Розніца паміж версіямі "Белы карлік"

869 байтаў дададзена ,  6 гадоў таму
др
вікіфікацыя, афармленне, стылявыя змены, арфаграфія
др (→‎Літаратура: афармленне)
др (вікіфікацыя, афармленне, стылявыя змены, арфаграфія)
'''Белыя карлікі''' - [[Зорка|зоркі]], якія праэвалюцыянаваліпраэвалюцыяніравалі з [[маса]]й, якая не перавышае [[мяжа Чандрасекара|мяжу Чандрасекара]] (максімальная маса, пры якой зорка можа існаваць як белы карлік), пазбаўленыя ўласных крыніц тэрмаядзернай энергіі.
 
Белыя карлікі прадстаўляюцьўяўляюць сабой кампактныя зоркі з масамі, параўнальнымі з масай Сонца, але з [[радыус]]амі ў ~100 <ref name="phiz_osn_str">{{кніга
|аўтар = Я. Б. Зельдович, С. И. Блинников, Н. И. Шакура.
|загаловак = Физические основы строения и эволюции звёзд
|спасылка = http://nature.web.ru/db/msg.html?mid=1159166&uri=index.html
|месца = М.
|выдавцтвавыдавецтва = МГУ
|год = 1981}}</ref> і, адпаведна , свяцільнасцямі ў ~10 000 разоў меншымі сонечнайза сонечную. Шчыльнасць белых карлікаў складае 10<sup>5</sup>-10—10<sup>9</sup> г/см³<ref name="phiz_osn_str" />, што амаль у мільён разоў вышэйбольш шчыльнасціза шчыльнасць звычайных зорак [[галоўная паслядоўнасць|галоўнай паслядоўнасці]]. Па колькасці белыя карлікі складаюць, па розных ацэнках, 3-103—10%{{крыніца?}} [[зорнае насельніцтва|зорнага насельніцтва]] [[Млечны Шлях|нашай Галактыкі]].
 
== Гісторыя адкрыцця ==
[[Файл:Sirius movement.svg|міні|165px|Мал. 1. Бачны рух Сірыуса па [[Нябесная сфера|нябеснай сферы]] (па [[Каміль Нікаля Фламарыён|Фламарыёну]]<ref>Sinuosités observées dans le mouvement propre de Sirius, Fig. 320, Flammarion C., Les étoiles et les curiosités du ciel, supplément de «l’Astronomie populaire», Marpon et Flammarion, 1882</ref>)]]
 
=== Адкрыццё белых карлікаў ===
 
У [[1844]] годзе дырэктар кёнігсбергскай абсерваторыі [[Фрыдрых Вільгельм Бесэль|Фрыдрых Бесэль]] выявіў, што [[Сірыус]], найбольш яркая зорка неба, перыядычна, хоць і вельмі слаба, адхіляецца ад прамалінейнай траекторыі руху па [[Нябесная сфера|нябеснай сферы]]<ref name="Sirius_Bessel">{{cite web
| author =
| date = 12/1844
| archiveurl = http://www.webcitation.org/618UGgfOs
| archivedate = 2011-08-23
}}</ref>. Бесэль прыйшоў да высновы, што ў Сірыуса павінен быць нябачны «цёмны» спадарожнік, прычым перыяд зваротуабароту абедзвюх зорак вакол агульнага цэнтра мас павінен быць каля 50 гадоў<ref name="Sirius_Bessel" />. Паведамленне было сустрэта скептычна, паколькібо цёмны спадарожнік заставаўся неназіранымнедаступным для назіранняў, а яго маса павінна была быць дастаткова вялікая — параўнальнайпараўнальная з масай Сірыуса.
 
У студзені 1862 Альван Грэхэм Кларк, [[юсціроўка|юсціруючы]] 18-цалевы [[рэфрактар]]​​, самы вялікі на той час тэлескоп ў свеце (Dearborn Telescope), пасля пастаўлены сямейнай фірмай КларказКларкаў ўу абсерваторыю [[Чыкагскі ўніверсітэт|Чыкагскага ўніверсітэта]], выявіў у непасрэднай блізкасці ад Сірыуса цьмяную зорачку. Гэта быў цёмны спадарожнік Сірыуса, [[Сірыус B]], прадказаны Бесэлем.<ref name="Sirius_Flammarion">{{cite journal
| author = Flammarion C.
| year = 1877
| volume = 15
| pages = 186—189
}}</ref>. Тэмпература паверхні Сірыуса B складае 25 000 K, што, з улікам яго анамальна нізкай свяцільнасці, паказваесведчыць напра вельмі малы радыус і, адпаведна, вельмі высокую шчыльнасць — 10<sup>6</sup>г/см³ (шчыльнасць Сірыуса ~0,25 г/см³, шчыльнасць Сонца ~1,4 г/см³). У 1917 Адрыян ван Маанен адкрыў<ref>{{cite web
| author = van Maanen A.
| title = Two Faint Stars with Large Proper Motion
=== Парадокс шчыльнасці ===
 
У пачатку [[XX стагоддзе|XX стагоддзя]] [[Эйнар Герцшпрунг|Герцшпрунгам]] і [[Генры Норыс Расэл|Расэлам]] была адкрыта заканамернасць у дачыненні да [[спектральны клас|спектральнага класа]] (гэта значыць тэмпературы) і свяцільнасці зорак — [[дыяграма Герцшпрунга-Расэла]] (Г-Р дыяграма). Здавалася, што ўся разнастайнасць зорак ўкладаеццаукладваецца ў дзве вобласці Г-Р дыяграмы - [[галоўная паслядоўнасць|галоўную паслядоўнасць]] і вобласць [[Чырвоны гігант|чырвоных гігантаў]]. У ходзе работ па назапашванніназапашванню статыстыкі размеркавання зорак па спектральнымспектральнаму класу і свяцільнасці Расэл звярнуўся ў [[1910]] годзе да прафесара [[Эдуард Чарльз Пікерынг|Эдуарда Пікерынга]]. Далейшыя падзеі Расэл апісвае так<ref name="ivanov">{{cite web
| author = В. В. Иванов.
| date = 17.09.2002
}}</ref>:
 
<blockquote>
<blockquote>« Я быў у свайго сябра... прафесара Э. ПикерынгаПікерынга з дзелавым візітам. З характэрнай для яго дабрынёй ён прапанаваў атрымаць спектры усіхўсіх зорак, якія Хінкс і я назіралі... з мэтай вызначэння іх [[паралакс]]а. Гэтая частка працы, якая здавалася руціннай, апынуласяаказалася 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 павярхоўнуюпаверхневую тэмпературу). Як мне памятаеццапомніцца, абмяркоўваючы гэтае пытанне, я спытаў у Пікерынга аб некаторых іншых слабых зорках..., успомніўшыупамянуўшы, у прыватнасці, [[40 Эрыдана B]]. ВезучыПаводзячы сябе характэрным для яго чынам, ён тут жа адправіў запыт у офіс (Гарвардскай) абсерваторыі, і неўзабаве быў атрыманы адказ (я думаю, ад місіс [[Вільяміна Флемінг|Флемінг]]), што спектр гэтай зоркі — A (гэта значыць высокая павярхоўнаяпаверхневая тэмпература). Нават у тыя палеазойскія часы я ведаў пра гэтыя рэчы дастаткова, каб адразу ж ўсвядоміцьзразумець, што тут маеццабыла крайняя неадпаведнасць паміж тым, што мы тады назвалі б "магчымымі" значэннямі павярхоўнайпаверхневай яркасці і шчыльнасці. Я, мабыць, не схаваў, што не проста здзіўлены, а літаральна забітыўражаны гэтым выключэннем з таго, што здавалася цалкам нармальным правілам для характарыстык зорак. Пікерынг жа усміхнуўсяўсміхнуўся мне і сказаў: "МенавітаІменна такія выключэнні і вядуць да пашырэння нашых ведаў" — і белыя карлікі ўвайшлі ў свет доследнагадоследуемага.»</blockquote>
</blockquote>
 
Здзіўленне Расэла цалкам зразумелазразумелае: 40 Эрыдана B адносіцца да адносна блізкіх зорак, і па назіранамуназіраемаму паралаксу[[паралакс]]у можна дастаткова дакладна вызначыць адлегласць да яе і, адпаведна, свяцільнасць. Свяцільнасць 40 Эрыдана B апынуласяаказалася 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 ўу рамках [[класічная фізіка|класічнай фізікі]] і астраноміі і знайшла тлумачэнне толькі ў рамках [[Квантавая механіка|квантавай механікі]] пасля з'яўлення [[статыстыка Фермі — Дзірака|статыстыкі Фермі — Дзірака]]. У 1926 [[Ральф Фаулер|Фаулер]] ўу артыкуле «Шчыльная матэрыя» ({{lang|en|«On dense matter», Monthly Notices R.&nbsp;Astron. Soc. 87, 114—122}})<ref name="On_dense_matter_Fowler">{{cite web
| author = Fowler R. H.
| date = 12/1926
| archiveurl = http://www.webcitation.org/618UIVjSI
| archivedate = 2011-08-23
}}</ref> паказаў , што, у адрозненніадрозненне ад зорак галоўнай паслядоўнасці, для якіх ураўненне стану грунтуецца на мадэлі [[Ідэальны газ|ідэальнага газу]] (стандартная мадэль Эдзінгтана), для белых карлікаў шчыльнасць і ціск рэчыва вызначаюцца ўласцівасцямі [[Выраджаны газ|выраджанага]] электроннага газу ([[фермі-газ]]у)<ref name="On_dense_matter_Fowler" />.
 
Наступным этапам у тлумачэнні прыроды белых карлікаў сталі працы [[Якаў ІллічІльіч Фрэнкель|Якава Фрэнкеля]] і [[Субрахманьян Чандрасекар|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» ({{lang|en|«The maximum mass of ideal white dwarfs», Astroph.&nbsp;J. 74, 81—82}})<ref name="Maximum_Mass_Chandrasekhar">{{cite web
| author = Chandrasekhar S.
| date = 07/1931
| archiveurl = http://www.webcitation.org/618UIwdHD
| archivedate = 2011-08-23
}}</ref> паказаў, што існуе верхняверхняя мяжа мас белых карлікаў, гэтаа значыць гэтыяіменна, зоркі з масай, вышэйбольшай вызначанайза мяжыпэўны рубеж, няўстойлівыя ([[мяжа Чандрасекара]]) і павінны [[Гравітацыйны калапс|калапсаваць]]<ref name="Maximum_Mass_Chandrasekhar" />.
 
== Паходжанне белых карлікаў ==
 
Рашэнне Фаулера патлумачыларастлумачыла ўнутраную будову белых карлікаў, але не праясніла механізм іх паходжання. У тлумачэнні генезісуўзнікнення белых карлікаў ключавую ролю адыгралі дзве ідэі: думка астранома [[Эрнст Юліус Эпік|Эрнста Эпіка]]{{крыніца?}}, што [[Чырвоны гігант|чырвоныя гіганты]] ўтвораццаўтвараюцца з зорак [[галоўная паслядоўнасць|галоўнай паслядоўнасці]] ў выніку выгарання ядзернага паліва, і здагадка астранома [[Васіль Рыгоравіч Фясенкаў|Васіля ФесенковаФясенкава]]{{крыніца?}}, зробленая неўзабаве пасля [[Другая сусветная вайна|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.
 
=== ПатройнаяТрайная геліевая рэакцыя і ізатэрмічныя ядраядры чырвоных гігантаў ===
 
[[Файл:Solar-type Red Giant structure RU.JPG|міні|320px|Мал. 2. Будова зоркі галоўнай паслядоўнасці сонечнага тыпу і чырвонага гіганта з ізатэрмічным [[гелій|геліевым]] ядром і слаёўслаявой зонай [[нуклеасінтэз]]ау (маштаб не выкананызахаваны).]]
 
У працэсе эвалюцыі зорак галоўнай паслядоўнасці адбываецца «выгаранне» [[вадарод]]у — нуклеасінтэз з утварэннем геліягелію. Такое выгаранне прыводзіць да спынення энергавыдзялення ў цэнтральных частках зоркі, сціскусціскання і, адпаведна, да павышэння тэмпературы і шчыльнасці ў яе ядры. Рост тэмпературы і шчыльнасці ў зорным ядры вядзе да ўмоў, упры якіх актывуецца новая крыніца тэрмаядзернай энергіі: выгаранне геліягелію (патройнаятрайная геліевая рэакцыя або патройнытрайны альфа-працэс), характэрны для чырвоных гігантаў і [[звышгігант]]аў.
 
Пры тэмпературах парадку 10<sup>8</sup> К [[кінетычная энергія]] ядраў геліягелію становіцца досыць высокай для пераадолення [[кулонаўскі бар'ер|кулонаўскага бар'ера]]: два ядра геліягелію (<sup>4</sup>He, [[альфа-часціца|альфа-часціцы]]) могуць злівацца з утварэннем нестабільнага ізатопа [[Берылій|берылію]] <sup>8</sup>Be:
 
<math>{}^{4}_{2}\textrm{He} + {}^{4}_{2}\textrm{He} \rightarrow {}^{8}_{4}\textrm{Be}</math>
<math>{}^{8}_{4}\textrm{Be} + {}^{4}_{2}\textrm{He} \rightarrow {}^{12}_{6}\textrm{C}</math> + '''7,3 МэВ'''.
 
Нягледзячы на вельмі нізкую раўнаважкуюраўнаважную канцэнтрацыю <sup>8</sup>Be (напрыклад, пры тэмпературы ~10<sup>8</sup> К адносіны канцэнтрацый [<sup>8</sup>Be]/[<sup>4</sup>He] ~10<sup>−10</sup>), хуткасць такой патройнайтрайной геліевай рэакцыі аказваецца дастатковай для дасягнення новай гідрастатычнай раўнавагі ў гарачым ядры зоркі. Залежнасць энергавыдзялення ад тэмпературы ў патройнайтрайной геліевай рэакцыі надзвычайна высокая, так, для дыяпазону тэмператур T ~1-2·1—2{{e|8}} К энергавыдзяленне <math>\varepsilon _varepsilon_{3\alpha }</math>{{крыніца?}}:
 
<math>\varepsilon _varepsilon_{3\alpha } = 10^8 \rho ^2 Y^3 *\cdot \left( {\frac{T \over }{10^8 }}} \right)^{30},</math>
 
дзе <{{math>|''Y</math>''}} — парцыяльная канцэнтрацыя геліягелію ў ядры (у разгляданымдадзеным выпадку, калі вадарод амаль «выгараннявы́гараў» вадароду, блізкая да адзінкі).
 
Варта, аднак, адзначыць, што патройнаятрайная геліевая рэакцыя характарызуецца значна меншым энергавыдзяленнем, чым [[CNO-цыкл]]: у пераліку на адзінку масы энергавыдзяленне пры «гарэнні» геліягелію больш чым у 10 разоў ніжэйніжэйшае, чым пры «гарэнні» вадароду. Па меры выгарання геліягелію і вычарпаннявычэрпвання крыніцы энергіі ў ядры магчымыя і больш складаныя рэакцыі нуклеасінтэзануклеасінтэзу, аднак, па-першае, для такіх рэакцый патрабуюцца ўсё больш высокіявышэйшыя тэмпературы, і, па-другое, энергавыдзяленне на адзінку масы ў такіх рэакцыях падае па меры росту [[масавы лік|масавых лікаў]] ядраў, якія ўступіліўступаюць ўу рэакцыю.
 
Дадатковым фактарам, які ўплывае на эвалюцыю ядраў чырвоных гігантаў, з'яўляецца спалучэнне высокай тэмпературнай адчувальнасці патройнайтрайной геліевай рэакцыі і рэакцый сінтэзу больш цяжкіхцяжэйшых ядраў з механізмам [[нейтрыннае ахалоджванне|нейтрыннага ахаладжэнняахалоджвання]]: пры высокіх тэмпературах і цісках магчыма рассейванне [[фатон]]аў на [[электрон]]ах з утварэннем пар [[нейтрына]]-[[антынейтрына|антынейтрынных]] пар, якія свабодна выносяць энергію з ядра: зорка для іх празрыстая. Хуткасць такога аб'ёмнага нейтрыннага ахладжэнняахалоджвання, у адрозненніадрозненне ад класічнага павярхоўнагапаверхневага фатоннага астуджэння, не лімітаванаяабмежавана працэсамі перадачы энергіі з нетраў зоркі да яе [[фотасфера|фотасферы]]. У выніку рэакцыі нуклеасінтэзу ў ядры зоркі дасягаецца новая раўнавага, якая характарызуецца аднолькавай тэмпературай ядра: утворыццаутвараецца ''ізатэрмічнае ядро'' (мал. 2).
 
[[Файл:WhiteDwarf.in.NGC6397.jpg|міні|Мал. 3. Папуляцыя белых карлікаў ўу [[шаравое зорнае скопішча| шаравым зорным навалескопішчы]] [[NGC 6397]]. Сінія квадраты — геліевыя белыя карлікі, фіялетавыя кола — «нармальныя» белыя карлікі з высокім змяшчэннемутрыманнем [[вуглярод]]у.]]
 
У выпадку чырвоных гігантаў з адносна невялікай масай (парадку сонечнай) ізатэрмічныя ядраядры складаюцца, у асноўным, з [[Гелій|геліягелію]], у выпадку больш масіўных зорак — з вугляроду і больш цяжкіхцяжэйшых элементаў. Аднак у любым выпадку шчыльнасць такога ізатэрмічнага ядра настолькі высокая, што адлегласці паміж электронамі [[Плазма|плазмы]] становяцца сувымернымі з іх даўжынёй хвалі Дэ Бройля <math>\lambda = h/mv</math>, гэта значыць выконваюцца ўмовы выраджэння электроннага газу. Разлікі паказваюць, што шчыльнасць ізатэрмічных ядраў адпавядае шчыльнасці белых карлікаў, г. зн. ядрамі''белыя чырвоных гігантаўкарлікі з'яўляюцца белыяядрамі карлікічырвоных гігантаў''.
 
На фатаграфіі шаравога зорнага скопішча NGC 6397 (мал. 3) ідэнтыфікуюццаможна 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 скідскідванне імі абалонкі ===
 
[[Файл:Proto-Planetary.Nebula.HD44179.large.jpg|міні|Мал. 4. [[Планетарная туманнасць|Протапланетарная туманнасць]] [[Туманнасць Чырвоны Прамавугольнік|HD 44179]]: асіметрычны выкід газапылавой матэрыі чырвоным гігантам.]]
[[Файл:Planetary.Nebula.NGC3132.jpg|міні|Мал. 5. [[Планетарная туманнасць]] [[NGC 3132]]: у цэнтры падвойная зорка — аналаг Сірыуса.]]
 
[[Ядзерная рэакцыя|Ядзерныя рэакцыі]] ў чырвоных гігантах адбываюцца не толькі ў ядры: па меры выгарання вадароду ў ядры, нуклеасінтэз геліягелію распаўсюджваецца на яшчэ багатыя вадародам вобласці зоркі, утвараючы сферычны слой на мяжы бедных і багатых вадародам абласцей. АналагічнаяПадобная ж сітуацыя ўзнікае і з патройнайтрайною геліевай рэакцыяй: па меры выгарання геліягелію 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 геліягелію падымаецца да паверхні зоркі: доля масы ўнутры гэтай зоны складае ~70 % масы зоркі. «Раздзіманне» суправаджаецца досыць інтэнсіўным вытокам рэчывырэчыва з паверхні зоркі, назіраюцца такія аб'екты як [[Планетарная туманнасць|протапланетарныя туманнасці]] (гл. мал. 4).
 
Такія зоркі відавочна з'яўляюцца нестабільнымі, і ў 1956 годзе астраном і астрафізік [[Іосіф Самуілавіч Шклоўскі|Іосіф Шклоўскі]] прапанаваў механізм утварэння планетарных туманнасцей праз скідскідванне абалонак чырвоных гігантаў, пры гэтым агаленне ізатэрмічных выраджаных ядраў такіх зорак прыводзіць да нараджэння белых карлікаў<ref>
{{артыкул
| аўтар = [[Іосіф Самуілавіч Шклоўскі|Шкловский И. С.]]
| нумар = 3
| год = 1956
| старонкі = 315—329}}</ref>. Дакладныя механізмы страты масы і далейшага скідускідвання абалонкі для такіх зорак пакуль няясныя, але можна падумацьдапусціць пранаступныя фактары, здольныя ўнесці свой ​​уклад у страту абалонкі:
 
* З-за вельмі высокай свяцільнасці істотным становіцца [[Ціск электрамагнітнага выпраменьвання|светлавы ціск]] патоку выпраменьвання зоркі на яе вонкавыя пласты, што, па разліковых дадзеных, можа прывесці да страты абалонкі за некалькі тысяч гадоў.
* З прычыны іянізацыііанізацыі вадароду ў абласцях, якія ляжаць ніжэйпад [[фотасфера|фотасферы]]й, можа развіцца моцная канвектыўная няўстойлівасць. АналагічнуюПадобную 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 следствамвынікам такіх ваганняў.
* У чырвоных гігантаў з «дзвюхслойнайдвухслаёвай» тэрмаядзернай крыніцай, якія перайшлі на позняй стадыі сваёй эвалюцыі на асімптатычную галіну гігантаў, назіраюцца тэрмічныя пульсацыі, якія суправаджаюцца «пераключэннем» вадароднай і геліевай тэрмаядзерных крыніц і інтэнсіўнай стратай масы.
 
Так ці інакшіначай, але досыць працяглы перыяд адносна спакойнага вытоку рэчыва з паверхні чырвоных гігантаў заканчваецца скідам ягоскідваннем абалонкі і агаленнем яго ядра. Такая скінутая абалонка назіраецца як [[планетарная туманнасць]] (гл. мал. 5). Хуткасці пашырэння протапланетарных туманнасцей складаюць дзясяткі км/с, значыць,і блізкія да значэння парабалічных хуткасцей на паверхні чырвоных гігантаў, што служыць дадатковым пацвярджэннем іх утварэннемутварэння шляхам скідамскідвання «лішку масы» чырвоных гігантаў.
 
Зараз прапанаваны Шклоўскім сцэнарый канца эвалюцыі чырвоных гігантаў з'яўляецца агульнапрынятым{{крыніца?}} і падмацаваны шматлікімі наглядальнымі дадзенымі назіранняў{{крыніца?}}.
 
== Фізіка і ўласцівасці белых карлікаў ==
 
Як ужо згадвалася, масыбелыя белыхкарлікі карлікаўмаюць складаюцьмасы парадку сонечнай, але іх памеры складаюць толькі сотую (і нават меншменшую) часткачастку сонечнага радыусурадыуса, гэта значыць шчыльнасць рэчыва ў белых карлікаў надзвычай высокая і складае <math> \rho \sim 10^5 - 10^9</math> г/см³. Пры такіх шчыльнасцях электронныя абалонкі атамаў руйнуюццаразбураюцца, і рэчыва прадстаўляепераходзіць сабойу стан электронна-ядзернуюядзернай плазмуплазмы, прычым яе электронны складнік прадстаўляеуяўляе сабой выраджаны электронны газ. Ціск <{{math>\! |''P </math>''}} такога газу падпарадкоўваецца наступнай залежнасці{{крыніца?}}:
 
<math>\! P = K \rho ^{5/3},</math>
 
дзе <math>\rho </math> — яго шчыльнасць, гэта значыць, у адрозненне ад [[ураўненне Клапейрона|ураўненніураўнення Клапейрона]] (ураўненніураўнення стану ідэальнага газу), ''для выраджанага электроннага газу тэмпература ўва ураўненнеўраўненне стану не ўваходзіць'' — яго ціск ад тэмпературы не залежыць, і, такімяк чынамвынік, будова белых карлікаў не залежыць ад тэмпературы. Такім чынам, для белых карлікаў, у адрозненне ад зорак галоўнай паслядоўнасці і гігантаў, не існуе залежнасцьзалежнасці маса-свяцільнасць.
 
=== Залежнасць маса — радыус і мяжа Чандрасекара ===
[[Файл:WhiteDwarf.Mass-Luminosity.Diagram.PNG|міні|Мал. 6. Залежнасць маса — радыус для белых карлікаў. Вертыкальная асімптота адпавядае мяжы Чандрасекара]]
 
Прыведзенае вышэй ураўненне стану сапраўдысправядлівае для халоднага электроннага газу, але тэмпература нават у некалькі мільёнаў градусаў малая ў параўнанні з характэрнай Ферміфермі-энергіяй электронаў (<math> \! kT <<\ll E_F </math>). Разам з тым, пры росце шчыльнасці рэчыва з-за [[Прынцып Паўлі|забароны Паўлі]] (два электроны не могуць мець адзін квантавы стан, гэта значыць аднолькавую энергію і [[спін]]), энергія і хуткасць электронаў ўзрастаюцьузрастаюць настолькі, што пачынаюць дзейнічаць эфекты [[тэорыя адноснасці|тэорыі адноснасці]] — выраджаны электронны газ становіцца рэлятывісцкім. Залежнасць ціску <{{math>\! |''P</math>''}} рэлятывісцкага выраджанага электроннага газу ад шчыльнасці ўжо іншая{{крыніца?}}:
 
<math> \! P = K \rho ^{4/3}.</math>
 
Для такога ўраўнення стану складаеццаскладваецца цікавая сітуацыя. Сярэдняя шчыльнасць белага карліка
 
<math> \! \rho \sim M/R^3,</math>,
 
дзе <{{math>\! |''M</math>''}} — маса, а <{{math>\! |''R</math>''}} — радыус белага карліка .
 
тадыТады ціск
 
<math>\! P \sim M^{4/3} /R^4</math>
 
і сіла ціску, процідзейная гравітацыі і роўная перападу ціску па глыбіні:
 
<math>\frac{P \over }{R} \sim {\frac{M^{4/3} } \over {R^5 }}.</math>
 
Гравітацыйныя сілы, процідзейныя ціску:
 
<math>{\frac{\rho GM} \over {R^2 }} \sim {\frac{M^2 } \over {R^5 }},</math>,
 
гэта значыць, хоць перапад ціску і гравітацыйныя сілы аднолькава залежаць ад радыуса, але па-рознаму залежаць ад масы — какяк <math>\! \sim M^{4/3}</math> і <math>\! \sim M^2</math> адпаведна. СледствамВынікам такіх суадносін залежнасцей з'яўляецца існаванне некаторага значэння масы зоркі, пры якой яны ўраўнаважваюцца, і, паколькіраз гравітацыйныя сілы залежаць ад масы мацней, чым перапад ціску, пры павелічэнні масы белага карліка яго радыус памяншаецца (гл. мал. 6). Іншым вынікам з'яўляецца тое, што калі маса перавышае нейкаянейкую мяжу, то зорка [[Гравітацыйны калапс|зкалапсуескалапсуе]].
 
Такім чынам, для белых карлікаў існуе верхняяверхні мяжарубеж масы ([[мяжа Чандрасекара]]). Цікава, што для назіраныхназіраемых белых карлікаў існуе і аналагічная ніжняя мяжа: паколькі хуткасць эвалюцыі зорак прапарцыйная іх масе, то мы можам назіраць як маламасіўныя белыя карлікі толькі рэшткі тых зорак, якія паспелі праэволюцыянавацьпраэволюцыяніраваць за час ад пачатковага перыяду зоркаўтварэння [[Сусвет]]у да нашых дзён.
 
=== Асаблівасці спектраў і спектральная класіфікацыя ===
[[Файл:White.Dwarfs.Spectra.ESO.9953b.jpg|міні|300px|Мал. 7. Спектры белых карлікаў у шаравым скопішчы [[NGC 6397]]. «Стандартны» спектр белага карліка спектральнага класа DA для параўнання паказаны зверху (чырвоны).]]
 
[[Спектр]]ы белых карлікаў моцна адрозніваюцца ад спектраў зорак галоўнай паслядоўнасці і гігантаў. Галоўная іх асаблівасць — невялікі лік моцна пашыраных ліній паглынання, а некаторыя белыя карлікі ([[спектральны клас]] DC) наогул не ўтрымліваюць прыкметных ліній паглынання{{крыніца?}}. Малая колькасць ліній паглынання ў спектрах зорак гэтага класа тлумачыцца вельмі моцным пашырэннем ліній: толькі самыя моцныя лініі паглынання, пашыраючыся, маюць дастатковую глыбіню, каб застацца прыкметнымі, а слабыя, з-за малой глыбіні, практычна зліваюцца з бесперапыннымнепарыўным спектрам.
 
Асаблівасці спектраў белых карлікаў тлумачацца некалькімі фактарамі. Па-першае, з-за высокай шчыльнасці белых карлікаў [[паскарэнне вольнагасвабоднага падзення]] на іх паверхні складае ~10<sup>8</sup> см/с² ( ці ~1000 км/с²), што, у сваю чаргу, прыводзіць да малыхмалой працягаўпрацягласці іх фотасферы, велізарных шчыльнасцей і ціскаў у іх і пашырэннемпашырэння ліній паглынання. Іншым следствамвынікам моцнага [[гравітацыйнае поле|гравітацыйнага поля]] на паверхні з'яўляецца [[гравітацыйнае чырвонае зрушэнне]] ліній у іх спектрах, эквівалентнае хуткасцям ў некалькі дзесяткаў км/с. Па-другое, у некаторых белых карлікаў, якія валодаюцьз моцнымі магнітнымі палямі, назіраюцца моцная палярызацыя выпраменьвання і расшчапленне спектральных ліній з прычыны-за [[Эфект Зеемана|эфекту Зеемана]].
 
Белыя карлікі вылучаюцца ў асобны спектральны клас D ​​(ад {{lang-en|Dwarf}} — карлік), у цяперашні час выкарыстоўваецца класіфікацыя, якая адлюстроўвае асаблівасці спектраў белых карлікаў, прапанаванаяі была прапанавана ў 1983 Эдвардам Сіонам; ў гэтай класіфікацыі спектральны клас запісваецца ў наступным фармаце<ref>[http://adsabs.harvard.edu/abs/1983ApJ...269..253S A proposed new white dwarf spectral classification system], E. M. Sion, J. L. Greenstein, J. D. Landstreet, J. Liebert, H. L. Shipman, and G. A. Wegner, ''The Astrophysical Journal'' '''269''', #1 (June 1, 1983), pp. 253—257.</ref>:
 
: ''D [падклас][асаблівасці спектруспектра][тэмпературны індэкс]'',
 
пры гэтым вызначаны наступныя падкласы :
 
* DA — у спектры прысутнічаюць лініі [[Серыя Бальмера|бальмераўской серыі]] вадароду, лініі геліягелію не назіраюцца
* DB — у спектры прысутнічаюць лініі геліягелію He I, лініі вадароду або металаў адсутнічаюць
* DC — бесперапыннынепарыўны спектр без ліній паглынання
* DO — у спектры прысутнічаюць моцныя лініі геліягелію He II, таксама могуць прысутнічаць лініі He I і H
* DZ — толькі лініі металаў, лініі H або He адсутнічаюць
* DQ — лініі вугляроду, у тым ліку малекулярнаймалекулярнага C<sub>2</sub>
 
і спектральныя асаблівасці:
[[Файл:Dead Star Acts Like Magnifying Glass.jpg|300px|міні|Мал. 9. Сістэма [[KOI-256]], якая складаецца з [[Чырвоны карлік|чырвонага]] і белага карлікаў. Ілюстрацыя [[НАСА|NASA]].]]
 
Белыя карлікі пачынаюць сваю эвалюцыю як аголеныя выраджаныя ядраядры чырвоных гігантаў, якія скінуліскінуўшых сваю абалонку — гэта значыць у якасці цэнтральных зорак маладых планетарных туманнасцей. Тэмпературы фотасферы ядраў маладых планетарных туманнасцей надзвычай высокія — так, напрыклад, тэмпература цэнтральнай зоркі туманнасці NGC 7293 складае ад 90000 [[Кельвін, адзінка вымярэння|К]] (адзнакаацэнка па лініях паглынання) да 130000 К (адзнакаацэнка па рэнтгенаўскімрэнтгенаўскаму спектру)<ref>{{Cite journal| volume = 422| pages = 205-207| last = Leahy| first = D. A.| coauthors = C. Y. Zhang, Sun Kwok| title = Two-temperature X-ray emission from the planetary nebula NGC 7293| journal = The Astrophysical Journal| accessdate = 2010-07-05| date = 1994| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1994ApJ...422..205L}}</ref>. Пры такіх тэмпературах вялікая частка спектруспектра прыпадае на жорсткае [[Ультрафіялетавае выпраменьванне|ўльтрафіялетаваеультрафіялетавае]] і мяккае [[рэнтгенаўскае выпраменьванне]].
 
Разам з тым, назіраемыя белыя карлікі па сваіх спектрах пераважна дзеляцца на дзве вялікія групы{{крыніца?}}:
Разам з тым, назіраныя белыя карлікі па сваіх спектрах пераважна дзеляцца на дзве вялікія групы — «вадародныя» спектральнага класа DA, у спектрах якіх адсутнічаюць лініі гелія, якія складаюць ~80% папуляцыі белых карлікаў, і «геліевыя» спектральнага класа DB без ліній вадароду ў спектрах, якія складаюць большую частку пакінутых 20% папуляцыі. Прычына такога адрознення складу атмасфер белых карлікаў доўгі час заставалася нявызначанай. У 1984 Іка Ібен разгледзеў сцэнарыі «выхаду» белых карлікаў з пульсуючых чырвоных гігантаў, якія знаходзяцца на асімптатычнай галіне гігантаў, на розных фазах пульсацыі<ref>
* «вадародныя» спектральнага класа DA, у спектрах якіх адсутнічаюць лініі гелію, складаюць ~80% папуляцыі белых карлікаў,
* і «геліевыя» спектральнага класа DB без ліній вадароду ў спектрах, складаюць большую частку астатніх 20% папуляцыі.
Прычына такога адрознення саставу атмасфер белых карлікаў доўгі час заставалася няяснаю. У 1984 Іка Ібен разгледзеў сцэнарыі «выхаду» белых карлікаў з пульсуючых чырвоных гігантаў, якія знаходзяцца на [[асімптатычная галіна гігантаў|асімптатычнай галіне гігантаў]], на розных фазах пульсацыі<ref>
{{Cite journal
| issn = 0004-637X
| date = 1984
}}
</ref>. На позняй стадыі эвалюцыі ў чырвоных гігантаў з масамі да дзесяці сонечных ўу выніку «выгарання» геліевага ядра утворыццаўтвараецца выраджанае ядро, якое складаецца пераважна з вугляроду і больш цяжкіхцяжэйшых элементаў, акружанае незвыроднайневыраджанай геліевай слаёвайслаявой крыніцай, у якімякой ідзе патройнаятрайная геліевая рэакцыя. У сваю чаргу, над імёю размяшчаецца слаёваяслаявая вадародная крыніца, у якімякой ідуць тэрмаядзерныя рэакцыі [[CNO-цыкл]]уа ператварэння вадароду ў гелій, акружаныакружаная вадароднайвадароднаю абалонкай; такім чынам, знешняя вадародная слаёвая крыніца з'яўляецца «вытворцам» геліягелію для геліевай слаёвай крыніцы. Гарэнне геліягелію ў слаёўслаявой крыніцы схільнае да цеплавой няўстойлівасці з прычыны надзвычай высокай залежнасці ад тэмпературы, і гэта пагаршаецца большай хуткасцю пераўтварэння вадароду ў гелій у параўнанні з хуткасцю выгарання геліягелію; вынікам становіцца назапашванне геліягелію, яго сціск да пачатку выраджэння, рэзкае павышэнне хуткасці патройнайтрайной геліевай рэакцыі і развіццё слаёвайслаявой геліевай успышкі.
 
За вельмі кароткі час ( ~30 гадоў) свяцільнасць геліевай крыніцы павялічваецца настолькі, што гарэнне геліягелію пераходзіць у канвектыўны рэжым, слой пашыраецца, выштурхваючы вонкі вадародную слаёвуюслаявую крыніцу, што вядзе да ягояе астуджэння і спынення гарэння вадароду. Пасля выгарання лішку геліягелію ў працэсе ўспышкі свяцільнасць геліевага слоя падае, знешнія вадародныя слаі чырвонага гіганта сціскаюцца, і адбываецца новы падпал вадароднай слаёвай крыніцы.
 
Ібен выказаў здагадку, што пульсуючы чырвоны гігант можа скінуць абалонку, утварыўшы планетарную туманнасць, як у фазе геліевай ўспышкі, так і ў спакойнай фазе з актыўнай слаёвай вадароднай крыніцай, і, паколькі паверхня адрыву абалонкі залежыць ад фазы, то пры скідзескідванні абалонкі падчас геліевай ўспышкіуспышкі агаляецца «геліевы» белы карлік спектральнага класа DB, а пры скідзескідванні абалонкі гігантам з актыўнымактыўнаю слаёўслаявою вадароднымвадароднай крыніцай — «вадародны» карлік DA; працягласць гелиевойгеліевай ўспышкіуспышкі складае каля 20% ад працягласці цыклуцыкла пульсацыі, што і тлумачыць суадносіны вадародных і геліевых карлікаў DA:DB ~ 80:20.
 
Буйныя зоркі (у 7-10 разоў цяжэйцяжэйшыя за Сонца) у нейкі момант [[Тэрмаядзерная рэакцыя|«спальваюць»]] вадарод, гелій і вуглярод і ператвараюцца ў белыя карлікі з багатым кіслародам ядром. Зоркі [[SDSS 0922+2928]] і [[SDSS 1102+2054]] з кіслародзмяшчальнай [[зорная атмасфера|атмасферай]] гэта пацвярджаюць.<ref>{{cite web|url=http://www.gazeta.ru/science/2009/11/12_a_3285760.shtml|title=Карлик дышит кислородом|author=София Нескучная|date=13.11.09 10:35|publisher=газета.ru|accessdate=2011-05-23|lang=ru|archiveurl=http://www.webcitation.org/618UJO4ty|archivedate=2011-08-23}}</ref>.
 
Паколькі белыяБелыя карлікі пазбаўленыяне ўласныхмаюць уласных тэрмаядзерных крыніц энергіі, то яныі выпраменьваюць за кошт запасаў свайго цяпла. [[Магутнасць выпраменьвання]] [[абсалютна чорнае цела|абсалютна чорнага цела]] (інтэгральная магутнасць па ўсім спектры), якая прыходзіцца на адзінку плошчы паверхні, прапарцыянальная чацвёртай ступені тэмпературы цела:
 
: <math>\! j =\sigma T^4, </math>
 
дзе <math>\! j</math> — магутнасць на адзінку плошчы выпраменьвальнайвыпраменьваючай паверхні, а <math>\! \sigma</math> Вт/(м²·К<sup>4</sup>) — [[Пастаянная Стэфана — Больцмана|пастаянная Стэфана — Больцмана]].
 
Як ужо адзначалася, ува ўраўненне стану выраджанага электроннага газу тэмпература не ўваходзіць — гэта значыць радыус белага карліка і выпраменьваючая плошча, якая выпраменьвае, застаюцца нязменнымі: у выніку, па-першае, для белых карлікаў не існуе залежнасцьзалежнасці маса — свяцільнасць, але існуе залежнасць узрост-свяцільнасць (якая залежыць толькі ад тэмпературы, але не ад плошчы паверхні), і, па-другое, звышгарачыя маладыя белыя карлікі павінны досыць хутка астываць, так якбо паток выпраменьвання і, адпаведна, тэмпскорасць ахалоджвання, прапарцыянальныпрапарцыянальныя чацвёртай ступені тэмпературы.
 
== Астранамічныя феноменыз'явы з удзелам белых карлікаў ==
 
=== Рэнтгенаўскае выпраменьванне белых карлікаў ===
[[Файл:Sirius A & B X-ray.jpg|міні|300px|left|Мал. 9 Здымак Сыріуса ў мяккім рэнтгенаўскім дыяпазоне. Яркі кампанент — белы карлік Сірыус Б, цьмяны — Сірыус А]]
 
Тэмпература паверхні маладых белых карлікаў — ізатропных ядраў зорак пасля скідускідвання абалонак, вельмі высокая — большбольшая за 2{{e|5}} К, аднак досыць хутка падае за кошт нейтрыннага астуджэнняахалоджвання і выпраменьвання з паверхні. Такія вельмі маладыя белыя карлікі назіраюцца ў [[Рэнтгенаўскае выпраменьванне|рэнтгенаўскім дыяпазоне]] (напрыклад, назіранні белага карліка HZ 43 спадарожнікам ROSAT). У рэнтгенаўскім дыяпазоне свяцільнасць белых карлікаў перавышае свяцільнасць зорак галоўнай паслядоўнасці: ілюстрацыяй могуць служыць здымкі [[Сірыус]]а, зробленыя рэнтгенаўскім тэлескопам «Чандра» (гл. Мал. 9) — на іх белы карлік Сірыўс Б выглядае ярчэй, чым Сірыўс А спектральнага класа A1, які ў аптычным дыяпазоне ў ~10 000 разоў ярчэйярчэйшы Сірыусаза Сірыус Б<ref>[http://chandra.harvard.edu/photo/2000/0065/ Sirius A and B: A Double Star System In The Constellation Canis Major // Photo Album of Chandra X-Ray Observatory]</ref>.
 
Тэмпература паверхні найбольш гарачых белых карлікаў — 7{{e|4}} К, найбольш халодных — ~5{{e|3}} К{{крыніца?}}.
 
Асаблівасцю выпраменьвання белых карлікаў ў рэнтгенаўскім дыяпазоне з'яўляецца той факт, што асноўнай крыніцай рэнтгенаўскага выпраменьвання для іх з'яўляецца фотасфера, што рэзка адрознівае іх ад «нармальных» зорак: у апошніх у рэнтгене выпраменьвае [[Сонечная карона|карона]], разагрэтая да некалькіх мільёнаў кельвінаў, а тэмпература фотасферы занадта нізкая для выпускання рэнтгенаўскага выпраменьвання.
 
УПры адсутнасцьадсутнасці [[акрецыяакрэцыя|акрецыіакрэцыі]] крыніцай свяцільнасці белых карлікаў з'яўляецца запас цеплавой энергіі іёнаўіонаў у іх нетрах, таму іх свяцільнасць залежыць ад узросту. Колькасную тэорыю астывання белых карлікаў пабудаваў у канцы 1940-х гадоў прафесар [[Самуіл Аронавіч Каплан|Самуіл Каплан]]<ref>{{cite web|title=Белые карлики|url=http://www.astro.spbu.ru/astro/win/popular/dwarf.html|publisher=Астрономический институт им. В. В. Соболева|author=Иванов В. В.|accessdate=06.01.2010|archiveurl=http://www.webcitation.org/618ULBuAE|archivedate=2011-08-23}}</ref>.
 
== АкрецыяАкрэцыя на белыя карлікі ў падвойных сістэмах ==
 
[[Файл:Mira 1997 UV.jpg|міні|200px|Мал. 10. Пераменная зорка Міра (ο [[Сузор'е Кіт|Кіта]]) ў ультрафіялетавым дыяпазоне. Бачны акрецыйныакрэцыйны «хвост», накіраваны ад асноўнага кампанента — [[чырвоны гігант|чырвонага гіганта]] да кампаньёна — белага карліка]]
 
[[Файл:SN1572.Companion.jpg|300px|міні|злева|Мал. 11. Злева — выява ў рэнтгенаўскім дыяпазоне рэштак звышновай [[SN 1572]] типатыпу Ia, што назіралася [[Ціха Брагэ]] ў [[1572]] годзе. Справа — фатаграфія ў аптычным дыяпазоне, адзначаны калішніколішні кампаньён белага карліка, што выбухнуў]]
 
Пры эвалюцыі зорак розных мас у падвойных сістэмах тэмпыскорасці эвалюцыі кампанентаў неаднолькавыя, пры гэтым больш масіўны кампанент можа праэвалюцыянавацьпраэвалюцыяніраваць ўу белы карлік, у той частады як менш масіўны дак гэтагагэтаму часу можа заставацца на галоўнай паслядоўнасці. У сваю чаргу, пры сходзе ў працэсе эвалюцыі менш масіўнага кампанента з галоўнай паслядоўнасці і яго пераходзе на галіну чырвоных гігантаў памер эвалюцыяніруючай зоркі, што эвалюцыяніруе, пачынае расці да таго часу, пакуль яна не запаўняе сваю [[паражнінаполасць Роша|паражнінуполасць Роша]]. Паколькі паражніныПоласці Роша кампанентаў двайныдвайной сістэмы датыкаюцца ў [[Пункты Лагранжа|пункце Лагранжа]] L<sub>1</sub>,. тоУ выніку, на гэтай стадыі эвалюцыі менш масіўнага кампанента чаго праз пункт L1 пачынаецца ператок матэрыі з чырвонага гіганта ў паражнінуполасць Роша белага карліка і далейшая акрецыяакрэцыя багатай вадародам матэрыі на яго паверхню (гл. мал. 10 ), што прыводзіць да шэрагу астранамічных феноменаўз'яў:
 
* Нестацыянарная акрецыяакрэцыя на белыя карлікі ў выпадку, калі кампаньёнам з'яўляецца масіўны [[чырвоны карлік]], прыводзіць да ўзнікнення карлікавых новых (зорак тыпу U Gem (UG)) і новападобных катастрафічных зменных зорак.
* [[АкрецыяАкрэцыя]] на белыя карлікі, якія валодаюцьз моцным [[Магнітнае поле|магнітным полем]], накіроўваецца ў раён магнітных палюсоў белага карліка, і цыклатронны механізм выпраменьвання акрецыруючайакрэцыруючай плазмы ў каляпалярных абласцях магнітнага поля карліка выклікае моцную палярызацыю выпраменьвання ў бачнай вобласці (паляры[[паляр]]ы і [[прамежкавы паляр|прамежкавыя паляры]]).
* АкрецыяАкрэцыя на белыя карлікі багатага вадародам рэчыва прыводзіць да яго назапашвання на паверхні (якая складаецца пераважна з геліягелію) і разагрэверазагрэву да тэмператур рэакцыі сінтэзу геліягелію, што, у выпадку развіцця цеплавой няўстойлівасці, прыводзіць да выбуху, назіранамуякі назіраецца як выбліскуспышка [[новая зорка|новай зоркі]].
* Досыць працяглая і інтэнсіўная акрецыяакрэцыя на масіўны белы карлік прыводзіць да перавышэння яго масай мяжы Чандрасекара і [[Гравітацыйны калапс|гравітацыйнага калапсу]], што назіраецца як ўспышкауспышка [[звышновая зорка|звышновай]] тыпу Ia (гл. мал. 11).
 
{{зноскі}}
{{Зоркі}}
{{Чорныя дзіркі}}
 
{{Кандыдат у добрыя артыкулы}}
 
[[Катэгорыя:Зорная эвалюцыя]]
{{Link FA|fr}}
{{Link FA|it}}
{{Link GA|ru}}