белые карлики

БЕЛЫЕ КАРЛИКИ - компактные звёзды с массами порядка массы Солнца и радиусами ~0,01 радиуса Солнца . Cp. плотность вещества Б. к. составляет 10⁵-10⁶ г/см³. Светимость Б. к. низка (~10^-1- 10^-4), поэтому обнаруженные Б. к. (неск. тысяч) находятся сравнительно недалеко от Солнечной системы (в пределах ~100 пк). По оценкам, число Б. к. составляет 3-10% от общего числа звёзд Галактики. Значит. часть Б. к. входит в двойные звёздные системы [в частности, первой звездой, отнесённой к Б. к., оказался Сириус В - спутник Сириуса с , открытый А. Кларком (A. Clark) в 1862]. Б. к. были выделены в особый класс звёзд в 1910-е гг., их название связано с цветом первых представителей этого класса - Сириуса В и 40 Эридана В - горячих белых звёзд. Позднее были открыты жёлтые и красные Б. к. с более низкой темп-рой поверхности T_п. У наиболее горячего из известных Б. к. T_пy7*10⁴ К. у наиболее холодногоок. 5*10³ К. Спектры Б. к. сильно отличаются от спектров обычных звезд. Линии поглощения в спектрах Б. к. сильно уширены вследствие высокой плотности атмосферы (Штарка эффект).

Кроме того, они заметно смещены из-за гравитац. красного смещения, к-рое для Б. к. эквивалентно доплеровскому смещению при скоростях в неск. десятков км/с. Спектральные классы Б. к. обозначают теми же буквами, что и классы звёзд гл. последовательности (О, В, А, ...), но с добавлением буквы D (DO, DB, DA и т. д.). Выделяют ещё неск. классов (DXC, DXP), отличающихся рядом спектральных особенностей. Хим. состав атмосфер Б. к., определяемый по спектрам, необычен. У большинства Б. к. (класс DA) атмосферы состоят почти из чистого водорода, содержание др элементов в десятки и сотни раз снижено по сравнению со звёздами гл. последовательности. В то же время в недрах этих Б. к. водорода не должно быть, иначе Б. к. взорвались бы из-за быстрого выделения энергии при пикноядерном (низкие темп-ры) или термоядерном (высокие темп-ры) горении водорода (см. Пикноядерные реакции и Термоядерные реакции). У др. Б. к. (класса DB) осн. элемент в атмосферах - гелий, а водорода в сотни тысяч раз меньше. Для спектров Б. к. классов DF, DG и DK характерны линии Ca, иногда Fe и др. металлов, атмосферы этих звёзд также бедны водородом. В спектрах ряда Б. к. (примерно у 1% от общего числа) обнаружена сильная поляризация излучения или зеемановское расщепление спектральных линий, что указывает на существование у нек-рых Б. к. магн. полей ~10⁶-10⁸ Гс (у большинства Б. к. они ниже 10⁴ Гс). Примерно у 10 Б. к. обнаружены пульсации излучения в оптич. диапазоне очень малой амплитуды, объясняемые особенностями строения атмосфер Б. к. Ряд особенностей спектров Б. к. обусловлен эффектами аккреции и разделения вещества в сильном гравитац. поле (ускорение свободного падения на поверхности Б. к. ~10⁸ см/с²).

Для физики Б. к. интересны прежде всего как объекты применения теории сверхплотной плазмы. При ср. плотностях ~10⁵ г/см³ вещество Б. к. представляет собой практически полностью ионизованный газ в вырожденном состоянии (см. Вырожденный газ). Теория объясняет существование Б. к. устойчивым равновесием сил гравитации и внутр. давления вырожденного газа электронов (Б. к. часто наз. "вырожденными звёздами"). Концентрация практически свободных электронов п_е в веществе Б. к. столь велика, что их квантовомеханич. фермиевскому импульсу соответствует давление, достаточное для существования Б. к. с наблюдаемыми значениями радиусов [P. Фаулер (R. Fowler), 1926]. Теория предсказывает соотношение масса-радиус Б. к.: R~М^-1/3 (при ), т. е. более массивные Б. к. имеют меньший радиус. Существует теоретич. верх. предел массы холодных Б. к.- т. н. чандрасекаровский предел [С. Чандрасекар (S. Chandrasekhar), 1931].

Превышение этого предела должно приводить к гравитационному коллапсу звезды. Существование предела массы объясняется тем, что по мере роста плотности скорость свободных электронов приближается к пределу-скорости света (газ электронов становится релятивистским) и сила давления вырожденного газа электронов растёт медленнее сил тяготения. Данные о массах реальных Б. к., их размерах и темп-pax достаточно хорошо согласуются со значениями этих величин, полученными теорией Б. к. Б. к. становятся звёзды в конце своей эволюции (после исчерпания запасов термоядерного горючего, см. Эволюция звезд).

В Б. к. превращаются звёзды (красные гиганты) с нач. массой , после сброса внеш. слоев, если масса остатка M<M_Ch При этом звёзды проходят, как считают, стадию планетарной туманности (плотного звёздного ядра, окруженного разреженной газовой оболочкой). Темп-pa поверхности ядра составляет ~10⁵ К. Постепенно остывая, оно переходит в состояние Б. к. Осн. источник светимости Б. к.- запасённая в звезде энергия теплового движения ионов. С возрастом светимость Б. к. падает. Теоретич. зависимость светимости от времени подтверждается наблюдениями. Напр., светимости Б. к. соответствует возраст ~10⁹ лет. Дисперсия скоростей собственного движения Б. к. указывает на принадлежность их к далеко проэволюционировавшим звёздам - т. н. старому звёздному населению диска Галактики .

Иной путь возникновения Б. к. возможен в тесных двойных звёздных системах. В таких системах Б. к. может стать более массивный компонент, часть вещества к-рого, заполнив полость Роша ,перетечёт на второй компонент. В этом случае звезда стадию планетарной туманности может не проходить. На светимость Б. к. в тесных двойных системах может заметно влиять термоядерное горение водорода, перетекающего со второго компонента системы. Это горение обычно имеет характер вспышек. Подобным механизмом объясняют вспышки новых звёзд и новоподобных звёзд. Перетекание вещества на углеродный или гелиевый Б. к. может привести к вспышке сверхновой (вследствие термоядерного взрыва осн. массы вещества Б. к.).

Лит.: Белые карлики. Сб. ст., пер. с англ., M., 1975; Шкловский И. С., Звезды. Их рождение, жизнь и смерть, 3 изд., M., 1984; Блинников С. И., Белые карлики, M., 1977; Шапиро С., Тьюколски С., Черные дыры, белые карлики и нейтронные звезды, пер. с англ., т. 1-2, M., 1985. С. И. Блинников.

   <<      Предметный указатель      >>