Przejdź do treści

Dlaczego niektóre białe karły tkwią przez miliardy lat w tym samym miejscu na diagramie HR?

Zdjęcie gromady kulistej M4 (NGC 6121) uzyskane teleskopem Hubble'a. Uważa się, że ta gromada gwiazdowa zawiera około 40 tysięcy białych karłów. Źródło: NASA and H. Richer (University of British Columbia)

W 2019 roku astronomowie odkryli, że niektóre masywne białe karły wychładzają się wolniej niż inne. Wygląda to tak, jakby „chwilowo” uzyskały dodatkowe źródło energii i przestała spadać ich temperatura powierzchniowa i jasność. Czyli na kilka miliardów lat utknęły w tym samym miejscu na diagramie HR (Hertzprunga-Russella), które nazywa się gałęzią Q białych karłów. Takim źródłem energii branym pod uwagę jest energia uwalniana podczas grawitacyjnej sedymentacji kryształów izotopu neonu 22Ne głęboko we wnętrzu białego karła. Ale czy to wystarczy?

Samotne gwiazdy o masach poniżej ~8-10 Mʘ w naszej Galaktyce kończą żywot jako białe karły po wyczerpaniu źródeł energii jądrowej (synteza wodoru, a następnie helu). W ich jądrze panuje za małe ciśnienie i temperatura, by zapalił się węgiel w wyniku syntezy termojądrowej.

Po odrzuceniu otoczki następuje kurczenie się jądra takiej gwiazdy składającej się głównie z węgla i tlenu. Materia białego karła staje się tak gęsto upakowana, że 1cm3 z obszaru centralnego gwiazdy waży nawet około 10 ton. Oznacza to, że np. zawartość łyżeczki zaczerpniętej ze środka białego karła waży około 50 ton (tyle co czołg!). W obszarach zewnętrznych gęstość jest około tysiąc razy mniejsza.

Tylko tak zwane ciśnienie zdegenerowanych elektronów zapobiega kolapsowi jądra białego karła. Jest to skierowane na zewnątrz ciśnienie, które wynika z zakazu zajmowania tego samego stanu energetycznego w tej samej objętości przez elektron o takim samym spinie. Bardziej masywne białe karły mają coraz mniejszą średnicę, ponieważ siła grawitacji ściska gwiazdę do coraz mniejszej objętości - wymuszając, by elektrony zajmowały coraz wyższe stany energetyczne i poruszały się z coraz większymi prędkościami. Masa najcięższych białych karłów nie przekracza granicy Chandrasekhara (~1.44 Mʘ), ponieważ przy takiej masie ciśnienie wywierane przez elektrony poruszające się z prędkością zbliżoną do prędkości światła przestaje wystarczać.

Po zatrzymaniu kurczenia się jądra, takie młode białe karły mają temperaturę powierzchniową powyżej 100 tysięcy K. Konieczny jest bardzo długi czas by utracić ciepło zgromadzone w ich wnętrzu, ponieważ są bardzo gęste i mają małą powierzchnię. Astronomowie uważają, że jeszcze żaden biały karzeł od początku Wszechświata nie wychłodził się całkowicie, by w końcu stać się czarnym karłem.

Astronomowie dzielą proces wychładzania białego karła na następujące etapy (w nawiasie podano orientacyjne jasności): chłodzenie neutrinowe (L > 0.03 Lʘ), chłodzenie cieczy (0.001 Lʘ < L < 0.03 Lʘ), krystalizacja (L < 0.001 Lʘ), chłodzenie Debye'a.

Do niedawna obszar białych karłów na diagramie H-R był bardzo ubogi, jeśli chodzi o liczbę obiektów i wyznaczone odległości do nich. Misja satelitarna Gaia Europejskiej Agencji Kosmicznej (ESA) drastycznie zmieniła sytuację. Od 2013 r. Gaia wykonuje przegląd całego nieba. Wyznacza jasność i pozycję na niebie (czyli fotometria + astrometria) gwiazd jaśniejszych od 20.7 magnitudo.

Rysunek poniżej przedstawia diagram H-R sporządzony w oparciu o obserwacje satelity Gaia, które zostały opublikowane w 2018 r. Zawiera on więcej niż 4 miliony gwiazd znajdujących się w odległości do 5 tysięcy lat świetlnych.

Na poniższym diagramie znajduje się ponad 25 tysięcy białych karłów grupujących się w obszary zwane zwyczajowo „gałęziami” (ang. branch), które oznaczono A, B oraz szczególnie nas interesującej gałęzi Q.

Diagram Hertzprunga-Russela sporządzony na podstawie obserwacji satelity Gaia (DR2) z zaznaczoną czerwonym rombem gałęzią „Q” białych karłów (ang. Q branch of white dwarfs), która została zauważona w 2018 r. dzięki obserwacjom satelity Gaia. Jasność absolutna w barwie G dla każdej gwiazdy została wyznaczona bezpośrednio z paralaksy. Wskaźnik barwy BP-RP (różnica jasności w filtrach fotometrycznych satelity Gaia BP i RP) określa temperaturę powierzchniową każdej gwiazdy. Źródło: Gaia Data Processing and Analysis Consortium (DPAC); Carine Babusiaux, IPAG – Université Grenoble Alpes, GEPI – Observatoire de Paris, France.
Diagram Hertzprunga-Russela sporządzony na podstawie obserwacji satelity Gaia (DR2) z zaznaczoną czerwonym rombem gałęzią „Q” białych karłów (ang. Q branch of white dwarfs), która została zauważona w 2018 r. dzięki obserwacjom satelity Gaia. Jasność absolutna w barwie G dla każdej gwiazdy została wyznaczona bezpośrednio z paralaksy. Wskaźnik barwy BP-RP (różnica jasności w filtrach fotometrycznych satelity Gaia BP i RP) określa temperaturę powierzchniową każdej gwiazdy. Źródło: Gaia Data Processing and Analysis Consortium (DPAC); Carine Babusiaux, IPAG – Université Grenoble Alpes, GEPI – Observatoire de Paris, France

 

Gałęzie A i B są miejscem występowania białych karłów o najczęściej obserwowanych masach rzędu ~0.6 Mʘ z silnymi liniami w widmach odpowiednio wodoru i helu. Jednak gałąź Q, gdzie skupia się większa liczba najcięższych białych karłów o masach > 1.0 Mʘ nadal pozostaje zagadką.

Gałąź Q na diagramie H-R rozpoczyna się przy jasności absolutnej w filtrze zielonym G ~ 13 mag i wskaźniku barwy BP-RP = -0.3 mag, i nieznacznie obniżając się - łączy z pozostałymi gałęziami białych karłów przy BP-RP = +0.2 mag.

Większość białych karłów wychładza się wzdłuż ścieżek ewolucyjnych biegnących na diagramie H-R tak, jak gałęzie A i B na poniższym rysunku w stronę coraz mniejszych jasności i temperatur powierzchniowych. Jednak gałąź Q nie pasuje do żadnej ze ścieżek wychładzania się białych karłów lub izochron (populacja gwiazd o tym samym wieku na diagramie HR) - co sugeruje, że to „zagęszczenie” gwiazd jest raczej spowodowane przez opóźnienie w tempie wychładzania się białych karłów.

Gałąź Q znajduje się w obszarze diagramu HR, gdzie masywne białe karły ulegają krystalizacji. Jako przejście fazowe ze stanu ciekłego do stałego w jądrze białego karła, krystalizacja uwalnia energię poprzez wydzielanie się ciepła utajonego i separację faz - co faktycznie może prowadzić do opóźnienia w wychładzaniu się białego karła. Jednak obserwowane zagęszczenie białych karłów w gałęzi Q jest większe i węższe niż oczekiwane ze standardowych modeli krystalizacji.

Diagram Hertzsprunga-Russella dla białych karłów sporządzony w oparciu o obserwacje satelity Gaia (DR2). Na diagramie widać trzy zagęszczenia występowania białych karłów, które nazywa się gałęziami (ang. branch) A, B, Q związanymi z występowaniem białych karłów typu DA (linie wodoru w widmie), DB (linie helu w widmie), i DQ (linie węgla w widmie). Źródło: Wikipedia - ESA Gaia
Diagram Hertzsprunga-Russella dla białych karłów sporządzony w oparciu o obserwacje satelity Gaia (DR2). Na diagramie widać trzy zagęszczenia występowania białych karłów, które nazywa się gałęziami (ang. branch) A, B, Q związanymi z występowaniem białych karłów typu DA (linie wodoru w widmie), DB (linie helu w widmie), i DQ (linie węgla w widmie). Źródło: Wikipedia - ESA Gaia

 

Okazuje się więc, że około 6% masywnych białych karłów wychładza się nawet wolniej niż to wynika z dotychczasowej wiedzy o krystalizacji białych karłów. Sihao Cheng (John Hopkins University, USA) ze współpracownikami opublikował pracę w 2019 r., z której wynika, że dla tego małego ułamka białych karłów wychładzanie opóźnia się o około 8 miliardów lat w porównaniu do innych białych karłów, ponieważ nieznany mechanizm podtrzymuje przez te miliardy lat jasność białych karłów na poziomie ~0.001 Lʘ. Bardzo obrazowo widać to na animacjach ścieżek ewolucyjnych wychładzania się białych karłów na stronie domowej głównego autora.

Cheng ze współpracownikami zasugerowali, że izotop neonu 22Ne, który został wykryty w niewielkich ilościach w niektórych białych karłach może być odpowiedzialny za dodatkowe źródło ciepła. W białych karłach o jądrach składających się głównie z węgla i tlenu, stopniowe przemieszczanie się kryształów 22Ne pod wpływem grawitacji w stronę centralnych obszarów gwiazdy (obrazowo mówiąc - „tonięcie”) może dostarczyć dodatkową energię, by opóźnić zamarzanie białych karłów.


Hipoteza Cheng'a została zweryfikowana przez zespół astronomów kierowany przez Matta Caplana z Illinois State University (USA). Według autorów tej publikacji, która ukazała się w październikowym wydaniu The Astrophysical Journal Letters, jest to niemożliwe!

M. Caplan ze współpracownikami wykazali za pomocą symulacji dynamiki molekularnej i diagramów fazowych, że najprawdopodobniej tempo sedymentacji (opadania w stronę jądra gwiazdy) pojedynczych kryształów 22Ne jest zbyt wolne, by zapewnić obserwowaną emisję ciepła. Zdaniem autorów publikacji tutaj nie pomoże nawet zwiększone wydzielanie się ciepła w wyniku opadania w stronę centrum gwiazdy grup kryształów 22Ne.

W tych symulacjach okazało się, że mikrokryształy 22Ne są zawsze niestabilne, gdy zanurzyć je w plazmie węglowo-tlenowej (zachowuje się jak ciecz) o obfitościach jak w białych karłach. Możliwe są tylko dwa stany - albo mieszanina jest tak gorąca, że kryształy rozpuszczają się i neon staje się płynny, albo cała mieszanina zamarza, czyli krystalizuje się. Nie ma punktu pośredniego.

I nawet, jeżeli we wnętrzu białego karła ta „ciecz” węglowo-tlenowa z domieszką kryształów neonu ma temperaturę poniżej topienia się kryształów neonu, ale powyżej punktu topienia się węgla i tlenu, to kryształy neonu rozpuszczają się!

Następnie naukowcy wykorzystali diagramy fazowe (wykresy przedstawiające zależność stanu fizycznego substancji w zależności od temperatury i ciśnienia), aby wyznaczyć ile neonu byłoby konieczne w tej mieszaninie by kryształy neonu były stabilne.

Zwykle węglowo-tlenowe białe karły zawierają około 2% jonów neonu. Aby kryształy neonowe nie rozpuszczały się w „cieczy” węglowo-tlenowej mieszanina powinna zawierać przynajmniej 30% neonu.

W skrócie, - jak napisał M. Caplan ze współpracownikami w swojej publikacji - odkryliśmy, że nie istnieją warunki, w których wzbogacony klaster 22Ne jest stabilny w białym karle węglowo-tlenowym i dlatego przyspieszona dyfuzja 22Ne nie może wytłumaczyć istnienia gałęzi Q.

To sugeruje, że białe karły na gałęzi Q mogą mieć osobliwy skład, by wyjaśnić to dodatkowe ciepło.

Gdyby te gwiazdy były bardziej bogate w neon (około 6% - zamiast obserwowanych 2%), to sedymentacja pojedynczych jonów zamiast mikrokryształów, mogłaby dostarczyć to ciepło. Sód i magnez również byłyby kiepskimi kandydatami - podobnie jak neon, nie tworzą stałych struktur, gdy występują w małych obfitościach.

Natomiast bardziej obiecująco wyglądają pierwiastki z grupy żelaza. Żelazo tworzy stabilne mikrokryształy w plazmie węglowo-tlenowej i nawet 0.1% składu białego karła może dostarczyć istotną ilość ciepła. Jednak zdaniem badaczy, konieczna jest zawartość żelaza około 1%, aby wyjaśnić to, że dzięki sedymentacji kryształów żelaza masywne białe karły na gałęzi Q przez kilka miliardów lat mają stałą jasność (~0.001 Lʘ) i temperaturę powierzchniową.


Opracowanie: Ryszard Biernikowicz


Więcej informacji:


Publikacja naukowa: Neon Cluster Formation and Phase Separation during White Dwarf Cooling

Something's Making Dead Stars Mysteriously Hot, And We're Running Out of Explanations

Strona domowa Sihao Cheng: A Cooling Anamaly of White Dwarfs


Na ilustracji: zdjęcie gromady kulistej M4 (NGC 6121) uzyskane teleskopem Hubble'a. Uważa się, że ta gromada gwiazdowa zawiera około 40 tysięcy białych karłów. Źródło: NASA and H. Richer (University of British Columbia)
 

Reklama