Белый карлик

Белый карлик — это компактная звезда, находящаяся на заключительном этапе эволюции звёзд малой и средней массы (от 0,8 до 8–10 масс Солнца). Белые карлики представляют собой вырожденные объекты, состоящие в основном из электронно-ядерной плазмы, в которых гравитационное сжатие уравновешивается давлением вырожденного электронного газа. Они обладают чрезвычайно высокой плотностью (порядка 10⁶–10⁷ г/см³) и сравнительно небольшими размерами, сопоставимыми с размерами Земли.

История открытия и изучения

Первое наблюдение белого карлика относится к 1844 году, когда немецкий астроном Фридрих Бессель обнаружил периодические отклонения в движении Сириуса — самой яркой звезды ночного неба. Бессель предположил, что эти отклонения вызваны гравитационным влиянием невидимого спутника. В 1862 году американский оптик-изготовитель телескопов Алван Грэм Кларк, тестируя новый 18-дюймовый рефрактор, визуально подтвердил существование этого спутника, получившего название Сириус B.

В 1914 году американский астроном Уолтер Адамс, используя спектроскопические наблюдения, определил, что спектр Сириуса B соответствует спектру звезды класса A, но при этом её светимость оказалась аномально низкой. Это указывало на чрезвычайно малый радиус и, как следствие, огромную плотность. В 1915 году Адамс подтвердил, что Сириус B является белым карликом.

Термин «белый карлик» ввёл в 1922 году нидерландский астроном Виллем Якоб Лейтен. Теоретическое объяснение природы белых карликов было дано в 1926 году британским физиком Ральфом Фаулером, который применил квантовую статистику Ферми — Дирака к электронному газу в недрах этих звёзд. Фаулер показал, что давление вырожденного электронного газа способно противостоять гравитационному коллапсу. В 1930 году индийско-американский астрофизик Субраманьян Чандрасекар вывел предел массы, при котором белый карлик может оставаться стабильным (предел Чандрасекара), за что в 1983 году был удостоен Нобелевской премии по физике.

Образование и эволюция

Звёзды-предшественники

Белые карлики образуются из звёзд, чья начальная масса не превышает примерно 8–10 масс Солнца. После исчерпания водорода в ядре такая звезда превращается в красный гигант, в котором начинается горение гелия с образованием углерода и кислорода. Для звёзд с массой менее 2–3 солнечных масс ядро становится углеродно-кислородным, и термоядерные реакции в нём прекращаются. Внешние слои звезды, расширяясь, сбрасываются в виде планетарной туманности, а обнажившееся горячее ядро становится белым карликом.

Этапы остывания

После образования белый карлик не имеет внутренних источников энергии и постепенно остывает за счёт излучения тепла, накопленного в ходе предыдущих стадий. Процесс остывания может длиться миллиарды лет. В начале своей жизни белый карлик имеет температуру поверхности до 100 000 К и светится в основном в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах. Со временем он остывает, его спектр смещается в сторону более длинных волн, и он становится сначала жёлтым, затем красным, а в конечном итоге — чёрным карликом (гипотетическим объектом, не излучающим в оптическом диапазоне). Поскольку возраст Вселенной (около 13,8 миллиарда лет) меньше времени, необходимого для полного остывания самого старого белого карлика, чёрных карликов в наблюдаемой Вселенной не существует.

Физические свойства и строение

Состав и структура

Белые карлики состоят в основном из ядер углерода и кислорода, окружённых тонкой оболочкой из гелия и, иногда, водорода. Внутренняя часть звезды представляет собой вырожденный электронный газ, в котором электроны не могут занимать произвольные энергетические состояния, а подчиняются принципу Паули. Давление этого газа, называемое давлением вырождения, не зависит от температуры и определяется исключительно плотностью.

Строение белого карлика можно разделить на три слоя:

• Ядро (углеродно-кислородное, реже — гелиевое или кислородно-неоновое) — область вырожденного газа, занимающая до 99% объёма звезды.
• Оболочка (гелиевая) — тонкий слой невырожденного или слабовырожденного газа.
• Атмосфера (водородная или гелиевая) — самый внешний слой, определяющий наблюдаемый спектр.

Предел Чандрасекара

Максимальная масса, при которой белый карлик может оставаться стабильным, называется пределом Чандрасекара. Она составляет примерно 1,44 массы Солнца. Если масса белого карлика превышает этот предел (например, в результате аккреции вещества от звезды-компаньона), давление вырожденного электронного газа уже не может противостоять гравитации, и звезда коллапсирует. Это может привести к взрыву сверхновой типа Ia или образованию нейтронной звезды.

Плотность и размеры

Типичный белый карлик имеет массу порядка 0,6 массы Солнца, но радиус всего около 10 000 км (сравним с радиусом Земли). Средняя плотность такого объекта составляет около 10⁶ г/см³, что в миллион раз превышает плотность воды. Один кубический сантиметр вещества белого карлика весит около тонны.

Классификация

Спектральная классификация белых карликов основана на составе их атмосферы. Основные типы:

• DA — атмосфера состоит преимущественно из водорода (около 80% всех белых карликов).
• DB — атмосфера состоит в основном из гелия.
• DC — спектр не содержит заметных линий поглощения, что указывает на отсутствие выраженных примесей.
• DQ — в спектре присутствуют линии углерода.
• DZ — в спектре видны линии металлов (например, кальция, магния, железа).
• DQ — в спектре присутствуют линии углерода.

Дополнительно к буквенному обозначению добавляется числовой индекс, указывающий на температуру поверхности (например, DA1 — очень горячий, DA12 — холодный).

Примеры известных белых карликов

• Сириус B — ближайший к Земле белый карлик (расстояние 8,6 световых лет). Масса около 1,02 массы Солнца, радиус около 0,0084 радиуса Солнца. Температура поверхности около 25 000 К.
• Процион B — второй по близости белый карлик (11,4 световых года). Масса около 0,6 массы Солнца.
• 40 Эридана B — один из первых обнаруженных белых карликов (1910 год). Находится в тройной звёздной системе.
• Ван Маанена — ближайший одиночный белый карлик (14 световых лет). Масса около 0,7 массы Солнца.
• GD 362 — белый карлик, в атмосфере которого обнаружены следы тяжёлых элементов, что указывает на аккрецию вещества из окружающего его протопланетного диска.

Значение в астрофизике

Белые карлики играют ключевую роль в понимании эволюции звёзд и процессов, происходящих в конце их жизни. Они служат естественными лабораториями для изучения экстремальных состояний вещества — вырожденного газа. Наблюдения белых карликов позволяют:

• Определять возраст звёздных скоплений — по скорости остывания белых карликов можно оценить возраст скопления, в котором они находятся.
• Изучать химическую эволюцию галактик — состав белых карликов отражает химический состав звёзд, из которых они образовались.
• Исследовать гравитационное красное смещение — предсказанное общей теорией относительности смещение спектральных линий в гравитационном поле белого карлика было впервые обнаружено в 1925 году Уолтером Адамсом.
• Понимать механизмы взрывов сверхновых типа Ia — аккреция вещества на белый карлик в двойной системе может привести к его коллапсу и взрыву.

Интересные факты

• Белые карлики являются самыми распространёнными звёздами в Галактике — по оценкам, их доля составляет около 5–10% от всех звёзд Млечного Пути.
• Из-за высокой плотности гравитационное ускорение на поверхности белого карлика может достигать 100 000 g (ускорения свободного падения на Земле).
• В 2013 году астрономы обнаружили белый карлик, который вращается вокруг своей оси с периодом всего 1,2 минуты — это один из самых быстровращающихся известных объектов.
• Некоторые белые карлики обладают магнитным полем, в миллионы раз превышающим магнитное поле Земли.

Источники

• Ландау Л. Д., Лифшиц Е. М. Теоретическая физика. Т. 5. Статистическая физика. Часть 1. — М.: Физматлит, 2002.
• Шкловский И. С. Звёзды: их рождение, жизнь и смерть. — М.: Наука, 1984.
• Чандрасекар С. Избранные труды. Т. 1. Звёздная астрофизика. — М.: Наука, 1991.
• Каули Ч. Теория звёздных спектров. — М.: Мир, 1974.
• Зельдович Я. Б., Новиков И. Д. Релятивистская астрофизика. — М.: Наука, 1967.
• Liebert J. White Dwarf Stars // Annual Review of Astronomy and Astrophysics. — 1980. — Vol. 18. — P. 363–398.
• Fontaine G., Brassard P., Bergeron P. The Potential of White Dwarf Cosmochronology // Publications of the Astronomical Society of the Pacific. — 2001. — Vol. 113. — P. 409–435.