Астрономия белый карлик. Что такое белый карлик
Белые карлики — проэволюционировавшие звёзды с массой, не превышающей предел Чандрасекара, лишённые собственных источников термоядерной энергии.
Белые карлики представляют собой компактные звёзды с массами, сравнимыми с массой Солнца, но с радиусами приблизительно в 100 и, соответственно, светимостями приблизительно в 10 000 раз меньшими солнечной. Плотность белых карликов составляет порядка 106 г/см³, что почти в миллион раз выше плотности обычных звёзд главной последовательности.
Неудивительно, что мы выбираем ее каждый год как нашу «Мисс Вселенная» - без конкурентов. Публикация в печатных СМИ: Коста, Дж. Сирик, Мисс Вселенная. Мы можем измерить массу звезды через кривизну света. Измерение массы звезд - это нелегкий подвиг - вы не можете разместить их точно на паре весов. Но благодаря одному из основных прогнозов общей теории относительности Эйнштейна астрофизики впервые измерили массу звезды белого карлика.
Предсказание Эйнштейна, называемое гравитационной линзой, говорит, что кривизна пространства вблизи массивного тела, такого как звезда или черная дыра, заставляет свет кривать, а не путешествовать прямо, как обычно. Похоже, он недооценил силу более поздних поколений телескопов, и это новое наблюдение было сделано с космического телескопа Хаббла.
По численности белые карлики составляют по разным оценкам 3—10 % звёздного населения нашей Галактики. 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.
Эта звезда в 18 световых годах от Земли. «Масса звезды по сути решает все о звезде», - говорит Саху. Знание массы звезды может помочь астрофизикам выяснить, сколько лет звезда и что будет после ее смерти. Это недалеко от предыдущих оценок массы звезды, но этот последний расчет важен, потому что, в отличие от предыдущих оценок, он не зависит от предположений о составе звезды или ее орбиты вокруг других звезд. Например, первые оценки массы этого белого карлика предполагали, что он имеет железное ядро, но эта прямая мера предполагает, что это неверно.
История открытия белых карликов восходит к началу 19 века, 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 1844 году, 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.
Мартин Барстоу из Университета Лестера в Великобритании, который не участвовал в этом исследовании, впечатлен результатами. Измерение массы белых карликов без использования моделей действительно сложно, - говорит он. Саху и его коллеги наблюдали за белым карликом, когда он двигался перед другой звездой в течение двух лет. Измеряя, как свет этой фоновой звезды менялся, когда белый карлик двигался перед ней, Саху смог вычислить свою массу, чем больше масса звезды, тем больше отклонение.
В настоящее время команда пытается измерить массу Проксима Центавра, красного карлика, который находится всего в 4, 25 световых годах от Земли. Гравитационное линзирование - это практический способ независимого измерения массы звезды, но поиск звезд, которые проходят перед другой звездой с правильным выравниванием, чтобы проводить такие измерения, может быть сложным, говорит Барстоу.
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.
Однако Барстоу говорит, что гравитационное линзирование - единственный способ точно измерить массу звезд, которые не попадают в пары. В бинарных системах, где две звезды движутся вокруг общего центра, астрофизики могут оценивать звездные массы, изучая их орбиты.
Жизнь звезд. Звезды в основном представляют собой гигантские плазменные шарики, инертные по пространству, и состоят в основном из 71% водорода, 27% гелия и фракций других более тяжелых элементов. Звезды образуются в Молекулярных Облаках, из-за неустойчивостей, которые часто генерируются потрясениями, исходящими из сверхновых. После этого он начинает разрушаться под собственной гравитационной силой. Чем больше он сжимается, тем больше его температура увеличивается. Звезды с предварительным мейнстримом окружены аккреционным диском, который в будущем отвечает за формирование их системы.
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 300х10 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. 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.
Эволюция звезды по ее массе. Если начальная масса газовой сферы, возникающая в результате сокращения Молекулярного Облака, составляет менее 0, 08 М Солнца, она никогда не достигнет «звездного» состояния. Объект, сформированный, как мы видели, является «коричневым карликом».
Рисунок в сторону и понять стадии, которые происходят до тех пор, пока не сформируется коричневый карлик. В этом случае обжига водорода происходит в центре звезды с последующим образованием ядра гелия. Эта центральная область гелия становится вырожденной и не может достигать температуры, достаточной для инициирования ядерных реакций с гелием. Как следствие, она не становится гигантской звездой. Его конечной стадией эволюции является образование звезды белого карлика с гелиевым ядром.
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.
Посмотрите на фигуру сбоку и поймите, какими будут стадии, пока не будет сформирован белый карлик. Из-за своей малой массы светимость звезды генерируется конвекционным процессом. После извлечения большей части своей оболочки звезды в этом диапазоне масс становятся белыми гномами, зародышевыми гелием. Рисунок в сторону и понять этапы, которые происходят со звездами с этим диапазоном масс. В этих звездах ядро сжимается и сильно нагревается. Поскольку ядро образовано вырожденным газом, оно не может сильно расширяться, хотя наблюдается значительное увеличение температуры ядра.
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.
Благодаря непрерывному процессу расширения звезда не может удерживать свой конверт и выталкивает большую часть его в космос, образуя столь знаменитый. Что остается от этой звезды - белый карлик. Множество вещей может случиться со звездами в этом диапазоне. Не только сердцевина, но и вся звезда рушится, и ее обертывание падает на его небольшое усиленное ядро. Материал для обертывания звезды «отскакивает» от закаленной поверхности ядра звезды. в конечном счете, центральная область звезды может пережить это яростное явление.
К этой остаточной, чрезвычайно плотной и маленькой звезде, которая переживает это явление, мы даем название «Нейтронная звезда». Мы уже видели, что звезды, чья начальная масса превышает 10 солнечных масс при достижении заключительных этапов их эволюции, проходят через довольно жестокие процессы. Центральная область этих гигантских звезд подвергается очень сильному гравитационному коллапсу, который заставит их пострадать от огромного взрыва. Когда это происходит, эти гигантские звезды бросают всю свою материю в межзвездное пространство и могут быть полностью разрушены или оставить остаточную компактную звезду под названием «Нейтронная звезда».
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, можно сконструировать их наглядную модель. Прежде всего, 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.
Если начальная звезда слишком велика, может случиться, что после ее взрыва остаточный объект, оставшийся позади, все еще имеет массу. В этом случае может случиться так, что гравитационный коллапс продолжает действовать на этот остаточный объект настолько интенсивно, что давление вещества в нем не может противостоять этому дроблению. Рисунок в сторону и понять стадии, которые происходят до появления черной дыры. Ученые из Гарвардско-Смитсоновского астрономического института наблюдали то, что никогда не видели в истории: скалистая планета, как и Земля, распадается белой карликовой звездой.
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.
Объект около 570 световых лет от Земли в созвездии Девы. Миссия контролирует тени, возникающие при столкновении между небесным телом и звездой. По данным Кеплера, яркость имела регулярное падение каждые 4, 5 часа, в результате чего планета находилась на орбите около 850 000 километров от звезды. Это означает, что расширение между двумя объектами примерно в два раза превышает расстояние от Земли до Луны.
Это первый планетарный объект, проходящий через звезду белого карлика. «Это то, чего раньше никто не видел», - сказал автор исследования Эндрю Вандербург в своем заявлении. «Мы наблюдаем, как разрушается солнечная система». Объединив полученные данные, ученый обнаружил признаки дополнительного материала на орбите между 4, 5 и 5 часами.
Имея 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.
Кроме того, он обнаружил, что шок омрачил звезду на 40% и что предметный след имеет тот же характер, что и комета. Таким образом, обе особенности указывают на наличие облака загрязнения вокруг фрагмента. По мнению ученых, количество пыли настолько велико, что у нее есть масса Цереры, карликовой планеты размером с американское штат Техас.
Находка подтверждает теорию об источнике загрязнения металлов белыми карликами. Как правило, когда звезда достигает конца своей жизни, она становится еще большей и красной. Оставшееся горячее ядро называется звездой белого карлика и состоит из углерода, кислорода, водорода и гелия.
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.
Однако то, что обнаружили астрономы, состоит в том, что не только белый карлик производится только из этих элементов. Фактически, некоторые из них показывают признаки более тяжелых металлов, таких как железо и кремний. Для ученых это странный факт, поскольку гравитация белого карлика настолько сильна, что почти всегда погружает эти элементы. Это похоже на добычу золота. Тяжелые вещи депонируются на дне, где мы их не видим, - сказал Джон Джонсон, соавтор исследования.
Когда эта звезда «вышла из тени»Солнца, и мы смогли перезапустить наблюдения, мы были шокированы тем, что она была в семь раз более непрозрачной, чем в другие времена исследований. Угасание звезды означает, что белый карлик прекратил красть материю у своего соседа, и по сей день вы не знаете, почему.
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.
Обычно они представляют собой большой белый карлик и меньшую «нормальную» звезду, которая циркулирует очень близко друг к другу. Благодаря этому часть внешних слоев нормальной звезды остается в «карликовой зоне» белого карлика, который привлекает и крадет его материю.
Такой процесс увеличивает яркость системы и изменяет ее между определенными пределами, так как белый карлик «переваривает» похищенный водород и поджигает его на собственной поверхности. Следы этого можно увидеть в пучках рентгеновских лучей, которые водород вызывает, падая на поверхность «звезды вампиров».
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.
Спустя два года, когда звезда «вышла из тени» Солнца, ученые решили проверить результаты исследования Кеплера. Астрономы никогда не наблюдали ничего подобного изучению двойных небесных тел. Но изменилась не только яркость. По мнению ученых, такие колебания яркости связаны с быстрой скоростью, с которой белый карлик циркулирует «обычной» звездой.
Сильное магнитное поле в области пятна задерживало бы процесс переноса водорода и уменьшало бы яркость системы. С другой стороны, это не объясняет более медленные реставрационные ритмы небесного сияния. Ученые из Университета Уорика в Соединенном Королевстве впервые идентифицировали звезду «белого карликового пульсара».
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.
Пучок энергии пульсара сконцентрирован и излучает только в одном направлении, что уникально в известной вселенной. Открытие было сделано Томом Маршем и Борисом Гансике из Отделения астрофизики в Университете Уорика в сотрудничестве с Дэвидом Бакли из Южноафриканской астрономической обсерватории.
Белый карлик - заключительный этап процесса смерти звезд и характеризуется тем, что он является маленьким, но очень плотным небесным телом. Пульсар - очень маленькая и очень плотная нейтронная звезда с очень быстрым вращением, которое излучает большие количества энергии и излучения и образует магнитные поля с пучками электромагнитного излучения, как если бы это был маяк.
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
Белые карлики - проэволюционировавшие звёзды с массой, не превышающей предел Чандрасекара (максимальная масса, при которой звезда может существовать как белый карлик), лишённые собственных источников термоядерной энергии. Белые карлики представляют собой компактные звёзды с массами, сравнимыми или большими, чем масса Солнца, но с радиусами в 100 раз меньшими и, соответственно, болометрическими светимостями в ~10 000 раз меньшими солнечной. Средняя плотность вещества белых карликов в пределах их фотосфер 105-109 г/см 3 , что почти в миллион раз выше плотности звёзд главной последовательности. По распространённости белые карлики составляют, по разным оценкам, 3-10 % звёздного населения нашей Галактики. Неопределённость оценки обусловлена трудностью наблюдения удалённых белых карликов из-за их малой светимости.
Белые карлики представляют собой конечную стадию эволюции небольшой звезды с массой, сравнимой с массой Солнца. Когда в центре звезды, например, как наше Солнце, выгорает весь водород, ее ядро сжимается до больших плотностей, тогда как внешние слои сильно расширяются, и, сопровождаясь общим потускнением светимости, звезда превращается в . Пульсирующий красный гигант затем сбрасывает свою оболочку, поскольку внешние слои звезды слабо связаны с центральным горячим и очень плотным ядром. Впоследствии эта оболочка становится расширяющейся планетарной туманностью. Как видите красные гиганты и белые карлики очень тесно взаимосвязаны. Сжатие ядра происходит до крайне малых размеров, но, тем не менее, не превышает предела Чандрасекара, то есть верхний предел массы звезды, при котором она может существовать в виде белого карлика.
Первым открытым белым карликом стала звезда 40 Эридана B в тройной системе 40 Эридана, которую ещё в 1785 году Вильям Гершель включил в каталог двойных звёзд. В 1910 году Генри Норрис Расселл обратил внимание на аномально низкую светимость 40 Эридана B при её высокой цветовой температуре, что и послужило впоследствии выделению подобных звёзд в отдельный класс белых карликов.
Вторым открытым белым карликом стал Сириус Б — ярчайшая звезда земного неба. 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.
Третьим открытым белым карликом стал Процион B. В 1844 году директор Кёнигсбергской обсерватории Фридрих Бессель, анализируя данные наблюдений, обнаружил, что Процион периодически, хотя и весьма слабо, отклоняется от прямолинейной траектории движения по небесной сфере. Бессель пришёл к выводу, что у Проциона должен быть близкий спутник. Слабый спутник оставался ненаблюдаемым, а его масса должна была быть достаточно велика - сравнимой с массой Сириуса и Проциона, соответственно. В 1896 году американский астроном Д. М. Шеберле открыл Процион B, подтвердив тем самым предсказание Бесселя.
Происхождение белых карликов
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 . Эти предположения полностью подтвердились.
Белые карлики состоят из углерода и кислорода с небольшими добавками водорода и гелия, однако у массивных сильно проэволюционировавших звезд ядро может состоять из кислорода, неона или магния. В процессе эволюции звёзд главной последовательности происходит «выгорание» водорода - нуклеосинтез с образованием гелия. 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.
Белые карлики имееют чрезвычайно высокую плотность(106 г/cм 3). Белый карлик находится в состоянии гравитационного равновесия и его давление определяется давлением вырожденного электронного газа. Поверхностные температуры белого карлика высокие — от 100,000 К до 200,000 К. Массы белых карликов близки к Солнечной. Для белых карликов существует зависимость «масса-радиус», причем чем больше масса, тем меньше радиус. Радиусы большинства белых карликов сравнимы с радиусом Земли.
Жизненный цикл белого карлика, после этого, остается стабилен до самого своего остывания, когда звезда теряет свою светимость и становится невидимой, входя в стадию так называемого « », - конечный результат эволюции, хотя в современной литературе этот термин используется все реже.
