Білі карлики
Білі карлики - одна з захоплюючих тим в історії астрономії: вперше були відкриті небесні тіла, що мають властивості, дуже далекими від тих, з якими ми маємо справу в земних умовах. І, цілком ймовірно, дозвіл загадки білих карликів поклало початок дослідженням таємничої природи речовини, захованим десь у різних куточках Всесвіту.
У Всесвіті багато білих карликів. У свій час вони вважалися рідкістю, але уважне вивчення фотопластинок, отриманих в обсерваторії Маунт-Паломар (США), показало, що їх кількість перевищує 1500. Вдалося оцінити просторову щільність білих карликів: виявляється, у сфері з радіусом в 30 світлових років повинно перебувати близько 100 таких зірок. Історія відкриття білих карликів сягає початку 19в, коли Фрідріх Вільгельм Бессель, простежуючи рух найбільш яскравої зірки Сіріус, відкрив, що її шлях є не прямою лінією, а має хвилеподібний характер. Власний рух зорі відбувалося не по прямій лінії; здавалося, що вона ледь помітно зміщувалася з боку в бік. До 1844г., Приблизно через десять років після перших спостережень Сіріуса, Бессель прийшов до висновку, що поряд із Сиріусом знаходиться друга зірка, яка, будучи невидимою, надає на Сиріус гравітаційний вплив; воно виявляється по коливань в русі Сіріуса. Ще більш цікавим виявилося те обставина, що якщо темний компонент дійсно існує, то період обертання обох зірок щодо їх загального центру тяжіння дорівнює приблизно 50 років.
Перенесемося в 1862г. і з Німеччини в Кембридж, штат Массачусетс (США). Алвану Кларку, найбільшому будівнику телескопів у США, Університетам штату Міссісіпі було доручено сконструювати телескоп з об'єктивом діаметром 18,5 дюйма (46 см), який повинен був стати найбільшим телескопом в світі. Після того як Кларк обробив лінзи телескопа, треба було перевірити, чи забезпечено необхідна точність форми її поверхні. З цією метою лінзу встановили в рухомий трубі і направили на Сиріус - найяскравішу зірку, що є кращим об'єктом для перевірки лінз і виявлення їх дефектів. Зафіксувавши положення труби телескопа, Алван Кларк побачив слабкий «привид», який з'явився на східному краю поля зору телескопа в відблиску Сіріуса. Потім, у міру руху небосхилу, в поле зору потрапив і сам Сіріус. Його зображення було спотворено - здавалося, що «привид» являє собою дефект лінзи, який слід було б усунути, перш ніж здати лінзу в експлуатацію. Однак ця виникла в полі зору телескопа слабка зірочка виявилася компонентом Сіріуса, передбаченим Бесселя. На закінчення слід додати, що через що почалася першої світової війни телескоп Кларка так ніколи і не був відправлений у Міссісіпі - його встановили в Дірбоновской обсерваторії, поблизу Чикаго, а лінзу використовують до цього дня, але на іншій установці.
Таким чином, Сіріус став предметом загального інтересу і багатьох досліджень, бо фізичні характеристики подвійної системи заінтригували астрономів. З урахуванням особливостей руху Сіріуса, його відстань до Землі і амплітуди відхилень від прямолінійного руху астрономам вдалося визначити характеристики обох зірок системи, названих Сіріус А і Сіріус В. Сумарна маса обох зірок виявилася в 3,4 рази більше маси Сонця. Було знайдено, що відстань між зірками майже в 20 разів перевищує відстань між Сонцем і Землею, тобто приблизно дорівнює відстані між Сонцем і Ураном; отримана на підставі вимірювання параметрів орбіти маса Сиріуса А опинилася в 2,5 рази більша за масу Сонця, а маса Сіріуса У склала 95% маси Сонця. Після того як були визначені світності обох зірок, виявилося, що Сіріус А майже в 10 000 разів яскравіше, ніж Сіріус В. За абсолютною величиною Сіріуса А ми знаємо, що він приблизно в 35,5 рази світить сильніше Сонця. Звідси випливає, що світність Сонця в 300 разів перевищує світність Сіріуса В.
Світність будь-зірки залежить від температури поверхні зірки та її розмірів, тобто діаметру. Близькість другого компонента до більш яскравого Сиріусу А надзвичайно ускладнює визначення його спектру, що потрібно для встановлення температури зірки. У 1915р. з використанням всіх технічних засобів, які мала найбільша обсерваторія того часу Маунт-Вілсон (США), були отримані вдалі фотографії спектра Сіріуса. Це привело до несподіваного відкриття: тем-температуру супутника становила 8000 К, тоді як Сонце має температуру 5700 К. Таким чином, супутник насправді виявився гаряче Сонця, а це означало, що світність одиниці його поверхні також більше.
Справді, простий розрахунок показує, що кожен сантиметр цієї зірки випромінює в чотири рази більше енергії, ніж квадратний сантиметр поверхні Сонця. Звідси випливає, що поверхню супутника повинна бути в 300 4 разів менше, ніж поверхня Сонця, і Сіріус В повинен мати діаметр близько 40 000 км. Однак маса цієї зірки складає 95% від маси Сонця. Це означає, що величезна кількість речовини повинен бути упаковано в надзвичайно малому обсязі, інакше кажучи, зірка повинна бути щільною. В результаті нескладних арифметичних дій отримуємо, що щільність супутника майже в 100 000 разів перевищує щільність води. Кубічний сантиметр цієї речовини на Землі важив би 100 кг, а 0,5 л такої речовини - близько 50 т.
Така історія відкриття першого білого карлика. А тепер поставимо собі запитання: яким чином речовину можна стиснути так, щоб один кубічний сантиметр його важив 100 кг?
Коли в результаті високого тиску речовина стисло до великих густин, як у білих карликів, то вступає в дію інший тип тиску, так зване «вироджені тиск». Воно з'являється при сильному стисненні речовини в надрах зірки. Саме стиснення, а не високі температури є причиною виродженого тиску. Внаслідок сильного стиснення атоми виявляються настільки щільно упакованими, що електронні оболонки починають проникати один в інший.
Гравітаційне стиснення білого карлика відбувається протягом тривалого часу, і електронні оболонки продовжують проникати один в одного доти, поки відстань між ядрами не стане порядку радіусу найменшою електронної оболонки. Внутрішні електронні оболонки є непроникний бар'єр, що перешкоджає подальшому стисненню. При максимальному стисненні електрони вже не
пов'язані з окремими ядрами, а вільно рухаються щодо них. Процес відділення електронів від ядер відбувається в результаті іонізації тиском. Коли іонізація стає повною, хмара електронів рухається щодо грати з більш важких ядер, так що речовина білого карлика набуває певні фізичні властивості, характерні для металів. У такому речовині енергія переноситься до поверхні електронами, подібно до того як тепло поширюється по залізному пруту, що нагрівається з одного кінця.
Але електронний газ проявляє і незвичайні властивості. У міру стиснення електронів їх швидкість все більше зростає, тому що, як ми знаємо, згідно з фундаментального фізичній принципом, два електрони, що знаходяться в одному елементі фазового об'єму, не можуть мати однакові енергії. Отже, щоб не позичати один і той же елемент обсягу, вони повинні рухатися з величезними швидкостями. Найменший розмір допустимого об'єму залежить від діапазону швидкостей електронів. Проте в середньому, чим нижче швидкість електронів, тим більше той мінімальний обсяг, який вони можуть позичати. Іншими словами, найшвидші електрони займають найменший об'єм. Хоча окремі електрони носяться зі швидкостями, відповідними внутрішньої температурі порядку мільйонів градусів, температура повного ансамблю електронів в цілому залишається низькою.
Встановлено, що атоми газу звичайного білого карлика утворюють грати щільно упакованих важких ядер, крізь яку рухається вироджених електронний газ. Ближче до поверхні зірки виродження слабшає, і на поверхні атоми іонізовані не повністю, так що частина речовини знаходиться в звичайному газоподібному стані.
Знаючи фізичні характеристики білих карликів, ми можемо сконструювати їх наочну модель. Почнемо з того, що білі карлики мають атмосферу. Аналіз спектрів карликів приводить до висновку, що товщина їх атмосфери становить всього кілька сотень метрів. У цій атмосфері астрономи виявляють різні знайомі хімічні елементи. Відомі білі карлики двох типів - холодні і гарячі. В атмосферах більш гарячих білих карликів міститься деякий запас водню, хоча, ймовірно, він не перевищує 0,05%. Проте по лініях в спектрах цих зірок були виявлені водень, гелій, кальцій, залізо, вуглець і навіть окис титану. Атмосфери холодних білих карликів складаються майже цілком з гелію; на водень, можливо, припадає менше, ніж один атом з мільйона. Температури поверхні білих карликів змінюються від 5000 К у "холодних" зірок до 50 000 К у "гарячих". Під атмосферою білого карлика лежить область невироджених речовини, у якому міститься невелика кількість вільних електронів. Товщина цього шару 160 км, що складає приблизно 1% радіуса зірки. Шар цей може змінюватися з часом, але діаметр білого карлика залишається постійним і рівним приблизно 40 000 км. Як правило, білі карлики не зменшуються в розмірах після того, як досягли цього стану. Вони ведуть себе подібно до гарматного ядра, нагрітого до великої температури; ядро може змінювати температуру, випромінюючи енергію, але його розміри залишаються незмінними. Чим же визначається остаточний діаметр білого карлика? Виявляється його масою. Чим більше маса білого карлика, тим менше його радіус; мінімально можливий радіус складає 10 000 км. Теоретично, якщо маса білого карлика перевищує масу Сонця в 1,2 рази, його радіус може бути необмежено малим. Саме тиск виродженого електронного газу охороняє зірку від усілякого подальшого стиснення, і, хоча температура може змінюватися від мільйонів градусів у ядрі зірки до нуля на поверхні, діаметр її не змінюється. Згодом зірка стає темним тілом з тим же діаметром, який вона мала, вступивши в стадію білого карлика.
Під верхнім шаром зірки вироджених газ практично ізотермічен, тобто температура майже постійна аж до самого центру зірки; вона становить кілька мільйонів градусів - найбільш реальна цифра 6 млн. К.
Тепер, коли ми маємо деякі уявлення про будову білого карлика, виникає питання: чому він світиться? Очевидно
одне: термоядерні реакції виключаються. Всередині білого карлика відсутній водень, який підтримував би цей механізм генерації енергії.
Єдиний вид енергії, який має білий карлик,-це теплова енергія. Ядра атомів знаходяться в хаотичному русі, так як вони розсіюються виродженим електронним газом. З часом рух ядер сповільнюється, що еквівалентно процесу охолодження. Електронний газ, який не схожий не на один з відомих на Землі газів, відрізняється винятковою теплопровідністю, і електрони проводять теплову енергію до поверхні, де через атмосферу ця енергія випромінюється в космічний простір.
Астрономи порівнюють процес охолодження гарячого білого карлика з остиганням залізного прута, вийнятого з вогню. Спочатку білий карлик швидко охолоджується, але в міру падіння температури усередині нього охолодження сповільнюється. Згідно з оцінками, за перші сотні мільйонів років світність білого карлика падає на 1% від світності Сонця. Зрештою білий карлик має зникнути й стати чорним карликом, проте на це можуть знадобитися трильйони років, і, на думку багатьох вчених, видається вельми сумнівним, щоб вік Всесвіту був досить великий для появи в ній чорних карликів.
Інші астрономи вважають, що і в початковій фазі, коли білий карлик ще досить гарячий, швидкість охолодження невелика. А коли температура його поверхні падає до величини порядку температури Сонця, швидкість охолодження збільшується і згасання відбувається дуже швидко. Коли надра білого карлика досить охолонуть, вони затвердіють.
Так чи інакше, якщо прийняти, що вік Всесвіту перевищує 10 млрд. років, червоних карликів в ній повинно бути набагато більше, ніж білих. Знаючи це, астрономи роблять пошуки червоних карликів. Поки вони безуспішні. Маси білих карликів визначені недостатньо точно. Надійно їх можна встановити для компонентів подвійних систем, як у випадку Сіріуса. Але лише деякі білі карлики входять до складу подвійних зірок. У трьох найбільш добре вивчених випадках маси білих карликів, виміряні з точністю понад 10% виявилися менше маси Сонця і становили приблизно половину її. Теоретично гранична маса для повністю виродження не обертається зірки повинна бути в 1,2 рази більше маси Сонця. Однак якщо зірки обертаються, а цілком ймовірно, так воно і є, то цілком можливі маси, у кілька разів перевищують сонячну.
Сила тяжіння на поверхні білих карликів приблизно в 60-70 разів більше, ніж на Сонце. Якщо людина важить на Землі 75 кг, то на Сонці він важив би 2тонни, а на поверхні білого карлика його вага становила б 120-140 тонн. З урахуванням того, що радіуси білих карликів мало відрізняються і їх маси майже збігаються, можна зробити висновок, що сила тяжіння на поверхні будь-якого білого карлика приблизно одна й та ж. У Всесвіті багато білих карликів. У свій час вони вважалися рідкістю, але уважне вивчення фотопластинок, отриманих в обсерваторії Маунт-Паломар, показало, що їх кількість перевищує 1500. Астрономи вважають, що частота виникнення білих карликів постійна, принаймні протягом останніх 5 млрд. років. Можливо, білі карлики складають найбільш численний клас об'єктів на небі. Вдалося оцінити просторову щільність білих карликів: виявляється, у сфері з радіусом в 30 світлових років повинно перебувати близько 100 таких зірок. Виникає питання: чи всі зірки стають білими карликами в кінці свого еволюційного шляху? Якщо ні, то яка частина зірок переходить у стадію білого карлика?
Найважливіший крок у вирішенні проблеми був зроблений, коли астрономи завдали положення центральних зірок планетарних туманностей на діаграму температура - світність. Щоб розібратися у властивостях зірок, розташованих в центрі планетарних туманностей, розглянемо ці небесні тіла.
На фотографіях планетарна туманність виглядає як протяжна маса газів еліпсоїдної форми зі слабкою, але гарячої зіркою в центрі. Насправді ця маса являє собою складну турбулентності, концентричну оболонку, що розширюється зі швидкістю 15-50 км / с. Хоча ці утворення виглядають як кільця, насправді вони є оболонками та швидкість турбулентного руху газу в них досягає приблизно 120 км / с. Виявилося, що діаметри декількох планетарних туманностей, до яких вдалося виміряти відстань, становлять близько 1 світлового року, або близько 10 трильйонів кілометрів. Розширюючись із зазначеними вище швидкостями, газ в оболонках стає дуже розрядженим і не може порушуватися, а отже, його не можна побачити через 100 000 років.
Багато планетарні туманності, що спостерігаються нами сьогодні, народилися в останні 50 000 років, а типовий їх вік близький до 20 000 років. Центральні зірки таких туманностей - найбільш гарячі об'єкти серед відомих в природі. Температура їх поверхні змінюється від 50 000 до 1млн. К. Через надзвичайно високих температур більша частина випромінювання зірки припадає на далеку ультрафіолетову область електромагніт -
іншого спектру. Це ультрафіолетове випромінювання поглинається, перетворюється і перевипромінюють газом оболонки у видимій області спектра, що і дозволяє нам спостерігати оболонку. Це означає, що оболонки значно яскравіше, ніж центральні зірки, - які насправді є джерелом енергії, - тому що величезна кількість випромінювання зірки припадає на невидиму частину спектру.
З аналізу характеристик центральних зірок планетарних туманностей випливає, що типове значення їх маси укладено в інтервалі 0,6-1 маса Сонця. А для синтезу важких елементів в надрах зірки необхідні великі маси. Кількість водню в цих зірках незначно. Проте газові оболонки багаті воднем і гелієм.
Деякі астрономи вважають, що 50-95% всіх білих карликів виникли не з планетарних туманностей. Таким чином, хоча частина білих карликів цілком пов'язана з планетарними туманностями, принаймні половина або більше з них походять від нормальних зірок головної послідовності, не проходять через стадію планетарної туманності.
Повна картина освіти білих карликів туманна і невизначена. Відсутній так багато деталей, що в кращому випадку опис еволюційного процесу можна будувати лише шляхом логічних умовиводів. І тим не менш загальний висновок такий: багато зірок втрачають частину речовини на шляху до фіналу, подібного стадії білого карлика, і потім ховаються на небесних «кладовищах» у вигляді чорних, невидимих карликів.
Якщо маса зірки приблизно вдвічі перевищує масу Сонця, то такі зірки на останніх етапах своєї еволюції втрачають стійкість. Такі зірки можуть вибухнути як найновіші, а потім стиснутися до розмірів куль радіусом кілька кілометрів, тобто перетворитися на нейтронні зірки.
У Всесвіті багато білих карликів. У свій час вони вважалися рідкістю, але уважне вивчення фотопластинок, отриманих в обсерваторії Маунт-Паломар (США), показало, що їх кількість перевищує 1500. Вдалося оцінити просторову щільність білих карликів: виявляється, у сфері з радіусом в 30 світлових років повинно перебувати близько 100 таких зірок. Історія відкриття білих карликів сягає початку 19в, коли Фрідріх Вільгельм Бессель, простежуючи рух найбільш яскравої зірки Сіріус, відкрив, що її шлях є не прямою лінією, а має хвилеподібний характер. Власний рух зорі відбувалося не по прямій лінії; здавалося, що вона ледь помітно зміщувалася з боку в бік. До 1844г., Приблизно через десять років після перших спостережень Сіріуса, Бессель прийшов до висновку, що поряд із Сиріусом знаходиться друга зірка, яка, будучи невидимою, надає на Сиріус гравітаційний вплив; воно виявляється по коливань в русі Сіріуса. Ще більш цікавим виявилося те обставина, що якщо темний компонент дійсно існує, то період обертання обох зірок щодо їх загального центру тяжіння дорівнює приблизно 50 років.
Таким чином, Сіріус став предметом загального інтересу і багатьох досліджень, бо фізичні характеристики подвійної системи заінтригували астрономів. З урахуванням особливостей руху Сіріуса, його відстань до Землі і амплітуди відхилень від прямолінійного руху астрономам вдалося визначити характеристики обох зірок системи, названих Сіріус А і Сіріус В. Сумарна маса обох зірок виявилася в 3,4 рази більше маси Сонця. Було знайдено, що відстань між зірками майже в 20 разів перевищує відстань між Сонцем і Землею, тобто приблизно дорівнює відстані між Сонцем і Ураном; отримана на підставі вимірювання параметрів орбіти маса Сиріуса А опинилася в 2,5 рази більша за масу Сонця, а маса Сіріуса У склала 95% маси Сонця. Після того як були визначені світності обох зірок, виявилося, що Сіріус А майже в 10 000 разів яскравіше, ніж Сіріус В. За абсолютною величиною Сіріуса А ми знаємо, що він приблизно в 35,5 рази світить сильніше Сонця. Звідси випливає, що світність Сонця в 300 разів перевищує світність Сіріуса В.
Світність будь-зірки залежить від температури поверхні зірки та її розмірів, тобто діаметру. Близькість другого компонента до більш яскравого Сиріусу А надзвичайно ускладнює визначення його спектру, що потрібно для встановлення температури зірки. У 1915р. з використанням всіх технічних засобів, які мала найбільша обсерваторія того часу Маунт-Вілсон (США), були отримані вдалі фотографії спектра Сіріуса. Це привело до несподіваного відкриття: тем-температуру супутника становила 8000 К, тоді як Сонце має температуру 5700 К. Таким чином, супутник насправді виявився гаряче Сонця, а це означало, що світність одиниці його поверхні також більше.
Справді, простий розрахунок показує, що кожен сантиметр цієї зірки випромінює в чотири рази більше енергії, ніж квадратний сантиметр поверхні Сонця. Звідси випливає, що поверхню супутника повинна бути в 300 4 разів менше, ніж поверхня Сонця, і Сіріус В повинен мати діаметр близько 40 000 км. Однак маса цієї зірки складає 95% від маси Сонця. Це означає, що величезна кількість речовини повинен бути упаковано в надзвичайно малому обсязі, інакше кажучи, зірка повинна бути щільною. В результаті нескладних арифметичних дій отримуємо, що щільність супутника майже в 100 000 разів перевищує щільність води. Кубічний сантиметр цієї речовини на Землі важив би 100 кг, а 0,5 л такої речовини - близько 50 т.
Така історія відкриття першого білого карлика. А тепер поставимо собі запитання: яким чином речовину можна стиснути так, щоб один кубічний сантиметр його важив 100 кг?
Коли в результаті високого тиску речовина стисло до великих густин, як у білих карликів, то вступає в дію інший тип тиску, так зване «вироджені тиск». Воно з'являється при сильному стисненні речовини в надрах зірки. Саме стиснення, а не високі температури є причиною виродженого тиску. Внаслідок сильного стиснення атоми виявляються настільки щільно упакованими, що електронні оболонки починають проникати один в інший.
Гравітаційне стиснення білого карлика відбувається протягом тривалого часу, і електронні оболонки продовжують проникати один в одного доти, поки відстань між ядрами не стане порядку радіусу найменшою електронної оболонки. Внутрішні електронні оболонки є непроникний бар'єр, що перешкоджає подальшому стисненню. При максимальному стисненні електрони вже не
пов'язані з окремими ядрами, а вільно рухаються щодо них. Процес відділення електронів від ядер відбувається в результаті іонізації тиском. Коли іонізація стає повною, хмара електронів рухається щодо грати з більш важких ядер, так що речовина білого карлика набуває певні фізичні властивості, характерні для металів. У такому речовині енергія переноситься до поверхні електронами, подібно до того як тепло поширюється по залізному пруту, що нагрівається з одного кінця.
Але електронний газ проявляє і незвичайні властивості. У міру стиснення електронів їх швидкість все більше зростає, тому що, як ми знаємо, згідно з фундаментального фізичній принципом, два електрони, що знаходяться в одному елементі фазового об'єму, не можуть мати однакові енергії. Отже, щоб не позичати один і той же елемент обсягу, вони повинні рухатися з величезними швидкостями. Найменший розмір допустимого об'єму залежить від діапазону швидкостей електронів. Проте в середньому, чим нижче швидкість електронів, тим більше той мінімальний обсяг, який вони можуть позичати. Іншими словами, найшвидші електрони займають найменший об'єм. Хоча окремі електрони носяться зі швидкостями, відповідними внутрішньої температурі порядку мільйонів градусів, температура повного ансамблю електронів в цілому залишається низькою.
Встановлено, що атоми газу звичайного білого карлика утворюють грати щільно упакованих важких ядер, крізь яку рухається вироджених електронний газ. Ближче до поверхні зірки виродження слабшає, і на поверхні атоми іонізовані не повністю, так що частина речовини знаходиться в звичайному газоподібному стані.
Знаючи фізичні характеристики білих карликів, ми можемо сконструювати їх наочну модель. Почнемо з того, що білі карлики мають атмосферу. Аналіз спектрів карликів приводить до висновку, що товщина їх атмосфери становить всього кілька сотень метрів. У цій атмосфері астрономи виявляють різні знайомі хімічні елементи. Відомі білі карлики двох типів - холодні і гарячі. В атмосферах більш гарячих білих карликів міститься деякий запас водню, хоча, ймовірно, він не перевищує 0,05%. Проте по лініях в спектрах цих зірок були виявлені водень, гелій, кальцій, залізо, вуглець і навіть окис титану. Атмосфери холодних білих карликів складаються майже цілком з гелію; на водень, можливо, припадає менше, ніж один атом з мільйона. Температури поверхні білих карликів змінюються від 5000 К у "холодних" зірок до 50 000 К у "гарячих". Під атмосферою білого карлика лежить область невироджених речовини, у якому міститься невелика кількість вільних електронів. Товщина цього шару 160 км, що складає приблизно 1% радіуса зірки. Шар цей може змінюватися з часом, але діаметр білого карлика залишається постійним і рівним приблизно 40 000 км. Як правило, білі карлики не зменшуються в розмірах після того, як досягли цього стану. Вони ведуть себе подібно до гарматного ядра, нагрітого до великої температури; ядро може змінювати температуру, випромінюючи енергію, але його розміри залишаються незмінними. Чим же визначається остаточний діаметр білого карлика? Виявляється його масою. Чим більше маса білого карлика, тим менше його радіус; мінімально можливий радіус складає 10 000 км. Теоретично, якщо маса білого карлика перевищує масу Сонця в 1,2 рази, його радіус може бути необмежено малим. Саме тиск виродженого електронного газу охороняє зірку від усілякого подальшого стиснення, і, хоча температура може змінюватися від мільйонів градусів у ядрі зірки до нуля на поверхні, діаметр її не змінюється. Згодом зірка стає темним тілом з тим же діаметром, який вона мала, вступивши в стадію білого карлика.
Під верхнім шаром зірки вироджених газ практично ізотермічен, тобто температура майже постійна аж до самого центру зірки; вона становить кілька мільйонів градусів - найбільш реальна цифра 6 млн. К.
Тепер, коли ми маємо деякі уявлення про будову білого карлика, виникає питання: чому він світиться? Очевидно
одне: термоядерні реакції виключаються. Всередині білого карлика відсутній водень, який підтримував би цей механізм генерації енергії.
Єдиний вид енергії, який має білий карлик,-це теплова енергія. Ядра атомів знаходяться в хаотичному русі, так як вони розсіюються виродженим електронним газом. З часом рух ядер сповільнюється, що еквівалентно процесу охолодження. Електронний газ, який не схожий не на один з відомих на Землі газів, відрізняється винятковою теплопровідністю, і електрони проводять теплову енергію до поверхні, де через атмосферу ця енергія випромінюється в космічний простір.
Астрономи порівнюють процес охолодження гарячого білого карлика з остиганням залізного прута, вийнятого з вогню. Спочатку білий карлик швидко охолоджується, але в міру падіння температури усередині нього охолодження сповільнюється. Згідно з оцінками, за перші сотні мільйонів років світність білого карлика падає на 1% від світності Сонця. Зрештою білий карлик має зникнути й стати чорним карликом, проте на це можуть знадобитися трильйони років, і, на думку багатьох вчених, видається вельми сумнівним, щоб вік Всесвіту був досить великий для появи в ній чорних карликів.
Інші астрономи вважають, що і в початковій фазі, коли білий карлик ще досить гарячий, швидкість охолодження невелика. А коли температура його поверхні падає до величини порядку температури Сонця, швидкість охолодження збільшується і згасання відбувається дуже швидко. Коли надра білого карлика досить охолонуть, вони затвердіють.
Так чи інакше, якщо прийняти, що вік Всесвіту перевищує 10 млрд. років, червоних карликів в ній повинно бути набагато більше, ніж білих. Знаючи це, астрономи роблять пошуки червоних карликів. Поки вони безуспішні. Маси білих карликів визначені недостатньо точно. Надійно їх можна встановити для компонентів подвійних систем, як у випадку Сіріуса. Але лише деякі білі карлики входять до складу подвійних зірок. У трьох найбільш добре вивчених випадках маси білих карликів, виміряні з точністю понад 10% виявилися менше маси Сонця і становили приблизно половину її. Теоретично гранична маса для повністю виродження не обертається зірки повинна бути в 1,2 рази більше маси Сонця. Однак якщо зірки обертаються, а цілком ймовірно, так воно і є, то цілком можливі маси, у кілька разів перевищують сонячну.
Сила тяжіння на поверхні білих карликів приблизно в 60-70 разів більше, ніж на Сонце. Якщо людина важить на Землі 75 кг, то на Сонці він важив би 2тонни, а на поверхні білого карлика його вага становила б 120-140 тонн. З урахуванням того, що радіуси білих карликів мало відрізняються і їх маси майже збігаються, можна зробити висновок, що сила тяжіння на поверхні будь-якого білого карлика приблизно одна й та ж. У Всесвіті багато білих карликів. У свій час вони вважалися рідкістю, але уважне вивчення фотопластинок, отриманих в обсерваторії Маунт-Паломар, показало, що їх кількість перевищує 1500. Астрономи вважають, що частота виникнення білих карликів постійна, принаймні протягом останніх 5 млрд. років. Можливо, білі карлики складають найбільш численний клас об'єктів на небі. Вдалося оцінити просторову щільність білих карликів: виявляється, у сфері з радіусом в 30 світлових років повинно перебувати близько 100 таких зірок. Виникає питання: чи всі зірки стають білими карликами в кінці свого еволюційного шляху? Якщо ні, то яка частина зірок переходить у стадію білого карлика?
Найважливіший крок у вирішенні проблеми був зроблений, коли астрономи завдали положення центральних зірок планетарних туманностей на діаграму температура - світність. Щоб розібратися у властивостях зірок, розташованих в центрі планетарних туманностей, розглянемо ці небесні тіла.
На фотографіях планетарна туманність виглядає як протяжна маса газів еліпсоїдної форми зі слабкою, але гарячої зіркою в центрі. Насправді ця маса являє собою складну турбулентності, концентричну оболонку, що розширюється зі швидкістю 15-50 км / с. Хоча ці утворення виглядають як кільця, насправді вони є оболонками та швидкість турбулентного руху газу в них досягає приблизно 120 км / с. Виявилося, що діаметри декількох планетарних туманностей, до яких вдалося виміряти відстань, становлять близько 1 світлового року, або близько 10 трильйонів кілометрів. Розширюючись із зазначеними вище швидкостями, газ в оболонках стає дуже розрядженим і не може порушуватися, а отже, його не можна побачити через 100 000 років.
Багато планетарні туманності, що спостерігаються нами сьогодні, народилися в останні 50 000 років, а типовий їх вік близький до 20 000 років. Центральні зірки таких туманностей - найбільш гарячі об'єкти серед відомих в природі. Температура їх поверхні змінюється від 50 000 до 1млн. К. Через надзвичайно високих температур більша частина випромінювання зірки припадає на далеку ультрафіолетову область електромагніт -
іншого спектру. Це ультрафіолетове випромінювання поглинається, перетворюється і перевипромінюють газом оболонки у видимій області спектра, що і дозволяє нам спостерігати оболонку. Це означає, що оболонки значно яскравіше, ніж центральні зірки, - які насправді є джерелом енергії, - тому що величезна кількість випромінювання зірки припадає на невидиму частину спектру.
З аналізу характеристик центральних зірок планетарних туманностей випливає, що типове значення їх маси укладено в інтервалі 0,6-1 маса Сонця. А для синтезу важких елементів в надрах зірки необхідні великі маси. Кількість водню в цих зірках незначно. Проте газові оболонки багаті воднем і гелієм.
Деякі астрономи вважають, що 50-95% всіх білих карликів виникли не з планетарних туманностей. Таким чином, хоча частина білих карликів цілком пов'язана з планетарними туманностями, принаймні половина або більше з них походять від нормальних зірок головної послідовності, не проходять через стадію планетарної туманності.
Повна картина освіти білих карликів туманна і невизначена. Відсутній так багато деталей, що в кращому випадку опис еволюційного процесу можна будувати лише шляхом логічних умовиводів. І тим не менш загальний висновок такий: багато зірок втрачають частину речовини на шляху до фіналу, подібного стадії білого карлика, і потім ховаються на небесних «кладовищах» у вигляді чорних, невидимих карликів.
Якщо маса зірки приблизно вдвічі перевищує масу Сонця, то такі зірки на останніх етапах своєї еволюції втрачають стійкість. Такі зірки можуть вибухнути як найновіші, а потім стиснутися до розмірів куль радіусом кілька кілометрів, тобто перетворитися на нейтронні зірки.