БЕ́ЛЫЕ КА́РЛИКИ
-
Рубрика: Физика
-
-
Скопировать библиографическую ссылку:
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.