Белые карлики - компактные звёзды с массами порядка массы Солнца и радиусами ~0,01 радиуса Солнца . Cp. плотность вещества Б. к. составляет 105-106 г/см3. Светимость белых карликов низка (~10-1- 10-4), поэтому обнаруженные белые карлики (неск. тысяч) находятся сравнительно недалеко от Солнечной системы (в пределах ~100 пк). По оценкам, число белых карликов составляет 3-10% от общего числа звёзд Галактики. Значит. часть Б. к. входит в двойные звёздные системы [в частности, первой звездой, отнесённой к Б. к., оказался Сириус В - спутник Сириуса с , открытый А. Кларком (A. Clark) в 1862]. Б. к. были выделены в особый класс звёзд в 1910-е гг., их название связано с цветом первых представителей этого класса - Сириуса В и 40 Эридана В - горячих белых звёзд. Позднее были открыты жёлтые и красные белые карлики с более низкой температурой поверхности Tп. У наиболее горячего из известных белых карликов Tпy7*104 К. у наиболее холодногоок. 5*103 К. Спектры Б. к. сильно отличаются от спектров обычных звезд. Линии поглощения в спектрах Б. к. сильно уширены вследствие высокой плотности атмосферы (Штарка эффект).
Кроме того, они заметно смещены из-за
гравитац. красного смещения, к-рое для Б. к. эквивалентно доплеровскому
смещению при скоростях в неск. десятков км/с. Спектральные классы Б.
к. обозначают теми же буквами, что и классы звёзд гл. последовательности (О,
В, А, ...), но с добавлением буквы D (DO, DB, DA и т. д.). Выделяют ещё неск.
классов (DXC, DXP), отличающихся рядом спектральных особенностей. Хим. состав
атмосфер Б. к., определяемый по спектрам, необычен. У большинства Б. к. (класс
DA) атмосферы состоят почти из чистого водорода, содержание др элементов в десятки
и сотни раз снижено по сравнению со звёздами гл. последовательности. В то же
время в недрах этих Б. к. водорода не должно быть, иначе Б. к. взорвались бы
из-за быстрого выделения энергии при пикноядерном (низкие температуры) или термоядерном
(высокие температуры) горении водорода (см. Пикноядерные реакции и Термоядерные
реакции). У др. Б. к. (класса DB) осн. элемент в атмосферах - гелий, а водорода
в сотни тысяч раз меньше. Для спектров Б. к. классов DF, DG и DK характерны
линии Ca, иногда Fe и др. металлов, атмосферы этих звёзд также бедны водородом.
В спектрах ряда белых карликов (примерно у 1% от общего числа) обнаружена сильная поляризация
излучения или зеемановское расщепление спектральных линий, что указывает на
существование у нек-рых белых карликов магн. полей ~106-108 Гс
(у большинства белых карликов они ниже 104 Гс). Примерно у 10 Б. к. обнаружены
пульсации излучения в оптич. диапазоне очень малой амплитуды, объясняемые особенностями
строения атмосфер белых карликов. Ряд особенностей спектров Б. к. обусловлен эффектами
аккреции и разделения вещества в сильном гравитац. поле (ускорение свободного
падения на поверхности белых карликов ~108 см/с2).
Для физики белых карликов интересны прежде всего как объекты применения теории сверхплотной плазмы. При ср. плотностях ~105 г/см3 вещество белых карликов представляет собой практически полностью ионизованный газ в вырожденном состоянии (см. Вырожденный газ). Теория объясняет существование Б. к. устойчивым равновесием сил гравитации и внутр. давления вырожденного газа электронов (Б. к. часто наз. "вырожденными звёздами"). Концентрация практически свободных электронов пе в веществе Б. к. столь велика, что их квантовомеханич. фермиевскому импульсу соответствует давление, достаточное для существования белых карликов с наблюдаемыми значениями радиусов [P. Фаулер (R. Fowler), 1926]. Теория предсказывает соотношение масса-радиус Б. к.: R~М-1/3 (при ), т. е. более массивные Б. к. имеют меньший радиус. Существует теоретич. верх. предел массы холодных белых карликов - т. н. чандрасекаровский предел [С. Чандрасекар (S. Chandrasekhar), 1931].
Превышение этого предела должно приводить к гравитационному коллапсу звезды. Существование предела массы объясняется тем, что по мере роста плотности скорость свободных электронов приближается к пределу-скорости света (газ электронов становится релятивистским) и сила давления вырожденного газа электронов растёт медленнее сил тяготения. Данные о массах реальных белых карликов, их размерах и темп-pax достаточно хорошо согласуются со значениями этих величин, полученными теорией белых карликов. Белые карлики становятся звёзды в конце своей эволюции (после исчерпания запасов термоядерного горючего, см. Эволюция звезд).
В белые карлики превращаются звёзды (красные
гиганты) с нач. массой ,
после сброса внеш. слоев, если
масса остатка M<MCh При этом звёзды проходят, как считают,
стадию планетарной туманности (плотного звёздного ядра, окруженного разреженной
газовой оболочкой). Темп-pa поверхности ядра составляет ~105 К. Постепенно
остывая, оно переходит в состояние Б. к. Осн. источник светимости Б. к.- запасённая
в звезде энергия теплового движения ионов. С возрастом светимость Б. к. падает.
Теоретич. зависимость светимости от времени подтверждается наблюдениями. Напр.,
светимости белого карлика
соответствует возраст ~109 лет. Дисперсия скоростей собственного
движения белых карликов указывает на принадлежность их к далеко проэволюционировавшим
звёздам - т. н. старому звёздному населению диска Галактики .
Иной путь возникновения белых карликов возможен в тесных двойных звёздных системах. В таких системах белый карлик может стать более массивный компонент, часть вещества к-рого, заполнив полость Роша ,перетечёт на второй компонент. В этом случае звезда стадию планетарной туманности может не проходить. На светимость белых карликов в тесных двойных системах может заметно влиять термоядерное горение водорода, перетекающего со второго компонента системы. Это горение обычно имеет характер вспышек. Подобным механизмом объясняют вспышки новых звёзд и новоподобных звёзд. Перетекание вещества на углеродный или гелиевый белый карлик может привести к вспышке сверхновой (вследствие термоядерного взрыва осн. массы вещества белого карлика).
С. И. Блинников