Белые карлики: характеристика, фото

Распространение во Вселенной

Большая часть звёзд, наблюдаемые невооружённым глазом – голубые или белые. На основании этого у наблюдателя складывается неверное впечатление, будто таких объектов больше всего во Вселенной. На самом деле наиболее распространёнными являются красные крошечные светила. Их просто не видно невооружённым глазом. Интересно, что красные карлики составляют около 80 % всего звёздного населения Галактики.

Ближайшая к Солнцу звезда рассматриваемого класса – Проксима Центавра. Она находится на расстоянии свыше четырёх световых лет от Земли (или 40 трлн. км). Её радиус составляет 15% от солнечного, а масса – 12%. Видимая звёздная величина этого космического объекта – 11.

В наблюдаемой части Вселенной находится слишком мало красных карликов, которые вовсе не содержат металлов. Между тем схема Большого взрыва предполагает, что в самых первых звёзд должны быть только легчайшие элементы и только немного лития. Если бы среди этих светил были красные карлики, то они были видимыми. Но такого не происходит. Учёные объясняют это тем, что красные карлики не могут формироваться и запустить термоядерную реакцию без участия металлов. Вот почему первые звёзды были очень огромными и тяжёлыми. Выбросив большое количество металлов, они погибли. Тяжёлые элементы пошли на образование более лёгких и крохотных звёзд.

Глава 3. Астроликбез первого уровня

Природа создает белые карлики на последней стадии активного существования совсем других звезд. Поэтому я начну с кратких сведений о законах звездной эволюции, которые еще не раз будут расширяться и уточняться.

Все звезды загораются одинаково, но кончают жизнь по-разному. Рождение звезды происходит в результате гравитационного стягивания чисто газового (как это было в юной Вселенной) или газопылевого (в следующие космические эпохи) облака и последующего поджога термоядерного горения водорода в его центральной зоне. Минимальная температура, необходимая для воспламенения водорода, составляет около 3 млн градусов. Согласно модельным вычислениям, для достижения этого порога масса протозвезды должна превысить 0,075 массы Солнца. Максимальные массы новорожденных звезд исчисляются сотнями солнечных, но, согласно некоторым астрофизическим моделям, на заре мироздания они могли достигать и 1 млн.

В финале своего существования звезды претерпевают различные превращения. Иногда они взрываются без остатка, а иногда дают начало объектам иной природы, которые принято называть компактными. Это белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры. Первые в среднем в 2 млн раз плотнее Солнца, вторые — где-то в 300 трлн раз. О плотности черных дыр говорить не приходится, поскольку они вообще не содержат вещества даже в самых экзотических формах и представляют собой сгустки поля тяготения, которое (по крайней мере, без учета квантовых эффектов) достигает бесконечных значений. Поэтому белые карлики — самые «рыхлые» из космических компактов, так сказать субкомпакты.

По происхождению белые карлики — тлеющие, но все еще весьма горячие остатки не особенно массивных нормальных звезд, успевших сжечь свое термоядерное топливо и потому обреченных на постепенное затухание. Самые легкие звезды перерабатывают водород в гелий и на этом останавливаются, а светила потяжелее в конце жизни производят на свет более тяжелые элементы. Если начальная масса звезды не больше шести-восьми солнечных масс, то в ее ядре после гелия образуются лишь углерод и кислород. Звезды потяжелее (до 10–11 солнечных масс), как считается, дополнительно вырабатывают неон и магний. Затем основной термоядерный синтез прекращается, и звезда вступает в последнюю стадию своей активной жизни. На этом этапе она дожигает оставшееся ядерное топливо и в процессе катаклизмических раздуваний и сжатий сбрасывает внешние слои. В конце концов от нее остается углеродно-кислородное ядро (возможно, с небольшим включением более тяжелых элементов), окруженное горячей газовой оболочкой. Это и есть типичный белый карлик. Существуют также белые карлики с чисто гелиевыми ядрами — это остатки самых легких звезд. Все сказанное справедливо только для звезд, не входящих в тесные пары — о них разговор особый.

Масса большинства белых карликов составляет от половины до 1,3 массы Солнца, а средний радиус не превышает 0,01 солнечного. Правда, есть и выдающиеся (в обе стороны) примеры. Масса самого легкого на сегодняшний день белого карлика, J0917+4638, равна 0,17 массы Солнца. Интересно, что в то же время он и самый большой, а потому и самый рыхлый: его радиус составляет 8% солнечного (в надлежащем месте книги я вернусь к этому вроде бы явному парадоксу). Самый тяжелый из известных белых карликов, RE J 0317–853, как считается, тянет на 1,4 солнечной массы, что близко к максимально возможной массе этих объектов.

Температура ядра новорожденного карлика оценивается приблизительно в 100–150 млн градусов по шкале Кельвина — или просто кельвинов. Конечно, оно остывает, но чрезвычайно медленно. Как показывают расчеты, чтобы его температура уменьшилась в 25 раз, то есть достигла 4 млн кельвинов, нужно без малого полтора миллиарда лет. Время, за которое белый карлик охладится до температуры окружающего пространства (точнее, до температуры реликтового излучения), измеряется — самое меньшее — сотнями миллиардов лет. Кстати, первые теоретические оценки скорости остывания белых карликов были сделаны британским астрофизиком Леоном Местелом еще в начале 1950-х гг. и с тех пор неоднократно уточнялись.

ТОЗ-34

ТОЗ 16 калибра отличается от предыдущей модели типом запирания стволов. Здесь оно производится не только клином, входящим в паз муфты, но и секторными выступами, которые входят в паз колодки. Также эта вертикалка 16 калибра отличается достаточно удобным ложем, которое имеет выступ под щеку. Вес оружия составляет примерно 3,1 килограмма.

История создания

При разработке ружья модели ИЖ-58 конструктор оружия Л.И. Пугачев предполагал использование патронов только 20-го калибра. Перед началом серийного выпуска появился вариант под более мелкие патроны 28-го калибра, которые не были популярны среди охотников-промысловиков.

В серии оружие под такой патрон не производились, а исполнялись в штучных экземплярах только под заказ. По мере наращивания производства, которое началось в 1958 году, начали внедрять новые модификации.

Модификация под патроны 20-го калибра выпускались под индексом 58-20 до середины 60-х годов. Основная масса изделий под такой патрон была выпущена в период с 1958 по 1959 год. Ранние ижевские ружья модели 58 поставлялись на экспорт в ограниченном объеме. Максимальная доля зарубежных заказов не превышала 10% от годового объема выпуска.

Первая серьезная модернизация была проведена в 1971 году, после чего индекс базового варианта 16-го калибра изменился на ИЖ-58М. Отличием модернизированного оружия стало применение элементов конструкции от ружья модели ИЖ-48.

Новый вариант оружия под патроны крупного калибра стал обозначаться 58М-12. В конструкции применялся предохранитель неавтоматического типа. Модернизированные варианты успешно поставлялись на экспорт, причем в некоторые годы за границу уходило до 50% выпускаемой продукции.

В 1977 году в конструкцию ружья был введен автоматически включающийся предохранитель, который срабатывал в момент переламывания стволов. Вторым новшеством стала система автоматического выброса стреляных гильз, которая устанавливалась на часть выпускаемой продукции.

Спустя два года был представлен образец ружья ИЖ-58МА-20М, созданный под усиленный патрон с удлиненной до 76 мм гильзой. Этот вариант предназначался для экспорта за рубеж, поскольку в СССР применялись патроны с 70 мм гильзой.

Все варианты ИЖ-58 производились только на Ижевском оружейном заводе. Последние партии оружия были отгружены покупателям в конце 80-х годов прошлого столетия. В ходе производства в конструкцию вносились многочисленные изменения.

Эволюция

Гелиевая вспышка и сброс внешних оболочек красным гигантом продвигает звезду по диаграмме Герцшпрунга-Рассела, обуславливая его превалирующий химический состав. Жизненный цикл белого карлика, после этого, остается стабилен до самого своего остывания, когда звезда теряет свою светимость и становится невидимой, входя в стадию так называемого «черного карлика», — конечный результат эволюции, хотя в современной литературе этот термин используется все реже.

Перетекание вещества со звезды на белый карлик, который из за низкой светимости не виден

Присутствие рядом звездных компаньонов продляет их жизнь из-за падения вещества на поверхность через формирование аккреционного диска. Особенности аккреции вещества в парных системах могут приводить к накоплению вещества на поверхности белых карликов, что в результате приводит к взрыву новой или сверхновой звезды (в случае особо массивных) типа Ia.

Взрыв сверхновой в представлении художника

В случае если в системе «белый карлик – красный карлик» аккреция нестационарна, результатом может быть своеобразный взрыв белого карлика (например U Gem (UG)) или же новоподобных переменных звезд, взрыв которых носит катастрофический характер.

Остаток сверхновой SN 1006 — представляет собой взорвавшейся белый карлик, который находился в двойной системе. Он постепенно захватывал вещество звезды-компаньона и возрастающая масса спровоцировала термоядерный взрыв, который разорвал карлика

Положение на диаграмме Герцшпрунга-Рассела

Положение белых карликов на диаграмме Герцшпрунга-Рассела

На диаграмме они занимают левую нижнюю часть, принадлежа ветви звезд, покинувших главную последовательность из состояния красных гигантов.

Здесь находится область горячих звезд с низкой светимостью, которая является второй по численности среди звезд наблюдаемой Вселенной.

Желтые карлики

Это небольшие звезды, массой примерно от 0,8 до 1,2 массы
Солнца, средней светимостью и температурой до 5000–6000 по Кельвину. Наше
светило тоже относится к данному классу карликов. Есть выражаться языком
ненаучным, то желтый карлик — образование очень маленькое. Человеческому глазу
же оно доступно скорее не в желтых, а в белых тонах. «Живут» подобные
космические образования всего 10 млрд лет, что очень мало, по сравнению с
другими типами звезд.

Желтый карлик

История их возникновения такова: в недрах звезд водород
превращался в гелий, который затем воспламеняется, стесняя водород к поверхности.
Таким образом, желтый карлик начинает все больше походить на красный. Но об
этом чуть позже.

Кроме Солнца, к желтым карликам относят две компоненты в
тройной системе Альфа Центавра – Альфа Центавра А и оранжевый карлик Альфа
Центавра В. Расстояние до этих двух образований составляет чуть больше 4-х
световых лет.

Чтобы не запутаться в цветах, стоит объяснить, откуда же
взялись оранжевые карлики, и какое отношение они имеют к желтым? Существует
некая спектральная классификация Моргана-Кинана, согласно которой образования
желтых тонов относятся классу светимости G, но в случае переходных вариаций, как раз тех самых оранжевых
карликов, к классу К, и в некоторых случаях к F. Последние — желто-белые карлики.

К классу светимости К также относятся Ран, она же Эпсилон
Эридана, с расстоянием до Земли 10 млрд световых лет и двухкомпонентная звезда 61
Лебедя, удаленная от нас примерно на 11 млрд световых лет.

Помимо Солнца, к классу светимости G относится Тау
Кита (12 млрд световых лет) и 51 Пегаса (50 млрд световых лет).

История открытия

Видимое движение Сириуса по небесной сфере

В 1844 году немецкий астроном и математик Фридрих Бессель при наблюдении Сириуса обнаружил небольшое отклонение звезды от прямолинейного движения, и сделал предположение о наличии у Сириуса невидимой массивной звезды-спутника.

Его предположение было подтверждено уже в 1862 году, когда американский астроном и телескопостроитель Альван Грэхэм Кларк, занимаясь юстировкой самого крупного в то время рефрактора, обнаружил возле Сириуса неяркую звезду, которую впоследствии окрестили Сириус Б.

Белый карлик Сириус Б имеет низкую светимость, а гравитационное поле воздействует на своего яркого компаньона довольно заметно, что свидетельствует о том, что у этой звезды крайне малый радиус при значительной массе. Так впервые был открыт вид объектов, названный белыми карликами. Вторым подобным объектом была звезда Маанена, находящаяся в созвездии Рыб.

Виды звезд в наблюдаемой Вселенной

Во Вселенной существует множество различных звезд. Большие и маленькие, горячие и холодные, заряженные и не заряженные. В этой статье мы назовем основные виды звезд, а также дадим подробную характеристику Жёлтым и Белым карликам.

1. Жёлтый карлик. Жёлтый карлик – тип небольших звёзд главной последовательности, имеющих массу от 0,8 до 1,2 массы Солнца и температуру поверхности 5000–6000 K. Подробнее об этом типе звезд нем смотрите ниже.
2. Красный гигант. Красный гигант – это крупная звезда красноватого или оранжевого цвета. Образование таких звезд возможно как на стадии звездообразования, так и на поздних стадиях их существования. Крупнейшие из гигантов превращаются в красных супергигантов. Звезда под названием Бетельгейзе из созвездия Орион – самый яркий пример красного супергиганта.
3. Белый карлик. Белый карлик – это то, что остаётся от обычной звезды с массой, не превышающей 1,4 солнечной массы, после того, как она проходит стадию красного гиганта. Подробнее об этом типе звезд нем смотрите ниже.
4. Красный карлик. Красные карлики – самые распространённые объекты звёздного типа во Вселенной. Оценка их численности варьируется в диапазоне от 70 до 90% от числа всех звёзд в галактике. Они довольно сильно отличаются от других звезд.
5. Коричневый карлик. Коричневый карлик – субзвездные объекты (с массами в диапазоне примерно от 0,01 до 0,08 массы Солнца, или, соответственно, от 12,57 до 80,35 массы Юпитера и диаметром примерно равным диаметру Юпитера), в недрах которых, в отличие от звезд главной последовательности, не происходит реакции термоядерного синтеза c превращением водорода в гелий.
6. Субкоричневые карлики. Субкоричневые карлики или коричневые субкарлики – холодные формирования, по массе лежащие ниже предела коричневых карликов. Масса их меньше примерно одной сотой массы Солнца или, соответственно, 12,57 массы Юпитера, нижний предел не определён. Их в большей мере принято считать планетами, хотя к окончательному заключению о том, что считать планетой, а что – субкоричневым карликом научное сообщество пока не пришло.
7. Черный карлик. Черные карлики – остывшие и вследствие этого не излучающие в видимом диапазоне белые карлики. Представляет собой конечную стадию эволюции белых карликов. Массы черных карликов, подобно массам белых карликов, ограничиваются сверху 1,4 массами Солнца.
8. Двойная звезда. Двойная звезда – это две гравитационно связанные звезды, обращающиеся вокруг общего центра масс.
9. Новая звезда. Звезды, светимость которых внезапно увеличивается в 10 000 раз. Новая звезда представляет собой двойную систему, состоящую из белого карлика и звезды-компаньона, находящейся на главной последовательности. В таких системах газ со звезды постепенно перетекает на белый карлик и периодически там взрывается, вызывая вспышку светимости.
10. Сверхновая звезда. Сверхновая звезда – это звезда, заканчивающая свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Вспышка при этом может быть на несколько порядков больше чем в случае новой звезды. Столь мощный взрыв есть следствие процессов, протекающих в звезде на последний стадии эволюции.
11. Нейтронная звезда. Нейтронные звезды (НЗ) – это звездные образования с массами порядка 1,5 солнечных и размерами, заметно меньшими белых карликов, порядка 10-20 км в диаметре. Они состоят в основном из нейтральных субатомных частиц – нейтронов, плотно сжатых гравитационными силами. В нашей Галактике, по оценкам ученых, могут существовать от 100 млн до 1 млрд нейтронных звёзд, то есть где-то по одной на тысячу обычных звёзд.
12. Пульсары. Пульсары – космические источники электромагнитных излучений, приходящих на Землю в виде периодических всплесков (импульсов). Согласно доминирующей астрофизической модели, пульсары представляют собой вращающиеся нейтронные звёзды с магнитным полем, которое наклонено к оси вращения. Когда Земля попадает в конус, образуемый этим излучением, то можно зафиксировать импульс излучения, повторяющийся через промежутки времени, равные периоду обращения звезды. Некоторые нейтронные звёзды совершают до 600 оборотов в секунду.
13. Цефеиды. Цефеиды – класс пульсирующих переменных звёзд с довольно точной зависимостью период-светимость, названный в честь звезды Дельта Цефея. Одной из наиболее известных цефеид является Полярная звезда. Приведенный перечень основных видов (типов) звезд с их краткой характеристикой, разумеется, не исчерпывает всего возможного многообразия звезд во Вселенной.

Общие характеристики

Спектр звезды класса M6V

Красные карлики довольно сильно отличаются от других звёзд. Масса красных карликов не превышает трети солнечной массы (нижний предел массы — 0,0767M_☉, затем идут коричневые карлики). Температура фотосферы красного карлика может достигать 3500 К, что превышает температуру спирали лампы накаливания, поэтому, вопреки своему названию, красные карлики, аналогично лампам, испускают свет не красного, а скорее охристо-желтоватого оттенка. Звезды этого типа испускают очень мало света, иногда в 10 000 раз меньше Солнца. Из-за низкой скорости сгорания водорода красные карлики имеют очень большую продолжительность жизни — от десятков миллиардов до десятков триллионов лет (красный карлик с массой в 0,1 массы Солнца будет гореть 10 триллионов лет). В красных карликах невозможны термоядерные реакции с участием гелия, поэтому они не могут превратиться в красные гиганты. Со временем они постепенно сжимаются и всё больше нагреваются, пока не израсходуют весь запас водородного топлива, и постепенно превращаются в голубые карлики, а затем — в белые карлики с гелиевым ядром. Но с момента Большого взрыва прошло ещё недостаточно времени, чтобы красные карлики смогли сойти с главной последовательности.

Тот факт, что красные карлики остаются на главной последовательности, в то время как другие звезды сходят с неё, позволяет определять возраст звёздных скоплений путём нахождения массы, при которой звёзды вынуждены сойти с главной последовательности. Кроме того, тот факт, что на данный момент не найдено ни одного красного карлика вне главной последовательности, свидетельствует о том, что Вселенная имеет конечный возраст.

Солнце – рядовая звезда на окраине нашей Галактики. Расстояние от Солнца до ближайшей звезды – 4 световых года.

Category:Коротко и ясно о самом интересном

1-1. Эта красивая фотография Солнца в ультрафиолетовом диапазоне была получена сложением трёх по-разному раскрашенных снимков, отображающих волны разной длины (Alzate / SDO). 1-2. Мощный выброс плазмы, произошедший на Солнце 31 августа 2012 года, зафиксированный космической обсерваторией SDO. Через двое суток земная магнитосфера отозвалась необыкновенно яркими полярными сияниями, которыми любовались даже на Гавайских островах (NASA / Goddard Space Flight Center).

Солнце – самая обыкновенная звезда (одна из примерно 400 млрд в нашей Галактике). В его недрах идут термоядерные реакции – водород превращается в гелий. Гравитация стремится схлопнуть звезду, а внутреннее давление этому противодействует

Важно, что Солнце и маленькие звёздочки на ночном небе – это, по сути, одно и то же. Кстати, это сразу позволяет нам примерно оценить расстояния до звёзд

Насколько далеко нужно отодвинуть Солнце, чтобы оно стало настолько слабым, как звезда ночного неба? Сейчас Солнце находится от Земли на расстоянии 150 млн км (это расстояние принято за одну астрономическую единицу). Оказывается, его нужно отодвинуть в сотни тысяч раз дальше для того, чтобы оно сравнялось по своему блеску со звёздами ночного неба.

Свет от Солнца идёт до нас 8,5 минут. А расстояния между звёздами в Галактике составляет обычно несколько световых лет. Световой год – это расстояние, которое луч света проходит за год, примерно 10 триллионов (10¹³) км. В профессиональной литературе чаще используются парсеки (световой год примерно равен 0,3 парсека).

Солнце эволюционирует. Его возраст около 5 млрд лет. Ещё через 5 млрд лет закончится водород в его ядре. Солнце превратится в красный гигант, а затем – в белый карлик.

Это – глава из стенгазеты, выпущенной благотворительным проектом «Коротко и ясно о самом интересном». Нажмите на миниатюру газеты ниже и читайте остальные статьи по интересующей вас тематике. Спасибо!

Материал выпуска любезно предоставил Сергей Борисович Попов – астрофизик, доктор физико-математических наук, профессор Российской академии наук, ведущий научный сотрудник Государственного астрономического института им. Штернберга Московского государственного университета, лауреат нескольких престижных премий в области науки и просвещения. Надеемся, что знакомство с выпуском будет полезно и школьникам, и родителям, и учителям – особенно сейчас, когда астрономия снова вошла в список обязательных школьных предметов (приказ №506 Минобрнауки от 7 июня 2017 года).

Предел Чандрасекара

Давление вырожденного газа задается его плотностью. Оно, как и противодействующая сила гравитационного сжатия, имеет прямую зависимость (но в другой степени) от массы белых карликов и обратную – от их радиуса. То есть существуют такие значения массы, при которых давление будет уравновешивать гравитацию, что обеспечит стабильное существование карлика. Если же критическая величина 1,44 массы Солнца превышена, ядру звезды карликом не быть: давление не остановит сжатия, радиус будет продолжать уменьшаться, и сформируется нейтронная звезда.

Эта критическая масса носит наименование предела Чандрасекара в честь индийского физика, доказавшего в 1931 году ее существование. Чем больше масса карлика, тем меньше его радиус. Сила тяжести на таких звездах в десятки раз превышает таковую у поверхности Солнца. Впрочем, у Солнца в этом смысле все еще впереди: ему суждено через несколько миллиардов лет стать подобным карликом.

Примечания

1. ↑ История военно-морского искусства/С. Захаров, ред. М., Воениздат, 1969, с. 13-14.
2. Thomas Cahill. Sailing the Wine-Dark Sea: Why the Greeks Matter. New York, Doubleday, 2003, p. 15−49. ISBN 0-38549-553-6
3. Lavery, Brian. Nelson’s Navy: The Ships, Men and Organization, 1793—1815. Naval Institute Press, Annapolis, MD, 2003 (Repr. 1990) ISBN 1-59114-611-9
4. Fleet Battle and Blockade: French Revolutionary Wars 1793−1796. Robert Gardiner, ed. Chatham Publishing, 1997, p. 3-16.
5. Цит. по: Corbett, Sir Julian. England in the Seven Years’ War: 1756–59. Vol. 1. Greenhill Books, 1992. p. 472.
6. PRO ADM 1/482, Despatch of Vice-Admiral Sir Charles Saunders to the Secretary of the Admiralty, 21 September 1759. Цит. по: Forster, Simon. Hit the beach, the drama of amphibious warfare. London: Cassell, 1998, p. 20. ISBN 0-304-35056-7
7. Naval History of World War II, by Bernard Ireland. HarperCollins, 1998. p. 112−168. ISBN 0 00 472 143 8
8. Gordon L Rottman. Korean War Order of Battle: United States, United Nations, and Communist Ground, Naval, and Air Forces, 1950—1953. Praeger, Wesmont, CT, 2002. ISBN 0-275-97835-4

Охотничьи ружья: история развития от фитильных аркебуз до современных моделей

Что такое белый карлик: звезда или фантом?

Только недавно, в XX веке ученым стало понятно, что белый карлик – это все, что осталось в космосе от обычной звезды. Изучение звезд с точки зрения термоядерной физики дало представление о процессах, которые бушуют в недрах небесных светил. Звезды, образовавшиеся в результате взаимодействия сил гравитации, представляют собой колоссальный термоядерный реактор, в котором постоянно происходят цепные реакции деления ядер водорода и гелия. В таких сложных системах темпы эволюции компонентов неодинаковы. Огромные запасы водорода обеспечивают жизнь звезды на миллиарды лет вперед. Термоядерные водородные реакции способствуют образованию гелия и углерода. Следом за термоядерным синтезом в дело вступают законы термодинамики.

Белый карлик

Схема термоядерного синтеза звезды

Термоядерный синтез истощает звезду. Водород иссякает, а гелий, как более массивный компонент может проэволюционировать дальше, достигнув нового состояния. Все это приводит к тому, что сначала красные гиганты образуются на месте обычной звезды, и звезда покидает главную последовательность. Таким образом, небесное светило, встав на путь своего медленного и неизбежного старения постепенно трансформируется. Старость звезды – это долгий путь в небытие. Все это происходит очень медленно. Белый карлик является небесным светилом, с которым вне пределов главной последовательности, происходит неизбежный процесс угасания. Реакция синтеза гелия приводит к тому, что ядро стареющей звезды сжимается, светило окончательно теряет свою оболочку.