмаїття зір розташовано на двох ділянках цієї діаграми — головну послідовність та відгалуження червоних гігантів. Під час робіт із накопичення статистики розподілу зір за спектральними класами та світністю 1910 року Рассел звернувся до професора Е. Пікерінга. Подальші події Рассел описує так:
- «Я був у свого друга … професора Е. Пікерінга з діловим візитом. Із властивою для нього добротою він запропонував взяти спектри всіх зір, котрі Хінкс і я спостерігали з метою ... визначення їх паралаксів. Ця частина роботи, що здавалася марудною, виявилася досить плідною — вона призвела до відкриття того, що всі зорі дуже малої абсолютної величини (тобто низької світності) мають спектральний клас M (тобто дуже низьку поверхневу температуру). Я пригадую, як обговорюючи це питання, я запитав у Пікерінга про деякі інші слабкі зорі, згадав зокрема . Поводячи себе характерним для нього чином, він одразу ж надіслав запит до офісу (Гарвардської) обсерваторії, і невдовзі було отримано відповідь (я вважаю, від місіс Флемінг), що спектр цієї зорі — A (тобто висока поверхнева температура). Навіть у ті «палеозойські» часи я знав про ці речі достатньо, щоб відразу ж усвідомити, що тут є суттєва невідповідність між тим, що ми тоді назвали б «можливими» значеннями поверхневої яскравості й густини. Я, мабуть, не приховав, що не лише здивований, а просто вражений цим винятком із правила, яке здавалося цілком нормальним для характеристики зір. Пікерінг усміхнувся до мене і сказав: «саме такі винятки й призводять до розширення наших знань» — і білі карлики увійшли у світ досліджуваного»
Здивування Рассела цілком зрозуміле: 40 Ерідана B належить до порівняно близьких зір, і за паралаксом можна досить точно визначити відстань до неї та, відповідно, світність. Світність 40 Ерідана B виявилася аномально низькою для її спектрального класу — білі карлики утворили нову ділянку на діаграмі Герцшпрунга — Рассела. Таке поєднання світності, маси й температури було незрозумілим і не знаходило пояснення у рамках стандартної моделі будови зір головної послідовності, розробленої у 1920-х роках.
Висока густина білих карликів залишалася непоясненою з погляду класичної фізики, однак знайшла пояснення у квантовій механіці після появи статистики Фермі-Дірака. 1926 року Фаулер у статті «Густа матерія» («Dense matter», Monthly Notices R. Astron. Soc. 87, 114—122) довів, що, на відміну від зір головної послідовності, для яких рівняння стану побудовано на моделі ідеального газу (стандартна модель Едінгтона), для білих карликів густина й тиск речовини визначаються властивостями виродженого електронного газу (Фермі-газу).
Наступним етапом у поясненні природи білих карликів стали праці Я. І. Френкеля та Чандрасекара. 1928 року Френкель вказав, що для білих карликів має існувати верхня межа маси, і 1930 року Чандрасекар у праці «Максимальна маса ідеального білого карлика» довів, що білі карлики з масою понад 1,4 сонячної (межа Чандрасекара) нестійкі й мають колапсувати.
Походження білих карликів
Розв'язок Фаулера пояснив внутрішню будову білих карликів, але не пояснив механізму їх походження. У поясненні генезису білих карликів ключову роль відіграли дві ідеї:
- думка Е. Епіка, що червоні гіганти утворюються із зір головної послідовності в результаті вигорання ядерного пального
- припущення В. Г. Фесенкова, зроблене невдовзі після Другої світової війни, що зорі головної послідовності мають втрачати масу, і така втрата маси має істотно впливати на еволюцію зір.
Ці припущення повністю підтвердилися.
Потрійна гелієва реакція та ізотермічні ядра червоних гігантів
У процесі еволюції зір головної послідовності відбувається «вигоряння» водню — нуклеосинтез з утворенням гелію (див. цикл Бете). Таке вигоряння призводить до припинення енерговиділення у центральній частині зорі, стиснення та, відповідно, до підвищення густини й температури в її ядрі. Зростання густини та температури в зоряному ядрі призводить до умов, за яких активізується нове джерело термоядерної енергії: вигоряння гелію (потрійна гелієва реакція або потрійний альфа-процес), характерне для червоних гігантів і надгігантів.
При температурах близько 108 K кінетична енергія ядер гелію стає достатньою для подолання кулонівського бар'єру: два ядра гелію (альфа-частинки) можуть зливатися з утворенням нестабільного ізотопу берилію Be8:
- He4 + He4 = Be8
Більша частина Be8 знову розпадається на дві альфа-частинки, але якщо за короткий час існування ядро Be8 зіткнеться з високоенергетичною альфа-частинкою може утворитися стабільне ядро вуглецю C12:
- Be8 + He4 = C12 + 7,3 МеВ.
Попри досить низьку рівноважну концентрацію Be8 (наприклад, при температурі ~108 K відношення концентрацій [Be8]/[He4] становить ~10−10), швидкість такої потрійної гелієвої реакції виявляється достатньою для досягнення нової гідростатичної рівноваги в гарячому ядрі зорі. Енерговиділення потрійної гелієвої реакції дуже сильно залежить від температури. Так, для діапазону температур ~1—2×108 K енерговиділення :
де — гелію в ядрі (у випадку повного «вигоряння» водню вона близька до одиниці).
Варто, однак, зазначити, що потрійна гелієва реакція характеризується значно меншим енерговиділенням, ніж цикл Бете в перерахунку на одиницю маси: енерговиділення при «горінні» гелію більш, ніж в 10 разів нижче, ніж при «горінні» водню. У міру вигоряння гелію й вичерпання цього джерела енергії в ядрі стають можливими складніші реакції нуклеосинтезу, однак, по-перше, для таких реакцій потрібні дедалі вищі температури і, по-друге, енерговиділення на одиницю маси таких реакцій падає зі зростанням масових чисел ядер, що вступають у реакцію.
Додатковим фактором, який вочевидь впливає на еволюцію ядер червоних гігантів, є поєднання високої температурної чутливості потрійної гелієвої реакції (див. рис. 3) та реакцій синтезу важчих ядер із механізмом нейтринного охолодження: за високої температури й тиску стає можливим розсіювання фотонів на електронах з утворенням нейтрино-антинейтринних пар, які вільно виносять енергію з ядра: зоря для них майже прозора. Швидкість такого об'ємного нейтринного охолодження, на відміну від класичного поверхневого фотонного охолодження, не обмежена процесами передачі енергії з надр зорі до її фотосферу. У результаті реакцій нуклеосинтезу в ядрі зорі досягається нова рівновага, що характеризується однаковою температурою ядра: утворюється ізотермічне ядро (рис. 4).
У випадку червоних гігантів з відносно невеликою масою (близько сонячної) ізотермічні ядра складаються, в основному, з гелію, у випадку масивніших зір — з вуглецю й важчих елементів. Однак, у будь-якому випадку густина такого ізотермічного ядра настільки висока, що відстані між електронами плазми, що утворює ядро, стають сумірними з їх довжиною хвилі Де Бройля , тобто виконуються умови виродження електронного газу. Розрахунки доводять, що густина ізотермічних ядер відповідає густині білих карликів, тобто ядрами червоних гігантів є білі карлики.
На фотографії кулястого зоряного скупчення NGC 6397 (рис. 5) ідентифікуються білі карлики обох типів: і гелієві білі карлики, що виникли при еволюції менш масивних зір, і вуглецеві білі карлики — результат еволюції зір із більшою масою.
Втрата маси червоними гігантами й скидання ними оболонки
Ядерні реакції в червоних гігантах відбуваються не лише в ядрі: у міру вигоряння гідрогену в ядрі, нуклеосинтез гелію розповсюджується на ще багаті гідрогеном ділянки зорі, утворюючи сферичний шар на межі бідних і багатих на гідроген областей. Подібна ситуація повторюється і з потрійною гелієвою реакцією: у міру вигоряння гелію в ядрі вона також зосереджується в сферичному шарі на межі між бідними та багатими на гелій областями. Світність зір із такими «двошаровими» джерелами нуклеосинтезу значно зростає, досягаючи кількох тисяч світностей Сонця, зоря при цьому «розпухає», збільшуючи свій діаметр до розмірів земної орбіти. Зона нуклеосинтезу гелію підіймається ближче до поверхні зорі: частка маси всередині цієї зони становить ~70 % маси зорі. «Розпухання» супроводжується досить інтенсивним витоком речовини з поверхні, такі об'єкти спостерігаються як протопланетарні туманності (див. рис. 6).
Такі зорі вочевидь є нестабільними й 1956 року Й. С. Шкловський запропонував механізм утворення планетарних туманностей шляхом скидання оболонок червоних гігантів, при цьому оголення ізотермічних вироджених ядер таких зір призводить до утворення білих карликів. Точні механізми втрати маси й подальшого скидання оболонки для таких зір поки невідомі, але можна запропонувати такі фактори, що можуть призвести до втрати оболонки[]:
- У протяжних зоряних оболонках можуть розвиватися нестійкості, що призводять до сильних коливальних процесів, які супроводжуються зміною теплового режиму зорі. На рис. 6 чітко помітні хвилі густини викинутої зоряної речовини, які можуть бути наслідками таких коливань.
- Внаслідок іонізації гідрогену в шарах, що лежать нижче фотосфери, може розвинутися потужна конвективна нестійкість. Аналогічну природу має сонячна активність, однак у випадку червоних гігантів потужність конвективних потоків має значно переважати сонячну.
- Через високу світність істотним стає світловий тиск потоку випромінювання зорі на її зовнішні шари, що, за розрахунковими даними, може призвести до втрати оболонки за кілька тисяч років.
Так чи інакше, але досить тривалий період порівняно спокійного витоку речовини з поверхні червоних гігантів завершується скиданням їх оболонок й оголенням ядра. Така скинута оболонка спостерігається як планетарна туманність (див. рис. 7). Швидкості розширення протопланетарних туманностей становлять десятки км/с, тобто близькі до значення параболічних швидкостей на поверхні червоних гігантів, що є додатковим підтвердженням їхнього утворення скиданням «надлишку маси» червоних гігантів.
Запропонований Шкловським сценарій еволюції червоних гігантів є загальновизнаним, його підкріплено даними численних спостережень.
Фізика й властивості білих карликів
Як уже зазначалося, маса білих карликів близька до сонячної, але їх діаметр становить лише соту частку сонячного (і навіть менше), відповідно, їх об'єм у мільйони разів менший. Це означає, що густина речовини в білих карликах надзвичайно висока й становить г/см³. За такої густини електронні оболонки атомів руйнуються й речовина стає електронно-ядерною плазмою, причому її електронна складова є виродженим електронним газом. Тиск P такого газу підпорядковується залежності:
де — його густина, тобто, на відміну від рівняння Клапейрона (Рівняння стану ідеального газу), для виродженого електронного газу температура до рівняння стану не входить — поки газ залишається виродженим, його тиск від температури не залежить і, відповідно, будова білих карликів теж не залежить від температури. Таким чином, для білих карликів, на відміну від зір головної послідовності й гігантів, не існує залежності маса — світність.
Залежність маса — радіус і межа Чандрасекара
Наведене вище рівняння стану для виродженого електронного газу, коли характерна теплова енергія мала у порівнянні з фермі-енергією (). Внаслідок високої густини електронний газ залишається виродженим навіть за температури мільйони Кельвінів. Разом із тим, зі зростанням густини через заборону Паулі (два електрони не можуть мати однаковий квантовий стан, тобто однакову енергію й спін), енергія (тобто, швидкість) електронів зростає настільки, що починають діяти ефекти спеціальної теорії відносності — вироджений електронний газ стає релятивістським. Залежність тиску релятивістського виродженого електронного газу від густини вже інша:
Для такого рівняння стану виникає цікава ситуація. Середня густина білого карлика обернено пропорційна кубу його радіуса: , де — маса, а — радіус білого карлика. Тоді середній тиск у ньому , а сила тиску (яка врівноважує гравітацію) дорівнює перепаду тиску з глибиною:
Відповідно, гравітаційні сили, які врівноважено тиском, дорівнюють:
- ,
тобто, хоча перепад тиску й гравітаційні сили однаково залежать від радіуса (), але вони по різному залежать від маси — як і відповідно. Наслідком такого співвідношення є існування деякого значення радіусу, на якому вони врівноважуються. А оскільки гравітаційні сили залежать від маси сильніше, ніж перепад тиску, то зі збільшенням маси білого карлика його радіус зменшується (див. рис. 8). Іншим наслідком є те, що коли маса перевищує деяку межу, то сили газового тиску вже не в змозі врівноважувати гравітацію й зоря сколапсує.
Таким чином, для білих карликів існує верхня межа маси. Вона має назву межі Чандрасекара. Цікаво, що для білих карликів, які спостерігаються в природі, існує й нижня межа: оскільки швидкість еволюції зір пропорційна їх масі, то ми можемо спостерігати лише такі білі карлики, що є залишками зір, які встигли проеволюціонувати від початку зореутворення у Всесвіті дотепер.
Особливості спектрів
Спектри білих карликів дуже відрізняються від спектрів зір головної послідовності та гігантів. Головна їх особливість — невелика кількість дуже розширених ліній поглинання, а деякі білі карлики (спектральний клас DC) взагалі не містять помітних ліній поглинання. Мала кількість ліній поглинання в спектрах зір цього класу пояснюється дуже значним розширенням ліній: тільки найсильніші лінії поглинання мають достатню глибину, щоб розширюючись залишатися помітними. Слабкі лінії, через їх малу глибину, практично зникають на тлі неперервного спектру.
Особливості спектрів білих карликів пояснюються кількома факторами. По-перше, через високу густину білих карликів прискорення вільного падіння на їх поверхні становить ~108 см/с2, що, у свою чергу, призводить до малої товщини їх фотосфер, величезної густини й тиску в них і розширення ліній поглинання. Іншим наслідком потужного гравітаційного поля на поверхні є гравітаційний червоний зсув ліній у їх спектрах, еквівалентний швидкості у кілька десятків км/с. По-друге, у деяких білих карликів, що мають потужні магнітні поля, спостерігається сильна поляризація випромінювання й розщеплення спектральних ліній внаслідок ефекту Зеемана.
Класифікація білих карликів
Білі карлики поділяють на такі типи:
- DA — у спектрі є лінії водню та немає ліній гелію. До цього типу належить ~75% білих карликів, вони зустрічаються в усьому діапазоні температур;
- DB — лінії іонізованого гелію сильні, ліній водню немає. Гелію в 10 разів більше, температури — понад 12 000°K;
- DC — неперервний спектр, немає ліній поглинання з інтенсивністю менш як 90% від інтенсивності неперервного спектру, температура — до 10 000°K;
- DF — є лінії кальцію, немає ліній водню;
- DG — є лінії кальцію, заліза, немає ліній водню;
- DO — лінії іонізованого гелію сильні, є лінії нейтрального гелію чи (або) водню. Це найгарячіші білі карлики, їх температури досягають 50 000°K
Астрономічні феномени з білими карликами
Рентгенівське випромінювання білих карликів
Температура поверхні молодих білих карликів — ізотермічних ядер зір одразу після скидання оболонок, дуже висока — понад 2×105 K, однак досить швидко падає завдяки нейтринному охолодженню та випромінюванню з поверхні. Такі дуже молоді білі карлики спостерігаються в рентгенівському діапазоні (наприклад, спостереження білого карлика HZ 43 супутником ROSAT).
Температура поверхні найгарячіших білих карликів — 7×104 K, найхолодніших — ~5×103 K.
Особливістю випромінювання білих карликів у рентгенівському діапазоні є те, що основним джерелом рентгенівського випромінювання в них є фотосфера, що дуже відрізняє їх від «нормальних» зір: в останніх у рентгені випромінює корона, розігріта до кількох мільйонів Кельвінів, а температура фотосфери надто низька для утворення рентгенівського випромінювання.
За відсутності акреції джерелом світності білих карликів є запас теплової енергії в їх надрах, тому їх світність залежить від віку. Кількісну теорію охолодження білих карликів побудував наприкінці 1940-х рр. С. А. Каплан[].
Акреція на білі карлики в подвійних системах
- Нестаціонарна акреція на білі карлики у разі, коли супутником є масивний червоний карлик, призводить до утворення карликових нових (зір типу U Gem (UG)) або новоподібних змінних зір.
- Акреція на білі карлики, що мають потужне магнітне поле, спрямовується на ділянки магнітних полюсів білого карлика, і циклотронний механізм випромінювання акреціюючої плазми в навколополярних областях викликає значну поляризацію випромінювання у видимій ділянці спектру (поляри та проміжні поляри).
- Акреція на білі карлики багатої на гідроген речовини призводить до накопичення гідрогену на поверхні (яка складається переважно з гелію) і розігрівання до температур, коли розпочинаються реакції водневого циклу. У разі розвитку теплової нестійкості, це призводить до вибуху, що спостерігається як спалах нової зорі.
- Досить тривала та інтенсивна акреція на масивний білий карлик може призвести до перевищення ним межі Чандрасекара й гравітаційного колапсу, що спостерігається як спалах наднової типу Ia (див. рис. 10).
Подальша доля
Білий карлик є стабільним після того, як він сформувався, і продовжуватиме охолоджуватися майже нескінченно, щоб зрештою стати чорним карликом. Якщо припустити, що Всесвіт продовжує розширюватися, вважається, що через 1019–1020 років галактики випаруються, оскільки їхні зорі втечуть у міжгалактичний простір . Білі карлики, як правило, повинні пережити розсіювання галактик, хоча випадкові зіткнення між білими карликами можуть породити нову зорю, що зливається, або білого карлика масою понад межу Чандрасекара, який вибухне надновою типу Ia . Вважається, що подальша тривалість життя білих карликів приблизно дорівнює гіпотетичній тривалості життя протона, яка, як відомо, становить принаймні 1034–1035 років. Деякі теорії великого об’єднання передбачають тривалість життя протона між 1030 і 1036 роками. Якщо ці теорії невірні, протон все ще може розпадатися в результаті складних ядерних реакцій або через квантові гравітаційні процеси, що включають ; у цих випадках тривалість життя становить не більше 10200 років. Якщо протони все ж розпадуться, маса білого карлика зменшуватиметься дуже повільно з часом у міру розпаду його ядер, поки він не втратить достатньо маси, щоб стати невиродженою грудкою матерії, і, нарешті, повністю зникне .
Білий карлик також може бути поглинений або випаруваний зорею-супутником, у результаті чого білий карлик втратить таку масу, що стане об’єктом планетарної маси. Отриманий об’єкт, що обертається навколо свого колишнього супутника, а тепер головної зорі, може бути гелієвою або вуглецевою планетою.
Диски і планети
Зоряна і планетна система білого карлика успадкована від його зорі-пращура і може взаємодіяти з білим карликом різними способами. Є кілька ознак того, що білий карлик має залишкову планетну систему.
Найпоширенішим спостережуваним свідченням залишкової планетарної системи є забруднення спектру білого карлика металічними лініями поглинання. 27–50% білих карликів показують спектр, забруднений металами, але ці важкі елементи осідають в атмосфері білих карликів, холоднішої за 20 000 K. Найбільш широко прийнята гіпотеза полягає в тому, що це забруднення походить від кам'янистих тіл, які припливно зруйновані. Перше спостереження забрудненого металами білого карлика провів ван Маанен у 1917 році в обсерваторії Маунт-Вілсон, і зараз це визнано першим доказом існування екзопланет в астрономії. В атмосфері білого карлика ван Маанен 2 видно залізо, кальцій і магній, але ван Маанен неправильно класифікував його як найслабшу зорю F-типу на основі H- і K-ліній кальцію. В атмосфері білих карликів виявлено такі важкі елементи: Ca, Mg, Fe, Na, Si, Cr, C, O, Al?, Sc, Ti, V, Mn, Co, Ni, Cu, Sr, S, P, N, Li, K, Be. Вважається, що азот у білих карликах походить із азотно-льодових об’єктів позасонячних об’єктів пояса Койпера, літій – із нарощеного матеріалу кори, а берилій – із екзомісяців.
Менш поширеним спостережуваним доказом є надлишок інфрачервоного випромінювання через плоский і оптично товстий диск уламків, який трапляється приблизно у 1–4% білих карликів. Перший білий карлик із надлишком випромінювання в ближньому інфрачервоному діапазоні навколо виявили Цукерман і Беклін у 1987 році. Пізніше його підтверджено як уламковий диск. Білі карлики, гарячіші за 27 000 K, сублімують весь пил, що утворюється в результаті приливного руйнування скелястого тіла, запобігаючи утворенню диска уламків. У холодніших білих карликів скелясте тіло може бути припливно зруйноване поблизу радіуса Роша та вийти на кругову орбіту за внаслідок опору Пойнтінга–Робертсона, який сильніший для менш масивних білих карликів. Ефект Пойнтінга–Робертсона також призводитиме до того, що пил буде наближатися до білого карлика, поки врешті-решт він не сублімується, а диск зникне. Тривалість життя уламкового диска має становити кілька мільйонів років для білих карликів із температурою вище 10 000 K. У холодніших білі карликів диск може існувати кількадесят мільйонів років, цього часу достатньо, щоб припливно зруйнувати друге кам’яне тіло й утворити другий диск навколо білого карлика. Наприклад, два кільця навколо .
Найменш поширеними спостережуваними доказами існування планетних систем є виявлені великі чи малі планети. Навколо білих карликів відомо лише кілька планет-гігантів і декілька малих планет. Це зростаючий список із відкриттями близько 6 екзопланет, які очікуються за допомогою Gaia та 4 екзопланет за допомогою JWST.
Інфрачервоні спектроскопічні спостереження центральної зорі туманності Равлик, зроблені космічним телескопом Спітцер, свідчать про наявність хмари пилу, яка може бути спричинена зіткненнями комет. Цілком можливо, що акреція цієї речовини може спричинити рентгенівське випромінювання центральної зорі. Подібним чином спостереження, проведені в 2004 році, показали наявність пилової хмари навколо молодого білого карлика (за оцінками, він утворилася зі свого попередника AGB близько 500 мільйонів років тому), яка, можливо, утворилася припливним зривом комети, що пролітала поблизу білого карлика. Деякі оцінки, засновані на вмісті металів в атмосферах білих карликів, вважають, що принаймні навколо 15% із них можуть обертатися планети чи астероїди або принаймні їхні уламки. Інша запропонована ідея полягає в тому, що навколо білих карликів можуть обертатися оголені ядра кам’янистих планет, які пережили фазу червоного гіганта своєї зорі, але втратили свої зовнішні шари. Враховуючи, що залишки цих планет, ймовірно, складалися з металів, щоб виявити їх, шукають ознаки їхньої взаємодії з магнітним полем білого карлика. Інші запропоновані ідеї про те, як білі карлики забруднюються пилом, включають руйнування астероїдів планетами або зіткнення між планетами. Втеча екзомісяців від свої екзопланет також може спричинити забруднення білих карликів пилом. Або звільнення може спричинити розсіювання астероїдів у бік білого карлика, або екзомісяць може бути зруйнований на радіусі Роша білого карлика. Механізм забруднення білих карликів у подвійних системах також досліджувався, оскільки ці системи, швидше за все, не мають великої планети, але ця ідея не може пояснити наявність пилу навколо окремих білих карликів. У той час як старі білі карлики демонструють ознаки накопичення пилу, білих карликів віком більше ~1 мільярда років або >7000 K із пиловим надлишком інфрачервоного випромінювання не було виявлено до відкриття LSPM J0207+3331 у 2018 році, який має вік охолодження ~ 3 мільярди років. Білий карлик показує два пилові компоненти, які пояснюються двома кільцями з різними температурами.
Багатий на метали білий карлик
став першим білим карликом, спостережуваним із малою планетою, що розпадається, яка проходить через зорю. Розпад планетезималі породжує хмару уламків, яка проходить перед зорею кожні 4,5 годин, викликаючи 5-хвилинне згасання оптичної яскравості зорі. Глибина проходження дуже мінлива.Гігантська планета
у потужному ультрафіолетовому випромінюванні гарячого білого карлика. Частина випареного матеріалу накопичується в газовому диску навколо білого карлика. Слабка , а також інші лінії в спектрі білого карлика виявили наявність планети-гіганта.Білий карлик NEOWISE. Пояснення не спостерігається раніше 2018 року. Це інтерпретується як приливний зрив екзоастероїда, і така подія спостерігалася вперше.
показує яскравість в середньому інфрачервоному діапазоні, що видно на даних— перша і єдина велика планета, що проходить навколо білого карлика (станом на 2022 рік).
Придатність для життя
Припускається, що білі карлики з температурою поверхні менше 10 000 кельвінів можуть містити зону, придатну для життя, яка перебуває на відстані від 0,005 до 0,02 а.о. і може існувати понад 3 мільярди років. Це настільки близько, що будь-які придатні для життя планети були б припливними силами переведені в стан синхронного обертання. Робляться спроби пошуку періодичних зменшень яскравості білих карликів під час транзитів планет, які могли мігрувати до білого карлика або утворитися біля нього. Оскільки білий карлик має розмір того ж порядку, що й планета, такі проходження мають призводити до сильних зменшень яскравості. Сучасні дослідження ставлять сумнів можливість життя на планетах біля білих карликів, бо на таких близьких орбітах сильні приливні сили можуть викликати парниковий ефект і зробити планети непридатними для життя. Іншою проблемою є походження цих планет. Залишаючи осторонь утворення акреційного диска, що оточує білий карлик, існує два способи, як планета може опиниитися на близькій орбіті навколо зорі такого типу: бути поглинутою зорею на стадії червоного гіганта, по мігрувати далі вглиб зорі і дожити до її перетворення на білий карлик або ж мігрувати ближче до зорі вже після формування білого карлика. Перший випадок неправдоподібний для тіл з малою масою, оскільки вони навряд чи проіснують достатньо довго після поглинання зорею. У другому випадку планети мали б відчувати сильну приливну взаємодію з білим карликом і виділити таку велику частку орбітальної енергії у вигляді тепла, що вони, ймовірно, нагрілись би до занадто високих температур і залишились би непридатними для життя.
Найближчі білі карлики
Білі карлики в межах 25 світлових років:
Ідентифікатор | Номер WD | Відстань (св. р.) | Тип | Абс. зор. величина | Маса (M☉) | Світність (L☉) | Вік () | Об'єкти в системі |
---|---|---|---|---|---|---|---|---|
Сіріус Б | 0642–166 | 8.66 | DA | 11.18 | 0,98 | 0,0295 | 0,10 | 2 |
Проціон Б | 0736+053 | 11.46 | DQZ | 13.20 | 0,63 | 0,00049 | 1.37 | 2 |
Ван Маанен 2 | 0046+051 | 14.07 | ДЗ | 14.09 | 0,68 | 0,00017 | 3.30 | 1 |
1142–645 | 15.12 | DQ | 12.77 | 0,61 | 0,00054 | 1.29 | 1 | |
Б | 0413-077 | 16.39 | DA | 11.27 | 0,59 | 0,0141 | 0,12 | 3 |
Б | 0426+588 | 17,99 | DC | 13.43 | 0,69 | 0,00030 | 2.02 | 2 |
1748+708 | 20.26 | DQ | 15.23 | 0,81 | 0,000085 | 5.69 | 1 | |
0552–041 | 21.01 | ДЗ | 15.29 | 0,82 | 0,000062 | 7,89 | 1 | |
B | 1708+437 | 24.23 | D? ? | >15 | 0,5 | <0,000086 | >6 | 2 |
Див. також
- Ідеальний газ
- (Вироджений газ)
- Зоря
- Нуклеосинтез
- Планетарна туманність
- Наднова
- Сіріус
Примітки
- Білі карлики // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 54—55. — .
- (1785). Catalogue of Double Stars. Philosophical Transactions of the Royal Society of London. 75: 40—126. Bibcode:1785RSPT...75...40H. doi:10.1098/rstl.1785.0006. JSTOR 106749.
- Chandrasekhar, S. (07/1931). The maximum mass of ideal white dwarfs. Astroph. J. 74: 81—82. Архів оригіналу за 22 серпня 2011. Процитовано 7 липня 2014. (англ.)
- Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory (1997). A dying universe: The long-term fate and evolution of astrophysical objects. Reviews of Modern Physics. 69 (2): 337—372. arXiv:astro-ph/9701131. Bibcode:1997RvMP...69..337A. doi:10.1103/RevModPhys.69.337.
- Seager, S.; Kuchner, M.; Hier-Majumder, C.; Militzer, B. (19 липня 2007). Mass-Radius Relationships for Solid Exoplanets. The Astrophysical Journal (опубліковано опубліковано November 2007). 669 (2): 1279—1297. arXiv:0707.2895. Bibcode:2007ApJ...669.1279S. doi:10.1086/521346.
- Lemonick, Michael (26 серпня 2011). . Time Magazine. Архів оригіналу за 24 серпня 2013. Процитовано 18 червня 2015.
- Koester, D.; Gänsicke, B. T.; Farihi, J. (1 червня 2014). The frequency of planetary debris around young white dwarfs. Astronomy and Astrophysics. 566: A34. arXiv:1404.2617. Bibcode:2014A&A...566A..34K. doi:10.1051/0004-6361/201423691. ISSN 0004-6361.
- Jura, M. (1 травня 2008). Pollution of Single White Dwarfs by Accretion of Many Small Asteroids. The Astronomical Journal. 135 (5): 1785—1792. arXiv:0802.4075. Bibcode:2008AJ....135.1785J. doi:10.1088/0004-6256/135/5/1785. ISSN 0004-6256.
- Debes, John H.; Thévenot, Melina; Kuchner, Marc J.; Burgasser, Adam J.; Schneider, Adam C.; Meisner, Aaron M.; Gagné, Jonathan; ; Rees, Jon M. (19 лютого 2019). A 3 Gyr White Dwarf with Warm Dust Discovered via the Backyard Worlds: Planet 9 Citizen Science Project. The Astrophysical Journal. 872 (2): L25. arXiv:1902.07073. Bibcode:2019ApJ...872L..25D. doi:10.3847/2041-8213/ab0426. ISSN 2041-8213.
{{}}
: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом () - van Maanen, A. (1 грудня 1917). Two Faint Stars with Large Proper Motion. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 29 (172): 258. Bibcode:1917PASP...29..258V. doi:10.1086/122654. ISSN 0004-6280.
- Klein, Beth L.; Doyle, Alexandra E.; Zuckerman, B.; Dufour, P.; Blouin, Simon; Melis, Carl; Weinberger, Alycia J.; Young, Edward D. (1 червня 2021). Discovery of Beryllium in White Dwarfs Polluted by Planetesimal Accretion. The Astrophysical Journal. 914 (1): 61. arXiv:2102.01834. Bibcode:2021ApJ...914...61K. doi:10.3847/1538-4357/abe40b. ISSN 0004-637X.
{{}}
: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом () - Farihi, J. (1 квітня 2016). Circumstellar debris and pollution at white dwarf stars. New Astronomy Reviews. 71: 9—34. arXiv:1604.03092. Bibcode:2016NewAR..71....9F. doi:10.1016/j.newar.2016.03.001. ISSN 1387-6473.
- Zuckerman, B.; Becklin, E. E. (1 листопада 1987). Excess infrared radiation from a white dwarf—an orbiting brown dwarf?. Nature. 330 (6144): 138—140. Bibcode:1987Natur.330..138Z. doi:10.1038/330138a0. ISSN 0028-0836.
- Reach, William T.; Kuchner, Marc J.; Von Hippel, Ted; Burrows, Adam; Mullally, Fergal; Kilic, Mukremin; Winget, D. E. (2005). The Dust Cloud around the White Dwarf G29-38. The Astrophysical Journal. 635 (2): L161. arXiv:astro-ph/0511358. Bibcode:2005ApJ...635L.161R. doi:10.1086/499561.
- Steckloff, Jordan K.; Debes, John; Steele, Amy; Johnson, Brandon; Adams, Elisabeth R.; Jacobson, Seth A.; Springmann, Alessondra (1 червня 2021). How Sublimation Delays the Onset of Dusty Debris Disk Formation around White Dwarf Stars. The Astrophysical Journal. 913 (2): L31. arXiv:2104.14035. Bibcode:2021ApJ...913L..31S. doi:10.3847/2041-8213/abfd39. ISSN 0004-637X. PMC 8740607. PMID 35003618.
{{}}
: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом () - Veras, Dimitri (1 жовтня 2021). Planetary Systems Around White Dwarfs. Bibcode:2021orel.bookE...1V.
- Sanderson, Hannah; Bonsor, Amy; Mustill, Alexander J (1 червня 2022). The galactic population of white dwarfs. Journal of Physics: Conference Series. 172 (1): 012004. arXiv:0903.2159. Bibcode:2009JPhCS.172a2004N. doi:10.1088/1742-6596/172/1/012004.
- Mullally, Susan Elizabeth; Mullally, Fergal; Albert, Loic; Barclay, Thomas; Debes, John Henry; Kilic, Mukremin; Kuchner, Marc Jason; Quintana, Elisa V.; Reach, William (2021). A Search for the Giant Planets that Drive White Dwarf Accretion. JWST Proposal. Cycle 1: 1911. Bibcode:2021jwst.prop.1911M.
- . BBC News. 13 лютого 2007. Архів оригіналу за 16 February 2007. Процитовано 20 вересня 2007.
- Su, K. Y. L.; Chu, Y.-H.; Rieke, G. H.; Huggins, P. J.; Gruendl, R.; Napiwotzki, R.; Rauch, T.; Latter, W. B.; Volk, K. (2007). A Debris Disk around the Central Star of the Helix Nebula?. The Astrophysical Journal. 657 (1): L41. arXiv:astro-ph/0702296. Bibcode:2007ApJ...657L..41S. doi:10.1086/513018.
- Sion, Edward M.; Holberg, J.B.; Oswalt, Terry D.; McCook, George P.; Wasatonic, Richard (2009). The White Dwarfs Within 20 Parsecs of the Sun: Kinematics and Statistics. The Astronomical Journal. 138: 1681—1689. arXiv:0910.1288. Bibcode:2009AJ....138.1681S. doi:10.1088/0004-6256/138/6/1681.
- Li, Jianke; Ferrario, Lilia; Wickramasinghe, Dayal (1998). Planets around White Dwarfs. Astrophysical Journal Letters. 503: L151. Bibcode:1998ApJ...503L.151L. doi:10.1086/311546. p. L51.
- Debes, John H.; Walsh, Kevin J.; Stark, Christopher (24 лютого 2012). The Link Between Planetary Systems, Dusty White Dwarfs, and Metal-Polluted White Dwarfs. The Astrophysical Journal (англ.). 747 (2): 148. arXiv:1201.0756. Bibcode:2012ApJ...747..148D. doi:10.1088/0004-637X/747/2/148. ISSN 0004-637X.
- Veras, Dimitri; Gänsicke, Boris T. (21 лютого 2015). Detectable close-in planets around white dwarfs through late unpacking. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). 447 (2): 1049—1058. arXiv:1411.6012. Bibcode:2015MNRAS.447.1049V. doi:10.1093/mnras/stu2475. ISSN 0035-8711.
- Frewen, S. F. N.; Hansen, B. M. S. (11 квітня 2014). Eccentric planets and stellar evolution as a cause of polluted white dwarfs. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). 439 (3): 2442—2458. arXiv:1401.5470. Bibcode:2014MNRAS.439.2442F. doi:10.1093/mnras/stu097. ISSN 0035-8711.
- Bonsor, Amy; Gänsicke, Boris T.; Veras, Dimitri; Villaver, Eva; Mustill, Alexander J. (21 травня 2018). Unstable low-mass planetary systems as drivers of white dwarf pollution. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). 476 (3): 3939—3955. arXiv:1711.02940. Bibcode:2018MNRAS.476.3939M. doi:10.1093/mnras/sty446. ISSN 0035-8711.
- Gänsicke, Boris T.; Holman, Matthew J.; Veras, Dimitri; Payne, Matthew J. (21 березня 2016). Liberating exomoons in white dwarf planetary systems. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). 457 (1): 217—231. arXiv:1603.09344. Bibcode:2016MNRAS.457..217P. doi:10.1093/mnras/stv2966. ISSN 0035-8711.
- Rebassa-Mansergas, Alberto; Xu (许偲艺), Siyi; Veras, Dimitri (21 січня 2018). The critical binary star separation for a planetary system origin of white dwarf pollution. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). 473 (3): 2871—2880. arXiv:1708.05391. Bibcode:2018MNRAS.473.2871V. doi:10.1093/mnras/stx2141. ISSN 0035-8711.
- Becklin, E. E.; Zuckerman, B.; Farihi, J. (10 лютого 2008). Spitzer IRAC Observations of White Dwarfs. I. Warm Dust at Metal-Rich Degenerates. The Astrophysical Journal (англ.). 674 (1): 431—446. arXiv:0710.0907. Bibcode:2008ApJ...674..431F. doi:10.1086/521715. ISSN 0004-637X.
- Lemonick, Michael D. (21 жовтня 2015). Zombie Star Caught Feasting on Asteroids. National Geographic News. оригіналу за 24 October 2015. Процитовано 22 жовтня 2015.
- Vanderburg, Andrew; Johnson, John Asher; Rappaport, Saul; Bieryla, Allyson; Irwin, Jonathan; Lewis, John Arban; Kipping, David; Brown, Warren R.; Dufour, Patrick (22 жовтня 2015). A disintegrating minor planet transiting a white dwarf. Nature (англ.). 526 (7574): 546—549. arXiv:1510.06387. Bibcode:2015Natur.526..546V. doi:10.1038/nature15527. PMID 26490620.
- Gänsicke, Boris T.; Schreiber, Matthias R.; Toloza, Odette; Gentile Fusillo, Nicola P.; Koester, Detlev; Manser, Christopher J. Accretion of a giant planet onto a white dwarf (PDF). ESO. (PDF) оригіналу за 4 December 2019. Процитовано 11 грудня 2019.
- Заповніть пропущені параметри: назву і/або авторів. arXiv:[1].
- Agol, Eric (2011). Transit Surveys for Earths in the Habitable Zones of White Dwarfs. The Astrophysical Journal Letters. 635 (2): L31. arXiv:1103.2791. Bibcode:2011ApJ...731L..31A. doi:10.1088/2041-8205/731/2/L31.
- Barnes, Rory; Heller, René (2011). Habitable Planets Around White and Brown Dwarfs: The Perils of a Cooling Primary. Astrobiology. 13 (3): 279—291. arXiv:1211.6467. Bibcode:2013AsBio..13..279B. doi:10.1089/ast.2012.0867. PMC 3612282. PMID 23537137.
- Nordhaus, J.; Spiegel, D.S. (2013). On the orbits of low-mass companions to white dwarfs and the fates of the known exoplanets. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 432 (1): 500—505. arXiv:1211.1013. Bibcode:2013MNRAS.432..500N. doi:10.1093/mnras/stt569.
- Giammichele, N.; Bergeron, P.; Dufour, P. (April 2012). Know Your Neighborhood: A Detailed Model Atmosphere Analysis of Nearby White Dwarfs. The Astrophysical Journal Supplement. 199 (2): 35. arXiv:1202.5581. Bibcode:2012ApJS..199...29G. doi:10.1088/0067-0049/199/2/29. 29.
- Delfosse, Xavier та ін. (April 1999). New neighbours. I. 13 new companions to nearby M dwarfs. Astronomy and Astrophysics. 344: 897—910. arXiv:astro-ph/9812008. Bibcode:1999A&A...344..897D.
Література
- Deborah Jean Warner. Alvan Clark and Sons: Artists in Optics, Smithsonian Press, 1968 (англ.)
- Шкловский, И. С. О природе планетарных туманностей и их ядер // Астрономический журнал. — Том 33, №3, 1956. — С. 315–329. (рос.)
- Я. Б. Зельдович, С. И. Блинников, Н. И. Шакура. Физические основы строения и эволюции звезд, М., 1981 [ 18 лютого 2006 у Wayback Machine.] (рос.)
- (рос.)
- (рос.)
- Физика космоса. Маленькая энциклопедия, М.: Советская Энциклопедия, 1986 [ 1 квітня 2022 у Wayback Machine.] (рос.)
Посилання
- Adler Planetarium Astronomy Museum: The Dearborn Telescope [ 17 травня 2006 у Wayback Machine.]
Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри, мобільний, телефон, android, ios, apple, мобільний телефон, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Інтернет
Diagrama Gercshprunga Rassela Spektralnij klas Korichnevi karliki Bili karliki Chervoni karliki Subkarliki Golovna poslidovnist karliki Subgiganti Giganti Yaskravi giganti Nadgiganti Gipergiganti Absolyutna zoryana velichina MV Bi li ka rliki zori nizkoyi svitnosti z masami porivnyanimi z masoyu Soncya ta visokimi efektivnimi temperaturami Nazva bili karliki pov yazana z kolorom pershih vidkritih predstavnikiv cogo klasu Siriusa B ta 40 Eridana B Na diagrami Gercshprunga Rassela voni roztashovani na 10 12m nizhche zir golovnoyi poslidovnosti takogo zh spektralnogo klasu Radiusi bilih karlikiv priblizno v 100 raziv menshi sonyachnogo vidpovidno yih svitnist u 10 000 raziv mensha sonyachnoyi Gustina rechovini bilih karlikiv stanovit 106 109 g sm sho v miljoni raziv bilshe za gustinu rechovini v zoryah golovnoyi poslidovnosti Za chiselnistyu bili karliki stanovlyat 3 10 zir Galaktiki Odnak vidoma lishe nevelika yih chastina tomu sho cherez nizku svitnist viyavleno lishe ti vidstan do yakih ne perevishuye 200 300 pk Za suchasnimi uyavlennyami bili karliki kincevij produkt evolyuciyi normalnih zir iz masami vid sonyachnoyi masi do 8 10 sonyachnih mas Voni utvoryuyutsya pislya vicherpannya dzherel termoyadernoyi energiyi u nadrah zori ta skidannya obolonki Istoriya vidkrittyaVidkrittya bilih karlikiv Ris 1 Trayektoriya ruhu Siriusa A nebesnoyu sferoyu strilka masshtabu 1 kutova sekunda Pershij bilij karlik buv vidkritij u potrijnij zoryanij sistemi inshi movi yaka mistit vidnosno yaskravu zoryu golovnoyi poslidovnosti inshi movi navkolo yakoyi obertayetsya tisna podvijna sistema bilogo karlika inshi movi i chervonogo karlika golovnoyi poslidovnosti inshi movi Paru 40 Eridana B C vidkriv Fridrih Vilyam Gershel 31 sichnya 1783 roku U 1910 roci Genri Norris Rassel Edvard Charlz Pikering i Vilyamina Fleming viyavili sho popri nizku svitnist 40 Eridana B nalezhit do spektralnogo klasu A tobto maye visoku temperaturu poverhni 1844 roku direktor Kenigsberzkoyi observatoriyi Fridrih Bessel viyaviv sho Sirius najyaskravisha na nebi zorya periodichno hocha j dosit slabo vidhilyayetsya vid pryamolinijnoyi trayektoriyi na nebesnij sferi Bessel dijshov visnovku sho u Siriusa maye buti nevidimij temnij suputnik prichomu period obertannya oboh zir navkolo spilnogo centru mas maye buti blizko 50 rokiv Povidomlennya sprijnyali skeptichno oskilki temnij suputnik zalishavsya nevidimim a jogo masa mala buti dosit velikoyu porivnyannoyu z masoyu Siriusa Bilij karlik Sirius B poruch iz zoreyu Sirius A Sirius B tochka u livomu nizhnomu kvadranti U sichni 1862 r yustuyuchi 18 ti dyujmovij refraktor najbilshij na toj chas teleskop u sviti Dearborn Telescope postavlenij rodinnoyu firmoyu Klarkiv do Chikazkoyi observatoriyi viyaviv poryad iz Siriusom tmyanu zoryu Ce buv temnij suputnik Siriusa Sirius B yak i peredbachav Bessel Temperatura poverhni Siriusa B stanovit 25 000 K sho z urahuvannyam jogo anomalno nizkoyi svitnosti vkazuye na duzhe malij radius i vidpovidno duzhe visoku gustinu 106 g sm gustina Siriusa 0 25 g sm gustina Soncya 1 g sm 1917 roku Adrian van Maanen vidkriv nastupnij bilij karlik zoryu van Maanena u suzir yi Rib Paradoks gustini Na pochatku XX stolittya Gercshprung Ejnar i vidkrili zalezhnist spektralnogo klasu tobto temperaturi ta svitnosti zir Diagrama Gercshprunga Rassela Zdavalosya sho vse rozmayittya zir roztashovano na dvoh dilyankah ciyeyi diagrami golovnu poslidovnist ta vidgaluzhennya chervonih gigantiv Pid chas robit iz nakopichennya statistiki rozpodilu zir za spektralnimi klasami ta svitnistyu 1910 roku Rassel zvernuvsya do profesora E Pikeringa Podalshi podiyi Rassel opisuye tak Ya buv u svogo druga profesora E Pikeringa z dilovim vizitom Iz vlastivoyu dlya nogo dobrotoyu vin zaproponuvav vzyati spektri vsih zir kotri Hinks i ya sposterigali z metoyu viznachennya yih paralaksiv Cya chastina roboti sho zdavalasya marudnoyu viyavilasya dosit plidnoyu vona prizvela do vidkrittya togo sho vsi zori duzhe maloyi absolyutnoyi velichini tobto nizkoyi svitnosti mayut spektralnij klas M tobto duzhe nizku poverhnevu temperaturu Ya prigaduyu yak obgovoryuyuchi ce pitannya ya zapitav u Pikeringa pro deyaki inshi slabki zori zgadav zokrema inshi movi Povodyachi sebe harakternim dlya nogo chinom vin odrazu zh nadislav zapit do ofisu Garvardskoyi observatoriyi i nevdovzi bulo otrimano vidpovid ya vvazhayu vid misis Fleming sho spektr ciyeyi zori A tobto visoka poverhneva temperatura Navit u ti paleozojski chasi ya znav pro ci rechi dostatno shob vidrazu zh usvidomiti sho tut ye suttyeva nevidpovidnist mizh tim sho mi todi nazvali b mozhlivimi znachennyami poverhnevoyi yaskravosti j gustini Ya mabut ne prihovav sho ne lishe zdivovanij a prosto vrazhenij cim vinyatkom iz pravila yake zdavalosya cilkom normalnim dlya harakteristiki zir Pikering usmihnuvsya do mene i skazav same taki vinyatki j prizvodyat do rozshirennya nashih znan i bili karliki uvijshli u svit doslidzhuvanogo Zdivuvannya Rassela cilkom zrozumile 40 Eridana B nalezhit do porivnyano blizkih zir i za paralaksom mozhna dosit tochno viznachiti vidstan do neyi ta vidpovidno svitnist Svitnist 40 Eridana B viyavilasya anomalno nizkoyu dlya yiyi spektralnogo klasu bili karliki utvorili novu dilyanku na diagrami Gercshprunga Rassela Take poyednannya svitnosti masi j temperaturi bulo nezrozumilim i ne znahodilo poyasnennya u ramkah standartnoyi modeli budovi zir golovnoyi poslidovnosti rozroblenoyi u 1920 h rokah Visoka gustina bilih karlikiv zalishalasya nepoyasnenoyu z poglyadu klasichnoyi fiziki odnak znajshla poyasnennya u kvantovij mehanici pislya poyavi statistiki Fermi Diraka 1926 roku Fauler u statti Gusta materiya Dense matter Monthly Notices R Astron Soc 87 114 122 doviv sho na vidminu vid zir golovnoyi poslidovnosti dlya yakih rivnyannya stanu pobudovano na modeli idealnogo gazu standartna model Edingtona dlya bilih karlikiv gustina j tisk rechovini viznachayutsya vlastivostyami virodzhenogo elektronnogo gazu Fermi gazu Nastupnim etapom u poyasnenni prirodi bilih karlikiv stali praci Ya I Frenkelya ta Chandrasekara 1928 roku Frenkel vkazav sho dlya bilih karlikiv maye isnuvati verhnya mezha masi i 1930 roku Chandrasekar u praci Maksimalna masa idealnogo bilogo karlika doviv sho bili karliki z masoyu ponad 1 4 sonyachnoyi mezha Chandrasekara nestijki j mayut kolapsuvati Pohodzhennya bilih karlikivRozv yazok Faulera poyasniv vnutrishnyu budovu bilih karlikiv ale ne poyasniv mehanizmu yih pohodzhennya U poyasnenni genezisu bilih karlikiv klyuchovu rol vidigrali dvi ideyi dumka E Epika sho chervoni giganti utvoryuyutsya iz zir golovnoyi poslidovnosti v rezultati vigorannya yadernogo palnogo pripushennya V G Fesenkova zroblene nevdovzi pislya Drugoyi svitovoyi vijni sho zori golovnoyi poslidovnosti mayut vtrachati masu i taka vtrata masi maye istotno vplivati na evolyuciyu zir Ci pripushennya povnistyu pidtverdilisya Potrijna geliyeva reakciya ta izotermichni yadra chervonih gigantiv U procesi evolyuciyi zir golovnoyi poslidovnosti vidbuvayetsya vigoryannya vodnyu nukleosintez z utvorennyam geliyu div cikl Bete Take vigoryannya prizvodit do pripinennya energovidilennya u centralnij chastini zori stisnennya ta vidpovidno do pidvishennya gustini j temperaturi v yiyi yadri Zrostannya gustini ta temperaturi v zoryanomu yadri prizvodit do umov za yakih aktivizuyetsya nove dzherelo termoyadernoyi energiyi vigoryannya geliyu potrijna geliyeva reakciya abo potrijnij alfa proces harakterne dlya chervonih gigantiv i nadgigantiv Pri temperaturah blizko 108 K kinetichna energiya yader geliyu staye dostatnoyu dlya podolannya kulonivskogo bar yeru dva yadra geliyu alfa chastinki mozhut zlivatisya z utvorennyam nestabilnogo izotopu beriliyu Be8 He4 He4 Be8 Bilsha chastina Be8 znovu rozpadayetsya na dvi alfa chastinki ale yaksho za korotkij chas isnuvannya yadro Be8 zitknetsya z visokoenergetichnoyu alfa chastinkoyu mozhe utvoritisya stabilne yadro vuglecyu C12 Be8 He4 C12 7 3 MeV Popri dosit nizku rivnovazhnu koncentraciyu Be8 napriklad pri temperaturi 108 K vidnoshennya koncentracij Be8 He4 stanovit 10 10 shvidkist takoyi potrijnoyi geliyevoyi reakciyi viyavlyayetsya dostatnoyu dlya dosyagnennya novoyi gidrostatichnoyi rivnovagi v garyachomu yadri zori Energovidilennya potrijnoyi geliyevoyi reakciyi duzhe silno zalezhit vid temperaturi Tak dlya diapazonu temperatur T displaystyle T 1 2 108 K energovidilennya e 3 a displaystyle varepsilon 3 alpha e 3 a 10 8 r 2 Y 3 T 10 8 30 displaystyle varepsilon 3 alpha 10 8 rho 2 Y 3 left T over 10 8 right 30 de Y displaystyle Y geliyu v yadri u vipadku povnogo vigoryannya vodnyu vona blizka do odinici Varto odnak zaznachiti sho potrijna geliyeva reakciya harakterizuyetsya znachno menshim energovidilennyam nizh cikl Bete v pererahunku na odinicyu masi energovidilennya pri gorinni geliyu bilsh nizh v 10 raziv nizhche nizh pri gorinni vodnyu U miru vigoryannya geliyu j vicherpannya cogo dzherela energiyi v yadri stayut mozhlivimi skladnishi reakciyi nukleosintezu odnak po pershe dlya takih reakcij potribni dedali vishi temperaturi i po druge energovidilennya na odinicyu masi takih reakcij padaye zi zrostannyam masovih chisel yader sho vstupayut u reakciyu Dodatkovim faktorom yakij vochevid vplivaye na evolyuciyu yader chervonih gigantiv ye poyednannya visokoyi temperaturnoyi chutlivosti potrijnoyi geliyevoyi reakciyi div ris 3 ta reakcij sintezu vazhchih yader iz mehanizmom nejtrinnogo oholodzhennya za visokoyi temperaturi j tisku staye mozhlivim rozsiyuvannya fotoniv na elektronah z utvorennyam nejtrino antinejtrinnih par yaki vilno vinosyat energiyu z yadra zorya dlya nih majzhe prozora Shvidkist takogo ob yemnogo nejtrinnogo oholodzhennya na vidminu vid klasichnogo poverhnevogo fotonnogo oholodzhennya ne obmezhena procesami peredachi energiyi z nadr zori do yiyi fotosferu U rezultati reakcij nukleosintezu v yadri zori dosyagayetsya nova rivnovaga sho harakterizuyetsya odnakovoyu temperaturoyu yadra utvoryuyetsya izotermichne yadro ris 4 U vipadku chervonih gigantiv z vidnosno nevelikoyu masoyu blizko sonyachnoyi izotermichni yadra skladayutsya v osnovnomu z geliyu u vipadku masivnishih zir z vuglecyu j vazhchih elementiv Odnak u bud yakomu vipadku gustina takogo izotermichnogo yadra nastilki visoka sho vidstani mizh elektronami plazmi sho utvoryuye yadro stayut sumirnimi z yih dovzhinoyu hvili De Brojlya l h m v displaystyle lambda h mv tobto vikonuyutsya umovi virodzhennya elektronnogo gazu Rozrahunki dovodyat sho gustina izotermichnih yader vidpovidaye gustini bilih karlikiv tobto yadrami chervonih gigantiv ye bili karliki Ris 5 Populyaciya bilih karlikiv u kulyastomu zoryanomu skupchenni NGC 6397 Sini kvadrati geliyevi bili karliki fioletovi kruzhki normalni bili karliki z visokim vmistom vuglecyu Na fotografiyi kulyastogo zoryanogo skupchennya NGC 6397 ris 5 identifikuyutsya bili karliki oboh tipiv i geliyevi bili karliki sho vinikli pri evolyuciyi mensh masivnih zir i vuglecevi bili karliki rezultat evolyuciyi zir iz bilshoyu masoyu Vtrata masi chervonimi gigantami j skidannya nimi obolonki Yaderni reakciyi v chervonih gigantah vidbuvayutsya ne lishe v yadri u miru vigoryannya gidrogenu v yadri nukleosintez geliyu rozpovsyudzhuyetsya na she bagati gidrogenom dilyanki zori utvoryuyuchi sferichnij shar na mezhi bidnih i bagatih na gidrogen oblastej Podibna situaciya povtoryuyetsya i z potrijnoyu geliyevoyu reakciyeyu u miru vigoryannya geliyu v yadri vona takozh zoseredzhuyetsya v sferichnomu shari na mezhi mizh bidnimi ta bagatimi na gelij oblastyami Svitnist zir iz takimi dvosharovimi dzherelami nukleosintezu znachno zrostaye dosyagayuchi kilkoh tisyach svitnostej Soncya zorya pri comu rozpuhaye zbilshuyuchi svij diametr do rozmiriv zemnoyi orbiti Zona nukleosintezu geliyu pidijmayetsya blizhche do poverhni zori chastka masi vseredini ciyeyi zoni stanovit 70 masi zori Rozpuhannya suprovodzhuyetsya dosit intensivnim vitokom rechovini z poverhni taki ob yekti sposterigayutsya yak protoplanetarni tumannosti div ris 6 Ris 6 Protoplanetarna tumannist HD 44179 asimetrichnij vikid gazopilovoyi materiyi chervonim gigantom Taki zori vochevid ye nestabilnimi j 1956 roku J S Shklovskij zaproponuvav mehanizm utvorennya planetarnih tumannostej shlyahom skidannya obolonok chervonih gigantiv pri comu ogolennya izotermichnih virodzhenih yader takih zir prizvodit do utvorennya bilih karlikiv Tochni mehanizmi vtrati masi j podalshogo skidannya obolonki dlya takih zir poki nevidomi ale mozhna zaproponuvati taki faktori sho mozhut prizvesti do vtrati obolonki dzherelo U protyazhnih zoryanih obolonkah mozhut rozvivatisya nestijkosti sho prizvodyat do silnih kolivalnih procesiv yaki suprovodzhuyutsya zminoyu teplovogo rezhimu zori Na ris 6 chitko pomitni hvili gustini vikinutoyi zoryanoyi rechovini yaki mozhut buti naslidkami takih kolivan Vnaslidok ionizaciyi gidrogenu v sharah sho lezhat nizhche fotosferi mozhe rozvinutisya potuzhna konvektivna nestijkist Analogichnu prirodu maye sonyachna aktivnist odnak u vipadku chervonih gigantiv potuzhnist konvektivnih potokiv maye znachno perevazhati sonyachnu Cherez visoku svitnist istotnim staye svitlovij tisk potoku viprominyuvannya zori na yiyi zovnishni shari sho za rozrahunkovimi danimi mozhe prizvesti do vtrati obolonki za kilka tisyach rokiv Ris 7 Planetarna tumannist NGC 3132 u centri podvijna zorya analog Siriusa Tak chi inakshe ale dosit trivalij period porivnyano spokijnogo vitoku rechovini z poverhni chervonih gigantiv zavershuyetsya skidannyam yih obolonok j ogolennyam yadra Taka skinuta obolonka sposterigayetsya yak planetarna tumannist div ris 7 Shvidkosti rozshirennya protoplanetarnih tumannostej stanovlyat desyatki km s tobto blizki do znachennya parabolichnih shvidkostej na poverhni chervonih gigantiv sho ye dodatkovim pidtverdzhennyam yihnogo utvorennya skidannyam nadlishku masi chervonih gigantiv Zaproponovanij Shklovskim scenarij evolyuciyi chervonih gigantiv ye zagalnoviznanim jogo pidkripleno danimi chislennih sposterezhen Fizika j vlastivosti bilih karlikivYak uzhe zaznachalosya masa bilih karlikiv blizka do sonyachnoyi ale yih diametr stanovit lishe sotu chastku sonyachnogo i navit menshe vidpovidno yih ob yem u miljoni raziv menshij Ce oznachaye sho gustina rechovini v bilih karlikah nadzvichajno visoka j stanovit r 10 5 10 9 displaystyle rho sim 10 5 10 9 g sm Za takoyi gustini elektronni obolonki atomiv rujnuyutsya j rechovina staye elektronno yadernoyu plazmoyu prichomu yiyi elektronna skladova ye virodzhenim elektronnim gazom Tisk P takogo gazu pidporyadkovuyetsya zalezhnosti P K r 5 3 displaystyle P K rho 5 3 de r displaystyle rho jogo gustina tobto na vidminu vid rivnyannya Klapejrona Rivnyannya stanu idealnogo gazu dlya virodzhenogo elektronnogo gazu temperatura do rivnyannya stanu ne vhodit poki gaz zalishayetsya virodzhenim jogo tisk vid temperaturi ne zalezhit i vidpovidno budova bilih karlikiv tezh ne zalezhit vid temperaturi Takim chinom dlya bilih karlikiv na vidminu vid zir golovnoyi poslidovnosti j gigantiv ne isnuye zalezhnosti masa svitnist Zalezhnist masa radius i mezha Chandrasekara Ris 8 Zalezhnist masa radius dlya bilih karlikiv Vertikalna asimptota vidpovidaye mezhi Chandrasekara Navedene vishe rivnyannya stanu dlya virodzhenogo elektronnogo gazu koli harakterna teplova energiya mala u porivnyanni z fermi energiyeyu k T lt lt E F displaystyle kT lt lt E F Vnaslidok visokoyi gustini elektronnij gaz zalishayetsya virodzhenim navit za temperaturi miljoni Kelviniv Razom iz tim zi zrostannyam gustini cherez zaboronu Pauli dva elektroni ne mozhut mati odnakovij kvantovij stan tobto odnakovu energiyu j spin energiya tobto shvidkist elektroniv zrostaye nastilki sho pochinayut diyati efekti specialnoyi teoriyi vidnosnosti virodzhenij elektronnij gaz staye relyativistskim Zalezhnist tisku relyativistskogo virodzhenogo elektronnogo gazu vid gustini vzhe insha P K r 4 3 displaystyle P K rho 4 3 Dlya takogo rivnyannya stanu vinikaye cikava situaciya Serednya gustina bilogo karlika oberneno proporcijna kubu jogo radiusa r M R 3 displaystyle rho sim M R 3 de M displaystyle M masa a R displaystyle R radius bilogo karlika Todi serednij tisk u nomu P M 4 3 R 4 displaystyle P sim M 4 3 R 4 a sila tisku yaka vrivnovazhuye gravitaciyu dorivnyuye perepadu tisku z glibinoyu P R M 4 3 R 5 displaystyle P over R sim M 4 3 over R 5 Vidpovidno gravitacijni sili yaki vrivnovazheno tiskom dorivnyuyut r G M R 2 M 2 R 5 displaystyle rho GM over R 2 sim M 2 over R 5 tobto hocha perepad tisku j gravitacijni sili odnakovo zalezhat vid radiusa 1 R 5 displaystyle sim frac 1 R 5 ale voni po riznomu zalezhat vid masi yak M 4 3 displaystyle sim M 4 3 i M 2 displaystyle sim M 2 vidpovidno Naslidkom takogo spivvidnoshennya ye isnuvannya deyakogo znachennya radiusu na yakomu voni vrivnovazhuyutsya A oskilki gravitacijni sili zalezhat vid masi silnishe nizh perepad tisku to zi zbilshennyam masi bilogo karlika jogo radius zmenshuyetsya div ris 8 Inshim naslidkom ye te sho koli masa perevishuye deyaku mezhu to sili gazovogo tisku vzhe ne v zmozi vrivnovazhuvati gravitaciyu j zorya skolapsuye Takim chinom dlya bilih karlikiv isnuye verhnya mezha masi Vona maye nazvu mezhi Chandrasekara Cikavo sho dlya bilih karlikiv yaki sposterigayutsya v prirodi isnuye j nizhnya mezha oskilki shvidkist evolyuciyi zir proporcijna yih masi to mi mozhemo sposterigati lishe taki bili karliki sho ye zalishkami zir yaki vstigli proevolyucionuvati vid pochatku zoreutvorennya u Vsesviti doteper Osoblivosti spektriv Spektri bilih karlikiv duzhe vidriznyayutsya vid spektriv zir golovnoyi poslidovnosti ta gigantiv Golovna yih osoblivist nevelika kilkist duzhe rozshirenih linij poglinannya a deyaki bili karliki spektralnij klas DC vzagali ne mistyat pomitnih linij poglinannya Mala kilkist linij poglinannya v spektrah zir cogo klasu poyasnyuyetsya duzhe znachnim rozshirennyam linij tilki najsilnishi liniyi poglinannya mayut dostatnyu glibinu shob rozshiryuyuchis zalishatisya pomitnimi Slabki liniyi cherez yih malu glibinu praktichno znikayut na tli neperervnogo spektru Osoblivosti spektriv bilih karlikiv poyasnyuyutsya kilkoma faktorami Po pershe cherez visoku gustinu bilih karlikiv priskorennya vilnogo padinnya na yih poverhni stanovit 108 sm s2 sho u svoyu chergu prizvodit do maloyi tovshini yih fotosfer velicheznoyi gustini j tisku v nih i rozshirennya linij poglinannya Inshim naslidkom potuzhnogo gravitacijnogo polya na poverhni ye gravitacijnij chervonij zsuv linij u yih spektrah ekvivalentnij shvidkosti u kilka desyatkiv km s Po druge u deyakih bilih karlikiv sho mayut potuzhni magnitni polya sposterigayetsya silna polyarizaciya viprominyuvannya j rozsheplennya spektralnih linij vnaslidok efektu Zeemana Klasifikaciya bilih karlikivBili karliki podilyayut na taki tipi DA u spektri ye liniyi vodnyu ta nemaye linij geliyu Do cogo tipu nalezhit 75 bilih karlikiv voni zustrichayutsya v usomu diapazoni temperatur DB liniyi ionizovanogo geliyu silni linij vodnyu nemaye Geliyu v 10 raziv bilshe temperaturi ponad 12 000 K DC neperervnij spektr nemaye linij poglinannya z intensivnistyu mensh yak 90 vid intensivnosti neperervnogo spektru temperatura do 10 000 K DF ye liniyi kalciyu nemaye linij vodnyu DG ye liniyi kalciyu zaliza nemaye linij vodnyu DO liniyi ionizovanogo geliyu silni ye liniyi nejtralnogo geliyu chi abo vodnyu Ce najgaryachishi bili karliki yih temperaturi dosyagayut 50 000 KAstronomichni fenomeni z bilimi karlikamiRentgenivske viprominyuvannya bilih karlikiv Temperatura poverhni molodih bilih karlikiv izotermichnih yader zir odrazu pislya skidannya obolonok duzhe visoka ponad 2 105 K odnak dosit shvidko padaye zavdyaki nejtrinnomu oholodzhennyu ta viprominyuvannyu z poverhni Taki duzhe molodi bili karliki sposterigayutsya v rentgenivskomu diapazoni napriklad sposterezhennya bilogo karlika HZ 43 suputnikom ROSAT Temperatura poverhni najgaryachishih bilih karlikiv 7 104 K najholodnishih 5 103 K Osoblivistyu viprominyuvannya bilih karlikiv u rentgenivskomu diapazoni ye te sho osnovnim dzherelom rentgenivskogo viprominyuvannya v nih ye fotosfera sho duzhe vidriznyaye yih vid normalnih zir v ostannih u rentgeni viprominyuye korona rozigrita do kilkoh miljoniv Kelviniv a temperatura fotosferi nadto nizka dlya utvorennya rentgenivskogo viprominyuvannya Za vidsutnosti akreciyi dzherelom svitnosti bilih karlikiv ye zapas teplovoyi energiyi v yih nadrah tomu yih svitnist zalezhit vid viku Kilkisnu teoriyu oholodzhennya bilih karlikiv pobuduvav naprikinci 1940 h rr S A Kaplan dzherelo Akreciya na bili karliki v podvijnih sistemah Ris 10 Livoruch zobrazhennya v rentgenivskomu diapazoni zalishkiv nadnovoyi SN 1572 tipu Ia sho sposterigalasya Tiho Brage 1572 r Pravoruch fotografiya v optichnomu diapazoni na yakij poznacheno kolishnogo bilogo karlika yakij vibuhnuv razom iz jogo zoreyu kompanonom Nestacionarna akreciya na bili karliki u razi koli suputnikom ye masivnij chervonij karlik prizvodit do utvorennya karlikovih novih zir tipu U Gem UG abo novopodibnih zminnih zir Akreciya na bili karliki sho mayut potuzhne magnitne pole spryamovuyetsya na dilyanki magnitnih polyusiv bilogo karlika i ciklotronnij mehanizm viprominyuvannya akreciyuyuchoyi plazmi v navkolopolyarnih oblastyah viklikaye znachnu polyarizaciyu viprominyuvannya u vidimij dilyanci spektru polyari ta promizhni polyari Akreciya na bili karliki bagatoyi na gidrogen rechovini prizvodit do nakopichennya gidrogenu na poverhni yaka skladayetsya perevazhno z geliyu i rozigrivannya do temperatur koli rozpochinayutsya reakciyi vodnevogo ciklu U razi rozvitku teplovoyi nestijkosti ce prizvodit do vibuhu sho sposterigayetsya yak spalah novoyi zori Dosit trivala ta intensivna akreciya na masivnij bilij karlik mozhe prizvesti do perevishennya nim mezhi Chandrasekara j gravitacijnogo kolapsu sho sposterigayetsya yak spalah nadnovoyi tipu Ia div ris 10 Podalsha dolyaBilij karlik ye stabilnim pislya togo yak vin sformuvavsya i prodovzhuvatime oholodzhuvatisya majzhe neskinchenno shob zreshtoyu stati chornim karlikom Yaksho pripustiti sho Vsesvit prodovzhuye rozshiryuvatisya vvazhayetsya sho cherez 1019 1020 rokiv galaktiki viparuyutsya oskilki yihni zori vtechut u mizhgalaktichnij prostir IIIA Bili karliki yak pravilo povinni perezhiti rozsiyuvannya galaktik hocha vipadkovi zitknennya mizh bilimi karlikami mozhut poroditi novu zoryu sho zlivayetsya abo bilogo karlika masoyu ponad mezhu Chandrasekara yakij vibuhne nadnovoyu tipu Ia IIIC IV Vvazhayetsya sho podalsha trivalist zhittya bilih karlikiv priblizno dorivnyuye gipotetichnij trivalosti zhittya protona yaka yak vidomo stanovit prinajmni 1034 1035 rokiv Deyaki teoriyi velikogo ob yednannya peredbachayut trivalist zhittya protona mizh 1030 i 1036 rokami Yaksho ci teoriyi nevirni proton vse she mozhe rozpadatisya v rezultati skladnih yadernih reakcij abo cherez kvantovi gravitacijni procesi sho vklyuchayut u cih vipadkah trivalist zhittya stanovit ne bilshe 10200 rokiv Yaksho protoni vse zh rozpadutsya masa bilogo karlika zmenshuvatimetsya duzhe povilno z chasom u miru rozpadu jogo yader poki vin ne vtratit dostatno masi shob stati nevirodzhenoyu grudkoyu materiyi i nareshti povnistyu znikne IV Bilij karlik takozh mozhe buti poglinenij abo viparuvanij zoreyu suputnikom u rezultati chogo bilij karlik vtratit taku masu sho stane ob yektom planetarnoyi masi Otrimanij ob yekt sho obertayetsya navkolo svogo kolishnogo suputnika a teper golovnoyi zori mozhe buti geliyevoyu abo vuglecevoyu planetoyu Diski i planetiZoryana i planetna sistema bilogo karlika uspadkovana vid jogo zori prashura i mozhe vzayemodiyati z bilim karlikom riznimi sposobami Ye kilka oznak togo sho bilij karlik maye zalishkovu planetnu sistemu Najposhirenishim sposterezhuvanim svidchennyam zalishkovoyi planetarnoyi sistemi ye zabrudnennya spektru bilogo karlika metalichnimi liniyami poglinannya 27 50 bilih karlikiv pokazuyut spektr zabrudnenij metalami ale ci vazhki elementi osidayut v atmosferi bilih karlikiv holodnishoyi za 20 000 K Najbilsh shiroko prijnyata gipoteza polyagaye v tomu sho ce zabrudnennya pohodit vid kam yanistih til yaki priplivno zrujnovani Pershe sposterezhennya zabrudnenogo metalami bilogo karlika proviv van Maanen u 1917 roci v observatoriyi Maunt Vilson i zaraz ce viznano pershim dokazom isnuvannya ekzoplanet v astronomiyi V atmosferi bilogo karlika van Maanen 2 vidno zalizo kalcij i magnij ale van Maanen nepravilno klasifikuvav jogo yak najslabshu zoryu F tipu na osnovi H i K linij kalciyu V atmosferi bilih karlikiv viyavleno taki vazhki elementi Ca Mg Fe Na Si Cr C O Al Sc Ti V Mn Co Ni Cu Sr S P N Li K Be Vvazhayetsya sho azot u bilih karlikah pohodit iz azotno lodovih ob yektiv pozasonyachnih ob yektiv poyasa Kojpera litij iz naroshenogo materialu kori a berilij iz ekzomisyaciv Mensh poshirenim sposterezhuvanim dokazom ye nadlishok infrachervonogo viprominyuvannya cherez ploskij i optichno tovstij disk ulamkiv yakij traplyayetsya priblizno u 1 4 bilih karlikiv Pershij bilij karlik iz nadlishkom viprominyuvannya v blizhnomu infrachervonomu diapazoni navkolo inshi movi viyavili Cukerman i Beklin u 1987 roci Piznishe jogo pidtverdzheno yak ulamkovij disk Bili karliki garyachishi za 27 000 K sublimuyut ves pil sho utvoryuyetsya v rezultati prilivnogo rujnuvannya skelyastogo tila zapobigayuchi utvorennyu diska ulamkiv U holodnishih bilih karlikiv skelyaste tilo mozhe buti priplivno zrujnovane poblizu radiusa Rosha ta vijti na krugovu orbitu za vnaslidok oporu Pojntinga Robertsona yakij silnishij dlya mensh masivnih bilih karlikiv Efekt Pojntinga Robertsona takozh prizvoditime do togo sho pil bude nablizhatisya do bilogo karlika poki vreshti resht vin ne sublimuyetsya a disk znikne Trivalist zhittya ulamkovogo diska maye stanoviti kilka miljoniv rokiv dlya bilih karlikiv iz temperaturoyu vishe 10 000 K U holodnishih bili karlikiv disk mozhe isnuvati kilkadesyat miljoniv rokiv cogo chasu dostatno shob priplivno zrujnuvati druge kam yane tilo j utvoriti drugij disk navkolo bilogo karlika Napriklad dva kilcya navkolo inshi movi Najmensh poshirenimi sposterezhuvanimi dokazami isnuvannya planetnih sistem ye viyavleni veliki chi mali planeti Navkolo bilih karlikiv vidomo lishe kilka planet gigantiv i dekilka malih planet Ce zrostayuchij spisok iz vidkrittyami blizko 6 ekzoplanet yaki ochikuyutsya za dopomogoyu Gaia ta 4 ekzoplanet za dopomogoyu JWST Infrachervoni spektroskopichni sposterezhennya centralnoyi zori tumannosti Ravlik zrobleni kosmichnim teleskopom Spitcer svidchat pro nayavnist hmari pilu yaka mozhe buti sprichinena zitknennyami komet Cilkom mozhlivo sho akreciya ciyeyi rechovini mozhe sprichiniti rentgenivske viprominyuvannya centralnoyi zori Podibnim chinom sposterezhennya provedeni v 2004 roci pokazali nayavnist pilovoyi hmari navkolo molodogo bilogo karlika za ocinkami vin utvorilasya zi svogo poperednika AGB blizko 500 miljoniv rokiv tomu yaka mozhlivo utvorilasya priplivnim zrivom kometi sho prolitala poblizu bilogo karlika Deyaki ocinki zasnovani na vmisti metaliv v atmosferah bilih karlikiv vvazhayut sho prinajmni navkolo 15 iz nih mozhut obertatisya planeti chi asteroyidi abo prinajmni yihni ulamki Insha zaproponovana ideya polyagaye v tomu sho navkolo bilih karlikiv mozhut obertatisya ogoleni yadra kam yanistih planet yaki perezhili fazu chervonogo giganta svoyeyi zori ale vtratili svoyi zovnishni shari Vrahovuyuchi sho zalishki cih planet jmovirno skladalisya z metaliv shob viyaviti yih shukayut oznaki yihnoyi vzayemodiyi z magnitnim polem bilogo karlika Inshi zaproponovani ideyi pro te yak bili karliki zabrudnyuyutsya pilom vklyuchayut rujnuvannya asteroyidiv planetami abo zitknennya mizh planetami Vtecha ekzomisyaciv vid svoyi ekzoplanet takozh mozhe sprichiniti zabrudnennya bilih karlikiv pilom Abo zvilnennya mozhe sprichiniti rozsiyuvannya asteroyidiv u bik bilogo karlika abo ekzomisyac mozhe buti zrujnovanij na radiusi Rosha bilogo karlika Mehanizm zabrudnennya bilih karlikiv u podvijnih sistemah takozh doslidzhuvavsya oskilki ci sistemi shvidshe za vse ne mayut velikoyi planeti ale cya ideya ne mozhe poyasniti nayavnist pilu navkolo okremih bilih karlikiv U toj chas yak stari bili karliki demonstruyut oznaki nakopichennya pilu bilih karlikiv vikom bilshe 1 milyarda rokiv abo gt 7000 K iz pilovim nadlishkom infrachervonogo viprominyuvannya ne bulo viyavleno do vidkrittya LSPM J0207 3331 u 2018 roci yakij maye vik oholodzhennya 3 milyardi rokiv Bilij karlik pokazuye dva pilovi komponenti yaki poyasnyuyutsya dvoma kilcyami z riznimi temperaturami Bagatij na metali bilij karlik inshi movi stav pershim bilim karlikom sposterezhuvanim iz maloyu planetoyu sho rozpadayetsya yaka prohodit cherez zoryu Rozpad planetezimali porodzhuye hmaru ulamkiv yaka prohodit pered zoreyu kozhni 4 5 godin viklikayuchi 5 hvilinne zgasannya optichnoyi yaskravosti zori Glibina prohodzhennya duzhe minliva Gigantska planeta inshi movi u potuzhnomu ultrafioletovomu viprominyuvanni garyachogo bilogo karlika Chastina viparenogo materialu nakopichuyetsya v gazovomu disku navkolo bilogo karlika Slabka inshi movi a takozh inshi liniyi v spektri bilogo karlika viyavili nayavnist planeti giganta Bilij karlik inshi movi pokazuye yaskravist v serednomu infrachervonomu diapazoni sho vidno na danih NEOWISE Poyasnennya ne sposterigayetsya ranishe 2018 roku Ce interpretuyetsya yak prilivnij zriv ekzoasteroyida i taka podiya sposterigalasya vpershe inshi movi persha i yedina velika planeta sho prohodit navkolo bilogo karlika stanom na 2022 rik Pridatnist dlya zhittyaPripuskayetsya sho bili karliki z temperaturoyu poverhni menshe 10 000 kelviniv mozhut mistiti zonu pridatnu dlya zhittya yaka perebuvaye na vidstani vid 0 005 do 0 02 a o i mozhe isnuvati ponad 3 milyardi rokiv Ce nastilki blizko sho bud yaki pridatni dlya zhittya planeti buli b priplivnimi silami perevedeni v stan sinhronnogo obertannya Roblyatsya sprobi poshuku periodichnih zmenshen yaskravosti bilih karlikiv pid chas tranzitiv planet yaki mogli migruvati do bilogo karlika abo utvoritisya bilya nogo Oskilki bilij karlik maye rozmir togo zh poryadku sho j planeta taki prohodzhennya mayut prizvoditi do silnih zmenshen yaskravosti Suchasni doslidzhennya stavlyat sumniv mozhlivist zhittya na planetah bilya bilih karlikiv bo na takih blizkih orbitah silni prilivni sili mozhut viklikati parnikovij efekt i zrobiti planeti nepridatnimi dlya zhittya Inshoyu problemoyu ye pohodzhennya cih planet Zalishayuchi ostoron utvorennya akrecijnogo diska sho otochuye bilij karlik isnuye dva sposobi yak planeta mozhe opiniitisya na blizkij orbiti navkolo zori takogo tipu buti poglinutoyu zoreyu na stadiyi chervonogo giganta po migruvati dali vglib zori i dozhiti do yiyi peretvorennya na bilij karlik abo zh migruvati blizhche do zori vzhe pislya formuvannya bilogo karlika Pershij vipadok nepravdopodibnij dlya til z maloyu masoyu oskilki voni navryad chi proisnuyut dostatno dovgo pislya poglinannya zoreyu U drugomu vipadku planeti mali b vidchuvati silnu prilivnu vzayemodiyu z bilim karlikom i vidiliti taku veliku chastku orbitalnoyi energiyi u viglyadi tepla sho voni jmovirno nagrilis bi do zanadto visokih temperatur i zalishilis bi nepridatnimi dlya zhittya Najblizhchi bili karlikiBili karliki v mezhah 25 svitlovih rokiv Identifikator Nomer WD Vidstan sv r Tip Abs zor velichina Masa M Svitnist L Vik Ob yekti v sistemi Sirius B 0642 166 8 66 DA 11 18 0 98 0 0295 0 10 2 Procion B 0736 053 11 46 DQZ 13 20 0 63 0 00049 1 37 2 Van Maanen 2 0046 051 14 07 DZ 14 09 0 68 0 00017 3 30 1 inshi movi 1142 645 15 12 DQ 12 77 0 61 0 00054 1 29 1 B 0413 077 16 39 DA 11 27 0 59 0 0141 0 12 3 B 0426 588 17 99 DC 13 43 0 69 0 00030 2 02 2 inshi movi 1748 708 20 26 DQ 15 23 0 81 0 000085 5 69 1 0552 041 21 01 DZ 15 29 0 82 0 000062 7 89 1 B 1708 437 24 23 D gt 15 0 5 lt 0 000086 gt 6 2Div takozhIdealnij gaz Virodzhenij gaz Zorya Nukleosintez Planetarna tumannist Nadnova SiriusPrimitkiBili karliki Astronomichnij enciklopedichnij slovnik za zag red I A Klimishina ta A O Korsun Lviv Golov astronom observatoriya NAN Ukrayini Lviv nac un t im Ivana Franka 2003 S 54 55 ISBN 966 613 263 X 1785 Catalogue of Double Stars Philosophical Transactions of the Royal Society of London 75 40 126 Bibcode 1785RSPT 75 40H doi 10 1098 rstl 1785 0006 JSTOR 106749 Chandrasekhar S 07 1931 The maximum mass of ideal white dwarfs Astroph J 74 81 82 Arhiv originalu za 22 serpnya 2011 Procitovano 7 lipnya 2014 angl Adams Fred C Laughlin Gregory 1997 A dying universe The long term fate and evolution of astrophysical objects Reviews of Modern Physics 69 2 337 372 arXiv astro ph 9701131 Bibcode 1997RvMP 69 337A doi 10 1103 RevModPhys 69 337 Seager S Kuchner M Hier Majumder C Militzer B 19 lipnya 2007 Mass Radius Relationships for Solid Exoplanets The Astrophysical Journal opublikovano opublikovano November 2007 669 2 1279 1297 arXiv 0707 2895 Bibcode 2007ApJ 669 1279S doi 10 1086 521346 Lemonick Michael 26 serpnya 2011 Time Magazine Arhiv originalu za 24 serpnya 2013 Procitovano 18 chervnya 2015 Koester D Gansicke B T Farihi J 1 chervnya 2014 The frequency of planetary debris around young white dwarfs Astronomy and Astrophysics 566 A34 arXiv 1404 2617 Bibcode 2014A amp A 566A 34K doi 10 1051 0004 6361 201423691 ISSN 0004 6361 Jura M 1 travnya 2008 Pollution of Single White Dwarfs by Accretion of Many Small Asteroids The Astronomical Journal 135 5 1785 1792 arXiv 0802 4075 Bibcode 2008AJ 135 1785J doi 10 1088 0004 6256 135 5 1785 ISSN 0004 6256 Debes John H Thevenot Melina Kuchner Marc J Burgasser Adam J Schneider Adam C Meisner Aaron M Gagne Jonathan Rees Jon M 19 lyutogo 2019 A 3 Gyr White Dwarf with Warm Dust Discovered via the Backyard Worlds Planet 9 Citizen Science Project The Astrophysical Journal 872 2 L25 arXiv 1902 07073 Bibcode 2019ApJ 872L 25D doi 10 3847 2041 8213 ab0426 ISSN 2041 8213 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite journal title Shablon Cite journal cite journal a Obslugovuvannya CS1 Storinki iz nepoznachenim DOI z bezkoshtovnim dostupom posilannya van Maanen A 1 grudnya 1917 Two Faint Stars with Large Proper Motion Publications of the Astronomical Society of the Pacific 29 172 258 Bibcode 1917PASP 29 258V doi 10 1086 122654 ISSN 0004 6280 Klein Beth L Doyle Alexandra E Zuckerman B Dufour P Blouin Simon Melis Carl Weinberger Alycia J Young Edward D 1 chervnya 2021 Discovery of Beryllium in White Dwarfs Polluted by Planetesimal Accretion The Astrophysical Journal 914 1 61 arXiv 2102 01834 Bibcode 2021ApJ 914 61K doi 10 3847 1538 4357 abe40b ISSN 0004 637X a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite journal title Shablon Cite journal cite journal a Obslugovuvannya CS1 Storinki iz nepoznachenim DOI z bezkoshtovnim dostupom posilannya Farihi J 1 kvitnya 2016 Circumstellar debris and pollution at white dwarf stars New Astronomy Reviews 71 9 34 arXiv 1604 03092 Bibcode 2016NewAR 71 9F doi 10 1016 j newar 2016 03 001 ISSN 1387 6473 Zuckerman B Becklin E E 1 listopada 1987 Excess infrared radiation from a white dwarf an orbiting brown dwarf Nature 330 6144 138 140 Bibcode 1987Natur 330 138Z doi 10 1038 330138a0 ISSN 0028 0836 Reach William T Kuchner Marc J Von Hippel Ted Burrows Adam Mullally Fergal Kilic Mukremin Winget D E 2005 The Dust Cloud around the White Dwarf G29 38 The Astrophysical Journal 635 2 L161 arXiv astro ph 0511358 Bibcode 2005ApJ 635L 161R doi 10 1086 499561 Steckloff Jordan K Debes John Steele Amy Johnson Brandon Adams Elisabeth R Jacobson Seth A Springmann Alessondra 1 chervnya 2021 How Sublimation Delays the Onset of Dusty Debris Disk Formation around White Dwarf Stars The Astrophysical Journal 913 2 L31 arXiv 2104 14035 Bibcode 2021ApJ 913L 31S doi 10 3847 2041 8213 abfd39 ISSN 0004 637X PMC 8740607 PMID 35003618 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite journal title Shablon Cite journal cite journal a Obslugovuvannya CS1 Storinki iz nepoznachenim DOI z bezkoshtovnim dostupom posilannya Veras Dimitri 1 zhovtnya 2021 Planetary Systems Around White Dwarfs Bibcode 2021orel bookE 1V Sanderson Hannah Bonsor Amy Mustill Alexander J 1 chervnya 2022 The galactic population of white dwarfs Journal of Physics Conference Series 172 1 012004 arXiv 0903 2159 Bibcode 2009JPhCS 172a2004N doi 10 1088 1742 6596 172 1 012004 Mullally Susan Elizabeth Mullally Fergal Albert Loic Barclay Thomas Debes John Henry Kilic Mukremin Kuchner Marc Jason Quintana Elisa V Reach William 2021 A Search for the Giant Planets that Drive White Dwarf Accretion JWST Proposal Cycle 1 1911 Bibcode 2021jwst prop 1911M BBC News 13 lyutogo 2007 Arhiv originalu za 16 February 2007 Procitovano 20 veresnya 2007 Su K Y L Chu Y H Rieke G H Huggins P J Gruendl R Napiwotzki R Rauch T Latter W B Volk K 2007 A Debris Disk around the Central Star of the Helix Nebula The Astrophysical Journal 657 1 L41 arXiv astro ph 0702296 Bibcode 2007ApJ 657L 41S doi 10 1086 513018 Sion Edward M Holberg J B Oswalt Terry D McCook George P Wasatonic Richard 2009 The White Dwarfs Within 20 Parsecs of the Sun Kinematics and Statistics The Astronomical Journal 138 1681 1689 arXiv 0910 1288 Bibcode 2009AJ 138 1681S doi 10 1088 0004 6256 138 6 1681 Li Jianke Ferrario Lilia Wickramasinghe Dayal 1998 Planets around White Dwarfs Astrophysical Journal Letters 503 L151 Bibcode 1998ApJ 503L 151L doi 10 1086 311546 p L51 Debes John H Walsh Kevin J Stark Christopher 24 lyutogo 2012 The Link Between Planetary Systems Dusty White Dwarfs and Metal Polluted White Dwarfs The Astrophysical Journal angl 747 2 148 arXiv 1201 0756 Bibcode 2012ApJ 747 148D doi 10 1088 0004 637X 747 2 148 ISSN 0004 637X Veras Dimitri Gansicke Boris T 21 lyutogo 2015 Detectable close in planets around white dwarfs through late unpacking Monthly Notices of the Royal Astronomical Society angl 447 2 1049 1058 arXiv 1411 6012 Bibcode 2015MNRAS 447 1049V doi 10 1093 mnras stu2475 ISSN 0035 8711 Frewen S F N Hansen B M S 11 kvitnya 2014 Eccentric planets and stellar evolution as a cause of polluted white dwarfs Monthly Notices of the Royal Astronomical Society angl 439 3 2442 2458 arXiv 1401 5470 Bibcode 2014MNRAS 439 2442F doi 10 1093 mnras stu097 ISSN 0035 8711 Bonsor Amy Gansicke Boris T Veras Dimitri Villaver Eva Mustill Alexander J 21 travnya 2018 Unstable low mass planetary systems as drivers of white dwarf pollution Monthly Notices of the Royal Astronomical Society angl 476 3 3939 3955 arXiv 1711 02940 Bibcode 2018MNRAS 476 3939M doi 10 1093 mnras sty446 ISSN 0035 8711 Gansicke Boris T Holman Matthew J Veras Dimitri Payne Matthew J 21 bereznya 2016 Liberating exomoons in white dwarf planetary systems Monthly Notices of the Royal Astronomical Society angl 457 1 217 231 arXiv 1603 09344 Bibcode 2016MNRAS 457 217P doi 10 1093 mnras stv2966 ISSN 0035 8711 Rebassa Mansergas Alberto Xu 许偲艺 Siyi Veras Dimitri 21 sichnya 2018 The critical binary star separation for a planetary system origin of white dwarf pollution Monthly Notices of the Royal Astronomical Society angl 473 3 2871 2880 arXiv 1708 05391 Bibcode 2018MNRAS 473 2871V doi 10 1093 mnras stx2141 ISSN 0035 8711 Becklin E E Zuckerman B Farihi J 10 lyutogo 2008 Spitzer IRAC Observations of White Dwarfs I Warm Dust at Metal Rich Degenerates The Astrophysical Journal angl 674 1 431 446 arXiv 0710 0907 Bibcode 2008ApJ 674 431F doi 10 1086 521715 ISSN 0004 637X Lemonick Michael D 21 zhovtnya 2015 Zombie Star Caught Feasting on Asteroids National Geographic News originalu za 24 October 2015 Procitovano 22 zhovtnya 2015 Vanderburg Andrew Johnson John Asher Rappaport Saul Bieryla Allyson Irwin Jonathan Lewis John Arban Kipping David Brown Warren R Dufour Patrick 22 zhovtnya 2015 A disintegrating minor planet transiting a white dwarf Nature angl 526 7574 546 549 arXiv 1510 06387 Bibcode 2015Natur 526 546V doi 10 1038 nature15527 PMID 26490620 Gansicke Boris T Schreiber Matthias R Toloza Odette Gentile Fusillo Nicola P Koester Detlev Manser Christopher J Accretion of a giant planet onto a white dwarf PDF ESO PDF originalu za 4 December 2019 Procitovano 11 grudnya 2019 Zapovnit propusheni parametri nazvu i abo avtoriv arXiv 1 Agol Eric 2011 Transit Surveys for Earths in the Habitable Zones of White Dwarfs The Astrophysical Journal Letters 635 2 L31 arXiv 1103 2791 Bibcode 2011ApJ 731L 31A doi 10 1088 2041 8205 731 2 L31 Barnes Rory Heller Rene 2011 Habitable Planets Around White and Brown Dwarfs The Perils of a Cooling Primary Astrobiology 13 3 279 291 arXiv 1211 6467 Bibcode 2013AsBio 13 279B doi 10 1089 ast 2012 0867 PMC 3612282 PMID 23537137 Nordhaus J Spiegel D S 2013 On the orbits of low mass companions to white dwarfs and the fates of the known exoplanets Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 432 1 500 505 arXiv 1211 1013 Bibcode 2013MNRAS 432 500N doi 10 1093 mnras stt569 Giammichele N Bergeron P Dufour P April 2012 Know Your Neighborhood A Detailed Model Atmosphere Analysis of Nearby White Dwarfs The Astrophysical Journal Supplement 199 2 35 arXiv 1202 5581 Bibcode 2012ApJS 199 29G doi 10 1088 0067 0049 199 2 29 29 Delfosse Xavier ta in April 1999 New neighbours I 13 new companions to nearby M dwarfs Astronomy and Astrophysics 344 897 910 arXiv astro ph 9812008 Bibcode 1999A amp A 344 897D LiteraturaDeborah Jean Warner Alvan Clark and Sons Artists in Optics Smithsonian Press 1968 angl Shklovskij I S O prirode planetarnyh tumannostej i ih yader Astronomicheskij zhurnal Tom 33 3 1956 S 315 329 ros Ya B Zeldovich S I Blinnikov N I Shakura Fizicheskie osnovy stroeniya i evolyucii zvezd M 1981 18 lyutogo 2006 u Wayback Machine ros ros ros Fizika kosmosa Malenkaya enciklopediya M Sovetskaya Enciklopediya 1986 1 kvitnya 2022 u Wayback Machine ros PosilannyaAdler Planetarium Astronomy Museum The Dearborn Telescope 17 travnya 2006 u Wayback Machine