Белые карлики являются остатками звезд, которые остывают после миллиардов лет. Узнайте о процессе образования белых карликов и их роли в космологии. | NOCFN
Cодержание
Введение
Белые карлики являются звездами, состоящими из электронно-ядерной плазмы, которые светятся благодаря своей тепловой энергии и остывают в течение миллиардов лет. Они представляют собой остатки звезд, чья масса недостаточна для превращения в нейтронную звезду или черную дыру. Белые карлики составляют от 3 до 10% звездного населения галактики и образуются в процессе эволюции звезд с массой до 10 раз больше массы Солнца.
Образование белых карликов
Белые карлики образуются в результате эволюции звезд, масса которых не превышает 10 масс Солнца. Когда звезда главной последовательности заканчивает превращение водорода в гелий, она становится красным гигантом. Если масса красного гиганта недостаточна для поддержания термоядерных реакций с участием углерода, углерод и кислород накапливаются в ядре звезды. Звезда сбрасывает внешнюю оболочку, образуя планетарную туманность, а ядро становится белым карликом, состоящим из углерода и кислорода.
В некоторых случаях, термоядерные реакции могут остановиться на гелии или неоне, что приведет к образованию белых карликов, состоящих соответственно из гелия или кислорода, неона и магния. Белые карлики являются компактными звездами с массами, сравнимыми или большими, чем масса Солнца, но с радиусами в 100 раз меньшими и светимостью в ~10 000 раз меньшей солнечной.
Открытие белых карликов
Первым открытым белым карликом стала звезда 40 Эридана B в тройной системе 40 Эридана, открытая Уильямом Гершелем в 1785 году. В 1910 году Генри Норрис Расселл обратил внимание на белые карлики, звезды небольшого размера, внутри которых не идут термоядерные реакции. Он сравнил их массу с массой Солнца, а радиус с радиусом Земли.
Одной из важных открытий в области белых карликов стало обнаружение сверхновых звезд типа Ia, которые образуются в результате взрыва белых карликов с одинаковой массой. Эти сверхновые звезды имеют одинаковую пиковую светимость и используются в космологии в качестве стандартных свечей для определения расстояний во Вселенной.
См. также
Жизнь рядом с белым карликом
Белые карлики могут предоставлять условия для существования жизни на планетах, находящихся в их окрестности. Жизнь рядом с белым карликом возможна благодаря продолжительности жизни такого небольшого объекта и наличию планет, которые могут образоваться после эволюции красного гиганта. Известно, что белые карлики содержат тяжелые материалы, что указывает на возможность существования скалистых планет, вращающихся вокруг этих звезд.
Исследования показали, что потенциально обитаемая планета, освещаемая светом белого карлика, должна находиться в 100 раз ближе к звезде, чем Земля к Солнцу. Однако, прошлое красного гиганта может привести к уничтожению планет, находившихся в его окрестности. Однако, газопылевые остатки после такого разрушения могут образовать планеты "второго поколения", которые могут мигрировать к белому карлику после его образования.
Недавние исследования позволили обнаружить возможное существование экзопланеты, вращающейся вокруг белого карлика J122859.93+104032.9. Это подтверждает гипотезу о том, что жизнь может возникнуть рядом с белыми карликами.
Заключение
Белые карлики представляют собой интересные объекты в космологии, оставшиеся после эволюции маломассовых звезд. Они могут предоставлять условия для существования жизни на планетах, находящихся в их окрестности. Исследования в этой области продолжаются, и возможно в будущем мы узнаем еще больше о потенциальной жизни рядом с белыми карликами.
Что нам скажет Википедия?
Что будет после белого карлика?" В конечной стадии эволюции, в зависимости от массы, звезда либо сбрасывает внешнюю оболочку, становясь белым карликом, либо превращается в сверхновую звезду, после взрыва сверхновой остаётся нейтронная звезда или чёрная дыра. На конечной стадии эволюции, в зависимости от массы, звезда либо сбрасывает внешнюю оболочку, становясь белым карликом, либо превращается в сверхновую звезду, после взрыва сверхновой остаётся нейтронная звезда или чёрная дыра.В тесных двойных системах на поздних стадиях эволюции, когда звезда, увеличившись в размерах, заполняет свою полость Роша, между звёздами происходит перетекание вещества, которое приводит к изменению параметров звёзд. Из-за этого эволюция звёзд в таких системах отличается от эволюции одиночных звёзд, а её ход зависит также от параметров орбиты и начальных масс звёзд двойной системы.
На конечной стадии эволюции, в зависимости от массы, звезда либо сбрасывает внешнюю оболочку, становясь белым карликом, либо превращается в сверхновую звезду, после взрыва сверхновой остаётся нейтронная звезда или чёрная дыра.
В тесных двойных системах на поздних стадиях эволюции, когда звезда, увеличившись в размерах, заполняет свою полость Роша, между звёздами происходит перетекание вещества, которое приводит к изменению параметров звёзд. Из-за этого эволюция звёзд в таких системах отличается от эволюции одиночных звёзд, а её ход зависит также от параметров орбиты и начальных масс звёзд двойной системы.
На конечной стадии эволюции, в зависимости от массы, звезда либо сбрасывает внешнюю оболочку, становясь белым карликом, либо превращается в сверхновую звезду, после взрыва сверхновой остаётся нейтронная звезда или чёрная дыра.
В тесных двойных системах на поздних стадиях эволюции, когда звезда, увеличившись в размерах, заполняет свою полость Роша, между звёздами происходит перетекание вещества, которое приводит к изменению параметров звёзд. Из-за этого эволюция звёзд в таких системах отличается от эволюции одиночных звёзд, а её ход зависит также от параметров орбиты и начальных масс звёзд двойной системы.
На конечной стадии эволюции, в зависимости от массы, звезда либо сбрасывает внешнюю оболочку, становясь белым карликом, либо превращается в сверхновую звезду, после взрыва сверхновой остаётся нейтронная звезда или чёрная дыра.
В тесных двойных системах на поздних стадиях эволюции, когда звезда, увеличившись в размерах, заполняет свою полость Роша, между звёздами происходит перетекание вещества, которое приводит к изменению параметров звёзд. Из-за этого эволюция звёзд в таких системах отличается от эволюции одиночных звёзд, а её ход зависит также от параметров орбиты и начальных масс звёзд двойной системы.
На конечной стадии эволюции, в зависимости от массы, звезда либо сбрасывает внешнюю оболочку, становясь белым карликом, либо превращается в сверхновую звезду, после взрыва сверхновой остаётся нейтронная звезда или чёрная дыра.
В тесных двойных системах на поздних стадиях эволюции, когда звезда, увеличившись в размерах, заполняет свою полость Роша, между звёздами происходит перетекание вещества, которое приводит к изменению параметров звёзд. Из-за этого эволюция звёзд в таких системах отличается от эволюции одиночных звёзд, а её ход зависит также от параметров орбиты и начальных масс звёзд двойной системы.
На конечной стадии эволюции, в зависимости от массы, звезда либо сбрасывает внешнюю оболочку, становясь белым карликом, либо превращается в сверхновую звезду, после взрыва сверхновой остаётся нейтронная звезда или чёрная дыра.
В тесных двойных системах на поздних стадиях эволюции, когда звезда, увеличившись в размерах, заполняет свою полость Роша, между звёздами происходит перетекание вещества, которое приводит к изменению параметров звёзд. Из-за этого эволюция звёзд в таких системах отличается от эволюции одиночных звёзд, а её ход зависит также от параметров орбиты и начальных масс звёзд двойной системы.
На конечной стадии эволюции, в зависимости от массы, звезда либо сбрасывает внешнюю оболочку, становясь белым карликом, либо превращается в сверхновую звезду, после взрыва сверхновой остаётся нейтронная звезда или чёрная дыра.
В тесных двойных системах на поздних стадиях эволюции, когда звезда, увеличившись в размерах, заполняет свою полость Роша, между звёздами происходит перетекание вещества, которое приводит к изменению параметров звёзд. Из-за этого эволюция звёзд в таких системах отличается от эволюции одиночных звёзд, а её ход зависит также от параметров орбиты и начальных масс звёзд двойной системы.
На конечной стадии эволюции, в зависимости от массы, звезда либо сбрасывает внешнюю оболочку, становясь белым карликом, либо превращается в сверхновую звезду, после взрыва сверхновой остаётся нейтронная звезда или чёрная дыра.
В тесных двойных системах на поздних стадиях эволюции, когда звезда, увеличившись в размерах, заполняет свою полость Роша, между звёздами происходит перетекание вещества, которое приводит к изменению параметров звёзд. Из-за этого эволюция звёзд в таких системах отличается от эволюции одиночных звёзд, а её ход зависит также от параметров орбиты и начальных масс звёзд двойной системы.
На конечной стадии эволюции, в зависимости от массы, звезда либо сбрасывает внешнюю оболочку, становясь белым карликом, либо превращается в сверхновую звезду, после взрыва сверхновой остаётся нейтронная звезда или чёрная дыра.
В тесных двойных системах на поздних стадиях эволюции, когда звезда, увеличившись в размерах, заполняет свою полость Роша, между звёздами происходит перетекание вещества, которое приводит к изменению параметров звёзд. Из-за этого эволюция звёзд в таких системах отличается от эволюции одиночных звёзд, а её ход зависит также от параметров орбиты и начальных масс звёзд двойной системы.
На конечной стадии эволюции, в зависимости от массы, звезда либо сбрасывает внешнюю оболочку, становясь белым карликом, либо превращается в сверхновую звезду, после взрыва сверхновой остаётся нейтронная звезда или чёрная дыра.
В тесных двойных системах на поздних стадиях эволюции, когда звезда, увеличившись в размерах, заполняет свою полость Роша, между звёздами происходит перетекание вещества, которое приводит к изменению параметров звёзд. Из-за этого эволюция звёзд в таких системах отличается от эволюции одиночных звёзд, а её ход зависит также от параметров орбиты и начальных масс звёзд двойной системы.
На конечной стадии эволюции, в зависимости от массы, звезда либо сбрасывает внешнюю оболочку, становясь белым карликом, либо превращается в сверхновую звезду, после взрыва сверхновой остаётся нейтронная звезда или чёрная дыра.
В тесных двойных системах на поздних стадиях эволюции, когда звезда, увеличившись в размерах, заполняет свою полость Роша, между звёздами происходит перетекание вещества, которое приводит к изменению параметров звёзд. Из-за этого эволюция звёзд в таких системах отличается от эволюции одиночных звёзд, а её ход зависит также от параметров орбиты и начальных масс звёзд двойной системы.
