Белые карлики

Бе́лые ка́рлики, компактные звёзды с массами порядка массы Солнца $(M_\odot)$ и радиусами, примерно в 100 раз меньшими, чем радиус Солнца. Средняя плотность вещества белых карликов составляет 10⁸–10⁹ кг/м³. Согласно оценкам, в нашей Галактике находится около 10 млрд белых карликов, по количеству и полной массе они составляют несколько процентов всех её звёзд. В самом подробном современном каталоге, составленном по наблюдениям космического телескопа GAIA, содержится лишь несколько сотен тысяч таких объектов, т. к. основное их население расположено далеко от нас и их светимость очень мала. Многие белые карлики входят в двойные звёздные системы. Первой звездой, отнесённой к белым карликам, был Сириус B (спутник Сириуса; рис. 1), открытый А. Кларком в 1862 г. В 1910-х гг. белые карлики были выделены в особый класс звёзд; их название связано с цветом первых представителей этого класса. Цвет самых холодных наблюдаемых белых карликов – красный.

Рис. 1. Двойная звезда Сириус, состоящая из звезды главной последовательности Сириус A (в центре) и белого карлика Сириус B (слева снизу). Фото: космический телескоп «Хаббл».Имея массу звезды и размер небольшой планеты, белый карлик обладает колоссальным притяжением вблизи своей поверхности, которое стремится сжать звезду. Но она сохраняет устойчивое равновесие, поскольку гравитационным силам противостоит давление вырожденного газа электронов: при высокой плотности вещества, характерной для белого карлика, концентрация практически свободных электронов в нём столь велика, что, согласно принципу Паули, они обладают большим импульсом. Давление вырожденного газа практически не зависит от его температуры, поэтому при остывании белый карлик практически не сжимается.

Чем больше масса белого карлика, тем меньше его радиус. Теория указывает для белого карлика, состоящего из углерода, кислорода и, возможно, гелия, верхний предел массы около $1,\!4\,M_\odot$ (предел Чандрасекара), превышение которого приводит к гравитационному коллапсу. Наличие такого предела обусловлено тем, что по мере роста плотности газа скорость электронов в нём приближается к скорости света и далее возрастать не может. В результате давление вырожденного газа возрастает с уменьшением радиуса звезды слишком медленно и становится не способным противостоять силе тяготения.

Рис. 2. Планетарная туманность NGC 6369 с белым карликом в центре. Фото: космический телескоп «Хаббл».Белые карлики образуются в конце эволюции обычных звёзд с начальной массой менее $8\,M_\odot$ после исчерпания ими запаса термоядерного горючего. В этот период звезда, пройдя через стадию красного гиганта и планетарной туманности, сбрасывает свои внешние слои и обнажает ядро, имеющее очень высокую температуру (рис. 2). Постепенно остывая, ядро звезды переходит в состояние белого карлика, продолжая ещё долго светить за счёт запасённой в недрах тепловой энергии. С возрастом светимость белого карлика падает. При возрасте около 1 млрд лет светимость белого карлика в тысячу раз ниже солнечной. Температура поверхности у изученных белых карликов лежит в диапазоне от 4·10³ до 10⁵ К.

У некоторых белых карликов обнаружена оптическая переменность с периодами от нескольких минут до получаса, объясняемая проявлением гравитационных нерадиальных колебаний звезды. Анализ этих колебаний методами астросейсмологии позволяет изучать внутреннее строение белых карликов. В спектрах около 3 % белых карликов наблюдается сильная поляризация излучения или зеемановское расщепление спектральных линий, что указывает на существование у них магнитных полей индукцией от 3·10⁴ до 10⁹ Гс.

Если белый карлик входит в тесную двойную систему, то существенный вклад в его светимость может давать термоядерное горение водорода, перетекающего с соседней звезды, богатой водородом. Это горение часто носит нестационарный характер, что проявляется в виде вспышек новых и новоподобных звёзд. В редких случаях накопление водорода (с превращением в гелий) на поверхности белого карлика приводит к термоядерному взрыву с полным разрушением звезды, наблюдаемому как вспышка сверхновой. Другим важным процессом, ведущим к взрыву сверхновой, является слияние двух холодных белых карликов в двойной системе, которое происходит вследствие потери системой энергии при излучении гравитационных волн.