Белые карлики. РЕАЛЬНАЯ ФИЗИКА. Глоссарий по физике

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 T_п. У наиболее горячего из известных белых карликов T_пy7*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 п_ев 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<M_Ch 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).

Литература по белым карликам

Знаете ли Вы, как разрешается парадокс Ольберса?
(Фотометрический парадокс, парадокс Ольберса - это один из парадоксов космологии, заключающийся в том, что во Вселенной, равномерно заполненной звёздами, яркость неба (в том числе ночного) должна быть примерно равна яркости солнечного диска. Это должно иметь место потому, что по любому направлению неба луч зрения рано или поздно упрется в поверхность звезды.
Иными словами парадос Ольберса заключается в том, что если Вселенная бесконечна, то черного неба мы не увидим, так как излучение дальних звезд будет суммироваться с излучением ближних, и небо должно иметь среднюю температуру фотосфер звезд. При поглощении света межзвездным веществом, оно будет разогреваться до температуры звездных фотосфер и излучать также ярко, как звезды. Однако в дело вступает явление "усталости света", открытое Эдвином Хабблом, который показал, что чем дальше от нас расположена галактика, тем больше становится красным свет ее излучения, то есть фотоны как бы "устают", отдают свою энергию межзвездной среде. На очень больших расстояниях галактики видны только в радиодиапазоне, так как их свет вовсе потерял энергию идя через бескрайние просторы Вселенной. Подробнее читайте в FAQ по эфирной физике.