Белые звезды: названия, описание, характеристики. Белый карлик Что такое белый карлик в астрономии

Дата: 15.01.2024

Б елые карлики - одна из увлекательнейших тем в истории астрономии: впервые были открыты небесные тела, обладающие свойствами, весьма далёкими от тех, с которыми мы имеем дело в земных условиях. И, по всей вероятности, разрешение загадки белых карликов положило начало исследованиям таинственной природы вещества, запрятанного где-то в разных уголках Вселенной.

Во Вселенной много белых карликов. Одно время они считались редкостью, но внимательное изучение фотопластинок, полученных в обсерватории Маунт-Паломар (США), показало, что их количество превышает 1500. Удалось оценить пространственную плотность белых карликов: оказывается, в сфере с радиусом в 30 световых лет должно находиться около 100 таких звёзд. История открытия белых карликов восходит к началу 19в, когда Фридрих Вильгельм Бессель, прослеживая движение наиболее яркой звезды Сириус, открыл, что её путь является не прямой линией, а имеет волнообразный характер. Собственное движение звезды происходило не по прямой линии; казалось, что она едва заметно смещалась из стороны в сторону. К 1844г., спустя примерно десять лет после первых наблюдений Сириуса, Бессель пришёл к выводу, что рядом с Сириусом находится вторая звезда , которая, будучи невидимой, оказывает на Сириус гравитационное воздействие; оно обнаруживается по колебаниям в движении Сириуса. Ещё более интересным оказалось то обстоятельство, что если тёмный компонент действительно существует, то период обращения обеих звёзд относительно их общего центра тяжести равен приблизительно 50 годам.

Перенесёмся в 1862г. и из Германии в Кембридж, штат Массачусетс (США). Алвану Кларку, крупнейшему строителю телескопов в США, Университетам штата Миссисипи было поручено сконструировать телескоп с объективом диаметром 18,5 дюйма (46 см), который должен был стать самым большим телескопом в мире. После того как Кларк закончил обработку линзы телескопа, нужно было проверить, обеспечена ли необходимая точность формы её поверхности. С этой целью линзу установили в подвижной трубе и направили на Сириус - самую яркую звезду, являющуюся лучшим объектом для проверки линз и выявления их дефектов. Зафиксировав положение трубы телескопа, Алван Кларк увидел слабый "призрак", который появился на восточном краю поля зрения телескопа в отблеске Сириуса. Затем, по мере движения небосвода, в поле зрения попал и сам Сириус. Его изображение было искажено - казалось, что "призрак" представляет собой дефект линзы, который следовало бы устранить, прежде чем сдать линзу в эксплуатацию. Однако эта возникшая в поле зрения телескопа слабая звёздочка оказалась компонентом Сириуса, предсказанным Бесселем. В заключение следует добавить, что из-за начавшейся первой мировой войны телескоп Кларка так никогда и не был отправлен в Миссисипи - его установили в Дирбоновской обсерватории, вблизи Чикаго, а линзу используют по сей день, но на другой установке.

Таким образом, Сириус стал предметом всеобщего интереса и многих исследований , ибо физические характеристики двойной системы заинтриговали астрономов. С учётом особенностей движения Сириуса, его расстояние до Земли и амплитуды отклонений от прямолинейного движения астрономам удалось определить характеристики обеих звёзд системы, названых Сириус А и Сириус В. Суммарная масса обеих звёзд оказалась в 3,4 раза больше массы Солнца. Было найдено, что расстояние между звёздами почти в 20 раз превышает расстояние между Солнцем и Землёй, то есть примерно равно расстоянию между Солнцем и Ураном; полученная на основании измерения параметров орбиты масса Сириуса А оказалась в 2,5 раза больше массы Солнца, а масса Сириуса В составила 95% массы Солнца. После того как были определены светимости обеих звёзд, обнаружилось, что Сириус А почти в 10 000 раз ярче, чем Сириус В. По абсолютной величине Сириуса А мы знаем, что он примерно в 35,5 раза светит сильнее Солнца. Отсюда следует, что светимость Солнца в 300 раз превышает светимость Сириуса В. Светимость любой звезды зависит от температуры поверхности звезды и её размеров, то есть диаметра. Близость второго компонента к более яркому Сириусу А чрезвычайно осложняет определение его спектра, что необходимо для установки температуры звезды. В 1915г. с использованием всех технических средств, которыми располагала крупнейшая обсерватория того времени Маунт-Вилсон (США), были получены удачные фотографии спектра Сириуса.

Это привело к неожиданному открытию: температура спутника составляла 8000 К , тогда как Солнце имеет температуру 5700 К. Таким образом, спутник в действительности оказался горячее Солнца, а это означало, что светимость единицы его поверхности также больше. В самом деле, простой расчёт показывает, что каждый сантиметр этой звезды излучает в четыре раза больше энергии, чем квадратный сантиметр поверхности Солнца. Отсюда следует, что поверхность спутника должна быть в 300*10 4 раз меньше, чем поверхность Солнца, и Сириус В должен иметь диаметр около 40 000 км. Однако масса этой звезды составляет 95% от массы Солнца. Этот значит, что огромное количество вещества должно быть упаковано в чрезвычайно малом объёме, иначе говоря, звезда должна быть плотной. В результате несложных арифметических действий получаем, что плотность спутника почти в 100 000 раз превышает плотность воды. Кубический сантиметр этого вещества на Земле весил бы 100 кг, а 0,5 л такого вещества - около 50 т.

Такова история открытия первого белого карлика. А теперь зададимся вопросом: каким образом вещество можно сжать так, чтобы один кубический сантиметр его весил 100 кг? Когда в результате высокого давления вещество сжато до больших плотностей, как в белых карликах, то вступает в действие другой тип давления, так называемое "вырожденное давление". Оно появляется при сильнейшем сжатии вещества в недрах звезды. Именно сжатие, а не высокие температуры является причиной вырожденного давления.

Вследствие сильного сжатия атомы оказываются настолько плотно упакованными, что электронные оболочки начинают проникать одна в другую . Гравитационное сжатие белого карлика происходит в течение длительного времени, и электронные оболочки продолжают проникать друг в друга до тех пор, пока расстояние между ядрами не станет порядка радиуса наименьшей электронной оболочки. Внутренние электронные оболочки представляют собой непроницаемый барьер, препятствующий дальнейшему сжатию. При максимальном сжатии электроны уже не связаны с отдельными ядрами, а свободно движутся относительно них. Процесс отделения электронов от ядер происходит в результате ионизации давлением. Когда ионизация становится полной, облако электронов движется относительно решётки из более тяжёлых ядер, так что вещество белого карлика приобретает определённые физические свойства, характерные для металлов. В таком веществе энергия переносится к поверхности электронами, подобно тому как тепло распространяется по железному пруту, нагреваемому с одного конца.

Но электронный газ проявляет и необычные свойства . По мере сжатия электронов их скорость всё больше возрастает, потому что, как мы знаем, согласно фундаментальному физическому принципу, два электрона, находящиеся в одном элементе фазового объёма, не могут иметь одинаковые энергии. Следовательно, чтобы не занимать один и тот же элемент объёма, они должны двигаться с огромными скоростями. Наименьший размер допустимого объёма зависит от диапазона скоростей электронов. Однако в среднем, чем ниже скорость электронов, тем больше тот минимальный объём, который они могут занимать. Иными словами, самые быстрые электроны занимают наименьший объём.

Хотя отдельные электроны носятся со скоростями, соответствующими внутренней температуре порядка миллионов градусов, температура полного ансамбля электронов в целом остаётся низкой. Установлено, что атомы газа обычного белого карлика образуют решётку плотно упакованных тяжёлых ядер, сквозь которую движется вырожденный электронный газ. Ближе к поверхности звезды вырождение ослабевает, и на поверхности атомы ионизированы не полностью, так что часть вещества находится в обычном газообразном состоянии. Зная физические характеристики белых карликов, мы можем сконструировать их наглядную модель. Начнём с того, что белые карлики имеют атмосферу. Анализ спектров карликов приводит к выводу, что толщина их атмосферы составляет всего несколько сотен метров. В этой атмосфере астрономы обнаруживают различные знакомые химические элементы. Известны белые карлики двух типов - холодные и горячие. В атмосферах более горячих белых карликов содержится некоторый запас водорода, хотя, вероятно, он не превышает 0,05%. Тем не менее по линиям в спектрах этих звёзд были обнаружены водород, гелий, кальций, железо, углерод и даже окись титана. Атмосферы холодных белых карликов состоят почти целиком из гелия; на водород, возможно, приходится меньше, чем один атом из миллиона. Температуры поверхности белых карликов меняются от 5000 К у "холодных" звёзд до 50 000 К у "горячих". Под атмосферой белого карлика лежит область невырожденного вещества, в котором содержится небольшое число свободных электронов. Толщина этого слоя 160 км, что составляет примерно 1% радиуса звезды. Слой этот может меняться со временем, но диаметр белого карлика остаётся постоянным и равным примерно 40 000 км.

Как правило, белые карлики не уменьшаются в размерах после того, как достигли этого состояния . Они ведут себя подобно пушечному ядру, нагретому до большой температуры; ядро может менять температуру, излучая энергию, но его размеры остаются неизменными. Чем же определяется окончательный диаметр белого карлика ? Оказывается его массой. Чем больше масса белого карлика, тем меньше его радиус; минимально возможный радиус составляет 10 000 км. Теоретически, если масса белого карлика превышает массу Солнца в 1,2 раза, его радиус может быть неограниченно малым. Именно давление вырожденного электронного газа предохраняет звезду от всяческого дальнейшего сжатия, и, хотя температура может меняться от миллионов градусов в ядре звезды до нуля на поверхности, диаметр её не меняется. Со временем звезда становится тёмным телом с тем же диаметром, который она имела, вступив в стадию белого карлика. Под верхним слоем звезды вырожденный газ практически изотермичен, то есть температура почти постоянна вплоть до самого центра звезды; она составляет несколько миллионов градусов - наиболее реальная цифра 6 млн. К.

Теперь, когда мы имеем некоторые представления о строении белого карлика, возникает вопрос : почему он светится? Очевидно одно: термоядерные реакции исключаются . Внутри белого карлика отсутствует водород, который поддерживал бы этот механизм генерации энергии. Единственный вид энергии, которым располагает белый карлик, -это тепловая энергия. Ядра атомов находятся в беспорядочном движении, так как они рассеиваются вырожденным электронным газом. Со временем движение ядер замедляется, что эквивалентно процессу охлаждения. Электронный газ, который не похож не на один из известных на Земле газов, отличается исключительной теплопроводностью, и электроны проводят тепловую энергию к поверхности, где через атмосферу эта энергия излучается в космическое пространство.

Астрономы сравнивают процесс остывания горячего белого карлика с остыванием железного прута, вынутого из огня. Сначала белый карлик охлаждается быстро, но по мере падения температуры внутри него охлаждение замедляется. Согласно оценкам, за первые сотни миллионов лет светимость белого карлика падает на 1% от светимости Солнца.

В конце концов белый карлик должен исчезнуть и стать чёрным карликом , однако на это могут понадобиться триллионы лет, и, по мнению многих учёных, представляется весьма сомнительным, чтобы возраст Вселенной был достаточно велик для появления в ней чёрных карликов. Другие астрономы считают, что и в начальной фазе, когда белый карлик ещё довольно горяч, скорость охлаждения невелика. А когда температура его поверхности падает до величины порядка температуры Солнца, скорость охлаждения увеличивается и угасание происходит очень быстро. Когда недра белого карлика достаточно остынут, они затвердеют. Так или иначе, если принять, что возраст Вселенной превышает 10 млрд. лет, красных карликов в ней должно быть намного больше, чем белых. Зная это, астрономы предпринимают поиски красных карликов.

Пока они безуспешны. Массы белых карликов определены недостаточно точно. Надёжно их можно установить для компонентов двойных систем, как в случае Сириуса. Но лишь немногие белые карлики входят в состав двойных звёзд. В трёх наиболее хорошо изученных случаях массы белых карликов, измеренные с точностью свыше 10% оказались меньше массы Солнца и составляли примерно половину её. Теоретически предельная масса для полностью вырожденной не вращающейся звезды должна быть в 1,2 раза больше массы Солнца. Однако если звёзды вращаются, а по всей вероятности, так оно и есть, то вполне возможны массы, в несколько раз превышающие солнечную.

Сила тяжести на поверхности белых карликов примерно в 60-70 раз больше, чем на Солнце. Если человек весит на Земле 75 кг, то на Солнце он весил бы 2тонны, а на поверхности белого карлика его вес составлял бы 120-140 тонн. С учётом того, что радиусы белых карликов мало отличаются и их массы почти совпадают, можно заключить, что сила тяжести на поверхности любого белого карлика приблизительно одна и та же. Во Вселенной много белых карликов. Одно время они считались редкостью, но внимательное изучение фотопластинок, полученных в обсерватории Маунт-Паломар, показало, что их количество превышает 1500. Астрономы полагают, что частота возникновения белых карликов постоянна, по крайней мере в течение последних 5 млрд. лет. Возможно, белые карлики составляют наиболее многочисленный класс объектов на небе.

Удалось оценить пространственную плотность белых карликов: оказывается, в сфере с радиусом в 30 световых лет должно находиться около 100 таких звёзд. Возникает вопрос: все ли звёзды становятся белыми карликами в конце своего эволюционного пути? Если нет, то какая часть звёзд переходит в стадию белого карлика? Важнейший шаг в решении проблемы был сделан, когда астрономы нанесли положение центральных звёзд планетарных туманностей на диаграмму температура - светимость. Чтобы разобраться в свойствах звёзд, расположенных в центре планетарных туманностей, рассмотрим эти небесные тела. На фотографиях планетарная туманность выглядит как протяжённая масса газов эллипсоидной формы со слабой, но горячей звездой в центре. В действительности эта масса представляет собой сложную турбулентную, концентрическую оболочку, которая расширяется со скоростями 15-50 км/с. Хотя эти образования выглядят как кольца, на деле они являются оболочками и скорость турбулентного движения газа в них достигает примерно 120 км/с. Оказалось, что диаметры нескольких планетарных туманностей, до которых удалось измерить расстояние, составляют порядка 1 светового года, или около 10 триллионов километров.

Расширяясь с указанными выше скоростями, газ в оболочках становится очень разряженным и не может возбуждаться, а следовательно, его нельзя увидеть спустя 100 000 лет. Многие планетарные туманности, наблюдаемые нами сегодня, родились в последние 50 000 лет, а типичный их возраст близок к 20 000 лет. Центральные звёзды таких туманностей - наиболее горячие объекты среди известных в природе. Температура их поверхности меняется от 50 000 до 1млн. К. Из-за необычайно высоких температур большая часть излучения звезды приходится на далёкую ультрафиолетовую область электромагнитного спектра.

Это ультрафиолетовое излучение поглощается , преобразуется и переизлучается газом оболочки в видимой области спектра, что и позволяет нам наблюдать оболочку. Это означает, что оболочки значительно ярче, нежели центральные звёзды, - которые на самом деле являются источником энергии, - так как огромное количество излучения звезды приходится на невидимую часть спектра. Из анализа характеристик центральных звёзд планетарных туманностей следует, что типичное значение их массы заключено в интервале 0,6-1 масса Солнца. А для синтеза тяжёлых элементов в недрах звезды необходимы большие массы. Количество водорода в этих звёздах незначительно. Однако газовые оболочки богаты водородом и гелием.

Некоторые астрономы считают, что 50-95 % всех белых карликов возникли не из планетарных туманностей . Таким образом, хотя часть белых карликов целиком связана с планетарными туманностями, по крайней мере половина или более из них произошли от нормальных звёзд главной последовательности, не проходящих через стадию планетарной туманности. Полная картина образования белых карликов туманна и неопределенна. Отсутствует так много деталей, что в лучшем случае описание эволюционного процесса можно строить лишь путём логических умозаключений. И тем не менее общий вывод таков: многие звёзды теряют часть вещества на пути к своему финалу, подобному стадии белого карлика, и затем скрываются на небесных "кладбищах" в виде чёрных, невидимых карликов. Если масса звезды примерно вдвое превышает массу Солнца, то такие звёзды на последних этапах своей эволюции теряют устойчивость. Такие звёзды могут взорваться как сверхновые, а затем сжаться до размеров шаров радиусом несколько километров, т.е. превратиться в нейтронные звёзды.

Нейтронная звезда

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 ρ 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 ρ > ρ 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.

Около ста пятидесяти лет тому назад известный астроном и математик Бессель проводил наблюдения над Сириусом - самой яркой звездой неба. При этом он натолкнулся на весьма любопытное явление: обнаружил, что, двигаясь по небу, Сириус испытывает периодические отклонения от прямолинейного пути, обычного для большинства . Этот факт послужил толчком к открытию удивительных небесных тел - «белых карликов». Немало разнообразных произведений посвятили им писатели-фантасты. Но, пожалуй, еще больше интереса вызвали они у людей науки. Исследование белых карликов еще далеко не закончено. И сегодня они продолжают задавать загадки астрономам и физикам. Об этих необычных телах, об их поныне неразгаданных особенностях мы и расскажем.

СТРАННЫЙ СПУТНИК

Открытое Бесселем своеобразие движения Сириуса нашло простое объяснение. Было высказано предположение, что Сириус имеет невидимого спутника, «возмущающего» его движение. Такие двойные системы во Вселенной не редкость. Наша Земля, двигаясь вокруг , тоже испытывает, хотя и в гораздо меньшей степени, влияние своего естественного спутника - .

Вскоре это предположение подтвердилось: вблизи ожидаемого места удалось обнаружить очень тусклую звездочку. Термин «очень тусклая», правда, слишком неопределенен. Поэтому нам придется ввести специальную величину - светимость. Она измеряет количество световой энергии, излучаемой звездой за определенный промежуток времени. Так вот, светимость спутника Сириуса оказалась очень малой - в несколько сот раз меньше, чем Солнца. В то же время по степени влияния на движение Сириуса можно было определить массу спутника. И здесь неожиданно получилась весьма внушительная цифра: спутник оказался почти столь же массивным, как !

Попробуем разобраться, чем же можно объяснить причину такого резкого различия свойств спутника Сириуса и Солнца. Заметим, прежде всего, что светимость зависит главным образом от двух величин: температуры поверхности звезды и размера этой поверхности. С уменьшением этих величин светимость падает. А раз так, то объяснить малую светимость спутника можно двояко: либо температура его невысока, либо размеры его малы по сравнению с Солнцем.

Сначала ученые пошли по первому - более простому и, как оказалось, неверному - пути. Спутник Сириуса (ему было присвоено название Сириус-В) был зачислен в разряд сравнительно холодных звезд. Интерес к нему пропал: мало ли холодных звезд во Вселенной! И долгое время он не привлекал к себе особого внимания.

Но настало время, когда спокойствие астрономов нарушилось. Это произошло тогда, когда появилась возможность исследовать спектр излучения Сириуса-В и в первую очередь цветовой его состав. Дело в том, что по цвету астрономы научились оценивать температуру поверхности звезд. (Стоит напомнить, что тот же по существу физический принцип используется издавна при определении степени нагретости : ведь, разогреваясь, металл меняет цвет от темно-красного до бело-голубого.)

Короче говоря, ко всеобщему удивлению специальные исследования показали, что Сириус-В является не только не холодной, но, наоборот, очень горячей звездой. Он принадлежит к классу белых звезд и имеет поверхностную температуру порядка 8000 градусов - на 2000 градусов более высокую, чем у Солнца.

И тут встала задача по-новому объяснить малую светимость загадочного спутника. Собственно, ответ на этот вопрос был готов и раньше - пришлось вспомнить о второй возможности, которую прежде отбросили: считать, что Сириус-В чрезвычайно мал по размерам. Сделали подсчеты. И выяснилось, что радиус звезды должен быть примерно в 50 раз меньше радиуса Солнца. Иными словами Сириус-В величиной напоминает нашу Землю.

Если теперь вспомнить, что масса его близка к солнечной, то мы приходим к совершенно поразительному выводу: средняя плотность вещества Сириуса-В составляет около 105 граммов (сто килограммов) на кубический сантиметр. В 100 000 раз больше плотности воды! Ни с чем, хотя бы отдаленно похожим, человек никогда не имел дела - плотность даже самого тяжелого земного вещества не превышает 20 граммов на кубический сантиметр. Грандиозность приведенной величины читатель лучше всего почувствует, если попробует подсчитать, скольких приятелей ему придется звать на помощь, чтобы перевернуть сделанную из вещества Сириуса-В страницу нашего журнала, если б он был по старинке бумажным, а не виртуальным.

КРАСНОЕ СМЕЩЕНИЕ

Вывод, к которому мы пришли, может не всем показаться достаточно убедительным. Поэтому стоит привести и другой факт, который его подтверждает. Речь идет об эффекте так называемого «красного смещения», предсказанном знаменитым физиком Эйнштейном. Эффект заключается в том, что частота световых колебаний зависит от величины силы тяжести, действующей на пути распространения света. Если на источник света действует большая сила тяжести, чем на приемник, то и частота испускаемого света будет больше, чем принимаемого. Свет, как говорят оптики, «покраснеет» в процессе распространения от области с большей силой тяжести к области с меньшей силой тяжести.

Попробуем объяснить, почему это произойдет. Читателю, вероятно, известно, что при определенных условиях свет можно считать состоящим из частиц-фотонов. И энергия их пропорциональна частоте света. Ясно и другое: чтобы любое тело - будь то космический корабль или фотон - могло вырваться из области, где сила тяжести велика, нужно затратить определенное количество энергии. А так как фотон не снабжен никакой «ракетой-носителем», он расходует на это собственную энергию. В результате, «вырываясь из оков тяжести», он теряет свою энергию, снижает частоту световых колебаний и попадает в приемник с меньшей энергией, то есть с меньшей частотой.

На поверхности Сириуса-В сила тяжести во много раз больше, чем на Земле (притом же примерно радиусе эта звезда имеет гораздо большую массу). Поэтому пришедший с Сириуса-В свет должен иметь заметно меньшую частоту, чем свет от такого же источника, находящегося на Земле. А зная изменение частоты, нетрудно вычислить силу тяжести на поверхности Сириуса-В и тем самым проверить полученные ранее данные о его массе и радиусе. Такие исследования были проделаны. Титаническое оказалось действительно запечатленным в свете звезды.

БЕЛЫЕ КАРЛИКИ

Внимательный читатель, вероятно, уже понял, почему звезды, подобные Сириусу-В, получили это не совсем обычное для научного термина название. Но прежде чем идти дальше, полезно познакомиться с системой звезд в целом и уточнить, какое место занимают в ней белые карлики.

Здесь очень удобна так называемая диаграмма Рессела, изображенная на рисунке. Она представляет собой график, по вертикальной оси которого отложены светимости звезд, а по горизонтальной (ее принято направлять справа налево) - температуры их поверхностей. Каждой звезде на графике соответствует отдельная точка. И вот оказывается, что точки-звезды располагаются на графике не как попало. Они образуют три четко выделенные области - те, что заштрихованы.

Прежде всего, мы видим узкую длинную полосу, пересекающую график по диагонали. Это - «главная последовательность». К ней относятся обычные звезды, подобные нашему Солнцу. Справа вверху расположены «красные гиганты». Как видно из диаграммы, они имеют низкую температуру («красные»). Светимость же их высока, что возможно только в том случае, если их размеры велики («гиганты»). Наконец в левом нижнем углу находятся звезды, которым посвящена эта статья. Их температура высока («белые»), тогда как светимость, а значит и радиус малы («карлики»).

Таким образам, белые карлики - отнюдь не редкость. Они образуют отдельный ярко выраженный звездный класс. В него входит огромное число звезд, вероятно, несколько процентов общего числа звезд Галактики. Однако к настоящему моменту открыто всего около сотни белых карликов. Все они имеют массу порядка солнечной и радиус порядка земного. И все же их свойства могут заметным образом различаться.

Как видно из диаграммы Рессела, область белых карликов растянута вдоль оси температур. Малым температурам отвечают «желтые», большим - «голубые» карлики. Светимость карликов также может быть различной. Она, как правило, меньше солнечной, и иногда в десятки тысяч раз.

Гораздо важнее, однако, вопрос о том, какой величины может достигать плотность белых карликов. Мы приведем данные по одной из наиболее плотных звезд этого класса- звезде Росс-627. Она имеет массу, равную солнечной, а радиус всего 3000 километров. В 200 раз меньше солнечного и вдвое меньше земного! А средняя плотность ее вещества превышает 10: граммов (10 тонн) на кубический сантиметр! В центре звезды плотность еще выше. Факт, способный поразить воображение даже самого закаленного скептика. Однако можно думать, что и это не предел.

НОВЫЕ И СВЕРХНОВЫЕ

Рассматривая диаграмму Рессела, вы можете спросить: с чем связано наличие пустых промежутков, разделяющих звездные классы? Ответ таков: не всякая звезда устойчива. Попавшая в этот промежуток звезда сравнительно быстро меняет свои свойства и попадает в заштрихованную область диаграммы.

Мы сейчас немного отвлечемся и поговорим о неустойчивых звездах, ибо этот вопрос имеет отношение к прошлому и, возможно, будущему белых карликов. Примеров неустойчивости звезд известно много. Кратковременная и даже слабая потеря устойчивости Солнца приводит к мощным вспышкам, при которых на Земле нарушается радиосвязь, возникают магнитные бури и т. д.

Очень интересное явление представляют собой вспышки Новых звезд (или просто Новых). Слабая звезда вдруг резко увеличивает блеск и спустя короткое время затухает. При этом она «сбрасывает» свою оболочку, которая постепенно расширяется в окружающее пространство. И это может повторяться много раз подряд.

Однако самым ярким проявлением неустойчивости звезд являются совершенно исключительные по мощности вспышки Сверхновых. В 1054 году два безымянных астронома - китайский и японский - зафиксировали в своих рукописях необычное явление природы: в небе вспыхнула звезда исключительной яркости, видимая даже днем. Проведенные в наши дни измерения скорости «хлопьев» Крабовидной туманности, расположенной примерно в той же точке неба, показали, что эта туманность расширяется, причем начало расширения относится к эпохе примерно 900-летней давности. Таковы два разных этапа одного и того же явления - вспышки Сверхновой.

При подобных вспышках происходит мощный взрыв, из-за которого значительная часть массы звезды выбрасывается в окружающее пространство. В результате образуется нечто вроде «вишни»: в центре плотная косточка-звезда, вокруг рыхлая мякоть - туманность. Последняя постепенно расползается и принимает неправильные очертания.

Чем вызывается потеря устойчивости звезд? Видимо, мощными ядерными взрывами, при которых выделяется огромное количество энергии. Возможно, что значительную роль играют магнитные поля звезд. Однако полного понимания природы вспышек еще нет. В особенности это относится к Сверхновым.

После этих отступлений вернемся к нашей основной теме и поставим вопрос: как возникли белые карлики и какова их дальнейшая судьба? К сожалению, пока сказать по этому поводу можно не слишком много.

Согласно наиболее распространенной сейчас гипотезе звезды главной последовательности переходят в процессе своего развития в состояние красного гиганта. После этого происходит потеря устойчивости, оболочка звезды сбрасывается, сердцевина уплотняется и возникает белый карлик. Он является по этой гипотезе «умирающей» звездой, последним этапом эволюции звезды, как светящегося тела. Потом, остывая, он постепенно превращается в «черный» карлик и становится невидимым.

Имеются и другие точки зрения. Высказывалась гипотеза, что карлик возникает не из красного гиганта, а при вспышке Новой. Но так как подобные вспышки повторяются десятки и сотни раз, карлик отнюдь не может быть умирающей звездой. Напротив, он должен нести в себе значительные запасы энергии. Существуют и другие гипотезы, но в целом этот важный вопрос еще далек от разрешения.

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.

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

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

Жёлтый карлик

Находясь на различных стадиях своего эволюционного развития, звезды подразделяются на нормальные звезды, звезды карлики, звезды гиганты. Нормальные звезды, это и есть звезды главной последовательности. К таким, например, относится наше Солнце. Иногда такие нормальные звезды называются желтыми карликами .

Характеристика

Сегодня мы кратко расскажем о желтых карликах, которых еще называют желтыми звездами. Желтые карлики – это, как правило, звезды средней массы, светимости и температуры поверхности. Они являются звездами основной последовательности, располагаясь примерно в середине на диаграмме Герцшпрунга – Рассела и следуя за более холодными и менее массивными красными карликами.

По спектральной классификации Моргана-Кинана желтые карлики соответствуют в основном классу светимости G, однако в переходных вариациях соответствуют иногда классу К (оранжевые карлики) или классу F в случае с желто-белыми карликами.

Масса желтых карликов лежит зачастую в пределах от 0,8 до 1,2 массы Солнца. При этом температура их поверхности составляет в своем большинстве от 5 до 6 тысяч градусов по Кельвину.

Наиболее ярким и известным нам представителем из числа желтых карликов является наше Солнце.

Кроме Солнца, среди ближайших к Земле желтых карликов стоит отметить:

Две компоненты в тройной системе Альфа Центавра, среди которых Альфа Центавра А по спектру светимости аналогично Солнцу, а Альфа Центавра В – типичный оранжевый карлик класса К. Расстояние до обеих компонент составляет чуть более 4-х световых лет.
Оранжевый карлик – звезда Ран, она же Эпсилон Эридана, с классом светимости К. Расстояние до Рана астрономы оценили примерно в 10 с половиной световых лет.
Двойная звезда 61 Лебедя, удаленная от Земли на чуть более 11 световых лет. Обе компоненты 61 Лебедя типичные оранжевые карлики класса светимости К.
Солнцеподобная звезда Тау Кита, удаленная от Земли примерно на 12 световых лет, со спектром светимости G и интересной планетной системой, состоящей минимум из 5 экзопланет.

Образование

Эволюция желтых карликов весьма интересна. Продолжительность жизни желтого карлика составляет примерно 10 миллиардов лет.

Как и большинства звезд в их недрах протекают интенсивные термоядерные реакции, в которых в основном водород перегорает в гелий. После начала реакций с участием гелия в ядре звезды водородные реакции перемещаются все больше к поверхности. Это и становится отправной точкой в преобразовании желтого карлика в красный гигант. Результатом подобного преобразования может служить красный гигант Альдебаран.

С течением времени поверхность звезды будет постепенно остывать, а внешние слои начнут расширяться. На конечных стадиях эволюции красный гигант сбрасывает свою оболочку, которая образует планетарную туманность, а его ядро превратится в белый карлик, который далее будет сжиматься и остывать.

Подобное будущее ждет и наше Солнце, которое сейчас находится на средней стадии своего развития. Примерно через 4 миллиарда лет оно начнет свое превращение в красный гигант, фотосфера которого при расширении может поглотить не только Землю и Марс, но даже и Юпитер.

Время жизни жёлтого карлика составляет в среднем 10 миллиардов лет. После того, как сгорает весь запас водорода, звезда во много раз увеличивается в размере и превращается в красный гигант. самым планетарные туманности, а ядро коллапсирует в маленький, плотный белый карлик.

Белые карлики

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.

История открытия

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

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

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

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.

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.

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.

Рентгеновское излучение белых карликов

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» – 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.

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 годов профессор Самуил Каплан.