Аномалія охолодження білих карликів — додаткова затримка охолодження, яку спостерігають для ультрамасивних білих карликів. Коли білий карлик охолоджується, кристалізація внутрішньої частини вивільняє енергію, уповільнюючи швидкість охолодження. Однак швидкості охолодження, змодельовані на основі цього процесу кристалізації, не завжди відповідають швидкості охолодження спостережуваних ультрамасивних білих карликів. Натомість седиментація більш масивних іонів може надати необхідне для пояснення аномалії тепло шляхом вивільнення гравітаційної енергії. Як наслідок, деякі білі карлики можуть бути на мільярди років старшими, ніж вважали раніше.

Передумови

Білі карлики — це зоряні залишки, які зазвичай не виробляють енергії шляхом термоядерного синтезу. Натомість вони випромінюють накопичену раніше енергію, поступово втрачаючи її з дедалі меншою швидкістю. На діаграмі Герцшпрунга — Рассела (графіку залежності ефективної температури зорі від її світності) цей процес охолодження проявляється як послідовність, що з часом зміщується вниз і праворуч. Тобто температура і світність білого карлика зменшуються в міру втрати енергії.

На певному етапі в охолодженому ядрі вуглецево-кисневого білого карлика електростатичні взаємодії починають переважати над тепловим рухом, і іони кристалізуються, утворюючи ґраткову структуру. Унаслідок цього процесу виділяється енергія, що уповільнює охолодження. Це спричиняє «накопичення» об'єктів на діаграмі Герцшпрунга — Рассела, оскільки старі білі карлики можуть перебувати в області кристалізації до мільярда років. Додаткове тепло також виділяється завдяки гравітаційній енергії через седиментацію елементів у кристалізованій області, що ще більше сповільнює процес охолодження.

Результати даних Gaia

2018 року астрономи отримали другий реліз даних астрометричної космічної місії Gaia, який містив точні координати та фотометричні характеристики приблизно 260 000 кандидатів у білі карлики. Уперше ці дані дали змогу дослідити фундаментальні властивості цих об'єктів у великому масштабі. Одним із результатів стало виявлення скупчення на діаграмі Герцшпрунга — Рассела, пов'язаного з виділенням прихованого тепла під час кристалізації.

На діаграмі для цих зір видно три гілкоподібні структури, які назвали гілками A, B і Q — від перших двох літер алфавіту і від слова «запитання» () для гілки невизначеної природи. Випадково гілка A виявилася тісно пов'язаною з популяцією білих карликів спектрального класу DA, гілка B — з популяцією класу DB, а гілка Q містить значну кількість білих карликів класу DQ (хоча на ній трапляються й інші спектральні класи). Перші дві гілки відповідають білим карликам із атмосферами, збагаченими воднем і гелієм відповідно, тоді як скупчення на гілці Q пов'язане з ультрамасивними білими карликами. До останнього класу належать як киснево-неонові білі карлики, так і продукти злиття подвійних систем вуглецево-кисневих білих карликів. Водночас структура гілки Q найкраще узгоджується саме з ультрамасивними кристалізованими вуглецево-кисневими білими карликами, а не з киснево-неоновими, які раніше вважали типовими для цієї області.

Скупчення на гілці Q не відповідає жодній стандартній еволюційній траєкторії охолодження, а є наслідком затримки цього процесу. Це скупчення більш масивних білих карликів є вужчим і яскравішим, ніж передбачають стандартні моделі кристалізації, що свідчить про додаткову, аномальну затримку охолодження. Хоча стандартні моделі прогнозували, що така затримка триватиме приблизно до 1 млрд років, статистичний аналіз показав, що приблизно у 7 % ультрамасивних білих карликів вона може досягати восьми мільярдів років.

Осідання неону-22 Було запропоновано, що осідання ізотопу неону-22 може пояснити аномалію охолодження. Цей елемент утворюється в зоряних ядрах, де енергія генерується через вуглецево-азотний цикл, який є головним процесом термоядерного синтезу в звичайних зорях головної послідовності з масою понад 1,3 маси Сонця. У вуглецево-азотному циклі накопичується азот-14, який згодом перетворюється на 22Ne внаслідок злиття з гелієм. Цей багатий на нейтрони ізотоп неону у вироджених надрах вуглецево-кисневого білого карлика зазнає дії більшої сили тяжіння, ніж інші розповсюджені ядра, що спричиняє його осідання до ядра. Початковий надлишок гравітаційної потенціальної енергії ізотопу неону в білому карлику сонячної маси становить , чого достатньо, щоб затримати охолодження приблизно на 8,9 млрд років. Очікується, що дифузія ізотопу неону відбувається в рідких областях внутрішньої частини зорі.

На основі розрахунків дифузії для окремих частинок виникає проблема: швидкість осідання виявляється недостатньою, щоб пояснити спостережувану затримку охолодження. Щоб підвищити швидкість осідання, висунули гіпотезу, що іони 22Ne утворюють кластери, які можуть занурюватися швидше. У рідкому стані, близькому до кристалізації, групи іонів неону можуть сильніше взаємодіяти між собою, ніж із навколишньою сумішшю вуглецю та кисню. Для пояснення затримки охолодження на кілька мільярдів років потрібні кластери щонайменше з 1000 іонів неону. У підсумку це призвело б до «дощу» неонових крапель, які поступово зростають під час занурення та зливаються з іншими краплями. Однак моделювання показало, що утворення кластерів 22Ne неможливе за низьких концентрацій, характерних для типових вуглецево-кисневих білих карликів.

Як альтернативну гіпотезу запропонували, що кристалізована речовина в білому карлику може містити менше 22Ne, ніж навколишня рідина. Якщо дефіцит неону достатньо великий, такі кристали матимуть меншу густину, ніж рідина, і спливатимуть угору від кристалізованої області. Піднявшись, вони зрештою плавляться, утворюючи дистильовану рідину, збагачену на 22Ne поблизу фронту кристалізації. За відповідних умов неон може кристалізуватися разом із вуглецем і киснем, формуючи шар, багатий на неон. Якщо цей процес дистиляції починається одночасно з початком кристалізації в білому карлику, формується збагачене неоном ядро та відбувається вивільнення значної гравітаційної енергії. Пізніший початок призводить до утворення збагаченого неоном шару ближче до поверхні й, відповідно, меншого виділення гравітаційної енергії.

Інші гіпотези Хоча заліза менше, ніж неону, більший надлишок нейтронів у його ядрах забезпечує приблизно вдвічі більше тепловиділення на одне ядро та швидше осідання. За умови сонячної поширеності елементів білий карлик із масою Сонця міститиме ізотопу 56Fe. Осідання навіть частини цього заліза може генерувати до протягом приблизно мільярда років. Однак затримка охолодження від цього механізму в ультрамасивних білих карликах становить лише близько 100 млн років, тому сама по собі вона не може пояснити аномалію гілки Q. Осадження кристалів заліза може призвести до їх накопичення в центрі та утворення залізного ядра розміром порядку . Таке ядро можна виявити за допомогою астросейсмології.

Унаслідок масообміну зоря на пізній стадії еволюції може злитися зі своїм компаньйоном, вуглецево-кисневим білим карликом. Якщо субгігант має ядро, багате на гелій, у такій зорі 22Ne може взаємодіяти з гелієм, утворюючи 26Mg. Частка магнію зростатиме перед тим, як зоря перетвориться на білий карлик. Як і у випадку з неоном-22, магній може зазнавати дистиляції та переміщуватися до ядра, вивільняючи гравітаційну енергію. Це може спричинити затримку охолодження приблизно на 4 мільярди років і частково пояснити надлишок старих білих карликів на гілці Q.

Примітки

Література