Походження білих карликів

Отсутствие водорода в недрах белых карли­ков позволяет понять, как они возникли. Если бы они рождались как звезды главной последовательности из межзвездного вещества, то они были бы богаты водоро­дом, так как межзвездная среда состоит по крайней мере на 70% из этого вещества. Повторим аргументы, говорящие о дефиците водорода внутри белых карли­ков: 1) наличие водорода привело бы к термоядерному горению при любых массах М>0,08Mc и к взрыву звезды; 2) соотношение масса — радиус удовлетворяет­ся только при отсутствии водорода в их кадрах; 3) в от­личие от других звезд белые карлики классов DB, DF, DG не имеют водорода даже в атмосфере. (О том, откуда появился водород в атмосферах звезд DA, мы по­говорим позднее.)

Таким образом, ясно, что белые карлики должны об­разовываться из вещества, в котором уже не могут ид­ти никакие ядерные реакции, т. е. из вещества, уже «прогоревшего» в недрах звезд. Итак, один только со­став белых карликов уже указывает, что они представ­ляют собой конечный продукт эволюции звезд. Какие еще теоретические и наблюдательные аргументы под­тверждают это?

Оценим, сколько белых карликов нужно ожидать в нашей Галактике исходя из предположения, что они представляют собой конечную стадию эволюции боль­шинства звезд. По теории эволюции в Галактике дол­жна «сгорать» примерно 1 звезда в год. Возраст Галак­тики оценивается в 10 млрд. лет, и, следовательно, в ней должно быть около 10 млрд. таких звезд, т. е. око­ло 7% всех звезд, полное число которых составляет примерно 150 млрд.

В 1936 г. советские астрономы В. А. Амбарцумян и Г. А. Шайн заключили, что белых карликов в Галакти­ке столько же, сколько других звезд (т. е. 50%), а это, казалось, опровергало гипотезу о белых карликах, как о продуктах звездной эволюции (дающей 7%). Однако 10 лет спустя основатель современной школы звездной астрономии в СССР П. П. Паренаго показал, что оцен­ка В. А. Амбарцумяна и Г. А. Шайна была сильно за­вышена: в подсчет числа белых карликов примешались субкарлики, т. е. звезды главной последовательности первого поколения (имеющие низкое содержание метал­лов). Современные оценки числа белых карликов дают в среднем около 5% от всех звезд. Согласие очень хоро­шее, если учесть, что часть белых карликов может быть невидимой.

Следующий аргумент в пользу того, что белые кар­лики есть конечный продукт звездной эволюции, — это скорости их пространственного движения. Изучение пространственных движений звезд является основной задачей целой науки — звездной астрономии, которая установила, что группы звезд разного возраста облада­ют различными пространственными скоростями. Пер­вые определения пространственных скоростей белых карликов были проведены в 50-х годах П. П. Паренаго и Е. Д. Павловской в СССР, Дальнейшие исследования польских, американских и австралийских астрономов только подтвердили их вывод: белые карлики относят­ся к группе далеко проэволюционировавших звезд — к так называемому старому звездному населению диска Галактики.

Еще один довод дает определение количества белых карликов по скоплениям звезд. Если белый карлик — это конечный продукт эволюции звезды, то в старых скоплениях должно быть больше белых карликов, чем в молодых. К сожалению, поиск белых карликов в скоп­лениях сильно затруднен, так как слишком мало скоп­лений, достаточно близких к нам. Тем не менее, среди самых близких скоплений такая тенденция налицо — в скоплении Гиады (возраст 400 млн. лет) известно око­ло 20 белых карликов, а в скоплении Плеяды (возраст 60 млн. лет) — открыт только один белый карлик.

Однако при этом возникли трудности с интерпрета­цией этих результатов. Дело в том, что согласно тео­рии темп эволюции звезды растет с ее массой. Напри­мер, звезда массой 15 Мс «живет» на главной последо­вательности (а это самая долгая стадия в жизни звез­ды) около 10 млн. лет, звезда с 3 Мс — 200 млн. лет, а с 1 Мс — почти 10 млрд. лет! Так как звезды в скоп­лении, видимо, образуются почти одновременно, поэто­му, казалось бы, наиболее далеко проэволюционировавшие звезды должны быть там самыми массивными. Од­нако, как выяснилось, все белые карлики в скоплениях имеют массу меньше 1 Мc. В то же время в Гиадах, на­пример, есть звезды с массой 2 Мс, которые находятся на главной последовательности, т. е. находятся на эво­люционной стадии ядерного «горения» водорода в их недрах. А в Плеядах еще есть звезды главной последо­вательности с массой 6 Мс! Такая же ситуация наблю­дается и в двойных системах: например, хорошо знако­мый нам Сириус В имеет массу 1 Мс, а главная звезда системы — Сириус А, находящаяся на главной последо­вательности, имеет массу больше 2 Мс.

Однако дальнейшее развитие теории звездной эво­люции позволило объяснить этот «парадокс». Согласно этой теории после «выгорания» водорода в централь­ных областях звезды ее ядро должно сильно сжаться с последующим разогревом недр (за счет гравитацион­ной энергии, так как последняя должна в этом процес­се превратиться в энергию хаотического движения молекул, т. е. в тепло). Внешние слои звезды при этом сильно расширяются, звезда «разбухает», и ее свети­мость резко растет, в то время как эффективная темпе­ратура падает — звезда становится краснее и «перехо­дит» с главной последовательности в область красных гигантов (рис. 8). После «возгорания» гелия — его ядерного превращения последовательно в углерод и кислород — звезда в конечном итоге перестроек своей структуры становится красным сверхгигантом. Это звез­ды очень большой светимости, с плотным ядром и очень разреженной оболочкой.

Результаты теоретических расчетов эволюции обычных звезд разных масс

Что же представляет собой это ядро? Как утвержда­ет теория, оно должно состоять из углерода и кислоро­да, как продуктов ядерного «горения» гелия. Оценки показывают, что если начальная масса звезды была меньше 8 Мс, то в таком ядре должно наступить вы­рождение электронного газа, т. е. вещество фактически может находиться в том же состоянии, что и в недрах белых карликов, но иметь большую температуру. По образному выражению советского астрофизика И. С. Шкловского, белый карлик постепенно «вызревает в центре гиганта».

На стадии красного сверхгиганта, как показывает теория, разреженная оболочка звезды уже очень слабо связана с ядром: достаточно небольшого возмущения — и она будет потеряна. Какие же причины могут приве­сти к сбросу оболочки, т. е. послужить таким возмуще­нием? Легче всего найти эту причину для случая тесной двойной системы звезд. В такой системе более массив­ная вначале звезда быстрее израсходует свое ядерное горючее и раньше начнет раздуваться. Ее внешние слои попадут в поле тяготения менее массивной звезды и начнут падать на нее — вещество одной звезды как бы начнет «перетекать» на другую (при этом скорость про­хождения ядерных реакций в ядре более массивной звезды практически не изменяется). В результате этой потери массы звезда может оказаться в несколько раз менее массивной, по сравнению с первоначальным ее состоянием.

Есть и другие причины истечения оболочки, которые действуют и в сильно разделенных двойных системах, и в одиночных звездах: выделение энергии рекомбинации атомов в остывающих оболочках (когда электрон «са­дится» на атом, он обязан отдать свою энергию), дав­ление света, имеющее важное значение при светимостях звезды L~10⁴Lc, выделение механической энергии тур­булентных и колебательных движений вещества звезды в слоях малой плотности и, наконец, передача враща­тельного момента ядра звезды к оболочке. В последнем случае вещество, приобретающее момент вращения, сбрасывается центробежной силой. Пока еще не суще­ствует точной теории потери звездами масс, так как в сбросе оболочки скорее всего участвуют совместно все названные процессы, а строгий их учет довольно тру­ден. Не исключено, что иногда к сбросу оболочки при­водит и термоядерный взрыв в некотором слое, находя­щемся между ядром и оболочкой.

Таким образом, потеря звездами своей массы (обо­лочки) снимала противоречия между малыми массами белых карликов в двойных системах и скоплениях с тре­бованием большой массы для старых звезд, которые да­вала прежняя теория звездной эволюции. То, что поте­ря массы звездами в самом деле существует, подтверж­дает ряд наблюдательных фактов. Во-первых, в спект­рах многих звезд было обнаружено смещение линий, свидетельствующее об истечении вещества. Эти линии, будучи образованными в истекающей оболочке, смеще­ны к синему концу спектра (вещество движется на нас). В самое последнее время таким способом было обнаружено мощное истечение даже у звезд главной последо­вательности спектральных классов О и В. Это открытие было сделано в ультрафиолетовом диапазоне с по­мощью внеатмосферных наблюдений на спутниках и ор­битальных станциях.

Помимо этих спектроскопических указаний, потеря массы звездами подтверждается непосредственным об­наружением (в радио-, инфракрасном и оптическом диапазонах) оболочек выброшенного вещества вокруг звезд. Косвенным указанием на наличие потери массы звездами может служить распределение звезд скопле­ний по диаграммам температура — светимость: в част­ности, объяснение эволюции звезды после стадии крас­ного гиганта, видимо, невозможно без учета потери масс этими звездами.

Итак, вся совокупность прямых и косвенных аргу­ментов показывает, что все звезды с начальными мас­сами M<3—4 Мс переходят в белые карлики с масса­ми, меньше чем 1,4 Мс. Даже, если бы не было потери массы и в белые карлики превращались бы только звез­ды с массой М<1,4 Mс, и то мы могли бы утверждать, что белые карлики — это конечный продукт эволюции большинства звезд, так как маломассивных звезд гораз­до больше, чем массивных. С учетом же потери массы в белые карлики должно превращаться в 30—100 раз больше звезд, чем в другие конечные состояния звезд­ной эволюции (в нейтронные звезды, «черные дыры» или взрываться без остатка).

Теперь давайте рассмотрим, как может выглядеть звезда, непосредственно переходящая в белый карлик. В связи со сказанным выше следует ожидать, что во­круг нее будет много выброшенного вещества, а если это вещество светится, то его можно заметить. Такие объекты на небе действительно давно найдены — это планетарные туманности. Они представляют собой поч­ти сферические газовые оболочки диаметром 20— 200 тыс. а. е., радиально оттекающие от небольшой цен­тральной звездочки со скоростью 10—50 км/с. Цент­ральная звездочка очень горяча: ее эффективная темпе­ратура обычно близка к 100 тыс. К (она может дости­гать и 200 тыс. К). Поэтому звезда излучает в основ­ном в ультрафиолетовой области, а туманность уже пе­реизлучает ультрафиолетовое излучение в оптическом диапазоне. Поскольку туманность расширяется, она за ~10⁴ лет становится невидимой.

Предположение о том, что центральная звезда пла­нетарной туманности и есть зарождающийся белый кар­лик, высказывалось очень давно. Еще в 1926 г. его вы­двинул американский астрофизик Д. Мензел. Однако ги­потеза Мензела ничем не подкреплялась, так как тогда еще ничего не знали ни о природе белых карликов, ни о свойствах планетарных туманностей, ни об этапах эволюции звезд. В 1948 г. известный советский астро­ном Б. А. Воронцов-Вельяминов попытался было полу­чить эволюционную «цепочку» от центральных звезд планетарных туманностей к белым карликам, но ре­зультат оказался не вполне корректным.

И. С. Шкловский решил «перевернуть» проблему. Он задался вопросом: как выглядела планетарная туман­ность, когда она была совсем молодой? Как показали его расчеты в 1956 г., она должна была быть компакт­ной (с размерами меньше 1000 а. е.), плотной и непроз­рачной — через внешние холодные слои центральная звезда уже не будет видна, но полная светимость ту­манности будет не меньше 1000 Lс. Очевидно, что по­добное образование с такой светимостью, с протяжен­ной оболочкой и плотным ядром очень похоже на крас­ный гигант. К тому же в 1956 г; уже было ясно, что яд­ра красных гигантов должны иметь частично вырожден­ный электронный газ. Итак, благодаря работе Шклов­ского, была установлена родственная (или «генетиче­ская») связь красных гигантов, планетарных туман­ностей и белых карликов. Шкловский, кроме того, при­водил и другие аргументы в пользу такой эволюцион­ной последовательности. Так, например, пространствен­ное распределение планетарных туманностей в Галак­тике соответствует распределению звезд старого насе­ления (одна планетарная туманность наблюдается да­же в шаровом скоплении, а там находятся старейшие звезды нашей Галактики). Полное число планетарных туманностей Галактики и их время жизни также хоро­шо согласуются, с одной стороны, с количеством и вре­менем жизни красных гигантов, а с другой стороны — с количеством белых карликов.

В последние годы были получены данные о светимо­стях и эффективных температурах центральных звезд, а также разрабатывалась детальная теория их эволю­ции, позволившая объяснить наблюдения. На рис. 9 на­несены наблюдаемые положения центральных звезд планетарных туманностей на диаграмме светимость — температура, а также приводятся положения наиболее горячих белых карликов и результаты теоретических расчетов эволюции центральных звезд. Оказалось, что самое существенное свойство этих звезд — малое коли­чество ядерного горючего (водорода и гелия) в их нед­рах. Например, водорода центральные звезды планетар­ных туманностей должны содержать не более 10^-3 от массы звезды, причем только во внешних слоях — ина­че звезда раздулась бы и казалась бы гораздо холод­нее. Расчеты показывают, что вырождение электронного газа распространяется из центра звезд наружу, и эти звезды переходят прямо в область белых карликов.

Диаграмма светимость – температура для центральных звезд планетарных туманностей

Эти же эволюционные расчеты показали, что белые карлики образуются не только проходя через стадию планетарной туманности. При массах, меньших 0,6 Мс, звезда не может достичь достаточно высоких темпера­тур и светимостей. Поэтому, даже если вокруг нее есть выброшенное вещество, звезда не в состоянии ионизо­вать его и заставить светиться: при низких температу­рах звезда излучает мало ультрафиолетовых фотонов.

Сколько же белых карликов не прошло через ста­дию планетарных туманностей? Пока точное число наз­вать трудно: оценки колеблются от 20 до 80% (эти чис­ла относятся к одиночным белым карликам). В двой­ных системах вещество перетекает с одной звезды на другую, и белый карлик образуется без выброса плане­тарной туманности. Однако вернемся теперь к одиноч­ным белым карликам и посмотрим, как они «живут» в качестве самостоятельных звезд.

• ← Перевірка співвідношення маса-радіус
• Вистигання білих карликів →