Белые карлики: характеристика, фото

Во Вселенной вещество нередко пребывает в состояниях, совершенно экстремальных для нашей планеты. Здесь отсутствуют высокие температуры и давления, сильные гравитационные и магнитные поля, интенсивные жесткие излучения, благодаря чему, собственно, и смогла возникнуть и развиться сложная биосфера. Однако экстремальность того или иного объекта – большая условность, ведь для Вселенной подобные состояния материи совершенно обычны. Человечество впервые узнало о них благодаря открытию особого класса звезд – белых карликов.

Открытие странных объектов

История изучения необычных звезд взяла старт в начале XX века, когда астрономы объединили результаты наблюдений нескольких близкорасположенных кратных звездных систем – 40 Эридана, Сириуса и Проциона. Выяснилось, что в каждой из этих систем один из компонентов характеризуется странным сочетанием свойств. Их орбитальные параметры свидетельствовали о достаточно большой массе, сравнимой с массой обычной звезды; спектральные характеристики указывали на высокую температуру. Светимость же этих объектов оказалась весьма малой – это были слабые, тусклые звездочки.

В 1917 году был открыт первый одиночный объект с подобными свойствами – звезда Ван Маанена, расположенная в 14 световых годах от Солнца. Масса ее составляет 0,7 солнечных масс, и при этом наше Солнце излучает более чем в пять тысяч раз мощнее, чем звезда Ван Маанена, получившая имя в честь своего первооткрывателя – голландского астронома, работавшего в США.

В 1922 году еще один голландский американец, В. Я. Лейтен, открывший несколько таких объектов, предложил для этого класса звезд название, которое мы употребляем и поныне: «белый карлик». Здесь термин «белый» означает «горячий» и связан со спектральными особенностями.

Немного об эволюции звезд

Ключевой параметр всех звезд – это масса. Она задает интенсивность всех происходящих в звезде процессов, так как от массы звезды зависит давление, плотность и, соответственно, температура вещества в ее недрах. А чем выше значения этих величин, тем выше вероятность каждого акта термоядерного синтеза, то есть он протекает с большей интенсивностью. Стабильность звезды поддерживается равновесием между силой ее гравитационного сжатия и силой давления, расталкивающей ее за счет энерговыделения в ходе ядерных реакций.

Масса же определяет и продолжительность стабильного существования звезды до исчерпания водорода как термоядерного горючего (этап «главной последовательности»), и ее дальнейшую судьбу. В конце этого периода своей жизни звезды в зависимости от массы испытывают те или иные изменения, итогом которых становится превращение их в объекты одного из трех типов: белые карлики, нейтронные звезды либо черные дыры. Нас будет интересовать первый вариант.

Сердце красного гиганта

Если масса звезды не превышает некоторой пороговой величины (1,44 массы Солнца), ей суждено стать карликом. Каким образом это происходит? После исчерпания водорода в центре звезды образуется плотное гелиевое ядро – в сущности, шлак, наработанный за время ее жизни.

Энергия больше не отводится из центра, значит, растут температура и плотность – ведь звезду сжимает собственная гравитация. В какой-то момент они достигают такого значения, при котором уже гелий способен вступать в реакцию синтеза, образуя углерод. В оболочке звезды в это время происходят процессы, ведущие к ее раздуванию и охлаждению внешних областей. Звезда становится красным гигантом.

Ядро красного гиганта имеет изотермические свойства, охлаждаясь в основном не за счет отдачи излучения с поверхности, а в результате уноса энергии нейтрино – частицами, для которых ядро прозрачно.

Красный гигант – нестабильная звезда. В конце концов, она теряет свои внешние слои – при этом образуются такие зрелищные космические феномены, как планетарные туманности. Остается только горячее гелиевое ядро с большим или меньшим содержанием углерода и – в очень малой концентрации – более тяжелых элементов (кислород). Это ядро и есть белый карлик.

Вырождение газа

Масса этого ядра сравнима с массой Солнца, а вот размер на два порядка меньше, нежели у нашего светила. Отсюда вывод: плотность белых карликов огромна. Она может составлять от сотен килограммов до тысяч тонн на кубический сантиметр. Что представляет собой вещество в таком состоянии: твердое тело или, может быть, жидкость? Нет, твердые тела и жидкости не могут существовать при таких плотностях, намного превышающих наиболее компактную упаковку атомов в веществе. Это особое состояние вещества.

Вследствие гигантских давлений электронные оболочки атомов в этом газе разрушены. Вещество являет собой чудовищно сжатую плазму, поведение которой возможно описать только с применением квантовой механики. Электроны не могут иметь одни и те же квантовые состояния («запрет Паули»), в силу чего скорости их принимают самые разнообразные значения. В обычном газе температура связана со скоростью частиц. В данном же случае, какую бы температуру ни имело вещество, скорости электронов с ней никак не связаны и могут достигать релятивистских значений. Такой электронный газ называется вырожденным.

Предел Чандрасекара

Давление вырожденного газа задается его плотностью. Оно, как и противодействующая сила гравитационного сжатия, имеет прямую зависимость (но в другой степени) от массы белых карликов и обратную – от их радиуса. То есть существуют такие значения массы, при которых давление будет уравновешивать гравитацию, что обеспечит стабильное существование карлика. Если же критическая величина 1,44 массы Солнца превышена, ядру звезды карликом не быть: давление не остановит сжатия, радиус будет продолжать уменьшаться, и сформируется нейтронная звезда.

Эта критическая масса носит наименование предела Чандрасекара в честь индийского физика, доказавшего в 1931 году ее существование. Чем больше масса карлика, тем меньше его радиус. Сила тяжести на таких звездах в десятки раз превышает таковую у поверхности Солнца. Впрочем, у Солнца в этом смысле все еще впереди: ему суждено через несколько миллиардов лет стать подобным карликом.

О температуре, размерах и светимости

Поверхностная температура белых карликов может достигать нескольких десятков и даже свыше сотни тысяч градусов (у Солнца – около 5800 К), а размеры сопоставимы с размерами Земли, то есть площадь излучающей поверхности чрезвычайно мала. Теперь ясно, почему у них такая низкая светимость – просто они маленькие.

Собственных термоядерных источников энергии они не имеют, и светимость их обусловлена огромным запасом внутреннего тепла, завися не от массы тела, а от возраста. Карлик может остывать очень долго – десятки и даже сотни миллиардов лет именно потому, что отдает излучение через малую поверхность. Молодые горячие карлики остывают быстрее. Максимум их излучения приходится на рентгеновский и жесткий ультрафиолетовый диапазоны. Так, на рентгеновском снимке Сириуса крохотный Сириус В светит мощнее, чем Сириус А – ярчайшая звезда на земном небе.

Спектры и химический состав

Этим интереснейшим объектам присвоен отдельный спектральный класс D, в котором выделяют несколько подклассов, связанных с особенностями спектров, отражающих состав тонкой атмосферы карликов.

Так, атмосфера может быть водородной или гелиевой, а также характеризоваться присутствием обоих этих элементов и примесью более тяжелых (все, что тяжелее гелия, в астрономии принято именовать «металлами»). Линии углерода, кислорода, кальция, железа (объяснить их присутствие иногда бывает трудно), обнаружены в спектрах многих белых карликов.

Характеристика состава недр, согласно современным моделям, следующая: они содержат довольно много углерода и кислорода (столько, сколько «наработала» родительская звезда), а также гелий с малой примесью водорода. Ядра всех этих элементов образуют подобие решетки, а электроны – вырожденный газ, поэтому вещество имеет некоторые свойства, сближающие его с металлом, например, высокую теплопроводность.

Белые карлики в тесных двойных системах

Карлики могут входить в состав двойных систем, звезды-компоненты которых сближены настолько, что обмениваются веществом. В этом случае массивный плотный карлик будет перетягивать на себя вещество компаньона.

Водород, попадающий от соседней звезды на горячую поверхность карлика, разогревается до температуры, при которой начинается термоядерный синтез. В этом случае наблюдается вспышка, называемая новой звездой.

Если же при падении водорода на карлик его масса превзойдет предел Чандрасекара, происходит коллапс, сопровождающийся взрывом сверхновой типа Ia. Наблюдение таких сверхновых в далеких галактиках представляет большой интерес, поскольку по яркости вспышек, имеющих одинаковые характеристики, устанавливают расстояние до галактик.

Объекты, полные загадок

Белый карлик – явление, отнюдь не редкое во Вселенной, но наблюдать их трудно из-за низкой светимости. Но иногда ученым везет на обнаружение интереснейших феноменов.

Например, в 1600 световых лет от нас в созвездии Рака находится тесная система, образованная двумя карликами. По оценкам астрономов, их разделяют всего 80 000 км – впятеро меньше, чем от Земли до Луны. Период их взаимного обращения составляет 5,4 минуты. Не исключено, что скоро они сольются, и произойдет вспышка сверхновой. Каким образом компоненты этой системы оказались настолько сближены, пока неясно.

Выше упоминались линии металлов в спектрах карликов. Ученые полагают, что эти элементы могут свидетельствовать о разрушении планет в процессе гибели родительской звезды. Как знать, возможно, в далеком будущем все, что останется от нашей планеты – это будут следы кремния, железа и кислорода в спектре карлика, в который превратится Солнце. Расстраиваться не стоит: это случится еще очень нескоро.

Детали процессов, приводящих к рождению этих удивительных объектов, тоже не ясны в полной мере, и модель эволюции их далеко не полна. Так что белые карлики – звезды, которые преподнесут астрофизикам еще множество сюрпризов, несмотря на то, что история их изучения насчитывает уже более сотни лет.