6.1. Белые карлики

Белые карлики – это компактные объекты, являющиеся финальным продуктом эволюции маломассивных звезд с начальными массами менее 8–10 солнечных. При типичном радиусе от 5000 до 10 000 км белые карлики обладают типичными массами от 0,5 до 1 массы Солнца (при этом более тяжелые имеют меньший радиус). Это соответствует плотности вещества около тонны на кубический сантиметр. Столь высокая плотность делает их весьма необычными объектами, для описания которых необходима квантовая механика.

При эволюции ядра звезды типа Солнца образуется белый карлик – объект, устойчивый благодаря квантовому эффекту – запрету Паули.

Трудно сказать, кто и когда открыл первый белый карлик и какой объект был идентифицирован первым. В 1844 г. Фридрих Бессель показал, что у Сириуса – ярчайшей звезды ночного неба – есть невидимый компаньон достаточно большой массы (Сириус B). Увидеть его смог в 1862 г. Алван Кларк (Alvan Clark), но лишь в 1915 г. стало ясно, что это именно белый карлик, который до сих пор остается самым близким из всех известных астрономам (до него менее 9 световых лет). История другого кандидата, белого карлика в тройной системе 40 Эридана, начинается в 1783 г., когда Уильям Гершель обнаружил, что у звезды 40 Эридана есть спутник. Теперь нам известно, что этот спутник является парой из белого и красного карлика. Именно для 40 Эридана В впервые в 1910 г. был получен достаточно хороший спектр, чтобы определить его температуру и радиус. Существует и третий кандидат – звезда Ван Маанена (Van Maanen star). Это первый обнаруженный и до сих пор самый близкий известный одиночный белый карлик, находящийся на расстоянии 14 световых лет от нас. Как белый карлик его идентифицировал Виллем Лейтен (Willem Luyten) в 1923 г., который, собственно, и ввел само название подобных объектов.

Фридрих Бессель в 1844 г. обнаружил невидимый спутник Сириуса, оказавшийся белым карликом.

Итак, астрономические наблюдения показали, что у звезд есть спутники, обладающие массой, как у звезд, радиусом, как у планет, и высокой температурой (отсюда и белый цвет, давший название этому типу объектов). Но оказалось, что даже в начале XX в. физика была не в состоянии объяснить природу этих объектов.

Простые расчеты показывают, что расстояния между атомами в белых карликах меньше, чем размер орбиты электрона в атоме. Это означает, что все атомы ионизованы. Такой способ «отрыва» электронов называется ионизацией давлением. Если рассчитать расстояние между электронами, оно окажется меньше длины волны де Бройля для этих частиц.

Чтобы описать устройство белых карликов, понадобилось дождаться создания квантовой механики. Недра белых карликов находятся в состоянии так называемого вырожденного газа. Его главной особенностью является то, что давление в основном определяется не температурой вещества, а его плотностью. В обычном газе для определения давления важно, с какой скоростью движутся частицы. А здесь плотность настолько велика, что скорость движения (т. е. температура) уже не так важна. Вещество сопротивляется сжатию из-за квантово-механических причин – из-за принципа (запрета) Паули.

Ральф Фаулер в 1926 г. построил первую теорию белых карликов.

Электроны являются фермионами (частицами с полуцелым спином), и их поведение описывается статистикой Ферми – Дирака. Согласно принципу Паули, два фермиона не могут одновременно находиться в одном и том же квантовом состоянии (другими словами, такие частицы с одинаковыми параметрами не могут одновременно находиться внутри некоторого очень малого объема пространства). Это свойство, по сути, является основой химии. А в белых карликах оно приводит к тому, что их вещество сопротивляется сжатию, когда электроны пытаются упаковаться еще плотнее.

У белых карликов существует предельная масса. Слишком тяжелые карлики взрываются (сверхновая типа Ia) или коллапсируют, превращаясь в нейтронные звезды.

Теория белых карликов была разработана в конце 1920-х – начале 1930-х гг. Первая важная работа принадлежит Ральфу Фаулеру (Ralph Fowler), показавшему, что белые карлики устойчивы благодаря давлению вырожденного газа электронов. Затем последовал ряд работ Эдмунда Стонера (Edmund Stoner), Вильгельма Андерсона (Wilhelm Anderson), Якова Френкеля, Субраманьяна Чандрасекара (Subrahmanyan Chandrasekhar) и Льва Ландау. В 1930-е гг. были сформулированы все основные положения теории белых карликов. В частности, было показано, что существует верхний предел для массы этих объектов (сейчас он называется пределом Чандрасекара).

Самые тяжелые из известных в настоящее время белых карликов имеют массы около 1,3 солнечных, самые легкие – около 0,2. Интересно, что легкие карлики должны возникать из легких звезд, но при массе менее примерно 0,8 солнечной светило не успеет закончить свою жизнь, даже если оно возникло почти сразу после Большого взрыва. Так что самые легкие белые карлики возникли в двойных системах в результате процесса обмена веществом, а не из одиночных звезд.

Белый карлик с массой больше чандрасекаровской (примерно 1,4 массы Солнца) теряет устойчивость и коллапсирует в нейтронную звезду. Однако чаще всего углеродно-кислородные белые карлики чуть раньше (при немного меньшей массе) становятся неустойчивыми относительно начала в них термоядерной реакции горения углерода, приводящей к взрыву – сверхновой типа Ia.

Субраманьян Чандрасекар в 1931 г. обосновал существование верхнего предела масс белых карликов. Этот же результат независимо от него был получен Эдмундом Стонером, Вильгельмом Андерсоном и Львом Ландау.

Будучи продуктами эволюции многочисленных маломассивных звезд, белые карлики и сами являются весьма многочисленными, их число составляет более нескольких процентов от всех звезд Галактики, т. е. десятки миллиардов. Известны десятки тысяч белых карликов, в подавляющем большинстве – в нашей Галактике. Обнаруживать старые одиночные объекты этого типа непросто – они успевают остыть до температур в несколько тысяч градусов, что при небольшом радиусе делает их очень слабыми источниками. Поэтому они видны в основном в солнечной окрестности на расстояниях менее 1000 световых лет. Вещество внутри остывших белых карликов может перейти в новое состояние – кристаллизоваться.

Белые карлики могут очень быстро вращаться. Самые быстрые из них имеют периоды (т. е. «сутки») меньше минуты, и при размере объектов, сравнимом с размером Земли, скорость на экваторе достигает тысячи километров в секунду (порядка процента от скорости света!). Кроме того, белые карлики могут образовать очень тесную двойную систему с большой орбитальной скоростью. Рекорд принадлежит системе HM Рака, где «год» длится около 5 минут, т. е. орбитальная скорость превосходит миллион километров в час. Такая система должна быть мощным источником гравитационных волн, которые можно будет зарегистрировать с помощью космического лазерного интерферометра, такого как проект eLISA (Evolved Laser Interferometer Space Antenna, Усовершенствованный космический лазерный интерферометр).

Первые обнаруженные белые карлики являются компонентами двойных систем. Впоследствии оказалось, что двойственность белых карликов может приводить к важным последствиям: взрывам и синтезу элементов.

В достаточно тесных системах на некоторой стадии эволюции вещество может начать перетекать с одной звезды на другую – начинается аккреция. Захват вещества белым карликом приводит к появлению интересных источников излучения. Падение 1 г вещества на белый карлик приводит к выделению примерно 10 млрд Дж энергии, поэтому поток газа с нормальной звезды на компактную является причиной мощного излучения. Есть несколько типов источников, связанных с аккрецией на белые карлики: например, поляры. Свое название они получили благодаря сильной поляризации их излучения, что связано с мощными магнитными полями белых карликов.

В нашей Галактике находятся десятки миллиардов белых карликов.

Магнитные поля белых карликов могут достигать очень больших величин – в миллиард раз больших, чем у Солнца. Впрочем, подобные объекты редки, однако даже типичные белые карлики могут иметь сильные магнитные поля, в тысячи и даже в миллионы раз больше солнечных.

Поляры относятся к катаклизмическим переменным звездам. Как следует из их названия, эти источники показывают большие вариации блеска. Но среди них есть источники, чья переменность имеет действительно катастрофический характер, – это так называемые новые звезды.

Вспышка новой – это термоядерный взрыв на поверхности аккрецирующего белого карлика в двойной системе.

Во время вспышки новой блеск системы может возрасти в миллионы раз. Без мощных телескопов это выглядит как появление новой звезды на небе, отсюда и название, которое еще в XVI в. дал этим объектам Тихо Браге (Tycho Brahe) (правда, наблюдал он то, что мы теперь называем сверхновой, но понадобились сотни лет, чтобы разобраться в этом). Затем блеск на протяжении нескольких месяцев спадает, возвращаясь к первоначальному значению. Вспышка новой – это термоядерный взрыв на поверхности белого карлика. Вещество, перетекающее на него со звезды-соседки, состоит из водорода и гелия. По мере накопления вещество уплотняется и разогревается, пока наконец не достигаются условия для начала термоядерной реакции – и тогда происходит взрыв. Чаще всего мы наблюдаем именно термоядерное горение водорода (в нашей Галактике это происходит примерно полсотни раз в год, хотя не все случаи удается зарегистрировать), но могут происходить и вспышки, связанные с горением гелия.

Если на белый карлик течет достаточно много вещества, то, казалось бы, он может быстро нарастить свою массу, достичь предела (близкого к чандрасекаровской массе) и взорваться. Однако чаще всего такой процесс занимает много времени из-за вспышек новых (или их аналогов). При этом почти все накопленное вещество сбрасывается, и процесс начинается сначала. Однако существуют двойные системы, чья эволюция в конце концов завершается взрывом белого карлика.

Сейчас полагают, что основная часть сверхновых типа Ia происходит при слияниях белых карликов, чья суммарная масса превосходит предельную (если суммарная масса ниже, то просто образуется массивный быстровращающийся белый карлик, возможно, с сильным магнитным полем). В галактике вроде нашей они случаются раз в две-три сотни лет. Такие сверхновые являются важным поставщиком тяжелых элементов, поскольку обычно происходит полный разлет вещества звезды (в отличие от сверхновых с коллапсом ядра, где значительная масса остается в виде компактного объекта – нейтронной звезды или черной дыры). Кроме того, эти сверхновые важны для космологических наблюдений, они дают возможность определить расстояние до галактик, в которых находятся. Именно наблюдения сверхновых типа Ia позволили в 1998 г. открыть ускорение расширения Вселенной, которое мы связываем с действием темной энергии (см. раздел 11.6 «Ускоренное расширение Вселенной. Темная энергия. Будущее Вселенной»).

Сверхновые типа Ia – это взрыв белого карлика.

Если суммарная масса слившихся карликов заметно больше чандрасекаровской, то сверхновая получается особенно мощной, поскольку в реакциях принимает участие б?льшая масса. Такие вспышки тоже наблюдаются астрономами.

Иногда в результате коллапса белый карлик может превращаться в нейтронную звезду.

Хотя чаще всего белый карлик полностью взрывается, набрав большую массу, иногда может происходить коллапс с образованием нейтронной звезды; для этого карлик должен добраться до чандрасекаровского предела и не взорваться. Это возможно с изначально массивными объектами, состоящими из кислорода, неона и магния. Нейтронные звезды могут, по-видимому, возникать и при слияниях двух массивных белых карликов, и при постепенной аккреции на карлик в двойной системе.

Особую роль в астрофизике играют системы, состоящие из белого карлика и радиопульсара. В таких парах наблюдаются самые массивные из известных нейтронных звезд.