Бессель пришёл к выводу, что у Сириуса должен быть невидимый «тёмный» спутник, причём период обращения обеих звёзд вокруг общего центра масс должен быть порядка 50 лет . Сообщение было встречено скептически, поскольку тёмный спутник оставался ненаблюдаемым, а его масса должна была быть достаточно велика - сравнимой с массой Сириуса.

Парадокс плотности

«Я был у своего друга … профессора Э. Пиккеринга с деловым визитом. С характерной для него добротой он предложил получить спектры всех звёзд, которые Хинкс и я наблюдали … с целью определения их параллаксов . Эта часть казавшейся рутинной работы оказалась весьма плодотворной - она привела к открытию того, что все звёзды очень малой абсолютной величины (то есть низкой светимости) имеют спектральный класс M (то есть очень низкую поверхностную температуру). Как мне помнится, обсуждая этот вопрос, я спросил у Пиккеринга о некоторых других слабых звёздах…, упомянув, в частности, 40 Эридана B . Ведя себя характерным для него образом, он тут же отправил запрос в офис (Гарвардской) обсерватории, и вскоре был получен ответ (я думаю, от миссис Флеминг), что спектр этой звезды - A (то есть высокая поверхностная температура). Даже в те палеозойские времена я знал об этих вещах достаточно, чтобы сразу же осознать, что здесь имеется крайнее несоответствие между тем, что мы тогда назвали бы „возможными“ значениями поверхностной яркости и плотности. Я, видимо, не скрыл, что не просто удивлён, а буквально сражён этим исключением из того, что казалось вполне нормальным правилом для характеристик звёзд. Пиккеринг же улыбнулся мне и сказал: „Именно такие исключения и ведут к расширению наших знаний“ - и белые карлики вошли в мир исследуемого»

Удивление Расселла вполне понятно: 40 Эридана B относится к относительно близким звёздам, и по наблюдаемому параллаксу можно достаточно точно определить расстояние до неё и, соответственно, светимость. Светимость 40 Эридана B оказалась аномально низкой для её спектрального класса - белые карлики образовали новую область на Г-Р диаграмме. Такое сочетание светимости, массы и температуры было непонятно и не находило объяснения в рамках стандартной модели строения звёзд главной последовательности, разработанной в 1920-х годах.

Высокая плотность белых карликов оставалась необъяснимой в рамках классической физики и астрономии и нашла объяснение лишь в рамках квантовой механики после появления статистики Ферми - Дирака . В 1926 году Фаулер в статье «Плотная материя» («On dense matter», Monthly Notices R. Astron. Soc. 87, 114-122 ) показал, что, в отличие от звёзд главной последовательности, для которых уравнение состояния основывается на модели идеального газа (стандартная модель Эддингтона), для белых карликов плотность и давление вещества определяются свойствами вырожденного электронного газа (ферми-газа) .

Следующим этапом в объяснении природы белых карликов стали работы Якова Френкеля и Чандрасекара . В 1928 году Френкель указал, что для белых карликов должен существовать верхний предел массы, и в 1931 году Чандрасекар в работе «Максимальная масса идеального белого карлика» («The maximum mass of ideal white dwarfs», Astroph. J. 74, 81-82 ) показал, что существует верхний предел масс белых карликов, то есть эти звёзды с массой выше определённого предела неустойчивы (предел Чандрасекара) и должны коллапсировать .

Происхождение белых карликов

Решение Фаулера объяснило внутреннее строение белых карликов, но не прояснило механизм их происхождения. В объяснении генезиса белых карликов ключевую роль сыграли две идеи: мысль астронома Эрнста Эпика , что красные гиганты образуются из звёзд главной последовательности в результате выгорания ядерного горючего, и предположение астронома Василия Фесенкова , сделанное вскоре после Второй мировой войны , что звёзды главной последовательности должны терять массу, и такая потеря массы должна оказывать существенное влияние на эволюцию звёзд . Эти предположения полностью подтвердились.

Тройная гелиевая реакция и изотермические ядра красных гигантов

В процессе эволюции звёзд главной последовательности происходит «выгорание» водорода - нуклеосинтез с образованием гелия (см. цикл Бете). Такое выгорание приводит к прекращению энерговыделения в центральных частях звезды, сжатию и, соответственно, к повышению температуры и плотности в её ядре. Рост температуры и плотности в звёздном ядре ведёт к условиям, в которых активируется новый источник термоядерной энергии: выгорание гелия (тройная гелиевая реакция или тройной альфа-процесс), характерный для красных гигантов и сверхгигантов.

При температурах порядка 10 8 К кинетическая энергия ядер гелия становится достаточно высокой для преодоления кулоновского барьера : два ядра гелия ( 4 He , альфа-частицы) могут сливаться с образованием нестабильного изотопа бериллия :

Бо́льшая часть 8 Be снова распадается на две альфа-частицы, но при столкновении 8 Be с высокоэнергетической альфа-частицей может образоваться стабильное ядро углерода 12 C :

+ 7,3 МэВ .

Несмотря на весьма низкую равновесную концентрацию 8 Be (например, при температуре ~10 8 К отношение концентраций [ 8 Be]/[ 4 He] ~10 −10), скорость такой тройной гелиевой реакции оказывается достаточной для достижения нового гидростатического равновесия в горячем ядре звезды. Зависимость энерговыделения от температуры в тройной гелиевой реакции чрезвычайно высока, так, для диапазона температур ~1-2·10 8 К энерговыделение :

где - парциальная концентрация гелия в ядре (в рассматриваемом случае «выгорания» водорода близка к единице).

Следует, однако, отметить, что тройная гелиевая реакция характеризуется значительно меньшим энерговыделением, чем цикл Бете : в пересчёте на единицу массы энерговыделение при «горении» гелия более чем в 10 раз ниже, чем при «горении» водорода . По мере выгорания гелия и исчерпания источника энергии в ядре возможны и более сложные реакции нуклеосинтеза, однако, во-первых, для таких реакций требуются всё более высокие температуры, и, во-вторых, энерговыделение на единицу массы в таких реакциях падает по мере роста массовых чисел ядер, вступающих в реакцию.

Дополнительным фактором, по-видимому, влияющим на эволюцию ядер красных гигантов, является сочетание высокой температурной чувствительности тройной гелиевой реакции и реакций синтеза более тяжёлых ядер с механизмом нейтринного охлаждения : при высоких температурах и давлениях возможно рассеяние фотонов на электронах с образованием нейтрино -антинейтринных пар, которые свободно уносят энергию из ядра: звезда для них прозрачна. Скорость такого объёмного нейтринного охлаждения, в отличие от классического поверхностного фотонного охлаждения, не лимитирована процессами передачи энергии из недр звезды к её фотосфере . В результате реакции нуклеосинтеза в ядре звезды достигается новое равновесие, характеризующееся одинаковой температурой ядра: образуется изотермическое ядро (рис. 2).

В случае красных гигантов с относительно небольшой массой (порядка солнечной) изотермические ядра состоят, в основном, из гелия, в случае более массивных звёзд - из углерода и более тяжёлых элементов. Однако в любом случае плотность такого изотермического ядра настолько высока, что расстояния между электронами образующей ядро плазмы становятся соизмеримыми с их длиной волны Де Бройля , то есть выполняются условия вырождения электронного газа. Расчёты показывают, что плотность изотермических ядер соответствует плотности белых карликов, то есть ядрами красных гигантов являются белые карлики .

Таким образом, для белых карликов существует верхний предел массы (предел Чандрасекара). Интересно, что для наблюдаемых белых карликов существует и аналогичный нижний предел: поскольку скорость эволюции звёзд пропорциональна их массе, то мы можем наблюдать как маломассивные белые карлики лишь остатки тех звёзд, которые успели проэволюционировать за время от начального периода звездообразования Вселенной до наших дней.

Особенности спектров и спектральная классификация

Белые карлики выделяются в отдельный спектральный класс D (от англ. Dwarf - карлик), в настоящее время используется классификация, отражающая особенности спектров белых карликов, предложенная в 1983 г. Эдвардом Сионом; в этой классификации спектральный класс записывается в следующем формате :

D [подкласс] [особенности спектра] [температурный индекс] ,

при этом определены следующие подклассы:

• DA - в спектре присутствуют линии бальмеровской серии водорода , линии гелия не наблюдаются
• DB - в спектре присутствуют линии гелия He I, линии водорода или металлов отсутствуют
• DC - непрерывный спектр без линий поглощения
• DO - в спектре присутствуют сильные линии гелия He II, также могут присутствовать линии He I и H
• DZ - только линии металлов, линии H или He отсутствуют
• DQ - линии углерода, в том числе молекулярного C 2

и спектральные особенности:

• P - наблюдается поляризация света в магнитном поле
• H - поляризация при наличии магнитного поля не наблюдается
• V - звёзды типа ZZ Кита или другие переменные белые карлики
• X - пекулярные или неклассифицируемые спектры

Эволюция белых карликов

Рис. 8. Протопланетарная туманность NGC 1705. Видна серия сферических оболочек, сбрасываемых красным гигантом, сама звезда скрыта пылевым поясом.

Белые карлики начинают свою эволюцию как обнажившиеся вырожденные ядра красных гигантов, сбросивших свою оболочку - то есть в качестве центральных звёзд молодых планетарных туманностей . Температуры фотосфер ядер молодых планетарных туманностей чрезвычайно высоки - так, например, температура центральной звезды туманности NGC 7293 составляет от 90 000 К (оценка по линиям поглощения) до 130 000 К (оценка по рентгеновскому спектру) . При таких температурах большая часть спектра приходится на жёсткое ультрафиолетовое и мягкое рентгеновское излучение.

Вместе с тем, наблюдаемые белые карлики по своим спектрам преимущественно делятся на две большие группы - «водородные» спектрального класса DA, в спектрах которых отсутствуют линии гелия, которые составляют ~80 % популяции белых карликов, и «гелиевые» спектрального класса DB без линий водорода в спектрах, составляющие большую часть оставшихся 20 % популяции. Причина такого различия состава атмосфер белых карликов долгое время оставалась неясной. В 1984 году Ико Ибен рассмотрел сценарии «выхода» белых карликов из пульсирующих красных гигантов, находящихся на асимптотической ветви гигантов , на различных фазах пульсации . На поздней стадии эволюции у красных гигантов с массами до десяти солнечных в результате «выгорания» гелиевого ядра образуется вырожденное ядро, состоящее преимущественно из углерода и более тяжёлых элементов, окружённое невырожденным гелиевым слоевым источником, в котором идёт тройная гелиевая реакция. В свою очередь, над ним располагается слоевой водородный источник, в котором идут термоядерные реакции цикла Бете превращения водорода в гелий, окружённый водородной оболочкой; таким образом, внешний водородный слоевой источник является «производителем» гелия для гелиевого слоевого источника. Горение гелия в слоевом источнике подвержено тепловой неустойчивости вследствие чрезвычайно высокой зависимости от температуры, и это усугубляется большей скоростью преобразования водорода в гелий по сравнению со скоростью выгорания гелия; результатом становится накопление гелия, его сжатие до начала вырождения, резкое повышение скорости тройной гелиевой реакции и развитие слоевой гелиевой вспышки .

За крайне короткое время (~30 лет) светимость гелиевого источника увеличивается настолько, что горение гелия переходит в конвективный режим, слой расширяется, выталкивая наружу водородный слоевой источник, что ведёт к его охлаждению и прекращению горения водорода. После выгорания избытка гелия в процессе вспышки светимость гелиевого слоя падает, внешние водородные слои красного гиганта сжимаются, и происходит новый поджог водородного слоевого источника.

Ибен предположил, что пульсирующий красный гигант может сбросить оболочку, образовав планетарную туманность, как в фазе гелиевой вспышки, так и в спокойной фазе с активным слоевым водородным источником, и, поскольку поверхность отрыва оболочки зависит от фазы, то при сбросе оболочки во время гелиевой вспышки обнажается «гелиевый» белый карлик спектрального класса DB, а при сбросе оболочки гигантом с активным слоевым водородным источником - «водородный» карлик DA; длительность гелиевой вспышки составляет около 20 % от длительности цикла пульсации, что и объясняет соотношение водородных и гелиевых карликов DA:DB ~ 80:20.

Крупные звёзды (в 7-10 раз тяжелее Солнца) в какой-то момент «сжигают» водород, гелий и углерод и превращаются в белые карлики с богатым кислородом ядром. Звёзды SDSS 0922+2928 и SDSS 1102+2054 с кислородсодержащей атмосферой это подтверждают.

Поскольку белые карлики лишены собственных термоядерных источников энергии, то они излучают за счёт запасов своего тепла. Мощность излучения абсолютно чёрного тела (интегральная мощность по всему спектру), приходящаяся на единицу площади поверхности, пропорциональна четвёртой степени температуры тела:

где - мощность на единицу площади излучающей поверхности, а Вт/(м²·К 4) - постоянная Стефана-Больцмана.

Как уже отмечалось, в уравнение состояния вырожденного электронного газа температура не входит - то есть радиус белого карлика и излучающая площадь остаются неизменными: в результате, во-первых, для белых карликов не существует зависимость масса - светимость, но существует зависимость возраст - светимость (зависящая только от температуры, но не от площади излучающей поверхности), и, во-вторых, сверхгорячие молодые белые карлики должны достаточно быстро остывать, так как поток излучения и, соответственно, темп остывания, пропорционален четвёртой степени температуры.

Астрономические феномены с участием белых карликов

Рентгеновское излучение белых карликов

Рис. 9 Снимок Сириуса в мягком рентгеновском диапазоне. Яркий компонент - белый карлик Сириус Б, тусклый - Сириус А

Температура поверхности молодых белых карликов - изотропных ядер звёзд после сброса оболочек, очень высока - более 2·10 5 К, однако достаточно быстро падает за счёт нейтринного охлаждения и излучения с поверхности. Такие очень молодые белые карлики наблюдаются в рентгеновском диапазоне (например, наблюдения белого карлика HZ 43 спутником ROSAT). В рентгеновском диапазоне светимость белых карликов превышает светимость звезд главной последовательности: иллюстрацией могут служить снимки Сириуса , сделанные рентгеновским телескопом «Чандра» (см. Рис. 9) - на них белый карлик Сириус Б выглядит ярче, чем Сириус А спектрального класса A1, который в оптическом диапазоне в ~10 000 раз ярче Сириуса Б .

Температура поверхности наиболее горячих белых карликов - 7·10 4 К, наиболее холодных - ~5·10 3 К (см., например, Звезда ван Маанена).

Особенностью излучения белых карликов в рентгеновском диапазоне является тот факт, что основным источником рентгеновского излучения для них является фотосфера , что резко отличает их от «нормальных» звёзд: у последних в рентгене излучает корона , разогретая до нескольких миллионов кельвин, а температура фотосферы слишком низка для испускания рентгеновского излучения.

Аккреция на белые карлики в двойных системах

При эволюции звёзд различных масс в двойных системах темпы эволюции компонентов неодинаковы, при этом более массивный компонент может проэволюционировать в белый карлик, в то время как менее массивный к этому времени может оставаться на главной последовательности. В свою очередь, при сходе в процессе эволюции менее массивного компонента с главной последовательности и его переходе на ветвь красных гигантов размер эволюционирующей звезды начинает расти до тех пор, пока она не заполняет свою полость Роша . Поскольку полости Роша компонентов двойной системы соприкасаются в точке Лагранжа L 1 , то на этой стадии эволюции менее массивного компонента чего через точку L 1 начинается переток материи с красного гиганта в полость Роша белого карлика и дальнейшая аккреция богатой водородом материи на его поверхность (см. рис. 10), что приводит к ряду астрономических феноменов:

• Нестационарная аккреция на белые карлики в случае, если компаньоном является массивный красный карлик , приводит к возникновению карликовых новых (звёзд типа U Gem (UG)) и новоподобных катастрофических переменных звёзд .
• Аккреция на белые карлики, обладающие сильным магнитным полем , направляется в район магнитных полюсов белого карлика, и циклотронный механизм излучения аккрецирующей плазмы в околополярных областях магнитного поля карлика вызывает сильную поляризацию излучения в видимой области (поляры и промежуточные поляры).
• Аккреция на белые карлики богатого водородом вещества приводит к его накоплению на поверхности (состоящей преимущественно из гелия) и разогреву до температур реакции синтеза гелия, что, в случае развития тепловой неустойчивости, приводит к взрыву, наблюдаемому как вспышка новой звезды .
• Достаточно длительная и интенсивная аккреция на массивный белый карлик приводит к превышению его массой предела Чандрасекара и гравитационному коллапсу , наблюдаемому как вспышка сверхновой типа Ia (см. рис. 11).

Примечания

1. Я. Б. Зельдович , С. И. Блинников, Н. И. Шакура . . - М .: МГУ, 1981.
2. Sinuosités observées dans le mouvement propre de Sirius, Fig. 320, Flammarion C., Les étoiles et les curiosités du ciel, supplément de «l’Astronomie populaire», Marpon et Flammarion, 1882
3. On the proper motions of Procyon and Sirius (англ.) . (12/1844). Архивировано
4. Flammarion C. (1877). «The Companion of Sirius ». Astronomical register 15 : 186-189. Проверено 2010-01-05.
5. van Maanen A. Two Faint Stars with Large Proper Motion . Publications of the Astronomical Society of the Pacific (12/1917). - Vol. 29, No. 172, pp. 258-259. Архивировано из первоисточника 23 августа 2011.
6. В. В. Иванов. Белые карлики . Астронет (17.09.2002). Архивировано из первоисточника 23 августа 2011. Проверено 6 мая 2009.
7. Fowler R. H. On dense matter (англ.) . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (12/1926). Архивировано из первоисточника 23 августа 2011. Проверено 22 июля 2009.
8. Chandrasekhar S. The Maximum Mass of Ideal White Dwarfs (англ.) . Astrophysical Journal (07/1931). Архивировано из первоисточника 23 августа 2011. Проверено 22 июля 2009.
9. Шкловский И. С. О природе планетарных туманностей и их ядер // Астрономический журнал . - 1956. - Т. 33. - № 3. - С. 315-329.
10. A proposed new white dwarf spectral classification system , E. M. Sion, J. L. Greenstein, J. D. Landstreet, J. Liebert, H. L. Shipman, and G. A. Wegner, The Astrophysical Journal 269 , #1 (June 1, 1983), pp. 253-257.
11. Leahy, D. A.; C. Y. Zhang, Sun Kwok (1994). «Two-temperature X-ray emission from the planetary nebula NGC 7293 ». The Astrophysical Journal 422 : 205-207. Проверено 2010-07-05.
12. Iben Jr, I. (1984). «On the frequency of planetary nebula nuclei powered by helium burning and on the frequency of white dwarfs with hydrogen-deficient atmospheres». The Astrophysical Journal 277 : 333-354. ISSN 0004-637X .
13. София Нескучная Карлик дышит кислородом (рус.) . газета.ru (13.11.09 10:35). Архивировано из первоисточника 23 августа 2011. Проверено 23 мая 2011.
14. Sirius A and B: A Double Star System In The Constellation Canis Major // Photo Album of Chandra X-Ray Observatory
15. Иванов В. В. Белые карлики . Астрономический институт им. В. В. Соболева. Архивировано из первоисточника 23 августа 2011. Проверено 6 января 2010.

Литература

• Deborah Jean Warner. Alvan Clark and Sons: Artists in Optics. - Smithsonian Press, 1968.
• Я. Б. Зельдович, С. И. Блинников, Н. И. Шакура. Физические основы строения и эволюции звёзд . - М ., 1981.
• Шкловский И. С. Звёзды: их рождение, жизнь и смерть. - М .: Наука, 1984.
• Steven D. Kawaler, Igorʹ Dmitrievich Novikov, Ganesan Srinivasan, G. Meynet, Daniel Schaerer. Stellar remnants . - Springer, 1997. - ISBN 3540615202 , 9783540615200
• Киппенхан Р. (англ.) русск. 100 миллиардов солнц: Рождение, жизнь и смерть звезд = 100 Milliarden Sonnen / Пер. с нем. А. С. Доброславский, Б. Б. Страумал, под ред. И. М. Халатникова , А. В. Тутукова. - Мир . - М ., 1990. - 293 с. - 88 000 экз. - ISBN 5-03-001195-1

Около ста пятидесяти лет тому назад известный астроном и математик Бессель проводил наблюдения над Сириусом - самой яркой звездой неба. При этом он натолкнулся на весьма любопытное явление: обнаружил, что, двигаясь по небу, Сириус испытывает периодические отклонения от прямолинейного пути, обычного для большинства . Этот факт послужил толчком к открытию удивительных небесных тел - «белых карликов». Немало разнообразных произведений посвятили им писатели-фантасты. Но, пожалуй, еще больше интереса вызвали они у людей науки. Исследование белых карликов еще далеко не закончено. И сегодня они продолжают задавать загадки астрономам и физикам. Об этих необычных телах, об их поныне неразгаданных особенностях мы и расскажем.

СТРАННЫЙ СПУТНИК

Открытое Бесселем своеобразие движения Сириуса нашло простое объяснение. Было высказано предположение, что Сириус имеет невидимого спутника, «возмущающего» его движение. Такие двойные системы во Вселенной не редкость. Наша Земля, двигаясь вокруг , тоже испытывает, хотя и в гораздо меньшей степени, влияние своего естественного спутника - .

Вскоре это предположение подтвердилось: вблизи ожидаемого места удалось обнаружить очень тусклую звездочку. Термин «очень тусклая», правда, слишком неопределенен. Поэтому нам придется ввести специальную величину - светимость. Она измеряет количество световой энергии, излучаемой звездой за определенный промежуток времени. Так вот, светимость спутника Сириуса оказалась очень малой - в несколько сот раз меньше, чем Солнца. В то же время по степени влияния на движение Сириуса можно было определить массу спутника. И здесь неожиданно получилась весьма внушительная цифра: спутник оказался почти столь же массивным, как !

Попробуем разобраться, чем же можно объяснить причину такого резкого различия свойств спутника Сириуса и Солнца. Заметим, прежде всего, что светимость зависит главным образом от двух величин: температуры поверхности звезды и размера этой поверхности. С уменьшением этих величин светимость падает. А раз так, то объяснить малую светимость спутника можно двояко: либо температура его невысока, либо размеры его малы по сравнению с Солнцем.

Сначала ученые пошли по первому - более простому и, как оказалось, неверному - пути. Спутник Сириуса (ему было присвоено название Сириус-В) был зачислен в разряд сравнительно холодных звезд. Интерес к нему пропал: мало ли холодных звезд во Вселенной! И долгое время он не привлекал к себе особого внимания.

Но настало время, когда спокойствие астрономов нарушилось. Это произошло тогда, когда появилась возможность исследовать спектр излучения Сириуса-В и в первую очередь цветовой его состав. Дело в том, что по цвету астрономы научились оценивать температуру поверхности звезд. (Стоит напомнить, что тот же по существу физический принцип используется издавна при определении степени нагретости : ведь, разогреваясь, металл меняет цвет от темно-красного до бело-голубого.)

Короче говоря, ко всеобщему удивлению специальные исследования показали, что Сириус-В является не только не холодной, но, наоборот, очень горячей звездой. Он принадлежит к классу белых звезд и имеет поверхностную температуру порядка 8000 градусов - на 2000 градусов более высокую, чем у Солнца.

И тут встала задача по-новому объяснить малую светимость загадочного спутника. Собственно, ответ на этот вопрос был готов и раньше - пришлось вспомнить о второй возможности, которую прежде отбросили: считать, что Сириус-В чрезвычайно мал по размерам. Сделали подсчеты. И выяснилось, что радиус звезды должен быть примерно в 50 раз меньше радиуса Солнца. Иными словами Сириус-В величиной напоминает нашу Землю.

Если теперь вспомнить, что масса его близка к солнечной, то мы приходим к совершенно поразительному выводу: средняя плотность вещества Сириуса-В составляет около 105 граммов (сто килограммов) на кубический сантиметр. В 100 000 раз больше плотности воды! Ни с чем, хотя бы отдаленно похожим, человек никогда не имел дела - плотность даже самого тяжелого земного вещества не превышает 20 граммов на кубический сантиметр. Грандиозность приведенной величины читатель лучше всего почувствует, если попробует подсчитать, скольких приятелей ему придется звать на помощь, чтобы перевернуть сделанную из вещества Сириуса-В страницу нашего журнала, если б он был по старинке бумажным, а не виртуальным.

КРАСНОЕ СМЕЩЕНИЕ

Вывод, к которому мы пришли, может не всем показаться достаточно убедительным. Поэтому стоит привести и другой факт, который его подтверждает. Речь идет об эффекте так называемого «красного смещения», предсказанном знаменитым физиком Эйнштейном. Эффект заключается в том, что частота световых колебаний зависит от величины силы тяжести, действующей на пути распространения света. Если на источник света действует большая сила тяжести, чем на приемник, то и частота испускаемого света будет больше, чем принимаемого. Свет, как говорят оптики, «покраснеет» в процессе распространения от области с большей силой тяжести к области с меньшей силой тяжести.

Попробуем объяснить, почему это произойдет. Читателю, вероятно, известно, что при определенных условиях свет можно считать состоящим из частиц-фотонов. И энергия их пропорциональна частоте света. Ясно и другое: чтобы любое тело - будь то космический корабль или фотон - могло вырваться из области, где сила тяжести велика, нужно затратить определенное количество энергии. А так как фотон не снабжен никакой «ракетой-носителем», он расходует на это собственную энергию. В результате, «вырываясь из оков тяжести», он теряет свою энергию, снижает частоту световых колебаний и попадает в приемник с меньшей энергией, то есть с меньшей частотой.

На поверхности Сириуса-В сила тяжести во много раз больше, чем на Земле (притом же примерно радиусе эта звезда имеет гораздо большую массу). Поэтому пришедший с Сириуса-В свет должен иметь заметно меньшую частоту, чем свет от такого же источника, находящегося на Земле. А зная изменение частоты, нетрудно вычислить силу тяжести на поверхности Сириуса-В и тем самым проверить полученные ранее данные о его массе и радиусе. Такие исследования были проделаны. Титаническое оказалось действительно запечатленным в свете звезды.

БЕЛЫЕ КАРЛИКИ

Внимательный читатель, вероятно, уже понял, почему звезды, подобные Сириусу-В, получили это не совсем обычное для научного термина название. Но прежде чем идти дальше, полезно познакомиться с системой звезд в целом и уточнить, какое место занимают в ней белые карлики.

Здесь очень удобна так называемая диаграмма Рессела, изображенная на рисунке. Она представляет собой график, по вертикальной оси которого отложены светимости звезд, а по горизонтальной (ее принято направлять справа налево) - температуры их поверхностей. Каждой звезде на графике соответствует отдельная точка. И вот оказывается, что точки-звезды располагаются на графике не как попало. Они образуют три четко выделенные области - те, что заштрихованы.

Прежде всего, мы видим узкую длинную полосу, пересекающую график по диагонали. Это - «главная последовательность». К ней относятся обычные звезды, подобные нашему Солнцу. Справа вверху расположены «красные гиганты». Как видно из диаграммы, они имеют низкую температуру («красные»). Светимость же их высока, что возможно только в том случае, если их размеры велики («гиганты»). Наконец в левом нижнем углу находятся звезды, которым посвящена эта статья. Их температура высока («белые»), тогда как светимость, а значит и радиус малы («карлики»).

Таким образам, белые карлики - отнюдь не редкость. Они образуют отдельный ярко выраженный звездный класс. В него входит огромное число звезд, вероятно, несколько процентов общего числа звезд Галактики. Однако к настоящему моменту открыто всего около сотни белых карликов. Все они имеют массу порядка солнечной и радиус порядка земного. И все же их свойства могут заметным образом различаться.

Как видно из диаграммы Рессела, область белых карликов растянута вдоль оси температур. Малым температурам отвечают «желтые», большим - «голубые» карлики. Светимость карликов также может быть различной. Она, как правило, меньше солнечной, и иногда в десятки тысяч раз.

Гораздо важнее, однако, вопрос о том, какой величины может достигать плотность белых карликов. Мы приведем данные по одной из наиболее плотных звезд этого класса- звезде Росс-627. Она имеет массу, равную солнечной, а радиус всего 3000 километров. В 200 раз меньше солнечного и вдвое меньше земного! А средняя плотность ее вещества превышает 10: граммов (10 тонн) на кубический сантиметр! В центре звезды плотность еще выше. Факт, способный поразить воображение даже самого закаленного скептика. Однако можно думать, что и это не предел.

НОВЫЕ И СВЕРХНОВЫЕ

Рассматривая диаграмму Рессела, вы можете спросить: с чем связано наличие пустых промежутков, разделяющих звездные классы? Ответ таков: не всякая звезда устойчива. Попавшая в этот промежуток звезда сравнительно быстро меняет свои свойства и попадает в заштрихованную область диаграммы.

Мы сейчас немного отвлечемся и поговорим о неустойчивых звездах, ибо этот вопрос имеет отношение к прошлому и, возможно, будущему белых карликов. Примеров неустойчивости звезд известно много. Кратковременная и даже слабая потеря устойчивости Солнца приводит к мощным вспышкам, при которых на Земле нарушается радиосвязь, возникают магнитные бури и т. д.

Очень интересное явление представляют собой вспышки Новых звезд (или просто Новых). Слабая звезда вдруг резко увеличивает блеск и спустя короткое время затухает. При этом она «сбрасывает» свою оболочку, которая постепенно расширяется в окружающее пространство. И это может повторяться много раз подряд.

Однако самым ярким проявлением неустойчивости звезд являются совершенно исключительные по мощности вспышки Сверхновых. В 1054 году два безымянных астронома - китайский и японский - зафиксировали в своих рукописях необычное явление природы: в небе вспыхнула звезда исключительной яркости, видимая даже днем. Проведенные в наши дни измерения скорости «хлопьев» Крабовидной туманности, расположенной примерно в той же точке неба, показали, что эта туманность расширяется, причем начало расширения относится к эпохе примерно 900-летней давности. Таковы два разных этапа одного и того же явления - вспышки Сверхновой.

При подобных вспышках происходит мощный взрыв, из-за которого значительная часть массы звезды выбрасывается в окружающее пространство. В результате образуется нечто вроде «вишни»: в центре плотная косточка-звезда, вокруг рыхлая мякоть - туманность. Последняя постепенно расползается и принимает неправильные очертания.

Чем вызывается потеря устойчивости звезд? Видимо, мощными ядерными взрывами, при которых выделяется огромное количество энергии. Возможно, что значительную роль играют магнитные поля звезд. Однако полного понимания природы вспышек еще нет. В особенности это относится к Сверхновым.

После этих отступлений вернемся к нашей основной теме и поставим вопрос: как возникли белые карлики и какова их дальнейшая судьба? К сожалению, пока сказать по этому поводу можно не слишком много.

Согласно наиболее распространенной сейчас гипотезе звезды главной последовательности переходят в процессе своего развития в состояние красного гиганта. После этого происходит потеря устойчивости, оболочка звезды сбрасывается, сердцевина уплотняется и возникает белый карлик. Он является по этой гипотезе «умирающей» звездой, последним этапом эволюции звезды, как светящегося тела. Потом, остывая, он постепенно превращается в «черный» карлик и становится невидимым.

Имеются и другие точки зрения. Высказывалась гипотеза, что карлик возникает не из красного гиганта, а при вспышке Новой. Но так как подобные вспышки повторяются десятки и сотни раз, карлик отнюдь не может быть умирающей звездой. Напротив, он должен нести в себе значительные запасы энергии. Существуют и другие гипотезы, но в целом этот важный вопрос еще далек от разрешения.

2 Происхождение белых карликов

2.1 Тройная гелиевая реакция и изотермические ядра красных гигантов 2.2 Потеря массы красными гигантами и сброс ими оболочки

3 Физика и свойства белых карликов

3.1 Зависимость масса-радиус и предел Чандрасекара 3.2 Особенности спектров

4 Классификация белых карликов 5 Астрономические феномены с участием белых карликов

5.1 Рентгеновское излучение белых карликов 5.2 Аккреция на белые карлики в двойных системах

Примечания
Литература

Введение

Белые карлики - звезды низкой светимости с массами, сопоставимыми с массой Солнца, и высокими эффективными температурами. Название белые карлики связана с цветом первых открытых представителей этого класса - Сириуса B и 40 Эридана B. На диаграмме Герцшпрунга-Рассела они расположены на 10-12 m ниже зрение главной последовательности такого же спектрального класса .

Радиусы белых карликов примерно в 100 раз меньше солнечного, соответственно, их светимость в ~раз меньше солнечной. Плотность вещества белых карликов составляетг / см 3, в миллионы раз больше плотности вещества в звездах главной последовательности. По численности белые карлики составляют 3-10% зрение Галактики. Однако известна лишь небольшая их часть, потому что из-за низкой светимостью обнаружены лишь те, расстояние до которых не превышает 200-300 пк.

По современным представлениям белые карлики - конечный продукт эволюции нормальных звезд с массами от солнечной массы до 8-10 солнечных масс. Они образуются после исчерпания источников термоядерной энергии в недрах звезды и сброса оболочки.

1. История открытия

1.1. Открытия белых карликов

темный" спутник, причем период вращения обоих зрение вокруг общего центра масс должно быть около 50 лет. Сообщение было встречено скептически, поскольку темный спутник оставался невидимым, а его масса должна быть достаточно большой - сравнимой с массой Сириуса.

Я был у своего друга... профессора Э. Пикеринга с деловым визитом. Со свойственной для него добротой он предложил взять спектры всех звезд, Хинксом и я наблюдали с целью... определения их параллаксов. Эта часть работы, казавшейся медленно, оказалась весьма плодотворной - она привела к открытию того, что все звезды очень малой абсолютной величины (т. е. низкой светимости) имеют спектральный класс M (т. е. очень низкую поверхностную температуру). Я вспоминаю, как обсуждая этот вопрос, я спросил у Пикеринга о некоторых других слабые звезды, вспомнил числе 40 Эридана B. Поводя себя характерным для него образом, он сразу же послал запрос в офис (Гарвардской) обсерватории, и вскоре был получен ответ (я считаю, миссис Флеминг), что спектр этой звезды - A (т. е. высокая поверхностная температура). Даже в те "палеозойские" времена я знал об этих вещах достаточно, чтобы сразу же понять, что здесь есть существенное несоответствие между тем, что мы тогда назвали бы "возможными" значениями поверхностной яркости и плотности. Я, пожалуй, не скрыл, что не только удивлен, а просто поражен этим исключением из правила, которое казалось вполне нормальным для характеристики звезд. Пикеринг улыбнулся мне и сказал: "именно такие исключения и приводят к расширению наших знаний" - и белые карлики вошли в мир изучаемого "

Удивление Рассела вполне понятно: 40 Эридана B относится к сравнительно близких звезд, и за параллаксом можно достаточно точно определить расстояние до нее и, соответственно, светимость. Светимость 40 Эридана B оказалась аномально низкой для ее спектрального класса - белые карлики образовали новую область на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. Такое сочетание светимости, массы и температуры было непонятным и не находило объяснения в рамках стандартной модели строения звезд главной последовательности, разработанную в 1920-х годах.

Высокая плотность белых карликов оставалась необъяснимой с точки зрения классической физики, однако нашла объяснение в квантовой механике после появления статистики Ферми-Дирака. 1926 года Фаулер в статье "Густая материя" ("Dense matter", Monthly Notices R. Astron. Soc . 87, 114-122 ) Доказал, что, в отличие от звезд главной последовательности, для которых уравнения состояния построено на модели идеального газа (стандартная модель Едингтона), для белых карликов плотность и давление вещества определяются свойствами вырожденного электронного газа (Ферми-газа).

Следующим этапом в объяснении природы белых карликов стали работы и Чандрасекара. 1928 года Френкель указал, что для белых карликов должен существовать верхний предел массы, и 1930 года Чандрасекар в работе "Максимальная масса идеального белого карлика" (" The maximum mass of ideal white dwarfs", Astroph. J. 74, 81-82 ) Доказал, что белые карлики с массой свыше 1,4 солнечной неустойчивые (предел Чандрасекара) и имеют коллапсировать .

2. Происхождение белых карликов

Решение Фаулера объяснил внутреннее строение белых карликов, но не объяснил механизма их происхождения. В объяснении генезиса белых карликов ключевую роль сыграли две идеи:

мнение Е. Эпика, что красные гиганты образуются из звезд главной последовательности в результате выгорания ядерного топлива предположение, сделанное вскоре после Второй мировой войны, что звезды главной последовательности должны терять массу, и такая потеря массы должна существенно влиять на эволюцию звезд.

Эти предположения полностью подтвердились.

2.1. Тройная гелиевая реакция и изотермические ядра красных гигантов

В процессе эволюции звезд главной последовательности происходит "выгорание" водорода - нуклеосинтез с образованием гелия (см. цикл Бете). Такое выгорание приводит к прекращению энерговыделения в центральных частях звезды, сжатия и, соответственно, к повышению плотности и температуры в ее ядре. Рост плотности и температуры в звездном ядре приводит к условиям, в которых активизируется новый источник термоядерной энергии: выгорания гелия (тройная гелиевая реакция или тройной альфа-процесс), характерное для красных гигантов и сверхгигантов.

При температурах около 10 8 K кинетическая энергия ядер гелия становится достаточной для преодоления кулоновского барьера: два ядра гелия (альфа-частицы) могут сливаться с образованием нестабильного изотопа бериллия Be 8:

He 4 + He 4 = Be 8

Большая часть Be 8 еще распадается на две альфа-частицы, но если за короткое время существования ядро Be 8 зиткнется с высокоэнергетической альфа-частицей может образоваться стабильное ядро углерода C 12:

Be 8 + He 4 = C 12 + 7,3 м эВ.

Несмотря на довольно низкую равновесную концентрацию Be 8 (например, при температуре ~ 10 8 K отношение концентраций / ~, скорость такой тройной гелиевой реакции оказывается достаточной для достижения нового гидростатического равновесия в горячем ядре звезды. Зависимость энерговыделения от температуры в тройной гелиевой реакции чрезвычайно сильна, так, для диапазона температур ~ 1-2 ? 10 8 K энерговыделения http://*****/images/ukbase_2__1234.jpg" alt="\ Varepsilon _ {3 \ alpha} = 10 ^ 8 \ rho ^ 2 Y ^ 3 * \ left ({{T \ over {10 ^ 8}}} \ right) ^ {30}" width="210 height=46" height="46">

где выгорания" водорода она близка к единице).

Стоит, однако, отметить, что тройная гелиевая реакция характеризуется значительно меньшим энерговыделением, чем цикл Бете в пересчете на единицу массы: энерговыделения при "горении" гелия более чем в 10 раз ниже, чем при "горении" водорода. По мере выгорания гелия и исчерпания этого источника энергии в ядре становятся возможными сложные реакции нуклеосинтеза, однако, во-первых, для таких реакций требуются все более высокие температуры и, во-вторых, энерговыделение на единицу массы таких реакций падает с ростом массовых чисел ядер, вступающих в реакцию.

http://*****/images/ukbase_2__519.jpg" alt="\" width="84" height="20 src=">, Т. е. выполняются условия вырождения электронного газа. Расчеты показывают, что плотность изотермических ядер соответствует плотности белых карликов, то есть ядрами красных гигантов есть белые карлики.

нормальные" белые карлики с высоким содержанием углерода.

На фотографии шаровидного звездного скопления NGC 6397 (Рис. 5) идентифицируются белые карлики обоих типов: и гелиевые белые карлики, возникшие при эволюции менее массивных звезд, и углеродные белые карлики - результат эволюции звезд с большей массой.

2.2. Потеря массы красными гигантами и сброс ими оболочки

Ядерные реакции в красных гигантах происходят не только в ядре: по мере выгорания водорода в ядре, нуклеосинтез гелия распространяется на еще богатые водородом области звезды, образуя сферический слой на границе бедных и богатых водород областей. Аналогичная ситуация возникает и с утроенной гелиевой реакции: по мере выгорания гелия в ядре она также сосредотачивается в сферическом слое на границе между бедными и богатыми гелий областями. Светимость звезд с такими "двухслойными" областями нуклеосинтеза значительно возрастает, достигая нескольких тысяч светимости Солнца, звезда при этом "раздувается", увеличивая свой диаметр до размеров земной орбиты. Зона нуклеосинтеза гелия поднимается к поверхности звезды: доля массы внутри этой зоны составляет ~ 70% массы звезды. "Раздувание" сопровождается довольно интенсивным утечкой вещества с поверхности звезды, такие объекты наблюдаются как протопланетарного туманности (см. рис. 6).

Шклов" href="/text/category/shklov/" rel="bookmark">Шкловский предложил механизм образования планетарных туманностей путем сброса оболочек красных гигантов, при этом обнажение изотермических вырожденных ядер таких звезд приводит к образованию белых карликов. Точные механизмы потери массы и последующего сброса оболочки для таких звезд пока неизвестны, но можно предложить такие факторы, которые могут привести к потере оболочки:

В протяженных звездных оболочках могут развиваться неустойчивости, приводящие к сильным колебательных процессов, сопровождающихся изменением теплового режима звезды. На Рис. 6 четко заметны волны плотности выброшенной звездной материи, которые могут быть последствиями таких колебаний. Вследствие ионизации водорода в областях, лежащих ниже фотосферы может развиться сильная конвективная неустойчивость. Аналогичную природу имеет солнечная активность, в случае красных гигантов мощность конвективных потоков имеет значительно превосходить солнечную. Из-за слишком высокой светимостью существенным становится световое давление потока излучения звезды на ее внешние слои, по расчетным данным, может привести к потере оболочки за несколько тысяч лет.

избытка массы" красных гигантов.

Предложенный Шкловским сценарий эволюции красных гигантов является общепризнанным и подкреплен данным многочисленных наблюдений.

3. Физика и свойства белых карликов

Как уже отмечалось, массы белых карликов близки к солнечной, но их размеры составляют лишь сотую (и даже меньше) часть солнечного, то есть плотность вещества в белых карликах чрезвычайно высока и составляет г / см 3. При такой плотности электронные оболочки атомов разрушаются и вещество становится электронно-ядерной плазмой, причем ее электронная составляющая является вырожденным электронным газом. Давление P такого газа подчиняется зависимости:

где http://*****/images/ukbase_2__17665.jpg" width="180" height="283 src=">

Рис. 8. Зависимость масса-радиус для белых карликов. Вертикальная асимптота соответствует пределу Чандрасекара.

Приведенное выше уравнение состояния действительно для холодного электронного газа, но температура даже в несколько миллионов градусов мала по сравнению с характерной ферми-энергией электронов (). Вместе с тем, при росте плотности вещества через запрет Паули (два электрона не могут иметь одинаковый квантовое состояние, то есть одинаковую энергию и спин), энергия и скорость электронов возрастают настолько, что начинают действовать эффекты теории относительности - вырожденный электронный газ становится релятивистским. Зависимость давления релятивистского вырожденного электронного газа от плотности уже другая:

Для такого уравнения состояния возникает интересная ситуация. Средняя плотность белого карлика http://*****/images/ukbase_2__270.jpg" width="21" height="14 src=">- Масса, а - Радиус белого карлика. Тогда давление http://*****/images/ukbase_2__716.jpg" alt="{P \ over R} \ sim {{M ^ {4/3}} \ over {R ^ 5}}" width="89 height=46" height="46">

Гравитационные силы, противодействующие давления:

есть, хотя перепад давления и гравитационные силы одинаково зависят от радиуса, но они по разному зависят от массы - как ~ и ~ disc"> DA - в спектре есть линии и нет линий гелия. Этот тип ~ 75% белых карликов, они встречаются во всем диапазоне температур; DB - линию ионизированного гелия сильные, линий водорода нет. Гелия в 10 раз больше, температуры - свыше? K; DC - непрерывный спектр, немее линий поглощения с интенсивностью менее 90% от интенсивности непрерывные спектра, температура - до? K; DF - есть линии кальция, нет линий водорода; DG - есть линии кальция, железа, нет линий водорода; DO - линии ионизированного гелия сильные, есть линии нейтрального гелия и (или) водорода. Это горячие белые карлики, их температуры достигает? K

5. Астрономические феномены с участием белых карликов

5.1. Рентгеновское излучение белых карликов

Температура поверхности молодых белых карликов - изотропных ядер звезд после сброса оболочек, очень высока - более 2 ? 10 5 K, однако довольно быстро падает благодаря нейтринных охлаждению и излучению с поверхности. Такие очень молодые белые карлики наблюдаются в рентгеновском диапазоне (например, наблюдения белого карлика HZ 43 спутником ROSAT).

Температура поверхности горячих белых карликов - 7 ? 10 4 K, холодных - ~ 5 ? 10 3 K.

Особенностью излучения белых карликов в рентгеновском диапазоне является то, что основным источником рентгеновского излучения в них фотосфера, что очень отличает их от "нормальных" звезд: в последних в рентгене излучает корона, разогретая до нескольких миллионов кельвинов, а температура фотосферы слишком низкая для образования рентгеновского излучения (см. рис. для них 9).

При отсутствии аккреции белых карликов есть запас тепловой энергии ионов в их недрах, поэтому их светимость зависит от возраста. Количественную теорию охлаждения белых карликов построил конце 1940-х гг.

5.2. Аккреция на белые карлики в двойных системах

disc"> Нестационарная аккреция на белые карлики в случае, если компаньоном является массивный красный карлик, приводит к образованию карликовых новых (звезд типа U Gem (UG)) или новоподобные переменных звезд. Аккреция на белые карлики, имеют сильное магнитное поле, направляется в район магнитных полюсов белого карлика, и циклотронный механизм излучения акрециюючои плазмы в приполярная областях вызывает сильную поляризацию излучения в видимой области спектра (поляры и промежуточные поляры). Аккреция на белые карлики богатой водородом вещества приводит к его накоплению на поверхности (состоящий преимущественно из гелия) и разогрева до температур реакции синтеза гелия, что в случае развития тепловой неустойчивости, приводит к взрыву, который наблюдается как вспышка новой звезды. Довольно длительная и интенсивная аккреция на массивный белый карлик приводит к превосходит его массой предела Чандрасекара и гравитационного коллапса, который наблюдается как вспышка сверхновой типа Ia (см. рис. 10).

См.. также

Аккреция Идеальный газ Вырожденный газ Звезда Нуклеосинтез Планетарная туманность Сверхновая Сириус

Примечания

1. ^ а б в Белые карлики - www. franko. / publish / astro / bukvy / b. pdf / / Астрономический энциклопедический словарь - www. franko. / publish / astro / Под общей редакцией и. - Львов: ЛНУ-ГАО НАНУ, 2003. - С. 54-55. - ISBN -X, УДК

Литература

Deborah Jean Warner. Alvan Clark and Sons: Artists in Optics, Smithsonian Press, 1968 Шкловский, И. С. О природе планетарных туманностей и их ядер / / Астрономический журнал. - Том 33, № 3, 1956. - Сс. 315-329. , . Физические основы строения и эволюции звезд, М., 1981 - nature. ***** / db / msg. html? mid = 1159166 & uri = index. html Звезды: их рождение, жизнь и смерть, М.: Наука, 1984 - shklovsky-ocr. *****/online/shklovsky. htm Киппенхан г. 100 млрд солнц. Рождение, жизнь и смерть звездах, М.: Мир, 1990 - . ru / astro / index. html Физика космоса. Маленькая энциклопедия, М.: Советская Энциклопедия, 1986 - www. *****/db/FK86/

Нейтронная звезда

Расчеты показывают, что при взрыве сверхновой с M ~ 25M остается плотное нейтронное ядро (нейтронная звезда) с массой ~ 1.6M . В звездах с остаточной массой M > 1.4M , не достигших стадии сверхновой, давление вырожденного электронного газа также не в состоянии уравновесить гравитационные силы и звезда сжимается до состояния ядерной плотности. Механизм этого гравитационного коллапса тот же, что и при взрыве сверхновой. Давление и температура внутри звезды достигают таких значений, при которых электроны и протоны как бы “вдавливаются” друг в друга и в результате реакции

после выброса нейтрино образуются нейтроны, занимающие гораздо меньший фазовый объем, чем электроны. Возникает так называемая нейтронная звезда, плотность которой достигает 10 14 - 10 15 г/см 3 . Характерный размер нейтронной звезды 10 - 15 км. В некотором смысле нейтронная звезда представляет собой гигантское атомное ядро. Дальнейшему гравитационному сжатию препятствует давление ядерной материи, возникающее за счет взаимодействия нейтронов. Это также давление вырождения, как ранее в случае белого карлика, но - давление вырождения существенно более плотного нейтронного газа. Это давление в состоянии удерживать массы вплоть до 3.2M .
Нейтрино, образующиеся в момент коллапса, довольно быстро охлаждают нейтронную звезду. Согласно теоретическим оценкам температура ее падает с 10 11 до 10 9 K за время ~ 100 с. Дальше темп остывания несколько уменьшается. Однако он достаточно высок по астрономическим масштабам. Уменьшение температуры с 10 9 до 10 8 K происходит за 100 лет и до 10 6 K - за миллион лет. Обнаружить нейтронные звезды оптическими методами довольно сложно из-за малого размера и низкой температуры.
В 1967 г. в Кембриджском университете Хьюиш и Белл открыли космические источники периодического электромагнит-ного излучения - пульсары. Периоды повторения импульсов боль-шинства пульсаров лежат в интервале от 3.3·10 -2 до 4.3 с. Согласно современным представлениям, пульсары - это вращающиеся нейтронные звезды, имеющие массу 1 - 3M и диаметр 10 - 20 км. Только компактные объекты, имеющие свойства нейтронных звезд, могут сохранять свою форму, не разрушаясь при таких скоростях вращения. Сохранение углового момента и магнитного поля при образовании нейтронной звезды приводит к рождению быстро вращающихся пульсаров с сильным магнитным полем B ~ 10 12 Гс.
Считается, что нейтронная звезда имеет магнитное поле, ось которого не совпадает с осью вращения звезды. В этом случае излучение звезды (радиоволны и видимый свет) скользит по Земле как лучи маяка. Когда луч пересекает Землю регистрируется импульс. Само излучение нейтронной звезды возникает за счет того, что заряженные частицы с поверхности звезды двигаются вовне по силовым линиям магнитного поля, испуская электромагнитные волны. Этот механизма радиоизлучения пульсара, впервые предложенный Голдом, показан на рис. 39.

Если пучок излучения попадает на земного наблюдателя, то радиотелескоп фиксирует короткие импульсы радиоизлучения с периодом, равным периоду вращения нейтронной звезды. Форма импульса может быть очень сложной, что обусловлено геометрией магнитосферы нейтронной звезды и является характерной для каждого пульсара. Периоды вращения пульсаров строго постоянны и точности измерения этих периодов доходят до 14-значной цифры.
В настоящее время обнаружены пульсары, входящие в двойные системы. Если пульсар вращается по орбите вокруг второго компонента, то должны наблюдаться вариации периода пульсара вследствие эффекта Допплера. Когда пульсар приближается к наблюдателю, регистрируемый период радиоимпульсов из-за допплеровского эффекта уменьшается, а когда пульсар удаляется от нас, его период увеличивается. На основе этого явления и были обнаружены пульсары, входящие в состав двойных звезд. Для впервые обнаруженного пульсара PSR 1913 + 16, входящего в состав двойной системы, орбитальный период обращения составил 7 часов 45 мин. Собственный период обращения пульсара PSR 1913 + 16 равен 59 мс.
Излучение пульсара должно приводить к уменьшению скорости вращения нейтронной звезды. Такой эффект также был обнару-жен. Нейтронная звезда, входящая в состав двойной системы, может быть и источником интенсивного рентгеновского излучения.
Структура нейтронной звезды массой 1.4M и радиусом 16 км показана на рис. 40.

I - тонкий внешний слой из плотно упакованных атомов. В областях II и III ядра расположены в виде объемно-центрированной кубической решетки. Область IV состоит в основном из нейтронов. В области V вещество может состоять из пионов и гиперонов, образуя адронную сердцевину нейтронной звезды. Отдельные детали строения нейтронной звезды в настоящее время уточняются.
Образование нейтронных звезд не всегда является следствием вспышки сверхновой. Возможен и другой механизм образования нейтронных звезд в ходе эволюции белых карликов в тесных двойных звездных системах. Перетекание вещества звезды-компаньона на белый карлик постепенно увеличивает массу белого карлика и по достижении критической массы (предела Чандрасекара) белый карлик превращается в нейтронную звезду. В случае, когда перетекание вещества продолжается и после образования нейтронной звезды, её масса может существенно увеличиться и в результате гравитационного коллапса она может превратиться в черную дыру. Это соответствует так называемому “тихому” коллапсу.
Компактные двойные звезды могут проявляться и как источники рентгеновского излучения. Оно также возникает за счет аккреции вещества, падающего с “нормальной” звезды на более компактную. При аккреции вещества на нейтронную звезду с B > 10 10 Гс вещество падает в район магнитных полюсов. Рентгеновское излучение модулируется её вращением вокруг оси. Такие источники называют рентгеновскими пульсарами.
Существуют рентгеновские источники (называемые барстерами), в которых периодически с интервалом от нескольких часов до суток происходят всплески излучения. Характерное время нарастания всплеска - 1 сек. Длительность всплеска от 3 до 10 сек. Интенсивность в момент всплеска может на 2 - 3 порядка превосходить светимость в спокойном состоянии. В настоящее время известно несколько сотен таких источников. Считается, что всплески излучения происходят в результате термоядерных взрывов вещества, накопившегося на поверхности нейтронной звезды в результате аккреции.
Хорошо известно, что на малых расстояниях между нуклонами (< 0.3·10 -13 см) ядерные силы притяжения сменяются силами оттал-кивания, т. е. противодействие ядерного вещества на малых расстояниях сжимающей силе тяготения увеличивается. Если плотность вещества в центре нейтронной звезды превышает ядерную плотность ρ яд и достигает 10 15 г/см 3 , то в центре звезды наряду с нуклонами и электронами образуются также мезоны, гипероны и другие более массивные частицы. Исследования поведения вещества при плотностях, превышающих ядерную плотность, в настоящее время находятся в начальной стадии и имеется много нерешенных проблем. Расчеты показывают, что при плотностях вещества ρ > ρ яд возможны такие процессы, как появление пионного конденсата, переход нейтронизованного вещества в твердое кристаллическое состояние, образование гиперонной и кварк-глюонной плазмы. Возможно образование сверхтекучего и сверхпроводящего состояний нейтронного вещества.
В соответствии с современными представлениями о поведении вещества при плотностях в 10 2 - 10 3 раз, превышающих ядерную (а именно о таких плотностях идет речь, когда обсуждается внутреннее строение нейтронной звезды), внутри звезды образуются атомные ядра вблизи границы устойчивости. Более глубокое понимание может быть достигнуто в результате исследования состояния вещества в зависимости от плотности, температуры, устойчивости ядерной материи при экзотических отношениях числа протонов к числу нейтронов в ядре n p /n n , учете слабых процессов с участием нейтрино. В настоящее время практически единственной возможностью исследования вещества при плотностях больших ядерной являются ядерные реакции между тяжелыми ионами. Однако, экспериментальные данные по столкновению тяжелых ионов дают пока недостаточно информации, т. к. достижимые значения n p /n n как для ядра - мишени, так и для налетающего ускоренного ядра невелики (~ 1 - 0.7).
Точные измерения периодов радиопульсаров показали, что скорость вращения нейтронной звезды постепенно замедляется. Это связано с переходом кинетической энергии вращения звезды в энергию излучения пульсара и с эмиссией нейтрино. Небольшие скачкообразные изменения периодов радиопульсаров объясняются накоплением напряжений в поверхностном слое нейтронной звезды, сопровождающимся “растрескиванием” и “разломами”, что и приводит к изменению скорости вращения звезды. В наблюдаемых временных характеристиках радиопульсаров содержится информация о свойствах “коры” нейтронной звезды, физических условиях внутри неё и о сверхтекучести нейтронного вещества. В последнее время обнаружено значительное число ра-диопульсаров с периодами меньшими 10 мс. Это требует уточнения представлений о процессах, происходящих в нейтронных звездах.
Другой проблемой является исследование нейтринных процессов в нейтронных звездах. Эмиссия нейтрино является одним из механизмов потери энергии нейтронной звездой в течении 10 5 - 10 6 лет после её образования.

Белые карлики — проэволюционировавшие звёзды с массой, не превышающей предел Чандрасекара, лишённые собственных источников термоядерной энергии. Это компактные звёзды с массами, сравнимыми с массой Солнца, но с радиусами в ~100 и, соответственно, светимостями в ~10 000 раз меньшими солнечной. Плотность белых карликов составляет порядка 10 6 г/см³, что почти в миллион раз выше плотности обычных звёзд главной последовательности. По численности белые карлики составляют по разным оценкам 3—10 % звёздного населения нашей Галактики.
На рисунке сравнительные размеры Солнце (справа) и двойной системы IK Пегаса компонент B - белый карлик с температурой поверхности 35,500 K (по центру) и компонент А - звезда спектрального типа A8 (слева).

Открытие В 1844г директор Кёнигсбергской обсерватории Фридрих Бессель обнаружил, что Сириус, ярчайшая звезда северного неба, периодически, хотя и весьма слабо, отклоняется от прямолинейной траектории движения по небесной сфере. Бессель пришёл к выводу, что у Сириуса должен быть невидимый «тёмный» спутник, причём период обращения обеих звёзд вокруг общего центра масс должен быть порядка 50 лет. Сообщение было встречено скептически, поскольку тёмный спутник оставался ненаблюдаемым, а его масса должна была быть достаточно велика — сравнимой с массой Сириуса.
В январе 1862г А.Г. Кларк, юстируя 18-ти дюймовый рефрактор, самый большой на то время телескоп в мире (Dearborn Telescope), поставленный семейной фирмой Кларков в Чикагскую обсерваторию, обнаружил в непосредственной близости от Сириуса тусклую звёздочку. Это был тёмный спутник Сириуса, Сириус B, предсказанный Бесселем. Температура поверхности Сириуса B составляет 25 000 К, что, с учётом его аномально низкой светимости, указывает на очень малый радиус и, соответственно, крайне высокую плотность — 10 6 г/см³ (плотность Сириуса ~0,25 г/см³, плотность Солнца ~1,4 г/см³).
В 1917г Адриан Ван Маанен открыл следующий белый карлик — звезду Ван Маанена в созвездии Рыб.

Парадокс плотности В начале XX века Герцшпрунгом и Расселом была открыта закономерность в отношении спектрального класса (температуры) и светимости звёзд — Диаграмма Герцшпрунга — Рассела (Г—Р диаграмма). Казалось, что всё разнообразие звёзд укладывается в две ветви Г—Р диаграммы — главную последовательность и ветвь красных гигантов. В ходе работ по накоплению статистики распределения звёзд по спектральному классу и светимости Рассел обратился в 1910г к профессору Э. Пикерингу. Дальнейшие события Рассел описывает так:

«Я был у своего друга … профессора Э. Пиккеринга с деловым визитом. С характерной для него добротой он предложил получить спектры всех звёзд, которые Хинкс и я наблюдали … с целью определения их параллаксов. Эта часть казавшейся рутинной работы оказалась весьма плодотворной — она привела к открытию того, что все звёзды очень малой абсолютной величины (т. е. низкой светимости) имеют спектральный класс M (т. е. очень низкую поверхностную температуру). Как мне помнится, обсуждая этот вопрос, я спросил у Пиккеринга о некоторых других слабых звёздах…, упомянув в частности 40 Эридана B. Ведя себя характерным для него образом, он тут же отправил запрос в офис (Гарвардской) обсерватории, и вскоре был получен ответ (я думаю, от миссис Флеминг), что спектр этой звезды — A (т. е. высокая поверхностная температура). Даже в те палеозойские времена я знал об этих вещах достаточно, чтобы сразу же осознать, что здесь имеется крайнее несоответствие между тем, что мы тогда назвали бы «возможными» значениями поверхностной яркости и плотности. Я, видимо, не скрыл, что не просто удивлён, а буквально сражён этим исключением из того, что казалось вполне нормальным правилом для характеристик звёзд. Пиккеринг же улыбнулся мне и сказал: «Именно такие исключения и ведут к расширению наших знаний» — и белые карлики вошли в мир исследуемого»

Удивление Рассела вполне понятно: 40 Эридана B относится к относительно близким звёздам, и по наблюдаемому параллаксу можно достаточно точно определить расстояние до неё и, соответственно, светимость. Светимость 40 Эридана B оказалась аномально низкой для её спектрального класса — белые карлики образовали новую область на Г—Р диаграмме. Такое сочетание светимости, массы и температуры было непонятно и не находило объяснения в рамках стандартной модели строения звёзд главной последовательности, разработанной в 1920-х годах.
Высокая плотность белых карликов нашла объяснение лишь в рамках квантовой механики после появления статистики Ферми-Дирака. В 1926г Фаулер в статье «Плотная материя» («Dense matter», Monthly Notices R. Astron. Soc. 87, 114—122) показал, что, в отличие от звёзд главной последовательности, для которых уравнение состояния основывается на модели идеального газа (стандартная модель Эддингтона), для белых карликов плотность и давление вещества определяются свойствами вырожденного электронного газа (Ферми-газа).
Следующим этапом в объяснении природы белых карликов стали работы Я. И. Френкеля и Чандрасекара. В 1928г Френкель указал, что для белых карликов должен существовать верхний предел массы, и в 1930г Чандрасекар в работе «Максимальная масса идеального белого карлика» («The maximum mass of ideal white dwarfs», Astroph. J. 74, 81—82) показал, что белые карлики с массой выше 1,4 солнечных неустойчивы (предел Чандрасекара) и должны коллапсировать.

Происхождение белых карликов
Решение Фаулера объяснило внутреннее строение белых карликов, но не прояснило механизм их происхождения. В объяснении генезиса белых карликов ключевую роль сыграли две идеи: мысль Э. Эпика, что красные гиганты образуются из звёзд главной последовательности в результате выгорания ядерного горючего и предположение В.Г. Фесенкова, сделанное вскоре после Второй мировой войны, что звёзды главной последовательности должны терять массу, и такая потеря массы должна оказывать существенное влияние на эволюцию звёзд. Эти предположения полностью подтвердились.
В процессе эволюции звёзд главной последовательности происходит «выгорание» водорода с образованием гелия (цикл Бете). Такое выгорание приводит к прекращению энерговыделения в центральных частях звезды, сжатию и, соответственно, к повышению температуры и плотности в её ядре, что ведет к условиям, в которых активируется новый источник термоядерной энергии: выгорание гелия при температурах порядка 10 8 K (тройная гелиевая реакция или тройной альфа-процесс), характерный для красных гигантов и сверхгигантов:
He 4 + He 4 = Be 8 - два ядра гелия (альфа-частицы) сливаются и образуется нестабильный изотоп бериллия;
Be 8 + He 4 = C 12 + 7,3 МэВ - большая часть Be 8 снова распадается на две альфа-частицы, но при столкновении Be 8 с высокоэнергетической альфа-частицей может образоваться стабильное ядро углерода C 12 .
Следует, однако, отметить, что тройная гелиевая реакция характеризуется значительно меньшим энерговыделением, чем цикл Бете: в пересчёте на единицу массы энерговыделение при «горении» гелия более чем в 10 раз ниже, чем при «горении» водорода . По мере выгорания гелия и исчерпания источника энергии в ядре возможны и более сложные реакции нуклеосинтеза, однако, во-первых, для таких реакций требуются все более высокие температуры и, во-вторых, энерговыделение на единицу массы в таких реакциях падает по мере роста массовых чисел ядер, вступающих в реакцию.
Дополнительным фактором, по видимому влияющим на эволюцию ядер красных гигантов, является сочетание высокой температурной чувствительности тройной гелиевой реакции и реакций синтеза более тяжёлых ядер с механизмом нейтринного охлаждения : при высоких температурах и давлениях возможно рассеяние фотонов на электронах с образованием нейтрино-антинейтринных пар, которые свободно уносят энергию из ядра: звезда для них прозрачна. Скорость такого объёмного нейтринного охлаждения, в отличие от классического поверхностного фотонного охлаждения, не лимитирована процессами передачи энергии из недр звезды к её фотосфере. В результате реакции нуклеосинтеза в ядре звезды достигается новое равновесие, характеризующееся одинаковой температурой ядра: образуется изотермическое ядро .
В случае красных гигантов с относительно небольшой массой (порядка солнечной) изотермические ядра состоят, в основном, из гелия, в случае более массивных звёзд — из углерода и более тяжёлых элементов. Однако, в любом случае плотность такого изотермического ядра настолько высока, что расстояния между электронами образующей ядро плазмы становятся соизмеримыми с их длиной волны Де Бройля λ = h / m v , то есть выполняются условия вырождения электронного газа. Расчёты показывают, что плотность изотермических ядер соответствует плотности белых карликов, т. е. ядрами красных гигантов являются белые карлики .

Потеря массы красными гигантами
Ядерные реакции в красных гигантах происходят не только в ядре: по мере выгорания водорода в ядре, нуклеосинтез гелия распространяется на ещё богатые водородом области звезды, образуя сферический слой на границе бедных и богатых водородом областей. Аналогичная ситуация возникает и с тройной гелиевой реакцией: по мере выгорания гелия в ядре она также сосредотачивается в сферическом слое на границе между бедными и богатыми гелием областями. Светимость звёзд с такими «двухслойными» областями нуклеосинтеза значительно возрастает, достигая порядка нескольких тысяч светимостей Солнца, звезда при этом «раздувается», увеличивая свой диаметр до размеров земной орбиты. Зона нуклеосинтеза гелия поднимается к поверхности звезды: доля массы внутри этой зоны составляет ~70 % массы звезды. «Раздувание» сопровождается достаточно интенсивным истечением вещества с поверхности звезды, такие объекты наблюдаются как протопланетарные туманности, например Nebula HD44179 (рисунок ).
Такие звезды явно являются нестабильными и в 1956г И.С. Шкловский предложил механизм образования планетарных туманностей через сброс оболочек красных гигантов, при этом обнажение изотермических вырожденных ядер таких звёзд приводит к рождению белых карликов (данный сценарий конца эволюции красных гигантов является общепринятым и подкреплён многочисленными наблюдательными данными). Точные механизмы потери массы и дальнейшего сброса оболочки для таких звёзд пока до конца неясен, но можно предположить следующие факторы, могущие внести свой вклад в потерю оболочки:

• В протяжённых звёздных оболочках могут развиваться неустойчивости, приводящие к сильным колебательным процессам, сопровождающимися изменением теплового режима звезды. На рисунке чётко заметны волны плотности выброшенной звездой материи, которые могут быть следствиями таких колебаний.
• Вследствие ионизации водорода в областях, лежащих ниже фотосферы может развиться сильная конвективная неустойчивость. Аналогичную природу имеет солнечная активность, в случае же красных гигантов мощность конвективных потоков должна значительно превосходить солнечную.
• Из-за крайне высокой светимости существенным становится световое давление потока излучения звезды на её внешние слои, что, по расчётным данным, может привести к потере оболочки за несколько тысяч лет.

Так или иначе, но достаточно длительный период относительно спокойного истечение вещества с поверхности красных гигантов заканчивается сбросом его оболочки и обнажением его ядра. Такая сброшенная оболочка наблюдается как планетарная туманность. Скорости расширения протопланетарных туманностей составляют десятки км/с, т. е. близки к значению параболических скоростей на поверхности красных гигантов, что служит дополнительным подтверждением их образования сбросом «излишка массы» красных гигантов.

Особенности спектров
Спектры белых карликов сильно отличаются от спектров звёзд главной последовательности и гигантов. Главная их особенность — небольшое число сильно уширенных линий поглощения, а некоторые белые карлики (спектральный класс DC) вообще не содержат заметных линий поглощения. Малое число линий поглощения в спектрах звёзд этого класса объясняется очень сильным уширением линий: только самые сильные линии поглощения, уширяясь, имеют достаточную глубину, чтобы остаться заметными, а слабые, из-за малой глубины, практически сливаются с непрерывным спектром.
Особенности спектров белых карликов объясняются несколькими факторами. Во-первых, из-за высокой плотности белых карликов ускорение свободного падения на их поверхности составляет ~10 8 см/с² (или ~1000 Км/с²), что, в свою очередь, приводит к малым протяжённостям их фотосфер, огромным плотностям и давлениям в них и уширению линий поглощения. Другим следствием сильного гравитационного поля на поверхности является гравитационное красное смещение линий в их спектрах, эквивалентное скоростям в несколько десятков км/с. Во-вторых, у некоторых белых карликов, обладающих сильными магнитными полями, наблюдаются сильная поляризация излучения и расщепление спектральных линий вследствие эффекта Зеемана.

Рентгеновское излучение белых карликов
Температура поверхности молодых белых карликов — изотропных ядер звёзд после сброса оболочек, очень высока — более 2·10 5 K, однако достаточно быстро падает за счёт нейтринного охлаждения и излучения с поверхности. Такие очень молодые белые карлики наблюдаются в рентгеновском диапазоне. Температура поверхности наиболее горячих белых карликов — 7·10 4 K, наиболее холодных — ~5·10³ K.
Особенностью излучения белых карликов в рентгеновском диапазоне является тот факт, что основным источником рентгеновского излучения для них является фотосфера, что резко отличает их от «нормальных» звёзд: у последних в рентгене излучает корона, разогретая до нескольких миллионов кельвинов, а температура фотосферы слишком низка для испускания рентгеновского излучения.
В отсутствие аккреции источником светимости белых карликов является запас тепловой энергии ионов в их недрах, поэтому их светимость зависит от возраста. Количественную теорию остывания белых карликов построил в конце 1940-х гг С.А. Каплан.

Аккреция на белые карлики в двойных системах

• Нестационарная аккреция на белые карлики в случае, если компаньоном является массивный красный карлик, приводит к возникновению карликовых новых (звёзд типа U Gem (UG)) и новоподобных катастрофических переменных звёзд.
• Аккреция на белые карлики, обладающие сильным магнитным полем, направляется в район магнитных полюсов белого карлика, и циклотронный механизм излучения аккрецирующей плазмы в околополярных областях поля вызывает сильную поляризацию излучения в видимой области (поляры и промежуточные поляры).
• Аккреция на белые карлики богатого водородом вещества приводит к его накоплению на поверхности (состоящей преимущественно из гелия) и разогреву до температур реакции синтеза гелия, что, в случае развития тепловой неустойчивости, приводит к взрыву, наблюдаемому как вспышка новой звезды.