С массами порядка массы Солнца (М?) и радиусами, примерно в 100 раз меньшими, чем радиус Солнца. Средняя плотность вещества белых карликов 10 8 -10 9 кг/м 3 . Белые карлики составляют несколько процентов всех звёзд Галактики. Многие белые карлики входят в двойные звёздные системы. Первой звездой, отнесённой к белым карликам, был Сириус В (спутник Сириуса), открытый американским астрономом А. Кларком в 1862 году. В 1910-е годы белые карлики выделены в особый класс звёзд; их название связано с цветом первых представителей этого класса.

Имея массу звезды и размер небольшой планеты, белый карлик обладает колоссальным притяжением вблизи своей поверхности, которое стремится сжать звезду. Но она сохраняет устойчивое равновесие, поскольку гравитационным силам противостоит давление вырожденного газа электронов: при высокой плотности вещества, характерной для белых карликов, концентрация практически свободных электронов в нём столь велика, что, согласно принципу Паули, они обладают большим импульсом. Давление вырожденного газа практически не зависит от его температуры, поэтому при остывании белый карлик не сжимается.

Чем больше масса белого карлика, тем меньше его радиус. Теория указывает для белых карликов верхний предел массы около 1,4М? (так называемый Чандрасекара предел), превышение которого приводит к гравитационному коллапсу. Наличие такого предела обусловлено тем, что по мере роста плотности газа скорость электронов в нём приближается к скорости света и далее возрастать не может. В результате давление вырожденного газа уже не способно противостоять силе тяготения.

Белые карлики образуются в конце эволюции обычных звёзд с начальной массой менее 8М? после исчерпания ими запаса термоядерного горючего. В этот период звезда, пройдя через стадию красного гиганта и планетарной туманности, сбрасывает свои внешние слои и обнажает ядро, имеющее очень высокую температуру. Постепенно остывая, ядро звезды переходит в состояние белого карлика, продолжая ещё долго светить за счёт запасённой в недрах тепловой энергии. С возрастом светимость белого карлика падает. При возрасте около 1 миллиарда лет светимость белого карлика в тысячу раз ниже солнечной. Температуpa поверхности у изученных белых карликов лежит в диапазоне от 5·10 3 до 10 5 К.

У некоторых белых карликов обнаружена оптическая переменность с периодами от нескольких минут до получаса, объясняемая проявлением гравитационных нерадиальных колебаний звезды. Анализ этих колебаний методами астросейсмологии позволяет изучать внутреннее строение белых карликов. В спектрах около 3% белых карликов наблюдается сильная поляризация излучения или зеемановское расщепление спектральных линий, что указывает на существование у них магнитных полей индукцией 3·10 4 -10 9 Гс.

Если белый карлик входит в тесную двойную систему, то существенный вклад в его светимость может давать термоядерное горение водорода, перетекающего с соседней звезды. Это горение часто носит нестационарный характер, что проявляется в виде вспышек новых и новоподобных звёзд. В редких случаях накопление водорода на поверхности белого карлика приводит к термоядерному взрыву с полным разрушением звезды, наблюдаемому как вспышка сверхновой.

Лит.: Блинников С. И. Белые карлики. М., 1977; Шапиро С., Тьюколски С. Черные дыры, белые карлики и нейтронные звезды: В 2 часть М., 1985.

У каждой звезды своя судьба и своя продолжительность жизни. Наступает момент, когда она начинает угасать.

Белые карлики – это необычные звезды. Они состоят из вещества, плотность которого чрезвычайно высока. В теории звездной эволюции они рассматриваются как заключительный этап эволюции звезд малой и средней массы, сравнимыми с массой Солнца. По разным оценкам в нашей Галактике насчитывается 3-4 % таких звезд.

Как же образуются белые карлики?

После того как в стареющей звезде выгорит весь водород, ее ядро сжимается и разогревается, - это способствует расширению ее внешних слоев. Эффективная температура звезды падает, и она превращается в красного гиганта. Разреженная оболочка звезды, очень слабо связанная с ядром, со временем рассеивается в пространстве, перетекая на соседние планеты, а на месте красного гиганта остается очень компактная звезда, называемая белым карликом.

Долгое время оставалось загадкой, почему белые карлики, имеющие температуру, превосходящую температуру Солнца, по сравнению с размерами Солнца невелики, пока не выяснилось, что плотность вещества внутри них предельно высока (в пределах 10 5 – 10 9 г/см 3). Стандартной зависимости - масса-светимость - для белых карликов не существует, что отличает их от других звезд. В чрезвычайно малом объеме «упаковано» огромное количество вещества, из-за чего плотность белого карлика почти в 100 раз больше плотности воды.

(На картинке сравнение размеров двух белых карликов с планетой Земля )

Температура белых карликов остается практически постоянной, несмотря на отсутствие внутри них термоядерных реакций. Чем же это объясняется? По причине сильного сжатия электронные оболочки атомов начинают проникать друг в друга. Это продолжается до тех пор, пока между ядрами расстояние не становится минимальным, равным радиусу наименьшей электронной оболочки. В результате ионизации электроны начинают свободно двигаться относительно ядер, а вещество внутри белого карлика приобретает физические свойства, которые характерны для металлов. В подобном веществе энергия к поверхности звезды переносится электронами, скорость которых по мере сжатия все больше увеличивается: некоторые из них двигаются со скоростью, соответствующей температуре в миллион градусов. Температура на поверхности и внутри белого карлика может резко отличаться, что не приводит к изменению диаметра звезды. Здесь можно привести сравнение с пушечным ядром – остывая, оно не уменьшается в объеме.

(На картинке звезда ван Маанена - тусклый белый карлик, находящийся в созвездии Рыб )

Угасает белый карлик крайне медленно: за сотни миллионов лет интенсивность излучения падает всего на 1%. Но в итоге он должен будет исчезнуть, превратившись в черного карлика, для чего могут потребоваться триллионы лет. Белые карлики вполне можно назвать уникальными объектами Вселенной. Воспроизвести в земных лабораториях условия, в которых они существуют, еще никому не удалось.

Расчеты показывают, что при взрыве сверхновой с M ~ 25M остается плотное нейтронное ядро (нейтронная звезда) с массой ~ 1.6M . В звездах с остаточной массой M > 1.4M , не достигших стадии сверхновой, давление вырожденного электронного газа также не в состоянии уравновесить гравитационные силы и звезда сжимается до состояния ядерной плотности. Механизм этого гравитационного коллапса тот же, что и при взрыве сверхновой. Давление и температура внутри звезды достигают таких значений, при которых электроны и протоны как бы “вдавливаются” друг в друга и в результате реакции

после выброса нейтрино образуются нейтроны, занимающие гораздо меньший фазовый объем, чем электроны. Возникает так называемая нейтронная звезда, плотность которой достигает 10 14 - 10 15 г/см 3 . Характерный размер нейтронной звезды 10 - 15 км. В некотором смысле нейтронная звезда представляет собой гигантское атомное ядро. Дальнейшему гравитационному сжатию препятствует давление ядерной материи, возникающее за счет взаимодействия нейтронов. Это также давление вырождения, как ранее в случае белого карлика, но - давление вырождения существенно более плотного нейтронного газа. Это давление в состоянии удерживать массы вплоть до 3.2M .
Нейтрино, образующиеся в момент коллапса, довольно быстро охлаждают нейтронную звезду. Согласно теоретическим оценкам температура ее падает с 10 11 до 10 9 K за время ~ 100 с. Дальше темп остывания несколько уменьшается. Однако он достаточно высок по астрономическим масштабам. Уменьшение температуры с 10 9 до 10 8 K происходит за 100 лет и до 10 6 K - за миллион лет. Обнаружить нейтронные звезды оптическими методами довольно сложно из-за малого размера и низкой температуры.
В 1967 г. в Кембриджском университете Хьюиш и Белл открыли космические источники периодического электромагнит-ного излучения - пульсары. Периоды повторения импульсов боль-шинства пульсаров лежат в интервале от 3.3·10 -2 до 4.3 с. Согласно современным представлениям, пульсары - это вращающиеся нейтронные звезды, имеющие массу 1 - 3M и диаметр 10 - 20 км. Только компактные объекты, имеющие свойства нейтронных звезд, могут сохранять свою форму, не разрушаясь при таких скоростях вращения. Сохранение углового момента и магнитного поля при образовании нейтронной звезды приводит к рождению быстро вращающихся пульсаров с сильным магнитным полем B ~ 10 12 Гс.
Считается, что нейтронная звезда имеет магнитное поле, ось которого не совпадает с осью вращения звезды. В этом случае излучение звезды (радиоволны и видимый свет) скользит по Земле как лучи маяка. Когда луч пересекает Землю регистрируется импульс. Само излучение нейтронной звезды возникает за счет того, что заряженные частицы с поверхности звезды двигаются вовне по силовым линиям магнитного поля, испуская электромагнитные волны. Этот механизма радиоизлучения пульсара, впервые предложенный Голдом, показан на рис. 39.

Если пучок излучения попадает на земного наблюдателя, то радиотелескоп фиксирует короткие импульсы радиоизлучения с периодом, равным периоду вращения нейтронной звезды. Форма импульса может быть очень сложной, что обусловлено геометрией магнитосферы нейтронной звезды и является характерной для каждого пульсара. Периоды вращения пульсаров строго постоянны и точности измерения этих периодов доходят до 14-значной цифры.
В настоящее время обнаружены пульсары, входящие в двойные системы. Если пульсар вращается по орбите вокруг второго компонента, то должны наблюдаться вариации периода пульсара вследствие эффекта Допплера. Когда пульсар приближается к наблюдателю, регистрируемый период радиоимпульсов из-за допплеровского эффекта уменьшается, а когда пульсар удаляется от нас, его период увеличивается. На основе этого явления и были обнаружены пульсары, входящие в состав двойных звезд. Для впервые обнаруженного пульсара PSR 1913 + 16, входящего в состав двойной системы, орбитальный период обращения составил 7 часов 45 мин. Собственный период обращения пульсара PSR 1913 + 16 равен 59 мс.
Излучение пульсара должно приводить к уменьшению скорости вращения нейтронной звезды. Такой эффект также был обнару-жен. Нейтронная звезда, входящая в состав двойной системы, может быть и источником интенсивного рентгеновского излучения.
Структура нейтронной звезды массой 1.4M и радиусом 16 км показана на рис. 40.

I - тонкий внешний слой из плотно упакованных атомов. В областях II и III ядра расположены в виде объемно-центрированной кубической решетки. Область IV состоит в основном из нейтронов. В области V вещество может состоять из пионов и гиперонов, образуя адронную сердцевину нейтронной звезды. Отдельные детали строения нейтронной звезды в настоящее время уточняются.
Образование нейтронных звезд не всегда является следствием вспышки сверхновой. Возможен и другой механизм образования нейтронных звезд в ходе эволюции белых карликов в тесных двойных звездных системах. Перетекание вещества звезды-компаньона на белый карлик постепенно увеличивает массу белого карлика и по достижении критической массы (предела Чандрасекара) белый карлик превращается в нейтронную звезду. В случае, когда перетекание вещества продолжается и после образования нейтронной звезды, её масса может существенно увеличиться и в результате гравитационного коллапса она может превратиться в черную дыру. Это соответствует так называемому “тихому” коллапсу.
Компактные двойные звезды могут проявляться и как источники рентгеновского излучения. Оно также возникает за счет аккреции вещества, падающего с “нормальной” звезды на более компактную. При аккреции вещества на нейтронную звезду с B > 10 10 Гс вещество падает в район магнитных полюсов. Рентгеновское излучение модулируется её вращением вокруг оси. Такие источники называют рентгеновскими пульсарами.
Существуют рентгеновские источники (называемые барстерами), в которых периодически с интервалом от нескольких часов до суток происходят всплески излучения. Характерное время нарастания всплеска - 1 сек. Длительность всплеска от 3 до 10 сек. Интенсивность в момент всплеска может на 2 - 3 порядка превосходить светимость в спокойном состоянии. В настоящее время известно несколько сотен таких источников. Считается, что всплески излучения происходят в результате термоядерных взрывов вещества, накопившегося на поверхности нейтронной звезды в результате аккреции.
Хорошо известно, что на малых расстояниях между нуклонами (< 0.3·10 -13 см) ядерные силы притяжения сменяются силами оттал-кивания, т. е. противодействие ядерного вещества на малых расстояниях сжимающей силе тяготения увеличивается. Если плотность вещества в центре нейтронной звезды превышает ядерную плотность r яд и достигает 10 15 г/см 3 , то в центре звезды наряду с нуклонами и электронами образуются также мезоны, гипероны и другие более массивные частицы. Исследования поведения вещества при плотностях, превышающих ядерную плотность, в настоящее время находятся в начальной стадии и имеется много нерешенных проблем. Расчеты показывают, что при плотностях вещества r > r яд возможны такие процессы, как появление пионного конденсата, переход нейтронизованного вещества в твердое кристаллическое состояние, образование гиперонной и кварк-глюонной плазмы. Возможно образование сверхтекучего и сверхпроводящего состояний нейтронного вещества.
В соответствии с современными представлениями о поведении вещества при плотностях в 10 2 - 10 3 раз, превышающих ядерную (а именно о таких плотностях идет речь, когда обсуждается внутреннее строение нейтронной звезды), внутри звезды образуются атомные ядра вблизи границы устойчивости. Более глубокое понимание может быть достигнуто в результате исследования состояния вещества в зависимости от плотности, температуры, устойчивости ядерной материи при экзотических отношениях числа протонов к числу нейтронов в ядре n p /n n , учете слабых процессов с участием нейтрино. В настоящее время практически единственной возможностью исследования вещества при плотностях больших ядерной являются ядерные реакции между тяжелыми ионами. Однако, экспериментальные данные по столкновению тяжелых ионов дают пока недостаточно информации, т. к. достижимые значения n p /n n как для ядра - мишени, так и для налетающего ускоренного ядра невелики (~ 1 - 0.7).
Точные измерения периодов радиопульсаров показали, что скорость вращения нейтронной звезды постепенно замедляется. Это связано с переходом кинетической энергии вращения звезды в энергию излучения пульсара и с эмиссией нейтрино. Небольшие скачкообразные изменения периодов радиопульсаров объясняются накоплением напряжений в поверхностном слое нейтронной звезды, сопровождающимся “растрескиванием” и “разломами”, что и приводит к изменению скорости вращения звезды. В наблюдаемых временных характеристиках радиопульсаров содержится информация о свойствах “коры” нейтронной звезды, физических условиях внутри неё и о сверхтекучести нейтронного вещества. В последнее время обнаружено значительное число ра-диопульсаров с периодами меньшими 10 мс. Это требует уточнения представлений о процессах, происходящих в нейтронных звездах.
Другой проблемой является исследование нейтринных процессов в нейтронных звездах. Эмиссия нейтрино является одним из механизмов потери энергии нейтронной звездой в течении 10 5 - 10 6 лет после её образования.

Откуда берутся белые карлики?

Что станет со звездой в конце ее жизненного пути зависит от массы, которую звезда имела при рождении. Звезды, которые изначально имели большую массу, заканчивают свою жизнь как черные дыры и нейтронные звезды. Звезды малой или средней массы (с массами менее 8 масс Солнца) станут белыми карликами. Типичный белый карлик имеет приблизительно массу Солнца, а по размеру немного превосходит Землю. Белый карлик представляет собой одну из наиболее плотных форм материи, которую по плотности превосходят только нейтронные звезды и черные дыры.

Звезды средней массы, как наше Солнце, живут благодаря переработке водорода в их ядрах в гелий. Этот процесс происходит на Солнце в настоящий момент. Энергия, которую вырабатывает Солнце посредством термоядерного синтеза гелия из водорода, создает внутреннее давление. В следующие 5 миллиардов лет Солнце израсходует запас водорода в ядре.

Звезду можно сравнить со скороваркой. При нагревании герметичного контейнера в нем повышается давление. Похожая вещь происходит в Солнце, конечно, строго говоря, Солнце нельзя назвать герметичным контейнером. Гравитация действует на вещество звезды, пытаясь сжать его, а давление, создаваемое горячим газом в ядре пытается расширить звезду. Баланс между давлением и гравитацией очень тонкий.
Когда у Солнца закончится запас водорода, в этом балансе начнет доминировать гравитация и звезда начнет сжиматься. Однако при сжатии происходит нагревание и часть водорода, оставшаяся во внешних слоях звезды начинает гореть. Эта горящая оболочка водорода расширяет внешние слои звезды. Когда это произойдет, наше Солнце станет красным гигантом, оно станет таким большим, что Меркурий будет полностью поглощен. Когда звезда увеличивается в размерах, она охлаждается. Однако температура ядра красного гиганта увеличивается до тех пор, пока не станет достаточно высокой, чтобы загорелся гелий (синтезированный из водорода). В конце концов, гелий превратится в углерод и более тяжелые элементы. Стадия, в которой Солнце будет красным гигантом, займет 1 миллиард лет, в то время как стадия горения водорода занимает 10 миллиардов.

Шаровое скопление М4. Оптическое изображение с наземного телескопа(слева) и снимок телескопа Хаббла (справа). Белые карлики отмечены кружками. Ссылка:Harvey Richer (University of British Columbia, Vancouver, Canada), M. Bolte (University of California, Santa Cruz) and NASA/ESA

Мы уже знаем, что звезды средней массы как наше Солнце станут красными гигантами. Но что произойдет потом? Наш красный гигант будет производить углерод из гелия. Когда закончится гелий, ядро будет еще не достаточно горячим, чтобы запустить горение углерода. Что теперь?

Поскольку Солнце не будет достаточно горячим для того, чтобы пошел процесс горения углерода, за дело снова возьмется гравитация. При сжатии звезды высвободится энергия, которая приведет к дальнейшему расширению оболочки звезды. Теперь звезда станет еще больше, чем прежде! Радиус нашего Солнца станет больше, чем радиус орбиты Земли!

В этот период Солнце станет нестабильным и будет терять свое вещество. Это продолжится до тех пор, пока звезда полностью не сбросит свои внешние слои. Ядро звезды останется целым и станет белым карликом. Белый карлик будет окружен расширяющейся оболочкой из газа, которая называется планетарная туманность. Туманности называются планетарными, потому что первые наблюдатели считали их похожими на планеты Уран и Нептун. Существует несколько планетарных туманностей, которые можно увидеть в любительский телескоп. Примерно в половине из них в центре можно увидеть белый карлик, при использовании телескопа достаточно скромного размера.

Планетарная туманность является признаком перехода звезды средней массы из стадии красного гиганта в стадию белого карлика. Звезды, сравнимые по массе с нашим Солнцем, превратятся в белые карлики примерно за 75000 лет, постепенно сбрасываю свои оболочки. В конце концов, они, как и наше Солнце, будут постепенно охлаждаться и превратятся в черные глыбы углерода, это процесс займет примерно 10 миллиардов лет.

Наблюдения белых карликов

Существует несколько способов наблюдать белые карлики. Первый открытый белый карлик – звезда компаньон Сириуса, яркой звезды в созвездии большого пса. В 1844 году астроном Фридрих Бессель заметил у Сириуса слабые поступательные и попятные движения, как если бы вокруг него вращался невидимый объект. В 1863 оптики и конструктор телескопов Элван Кларк обнаружил этот таинственный объект. Звезда-компаньон была позже отождествлена с белым карликом. В настоящее время эта пара известна как Сириус А и Сириус B, где В – белый карлик. Орбитальный период этой системы 50 лет.

Стрелка указывает на белый карлик, Сириус B, рядом с большим Сириусом А. Ссылка:McDonald Observatory,NASA/SAO/CXC)

Поскольку белые карлики очень малы и, поэтому труднообнаружимы, двойные системы – один из способов их обнаружить. Как и в случае Сириуса, если звезда имеет необъяснимое движение определенного вида, можно обнаружить, что одиночная звезда на самом деле является кратной системой. При более подробном изучении можно определить, является ли звезда-компаньон белым карликом. Космический телескоп Хаббла с 2.4-метровым зеркалом и улучшенной оптикой успешно наблюдал белые карлики с помощью широкоугольной планетарной камеры. В августе 1995 с помощью этой камеры были проведены наблюдения более 75 белых карликов в шаровом скоплении M4 в созвездии Скорпиона. Эти белые карлики были настолько слабы, что самые яркие из них светили не ярче, чем лампочка 100 Вт находящаяся на расстоянии Луны. М4 находится на расстоянии 7000 световых лет от нас и является ближайшим к нам шаровым скоплением. Его возраст примерно 14 миллиардов лет, вот почему большая часть звезд этого скопления находится в завершающей стадии свой жизни.

Белые карлики – звезды, имеющие большую массу (порядка солнечной) и малый радиус (радиус Земли), что менее предела Чандрасекара для выбранной массы, являющиеся продуктом эволюции красных гигантов. Процесс производства термоядерной энергии в них прекращен, что приводит к особым свойствам этих звезд. Согласно различным оценкам, в нашей Галактике их количество составляет от 3 до 10 % всего звездного населения.

В 1844 году немецкий астроном и математик Фридрих Бессель при наблюдении 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.

Механизм образования

Белые карлики представляют собой конечную стадию эволюции небольшой звезды с массой, сравнимой с массой Солнца. В каком случае они появляются? Когда в центре звезды, например, как наше Солнце, выгорает весь водород, ее ядро сжимается до больших плотностей, тогда как внешние слои сильно расширяются, и, сопровождаясь общим потускнением светимости, звезда превращается в красного гиганта. Пульсирующий красный гигант затем сбрасывает свою оболочку, поскольку внешние слои звезды слабо связаны с центральным горячим и очень плотным ядром. Впоследствии эта оболочка становится расширяющейся планетарной туманностью. Как видите красные гиганты и белые карлики очень тесно взаимосвязаны.

Сжатие ядра происходит до крайне малых размеров, но, тем не менее, не превышает предела Чандрасекара, то есть верхний предел массы звезды, при котором она может существовать в виде белого карлика.

Виды белых карликов

Спектрально их разделяют по двум группам. Излучение белого карлика делят на наиболее распространенный «водородный» спектральный класс DA (до 80 % от общего количества), в котором отсутствуют спектральные линии гелия, и более редкий «гелиевый белый карлик» тип DB, в спектрах звезд которого отсутствуют водородные линии.

Американский астроном Ико Ибен предложил различные сценарии их происхождения: в виду того, что горение гелия в красных гигантах неустойчиво, периодически развивается слоевая гелиевая вспышка. Он удачно предположил механизм сброса оболочки в разные стадии развития гелиевой вспышки – на ее пике и в период между двумя вспышками. Образование его зависит от механизма сброса оболочки соответственно.

Вырожденный газ

До того как Ральф Фаулер в 1922 году в своей работе «Плотная материя» дал объяснение характеристикам плотности и давления внутри белых карликов, высокая плотность и физические особенности такого строения казались парадоксальными. Фаулер предположил, что в отличие от звезд главной последовательности, для которых уравнение состояния описывается свойствами идеального газа, в белых карликах оно определяется свойствами вырожденного газа.

График зависимости радиуса белого карлика от его массы. Обратите внимание: ультрарелятивистский предел ферми-газа совпадает с пределом Чандрасекара

Вырожденный газ образуется, когда расстояние между его частицами становится меньше волны де-Бройля, а значит, что на его свойствах начинают сказываться квантово-механические эффекты, вызванные тождественностью частиц газа.

В белых карликах, из-за огромных плотностей, оболочки атомов разрушаются под силой внутреннего давления, и вещество становится электронно-ядерной плазмой, причем электронная часть описывается свойствами вырожденного электронного газа, аналогичными поведению электронов в металлах.

Среди них наиболее распространены углеродно-кислородные с оболочкой, состоящей из гелия и водорода.

Статистически радиус белого карлика сравним с радиусом Земли, а масса варьируется от 0,6 до 1,44 солнечных масс. Поверхностная температура находится в пределах – до 200 000 К, что также объясняет их цвет.

Ядро

Основной характеристикой внутреннего строения является очень высокая плотность ядра, в котором гравитационное равновесие обуславливается вырожденным электронным газом. Температура в недрах белого карлика и гравитационное сжатие уравновешивается давлением вырожденного газа, что обеспечивает относительную устойчивость диаметра, а его светимость, в основном, происходит за счет остывания и сжатия внешних слоев. Состав зависит насколько успела проэволюционировать материнская звезда, в основном это углерод с кислородом и небольшие примеси водорода и гелия, которые превращаются в вырожденный газ.

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

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.

Спектральная классификация

Множество Белых карликов в шаровом скоплении М4, снимок Хаббла

Они выделены в особый спектральный класс D (от английского Dwarfs – карлики, гномы). Но в 1983 году Эдвард Сион предложил более точную классификацию, которая учитывает различия их спектров, а именно: D (подкласс) (спектральная особенность) (температурный индекс).

Существуют следующие подклассы спектров DA, DB, DC, DO, DZ и DQ, которые уточняют наличие или отсутствие линий водорода, гелия, углерода и металлов. А спектральные особенности P, H, V и X уточняют наличие или отсутствие поляризации, магнитного поля при отсутствии поляризации, переменность, пекулярность или неклассифицируемость белых карликов.

1. Какой ближайший белый карлик к Солнцу? Ближайший это звезда ван Маанена, которая представляет собой тусклый объект находящийся всего в 14,4 световых лет от Солнца. Она расположена в центре созвездия Рыб.

   

   Звезда ван Маанена — самый близкий, одиночный белый карлик

   Звезда ван Маанена является слишком слабой, чтобы мы смогли ее увидеть невооруженным глазом, ее звездная величина 12,2. Однако если рассматривать белый карлик в системе со звездой, то ближайшим является Сириус Б, удаленный от нас на расстояние 8.5 световых лет. Кстати, самый известный белый карлик это Сириус Б.

   

   Сравнение размеров Сириуса В и Земли

2. Самый большой белый карлик располагается в центре планетарной туманности М27 (NGC 6853), которая больше известна как туманность Гантель. Она находится в созвездии Лисички, на расстоянии около 1360 световых лет от нас. Ее центральная звезда больше, чем любой другой известный белый карлик, на данный момент.

   

3. Самый маленький белый карлик имеет неблагозвучное название GRW +70 8247 и находится примерно в 43 световых лет от Земли в созвездии Дракона. Его звездная величина около 13 и виден он только через большой телескоп.
4. Срок жизни белого карлика зависит от того, как медленно он будет остывать. Иногда на его поверхности накапливается достаточно газа и он превращается в сверхновую типа Ia. Продолжительность жизни весьма велика – миллиарды лет, а точнее 10 в 19 степени и даже больше. Большая продолжительность жизни связана с тем, что они очень медленно остывают и у них есть все шансы дожить до конца Вселенной. А время остывания пропорционально четвертой степени температуры.

   

5. Среднестатистический белый карлик размеры имеет в 100 раз меньше чем наше Солнце, а при плотности 29000 кг/кубический сантиметр, вес 1 кубического см равняется 29 тоннам. Но стоит учитывать, плотность может варьировать в зависимости от размеров, от 10*5 до 10*9 г/см3.
6. Наше Солнце в конечной стадии превратится в белый карлик. Как бы грустно это не звучало, но масса нашей звезды не позволяет ей превратиться в нейтронную звезду или черную дыру. Солнце превратится в белого карлика и будет в таком виде существовать еще миллиарды лет.
7. Как превращается звезда в белый карлик? В основном все зависит от массы, давайте рассмотрим на примере нашего Солнца. Пройдет еще несколько миллиардов лет и Солнце начнет увеличиваться в размерах, превращаясь в красного гиганта, связанно это с тем, что весь водород выгорит в его ядре. После того, как водород выгорит начнется реакция синтеза гелия и углерода.

   В результате этих процессов звезда становится нестабильной и возможно образование звездных ветров. Так как реакции горения более тяжелых элементов чем гелий, приводят к большему выделению тепла. При синтезе гелия, некоторым участкам, расширившейся внешней оболочки Солнца, удастся оторваться и вокруг нашей звезды сформируется планетарная туманность. В результате от нашей звезды в конечном итоге останется одно ядро и когда Солнце превратится в белый карлик в нем уже прекратятся реакции ядерного синтеза.

8. Планетарная туманность, которая образуется в результате расширения и сброса своих внешних оболочек часто очень ярко светится. Причина заключается в том, что оставшееся от звезды ядро (считай белый карлик) остывает очень медленно, а высокая температура поверхности в сотни тысяч и миллионы градусов по Кельвину, излучает, в основном, в далеком ультрафиолете. Газы туманности поглощая эти УФ кванты, переизлучают их в видимой части света, попутно поглотив часть энергии кванта и светят очень ярко, в отличии от остатка, который в видимом диапазоне очень тусклый.

   

Ответы на вопросы

1. Чем отличается белый карлик от ? Вся эволюция звезды основывается на первоначальной ее массе, от этого параметра и будет зависть ее светимость, продолжительность жизни и во что она превратится в конце. Для звезды массой 0,5-1,44 солнечной, жизнь закончится тем, что звезда расширится и превратится в красного гиганта, который сбросив свои внешние оболочки образует планетарную туманность оставит после себя лишь одно ядро, состоящее из вырожденного газа.

   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   

   Это упрощенный механизм того, как образуется белый карлик. Если масса звезды больше 1,44 массы Солнца (так называемый предел Чандрасекара, при котором звезда может существовать как белый карлик. Если масса будет превышать его, то она станет нейтронной звездой.), то звезда израсходовав весь водород в ядре начинает синтез более тяжелых элементов, вплоть до железа. Дальнейший синтез элементов, которые тяжелее железа, невозможен т.к. требует больше энергии чем выделяется в процессе синтеза и ядро звезды коллапсирует в нейтронную звезду. Электроны срываются с орбит и падают в ядро, там сливаются с протонами и в итоге образуются нейтроны. Нейтронное вещество весит в сотни и миллионы раз больше чем любое другое.

2. Отличие белого карлика и пульсара. Все те же самые отличия что и в случае с нейтронной звездой, только стоит учитывать, что пульсар (а это и есть нейтронная звезда) еще и очень быстро вращается, десятки раз в секунду, а период вращения белого карлика составляет, на примере звезды 40 Eri B, 5 часов 17 минут. Разница ощутима!

   

   Пульсар PSR J0348 +0432 — нейтронная звезда и белый карлик

3. Из-за чего светятся белые карлики? Так термоядерные реакции уже не происходят все имеющееся излучение это тепловая энергия, так почему они светятся? По сути он медленно остывает, как раскаленное железо, которое сперва ярко белое, а затем краснеет. Вырожденный газ очень хорошо проводит тепло из центра и он остывает на 1% за сотни миллионов лет. Со временем остывание замедляется и он может просуществовать триллионы лет.
4. Во что превращаются белые карлики? Возраст Вселенной слишком мал, для того чтобы могли образоваться, так называемые, черные карлики, конечной стадия эволюции. Так что видимых подтверждений у нас пока нет. На основе расчетов его остывания мы знаем лишь одно, что их продолжительность жизни, имеет поистине огромную, превышающую возраст Вселенной (13,7 млрд. лет) и теоретически составляющую триллионы лет.
5. Существует ли белый карлик с сильным магнитным полем как у нейтронной звезды? Некоторые из них обладают мощными магнитными полями, гораздо сильнее, чем любые созданные нами на Земле. Например, сила магнитного поля на поверхности Земли составляет всего от 30 до 60 миллионных долей тесла, в то время как напряженность магнитного поля белого карлика может достигать 100 000 тесла.

   

   Но нейтронная звезда, обладает поистине сильным магнитным полем – 10*11 Тл и называется магнетаром! На поверхности некоторых магнетаров могут образовываться толчки, которые формируют колебания в звезде. Эти колебания часто приводят к огромным выбросам гамма-излучения магнетаром. Так, например, магнетар SGR 1900+14, который находится на расстоянии на 20 000 световых лет, в созвездии Орла, взорвался 27 августа 1998 г. Мощная вспышка гамма излучения была настолько сильной, что заставила выключить аппаратуру космического аппарата NEAR Shoemaker в целях ее сохранения.

Научно-популярный фильм о героях нашей статьи