 |
Астронет: К. А. Постнов/ГАИШ Лекции по Общей Астрофизике для Физиков http://variable-stars.ru/db/msg/1170612/node44.html |
<< 8. Остатки звездной эволюции | Оглавление | 8.2 Нейтронные звезды >>
8.1 Белые карлики
Основная причина, приводящая к образованию различных типов остатков -
различие физических условий в центре звезды. В звездах с массой до 10
солнечных термоядерная эволюция завершается как только электронный газ
в ядре станет вырожденным. Это происходит уже на стадии гелиевого или
углеродно-кислородного ядра, масса которого меньше предела
Чандрасекара. Термоядерное горение в вырожденном веществе носит
взрывной характер (из-за высокой теплопроводности вырожденных
электронов - вспомните горячую ручку сковородки!), поэтому уже на
стадии слоевого источника вблизи вырожденного ядра оболочка звезды-
красного сверхгиганта сбрасывается из-за тепловых неустойчивостей.
При этом образуется планетарная
туманность, "подсвечиваемая" очень горячим (
K)
прото-белым карликом. Энергия свечения белого карлика - тепловая энергия,
запасенная в колебаниях ионов. Излучая энергию, белый карлик
постепенно остывает (его эффективная температура падает), а так как
радиус белого карлика около 10,000 км, характерное время остывания
достигает 10 млрд. лет. Самые старые и холодные белые карлики имеют
эффективную температуру около 2000 К. В таких холодных "бурых"
(англ. "brown")
карликах положительно заряженные ионы образуют кристаллическую решетку
(кристаллизация начинается уже при температурах порядка 10000 К).
С точки зрения механического равновесия, силе тяжести в белых карликах противостоит градиент давления вырожденного электронного газа. Подчеркнем роль кулоновских сил: гравитация действует на "тяжелые" протоны, а из-за принципа Паули создается огромное давление вырожденных электронов, которое передается протонам именно электростатическими силами.
В звездах с массой на главной последовательности 
электроны вырождены уже после выгорания водорода в ядре, поэтому
конечный продукт эволюции таких звезд (к их числу принадлежит и
Солнце) - 
белый карлик с массой
. До 
эволюция происходит в невырожденных условиях до образования
углеродно-кислородного ядра и остается 
белый карлик с массой до
. Из звезд 8-10 
образуются 
белые
карлики с массами, близкими к пределу Чандрасекара
.
Качественно новая ситуация может возникнуть, если БК входит в состав тесной двойной системы - перетекание вещества с соседней звезды на БК ведет к увеличению его массы. При приближении к Чандрасекаровскому пределу в центре БК начинается термоядерное горение, приводящее к взрыву (модель сверхновой типа Ia). Не исключен и колллапс белого карлика в нейтронную звезду.
<< 8. Остатки звездной эволюции | Оглавление | 8.2 Нейтронные звезды >>