Белые карлики – звезды, имеющие большую массу (порядка солнечной) и малый радиус (радиус Земли), что менее предела Чандрасекара для выбранной массы, являющиеся продуктом эволюции красных гигантов. Процесс производства термоядерной энергии в них прекращен, что приводит к особым свойствам этих звезд. Согласно различным оценкам, в нашей Галактике их количество составляет от 3 до 10 % всего звездного населения.

Название «белые карлики» связано с малыми размерами (по сравнению с типичными размерами звезд) и белым цветом первых открытых объектов данного типа, определяемым их высокой температурой.

Белые карлики вместе с нейтронными звездами и черными дырами звездных масс относятся к так называемым компактным объектам. Все они являются остатками эволюции звезд различных масс, но сами не являются звездами в строгом смысле этого слова, т.к. в их недрах не идут термоядерные реакции. Для описания природы всех этих объектов требуется «физика 20 века»: квантовая механика и теория относительности. Однако, если нейтронные звезды и черные дыры были предсказаны до своего открытия, то белые карлики были открыты в 19 веке и оставались необъясненными до начала 1930-х годов, когда были созданы основные квантово-механические законы.

Первый белый карлик был открыт «на кончике пера» в 1844 Фридрихом Бесселем при изучении ярчайшей звезды ночного неба – Сириуса. Оказалось, что если начертить кривую движения Сириуса, то звезда будет периодически смещаться от своего среднего положения. Это легко объяснить, если предположить, что Сириус (будем называть его теперь Сириус А) входит в двойную систему. То есть существует звезда-соседка, называемая Сириус В, и два светила вращаются вокруг общего центра масс. Слабую звездочку Сириус В впервые непосредственно увидел в телескоп А. Кларк в 1862.

Двойных звезд довольно много: около половины всех звезд Галактики входят в число двойных систем. Поэтому в самом факте двойственности нет ничего удивительного. Удивительной оказалась звезда-соседка. При массе, сравнимой с солнечной, и достаточно высокой температуре (горячие звезды имеют белый цвет) Сириус В оказалась очень слабой звездочкой. Это означает, что ее размеры очень малы, а, следовательно, велика плотность. Если подставить типичные для белых карликов значения (масса порядка 10³⁰килограмм и размер порядка нескольких тысяч километров), то получится плотность порядка 10⁶г/см³. Это несравненно выше плотности окружающего нас вещества. Самый плотный металл на Земле имеет плотность менее 30г/см³. Плотность вещества в центре Солнца около 100г/см³. Можно было ожидать, что свойства сверхплотного вещества окажутся необычными.

Вещество белых карликов действительно обладает интересными свойствами, ученые называют его вырожденным газом. Если частицы вещества (в данном случае наиболее важны электроны) расположены чрезвычайно близко друг к другу, то их взаимное квантово-механическое влияние начинает определять свойства вещества, а значит и звезды в целом. В частности, сила гравитации, стремящаяся сжать звезду, уравновешивается давлением вырожденного газа. В маленькую область пространства (ее размер определяется законами квантовой механики: длиной Волны де Бройля рассматриваемых частиц) нельзя поместить более двух частиц с полуцелым спином, например электронов. Это проявляется в строении атомных орбиталей и определяет химические свойства элементов. Путем сжатия вещества можно достичь плотностей, когда расстояние между электронами становится порядка волны де Бройля для этих частиц, то есть плотностей, достаточных для проявления квантовых свойств вещества. В ходе эволюции звезд в их недрах создаются условия, необходимые для образования вырожденного газа электронов.

Белые карлики образуются на финальных стадиях эволюции маломассивных звезд (масса менее 8-10 масс Солнца) после исчерпания топлива для термоядерных реакций. Благодаря тому что количество звезд в Галактике возрастает с уменьшением массы звезд, белые карлики достаточно распространены. Они составляют до 10% всех звезд Галактики. Наше Солнце через несколько миллиардов лет после исчерпания водорода в ядре также превратится в белый карлик.

Эволюция одиночного белого карлика сводится к его постепенному охлаждению за счет излучения. При уменьшении температуры будет меняться и цвет – от белого к красному. Поэтому старые белые карлики уже не являются собственно белыми. Название всего класса объектов связано лишь с цветом первых открытых звезд этого типа (Сириус В, 40 Эридана В). Если же белый карлик входит в состав тесной двойной системы, где возможен перенос вещества на белый карлик со звезды-соседки, то возможно появление ряда любопытных объектов.

Особый интерес представляют так называемые новые звезды, которые получили свое название благодаря резкому увеличению блеска, связанному с термоядерным взрывом вещества, перетекшего со звезды-соседки на поверхность белого карлика. При накоплении достаточно большого количества вещества, когда его масса превосходит критический предел (так называемый предел Чандрасекара), белый карлик взрывается как сверхновая звезда. После взрыва возможен полный разлет вещества или образование нейтронной звезды.

Белые карлики представляют собой конечную стадию эволюции небольшой звезды с массой, сравнимой с массой Солнца. В каком случае они появляются? Когда в центре звезды, например, как наше Солнце, выгорает весь водород, ее ядро сжимается до больших плотностей, тогда как внешние слои сильно расширяются, и, сопровождаясь общим потускнением светимости, звезда превращается в красного гиганта. Пульсирующий красный гигант затем сбрасывает свою оболочку, поскольку внешние слои звезды слабо связаны с центральным горячим и очень плотным ядром. Впоследствии эта оболочка становится расширяющейся планетарной туманностью. Как видите красные гиганты и белые карлики очень тесно взаимосвязаны.

Сжатие ядра происходит до крайне малых размеров, но, тем не менее, не превышает предела Чандрасекара, то есть верхний предел массы звезды, при котором она может существовать в виде белого карлика.

Американский астроном Ико Ибен предложил различные сценарии их происхождения: в виду того, что горение гелия в красных гигантах неустойчиво, периодически развивается слоевая гелиевая вспышка. Он удачно предположил механизм сброса оболочки в разные стадии развития гелиевой вспышки – на ее пике и в период между двумя вспышками. Образование его зависит от механизма сброса оболочки соответственно.

До того как Ральф Фаулер в 1922 году в своей работе «Плотная материя» дал объяснение характеристикам плотности и давления внутри белых карликов, высокая плотность и физические особенности такого строения казались парадоксальными. Фаулер предположил, что в отличие от звезд главной последовательности, для которых уравнение состояния описывается свойствами идеального газа, в белых карликах оно определяется свойствами вырожденного газа.

Вырожденный газ образуется, когда расстояние между его частицами становится меньше волны де-Бройля, а значит, что на его свойствах начинают сказываться квантово-механические эффекты, вызванные тождественностью частиц газа.

В белых карликах, из-за огромных плотностей, оболочки атомов разрушаются под силой внутреннего давления, и вещество становится электронно-ядерной плазмой, причем электронная часть описывается свойствами вырожденного электронного газа, аналогичными поведению электронов в металлах.

Среди них наиболее распространены углеродно-кислородные с оболочкой, состоящей из гелия и водорода. Статистически радиус белого карлика сравним с радиусом Земли, а масса варьируется от 0,6 до 1,44 солнечных масс. Поверхностная температура находится в пределах – до 200000 К, что также объясняет их цвет.

Основной характеристикой внутреннего строения является очень высокая плотность ядра, в котором гравитационное равновесие обуславливается вырожденным электронным газом. Температура в недрах белого карлика и гравитационное сжатие уравновешивается давлением вырожденного газа, что обеспечивает относительную устойчивость диаметра, а его светимость, в основном, происходит за счет остывания и сжатия внешних слоев. Состав зависит насколько успела проэволюционировать материнская звезда, в основном это углерод с кислородом и небольшие примеси водорода и гелия, которые превращаются в вырожденный газ.

Гелиевая вспышка и сброс внешних оболочек красным гигантом продвигает звезду по диаграмме Герцшпрунга-Рассела, обуславливая его превалирующий химический состав. Жизненный цикл белого карлика, после этого, остается стабилен до самого своего остывания, когда звезда теряет свою светимость и становится невидимой, входя в стадию так называемого «черного карлика», – конечный результат эволюции, хотя в современной литературе этот термин используется все реже.

Присутствие рядом звездных компаньонов продлевает их жизнь из-за падения вещества на поверхность через формирование аккреционного диска. Особенности аккреции вещества в парных системах могут приводить к накоплению вещества на поверхности белых карликов, что в результате приводит к взрыву новой или сверхновой звезды (в случае особо массивных) типа Ia.

Они выделены в особый спектральный класс D (от английского Dwarfs – карлики, гномы). Но в 1983 году Эдвард Сион предложил более точную классификацию, которая учитывает различия их спектров, а именно: D (подкласс) (спектральная особенность) (температурный индекс).

Существуют следующие подклассы спектров DA, DB, DC, DO, DZ и DQ, которые уточняют наличие или отсутствие линий водорода, гелия, углерода и металлов. А спектральные особенности P, H, V и X уточняют наличие или отсутствие поляризации, магнитного поля при отсутствии поляризации, переменность, пекулярность или неклассифицируемость белых карликов.

Ближайший белый карлик к Солнцу это звезда ван Маанена, которая представляет собой тусклый объект находящийся всего в 14,4 световых лет от Солнца. Она расположена в центре созвездия Рыб. Звезда ван Маанена является слишком слабой, чтобы мы смогли ее увидеть невооруженным глазом, ее звездная величина 12,2. Однако если рассматривать белый карлик в системе со звездой, то ближайшим является Сириус B, удаленный от нас на расстояние 8.5 световых лет.

Самый большой белый карлик располагается в центре планетарной туманности М27 (NGC 6853), которая больше известна как туманность Гантель. Она находится в созвездии Лисички, на расстоянии около 1360 световых лет от нас. Ее центральная звезда больше, чем любой другой известный белый карлик, на данный момент.

Самый маленький белый карлик имеет неблагозвучное название GRW +70 8247 и находится примерно в 43 световых лет от Земли в созвездии Дракона. Его звездная величина около 13 и виден он только через большой телескоп.

Срок жизни белого карлика зависит от того, как медленно он будет остывать. Иногда на его поверхности накапливается достаточно газа и он превращается в сверхновую типа Ia. Продолжительность жизни весьма велика – миллиарды лет, а точнее 10¹⁹ и даже больше. Большая продолжительность жизни связана с тем, что они очень медленно остывают и у них есть все шансы дожить до конца Вселенной. А время остывания пропорционально четвертой степени температуры.

Среднестатистический белый карлик размеры имеет в 100 раз меньше чем наше Солнце, а при плотности 29000кг/см³, вес 1 кубического сантиметра равняется 29 тоннам. Но стоит учитывать, плотность может варьировать в зависимости от размеров, от 105 до 109г/см³.

Наше Солнце в конечной стадии превратится в белый карлик. Как бы грустно это не звучало, но масса нашей звезды не позволяет ей превратиться в нейтронную звезду или черную дыру. Солнце превратится в белого карлика и будет в таком виде существовать еще миллиарды лет.

Как превращается звезда в белый карлик? В основном все зависит от массы, давайте рассмотрим на примере нашего Солнца. Пройдет еще несколько миллиардов лет и Солнце начнет увеличиваться в размерах, превращаясь в красного гиганта, связанно это с тем, что весь водород выгорит в его ядре. После того, как водород выгорит начнется реакция синтеза гелия и углерода.

В результате этих процессов звезда становится нестабильной и возможно образование звездных ветров. Так как реакции горения более тяжелых элементов чем гелий, приводят к большему выделению тепла. При синтезе гелия, некоторым участкам, расширившейся внешней оболочки Солнца, удастся оторваться и вокруг нашей звезды сформируется планетарная туманность. В результате от нашей звезды в конечном итоге останется одно ядро и когда Солнце превратится в белый карлик в нем уже прекратятся реакции ядерного синтеза.

Планетарная туманность, которая образуется в результате расширения и сброса своих внешних оболочек часто очень ярко светится. Причина заключается в том, что оставшееся от звезды ядро (считай белый карлик) остывает очень медленно, а высокая температура поверхности в сотни тысяч и миллионы градусов по Кельвину, излучает, в основном, в далеком ультрафиолете. Газы туманности поглощая эти УФ кванты, переизлучают их в видимой части света, попутно поглотив часть энергии кванта и светят очень ярко, в отличии от остатка, который в видимом диапазоне очень тусклый.

Чем отличается белый карлик от нейтронной звезды? Вся эволюция звезды основывается на первоначальной ее массе, от этого параметра и будет зависть ее светимость, продолжительность жизни и во что она превратится в конце. Для звезды массой 0,5-1,44 солнечной, жизнь закончится тем, что звезда расширится и превратится в красного гиганта, который сбросив свои внешние оболочки образует планетарную туманность оставит после себя лишь одно ядро, состоящее из вырожденного газа.

Это упрощенный механизм того, как образуется белый карлик. Если масса звезды больше 1,44 массы Солнца (так называемый предел Чандрасекара, при котором звезда может существовать как белый карлик. Если масса будет превышать его, то она станет нейтронной звездой.), то звезда израсходовав весь водород в ядре начинает синтез более тяжелых элементов, вплоть до железа. Дальнейший синтез элементов, которые тяжелее железа, невозможен т.к. требует больше энергии чем выделяется в процессе синтеза и ядро звезды коллапсирует в нейтронную звезду. Электроны срываются с орбит и падают в ядро, там сливаются с протонами и в итоге образуются нейтроны. Нейтронное вещество весит в сотни и миллионы раз больше чем любое другое.

Отличие белого карлика и пульсара. Все те же самые отличия что и в случае с нейтронной звездой, только стоит учитывать, что пульсар (а это и есть нейтронная звезда) еще и очень быстро вращается, десятки раз в секунду, а период вращения белого карлика составляет, на примере звезды 40 Eri B, 5 часов 17 минут. Разница ощутима!

Из-за чего светятся белые карлики? Так термоядерные реакции уже не происходят все имеющееся излучение это тепловая энергия, так почему они светятся? По сути он медленно остывает, как раскаленное железо, которое сперва ярко белое, а затем краснеет. Вырожденный газ очень хорошо проводит тепло из центра и он остывает на 1% за сотни миллионов лет. Со временем остывание замедляется и он может просуществовать триллионы лет.

Во что превращаются белые карлики? Возраст Вселенной слишком мал, для того чтобы могли образоваться, так называемые, черные карлики, конечной стадия эволюции. Так что видимых подтверждений у нас пока нет. На основе расчетов его остывания мы знаем лишь одно, что их продолжительность жизни, имеет поистине огромную, превышающую возраст Вселенной (13,7 миллиардов лет) и теоретически составляющую триллионы лет.

Существует ли белый карлик с сильным магнитным полем как у нейтронной звезды? Некоторые из них обладают мощными магнитными полями, гораздо сильнее, чем любые созданные нами на Земле. Например, сила магнитного поля на поверхности Земли составляет всего от 30 до 60 миллионных долей тесла, в то время как напряженность магнитного поля белого карлика может достигать 100000 тесла.

Но нейтронная звезда, обладает поистине сильным магнитным полем – 1011Тл и называется магнетаром! На поверхности некоторых магнетаров могут образовываться толчки, которые формируют колебания в звезде. Эти колебания часто приводят к огромным выбросам гамма-излучения магнетаром. Так, например, магнетар SGR 1900+14, который находится на расстоянии на 20000 световых лет, в созвездии Орла, взорвался 27 августа 1998 года. Мощная вспышка гамма излучения была настолько сильной, что заставила выключить аппаратуру космического аппарата NEAR Shoemaker в целях ее сохранения.

При больших массах гравитационная сила превысит давление электронов, и произойдет коллапс звезды под собственной тяжестью, отчего возникает нейтронная звезда или черная дыра. У белых карликов низкая яркость, они постепенно остывают, становятся холодными, темными объектами. Они представляют из себя заключительную стадию эволюции звезды с малой массой, после того, как звезда лишается наружного слоя. Число таких звезд в Галактике Млечный путь составляет от 3 до 10% и значительная их часть входит в состав двойных звезд.

Если звезда довольно массивная, стадия красного гиганта завершается колоссальным взрывом, во время которого звезда может ненадолго сверкнуть светом, который во много миллиардов раз более яркий, чем свет обычных звезд, короткой вспышкой, равной свету целой галактики невзрывающихся звезд. Это так называемая «сверхновая». В процессе такого взрыва до 95% вещества звезды может вырваться в открытый космос. Остальное будет сжиматься.

Что же может произойти со сжимающейся звездой, которая не взрывается, или с той частью взорвавшейся звезды, которая осталась и сжимается? Если это не большая звезда, которая так и не нагреется в процессе сжатия достаточно для того, чтобы взорваться, она будет сжиматься до тех пор, пока не достигнет планетарного размера, при этом сохраняя всю или почти всю первоначальную массу. Ее раскаленная добела, ярко сверкающая поверхность окажется в значительной степени горячей, чем поверхность нашего Солнца. Однако на большом расстоянии очертания такой звезды будут неотчетливые, потому как свет излучается очень маленькой поверхностью и в целом не достигает достаточного количества. Термоядерные реакции в этом случае исключаются. Внутри белого карлика нет водорода, который поддерживал бы этот механизм генерации энергии.

Единственный вид энергии, которая имеется у белого карлика, – это тепловая энергия. Ядра атомов пребывают в беспорядочном движении, так как они рассеиваются вырожденным электронным газом. Постепенно движение ядер становится медленнее, что эквивалентно процессу охлаждения. Электронный газ, который не похож не на один из известных на нашей планете газов, отличается исключительной теплопроводностью, и электроны проводят тепловую энергию к поверхности, где через атмосферу эта энергия излучается в космос.

В большинстве своем белые карлики являются одним из завершающих этапов эволюции нормальных, не слишком массивных звезд. Звезда, которая исчерпала запасы ядерного горючего, переходит в стадию красного гиганта, теряя часть вещества, превращается в белого карлика. Причем наружная оболочка – нагретый газ – разлетается в космосе и с Земли ее можно наблюдать как туманность. За сотни тысяч лет такого рода туманности рассеиваются в пространстве, а их плотные ядра, белые карлики, со временем остывают как раскаленный кусок металла, очень медленно, потому как его поверхность мала. С течением времени они должны превратиться в коричневые (черные) карлики – сгустки материи с температурой окружающей среды. Правда, согласно расчетам, на это может уйти множество миллиардов лет.

Вероятно, что открытие коричневых карликов затрудняется их слабым свечением. Один из коричневых карликов расположен в созвездии Гидры. Уникальность открытия заключается в том, что раньше найденные коричневые карлики входили в двойные системы, именно потому их и могли обнаружить, а этот – одиночный. Его удалось отыскать лишь благодаря близости к Земле: до него всего 33 световых года.

Предположительно, нынешние коричневые карлики – это не остывшие белые (очень мало времени прошло), а «недоразвившиеся» звезды. Как известно, звезды зарождаются из газопылевого облака, при этом одно облако порождает несколько звезд различной массы. Если сжимающийся сгусток газа имеет массу в 10-100 раз меньше солнечной, образуются коричневые карлики. Они весьма сильно разогреваются силами гравитационного сжатия и излучают в инфракрасном диапазоне. Ядерных реакций в коричневых карликах нет.

Белых карликов во Вселенной много. Одно время их считали редкостью, однако внимательное изучение фотопластинок, полученных в обсерватории Маунт-Паломар (Америка), показывает, что их количество превышает 1500. Получилось оценить пространственную плотность белых карликов: как оказалось, в сфере с радиусом в 30 световых лет должно находиться около 100 таких звезд.

Первый открытый белый карлик – звезда 40 Эридана B в тройной системе 40 Эридана, которая еще в 1785 году Уильямом Гершелем была включена в каталог двойных звезд. 1910 год – Генри Норрис Расселл обратил внимание на аномально низкую светимость 40 Эридана B при ее высокой цветовой температуре, что со временем и послужило выделению такого рода звезд в отдельный класс белых карликов.

Второй и третий открытый белый карлик – Сириус B и Процион B. Фридрих Вильгельм Бессель, наблюдая за движением наиболее яркой звезды Сириус, открыл, что ее путь является не прямой линией, а имеет волнообразный характер. Собственное движение звезды проходило не по прямой линии; казалось, что она еле заметно смещается из стороны в сторону. К 1844 году, примерно через 10 лет после первых наблюдений Сириуса, Бессель пришел к выводу, что рядом с Сириусом находится вторая звезда, которая, будучи невидимой, оказывает на Сириус гравитационное воздействие; оно обнаруживается по колебаниям в движении Сириуса. Еще более любопытным оказалось то обстоятельство, что если темный компонент в действительности существует, то период обращения обеих звезд относительно их общего центра тяжести равен примерно 50 лет.

Белые карлики входят и в состав двойных систем, звезды-компоненты которых сближены до такой степени, что обмениваются веществом. В таком случае массивный плотный карлик станет перетягивать на себя вещество «напарника».

Водород, который попал от соседской звезды на горячую поверхность карлика, разогревается до температуры, при которой начинается термоядерный синтез. Тогда можно наблюдать вспышку, называемую новой звездой. Если же при попадании водорода на карлик его масса превысит предел Чандрасекара, произойдет коллапс, сопровождающийся взрывом сверхновой типа Ia. Наблюдение за такими сверхновыми в далеких галактиках представляет большой интерес, потому как по яркости вспышек, имеющих одинаковые характеристики, устанавливается расстояние до галактик.

В белом карлике атомы расщеплены, и электроны, которые уже не образуют оболочек вокруг центральных атомных ядер, являются своего рода «электронным газом», способным сжаться лишь до определенного уровня. Он сохраняет вещество звезды расширенным по крайней мере до планетарного объема и способен сохранять этот объем неопределенное время.

Белые карлики довольно медленно охлаждаются и заканчивают свою жизнь слишком холодными для того, чтобы излучать свет, они становятся «черными карликами». Сжимаясь до белого карлика, звезда может, если она не очень маленькая, расстаться с внешними слоями своего красного гиганта умеренным взрывом при незначительном сжатии, теряя так пятую часть своей общей массы. Наблюдаемый с расстояния, такой белый карлик представляется окруженным светящимся туманом, словно кольцом дыма. Такой объект называют «планетарной туманностью», в небе их наблюдается несколько. Постепенно газовое облако расходится во всех направлениях, становится расплывчатым и растворяется в разреженной материи космоса.

Когда звезда довольно массивная, чтобы сильно взорваться в ходе сжатия, ее остаток, который продолжает сжиматься, может быть все еще слишком массивным (не смотря на потерю значительной массы), чтобы сразу превратиться в белого карлика. Чем массивней сжимающийся остаток, тем плотней сжимается самим собой электронный газ и тем меньше белый карлик.

Наконец, если есть достаточная масса, электронный газ может не выдерживать своего же давления. Электроны в таком случае вжимаются в протоны, присутствующие в ядрах, которые блуждают в электронном газе, и образуются нейтроны. Они добавляются к нейтронам, уже существующим в ядрах, и тогда звезда состоит в большинстве своем из нейтронов. Звезда сжимается, пока нейтроны не придут в контакт. В результате получается «нейтронная звезда», которая величиной всего с астероид примерно 10-20 километров в поперечнике, но сохраняет массу полноразмерной звезды.

Если сжимающийся остаток звезды еще более массивен, даже нейтроны не способны выдерживать силу гравитации. Они будут разрушены, а остаток сожмется в черную дыру.

Первый белый карлик, обогащенный металлами, был открыт голландским астрономом ван Мааненом в 1919 году, и в то время это было довольно необычное открытие: звезда выглядела как карликовая звезда, но спектр у нее соответствовал довольно-таки яркой массивной звезде. И долгое время люди не могли понять, в чем дело, до тех пор пока они не осознали, что в атмосфере этой звезды присутствует большое количество металлов. Под металлами в астрофизике мы понимаем любые элементы, которые более тяжелые, более продвинутые по химсоставу, чем водород и гелий. Водород и гелий, как мы знаем, – это наиболее распространенные элементы во Вселенной, а все остальное мы считаем металлами.

Примерно в 70-х годах люди начали понимать, что присутствие металлов в атмосфере белых карликов – это довольно-таки необычное явление. Дело в том, что если вы добавляете более тяжелое вещество, эти самые металлы в атмосферу, которая состоит из водорода или гелия, – а это типичные атмосферы белых карликов, – то оказывается, что эти более тяжелые металлы начинают просто тонуть, оседать в атмосферах этих белых карликов и должны просто исчезнуть, они должны осесть внутрь ядра белого карлика. Это происходит по ряду причин. Основная причина состоит в том, что белые карлики – это компактные, очень маленькие объекты. При массе порядка массы Солнца они имеют размер порядка радиуса Земли. И в связи с этим гравитационное ускорение на их поверхности настолько огромно, что это оседание в некоторых случаях может происходить на временах порядка нескольких дней.

Даже в самых благоприятных случаях, когда время оседания очень длинное, оно может составлять порядка миллионов или десятков миллионов лет, но даже в этом случае время оседания очень короткое по сравнению со временем жизни этих белых карликов. Возраст белых карликов в том состоянии, в котором мы обычно их наблюдаем, – карликов, обогащенных металлами, – составляет порядка нескольких сот миллионов лет, то есть гораздо длиннее, чем время оседания металлов. Поэтому обнаружение металлов в атмосферах говорит нам, что эти атмосферы не могут присутствовать в этих белых карликах изначально, металлы должны были исчезнуть.

И в связи с этим возникла гипотеза, что, возможно, эти металлы приносятся в атмосферу белых карликов извне. Самая первая идея состояла в том, что эти металлы приходят из межзвездной среды. По мере того как белый карлик движется через межзвездную среду, он постепенно аккрецирует на себя, на свою поверхность межзвездное вещество, и это приносит в его атмосферу металлы. К сожалению, эта идея была со временем отброшена. Связано это с тем, что из межзвездной среды будет приходить в основном водород, поскольку бо́льшая часть межзвездной среды состоит из водорода и гелия, лишь небольшая часть межзвездной среды состоит из металлов.

В итоге все белые карлики должны были быть покрыты водородом, поскольку водород – самый легкий элемент, и мы бы в таком случае не могли наблюдать гелиевых белых карликов, потому что гелий более тяжелый и аккреция водорода полностью скрыла бы гелий из нашего вида. Тем не менее такие белые карлики наблюдаются, и это говорит нам о том, что, скорее всего, принесение этих металлов из межзвездной среды, по-видимому, не может объяснить присутствия металлов в этих белых карликах.

Уже тогда, в конце 70-х годов, возникали идеи, что, возможно, эти металлы приносятся за счет падения, например, комет на поверхность белых карликов. Но в то время эти идеи казались довольно-таки экзотичными и не получили своего развития, в частности еще из-за того, что единственная известная на тот момент времени планетная система была наша Солнечная система.

В конце 80-х годов было сделано очень интересное открытие. С помощью инфракрасных телескопов было обнаружено наличие инфракрасного излучения вокруг одного из белых карликов, обогащенных металлом. Наличие инфракрасного излучения говорит нам о том, что вокруг этого белого карлика присутствует какое-то вещество, которое поглощает излучение белого карлика, нагревается до какой-то определенной температуры, которая меньше температуры белого карлика, и потом переизлучает эту энергию в инфракрасном диапазоне. Люди стали анализировать эти спектры и стали получать все больше и больше информации о таких белых карликах, у которых есть инфракрасные избытки, и в настоящее время известно порядка тридцати таких систем, бо́льшая часть из них исследована с помощью космического телескопа «Спитцер».

В результате детального изучения белых карликов с инфракрасными избытками мы пришли к пониманию того, что эти белые карлики окружены дисками из вещества, которое поглощает эту энергию, исходящую из белых карликов, и переизлучает ее в инфракрасном диапазоне. Оказалось, что это довольно интересные диски, они находятся очень близко от белого карлика. Внешние радиусы таких дисков – они называются обломочные диски, потому что мы считаем, что это остатки разрушения каких-то тел, – составляют порядка одного солнечного радиуса, это очень интересно.

Наиболее близким аналогом таких дисков вообще где-то во Вселенной, по-видимому, являются кольца Сатурна, поскольку их размер очень похож на один солнечный радиус. И оказывается, что многие другие свойства этих дисков, например то, что они практически непрозрачные, если их попытаться просветить светом, а также их геометрическая тонкость – они очень-очень плоские, – тоже роднят диски вокруг белых карликов с дисками Сатурна. То есть ментальная картина, которую можно представлять себе, когда мы говорим о дисках вокруг белых карликов, – это кольца Сатурна, по сути.

И это в какой-то степени подвело людей на лучшее понимание того, откуда берутся металлы в белых карликах и откуда берутся эти диски. Мы знаем, что кольца Сатурна образуются, скорее всего, за счет приливного разрушения каких-то тел, то есть тела, которые подошли слишком близко к Сатурну, разрушились под гравитационным влиянием Сатурна, они не могли держать себя в своей собственной гравитации.

В 2003 году была предложена идея, согласно которой диски вокруг белых карликов образуются практически таким же механизмом. Представьте себе, что вокруг звезды, из которой появился белый карлик, изначально была планетная система. По мере того как звезда эволюционировала – эта эволюция обычно занимает порядка миллиарда лет, – она разбухла, потеряла всю свою оболочку, превратилась в белый карлик и после этого пассивно остывала, превращаясь в остывающий «труп» звездной эволюции. При этом планетная система могла выжить, внешние части планетных систем просто расширяются, по мере того как белый карлик теряет свою массу, и в результате этого образуется большая планетная система.

Но многие объекты, такие как планеты, пояса астероидов и так далее, выживают в результате такой эволюции. При этом система может перейти в динамически неустойчивое состояние, и в этом случае планеты начинают, грубо говоря, разбрасывать камни – они выбрасывают часть астероидов из системы. Но часть астероидов может оказаться на таких орбитах, которые приведут их внутрь примерно одного солнечного радиуса от белого карлика. Само по себе это нестрашно: это не грозит столкновением с белым карликом, потому что его размер порядка 1% от солнечного радиуса, это всего лишь размер Земли. Но тело типа астероида, проходя на таком расстоянии от белого карлика, будет разрушено его приливными силами. И в итоге мы получим конфигурацию, которая будет напоминать нам эти кольца Сатурна, то есть мы получим такой обломочный диск вокруг белого карлика.

Идея приливного разрушения астероидов позволяет естественным образом объяснить много вещей. Она позволяет объяснить компактность этих обломочных дисков, потому что изначально диски размером порядка одного солнечного радиуса не могли существовать вокруг звезды все время, поскольку изначально они должны были бы находиться практически внутри звезды. За счет этой идеи мы получаем объяснение размеров этих дисков, мы получаем резервуар массы в виде металлов, который может попадать на поверхность центральной звезды, на поверхность белого карлика и загрязнять его металлами. Мы также получаем хорошее объяснение химическому составу этих металлов в атмосферах белых карликов, поскольку мы можем мерить этот химический состав, и во многих случаях этот химический состав оказывается соответствующим распределению элементов в Земле, Луне, астероидах и многих других объектах внутренней части Солнечной системы.

Само по себе это очень интересно, и идея эта чрезвычайно продуктивна и позволяет естественным образом объяснить как загрязнение металлами оболочек этих белых карликов, так и присутствие обломочных дисков вокруг них. Но эта идея сама по себе естественным образом также предполагает наличие планетных систем вокруг белых карликов. И это совершенно неудивительно, поскольку в настоящее время мы знаем, что практически все звезды во Вселенной должны обладать своими собственными планетными системами, в том числе и звезды более массивные, чем Солнце, такие, из которых в итоге и получаются белые карлики.

Перенос вещества из этих дисков, из этих резервуаров массы на поверхность белого карлика – это тоже довольно-таки интересная проблема. Удалось показать, что перенос массы происходит за счет таких эффектов, как радиационное влияние белого карлика на поверхность этого диска.

Существует так называемый эффект Пойнтинга – Робертсона, который вызывает медленное движение частиц, обращающихся вокруг, например, Солнца или молодых звезд, к центру этих звезд по спирали и который вызывает в итоге исчезновение этих частиц. Такой же процесс обязательно должен действовать на поверхности этих обломочных дисков вокруг белых карликов и приводить к тому, что их масса постепенно оказывается очень близко от белого карлика. В этот момент твердые частицы должны начать испаряться, они должны превращаться в газ, образовывая газовые диски, которые мы, кстати, тоже видим вокруг некоторых белых карликов, и в итоге этот газ попадает на поверхность белого карлика и загрязняет ее металлами. Это дает нам более-менее стройную картину того, как происходит попадание металлов в атмосферу этих белых карликов.

По ряду причин наличие планетных систем вокруг белых карликов имеет довольно-таки большое значение для нашего понимания существования и образования планет во Вселенной. Во-первых, планеты вокруг звезд, более массивных, чем Солнце, зачастую бывает очень сложно исследовать. Если мы можем исследовать планетные системы уже после того, как эти звезды ушли с главной последовательности и превратились в белые карлики, это даст нам очень интересную информацию о наличии и свойствах планетных систем вокруг более массивных звезд. Также очень важным является то, что белые карлики, загрязненные металлами, позволяют нам исследовать полный химсостав астероидов, комет и других малых планет в этих планетных системах.

Это единственная ситуация, когда мы можем такое сделать, поскольку, когда мы делаем спектроскопический анализ планет, это обычно планеты-гиганты вокруг других звезд, мы видим только химсостав, соответствующий внешним слоям планеты, и не можем сказать о том, что находится внутри этих планет. Даже в нашей Солнечной системе мы можем исследовать химсостав, только если на поверхность Земли падает метеорит или если мы можем послать какой-то спутник, который будет исследовать эти объекты.

И в итоге наша собственная Солнечная система должна закончить свое существование в виде белого карлика, и то, что произойдет с нашей собственной планетной системой, знать довольно-таки интересно. Поэтому будущие эксперименты, такие как Gaia (это астрометрическая миссия, которая сможет обнаружить напрямую наличие планет вокруг белых карликов), а также «Спитцер», продолжающий исследовать инфракрасные избытки, и, наконец, JWST (будущая миссия НАСА), должны помочь нам в понимании свойств этих объектов и пролить свет на существование планетных систем вокруг более массивных, чем Солнце, звезд.

У каждой звезды своя судьба и своя продолжительность жизни. Наступает момент, когда она начинает угасать. Белые карлики – это необычные звезды. Они состоят из вещества, плотность которого чрезвычайно высока. В теории звездной эволюции они рассматриваются как заключительный этап эволюции звезд малой и средней массы, сравнимыми с массой Солнца. По разным оценкам в нашей Галактике насчитывается 3-4 % таких звезд.

После того как в стареющей звезде выгорит весь водород, ее ядро сжимается и разогревается, – это способствует расширению ее внешних слоев. Эффективная температура звезды падает, и она превращается в красного гиганта. Разреженная оболочка звезды, очень слабо связанная с ядром, со временем рассеивается в пространстве, перетекая на соседние планеты, а на месте красного гиганта остается очень компактная звезда, называемая белым карликом.

Долгое время оставалось загадкой, почему белые карлики, имеющие температуру, превосходящую температуру Солнца, по сравнению с размерами Солнца невелики, пока не выяснилось, что плотность вещества внутри них предельно высока (в пределах 105-109 г/см³). Стандартной зависимости – масса-светимость – для белых карликов не существует, что отличает их от других звезд. В чрезвычайно малом объеме «упаковано» огромное количество вещества, из-за чего плотность белого карлика почти в 100 раз больше плотности воды.

Температура белых карликов остается практически постоянной, несмотря на отсутствие внутри них термоядерных реакций. Чем же это объясняется? По причине сильного сжатия электронные оболочки атомов начинают проникать друг в друга. Это продолжается до тех пор, пока между ядрами расстояние не становится минимальным, равным радиусу наименьшей электронной оболочки. В результате ионизации электроны начинают свободно двигаться относительно ядер, а вещество внутри белого карлика приобретает физические свойства, которые характерны для металлов.

В подобном веществе энергия к поверхности звезды переносится электронами, скорость которых по мере сжатия все больше увеличивается: некоторые из них двигаются со скоростью, соответствующей температуре в миллион градусов. Температура на поверхности и внутри белого карлика может резко отличаться, что не приводит к изменению диаметра звезды. Здесь можно привести сравнение с пушечным ядром – остывая, оно не уменьшается в объеме.

Угасает белый карлик крайне медленно: за сотни миллионов лет интенсивность излучения падает всего на 1%. Но в итоге он должен будет исчезнуть, превратившись в черного карлика, для чего могут потребоваться триллионы лет. Белые карлики вполне можно назвать уникальными объектами Вселенной. Воспроизвести в земных лабораториях условия, в которых они существуют, еще никому не удалось.