Бе́лыя ка́рлікі — зоркі, якія праэвалюцыяніравалі з масай, якая не перавышае мяжу Чандрасекара (максімальная маса, пры якой зорка можа існаваць як белы карлік), пазбаўленыя ўласных крыніц тэрмаядзернай энергіі.
Белыя карлікі ўяўляюць сабой кампактныя зоркі з масамі, параўнальнымі з масай Сонца, але з радыусамі ў ~100 і, адпаведна, свяцільнасцямі ў ~10 000 разоў меншымі за сонечную. Шчыльнасць белых карлікаў складае 105—109 г/см³, што амаль у мільён разоў больш за шчыльнасць звычайных зорак галоўнай паслядоўнасці. Па колькасці белыя карлікі складаюць, па розных ацэнках, 3—10%Белые карлики // Физика космоса: Маленькая энциклопедия. с. 141. зорнага насельніцтва нашай Галактыкі.
Гісторыя адкрыцця
Адкрыццё белых карлікаў
У 1844 годзе дырэктар кёнігсбергскай абсерваторыі Фрыдрых Бесэль выявіў, што Сірыус, найбольш яркая зорка неба, перыядычна, хоць і вельмі слаба, адхіляецца ад просталінейнай траекторыі руху па нябеснай сферы. Бесэль прыйшоў да высновы, што ў Сірыуса павінен быць нябачны «цёмны» спадарожнік, прычым перыяд абароту абедзвюх зорак вакол агульнага цэнтра мас павінен быць каля 50 гадоў. Паведамленне было сустрэта скептычна, бо цёмны спадарожнік заставаўся недаступным для назіранняў, а яго маса павінна была быць дастаткова вялікая — параўнальная з масай Сірыуса.
У студзені 1862 Альван Грэхэм Кларк, юсціруючы 18-цалевы рэфрактар, самы вялікі на той час тэлескоп ў свеце (Dearborn Telescope), пасля пастаўлены сямейнай фірмай Кларкаў у абсерваторыю Чыкагскага ўніверсітэта, выявіў у непасрэднай блізкасці ад Сірыуса цьмяную зорачку. Гэта быў цёмны спадарожнік Сірыуса, Сірыус B, прадказаны Бесэлем. Тэмпература паверхні Сірыуса B складае 25 000 K, што, з улікам яго анамальна нізкай свяцільнасці, сведчыць пра вельмі малы радыус і, адпаведна, вельмі высокую шчыльнасць — 106г/см³ (шчыльнасць Сірыуса ~0,25 г/см³, шчыльнасць Сонца ~1,4 г/см³). У 1917 Адрыян ван Маанен адкрыў наступны белы карлік — зорку ван Маанена ў сузор'і Рыб.
Парадокс шчыльнасці
У пачатку XX стагоддзя Герцшпрунгам і Раселам была адкрыта заканамернасць у дачыненні да спектральнага класа (гэта значыць тэмпературы) і свяцільнасці зорак — дыяграма Герцшпрунга — Расела (Г-Р дыяграма). Здавалася, што ўся разнастайнасць зорак укладваецца ў дзве вобласці Г-Р дыяграмы — галоўную паслядоўнасць і вобласць чырвоных гігантаў. У ходзе работ па назапашванню статыстыкі размеркавання зорак па спектральнаму класу і свяцільнасці Расел звярнуўся ў 1910 годзе да прафесара Эдуарда Пікерынга. Далейшыя падзеі Расел апісвае так:
«Я быў у свайго сябра... прафесара Э. Пікерынга з дзелавым візітам. З характэрнай для яго дабрынёй ён прапанаваў атрымаць спектры ўсіх зорак, якія Хінкс і я назіралі... з мэтай вызначэння іх паралакса. Гэтая частка працы, якая здавалася руціннай, аказалася вельмі плённай — яна прывяла да адкрыцця таго, што ўсе зоркі вельмі малой абсалютнай велічыні (гэта значыць нізкай свяцільнасці) маюць спектральны клас M (гэта значыць вельмі нізкую паверхневую тэмпературу). Як мне помніцца, абмяркоўваючы гэтае пытанне, я спытаў у Пікерынга аб некаторых іншых слабых зорках..., упамянуўшы, у прыватнасці, 40 Эрыдана B. Паводзячы сябе характэрным для яго чынам, ён тут жа адправіў запыт у офіс (Гарвардскай) абсерваторыі, і неўзабаве быў атрыманы адказ (я думаю, ад місіс Флемінг), што спектр гэтай зоркі — A (гэта значыць высокая паверхневая тэмпература). Нават у тыя палеазойскія часы я ведаў пра гэтыя рэчы дастаткова, каб адразу ж зразумець, што тут была крайняя неадпаведнасць паміж тым, што мы тады назвалі б "магчымымі" значэннямі паверхневай яркасці і шчыльнасці. Я, мабыць, не схаваў, што не проста здзіўлены, а літаральна ўражаны гэтым выключэннем з таго, што здавалася цалкам нармальным правілам для характарыстык зорак. Пікерынг жа ўсміхнуўся мне і сказаў: "Менавіта такія выключэнні і вядуць да пашырэння нашых ведаў" — і белыя карлікі ўвайшлі ў свет даследаванага.»
Здзіўленне Расела цалкам зразумелае: 40 Эрыдана B адносіцца да адносна блізкіх зорак, і па назіраным паралаксе можна дастаткова дакладна вызначыць адлегласць да яе і, адпаведна, свяцільнасць. Свяцільнасць 40 Эрыдана B аказалася анамальна нізкай для яе спектральнага класа — белыя карлікі ўтварылі новую вобласць на Г-Р дыяграме. Такое спалучэнне свяцільнасці, масы і тэмпературы было незразумелым і не знаходзіла тлумачэння ў рамках стандартнай мадэлі будовы зорак галоўнай паслядоўнасці, распрацаванай у 1920-я гады.
Высокая шчыльнасць белых карлікаў заставалася невытлумачальнай у рамках класічнай фізікі і астраноміі і знайшла тлумачэнне толькі ў рамках квантавай механікі пасля з'яўлення статыстыкі Фермі — Дзірака. У 1926 Фаулер у артыкуле «Шчыльная матэрыя» () паказаў, што, у адрозненне ад зорак галоўнай паслядоўнасці, для якіх ураўненне стану грунтуецца на мадэлі ідэальнага газу (стандартная мадэль Эдзінгтана), для белых карлікаў шчыльнасць і ціск рэчыва вызначаюцца ўласцівасцямі выраджанага электроннага газу (фермі-газу).
Наступным этапам у тлумачэнні прыроды белых карлікаў сталі працы Якава Фрэнкеля і Чандрасекара. У 1928 годзе Фрэнкель паказаў, што для белых карлікаў павінна існаваць верхняя мяжа масы, і ў 1931 годзе Чандрасекар у працы «Максімальная маса ідэальнага белага карліка» () паказаў, што існуе верхняя мяжа мас белых карлікаў, а менавіта, зоркі з масай, большай за пэўны рубеж, няўстойлівыя (мяжа Чандрасекара) і павінны калапсаваць.
Паходжанне белых карлікаў
Рашэнне Фаулера растлумачыла ўнутраную будову белых карлікаў, але не праясніла механізм іх паходжання. У тлумачэнні ўзнікнення белых карлікаў ключавую ролю адыгралі дзве ідэі: думка астранома Эрнста Эпіка, што чырвоныя гіганты ўтвараюцца з зорак галоўнай паслядоўнасці ў выніку выгарання ядзернага паліва, і здагадка астранома Васіля Фясенкава, зробленая неўзабаве пасля Другой сусветнай вайны, што зоркі галоўнай паслядоўнасці павінны губляць масу, і такая страта масы павінна аказваць істотны ўплыў на эвалюцыю зорак. Гэтыя здагадкі цалкам пацвердзіліся.
Трайная геліевая рэакцыя і ізатэрмічныя ядры чырвоных гігантаў
У працэсе эвалюцыі зорак галоўнай паслядоўнасці адбываецца «выгаранне» вадароду — нуклеасінтэз з утварэннем гелію. Такое выгаранне прыводзіць да спынення энергавыдзялення ў цэнтральных частках зоркі, сціскання і, адпаведна, да павышэння тэмпературы і шчыльнасці ў яе ядры. Рост тэмпературы і шчыльнасці ў зорным ядры вядзе да ўмоў, пры якіх актывуецца новая крыніца тэрмаядзернай энергіі: выгаранне гелію (трайная геліевая рэакцыя або трайны альфа-працэс), характэрны для чырвоных гігантаў і звышгігантаў.
Пры тэмпературах парадку 108 К кінетычная энергія ядраў гелію становіцца досыць высокай для пераадолення кулонаўскага бар'ера: два ядра гелію (4He, альфа-часціцы) могуць злівацца з утварэннем нестабільнага ізатопа берылію 8Be:
Большая частка 8Be ізноў распадаецца на дзве альфа-часціцы, але пры сутыкненні 8Be з высокаэнергетычнай альфа-часціцай можа ўтварыцца стабільнае ядро вугляроду 12C:
+ 7,3 МэВ.
Нягледзячы на вельмі нізкую раўнаважную канцэнтрацыю 8Be (напрыклад, пры тэмпературы ~108 К адносіны канцэнтрацый [8Be]/[4He] ~10−10), хуткасць такой трайной геліевай рэакцыі аказваецца дастатковай для дасягнення новай гідрастатычнай раўнавагі ў гарачым ядры зоркі. Залежнасць энергавыдзялення ад тэмпературы ў трайной геліевай рэакцыі надзвычайна высокая, так, для дыяпазону тэмператур T ~1—2 К энергавыдзяленне Мартынов Д. Я. Курс общей астрофизики. с. 224:
дзе — парцыяльная канцэнтрацыя гелію ў ядры (у дадзеным выпадку, калі вадарод амаль «вы́гараў», блізкая да адзінкі).
Варта, аднак, адзначыць, што трайная геліевая рэакцыя характарызуецца значна меншым энергавыдзяленнем, чым CNO-цыкл: у пераліку на адзінку масы энергавыдзяленне пры «гарэнні» гелію больш чым у 10 разоў ніжэйшае, чым пры «гарэнні» вадароду. Па меры выгарання гелію і вычэрпвання крыніцы энергіі ў ядры магчымыя і больш складаныя рэакцыі нуклеасінтэзу, аднак, па-першае, для такіх рэакцый патрабуюцца ўсё вышэйшыя тэмпературы, і, па-другое, энергавыдзяленне на адзінку масы ў такіх рэакцыях падае па меры росту масавых лікаў ядраў, якія ўступаюць у рэакцыю.
Дадатковым фактарам, які ўплывае на эвалюцыю ядраў чырвоных гігантаў, з'яўляецца спалучэнне высокай тэмпературнай адчувальнасці трайной геліевай рэакцыі і рэакцый сінтэзу цяжэйшых ядраў з механізмам нейтрыннага ахалоджвання: пры высокіх тэмпературах і цісках магчыма рассейванне фатонаў на электронах з утварэннем пар нейтрына-антынейтрына, якія свабодна выносяць энергію з ядра: зорка для іх празрыстая. Хуткасць такога аб'ёмнага нейтрыннага ахалоджвання, у адрозненне ад класічнага паверхневага фатоннага астуджэння, не абмежавана працэсамі перадачы энергіі з нетраў зоркі да яе фотасферы. У выніку рэакцыі нуклеасінтэзу ў ядры зоркі дасягаецца новая раўнавага, якая характарызуецца аднолькавай тэмпературай ядра: утвараецца ізатэрмічнае ядро (мал. 2).
У выпадку чырвоных гігантаў з адносна невялікай масай (парадку сонечнай) ізатэрмічныя ядры складаюцца, у асноўным, з гелію, у выпадку больш масіўных зорак — з вугляроду і цяжэйшых элементаў. Аднак у любым выпадку шчыльнасць такога ізатэрмічнага ядра настолькі высокая, што адлегласці паміж электронамі плазмы становяцца сувымернымі з іх даўжынёй хвалі Дэ Бройля , гэта значыць выконваюцца ўмовы выраджэння электроннага газу. Разлікі паказваюць, што шчыльнасць ізатэрмічных ядраў адпавядае шчыльнасці белых карлікаў, г. зн. белыя карлікі з'яўляюцца ядрамі чырвоных гігантаў.
На фатаграфіі шаравога зорнага скопішча NGC 6397 (мал. 3) можна знайсці белыя карлікі абодвух тыпаў: і геліевыя белыя карлікі, якія ўзніклі пры эвалюцыі менш масіўных зорак, і вугляродныя белыя карлікі — вынік эвалюцыі зорак з большай масай.
Страта масы чырвонымі гігантамі і скідванне імі абалонкі
Ядзерныя рэакцыі ў чырвоных гігантах адбываюцца не толькі ў ядры: па меры выгарання вадароду ў ядры, нуклеасінтэз гелію распаўсюджваецца на яшчэ багатыя вадародам вобласці зоркі, утвараючы сферычны слой на мяжы бедных і багатых вадародам абласцей. Падобная ж сітуацыя ўзнікае і з трайною геліевай рэакцыяй: па меры выгарання гелію ў ядры яна таксама засяроджваецца ў сферычным пласце на мяжы паміж беднымі і багатымі геліем абласцямі. Свяцільнасць зорак з такімі «двухслаёвымі» абласцямі нуклеасінтэзу значна ўзрастае, дасягаючы парадку некалькіх тысяч свяцільнасцей Сонца, зорка пры гэтым «раздзімаецца», павялічваючы свой дыяметр да памераў зямной арбіты. Зона нуклеасінтезу гелію падымаецца да паверхні зоркі: доля масы ўнутры гэтай зоны складае ~70 % масы зоркі. «Раздзіманне» суправаджаецца досыць інтэнсіўным вытокам рэчыва з паверхні зоркі, назіраюцца такія аб'екты як протапланетарныя туманнасці (гл. мал. 4).
Такія зоркі відавочна з'яўляюцца нестабільнымі, і ў 1956 годзе астраном і астрафізік Іосіф Шклоўскі прапанаваў механізм утварэння планетарных туманнасцей праз скідванне абалонак чырвоных гігантаў, пры гэтым агаленне ізатэрмічных выраджаных ядраў такіх зорак прыводзіць да нараджэння белых карлікаў. Дакладныя механізмы страты масы і далейшага скідвання абалонкі для такіх зорак пакуль няясныя, але можна дапусціць наступныя фактары, здольныя ўнесці свой уклад у страту абалонкі:
З-за вельмі высокай свяцільнасці істотным становіцца светлавы ціск патоку выпраменьвання зоркі на яе вонкавыя пласты, што, па разліковых дадзеных, можа прывесці да страты абалонкі за некалькі тысяч гадоў. З прычыны іанізацыі вадароду ў абласцях пад фотасферай, можа развіцца моцная канвектыўная няўстойлівасць. Падобную прыроду мае сонечная актыўнасць, у выпадку ж чырвоных гігантаў магутнасць канвектыўных патокаў павінна значна пераўзыходзіць сонечную. У працяглых зорных абалонках могуць развівацца няўстойлівасці, якія прыводзяць да моцных вагальных працэсаў, якія суправаджаюцца змяненнем цеплавога рэжыму зоркі. На мал. 4 назіраюцца хвалі шчыльнасці выкінутай зоркай матэрыі, якія могуць быць вынікам такіх ваганняў.