Галактические объекты

Бе́лые ка́рлики, компактные звёзды с массами порядка массы Солнца и радиусами, примерно в 100 раз меньшими, чем радиус Солнца. Средняя плотность вещества белых карликов составляет 108–109 кг/м3. В нашей Галактике находится около 10 млрд белых карликов, по количеству и полной массе они составляют несколько процентов всех её звёзд. Белые карлики образуются в конце эволюции обычных звёзд с начальной массой менее 8 масс Солнца после исчерпания ими запаса термоядерного горючего. Сбрасывая свои внешние слои, звезда обнажает горячее ядро, которое, постепенно остывая, переходит в состояние белого карлика, продолжая ещё долго светить за счёт запасённой в недрах тепловой энергии. С возрастом светимость белого карлика падает. При возрасте белого карлика около 1 млрд лет его светимость в тысячу раз ниже солнечной. Температура поверхности белых карликов лежит в диапазоне от 4·103 до 105 К. Белые карлики сохраняют устойчивое равновесие вследствие того, что гравитационным силам, стремящимся сжать звезду, противостоит давление вырожденного газа электронов. Теоретический предел массы белого карлика, состоящего из углерода, кислорода и, возможно, гелия, составляет около (предел Чандрасекара), его превышение приводит к гравитационному коллапсу.

Магнита́ры, подкласс нейтронных звёзд, активность и наблюдаемые проявления которых в основном связаны с выделением энергии их мощного магнитного поля. Иногда к магнитарам также относят и нейтронные звёзды с сильными магнитными полями (более нескольких миллиардов тесла), не проявляющие типичных примеров магнитарной активности. Основные типы наблюдательных проявлений магнитаров – вспышки электромагнитного излучения в жёстком диапазоне спектра (т. е. с энергией фотонов порядка десятков и сотен килоэлектронвольт), а также регулярное тепловое рентгеновское излучение поверхности и нетепловое рентгеновское излучение, связанное с магнитосферными процессами. При вспышках выделение энергии связано с магнитным пересоединением. Избыточное тепловое излучение поверхности связано с диссипацией энергии электрических токов, создающих магнитные поля, в коре нейтронной звезды.

Нейтро́нные звёзды, класс компактных астрономических объектов, состоящих из вырожденного вещества. В их недрах существуют области с высокой плотностью вещества, достаточной для стабильности свободных нейтронов относительно бета-распада. При типичной массе 1–2 массы Солнца нейтронные звёзды имеют радиус 10–15 км, что соответствует средней плотности около 5·1017 кг/м3 – выше плотности ядерной материи. Нейтронные звёзды обладают сильными магнитными полями (от 104 до 1011 Тл) и могут обладать чрезвычайно быстрым вращением – с периодом до 1 мс. Их устойчивость обусловлена давлением, связанным с ферми-движением барионов и сильным взаимодействием этих частиц. Нейтронные звёзды образуются в основном на конечных стадиях эволюции массивных звёзд (с начальными массами от 8 до 30 масс Солнца). Исчерпав термоядерное горючее, такие звёзды претерпевают гравитационный коллапс ядра, которое превращается в нейтронную звезду. Этот процесс сопровождается вспышкой сверхновой и сбросом внешней оболочки звезды. Небольшая доля нейтронных звёзд может также образовываться при коллапсе белых карликов в двойных системах, в процессе которого масса белого карлика возрастает за счёт аккреции на него вещества со второго компонента или слияния обоих компонентов системы.

Пульса́ры, космические источники импульсного электромагнитного излучения. Центральное тело пульсара – нейтронная звезда массой порядка массы Солнца (2 ·1030 кг) и радиусом порядка 10 км. Для пульсаров характерны очень сильные магнитные поля (на поверхности нейтронной звезды порядка 105–1010 Тл) и быстрое вращение (с периодами от 1,4 мс до нескольких секунд). Импульсный характер излучения пульсаров связан с их вращением и тем фактом, что их излучение в основном заключено в узком конусе. Если ось этого конуса наклонена к оси вращения нейтронной звезды, то для наблюдателя, луч зрения которого попадает в пределы этого конуса, возникает эффект маяка: он видит один импульс за период вращения.

Кори́чневые ка́рлики, космические тела с массами приблизительно от 0,01 до 0,08 массы Солнца, занимающие промежуточное положение между планетами и звёздами. От обычных звёзд коричневые карлики отличаются тем, что температура в их недрах никогда не достигает значений, необходимых для протекания термоядерной реакции превращения лёгкого изотопа водорода (1H) в гелий (4He), которая обеспечивает длительное свечение обычных звёзд. Именно этим и определяется верхняя граница их массы – около 0,08 массы Солнца. Однако, в отличие от планет, коричневые карлики на раннем этапе жизни разогреваются вследствие гравитационного сжатия настолько (температура в центре около 3 млн К), что в их недрах может протекать термоядерное горение некоторых химических элементов, например тяжёлого изотопа водорода – дейтерия (2H), а также лития (7Li). Это делает их на короткое время похожими на маломассивные звёзды. Нижняя граница массы коричневых карликов, отделяющая их от планет, составляет примерно 13 масс Юпитера (около 0,01 массы Солнца).

Те́сные двойны́е звёзды, гравитационно связанные пáры звёзд (двойные звёзды), у которых радиус хотя бы одного из компонентов сравним с размерами орбиты этой двойной системы. Их орбитальные периоды сравнительно малы – от десятков минут до нескольких лет. Вследствие близости компонентов тесных двойных звёзд на определённой стадии их эволюции происходит перетекание вещества с поверхности одного компонента на другой (аккреция). Природа симбиотических звёзд, новых звёзд, новоподобных звёзд, а также многих звёзд Вольфа – Райе обусловлена обменом вещества между компонентами тесной двойной системы. В тех случаях, когда одним из компонентов является нормальная звезда, а вторым – нейтронная звезда или чёрная дыра, перетекание вещества сопровождается формированием дифференциально вращающегося аккреционного диска вокруг второго компонента и может происходить дисковая аккреция вещества на него, сопровождаемая огромным (порядка 0,1–0,3 массы покоя) выделением энергии.