Белые звезды: названия, описание, характеристики. Белый карлик, нейтронная звезда, черная дыра Астрономия белый карлик

Солнце - это огненный шар, в недрах которого беспрестанно идёт термоядерная реакция. В результате этого атомы водорода превращаются в атомы гелия, и выделяется огромная энергия. Её малая толика и даёт жизнь планете Земля . Огненный шар, образованный посредством термоядерного синтеза, называют звездой главной последовательности .

Наша родная звезда характеризуется как «жёлтый карлик ». То есть в масштабах космоса это образование маленькое, а цвет у него жёлтый. Но человеческий глаз воспринимает его как белый. Продолжительность жизни жёлтого карлика до обидного мала. Она составляет всего каких-то 10 млрд. лет. По меркам Вселенной возраст смешной. Но именно столько времени требуется водороду, чтобы полностью превратиться в гелий.

После этого звезда расширяется и трансформируется в другое космическое образование, которое называется красным гигантом. При этом гелий воспламеняется. Он начинает превращаться в углерод, а размеры звезды всё увеличиваются и увеличиваются. К примеру, внешние границы нашего Солнца достигнут Земли, поглотив по пути Меркурий и Венеру . На голубой планете, естественно, никакой жизни уже не будет. Океаны испарятся, а ведь основой всего является именно вода.

В состоянии красного гиганта звезда обычно находится 1 млрд. лет. Затем она переходит в планетарную туманность. Это газовое облако, в центре которого располагается белый карлик. Это тоже звезда, но без какого-либо источника энергии. У неё огромная плотность и ничтожная светимость. Таких белых карликов в нашей галактике от общего числа звёзд насчитывается порядка 10%.

Но это конец пути, а с чего же он начинается. Как образуется молодая звезда, как появилось наше Солнце и Солнечная система ? На этот счёт существует чёткая теория, объясняющая возникновение звёзд главной последовательности.

Возникновение Солнца

Каких-то 5 млрд. лет назад на том месте, где мы сейчас находимся, ничего не было. Отсутствовала Земля, другие планеты, не было и Солнца. Всё пространство заполняли молекулы водорода. Они образовывали огромную туманность и свободно перемещались в пространстве. Но ничто не вечно под Луной (в данном случае под центром галактики). Под действием сил гравитации водородное облако стало постепенно закручиваться в воронку и вращаться вокруг своей оси.

Почему это произошло? Во всём виноваты силы гравитации. На той же Земле, к примеру, благодаря им, образуются мощные смерчи и вихри. Весь космос живёт по одним и тем же законам. Только смерчи в безвоздушном пространстве имеют значительно большие размеры, а существуют многие миллионы лет. Подобный смерч возник и 5 млрд. лет назад. Именно он и послужил причиной появления жёлтого карлика.

Огромная газовая воронка вращалась всё быстрее, а в её центре росла плотность водорода. Соответственно повышалась температура. Наконец она достигла критической величины и спровоцировала начало термоядерной реакции. Так зародилось Солнце. Полностью сформировалось оно 4,6 млрд. лет тому назад. То есть на данный момент жёлтый карлик уже прожил половину своей жизни. С каждым новым прожитым миллиардом лет он становится всё ярче и ярче. Какое же у него внутреннее строение?

Внутреннее строение Солнца

Масса Солнца соответствует 99% всей Солнечной системы и равна 2×10 27 тонн. Оставшийся процент приходится на планеты, спутники, кометы, астероиды. Диаметр светила равен 109 диаметрам Земли и составляет 1,39 млн. км. От жёлтого карлика до голубой планеты 149,6 млн. км. Это, так называемая, одна астрономическая единица . До центра Млечного пути от Солнца 26 тысяч световых лет. Один оборот по своей орбите светило делает за 200 млн. лет. Вокруг центра галактики оно движется со скоростью 217 км/с.

В центре светила находится ядро . В нём содержится 40% всей солнечной массы. Диаметр его примерно равен 350 тыс. км. Плотность ядра огромная и в 150 раз превышает плотность воды. Температура солнечного ядра составляет около 13,6 млн. градусов по Цельсию. Именно в ядре происходит термоядерная реакция и выделяется энергия, так как молекулы водорода под воздействием температуры и плотности сливаются друг с другом и превращаются в гелий. При этом испускаются нейтрино и гамма-фотоны.

Гамма-фотоны, в процессе своего движения к внешней солнечной оболочке, распадаются на фотоны с более низкой энергией, а нейтрино никак не видоизменяются, проходя через раскалённую массу.

За ядром находится конвективная зона . Температурные режимы в ней значительно ниже и не превышают рядом с ядром 5 млн. градусов по Цельсию. Естественно, при такой температуре ядерный синтез происходить не может. Толщина этой зоны составляет примерно 300 тыс. км. На этом расстоянии температура падает до 6 тыс. градусов по Цельсию. Задача зоны состоит в том, чтобы очень медленно и постепенно передавать к поверхности светила высокую температуру. В конвективной зоне также создаётся магнитное поле жёлтого карлика.

Далее тянется фотосфера . Она и считается поверхностью нашего родного светила. Именно из неё исходит солнечное излучение. На внешнем крае фотосферы температура достигает 4,5 тысячи градусов по Цельсию. От поверхности этого слоя рассчитываются все расстояния, в том числе и расстояние до Земли.

Фотосферу окружает очень тонкая внешняя оболочка. Называется она - хромосфера . Толщина её не превышает 2 тыс. км. Температура в фотосфере увеличивается и достигает 10 тысяч градусов по Цельсию. На некоторых участках она может доходить до 20 тысяч градусов. Плотность в этой зоне сравнительно небольшая, преобладают молекулы водорода. Они придают внешней оболочке красный цвет.

Солнечная корона над поверхностью Солнца

Сверху фотосферу окружает солнечная корона . Плотность слоя очень низкая, а вот температура высокая. Она достигает 1-2 миллионов градусов по Цельсию. Почему это происходит? Существует гипотеза, что причиной является магнитное поле. Благодаря его воздействию, возникают солнечные вспышки. Они и нагревают корону до высоких температур. Сама корона практически не видима из-за низкой плотности. С земли её можно наблюдать во время солнечного затмения, когда Луна полностью загораживает Солнце. Именно в этот момент вокруг спутника Земли и наблюдается свечение, являющееся ничем иным как короной.

Из короны постоянно истекает огромный поток ионизированных частиц. Это солнечный ветер , представляющий собой гелиево-водородную плазму. Частицы несутся со скоростью от 400 до 750 км/с. Они пронизывают всю солнечную систему, а свой путь заканчивают в гелиосфере. Это место, где начинается межзвёздная среда, а скорость ионизированных частиц стремится к нулю.

Солнечный ветер негативно влияет на поверхности планет Солнечной системы. Также негативно он воздействует и на Землю. Но мощное магнитное поле голубой планеты создаёт защитный экран. Именно благодаря ему, солнечный ветер и не может проникнуть на поверхность Земли.

Магнитное поле

Солнечная плазма обладает очень высокой электропроводностью. Соответственно в ней возникает электрический ток и, как следствие, магнитное поле. Солнце имеет общее магнитное поле и локальные магнитные поля. Общее магнитное поле меняет свою полярность через каждые 22 года. Зависит этот процесс от солнечной активности. Когда активность в минимуме, напряжённость на полюсах максимальная. Солнечная активность растёт, напряжённость поля уменьшается.

Локальные магнитные поля имеют большую напряжённость и меньшую регулярность при небольшой площади по-сравнению с общим полем. Если же площадь обширная, то напряжённость маленькая. Самые сильные магнитные поля наблюдаются в солнечных пятнах. Особенно это ощутимо, когда полярность локального поля совпадает по направлению с полярностью общего поля. В целом, эти поля неустойчивые и живут на протяжении всего лишь нескольких оборотов Солнца.

Тёмные пятна на Солнце

Солнечная активность

Вначале дадим определение солнечным пятнам . Это хорошо различимые тёмные области, температура в которых ниже других участков фотосферы. Всё дело в том, что в этих местах из недр жёлтого карлика выходят силовые линии мощных магнитных полей. Они подавляют движение вещества, а следовательно уменьшают равномерное распределение тепловой энергии. Количество пятен - основной показатель солнечной активности.

Сама же солнечная активность представляет собой различные явления, вызванные генерацией магнитных полей. Проявляется она в виде вспышек, изменении силы электромагнитного излучения, возмущении солнечного ветра и других явлениях. В результате всего этого межпланетная среда возмущается. Что проявляется в виде геомагнитной активности, скажем, на той же Земле.

По времени солнечная активность бывает кратковременной и большой длительности. Во втором случае она кардинально воздействует на климат голубой планеты. К примеру, глобальное потепление, наблюдаемое в наши дни, напрямую связано с длительной активностью жёлтой звезды. Но механизм подобного воздействия пока ещё изучен очень мало.

Луна закрыла Солнце и наступило затмение

Солнечное затмение возникает, когда Луна полностью или частично закрывает Солнце от наблюдателя, находящегося на Земле. Данное явление возможно лишь в новолуние . Это определённая фаза, когда жёлтая звезда, голубая планета и Луна находятся на одной прямой. При этом земной спутник располагается в середине. Длительность интервала между новолунием составляет 29,5 суток.

За 100 лет происходит в среднем 235 солнечных затмений. Причём полностью солнечный диск закрывается в 62 случаях. 159 случаев - это частичное закрытие диска. То есть спутник Земли проходит не по центру солнечного диска, а скрывает от наблюдателя лишь его часть. Небо при этом темнеет незначительно. Такое затмение можно наблюдать на расстоянии около 2 тыс. километров от той зоны, где Луна полностью закрывает Солнце.

В 14 случаях наблюдается кольцевое затмение. В этом случае спутник проходит по солнечному диску, но оказывается меньше его в диаметре, поэтому не может скрыть звезду от наблюдателя.

При полном затмении хорошо видна солнечная корона. Но любоваться ей человечество сможет ещё не более 600 миллионов лет. По прошествию этого периода времени Луна отдалится от Земли так далеко, что полное солнечное затмение станет невозможным. Дело же в том, что спутник движется всё быстрее и быстрее, а голубая планета постепенно замедляет своё вращение. Таким образом, Луна отодвигается от земли на 4 см каждый год.

Что же касается Солнца, то оно ещё долго будет сиять в космической дали, давая землянам тепло и жизнь. Пройдут миллиарды лет, прежде чем начнутся кардинальные изменения, способные негативно повлиять на голубую планету. Будем надеяться, что к этому времени человеческая цивилизация найдёт возможность обезопасить себя от уничтожения. Единственное, что не удастся - это спасти само Солнце. Ведь Вселенная живёт в рамках космических циклов, каждый из которых имеет своё начало и свой конец.

Самый большой на то время телескоп в мире (Dearborn Telescope ), впоследствии поставленный семейной фирмой Кларков в обсерваторию Чикагского университета , обнаружил в непосредственной близости от Сириуса тусклую звёздочку. Это был спутник Сириуса, Сириус B , предсказанный Бесселем. А в 1896 году американский астроном Д. М. Шеберле открыл Процион B, подтвердив тем самым и второе предсказание Бесселя.

В 1915 году американский астроном Уолтер Сидней Адамс измерил спектр Сириуса B. Из измерений следовало, что его температура не ниже, чем у Сириуса A (по современным данным, температура поверхности Сириуса B составляет 25 000 , а Сириуса A - 10 000 K), что, с учётом его в 10 000 раз более низкой светимости, чем у Сириуса A, указывает на очень малый радиус и, соответственно, высокую плотность - 10 6 г/см³ (плотность Сириуса ~0,25 г/см³, плотность Солнца ~1,4 г/см³).

Парадокс плотности

«Я был у своего друга … профессора Э. Пиккеринга с деловым визитом. С характерной для него добротой он предложил получить спектры всех звёзд, которые Хинкс и я наблюдали … с целью определения их параллаксов . Эта часть казавшейся рутинной работы оказалась весьма плодотворной - она привела к открытию того, что все звёзды очень малой абсолютной величины (то есть низкой светимости) имеют спектральный класс M (то есть очень низкую поверхностную температуру). Как мне помнится, обсуждая этот вопрос, я спросил у Пиккеринга о некоторых других слабых звёздах…, упомянув, в частности, 40 Эридана B . Ведя себя характерным для него образом, он тут же отправил запрос в офис (Гарвардской) обсерватории, и вскоре был получен ответ (я думаю, от миссис Флеминг), что спектр этой звезды - A (то есть высокая поверхностная температура). Даже в те палеозойские времена я знал об этих вещах достаточно, чтобы сразу же осознать, что здесь имеется крайнее несоответствие между тем, что мы тогда назвали бы „возможными“ значениями поверхностной яркости и плотности. Я, видимо, не скрыл, что не просто удивлён, а буквально сражён этим исключением из того, что казалось вполне нормальным правилом для характеристик звёзд. Пиккеринг же улыбнулся мне и сказал: „Именно такие исключения и ведут к расширению наших знаний“ - и белые карлики вошли в мир исследуемого»

Удивление Расселла вполне понятно: 40 Эридана B относится к относительно близким звёздам, и по наблюдаемому параллаксу можно достаточно точно определить расстояние до неё и, соответственно, светимость. Светимость 40 Эридана B оказалась аномально низкой для её спектрального класса - белые карлики образовали новую область на Г-Р диаграмме . Такое сочетание светимости, массы и температуры было непонятно и не находило объяснения в рамках стандартной модели строения звёзд главной последовательности, разработанной в 1920-х годах.

Высокая плотность белых карликов оставалась необъяснимой в рамках классической физики и астрономии и нашла объяснение лишь в рамках квантовой механики после появления статистики Ферми - Дирака . В 1926 году Фаулер в статье «О плотной материи» («On dense matter», Monthly Notices R. Astron. Soc. 87, 114-122 ) показал, что, в отличие от звёзд главной последовательности, для которых уравнение состояния основывается на модели идеального газа (стандартная модель Эддингтона), для белых карликов плотность и давление вещества определяются свойствами вырожденного электронного газа (ферми-газа) .

Следующим этапом в объяснении природы белых карликов стали работы Якова Френкеля , Э. Стоунера и Чандрасекара . В 1928 году Френкель указал, что для белых карликов должен существовать верхний предел массы, то есть эти звёзды с массой выше определённого предела неустойчивы и должны коллапсировать . К этому же выводу независимо пришёл в 1930 году Э. Стоунер , который дал правильную оценку предельной массы. Более точно её вычислил в 1931 году Чандрасекар в работе «Максимальная масса идеального белого карлика» («The maximum mass of ideal white dwarfs», Astroph. J. 74, 81-82 ) (предел Чандрасекара) и независимо от него в 1932 году Л. Д. Ландау .

Происхождение белых карликов

Решение Фаулера объяснило внутреннее строение белых карликов, но не прояснило механизм их происхождения. В объяснении генезиса белых карликов ключевую роль сыграли две идеи: мысль астронома Эрнста Эпика , что красные гиганты образуются из звёзд главной последовательности в результате выгорания ядерного горючего, и предположение астронома Василия Фесенкова , сделанное вскоре после Второй мировой войны , что звёзды главной последовательности должны терять массу, и такая потеря массы должна оказывать существенное влияние на эволюцию звёзд . Эти предположения полностью подтвердились.

Тройная гелиевая реакция и изотермические ядра красных гигантов

В процессе эволюции звёзд главной последовательности происходит «выгорание» водорода - нуклеосинтез с образованием гелия (см. цикл Бете). Такое выгорание приводит к прекращению энерговыделения в центральных частях звезды, сжатию и, соответственно, к повышению температуры и плотности в её ядре. Рост температуры и плотности в звёздном ядре ведёт к условиям, в которых активируется новый источник термоядерной энергии: выгорание гелия (тройная гелиевая реакция или тройной альфа-процесс), характерный для красных гигантов и сверхгигантов.

При температурах порядка 10 8 К кинетическая энергия ядер гелия становится достаточно высокой для преодоления кулоновского барьера : два ядра гелия ( 4 He , альфа-частицы) могут сливаться с образованием нестабильного изотопа бериллия 8 Be :

2 4 He + 2 4 He → 4 8 Be . {\displaystyle {}_{2}^{4}{\textrm {He}}+{}_{2}^{4}{\textrm {He}}\rightarrow {}_{4}^{8}{\textrm {Be}}.}

Бо́льшая часть 8 Be снова распадается на две альфа-частицы, но при столкновении 8 Be с высокоэнергетической альфа-частицей может образоваться стабильное ядро углерода 12 C :

4 8 Be + 2 4 He → 6 12 C {\displaystyle {}_{4}^{8}{\textrm {Be}}+{}_{2}^{4}{\textrm {He}}\rightarrow {}_{6}^{12}{\textrm {C}}} + 7,3 МэВ .

Несмотря на весьма низкую равновесную концентрацию 8 Be (например, при температуре ~10 8 К отношение концентраций [ 8 Be]/[ 4 He] ~10 −10), скорость такой тройной гелиевой реакции оказывается достаточной для достижения нового гидростатического равновесия в горячем ядре звезды. Зависимость энерговыделения от температуры в тройной гелиевой реакции чрезвычайно высока, так, для диапазона температур T {\displaystyle T} ~1-2⋅10 8 К энерговыделение ε 3 α {\displaystyle \varepsilon _{3\alpha }} :

ε 3 α = 10 8 ρ 2 Y 3 ⋅ (T 10 8) 30 , {\displaystyle \varepsilon _{3\alpha }=10^{8}\rho ^{2}Y^{3}\cdot \left({T \over {10^{8}}}\right)^{30},}

где Y {\displaystyle Y} - парциальная концентрация гелия в ядре (в рассматриваемом случае «выгорания» водорода близка к единице).

Следует, однако, отметить, что тройная гелиевая реакция характеризуется значительно меньшим энерговыделением, чем цикл Бете : в пересчёте на единицу массы энерговыделение при «горении» гелия более чем в 10 раз ниже, чем при «горении» водорода . По мере выгорания гелия и исчерпания источника энергии в ядре возможны и более сложные реакции нуклеосинтеза, однако, во-первых, для таких реакций требуются всё более высокие температуры, и, во-вторых, энерговыделение на единицу массы в таких реакциях падает по мере роста массовых чисел ядер, вступивших в реакцию.

Дополнительным фактором, по-видимому, влияющим на эволюцию ядер красных гигантов, является сочетание высокой температурной чувствительности тройной гелиевой реакции и реакций синтеза более тяжёлых ядер с механизмом нейтринного охлаждения : при высоких температурах и давлениях возможно рассеяние фотонов на электронах с образованием нейтрино -антинейтринных пар, которые свободно уносят энергию из ядра: звезда для них прозрачна. Скорость такого объёмного нейтринного охлаждения, в отличие от классического поверхностного фотонного охлаждения, не лимитирована процессами передачи энергии из недр звезды к её фотосфере . В результате реакции нуклеосинтеза в ядре звезды достигается новое равновесие, характеризующееся одинаковой температурой ядра: образуется изотермическое ядро (рис. 2).

В случае красных гигантов с относительно небольшой массой (порядка солнечной) изотермические ядра состоят, в основном, из гелия, в случае более массивных звёзд - из углерода и более тяжёлых элементов. Однако в любом случае плотность такого изотермического ядра настолько высока, что расстояния между электронами образующей ядро плазмы становятся соизмеримыми с их длиной волны Де Бройля λ = h / m v {\displaystyle \lambda =h/mv} , то есть выполняются условия вырождения электронного газа. Расчёты показывают, что плотность изотермических ядер соответствует плотности белых карликов, то есть ядрами красных гигантов являются белые карлики .

Физика и свойства белых карликов

Как уже упоминалось, массы белых карликов составляют порядка солнечной, но размеры составляют лишь сотую (и даже меньше) часть солнечного радиуса, то есть плотность вещества в белых карликах чрезвычайно высока и составляет ρ ∼ 10 5 − 10 9 {\displaystyle \rho \sim 10^{5}-10^{9}} г/см³. При таких плотностях электронные оболочки атомов разрушаются, и вещество представляет собой электронно-ядерную плазму, причём её электронная составляющая представляет собой вырожденный электронный газ. Давление такого газа подчиняется следующей зависимости:

P = K ρ 5 / 3 , {\displaystyle P=K\rho ^{5/3},}

где ρ {\displaystyle \rho } - его плотность, то есть, в отличие от уравнения Клапейрона (уравнения состояния идеального газа), для вырожденного электронного газа температура в уравнение состояния не входит - его давление от температуры не зависит, и, следовательно, строение белых карликов не зависит от температуры. Таким образом, для белых карликов, в отличие от звёзд главной последовательности и гигантов, не существует зависимость масса - светимость.

Зависимость масса - радиус и предел Чандрасекара

Рис. 6. Зависимость масса - радиус для белых карликов. Вертикальная асимптота соответствует пределу Чандрасекара

Вышеприведённое уравнение состояния действительно для холодного электронного газа, но температура даже в несколько миллионов градусов мала по сравнению с характерной ферми-энергией электронов ( k T ≪ E F {\displaystyle kT\ll E_{F}} ). Вместе с тем, при росте плотности вещества из-за запрета Паули (два электрона не могут иметь одно квантовое состояние, то есть одинаковую энергию и спин), энергия и скорость электронов возрастают настолько, что начинают действовать эффекты теории относительности - вырожденный электронный газ становится релятивистским. Зависимость давления релятивистского вырожденного электронного газа от плотности уже другая:

P = K ρ 4 / 3 . {\displaystyle P=K\rho ^{4/3}.}

Для такого уравнения состояния складывается интересная ситуация. Средняя плотность белого карлика

ρ ∼ M / R 3 , {\displaystyle \rho \sim M/R^{3},}

где M {\displaystyle M} - масса, а R {\displaystyle R} - радиус белого карлика.

Тогда давление

P ∼ M 4 / 3 / R 4 {\displaystyle P\sim M^{4/3}/R^{4}}

и сила давления, противодействующая гравитации и равная перепаду давления по глубине:

P R ∼ M 4 / 3 R 5 . {\displaystyle {P \over R}\sim {{M^{4/3}} \over {R^{5}}}.}

Гравитационные силы, противодействующие давлению:

ρ G M R 2 ∼ M 2 R 5 , {\displaystyle {{\rho GM} \over {R^{2}}}\sim {{M^{2}} \over {R^{5}}},}

то есть, хотя перепад давления и гравитационные силы одинаково зависят от радиуса, но по-разному зависят от массы - как ∼ M 4 / 3 {\displaystyle \sim M^{4/3}} и ∼ M 2 {\displaystyle \sim M^{2}} соответственно. Следствием такого соотношения зависимостей является существование некоторого значения массы звезды, при которой гравитационные силы уравновешиваются силами давления, а при увеличении массы белого карлика его радиус уменьшается (см. рис. 6). Другим следствием является то, что если масса больше некоторого предела (предел Чандрасекара), то звезда коллапсирует .

Таким образом, для белых карликов существует верхний предел массы. Интересно, что для наблюдаемых белых карликов существует и аналогичный нижний предел: поскольку скорость эволюции звёзд пропорциональна их массе, то мы можем наблюдать маломассивные белые карлики как остатки лишь тех звёзд, которые успели проэволюционировать за время от начального периода звездообразования Вселенной до наших дней.

Особенности спектров и спектральная классификация

Белые карлики выделяются в отдельный спектральный класс D (от англ. Dwarf - карлик), в настоящее время используется классификация, отражающая особенности спектров белых карликов, предложенная в 1983 г. Эдвардом Сионом; в этой классификации спектральный класс записывается в следующем формате :

при этом определены следующие подклассы:

• DA - в спектре присутствуют линии бальмеровской серии водорода , линии гелия не наблюдаются;
• DB - в спектре присутствуют линии гелия He I, линии водорода или металлов отсутствуют;
• DC - непрерывный спектр без линий поглощения;
• DO - в спектре присутствуют сильные линии гелия He II, также могут присутствовать линии He I и H;
• DZ - только линии металлов, линии H или He отсутствуют;
• DQ - линии углерода, в том числе молекулярного C 2 ;

и спектральные особенности:

• P - наблюдается поляризация света в магнитном поле;
• H - поляризация при наличии магнитного поля не наблюдается;
• V - звёзды типа ZZ Кита или другие переменные белые карлики;
• X - пекулярные или неклассифицируемые спектры.

Эволюция белых карликов

Белые карлики начинают свою эволюцию как обнажившиеся вырожденные ядра красных гигантов, сбросивших свою оболочку - то есть в качестве центральных звёзд молодых планетарных туманностей . Температуры фотосфер ядер молодых планетарных туманностей чрезвычайно высоки - так, например, температура центральной звезды туманности NGC 7293 составляет от 90 000 К (оценка по линиям поглощения) до 130 000 К (оценка по рентгеновскому спектру) . При таких температурах большая часть спектра приходится на жёсткое ультрафиолетовое и мягкое рентгеновское излучение.

Вместе с тем, наблюдаемые белые карлики по своим спектрам преимущественно делятся на две большие группы - «водородные» спектрального класса DA, в спектрах которых отсутствуют линии гелия, которые составляют ~80 % популяции белых карликов, и «гелиевые» спектрального класса DB без линий водорода в спектрах, составляющие большую часть оставшихся 20 % популяции. Причина такого различия состава атмосфер белых карликов долгое время оставалась неясной. В 1984 году Ико Ибен рассмотрел сценарии «выхода» белых карликов из пульсирующих красных гигантов, находящихся на асимптотической ветви гигантов , на различных фазах пульсации . На поздней стадии эволюции у красных гигантов с массами до десяти солнечных в результате «выгорания» гелиевого ядра образуется вырожденное ядро, состоящее преимущественно из углерода и более тяжёлых элементов, окружённое невырожденным гелиевым слоевым источником, в котором идёт тройная гелиевая реакция. В свою очередь, над ним располагается слоевой водородный источник, в котором идут термоядерные реакции цикла Бете превращения водорода в гелий, окружённый водородной оболочкой; таким образом, внешний водородный слоевой источник является «производителем» гелия для гелиевого слоевого источника. Горение гелия в слоевом источнике подвержено тепловой неустойчивости вследствие чрезвычайно высокой зависимости от температуры, и это усугубляется большей скоростью преобразования водорода в гелий по сравнению со скоростью выгорания гелия; результатом становится накопление гелия, его сжатие до начала вырождения, резкое повышение скорости тройной гелиевой реакции и развитие слоевой гелиевой вспышки .

За крайне короткое время (~30 лет) светимость гелиевого источника увеличивается настолько, что горение гелия переходит в конвективный режим, слой расширяется, выталкивая наружу водородный слоевой источник, что ведёт к его охлаждению и прекращению горения водорода. После выгорания избытка гелия в процессе вспышки светимость гелиевого слоя падает, внешние водородные слои красного гиганта сжимаются, и происходит новый поджог водородного слоевого источника.

Ибен предположил, что пульсирующий красный гигант может сбросить оболочку, образовав планетарную туманность, как в фазе гелиевой вспышки, так и в спокойной фазе с активным слоевым водородным источником, и, поскольку поверхность отрыва оболочки зависит от фазы, то при сбросе оболочки во время гелиевой вспышки обнажается «гелиевый» белый карлик спектрального класса DB, а при сбросе оболочки гигантом с активным слоевым водородным источником - «водородный» карлик DA; длительность гелиевой вспышки составляет около 20 % от длительности цикла пульсации, что и объясняет соотношение водородных и гелиевых карликов DA:DB ~ 80:20 .

Крупные звёзды (в 7-10 раз тяжелее Солнца) в какой-то момент «сжигают» водород, гелий и углерод и превращаются в белые карлики с богатым кислородом ядром. Звёзды SDSS 0922+2928 и SDSS 1102+2054 с кислородсодержащей атмосферой это подтверждают.

Поскольку белые карлики лишены собственных термоядерных источников энергии, то они излучают за счёт запасов своего тепла. Мощность излучения абсолютно чёрного тела (интегральная мощность по всему спектру), приходящаяся на единицу площади поверхности, пропорциональна четвёртой степени температуры тела:

где j {\displaystyle j} - мощность на единицу площади излучающей поверхности, а σ {\displaystyle \sigma } - постоянная Стефана - Больцмана .

Как уже отмечалось, в уравнение состояния вырожденного электронного газа температура не входит - то есть радиус белого карлика и излучающая площадь остаются неизменными: в результате, во-первых, для белых карликов не существует зависимость масса - светимость, но существует зависимость возраст - светимость (зависящая только от температуры, но не от площади излучающей поверхности), и, во-вторых, сверхгорячие молодые белые карлики должны достаточно быстро остывать, так как поток излучения и, соответственно, темп остывания, пропорционален четвёртой степени температуры.

Стоит отметить, что на ранних стадиях остывания белых карликов, крайне важную роль играет нейтринное охлаждение , при больших светимостях эти процессы могут отводить из недр звезды значительно больше энергии, чем излучается с поверхности в виде фотонов . Нейтринное охлаждение очень сильно зависит от температуры, различные слабые процессы идущие при остывании могут быть пропорциональны от T 6 {\displaystyle T^{6}} до T 9 {\displaystyle T^{9}} .

Остывшие белые карлики

В пределе, после десятков миллиардов лет остывания любой белый карлик должен превратиться в так называемый Чёрный карлик (не излучающий видимый свет). Хотя пока таких объектов во Вселенной не наблюдается (по некоторым [каким? ] подсчётам минимум 10 15 лет требуется для остывания белого карлика до температуры 5 K ), так как время, прошедшее со времени образования первых звёзд во Вселенной, составляет (по современным представлениям) около 13 миллиардов лет, но некоторые белые карлики уже охладились до температур ниже 4000 кельвинов (например, белые карлики WD 0346+246 и SDSS J110217, 48+411315.4 с температурами 3700-3800 K и спектральным классом M0 на расстоянии около 100 световых лет от Солнца ), что, наряду с малыми размерами, делает их обнаружение весьма сложной задачей.

На последних этапах остывания чёрных карликов (после 10 15 лет ) важную роль будет играть процесс гравитационного захвата и аннигиляции темной материи . В отсутствие дополнительного источника энергии чёрные карлики становились бы более холодными и тусклыми, пока их температура не сравнялась бы с фоновой температурой Вселенной. Однако благодаря энергии, которую они извлекают из аннигиляции темной материи, белые карлики смогут дополнительно излучать энергию на протяжении ещё очень долгого времени. Полная мощность излучения одного чёрного карлика, обусловленная процессом аннигиляции темной материи, составляет приблизительно 10 15 ватт. И хотя эта незначительная мощность примерно в сто миллиардов (10 11) раз слабее мощности излучения Солнца, именно этот механизм производства энергии будет главным в почти остывших чёрных карликах будущего. Такая выработка энергии будет продолжаться, пока галактическое гало остается целым - то есть в течение 10 20 - 10 25 лет . Затем аннигиляция темной материи постепенно прекратится и они остынут окончательно.

Астрономические феномены с участием белых карликов

Рентгеновское излучение белых карликов

Рис. 10. Снимок Сириуса в мягком рентгеновском диапазоне. Яркий компонент - белый карлик Сириус Б, тусклый - Сириус А

Температура поверхности молодых белых карликов, изотропных ядер звёзд после сброса оболочек, очень высока - более 2⋅10 5 К , однако достаточно быстро падает за счёт излучения с поверхности. Такие очень молодые белые карлики наблюдаются в рентгеновском диапазоне (например, наблюдения белого карлика HZ 43 спутником ROSAT). В рентгеновском диапазоне светимость белых карликов превышает светимость звёзд главной последовательности: иллюстрацией могут служить снимки Сириуса , сделанные рентгеновским телескопом «Чандра» (см. рис. 10) - на них белый карлик Сириус Б выглядит ярче, чем Сириус А спектрального класса A1, который в оптическом диапазоне в ~10 000 раз ярче Сириуса Б .

Температура поверхности наиболее горячих белых карликов - 7⋅10 4 К , наиболее холодных - меньше 4⋅10 3 К (см., например, Звезда ван Маанена и WD 0346+246 с SDSS J110217, 48+411315.4 спектрального класса M0).

Особенностью излучения белых карликов в рентгеновском диапазоне является тот факт, что основным источником рентгеновского излучения для них является фотосфера , что резко отличает их от «нормальных» звёзд: у последних в рентгене излучает корона , разогретая до нескольких миллионов кельвинов, а температура фотосферы слишком низка для испускания рентгеновского излучения.

Аккреция на белые карлики в двойных системах

При эволюции звёзд различных масс в двойных системах темпы эволюции компонентов неодинаковы, при этом более массивный компонент может проэволюционировать в белый карлик, в то время как менее массивный к этому времени может оставаться на главной последовательности. В свою очередь, при сходе в процессе эволюции менее массивного компонента с главной последовательности и его переходе на ветвь красных гигантов размер эволюционирующей звезды начинает расти до тех пор, пока она не заполняет свою полость Роша . Поскольку полости Роша компонентов двойной системы соприкасаются в точке Лагранжа L 1 , то на этой стадии эволюции менее массивного компонента чего через точку L 1 начинается переток материи с красного гиганта в полость Роша белого карлика и дальнейшая аккреция богатой водородом материи на его поверхность (см. рис. 11), что приводит к ряду астрономических феноменов:

• Нестационарная аккреция на белые карлики в случае, если компаньоном является массивный красный карлик , приводит к возникновению карликовых новых (звёзд типа U Gem (UG)) и новоподобных катастрофических переменных звёзд .
• Аккреция на белые карлики, обладающие сильным магнитным полем , направляется в район магнитных полюсов белого карлика, и циклотронный механизм излучения аккрецирующей плазмы в околополярных областях магнитного поля карлика вызывает сильную поляризацию излучения в видимой области (поляры и промежуточные поляры).
• Аккреция на белые карлики богатого водородом вещества приводит к его накоплению на поверхности (состоящей преимущественно из гелия) и разогреву до температур реакции синтеза гелия, что, в случае развития тепловой неустойчивости, приводит к взрыву, наблюдаемому как вспышка новой звезды .
• Достаточно длительная и интенсивная аккреция на массивный белый карлик приводит к превышению его массой предела Чандрасекара и термоядерному взрыву , наблюдаемому как вспышка сверхновой типа Ia (см. рис. 12).

Примечания

1. Я. Б. Зельдович , С. И. Блинников, Н. И. Шакура . Физические основы строения и эволюции звёзд . - М. : МГУ, 1981.
2. Sinuosités observées dans le mouvement propre de Sirius, Fig. 320, Flammarion C., Les étoiles et les curiosités du ciel, supplément de «l’Astronomie populaire», Marpon et Flammarion, 1882
3. E. Schatzman. White Dwarfs. - Amsterdam: North-Holland, 1958. - С. 1.
4. Catalogue of Double Stars , William Herschel, Philosophical Transactions of the Royal Society of London 75 (1785), pp. 40-126
5. On the proper motions of Procyon and Sirius (англ.) . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (12/1844). Дата обращения 22 июля 2009. Архивировано 22 августа 2011 года.
6. Flammarion C. (1877).

Открытие В 1844г директор Кёнигсбергской обсерватории Фридрих Бессель обнаружил, что Сириус, ярчайшая звезда северного неба, периодически, хотя и весьма слабо, отклоняется от прямолинейной траектории движения по небесной сфере. Бессель пришёл к выводу, что у Сириуса должен быть невидимый «тёмный» спутник, причём период обращения обеих звёзд вокруг общего центра масс должен быть порядка 50 лет. Сообщение было встречено скептически, поскольку тёмный спутник оставался ненаблюдаемым, а его масса должна была быть достаточно велика — сравнимой с массой Сириуса.
В январе 1862г А.Г. Кларк, юстируя 18-ти дюймовый рефрактор, самый большой на то время телескоп в мире (Dearborn Telescope), поставленный семейной фирмой Кларков в Чикагскую обсерваторию, обнаружил в непосредственной близости от Сириуса тусклую звёздочку. Это был тёмный спутник Сириуса, Сириус B, предсказанный Бесселем. Температура поверхности Сириуса B составляет 25 000 К, что, с учётом его аномально низкой светимости, указывает на очень малый радиус и, соответственно, крайне высокую плотность — 10 6 г/см³ (плотность Сириуса ~0,25 г/см³, плотность Солнца ~1,4 г/см³).
В 1917г Адриан Ван Маанен открыл следующий белый карлик — звезду Ван Маанена в созвездии Рыб.

Парадокс плотности В начале XX века Герцшпрунгом и Расселом была открыта закономерность в отношении спектрального класса (температуры) и светимости звёзд — Диаграмма Герцшпрунга — Рассела (Г—Р диаграмма). Казалось, что всё разнообразие звёзд укладывается в две ветви Г—Р диаграммы — главную последовательность и ветвь красных гигантов. В ходе работ по накоплению статистики распределения звёзд по спектральному классу и светимости Рассел обратился в 1910г к профессору Э. Пикерингу. Дальнейшие события Рассел описывает так:

Удивление Рассела вполне понятно: 40 Эридана B относится к относительно близким звёздам, и по наблюдаемому параллаксу можно достаточно точно определить расстояние до неё и, соответственно, светимость. Светимость 40 Эридана B оказалась аномально низкой для её спектрального класса — белые карлики образовали новую область на Г—Р диаграмме. Такое сочетание светимости, массы и температуры было непонятно и не находило объяснения в рамках стандартной модели строения звёзд главной последовательности, разработанной в 1920-х годах.
Высокая плотность белых карликов нашла объяснение лишь в рамках квантовой механики после появления статистики Ферми-Дирака. В 1926г Фаулер в статье «Плотная материя» («Dense matter», Monthly Notices R. Astron. Soc. 87, 114—122) показал, что, в отличие от звёзд главной последовательности, для которых уравнение состояния основывается на модели идеального газа (стандартная модель Эддингтона), для белых карликов плотность и давление вещества определяются свойствами вырожденного электронного газа (Ферми-газа).
Следующим этапом в объяснении природы белых карликов стали работы Я. И. Френкеля и Чандрасекара. В 1928г Френкель указал, что для белых карликов должен существовать верхний предел массы, и в 1930г Чандрасекар в работе «Максимальная масса идеального белого карлика» («The maximum mass of ideal white dwarfs», Astroph. J. 74, 81—82) показал, что белые карлики с массой выше 1,4 солнечных неустойчивы (предел Чандрасекара) и должны коллапсировать.

Происхождение белых карликов
Решение Фаулера объяснило внутреннее строение белых карликов, но не прояснило механизм их происхождения. В объяснении генезиса белых карликов ключевую роль сыграли две идеи: мысль Э. Эпика, что красные гиганты образуются из звёзд главной последовательности в результате выгорания ядерного горючего и предположение В.Г. Фесенкова, сделанное вскоре после Второй мировой войны, что звёзды главной последовательности должны терять массу, и такая потеря массы должна оказывать существенное влияние на эволюцию звёзд. Эти предположения полностью подтвердились.
В процессе эволюции звёзд главной последовательности происходит «выгорание» водорода с образованием гелия (цикл Бете). Такое выгорание приводит к прекращению энерговыделения в центральных частях звезды, сжатию и, соответственно, к повышению температуры и плотности в её ядре, что ведет к условиям, в которых активируется новый источник термоядерной энергии: выгорание гелия при температурах порядка 10 8 K (тройная гелиевая реакция или тройной альфа-процесс), характерный для красных гигантов и сверхгигантов:
He 4 + He 4 = Be 8 - два ядра гелия (альфа-частицы) сливаются и образуется нестабильный изотоп бериллия;
Be 8 + He 4 = C 12 + 7,3 МэВ - большая часть Be 8 снова распадается на две альфа-частицы, но при столкновении Be 8 с высокоэнергетической альфа-частицей может образоваться стабильное ядро углерода C 12 .
Следует, однако, отметить, что тройная гелиевая реакция характеризуется значительно меньшим энерговыделением, чем цикл Бете: в пересчёте на единицу массы энерговыделение при «горении» гелия более чем в 10 раз ниже, чем при «горении» водорода . По мере выгорания гелия и исчерпания источника энергии в ядре возможны и более сложные реакции нуклеосинтеза, однако, во-первых, для таких реакций требуются все более высокие температуры и, во-вторых, энерговыделение на единицу массы в таких реакциях падает по мере роста массовых чисел ядер, вступающих в реакцию.
Дополнительным фактором, по видимому влияющим на эволюцию ядер красных гигантов, является сочетание высокой температурной чувствительности тройной гелиевой реакции и реакций синтеза более тяжёлых ядер с механизмом нейтринного охлаждения : при высоких температурах и давлениях возможно рассеяние фотонов на электронах с образованием нейтрино-антинейтринных пар, которые свободно уносят энергию из ядра: звезда для них прозрачна. Скорость такого объёмного нейтринного охлаждения, в отличие от классического поверхностного фотонного охлаждения, не лимитирована процессами передачи энергии из недр звезды к её фотосфере. В результате реакции нуклеосинтеза в ядре звезды достигается новое равновесие, характеризующееся одинаковой температурой ядра: образуется изотермическое ядро .
В случае красных гигантов с относительно небольшой массой (порядка солнечной) изотермические ядра состоят, в основном, из гелия, в случае более массивных звёзд — из углерода и более тяжёлых элементов. Однако, в любом случае плотность такого изотермического ядра настолько высока, что расстояния между электронами образующей ядро плазмы становятся соизмеримыми с их длиной волны Де Бройля λ = h / m v , то есть выполняются условия вырождения электронного газа. Расчёты показывают, что плотность изотермических ядер соответствует плотности белых карликов, т. е. ядрами красных гигантов являются белые карлики .

Потеря массы красными гигантами
Ядерные реакции в красных гигантах происходят не только в ядре: по мере выгорания водорода в ядре, нуклеосинтез гелия распространяется на ещё богатые водородом области звезды, образуя сферический слой на границе бедных и богатых водородом областей. Аналогичная ситуация возникает и с тройной гелиевой реакцией: по мере выгорания гелия в ядре она также сосредотачивается в сферическом слое на границе между бедными и богатыми гелием областями. Светимость звёзд с такими «двухслойными» областями нуклеосинтеза значительно возрастает, достигая порядка нескольких тысяч светимостей Солнца, звезда при этом «раздувается», увеличивая свой диаметр до размеров земной орбиты. Зона нуклеосинтеза гелия поднимается к поверхности звезды: доля массы внутри этой зоны составляет ~70 % массы звезды. «Раздувание» сопровождается достаточно интенсивным истечением вещества с поверхности звезды, такие объекты наблюдаются как протопланетарные туманности, например Nebula HD44179 (рисунок ).
Такие звезды явно являются нестабильными и в 1956г И.С. Шкловский предложил механизм образования планетарных туманностей через сброс оболочек красных гигантов, при этом обнажение изотермических вырожденных ядер таких звёзд приводит к рождению белых карликов (данный сценарий конца эволюции красных гигантов является общепринятым и подкреплён многочисленными наблюдательными данными). Точные механизмы потери массы и дальнейшего сброса оболочки для таких звёзд пока до конца неясен, но можно предположить следующие факторы, могущие внести свой вклад в потерю оболочки:

• В протяжённых звёздных оболочках могут развиваться неустойчивости, приводящие к сильным колебательным процессам, сопровождающимися изменением теплового режима звезды. На рисунке чётко заметны волны плотности выброшенной звездой материи, которые могут быть следствиями таких колебаний.
• Вследствие ионизации водорода в областях, лежащих ниже фотосферы может развиться сильная конвективная неустойчивость. Аналогичную природу имеет солнечная активность, в случае же красных гигантов мощность конвективных потоков должна значительно превосходить солнечную.
• Из-за крайне высокой светимости существенным становится световое давление потока излучения звезды на её внешние слои, что, по расчётным данным, может привести к потере оболочки за несколько тысяч лет.

Так или иначе, но достаточно длительный период относительно спокойного истечение вещества с поверхности красных гигантов заканчивается сбросом его оболочки и обнажением его ядра. Такая сброшенная оболочка наблюдается как планетарная туманность. Скорости расширения протопланетарных туманностей составляют десятки км/с, т. е. близки к значению параболических скоростей на поверхности красных гигантов, что служит дополнительным подтверждением их образования сбросом «излишка массы» красных гигантов.

Особенности спектров
Спектры белых карликов сильно отличаются от спектров звёзд главной последовательности и гигантов. Главная их особенность — небольшое число сильно уширенных линий поглощения, а некоторые белые карлики (спектральный класс DC) вообще не содержат заметных линий поглощения. Малое число линий поглощения в спектрах звёзд этого класса объясняется очень сильным уширением линий: только самые сильные линии поглощения, уширяясь, имеют достаточную глубину, чтобы остаться заметными, а слабые, из-за малой глубины, практически сливаются с непрерывным спектром.
Особенности спектров белых карликов объясняются несколькими факторами. Во-первых, из-за высокой плотности белых карликов ускорение свободного падения на их поверхности составляет ~10 8 см/с² (или ~1000 Км/с²), что, в свою очередь, приводит к малым протяжённостям их фотосфер, огромным плотностям и давлениям в них и уширению линий поглощения. Другим следствием сильного гравитационного поля на поверхности является гравитационное красное смещение линий в их спектрах, эквивалентное скоростям в несколько десятков км/с. Во-вторых, у некоторых белых карликов, обладающих сильными магнитными полями, наблюдаются сильная поляризация излучения и расщепление спектральных линий вследствие эффекта Зеемана.

Рентгеновское излучение белых карликов
Температура поверхности молодых белых карликов — изотропных ядер звёзд после сброса оболочек, очень высока — более 2·10 5 K, однако достаточно быстро падает за счёт нейтринного охлаждения и излучения с поверхности. Такие очень молодые белые карлики наблюдаются в рентгеновском диапазоне. Температура поверхности наиболее горячих белых карликов — 7·10 4 K, наиболее холодных — ~5·10³ K.
Особенностью излучения белых карликов в рентгеновском диапазоне является тот факт, что основным источником рентгеновского излучения для них является фотосфера, что резко отличает их от «нормальных» звёзд: у последних в рентгене излучает корона, разогретая до нескольких миллионов кельвинов, а температура фотосферы слишком низка для испускания рентгеновского излучения.
В отсутствие аккреции источником светимости белых карликов является запас тепловой энергии ионов в их недрах, поэтому их светимость зависит от возраста. Количественную теорию остывания белых карликов построил в конце 1940-х гг С.А. Каплан.

Аккреция на белые карлики в двойных системах

• Нестационарная аккреция на белые карлики в случае, если компаньоном является массивный красный карлик, приводит к возникновению карликовых новых (звёзд типа U Gem (UG)) и новоподобных катастрофических переменных звёзд.
• Аккреция на белые карлики, обладающие сильным магнитным полем, направляется в район магнитных полюсов белого карлика, и циклотронный механизм излучения аккрецирующей плазмы в околополярных областях поля вызывает сильную поляризацию излучения в видимой области (поляры и промежуточные поляры).
• Аккреция на белые карлики богатого водородом вещества приводит к его накоплению на поверхности (состоящей преимущественно из гелия) и разогреву до температур реакции синтеза гелия, что, в случае развития тепловой неустойчивости, приводит к взрыву, наблюдаемому как вспышка новой звезды.

Когда мы смотрим на ночное небо, нам кажется, что все звезды одинаковы. Человеческий глаз с большим трудом различает видимый спектр света, излучаемого далекими небесными светилами. Звезда, которую еще едва видно, может уже давно погасла, и мы наблюдаем только ее свет. Каждая из звезд проживает свою жизнь. Одни светят ровным белым светом, другие выглядят пульсирующими неоновым светом яркими точками. Третьи представляют собой тусклые светящиеся пятнышки, едва заметные в небе.

Каждая из звезд пребывает на определенном этапе своей эволюции и с течением времени превращается в небесное светило другого класса. Вместо яркой и ослепительной точки на ночном небе появляется новый космический объект — белый карлик — стареющая звезда. Этот этап эволюции характерен для большинства обычных звезд. Не избежать подобной участи и нашему Солнцу .

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.

После того, как звезда израсходовала весь водород, ее ядро под воздействием гравитационных сил и колоссального внутреннего давления начинает сжиматься. Теряя основную часть своей оболочки, небесное светило достигает предел массы звезды, при которой может существовать как белый карлик, лишенный источников энергии, продолжая по инерции излучать тепло. На самом деле белые карлики — это звезды из класса красных гигантов и сверхгигантов, утративших наружную оболочку.

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.

Эволюция белых карликов

Вне главной последовательности происходит процесс угасания звезды. Под воздействием сил гравитации нагретый газ красных гигантов и сверхгигантов разлетается по Вселенной, образуя молодую планетарную туманность. Через сотни тысяч лет туманность рассеивается, а на ее месте остается вырожденное ядро красного гиганта белого цвета. Температуры такого объекта достаточно высоки от 90000 К, оценивая по линии поглощения спектра и до 130000 К, когда оценка осуществляется в пределах рентгеновского спектра. Однако ввиду небольших размеров, остывание небесного светила происходит очень медленно.

Та картина звездного неба, которую мы наблюдаем, имеет возраст в десятки-сотни миллиардов лет. Там, где мы видим белые карлики, в пространстве уже возможно существует другое небесное тело. Звезда перешла в класс черного карлика, конечный этап эволюции. В действительности на месте звезды остается сгусток материи, температура которого равняется температуре окружающего пространства. Главная особенность этого объекта — полное отсутствие видимого света. Заметить такую звезду в обычный оптический телескоп достаточно трудно ввиду слабой светимости. Основным критерием обнаружения белых карликов является наличие мощного ультрафиолетового излучения и рентгеновских лучей.

Все известные белые карлики в зависимости от своего спектра делятся на две группы:

• объекты водородные, спектрального класса DA, в спектре которых отсутствуют линии гелия;
• гелиевые карлики, спектральный класс DB. Основные линии в спектре приходятся на гелий.

Белые карлики водородного типа составляют большинство популяции, до 80% из всех известных на данный момент объектов подобного типа. На гелиевые карлики приходится оставшиеся 20%.

Этап эволюции, в результате которой появляется белый карлик, является последним для немассивных звезд, к которым относится и наша звезда Солнце. На данном этапе звезда обладает следующими характеристиками. Несмотря на столь маленькие и компактные размеры звезды, ее звездное вещество весит ровно столько, сколько требуется для ее существования. Другими словами, белые карлики, которые имеют радиусы в 100 раз меньше радиуса солнечного диска, имеют массу равную массе Солнца или даже весят больше, чем наша звезда.

Этого говорит о том, что плотность белого карлика в миллионы раз выше плотности обычных звезд, находящихся в пределах главной последовательности. К примеру, плотность нашей звезды 1,41 г/см³, тогда как плотность у белых карликов может достигать колоссальных значений 105-110 г/см3.

В отсутствие собственных источников энергии, такие объекты постепенно остывают, соответственно имеют невысокую температуру. На поверхности белых карликов зафиксирована температура в диапазоне 5000-50000 градусов Кельвина. Чем старше звезда, тем ниже ее температура.

К примеру, соседка самой яркой звезды нашего небосклона Сириуса А, белый карлик Сириус В, имеет температуру поверхности всего 2100 градусов Кельвина. Внутри это небесное тело значительно горячее, почти 10000°К. Сириус В стал первым из белых карликов, обнаруженных астрономами. Цвет белых карликов, открытых после Сириуса В, оказался таким же белым, что и послужило поводом дать такое название этому классу звезд.

По яркости света Сириус А в 22 раза превышает яркость нашего Солнца, а вот ее сестра Сириус В светит тусклым светом, заметно уступая по яркость своей ослепительной соседке. Обнаружить присутствие белого карлика удалось благодаря снимкам Сириуса, сделанным рентгеновским телескопом Чандра. Белые карлики не обладают ярко выраженным световым спектром, поэтому принято считать такие звезды достаточно холодными темными космическими объектами. В инфракрасном и в рентгеновском диапазоне Сириус В светит значительно ярче, продолжая излучать огромное количество тепловой энергии. В отличие от обычных звезд, где источником рентгеновских волн служит корона, источником излучения у белых карликов является фотосфера.

Находясь вне главной последовательности по распространенности эти звезды не самые распространенные объекты во Вселенной. В нашей галактике на долю белых карликов приходится всего 3-10% небесных светил. Для этой части звездного населения нашей галактики неопределенность оценки затрудняет слабость излучения в видимой области поляры. Другими словами, свет белых карликов не в состоянии преодолеть большие скопления космического газа, из которых состоят рукава нашей галактики.

Научный взгляд на историю появления белых карликов

Дальше в небесных светилах на месте иссякших основных источников термоядерной энергии возникает новый источник термоядерной энергии, тройная гелиевая реакция, или тройной альфа-процесс, обеспечивающая выгорание гелия. Эти предположения полностью подтвердились, когда появилась возможность наблюдать поведение звезд в инфракрасном диапазоне. Спектр света обычной звезды существенно отличается от той картины, которую мы наблюдаем, глядя на красные гиганты и белые карлики. Для вырожденных ядер таких звезд существует верхний предел массы, в противном случае небесное тело становится физически неустойчивым и может наступить коллапс.

Объяснить столь высокую плотность, которую имеют белые карлики с точки зрения физических законов практически невозможно. Происходящие процессы стали понятны, только благодаря квантовой механике, которая позволила изучить состояние электронного газа звездного вещества. В отличие от обычной звезды, где для изучения состояния газа используется стандартная модель, в белых карликах ученые имеют дело с давлением релятивистского вырожденного электронного газа. Говоря понятным языком, наблюдается следующее. При огромном сжатии в 100 и более раз, звездное вещество становится похоже на один большой атом, в котором все атомные связи и цепочки сливаются воедино. В таком состоянии электроны образуют вырожденный электронный газ, новое квантовое образование которого может противостоять силам гравитации. Этот газ образует плотное ядро, лишенное оболочки.

При детальном изучении белых карликов с помощью радиотелескопов и рентгеновской оптики оказалось, что эти небесные объекты не такие простые и скучные, как может показаться на первый взгляд. Учитывая отсутствие внутри таких звезд термоядерных реакций, невольно возникает вопрос – откуда берется огромное давление, сумевшее уравновесить силы гравитации и силы внутреннего притяжения.

В результате исследований ученых физиков в области квантовой механики, была создана модель белого карлика. Под действием сил гравитации, звездное вещество сжимается до такой степени, что электронные оболочки атомов разрушаются, электроны начинают свое собственное хаотичное движение, переходя из одного состояния в другое. Ядра атомов в отсутствие электронов образуют систему, образуя между собой прочную и устойчивую связь. Электронов в звездном веществе настолько много, что образуется много состояний, соответственно скорость электронов сохраняется. Большая скорость элементарных частиц создает колоссальное внутренне давление электронного вырожденного газа, который в состоянии противостоять силам гравитации.

Когда стали известны белые карлики?

Несмотря на то, что первым белым карликом, открытым астрофизиками, считается Сириус В, имеются сторонники версии более раннего знакомства научного сообщества со звездными объектами этого класса. Еще в 1785 году астроном Гершель впервые включил в звездный каталог тройную звездную систему в созвездии Эридана, разделив все звезды по отдельности. Только спустя 125 лет астрономы выявили аномально низкую светимость 40 Эридана В при высокой цветовой температуре, что послужило поводом для выделения таких объектов в отдельный класс.

Объект обладал слабым блеском, соответствующим звездной величине +9,52m. Белый карлик обладал массой ½ солнечной и имел диаметр меньше земного. Эти параметры противоречили теории внутреннего строения звезд, где светимость, радиус и температура поверхности звезды являлись ключевыми параметрами определения класса звезды. Маленький диаметр, низкая светимость с точки зрения физических процессов не соответствовали высокой цветовой температуре. Такое несоответствие вызывало много вопросов.

Аналогичным образом выглядела ситуация с другим белым карликом — Сирусом В. Являясь спутником самой яркой звезды белый карлик имеет небольшие размеры и огромную плотность звездного вещества — 106 г/см3. Для сравнения, вещество этого небесного светила количеством со спичечный коробок весило бы на нашей планете более миллиона тонн. Температура этого карлика в 2,5 раза выше главной звезды системы Сириус.

Последние научные выводы

Небесные светила, с которыми мы имеем дело, представляют собой естественный природный полигон, благодаря которому человек может изучить строение звезд, этапы их эволюции. Если рождение звезд можно объяснить физическими законами, которые одинаково действуют в любой обстановке, то эволюция звезд представлена совершенно иными процессами. Научное объяснение многих из них переходит в категорию квантовой механики, науки об элементарных частицах.

Белые карлики выглядят в этом свете самыми загадочными объектами:

• Во-первых, очень любопытно выглядит процесс вырождения ядра звезды, в результате которого звездное вещество не разлетается в космосе, а наоборот, сжимается до невообразимых размеров;
• Во-вторых, при отсутствии термоядерных реакций, белые карлики остаются достаточно горячими космическими объектами;
• В-третьих, эти звезды, имея высокую цветовую температуру, обладают низкой светимостью.

На эти и многие другие вопросы учеными всех мастей, астрофизикам, физикам и ядерщикам еще предстоит дать ответы, которые позволят предугадать судьбу нашего родного светила. Солнце ожидает судьба белого карлика, однако остается под вопросом, сможет ли человек наблюдать Солнце в этой роли.

Если у вас возникли вопросы - оставляйте их в комментариях под статьей. Мы или наши посетители с радостью ответим на них

Белые карлики - распространенный тип звезд с малой светимостью и огромной массой. В нашей галактике они составляют несколько процентов от общего числа звезд. Это компактные объекты, размером примерно с . Температура внутри них невысока, так что ядерные реакции не протекают. Запасенная энергия постепенно уменьшается за счет излучения электромагнитных волн. Температура поверхности белых карликов колеблется в пределах от 5 000° K у старых, «холодных» звезд до 50 000° K у молодых и «горячих».

Массы белых карликов не превосходят 1,4 массы Солнца, хотя плотность вполне приличная - 1 000 000 - 100 000 000 г/см³

Белые карлики относятся к объектам, находящимся в последней стадии эволюции. Плотность вещества белых карликов больше плотности обычных звёзд в миллион раз, а распространённость их среди звёзд – 3 – 10%. Также белые карлики от звезд отличаются тем,что в их недрах не идут термоядерные реакции.

Когда на закончится весь гелий (через 100 – 110 млн. лет), оно превратится в белый карлик.

Молодые белые карлики имеют температуру больше 2 . 10 5 °К на поверхности. Классический пример – снимки самой яркой звезды нашего неба, Сириуса.

Их удалось получить при помощи рентгеновского телескопа «Чандра». В оптике Сириус А в 10 000 раз ярче своего напарника, Сириуса В, но в рентгеновском диапазоне белый карлик имеет бо льшую яркость.

Из чего состоят

Белые карлики не так просты и скучны, как это может показаться на первый взгляд. Действительно, если ядерные реакции не идут и температура невысока, то откуда берется высокое давление, сдерживающее гравитационное сжатие вещества? Оказывается, что решающую роль играют квантовые свойства электронов. Под действием гравитации вещество сжимается настолько, что ядра атомов проникают внутрь электронных оболочек соседних атомов. Электроны уже не принадлежат конкретным ядрам, а вольны летать по всему пространству внутри звезды. Ядра же образуют плотно связанную систему наподобие кристаллической решетки. Далее происходит самое интересное. Хотя в результате излучения в окружающее пространство белый карлик остывает, средняя скорость электронов не уменьшается. Это связано с тем, что, согласно законам квантовой механики, два электрона, имея полуцелый спин, не могут находиться в одном состоянии (принцип Паули). Значит, число различных состояний электронов белого карлика не может быть меньше числа электронов. Но понятно, что число состояний уменьшается с уменьшением скоростей электронов. В предельном случае, если бы скорость всех электронов стала равной нулю, все они оказались бы в одном состоянии (точнее - в двух, с учетом проекции спина). Поскольку электронов в белом карлике много, то и состояний должно быть много, а это обеспечивается сохранением их скоростей. Ну а большие скорости частиц создают большое давление, противодействующее гравитационному сжатию. Конечно, если масса объекта слишком велика, гравитация преодолеет и этот барьер.

Эволюция

Большинство белых карликов являются одним из последних этапов эволюции нормальных, не очень массивных звезд. Звезда, исчерпав запасы ядерного горючего, переходит в стадию красного гиганта, теряет часть вещества, превращаясь в белый карлик. При этом наружная оболочка - нагретый газ - разлетается в космическом пространстве и с Земли она наблюдается как . За сотни тысяч лет такие туманности рассеиваются в пространстве, а их плотные ядра, белые карлики, постепенно остывают аналогично раскалённому куску металла, но очень медленно, поскольку его поверхность мала. Со временем они должны превратиться в коричневые (черные) карлики - сгустки материи с температурой окружающей среды. Правда, как показывают расчеты, на это может потребоваться множество миллиардов лет.

Очевидно, что открытие коричневых карликов затруднено их слабой светимостью. Один из коричневых карликов находится в созвездии Гидры. Его блеск составляет лишь 22,3. Уникальность открытия заключается в том, что ранее обнаруженные коричневые карлики входили в двойные системы, именно поэтому их и могли обнаружить, а этот - одиночный. Его нашли только благодаря близости к Земле: до него всего 33 световых года.

Предполагается, что нынешние коричневые карлики - это не остывшие белые (слишком мало времени прошло), а «недоразвившиеся» звезды. Как известно, звезды рождаются из газопылевого облака, причем одно облако порождает несколько звезд разной массы. Если сжимающийся сгусток газа имеет массу в 10-100 раз меньше солнечной, образуются коричневые карлики. Они довольно сильно разогреваются силами гравитационного сжатия и излучают в инфракрасном диапазоне. Ядерные реакции в коричневых карликах не происходят.

Открытие

К началу 30-х гг. XX в. в общих чертах сложилась теория внутреннего строения звезд. Задавая массу звезды и ее химический состав, теоретики могли рассчитать все наблюдаемые характеристики звезды - ее светимость, радиус, температуру поверхности и т. д. Однако эту стройную картину нарушала невзрачная звездочка 40 Эридана В , открытая английским астрономом Вильямом Гершелем в 1783 г. Для своей высокой температуры она имела слишком небольшую светимость, а следовательно, слишком малые размеры. С точки зрения классической физики это не поддавалось объяснению. Спустя некоторое время были найдены и другие необычные звезды. Самым знаменитым из этих открытий стало открытие Сириуса В - невидимого спутника самой яркой звезды - Сириуса. Астроном Фридрих Вильгельм Бессель (немецкий математик и астроном), наблюдая за Сириусом, обнаружил, что он движется не по прямой, а «слегка по синусоиде». Примерно десять лет наблюдений и размышлений привели Бесселя к выводу, что рядом с Сириусом находится вторая звезда, оказывающая на него гравитационное воздействие.

Предсказание Бесселя подтвердились после того, как А. Кларк в 1862 г. сконструировал телескоп с объективом диаметром 46 см, на тот момент самый большой телескоп в мире. Для проверки качества линзы его направили на Сириус - самую яркую звезду. В поле зрения телескопа появилась еще одна звезда, неяркая, которую и предсказывал Бессель.

Температура Сириуса В оказалась равной 25 000 К - в 2,5 раза выше, чем у яркого Сириуса А. С учетом размеров звезды это указывало на чрезвычайно высокую плотность ее вещества - 106г/см³. Наперсток такого вещества весил бы на Земле миллион тонн.

Как оказалось, белые карлики - это звездные «огарки», ведущие свое происхождение от обычных звезд. Равновесие обычных звезд поддерживается силой давления раскаленной плазмы, которая противостоит силе гравитации (тяготения). Чтобы равновесие сохранялось, необходимы внутренние источники энергии, иначе звезда, теряя энергию на излучение потоков света в окружающее пространство, не выдержала бы противоборства с силами. Таким внутренним источником служат термоядерные реакции превращения водорода в гелий. Как только в центральных областях звезды «выгорает» весь водород, равновесие нарушается и звезда начинает сжиматься под действием собственной тяжести. Типичная плотность окружающих нас предметов составляет несколько граммов на 1 см³ (примерно такова характерная плотность атома). Такую же среднюю плотность имеют звезды типа нашего Солнца. Однако, если обычную звезду сжать в 100 раз, атомы «вожмутся» друг в друга и звезда превратится в один гигантский атом, в котором энергетические уровни отдельных атомов «сцепятся» воедино. При таких плотно­стях электроны образуют так называемый вырожденный элек­тронный газ - особое квантовое состояние, при котором все электроны белого карлика «чувствуют» друг друга и образу­ют единый коллектив - именно он и противостоит гравитаци­онному сжатию. Так звезда превращается в плотное ядро - белый карлик.