БЕ́ЛЫЕ КА́РЛИКИ

БЕ́ЛЫЕ КА́РЛИКИ, ком­пакт­ные звёз­ды с мас­са­ми по­ряд­ка мас­сы Солн­ца ($M_☉$) и ра­диу­са­ми, при­мер­но в 100 раз мень­ши­ми, чем ра­ди­ус Солн­ца. Ср. плот­ность ве­ще­ст­ва Б. к. 10⁸–10⁹ кг/м³. Б. к. со­став­ля­ют неск. про­цен­тов всех звёзд Га­лак­ти­ки. Мно­гие Б. к. вхо­дят в двой­ные звёзд­ные сис­те­мы. Пер­вой звез­дой, от­не­сён­ной к Б. к., был Си­ри­ус B (спут­ник Си­риу­са), от­кры­тый амер. ас­тро­но­мом А. Клар­ком в 1862. В 1910-х гг. Б. к. вы­де­ле­ны в осо­бый класс звёзд; их на­зва­ние свя­за­но с цве­том пер­вых пред­ста­ви­те­лей это­го клас­са.

Имея мас­су звез­ды и раз­мер не­боль­шой пла­не­ты, Б. к. 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 Б. к., кон­цен­тра­ция прак­ти­че­ски сво­бод­ных элек­тро­нов в нём столь ве­ли­ка, что, со­глас­но прин­ци­пу Пау­ли, они об­ла­да­ют боль­шим им­пуль­сом. Дав­ле­ние вы­ро­ж­ден­но­го га­за прак­ти­че­ски не за­ви­сит от его темп-ры, по­это­му при ос­ты­ва­нии Б. к. не сжи­ма­ет­ся.

Чем боль­ше мас­са Б. к., тем мень­ше его ра­ди­ус. Тео­рия ука­зы­ва­ет для Б. к. верх­ний пре­дел мас­сы ок. 1,4$M_☉$ (т. н. Чан­д­ра­се­ка­ра пре­дел), 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 уже не спо­соб­но про­ти­во­сто­ять си­ле тя­го­те­ния.

Б. к. об­ра­зу­ют­ся в кон­це эво­лю­ции обыч­ных звёзд с на­чаль­ной мас­сой ме­нее 8$M_☉$ 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 темп-ру. По­сте­пен­но ос­ты­вая, яд­ро звез­ды пе­ре­хо­дит в со­стоя­ние Б. к., про­дол­жая ещё дол­го све­тить за счёт за­па­сён­ной в недрах те­п­ло­вой энер­гии. С воз­рас­том све­ти­мость Б. к. па­да­ет. При воз­рас­те ок. 1 млрд. лет све­ти­мость Б. к. в ты­ся­чу раз ни­же сол­неч­ной. Темп-ра по­верх­но­сти у изу­чен­ных Б. к. ле­жит в диа­па­зо­не от 5·10³ до 10⁵ К.

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

Ес­ли Б. к. вхо­дит в тес­ную двой­ную сис­те­му, то су­ще­ст­вен­ный вклад в его све­ти­мость мо­жет да­вать тер­мо­ядер­ное го­ре­ние во­до­ро­да, пе­ре­те­каю­ще­го с со­сед­ней звез­ды. Это го­ре­ние час­то но­сит не­ста­цио­нар­ный ха­рак­тер, что про­яв­ля­ет­ся в ви­де вспы­шек но­вых и но­во­по­доб­ных звёзд. В ред­ких слу­ча­ях на­ко­п­ле­ние во­до­ро­да на по­верх­но­сти Б. к. при­во­дит к тер­мо­ядер­но­му взры­ву с пол­ным раз­ру­ше­ни­ем звез­ды, на­блю­дае­мо­му как вспыш­ка сверх­но­вой.