Белые карлики и нейтронные звезды

Считается, что белые карлики - это обнажившееся ядро звезды, находившейся до сброса наружных слоев на ветви сверхгигантов. Когда оболочка планетарной туманности рассеется, ядро звезды, находившейся до этого на ветви сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу диаграммы ГР. Остывая, оно переместится в верхний угол диаграммы для белых карликов. Ядро будет горячее, маленькое и голубое с низкой светимостью - это и характеризует звезду как белый карлик.

Белые карлики состоят из углерода и кислорода с небольшими добавками водорода и гелия, однако у массивных сильно проэволюционировавших звезд ядро может состоять из кислорода, неона или магния. Белые карлики имееют чрезвычайно высокую плотность(10⁶ г/cм3). Ядерные реакции в белом карлике не идут (см. строение белых карликов).

Белый карлик находится в состоянии гравитационного равновесия и его давление определяется давлением вырожденного электронного газа. Поверхностные температуры белого карлика высокие - от 100,000 К до 200,000 К. Массы белых карликов порядка солнечной (0.6 М_sun - 1.44M_sun). Для белых карликов существует зависимость "масса радиус", причем чем больше масса, тем меньше радиус. Существует предельная масса, так называемый предел Чандрасекхара,выше которой давление вырожденного газа не может противостоять гравитационному сжатию и наступает коллапс звезды, т.е. радиус стремится к нулю. Радиусы большинства белых карликов сравнимы с радиусом Земли.

Сравнение свойств белого карлика Сириус В с Землей и Солнцем

Так как в белом карлике нет выделения энергии, то ему остается только медленно остывать, превращаясь со временем в мертвую звезду (черный карлик).

Нейтронные звезды

Не всегда из остатков сверхгиганта формируется белый карлик. Судьба остатка сверхгиганта зависит от массы оставшегося ядра. При нарушении гидростатического равновесия наступает гравитационный коллапс (длящийся секунды или доли секунды) и если М_ядра<1.4М_sun, то ядро сожмется до размеров Земли и получится белый карлик. Если 1.4М_sun<М_ядра<3М_sun, то давление вышележащих слоев будет так велико, что электроны "вдавливаются" в протоны, образуя нейтроны и испуская нейтрино. Образуется так называемый нейтронный вырожденный газ.

Давление нейтронного вырожденного газа препятствует дальнейшему сжатию звезды. Однако, по-видимому, часть нейтронных звезд формируется при вспышках сверхновых и является остатками массивных звезд взорвавшихся как Сверхновая второго типа. Радиусы нейтронных звезд, как и у белых карликов уменьшаются с ростом массы и могут быть от 100 км до 10 км. Плотность нейтронных звезд приближается к атомной и составляет примерно 10¹⁴г.см³. Сначала нейтронные звезды были предсказаны теоретически и только в 60-70 годы двадцатого столетия открытые пульсары были признаны нейтронными звездами. Пульсары оказались маленькими очень быстро вращающимися звездами с огромным магнитным полем (можно предположить, что пульсар сохраняет угловой момент вращения и магнитный поток звезды прародительницы). Периоды вращения пульсаров - от нескольких милисекунд до нескольких секунд, а магнитные поля достигают 10¹²-10¹³ Гс. Открыты пульсары были как источники импульсного радиоизлучения со стабильным периодом, в настоящее время наблюдаются пульсары излучающие во всех диапазонах от радиодиапазона до рентгеновского и гамма диапазона.

Ничто не может помешать дальнейшему сжатию ядра, имеющего массу, превышающую 3М_sun. Такая суперкомпактная точечная масса называется черной дырой.

И.Миронова