Белые карлики горячие звезды сильной светимости. Происхождение белых карликов. Виды звезд в наблюдаемой Вселенной

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.

Виды звезд в наблюдаемой Вселенной

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.

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

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

Что такое белый карлик: звезда или фантом?

Только недавно, в XX веке ученым стало понятно, что белый карлик – это все, что осталось в космосе от обычной звезды. Изучение звезд с точки зрения термоядерной физики дало представление о процессах, которые бушуют в недрах небесных светил. Звезды, образовавшиеся в результате взаимодействия сил гравитации, представляют собой колоссальный термоядерный реактор, в котором постоянно происходят цепные реакции деления ядер водорода и гелия. В таких сложных системах темпы эволюции компонентов неодинаковы. Огромные запасы водорода обеспечивают жизнь звезды на миллиарды лет вперед. Термоядерные водородные реакции способствуют образованию гелия и углерода. Следом за термоядерным синтезом в дело вступают законы термодинамики.

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

Термоядерный синтез истощает звезду. Водород иссякает, а гелий, как более массивный компонент может проэволюционировать дальше, достигнув нового состояния. Все это приводит к тому, что сначала красные гиганты образуются на месте обычной звезды, и звезда покидает главную последовательность. Таким образом, небесное светило, встав на путь своего медленного и неизбежного старения постепенно трансформируется. Старость звезды – это долгий путь в небытие. Все это происходит очень медленно. Белый карлик является небесным светилом, с которым вне пределов главной последовательности, происходит неизбежный процесс угасания. Реакция синтеза гелия приводит к тому, что ядро стареющей звезды сжимается, светило окончательно теряет свою оболочку.

Эволюция белых карликов

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Научный взгляд на историю появления белых карликов

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

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

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

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

Когда стали известны белые карлики?

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

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

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

Последние научные выводы

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

Белые карлики выглядят в этом свете самыми загадочными объектами:

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

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

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

Бессель пришёл к выводу, что у Сириуса должен быть невидимый «тёмный» спутник, причём период обращения обеих звёзд вокруг общего центра масс должен быть порядка 50 лет . Сообщение было встречено скептически, поскольку тёмный спутник оставался ненаблюдаемым, а его масса должна была быть достаточно велика - сравнимой с массой Сириуса.

Парадокс плотности

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

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

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

Следующим этапом в объяснении природы белых карликов стали работы Якова Френкеля и Чандрасекара . В 1928 году Френкель указал, что для белых карликов должен существовать верхний предел массы, и в 1931 году Чандрасекар в работе «Максимальная масса идеального белого карлика» («The maximum mass of ideal white dwarfs», Astroph. J. 74, 81-82 ) показал, что существует верхний предел масс белых карликов, то есть эти звёзды с массой выше определённого предела неустойчивы (предел Чандрасекара) и должны коллапсировать .

Происхождение белых карликов

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

Тройная гелиевая реакция и изотермические ядра красных гигантов

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

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

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

+ 7,3 МэВ .

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

где - парциальная концентрация гелия в ядре (в рассматриваемом случае «выгорания» водорода близка к единице).

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

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

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

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

Особенности спектров и спектральная классификация

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

D [подкласс] [особенности спектра] [температурный индекс] ,

при этом определены следующие подклассы:

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

и спектральные особенности:

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

Эволюция белых карликов

Рис. 8. Протопланетарная туманность NGC 1705. Видна серия сферических оболочек, сбрасываемых красным гигантом, сама звезда скрыта пылевым поясом.

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

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

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

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

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

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

где - мощность на единицу площади излучающей поверхности, а Вт/(м²·К 4) - постоянная Стефана-Больцмана.

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

Астрономические феномены с участием белых карликов

Рентгеновское излучение белых карликов

Рис. 9 Снимок Сириуса в мягком рентгеновском диапазоне. Яркий компонент - белый карлик Сириус Б, тусклый - Сириус А

Температура поверхности молодых белых карликов - изотропных ядер звёзд после сброса оболочек, очень высока - более 2·10 5 К, однако достаточно быстро падает за счёт нейтринного охлаждения и 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 звезд главной последовательности: иллюстрацией могут служить снимки Сириуса , сделанные рентгеновским телескопом «Чандра» (см. Рис. 9) - 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 - ~5·10 3 К (см., например, Звезда ван Маанена).

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 кельвин, а температура фотосферы слишком низка для испускания рентгеновского излучения.

Аккреция на белые карлики в двойных системах

При эволюции звёзд различных масс в двойных системах темпы эволюции компонентов неодинаковы, при этом более массивный компонент может проэволюционировать в белый карлик, в то время как менее массивный к этому времени может оставаться на главной последовательности. В свою очередь, при сходе в процессе эволюции менее массивного компонента с главной последовательности и его переходе на ветвь красных гигантов размер эволюционирующей звезды начинает расти до тех пор, пока она не заполняет свою полость Роша . Поскольку полости Роша компонентов двойной системы соприкасаются в точке Лагранжа L 1 , то на этой стадии эволюции менее массивного компонента чего через точку L 1 начинается переток материи с красного гиганта в полость Роша белого карлика и дальнейшая аккреция богатой водородом материи на его поверхность (см. рис. 10), что приводит к ряду астрономических феноменов:

Нестационарная аккреция на белые карлики в случае, если компаньоном является массивный красный карлик , приводит к возникновению карликовых новых (звёзд типа U Gem (UG)) и новоподобных катастрофических переменных звёзд .
Аккреция на белые карлики, обладающие сильным магнитным полем , направляется в район магнитных полюсов белого карлика, и циклотронный механизм излучения аккрецирующей плазмы в околополярных областях магнитного поля карлика вызывает сильную поляризацию излучения в видимой области (поляры и промежуточные поляры).
Аккреция на белые карлики богатого водородом вещества приводит к его накоплению на поверхности (состоящей преимущественно из гелия) и разогреву до температур реакции синтеза гелия, что, в случае развития тепловой неустойчивости, приводит к взрыву, наблюдаемому как вспышка новой звезды .
Достаточно длительная и интенсивная аккреция на массивный белый карлик приводит к превышению его массой предела Чандрасекара и гравитационному коллапсу , наблюдаемому как вспышка сверхновой типа Ia (см. рис. 11).

Примечания

Я. Б. Зельдович , С. И. Блинников, Н. И. Шакура . . - М .: МГУ, 1981.
Sinuosités observées dans le mouvement propre de Sirius, Fig. 320, Flammarion C., Les étoiles et les curiosités du ciel, supplément de «l’Astronomie populaire», Marpon et Flammarion, 1882
On the proper motions of Procyon and Sirius (англ.) . (12/1844). Архивировано
Flammarion C. (1877). «The Companion of Sirius ». Astronomical register 15 : 186-189. Проверено 2010-01-05.
van Maanen A. Two Faint Stars with Large Proper Motion . Publications of the Astronomical Society of the Pacific (12/1917). - Vol. 29, No. 172, pp. 258-259. Архивировано из первоисточника 23 августа 2011.
В. В. Иванов. Белые карлики . Астронет (17.09.2002). Архивировано из первоисточника 23 августа 2011. Проверено 6 мая 2009.
Fowler R. H. On dense matter (англ.) . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (12/1926). Архивировано из первоисточника 23 августа 2011. Проверено 22 июля 2009.
Chandrasekhar S. The Maximum Mass of Ideal White Dwarfs (англ.) . Astrophysical Journal (07/1931). Архивировано из первоисточника 23 августа 2011. Проверено 22 июля 2009.
Шкловский И. С. О природе планетарных туманностей и их ядер // Астрономический журнал . - 1956. - Т. 33. - № 3. - С. 315-329.
A proposed new white dwarf spectral classification system , E. M. Sion, J. L. Greenstein, J. D. Landstreet, J. Liebert, H. L. Shipman, and G. A. Wegner, The Astrophysical Journal 269 , #1 (June 1, 1983), pp. 253-257.
Leahy, D. A.; C. Y. Zhang, Sun Kwok (1994). «Two-temperature X-ray emission from the planetary nebula NGC 7293 ». The Astrophysical Journal 422 : 205-207. Проверено 2010-07-05.
Iben Jr, I. (1984). «On the frequency of planetary nebula nuclei powered by helium burning and on the frequency of white dwarfs with hydrogen-deficient atmospheres». The Astrophysical Journal 277 : 333-354. ISSN 0004-637X .
София Нескучная Карлик дышит кислородом (рус.) . газета.ru (13.11.09 10:35). Архивировано из первоисточника 23 августа 2011. Проверено 23 мая 2011.
Sirius A and B: A Double Star System In The Constellation Canis Major // Photo Album of Chandra X-Ray Observatory
Иванов В. В. Белые карлики . Астрономический институт им. В. В. Соболева. Архивировано из первоисточника 23 августа 2011. Проверено 6 января 2010.

Литература

Deborah Jean Warner. Alvan Clark and Sons: Artists in Optics. - Smithsonian Press, 1968.
Я. Б. Зельдович, С. И. Блинников, Н. И. Шакура. Физические основы строения и эволюции звёзд . - М ., 1981.
Шкловский И. С. Звёзды: их рождение, жизнь и смерть. - М .: Наука, 1984.
Steven D. Kawaler, Igorʹ Dmitrievich Novikov, Ganesan Srinivasan, G. Meynet, Daniel Schaerer. Stellar remnants . - Springer, 1997. - ISBN 3540615202 , 9783540615200
Киппенхан Р. (англ.) русск. 100 миллиардов солнц: Рождение, жизнь и смерть звезд = 100 Milliarden Sonnen / Пер. с нем. А. С. Доброславский, Б. Б. Страумал, под ред. И. М. Халатникова , А. В. Тутукова. - Мир . - М ., 1990. - 293 с. - 88 000 экз. - ISBN 5-03-001195-1

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.