Белые карлики и их свойства

Формирование и эволюция белых карликов

Белые карлики — это конечные стадии эволюции звёзд с начальными массами до ≈8 масс Солнца. После того как звезда исчерпывает своё термоядерное топливо, она сбрасывает внешние оболочки и оставляет после себя плотное ядро, состоящее в основном из углерода и кислорода (иногда — из гелия или неона и магния в зависимости от начальной массы). Это ядро уже не поддерживает термоядерный синтез и существует за счёт давления вырожденного электронного газа, препятствующего дальнейшему сжатию.

Поддерживающий механизм: вырождение электронного газа

Основным источником устойчивости белого карлика является квантовомеханическое вырождение электронов. Согласно принципу Паули, два электрона не могут находиться в одном и том же квантовом состоянии. Поэтому, даже при отсутствии теплового давления, вырожденный электронный газ оказывает сопротивление сжатию. Это давление не зависит от температуры и становится доминирующим при плотностях порядка 106 − 109 г/см³.

Масса, радиус и предельные значения

Существует жёсткая зависимость между массой и радиусом белого карлика: чем больше масса, тем меньше радиус. Это объясняется тем, что с ростом массы увеличивается гравитационное давление, требующее большего давления вырожденного газа для равновесия, а это достигается при меньших размерах объекта.

Максимально возможная масса белого карлика ограничена пределом Чандрасекара — примерно 1.44M (солнечных масс). При превышении этой массы никакое давление электронного вырождения не способно сдерживать гравитацию, и объект либо коллапсирует в нейтронную звезду, либо происходит термоядерный взрыв — сверхновая типа Ia.

Типы белых карликов по составу

  1. Гелиевые белые карлики: возникают в тесных двойных системах, где массовый обмен приводит к потере звёздной оболочки до того, как произойдёт синтез углерода. Массы — до 0.45M.
  2. Углеродно-кислородные белые карлики: наиболее распространённые. Происходят от звёзд массами 0.8–8 M.
  3. Неонно-магниевые белые карлики: формируются из звёзд в диапазоне 8–10 M, где температуры в ядре доходят до порога горения углерода.

Температура, светимость и охлаждение

Первоначально белые карлики обладают высокой температурой поверхности — до 105 K, но с течением времени они постепенно остывают, теряя тепловую энергию. Так как термоядерных реакций больше нет, белый карлик просто излучает накопленное тепло. Процесс охлаждения занимает миллиарды лет.

Светимость убывает с температурой примерно по закону

L ∝ R2Teff4,

где R — радиус (почти постоянен), а Teff со временем уменьшается. Белый карлик уходит вниз и вправо по диаграмме Герцшпрунга–Рассела. В результате он становится всё тусклее и холоднее, пока не превращается в гипотетический чёрный карлик — объект, полностью потерявший остаточное тепло. Однако возраст Вселенной пока недостаточен, чтобы чёрные карлики успели образоваться.

Спектральные классы и атмосферы

Атмосферы белых карликов классифицируются по химическому составу и определяются спектрально. Основные типы:

  • DA — атмосферы, богатые водородом, демонстрируют яркие линии Бальмера;
  • DB — атмосферы, содержащие гелий, линии нейтрального гелия;
  • DO — горячие белые карлики с ионизованным гелием;
  • DC — без выраженных линий в спектре;
  • DZ — линии металлов;
  • DQ — присутствие углерода.

Соотношение типов связано с процессами гравитационной сегрегации: более лёгкие элементы (например, водород) всплывают к поверхности, тяжёлые оседают вглубь.

Магнитные поля

Некоторые белые карлики обладают чрезвычайно сильными магнитными полями — от 105 до 109 Гс. Эти поля могут влиять на структуру атмосферы, спектральные линии и вращение объекта. Источники полей до конца не ясны, но возможны как сохранение древнего магнитного поля предшественника, так и динамо-механизмы в ходе коллапса.

Вращение

Большинство изолированных белых карликов вращаются медленно, с периодами от часов до дней. Однако в двойных системах возможны более быстрые вращения, особенно если имело место аккреционное взаимодействие. В некоторых случаях аккреция может привести к спин-ап эффекту, увеличивая угловую скорость.

Белые карлики в двойных системах

Белые карлики играют ключевую роль в ряде астрофизических явлений:

  • Новые звёзды: при аккреции водорода с компаньона начинается термоядерный всплеск на поверхности белого карлика.
  • Сверхновые типа Ia: возникают либо при превышении предела Чандрасекара, либо при слиянии двух белых карликов. Эти вспышки являются эталонными “стандартными свечами” для измерения космологических расстояний.
  • Катаклизмические переменные: системы, в которых белый карлик аккрецирует вещество и проявляет периодическую или нерегулярную активность.

Пульсации и астеросейсмология

Некоторые белые карлики пульсируют, демонстрируя изменения светимости с периодами от нескольких секунд до нескольких минут. Эти пульсации обусловлены неравновесными гравитационными модами (g-mode), зависящими от внутренней структуры. Астеросейсмология позволяет исследовать состав, температуру и распределение плотности внутри белого карлика.

Кинематика и население

Белые карлики составляют значительную часть звёздной популяции Галактики. Их обнаруживают вблизи Солнца (например, Сириус B, Прокион B), а также в звёздных скоплениях и гало. Их пространственные скорости и распределение дают сведения о возрастных и динамических характеристиках Галактики.

Космологическое значение

Так как белые карлики представляют собой конечную стадию эволюции большинства звёзд, включая Солнце, они являются важными индикаторами возраста звёздных популяций. Охлаждающая последовательность белых карликов позволяет оценивать возраст шаровых скоплений и галактического диска.

Будущее белых карликов

Согласно космологическим моделям, в далёком будущем Вселенной белые карлики станут доминирующим типом остаточных объектов. Со временем они полностью остынут, перейдут в состояние чёрных карликов и сохранятся в этом виде на протяжении триллионов лет. Эти объекты будут представлять собой финальные “холодные осколки” звёздного вещества.