Автор Тема: Коричневые карлики - умирающие звезды?  (Прочитано 3105 раз)

0 Пользователей и 1 Гость просматривают эту тему.

Оффлайн Король Альтов

  • Модератор
  • Старожил
  • *****
  • Сообщений: 2187
  • Карма: +18/-3
  • Пол: Мужской
Re: Коричневые карлики - умирающие звезды?
« Ответ #15 : 06 Март 2017, 00:34:10 »
Ученые нашли удивительную "планетозвезду"-изгоя в созвездии Водолея
http://ria.ru/studies/20131010/968958095.html
Астрономы обнаружили один из самых небольших и холодных коричневых карликов, или же относительно малую и молодую планету-"изгоя", наблюдая за ночным небом в созвездии Водолея при помощи орбитального телескопа WISE и наземного телескопа Pan-STARRS1.

МОСКВА, 10 окт — РИА Новости. Европейские астрономы обнаружили в созвездии Водолея необычный и крайне тусклый объект, чьи малые размеры, низкая температура и свечение поверхности не позволяют однозначно отнести его к числу сверхмалых звезд — коричневых карликов или же признать его планетой-"изгоем", что еще больше размывает границы между звездами и планетами.
"Планеты, которые мы находим путем "прямых" наблюдений, крайне сложно изучать, так как они находятся очень близко к звездам. В случае с нашей находкой, PSO J318.5-22 не является спутником звезды, благодаря чему за ней гораздо проще наблюдать. Она поможет нам понять, что происходит внутри таких газовых гигантов, как Юпитер, во время их рождения", — заявил Найалл Дикон из Института астрономии в Гейдельберге (Германия).
Дикон и его коллеги обнаружили один из самых небольших и холодных коричневых карликов, или же относительно малую и молодую планету-"изгоя", наблюдая за ночным небом в созвездии Водолея при помощи орбитального телескопа WISE и наземного телескопа Pan-STARRS1. Выводы ученых были опубликованы в Astrophysical Journal Letters.
В процессе этих наблюдений астрономы обнаружили относительно тусклый и небольшой объект, едва заметный даже на снимках WISE. Изучив его характеристики, ученые выяснили, что они имеют дело с крайне необычным небесным телом, которое было в 6,5 раз тяжелее Юпитера и в десятки раз "горячее" его, с температурой поверхности в 886 градусов Цельсия.
По словам ученых, подобные характеристики, вкупе с относительной молодостью объекта, 12 миллионов лет, не позволяют однозначно отнести его как к числу крупных планет-"изгоев", или же посчитать особо тусклым и небольшим красным карликом.
Таким образом, граница между планетами и коричневыми карликами продолжает размываться. Вторым примером такого "пограничного объекта" может служить еще одно небесное тело, открытое недавно астрономами Института — OTS44 в созвездии Хамелеона, описание которого было опубликовано в журнале Astronomy & Astrophysics.
Между Ньютоном и мной Альберт Эйнштейн третий лишний.
Вселенная вечна, бесконечна и бесконечномерна.

Пикник на опушке

Re: Коричневые карлики - умирающие звезды?
« Ответ #15 : 06 Март 2017, 00:34:10 »

Оффлайн Король Альтов

  • Модератор
  • Старожил
  • *****
  • Сообщений: 2187
  • Карма: +18/-3
  • Пол: Мужской
Re: Коричневые карлики - умирающие звезды?
« Ответ #16 : 06 Март 2017, 00:35:30 »
Астрономы открыли два древних коричневых карлика
http://kosmos-x.net.ru/news/astronomy_otkryli_dva_drevnikh_korichnevykh_karlika/2013-11-21-2674
Астрономы из университета Хартфордшира (Великобритания), анализирую собранные инфракрасным телескопом  WISE данные, открыли два древних коричневых карлика, возраст которых составляет более 10 миллиардов лет.

Коричневый карлик на фоне Млечного пути. Иллюстрация John Pinfield
Коричневые карлики представляют собой газовые шары массой, как павило, в десятки раз больше, чем у самой большой планеты нашей Солнечной системы - Юпитера. Подобные объекты образуются по тому же сценарию, что и звезды: в результате сжатия газопылевого облака под воздействием собственной гравитации. Как и в других звездах, в коричневых карликах могут протекать термоядерные процессы, но их масса все же слишком мала, чтобы начать реакцию превращения атомов водорода в атомы гелия, являющуюся главным условием для жизни полноценной звезды. Считается, что в нашей галактике может находиться около 70 миллиардов коричневых карликов. Так как подобные объекты имеют относительно низкую температуру, то и обнаружить их очень сложно.
Найденные коричневые карлики получили обозначение WISE 0013+0634 и WISE 0833+0052, один их них находится созвездии Рыбы, а второй в созвездии Гидры. Анализ инфракрасного излучения карликов показало, что они двигаются со скоростью 100-200 километров секунду, намного быстрее как обычных звезд, так и других известных коричневых карликов.  Кроме того температура на их поверхности оказалась очень низкой для коричневых карликов: от 250 до 600 градусов Цельсия. Состоят они в основном из водорода, что впрочем не удивительно, так как карлики образовались в то время, когда в нашей Вселенной было еще мало тяжелых элементов - они просто не успели еще образоваться в термоядерных котлах звезд  и в вспышках сверхновых.
Между Ньютоном и мной Альберт Эйнштейн третий лишний.
Вселенная вечна, бесконечна и бесконечномерна.

Оффлайн Король Альтов

  • Модератор
  • Старожил
  • *****
  • Сообщений: 2187
  • Карма: +18/-3
  • Пол: Мужской
Re: Коричневые карлики - умирающие звезды?
« Ответ #17 : 06 Март 2017, 00:36:46 »
Диаграмму "масса-светимость" хорошо рассмотрел? Место этого карлика внизу. Относительно возраста врут как всегда, нет у них методов определения. А насчет собственного вращения - нет проблем: вращается очень медленно из-за присутствия множества невидимых спутников как все звезды менее горячие чем звезды класса F5:



Курсы ликбеза для записных космологов дело просто необходимое.

Между Ньютоном и мной Альберт Эйнштейн третий лишний.
Вселенная вечна, бесконечна и бесконечномерна.

Оффлайн Король Альтов

  • Модератор
  • Старожил
  • *****
  • Сообщений: 2187
  • Карма: +18/-3
  • Пол: Мужской
Re: Коричневые карлики - умирающие звезды?
« Ответ #18 : 06 Март 2017, 00:38:02 »
Белый карлик
Бе́лые ка́рлики — проэволюционировавшие звёзды с массой, не превышающей предел Чандрасекара (максимальная масса, при которой звезда может существовать как белый карлик), лишённые собственных источников термоядерной энергии.
Белые карлики представляют собой компактные звёзды с массами, сравнимыми с массой Солнца, но с радиусами в ~100 и, соответственно, светимостями в ~10 000 раз меньшими солнечной. Плотность белых карликов составляет 105—109 г/см³, что почти в миллион раз выше плотности обычных звёзд главной последовательности. По численности белые карлики составляют, по разным оценкам, 3—10 % звёздного населения нашей Галактики.
Открытие белых карликов
В 1844 году директор Кёнигсбергской обсерватории Фридрих Бессель обнаружил, что Сириус, ярчайшая звезда неба, периодически, хотя и весьма слабо, отклоняется от прямолинейной траектории движения по небесной сфере. Бессель пришёл к выводу, что у Сириуса должен быть близкий спутник, причём период обращения обеих звёзд вокруг общего центра масс должен быть порядка 50 лет. Сообщение было встречено скептически, поскольку слабый спутник оставался ненаблюдаемым, а его масса должна была быть достаточно велика — сравнимой с массой Сириуса.
В январе 1862 года Альван Грэхэм Кларк, юстируя 18-дюймовый рефрактор, самый большой на то время телескоп в мире (Dearborn Telescope), впоследствии поставленный семейной фирмой Кларков в обсерваторию Чикагского университета, обнаружил в непосредственной близости от Сириуса тусклую звёздочку. Это был спутник Сириуса, Сириус B, предсказанный Бесселем. Температура поверхности Сириуса B составляет 25 000 K, что, с учётом его аномально низкой светимости, указывает на очень малый радиус и, соответственно, крайне высокую плотность — 106 г/см³ (плотность Сириуса ~0,25 г/см³, плотность Солнца ~1,4 г/см³). В 1917 году Адриан ван Маанен открыл следующий белый карлик — звезду ван Маанена в созвездии Рыб.
Между Ньютоном и мной Альберт Эйнштейн третий лишний.
Вселенная вечна, бесконечна и бесконечномерна.

Оффлайн Король Альтов

  • Модератор
  • Старожил
  • *****
  • Сообщений: 2187
  • Карма: +18/-3
  • Пол: Мужской
Re: Коричневые карлики - умирающие звезды?
« Ответ #19 : 06 Март 2017, 00:39:39 »
Парадокс плотности
В начале XX века Герцшпрунгом и Расселлом была открыта закономерность в отношении спектрального класса (то есть температуры) и светимости звёзд — диаграмма Герцшпрунга — Расселла (Г—Р диаграмма). Казалось, что всё разнообразие звёзд укладывается в две ветви Г—Р диаграммы — главную последовательность и ветвь красных гигантов. В ходе работ по накоплению статистики распределения звёзд по спектральному классу и светимости Расселл обратился в 1910 году к профессору Эдуарду Пикерингу. Дальнейшие события Расселл описывает так:
«Я был у своего друга … профессора Э. Пиккеринга с деловым визитом. С характерной для него добротой он предложил получить спектры всех звёзд, которые Хинкс и я наблюдали … с целью определения их параллаксов. Эта часть казавшейся рутинной работы оказалась весьма плодотворной — она привела к открытию того, что все звёзды очень малой абсолютной величины (то есть низкой светимости) имеют спектральный класс M (то есть очень низкую поверхностную температуру). Как мне помнится, обсуждая этот вопрос, я спросил у Пиккеринга о некоторых других слабых звёздах…, упомянув, в частности, 40 Эридана B. Ведя себя характерным для него образом, он тут же отправил запрос в офис (Гарвардской) обсерватории, и вскоре был получен ответ (я думаю, от миссис Флеминг), что спектр этой звезды — A (то есть высокая поверхностная температура). Даже в те палеозойские времена я знал об этих вещах достаточно, чтобы сразу же осознать, что здесь имеется крайнее несоответствие между тем, что мы тогда назвали бы „возможными“ значениями поверхностной яркости и плотности. Я, видимо, не скрыл, что не просто удивлён, а буквально сражён этим исключением из того, что казалось вполне нормальным правилом для характеристик звёзд. Пиккеринг же улыбнулся мне и сказал: „Именно такие исключения и ведут к расширению наших знаний“ — и белые карлики вошли в мир исследуемого»
Удивление Расселла вполне понятно: 40 Эридана B относится к относительно близким звёздам, и по наблюдаемому параллаксу можно достаточно точно определить расстояние до неё и, соответственно, светимость. Светимость 40 Эридана B оказалась аномально низкой для её спектрального класса — белые карлики образовали новую область на Г—Р диаграмме. Такое сочетание светимости, массы и температуры было непонятно и не находило объяснения в рамках стандартной модели строения звёзд главной последовательности, разработанной в 1920-х годах.
Высокая плотность белых карликов оставалась необъяснимой в рамках классической физики и астрономии и нашла объяснение лишь в рамках квантовой механики после появления статистики Ферми — Дирака. В 1926 году Фаулер в статье «Плотная материя» («On dense matter», Monthly Notices R. Astron. Soc. 87, 114—122) показал, что, в отличие от звёзд главной последовательности, для которых уравнение состояния основывается на модели идеального газа (стандартная модель Эддингтона), для белых карликов плотность и давление вещества определяются свойствами вырожденного электронного газа (ферми-газа).
Следующим этапом в объяснении природы белых карликов стали работы Якова Френкеля и Чандрасекара. В 1928 году Френкель указал, что для белых карликов должен существовать верхний предел массы, и в 1931 году Чандрасекар в работе «Максимальная масса идеального белого карлика» («The maximum mass of ideal white dwarfs», Astroph. J. 74, 81—82) показал, что существует верхний предел масс белых карликов, то есть эти звёзды с массой выше определённого предела неустойчивы (предел Чандрасекара) и должны коллапсировать.
Происхождение белых карликов
Решение Фаулера объяснило внутреннее строение белых карликов, но не прояснило механизм их происхождения. В объяснении генезиса белых карликов ключевую роль сыграли две идеи: мысль астронома Эрнста Эпика, что красные гиганты образуются из звёзд главной последовательности в результате выгорания ядерного горючего, и предположение астронома Василия Фесенкова, сделанное вскоре после Второй мировой войны, что звёзды главной последовательности должны терять массу, и такая потеря массы должна оказывать существенное влияние на эволюцию звёзд. Эти предположения полностью подтвердились.
Между Ньютоном и мной Альберт Эйнштейн третий лишний.
Вселенная вечна, бесконечна и бесконечномерна.

Оффлайн Король Альтов

  • Модератор
  • Старожил
  • *****
  • Сообщений: 2187
  • Карма: +18/-3
  • Пол: Мужской
Re: Коричневые карлики - умирающие звезды?
« Ответ #20 : 06 Март 2017, 00:41:14 »
Тройная гелиевая реакция и изотермические ядра красных гигантов
В процессе эволюции звёзд главной последовательности происходит «выгорание» водорода — нуклеосинтез с образованием гелия (см. цикл Бете). Такое выгорание приводит к прекращению энерговыделения в центральных частях звезды, сжатию и, соответственно, к повышению температуры и плотности в её ядре. Рост температуры и плотности в звёздном ядре ведёт к условиям, в которых активируется новый источник термоядерной энергии: выгорание гелия (тройная гелиевая реакция или тройной альфа-процесс), характерный для красных гигантов и сверхгигантов.
При температурах порядка 108 К кинетическая энергия ядер гелия становится достаточно высокой для преодоления кулоновского барьера: два ядра гелия (4He, альфа-частицы) могут сливаться с образованием нестабильного изотопа бериллия 8Be:

Бо́льшая часть 8Be снова распадается на две альфа-частицы, но при столкновении 8Be с высокоэнергетической альфа-частицей может образоваться стабильное ядро углерода 12C:
+ 7,3 МэВ.
Несмотря на весьма низкую равновесную концентрацию 8Be (например, при температуре ~108 К отношение концентраций [8Be]/[4He] ~10−10), скорость такой тройной гелиевой реакции оказывается достаточной для достижения нового гидростатического равновесия в горячем ядре звезды. Зависимость энерговыделения от температуры в тройной гелиевой реакции чрезвычайно высока, так, для диапазона температур  ~1—2·108 К энерговыделение :
где  Y— парциальная концентрация гелия в ядре (в рассматриваемом случае «выгорания» водорода близка к единице).
Следует, однако, отметить, что тройная гелиевая реакция характеризуется значительно меньшим энерговыделением, чем цикл Бете: в пересчёте на единицу массы энерговыделение при «горении» гелия более чем в 10 раз ниже, чем при «горении» водорода. По мере выгорания гелия и исчерпания источника энергии в ядре возможны и более сложные реакции нуклеосинтеза, однако, во-первых, для таких реакций требуются всё более высокие температуры, и, во-вторых, энерговыделение на единицу массы в таких реакциях падает по мере роста массовых чисел ядер, вступивших в реакцию.
Дополнительным фактором, по-видимому, влияющим на эволюцию ядер красных гигантов, является сочетание высокой температурной чувствительности тройной гелиевой реакции и реакций синтеза более тяжёлых ядер с механизмом нейтринного охлаждения: при высоких температурах и давлениях возможно рассеяние фотонов на электронах с образованием нейтрино-антинейтринных пар, которые свободно уносят энергию из ядра: звезда для них прозрачна. Скорость такого объёмного нейтринного охлаждения, в отличие от классического поверхностного фотонного охлаждения, не лимитирована процессами передачи энергии из недр звезды к её фотосфере. В результате реакции нуклеосинтеза в ядре звезды достигается новое равновесие, характеризующееся одинаковой температурой ядра: образуется изотермическое ядро (рис. 2).

В случае красных гигантов с относительно небольшой массой (порядка солнечной) изотермические ядра состоят, в основном, из гелия, в случае более массивных звёзд — из углерода и более тяжёлых элементов. Однако в любом случае плотность такого изотермического ядра настолько высока, что расстояния между электронами образующей ядро плазмы становятся соизмеримыми с их длиной волны Де Бройля L=h/(mv), то есть выполняются условия вырождения электронного газа. Расчёты показывают, что плотность изотермических ядер соответствует плотности белых карликов, то есть ядрами красных гигантов являются белые карлики.

Рис. 3. Популяция белых карликов в шаровом звёздном скоплении NGC 6397. Синие квадраты — гелиевые белые карлики, фиолетовые кружки — «нормальные» белые карлики с высоким содержанием углерода.
На фотографии шарового звёздного скопления NGC 6397 (рис. 3) идентифицируются белые карлики обоих типов: и гелиевые белые карлики, возникшие при эволюции менее массивных звёзд, и углеродные белые карлики — результат эволюции звёзд с большей массой.
Между Ньютоном и мной Альберт Эйнштейн третий лишний.
Вселенная вечна, бесконечна и бесконечномерна.

Оффлайн Король Альтов

  • Модератор
  • Старожил
  • *****
  • Сообщений: 2187
  • Карма: +18/-3
  • Пол: Мужской
Re: Коричневые карлики - умирающие звезды?
« Ответ #21 : 06 Март 2017, 00:42:37 »
Потеря массы красными гигантами и сброс ими оболочки
Ядерные реакции в красных гигантах происходят не только в ядре: по мере выгорания водорода в ядре, нуклеосинтез гелия распространяется на ещё богатые водородом области звезды, образуя сферический слой на границе бедных и богатых водородом областей. Аналогичная ситуация возникает и с тройной гелиевой реакцией: по мере выгорания гелия в ядре она также сосредотачивается в сферическом слое на границе между бедными и богатыми гелием областями. Светимость звёзд с такими «двухслойными» областями нуклеосинтеза значительно возрастает, достигая порядка нескольких тысяч светимостей Солнца, звезда при этом «раздувается», увеличивая свой диаметр до размеров земной орбиты. Зона нуклеосинтеза гелия поднимается к поверхности звезды: доля массы внутри этой зоны составляет ~70 % массы звезды. «Раздувание» сопровождается достаточно интенсивным истечением вещества с поверхности звезды, наблюдаются такие объекты как протопланетарные туманности (см. рис. 4).

Такие звёзды явно являются нестабильными, и в 1956 году астроном и астрофизик Иосиф Шкловский предложил механизм образования планетарных туманностей через сброс оболочек красных гигантов, при этом обнажение изотермических вырожденных ядер таких звёзд приводит к рождению белых карликов[9]. Точные механизмы потери массы и дальнейшего сброса оболочки для таких звёзд пока неясны, но можно предположить следующие факторы, способные внести свой вклад в потерю оболочки:

Из-за крайне высокой светимости существенным становится световое давление потока излучения звезды на её внешние слои, что, по расчётным данным, может привести к потере оболочки за несколько тысяч лет.
Вследствие ионизации водорода в областях, лежащих ниже фотосферы, может развиться сильная конвективная неустойчивость. Аналогичную природу имеет солнечная активность, в случае же красных гигантов мощность конвективных потоков должна значительно превосходить солнечную.
В протяжённых звёздных оболочках могут развиваться неустойчивости, приводящие к сильным колебательным процессам, сопровождающимся изменением теплового режима звезды. На рис. 4 наблюдаются волны плотности выброшенной звездой материи, которые могут быть следствиями таких колебаний.
У красных гигантов с «двуслойным» термоядерным источником, перешедших на поздней стадии своей эволюции на асимптотическую ветвь гигантов, наблюдаются термические пульсации, сопровождающиеся «переключением» водородного и гелиевого термоядерных источников и интенсивной потерей массы.
Так или иначе, но достаточно длительный период относительно спокойного истечения вещества с поверхности красных гигантов заканчивается сбросом его оболочки и обнажением его ядра. Такая сброшенная оболочка наблюдается как планетарная туманность (см. рис. 5). Скорости расширения протопланетарных туманностей составляют десятки км/с, то есть близки к значению параболических скоростей на поверхности красных гигантов, что служит дополнительным подтверждением их образования сбросом «излишка массы» красных гигантов.

Сейчас предложенный Шкловским сценарий конца эволюции красных гигантов является общепринятым и подкреплён многочисленными наблюдательными данными.
Между Ньютоном и мной Альберт Эйнштейн третий лишний.
Вселенная вечна, бесконечна и бесконечномерна.

Оффлайн Король Альтов

  • Модератор
  • Старожил
  • *****
  • Сообщений: 2187
  • Карма: +18/-3
  • Пол: Мужской
Re: Коричневые карлики - умирающие звезды?
« Ответ #22 : 06 Март 2017, 00:44:56 »
Физика и свойства белых карликов
Как уже упоминалось, массы белых карликов составляют порядка солнечной, но размеры составляют лишь сотую (и даже меньше) часть солнечного радиуса, то есть плотность вещества в белых карликах чрезвычайно высока и составляет  г/см³. При таких плотностях электронные оболочки атомов разрушаются, и вещество представляет собой электронно-ядерную плазму, причём её электронная составляющая представляет собой вырожденный электронный газ. Давление  такого газа подчиняется следующей зависимости:

где  — его плотность, то есть, в отличие от уравнения Клапейрона (уравнения состояния идеального газа), для вырожденного электронного газа температура в уравнение состояния не входит — его давление от температуры не зависит, и, следовательно, строение белых карликов не зависит от температуры. Таким образом, для белых карликов, в отличие от звёзд главной последовательности и гигантов, не существует зависимость масса — светимость.
Между Ньютоном и мной Альберт Эйнштейн третий лишний.
Вселенная вечна, бесконечна и бесконечномерна.

Оффлайн Король Альтов

  • Модератор
  • Старожил
  • *****
  • Сообщений: 2187
  • Карма: +18/-3
  • Пол: Мужской
Re: Коричневые карлики - умирающие звезды?
« Ответ #23 : 06 Март 2017, 00:46:18 »
Зависимость масса — радиус и предел Чандрасекара
Вышеприведённое уравнение состояния действительно для холодного электронного газа, но температура даже в несколько миллионов градусов мала по сравнению с характерной ферми-энергией электронов (). Вместе с тем, при росте плотности вещества из-за запрета Паули (два электрона не могут иметь одно квантовое состояние, то есть одинаковую энергию и спин), энергия и скорость электронов возрастают настолько, что начинают действовать эффекты теории относительности — вырожденный электронный газ становится релятивистским. Зависимость давления  релятивистского вырожденного электронного газа от плотности уже другая:

Для такого уравнения состояния складывается интересная ситуация. Средняя плотность белого карлика

где  M— масса, а  R— радиус белого карлика. Тогда давление

и сила давления, противодействующая гравитации и равная перепаду давления по глубине:

Гравитационные силы, противодействующие давлению:

то есть, хотя перепад давления и гравитационные силы одинаково зависят от радиуса, но по-разному зависят от массы — как  и  соответственно. Следствием такого соотношения зависимостей является существование некоторого значения массы звезды, при которой гравитационные силы уравновешиваются силами давления, а при увеличении массы белого карлика его радиус уменьшается (см. рис. 6). Другим следствием является то, что если масса больше некоторого предела (предел Чандрасекара), то звезда коллапсирует.
Таким образом, для белых карликов существует верхний предел массы. Интересно, что для наблюдаемых белых карликов существует и аналогичный нижний предел: поскольку скорость эволюции звёзд пропорциональна их массе, то мы можем наблюдать маломассивные белые карлики как остатки лишь тех звёзд, которые успели проэволюционировать за время от начального периода звездообразования Вселенной до наших дней.
Особенности спектров и спектральная классификация
Спектры белых карликов сильно отличаются от спектров звёзд главной последовательности и гигантов. Главная их особенность — небольшое число сильно уширенных линий поглощения, а некоторые белые карлики (спектральный класс DC) вообще не содержат заметных линий поглощения. Малое число линий поглощения в спектрах звёзд этого класса объясняется очень сильным уширением линий: только самые сильные линии поглощения, уширяясь, имеют достаточную глубину, чтобы остаться заметными, а слабые, из-за малой глубины, практически сливаются с непрерывным спектром.

Особенности спектров белых карликов объясняются несколькими факторами. Во-первых, из-за высокой плотности белых карликов ускорение свободного падения на их поверхности составляет ~108 см/с² (или ~1000 км/с²), что, в свою очередь, приводит к малым протяжённостям их фотосфер, огромным плотностям и давлениям в них и уширению линий поглощения. Другим следствием сильного гравитационного поля на поверхности является гравитационное красное смещение линий в их спектрах, эквивалентное скоростям в несколько десятков км/с. Во-вторых, у некоторых белых карликов, обладающих сильными магнитными полями, наблюдаются сильная поляризация излучения и расщепление спектральных линий вследствие эффекта Зеемана.

Белые карлики выделяются в отдельный спектральный класс D (от англ. Dwarf — карлик), в настоящее время используется классификация, отражающая особенности спектров белых карликов, предложенная в 1983 г. Эдвардом Сионом; в этой классификации спектральный класс записывается в следующем формате:

D [подкласс] [особенности спектра] [температурный индекс],
при этом определены следующие подклассы:

DA — в спектре присутствуют линии бальмеровской серии водорода, линии гелия не наблюдаются
DB — в спектре присутствуют линии гелия He I, линии водорода или металлов отсутствуют
DC — непрерывный спектр без линий поглощения
DO — в спектре присутствуют сильные линии гелия He II, также могут присутствовать линии He I и H
DZ — только линии металлов, линии H или He отсутствуют
DQ — линии углерода, в том числе молекулярного C2
и спектральные особенности:

P — наблюдается поляризация света в магнитном поле
H — поляризация при наличии магнитного поля не наблюдается
V — звёзды типа ZZ Кита или другие переменные белые карлики
X — пекулярные или неклассифицируемые спектры
Между Ньютоном и мной Альберт Эйнштейн третий лишний.
Вселенная вечна, бесконечна и бесконечномерна.

Оффлайн Король Альтов

  • Модератор
  • Старожил
  • *****
  • Сообщений: 2187
  • Карма: +18/-3
  • Пол: Мужской
Re: Коричневые карлики - умирающие звезды?
« Ответ #24 : 06 Март 2017, 00:47:36 »
Эволюция белых карликов
Белые карлики начинают свою эволюцию как обнажившиеся вырожденные ядра красных гигантов, сбросивших свою оболочку — то есть в качестве центральных звёзд молодых планетарных туманностей. Температуры фотосфер ядер молодых планетарных туманностей чрезвычайно высоки — так, например, температура центральной звезды туманности NGC 7293 составляет от 90 000 К (оценка по линиям поглощения) до 130 000 К (оценка по рентгеновскому спектру)[11]. При таких температурах большая часть спектра приходится на жёсткое ультрафиолетовое и мягкое рентгеновское излучение.
Вместе с тем, наблюдаемые белые карлики по своим спектрам преимущественно делятся на две большие группы — «водородные» спектрального класса DA, в спектрах которых отсутствуют линии гелия, которые составляют ~80 % популяции белых карликов, и «гелиевые» спектрального класса DB без линий водорода в спектрах, составляющие большую часть оставшихся 20 % популяции. Причина такого различия состава атмосфер белых карликов долгое время оставалась неясной. В 1984 году Ико Ибен рассмотрел сценарии «выхода» белых карликов из пульсирующих красных гигантов, находящихся на асимптотической ветви гигантов, на различных фазах пульсации[12]. На поздней стадии эволюции у красных гигантов с массами до десяти солнечных в результате «выгорания» гелиевого ядра образуется вырожденное ядро, состоящее преимущественно из углерода и более тяжёлых элементов, окружённое невырожденным гелиевым слоевым источником, в котором идёт тройная гелиевая реакция. В свою очередь, над ним располагается слоевой водородный источник, в котором идут термоядерные реакции цикла Бете превращения водорода в гелий, окружённый водородной оболочкой; таким образом, внешний водородный слоевой источник является «производителем» гелия для гелиевого слоевого источника. Горение гелия в слоевом источнике подвержено тепловой неустойчивости вследствие чрезвычайно высокой зависимости от температуры, и это усугубляется большей скоростью преобразования водорода в гелий по сравнению со скоростью выгорания гелия; результатом становится накопление гелия, его сжатие до начала вырождения, резкое повышение скорости тройной гелиевой реакции и развитие слоевой гелиевой вспышки.
За крайне короткое время (~30 лет) светимость гелиевого источника увеличивается настолько, что горение гелия переходит в конвективный режим, слой расширяется, выталкивая наружу водородный слоевой источник, что ведёт к его охлаждению и прекращению горения водорода. После выгорания избытка гелия в процессе вспышки светимость гелиевого слоя падает, внешние водородные слои красного гиганта сжимаются, и происходит новый поджог водородного слоевого источника.
Ибен предположил, что пульсирующий красный гигант может сбросить оболочку, образовав планетарную туманность, как в фазе гелиевой вспышки, так и в спокойной фазе с активным слоевым водородным источником, и, поскольку поверхность отрыва оболочки зависит от фазы, то при сбросе оболочки во время гелиевой вспышки обнажается «гелиевый» белый карлик спектрального класса DB, а при сбросе оболочки гигантом с активным слоевым водородным источником — «водородный» карлик DA; длительность гелиевой вспышки составляет около 20 % от длительности цикла пульсации, что и объясняет соотношение водородных и гелиевых карликов DA:DB ~ 80:20.
Крупные звёзды (в 7—10 раз тяжелее Солнца) в какой-то момент «сжигают» водород, гелий и углерод и превращаются в белые карлики с богатым кислородом ядром. Звёзды SDSS 0922+2928 и SDSS 1102+2054 с кислородсодержащей атмосферой это подтверждают.[13]
Поскольку белые карлики лишены собственных термоядерных источников энергии, то они излучают за счёт запасов своего тепла. Мощность излучения абсолютно чёрного тела (интегральная мощность по всему спектру), приходящаяся на единицу площади поверхности, пропорциональна четвёртой степени температуры тела:

где  —J мощность на единицу площади излучающей поверхности, а  Вт/(м²·К4) — постоянная Стефана-Больцмана.
Как уже отмечалось, в уравнение состояния вырожденного электронного газа температура не входит — то есть радиус белого карлика и излучающая площадь остаются неизменными: в результате, во-первых, для белых карликов не существует зависимость масса — светимость, но существует зависимость возраст — светимость (зависящая только от температуры, но не от площади излучающей поверхности), и, во-вторых, сверхгорячие молодые белые карлики должны достаточно быстро остывать, так как поток излучения и, соответственно, темп остывания, пропорционален четвёртой степени температуры.
Между Ньютоном и мной Альберт Эйнштейн третий лишний.
Вселенная вечна, бесконечна и бесконечномерна.

Оффлайн Король Альтов

  • Модератор
  • Старожил
  • *****
  • Сообщений: 2187
  • Карма: +18/-3
  • Пол: Мужской
Re: Коричневые карлики - умирающие звезды?
« Ответ #25 : 06 Март 2017, 00:50:00 »
Рентгеновское излучение белых карликов
Температура поверхности молодых белых карликов — изотропных ядер звёзд после сброса оболочек, очень высока — более 2·105 К, однако достаточно быстро падает за счёт нейтринного охлаждения и излучения с поверхности. Такие очень молодые белые карлики наблюдаются в рентгеновском диапазоне (например, наблюдения белого карлика HZ 43 спутником ROSAT). В рентгеновском диапазоне светимость белых карликов превышает светимость звезд главной последовательности: иллюстрацией могут служить снимки Сириуса, сделанные рентгеновским телескопом «Чандра» (см. Рис. 9) — на них белый карлик Сириус Б выглядит ярче, чем Сириус А спектрального класса A1, который в оптическом диапазоне в ~10 000 раз ярче Сириуса Б.

Температура поверхности наиболее горячих белых карликов — 7·104 К, наиболее холодных — ~5·103 К (см., например, Звезда ван Маанена).
Особенностью излучения белых карликов в рентгеновском диапазоне является тот факт, что основным источником рентгеновского излучения для них является фотосфера, что резко отличает их от «нормальных» звёзд: у последних в рентгене излучает корона, разогретая до нескольких миллионов кельвин, а температура фотосферы слишком низка для испускания рентгеновского излучения.
В отсутствие аккреции источником светимости белых карликов является запас тепловой энергии ионов в их недрах, поэтому их светимость зависит от возраста. Количественную теорию остывания белых карликов построил в конце 1940-х годов профессор Самуил Каплан
Аккреция на белые карлики в двойных системах
При эволюции звёзд различных масс в двойных системах темпы эволюции компонентов неодинаковы, при этом более массивный компонент может проэволюционировать в белый карлик, в то время как менее массивный к этому времени может оставаться на главной последовательности. В свою очередь, при сходе в процессе эволюции менее массивного компонента с главной последовательности и его переходе на ветвь красных гигантов размер эволюционирующей звезды начинает расти до тех пор, пока она не заполняет свою полость Роша. Поскольку полости Роша компонентов двойной системы соприкасаются в точке Лагранжа L1, то на этой стадии эволюции менее массивного компонента чего через точку L1 начинается переток материи с красного гиганта в полость Роша белого карлика и дальнейшая аккреция богатой водородом материи на его поверхность (см. рис. 10), что приводит к ряду астрономических феноменов:

Нестационарная аккреция на белые карлики в случае, если компаньоном является массивный красный карлик, приводит к возникновению карликовых новых (звёзд типа U Gem (UG)) и новоподобных катастрофических переменных звёзд.
Аккреция на белые карлики, обладающие сильным магнитным полем, направляется в район магнитных полюсов белого карлика, и циклотронный механизм излучения аккрецирующей плазмы в околополярных областях магнитного поля карлика вызывает сильную поляризацию излучения в видимой области (поляры и промежуточные поляры).
Аккреция на белые карлики богатого водородом вещества приводит к его накоплению на поверхности (состоящей преимущественно из гелия) и разогреву до температур реакции синтеза гелия, что, в случае развития тепловой неустойчивости, приводит к взрыву, наблюдаемому как вспышка новой звезды.
Достаточно длительная и интенсивная аккреция на массивный белый карлик приводит к превышению его массой предела Чандрасекара и гравитационному коллапсу, наблюдаемому как вспышка сверхновой типа Ia (см. рис. 11).
Между Ньютоном и мной Альберт Эйнштейн третий лишний.
Вселенная вечна, бесконечна и бесконечномерна.

Оффлайн Король Альтов

  • Модератор
  • Старожил
  • *****
  • Сообщений: 2187
  • Карма: +18/-3
  • Пол: Мужской
Re: Коричневые карлики - умирающие звезды?
« Ответ #26 : 06 Март 2017, 00:52:14 »
Чёрный карлик
Чёрные ка́рлики — остывшие и вследствие этого не излучающие (или слабоизлучающие) в видимом диапазоне белые карлики. Представляет 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.

http://www.infuture.ru/article/6019
Найдены белые карлики недалеко от Земли
Ученые из университета Оклахомы нашли 2 звезды, которые относятся к белым карликам, всего в 100 световых годах от нас.
Физик Макремин Килик (Mukremin Kilic) из Университета Оклахомы вместе со своими коллегами смогли обнаружить и идентифицировать двух белых карликов возрастом 11 и 12 миллиардов лет совсем близко от нашей планеты. По мнению ученых, это самые близкие и самые старые белые карлики, теперь уже известные человечеству.

Предположительно, две эти звезды были сформированы вскоре после Большого Взрыва.

Макремин Килик сказал: "Белый карлик - как большая печь, как только заканчивается уголь, она начинает медленно остывать. Измеряя насколько холодная эта печь, мы можем понять, как долго она не получала нужное ей топливо. Две звезды, которые мы обнаружили охлаждались на протяжении нескольких миллиардов лет".

Белые карлики - проэволюционировавшие компактные звёзды с массами, сравнимыми с массой Солнца, но со светимостью намного меньше солнечной. Ученые считают, что через пять миллиардов лет наше Солнце закончит свою эволюцию и также превратится в белого карлика.

Найденные былые карлики получили названия WD 0346+246 и SDSS J110217, 48+411315.4 (J1102). Они расположены в созвездиях Тельца и Большой Медведицы.

"Большинство звезд остаются практически зафиксированными в небе, однако белый карлик двигается со скоростью 600 000 миль/час (956 606 км/час)" - говорит ученый, - "Эта звезда находится в 100 световых годах от Земли".

"В нашем исследовании мы чувствуем себя как патологоанатомы, которые изучают мертвое тело, чтобы узнать, что с ним произошло и когда конкретно. Так и мы изучаем холодные остывшие звезды, чтобы понять, когда именно они превратились в белых карликов".


Между Ньютоном и мной Альберт Эйнштейн третий лишний.
Вселенная вечна, бесконечна и бесконечномерна.

Оффлайн Король Альтов

  • Модератор
  • Старожил
  • *****
  • Сообщений: 2187
  • Карма: +18/-3
  • Пол: Мужской
Re: Коричневые карлики - умирающие звезды?
« Ответ #27 : 06 Март 2017, 00:54:20 »
Субкоричневый карлик
Субкори́чневые ка́рлики или кори́чневые субка́рлики — холодные формирования, по массе лежащие ниже предела коричневых карликов. Их в большей мере принято считать планетами. Масса их меньше 0,012 массы Солнца или, соответственно, 12,57 массы Юпитера, нижний предел не определён. В то же время, схема образования субкоричневых карликов схожа со схемой образования звёзд. Они рождаются путем коллапса газового облака, а не аккрецией или коллапсом ядра из материала околозвёздного диска, как планеты. Научное сообщество пока не пришло к окончательному заключению о том, что считать планетой, а что — субкоричневым карликом. На данный момент астрономы разбились на два лагеря, решающих вопрос, считать ли процесс формирования планет критерием для классификации.
Возможные субкоричневые карлики
COROT-Exo-3 b
2M1207b
2M1207 b является объектом планетарной массы, вращающимся вокруг коричневого карлика 2M1207, в созвездии Центавра, на расстоянии около 170 св. лет от Земли. Примечателен тем, что был первым кандидатом на внесолнечную планету, непосредственно наблюдаемую с Земли (в инфракрасном свете). Объект был обнаружен в апреле 2004 года с помощью телескопа VLT в Паранальской обсерватории в Чили группой из Европейской южной обсерватории, руководимой Гаэлем Шовеном (фр. Gaël Chauvin).
Объект весьма горяч, газовый гигант; предполагаемая температура поверхности приблизительно 1600 K (1300° C или 2400° F), в основном за счет гравитационного сжатия. Его масса составляет предположительно от 3 до 10 MJ, что ниже расчётного предела для горения дейтерия в коричневом карлике, который составляет 13 MJ. Проекционное расстояние между 2M1207 b и его солнцем равно примерно 40 а. е. (такое же как и между Плутоном и Солнцем). Её инфракрасный спектр показывает наличие воды в молекулярном состоянии в атмосфере. Объект — неподходящий кандидат для возникновения жизни, как на его поверхности так и на любом из его возможных спутников.
Светимость 2M1207 b приблизительно в 100 раз слабее, чем у его компаньона. Он был впервые замечен как «тусклое рыжеватое пятнышко света» в 2004 году на VLT. При первом наблюдении возник вопрос, не является ли данный объект оптически двойной звездой, но последовательные наблюдения на «Хаббле» и VLT показали, что объекты перемещаются вместе и, следовательно, являются (предположительно) двойной звёздной системой.
Первоначальная фотометрическая оценка расстояния до 2M1207 b была где-то около 70 пк. В декабре 2005 Американский астроном Эрик Мамайек сообщил об уточнённом расстоянии в (53 ± 6 парсек) до 2M1207 b используя moving cluster method[9]. Актуальный тригонометрический параллакс, который подтверждает расстояние перемещающихся кластеров, соответствует расстоянию оцениваемому как 52.75+1.04−1.00 парсек или 172 ± 3 световых лет.
Предположительные масса, размеры, и температура 2M1207b все ещё неизвестны. Хотя по спектроскопическим показателям масса составляют 8 ± 2 масс Юпитера и температура поверхности 1600 ± 100 К, теоретические модели для таких объектов предсказывают светимость в 10 раз больше наблюдаемой. Поэтому, нижняя граница массы и температуры могут быть пересмотрены. Согласно альтернативному мнению, 2M1207b может быть недоступна из-за окружающего диск пыли и газа[3]. Mamajek и Michael Meyer предполагают, что, возможно, планета в действительности намного меньше, но излучает вследствие нагрева, вызванного недавним столкновением.
Хотя масса 2M1207 b меньше чем масса, необходимая для горения дейтерия (приблизительно 13 масс Юпитера), и изображение 2M1207b широко признается как первое прямое изображение внесолнечной планеты, может возникать вопрос, действительно ли 2M1207b является планетой. Некоторые определения термина планета требуют определения планеты сформированные таким же образом как планеты в нашей Солнечной системе, вторично созданные в из аккреционного диска Протопланетный диск. С таким определением, если 2M1207 b сформировался непосредственно гравитационным коллапсом газовой туманности, в таком случае следует классифицировать предпочтительней как Субкоричневый карлик чем как планету. Аналогичные дебаты существую касаемо идентификации GQ Волка b, изображение которого получено аналогично, впервые в 2004. С другой стороны, обнаружение предельных случаев Cha 110913-773444—a свободно плавающих, объектов планетарной массы поднимает вопрос считать ли различие в формировании достоверной линией для разделения звезд/коричневых карликов и планет. В 2006 году Международный астрономический союз, рабочая группа по внесолнечным планетам охарактеризовывает 2M1207b как «возможно планетарной массы компаньон коричневого карлика».
SCR 1845-6357 B

Cha 110913-773444
Видимая звёздная величина (V) 21,59
Созвездие Хамелеон
Характеристики
Спектральный класс L
Физические характеристики
Масса 0,008 M☉
Радиус 0,18 R☉
Возраст 2 млн лет
Температура 1 350 K
UGPS J072227.51-054031.2
Между Ньютоном и мной Альберт Эйнштейн третий лишний.
Вселенная вечна, бесконечна и бесконечномерна.

Оффлайн Король Альтов

  • Модератор
  • Старожил
  • *****
  • Сообщений: 2187
  • Карма: +18/-3
  • Пол: Мужской
Re: Коричневые карлики - умирающие звезды?
« Ответ #28 : 06 Март 2017, 00:57:22 »
Чтобы белые карлики, проэволюционировавшие в черные, перешли в состояние, в котором они становятся неотличимыми от коричневых карликов, необходимы многие десятки миллиардов лет, то-есть намного старше Расширяющейся Вселенной и Большого Взрыва. Поэтому отрицать возможность существования таких коричневых карликов можно только предполагая возраст вселенной не более 13,7 миллиардов лет, поскольку в противном случае они реально должны существовать, и отличить их от немассивных коричневых карликов первого стандартного типа, описанного выше, невозможно.
А для того, чтобы красные карлики, проэволюционировали в голубые и белые карлики, требуются многие десятки и даже сотни триллионов лет. Естественно, что впоследствии достаточно быстро такие карлики должны затем перейти в состояние, в котором их практически невозможно отличить от маломассивных коричневых карликов стандартного типа.
Таким образом получается, что есть фактически три возможных варианта образования коричневых карликов, однако в каждом из которых они являются умирающими звездами, израсходовавшими все запасы возможной своей энергии термоядерного синтеза. Это доказывает, что нижняя граница времени существования вселенной составляет порядка сотен триллионов лет. С другой стороны стабильность протона означает практически вечное время существования вселенной, поскольку при любом сценарии эволюции вселенной через бесконечно большое время будут по крайней мере существовать в неограниченном количестве стабильные элементы таблицы Менделеева по крайней хотя бы в виде черных дыр, мертвых звезд и планет.
 
Следовательно для времени сосуществования Вселенной имеем оценку.
~сотни триллионов лет =< Время сосуществования вселнной =< вечность.

PS. Здесь остается пока только неясным вопрос о возрасте нашей вселенной, то-есть было ли у нее начало во времени, или она всегда существала в прошлом - то-есть вечно. Огромное множество экспериментальных данных позволяет сделать вывод, что практически наверняка вселенная уже существовала как минимум сотни триллионы лет в прошлом. Единственное, что противоречит этому выводу, это необходимость расширения вселенной и большого взрыва для обоснования состоятельности общей теории относительнсти - ОТО, поскольку в противном случае все эти теории и гипотезы оказываются полностью несостоятельными, поскольку они все противоречат экспериментальным данным и здравому смыслу.
Между Ньютоном и мной Альберт Эйнштейн третий лишний.
Вселенная вечна, бесконечна и бесконечномерна.

Оффлайн Король Альтов

  • Модератор
  • Старожил
  • *****
  • Сообщений: 2187
  • Карма: +18/-3
  • Пол: Мужской
Re: Коричневые карлики - умирающие звезды?
« Ответ #29 : 06 Март 2017, 00:58:41 »
     Вечность протона и нестабильность антипротона -1.
Стабильность протона является одной из глобальных проблем современной физики, поскольку для определенных теорий таких, как ОТО - общая теория относительности, БВ - большой взрыв и РВ - расширяющаяся вселенная, требуется конечное время жизни протона, поскольку они предполагают конечное время существования вселенной. С другой стороны стабильность или вечность протона означает, что вселенная будет по крайней мере существовать вечно поскольку будут существовать по крайней мере первокирпичики вселенной, из которых она состоит - протоны.
   Возможность распада протона вызывает интерес физиков ещё с 30-х годов XX века, но в последние десятилетия эта проблема приобрела особенно большое значение. Несмотря на то, что мнение об абсолютной стабильности протона всегда покоилось на шатких теоретических предпосылках, этот вопрос мало привлекал внимание до 1974 года, пока не был разработан ряд теоретических моделей великого объединения (GUT), в которых распад протона не только разрешён, но и вполне определённо предсказывается.
     Первыми такую попытку осуществили в 1973 году Абдус Салам и Джогеш Пати (Имперский колледж Лондона). Несколько месяцев спустя гарвардские физики-теоретики Шелдон Глэшоу и Говард Джорджиen изложили собственную версию GUT, предложив первые модели расчёта времени жизни протона.
Получающиеся в самых простых вариантах этих моделей значения времени жизни (более 10^30 лет) на много порядков превосходят возраст Вселенной (примерно 10^10 лет). Минимальная SU(5)-модель предсказывала время жизни протона при распаде на пион и позитрон порядка 10^31 лет. Эксперименты, выполненные к 1990 г. (Kamiokandeen и ряд других), показали, что время жизни протона при распаде по этому каналу превосходит эту величину. В результате минимальная SU(5)-модель великого объединения была «закрыта». На сегодня лучшее ограничение на время жизни протона при распаде по этому каналу составляет 8,2·10^33 лет (эксперимент Super-Kamiokande).
Кроме того, несохранение барионного числа предсказывается в теориях суперсимметрии, и обнаружение распада протона подтвердило бы её правильность, а также объяснило бы нарушение суперсимметрии в настоящую эпоху. При этом следует отметить, что хотя спонтанный распад протона и не запрещён законом сохранения энергии, вероятность этого процесса очень мала из-за огромной массы промежуточной виртуальной частицы, которая должна при этом рождаться. Например, минимальная SU(5)-модель предсказывает появление в этом случае промежуточной виртуальной частицы с массой 10^15 ГэВ.
Поскольку распад протона — случайный процесс, было предложено в качестве объекта наблюдения выбрать большой объём воды, в одном кубометре которой содержится около 6·10^29 нуклонов (из них около половины протонов). Если теория Глэшоу и Джорджи верна, и каждый протон имеет один шанс из ~10^31 распасться в одном конкретно выбранном году, то теоретически наблюдение распада хотя бы нескольких протонов в многотонной водной мишени в течение года должно быть реальным.
Между Ньютоном и мной Альберт Эйнштейн третий лишний.
Вселенная вечна, бесконечна и бесконечномерна.

 


Рейтинг@Mail.ru
Рейтинг@Mail.ru Яндекс.Метрика
SimplePortal 2.3.6 © 2008-2014, SimplePortal