Журнал фильтра правок

'{{Otheruses}} '''Бе́лые ка́рлики'''&nbsp;— проэволюционировавшие [[Звезда|звёзды]] с [[масса|массой]], не превышающей [[предел Чандрасекара]], лишённые собственных источников термоядерной энергии. Белые карлики представляют собой компактные звёзды с массами, сравнимыми с массой [[Солнце|Солнца]], но с радиусами в ~100 и, соответственно, светимостями в ~10&nbsp;000&nbsp;раз меньшими солнечной. Плотность белых карликов составляет порядка 10⁶&nbsp;г/см³, что почти в миллион раз выше плотности обычных звёзд [[Главная последовательность|главной последовательности]]. По численности белые карлики составляют по разным оценкам 3—10&nbsp;% [[Звёздное население|звёздного населения]] [[Млечный Путь|нашей Галактики]]. == История открытия == === Открытие белых карликов === [[Файл:Sirius mouvement.jpg|thumb|120 px|Видимое движение Сириуса по небесной сфере (по [[Фламмарион, Камиль|Фламмариону]]<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>)]] В [[1844]]&nbsp;г. директор [[Кёнигсберг]]ской обсерватории [[Бессель, Фридрих Вильгельм| Фридрих Бессель]] обнаружил, что [[Сириус]], ярчайшая звезда северного неба, периодически, хотя и весьма слабо, отклоняется от прямолинейной траектории движения по [[Небесная сфера|небесной сфере]]. Бессель пришёл к выводу, что у Сириуса должен быть невидимый «тёмный» спутник, причём период обращения обеих звёзд вокруг общего [[центр масс|центра масс]] должен быть порядка 50&nbsp;лет. Сообщение было встречено скептически, поскольку тёмный спутник оставался ненаблюдаемым, а его масса должна была быть достаточно велика&nbsp;— сравнимой с массой Сириуса. В январе [[1862]]&nbsp;г. [[Кларк, Альван Грэхэм|Элвин Грэхем Кларк]], [[Юстировка|юстируя]] 18-ти&nbsp;дюймовый [[Рефрактор (телескоп)|рефрактор]], самый большой на то время телескоп в мире ({{lang|en|Dearborn Telescope}}), впоследствии поставленный семейной фирмой Кларков в обсерваторию Чикагского университета, обнаружил в непосредственной близости от Сириуса тусклую звёздочку. Это был тёмный спутник Сириуса, Сириус&nbsp;B, предсказанный Бесселем. Температура поверхности Сириуса&nbsp;B составляет 25&nbsp;000&nbsp;[[Кельвин|К]], что, с учётом его аномально низкой светимости, указывает на очень малый радиус и, соответственно, крайне высокую плотность&nbsp;— 10⁶&nbsp;г/см³ (плотность Сириуса ~0,25&nbsp;г/см³, плотность Солнца ~1,4&nbsp;г/см³). В [[1917]]&nbsp;г. [[Адриан ван Маанен]] открыл<ref>{{статья | автор = [[Маанен, Адриан ван|Адриан ван Маанен]]. | заглавие = Две звезды с большим собственным движением | оригинал = Two Faint Stars with Large Proper Motion | ссылка = http://adsabs.harvard.edu/abs/1917PASP...29..258V | автор издания = | издание = Publications of the Astronomical Society of the Pacific | год = декабрь 1917 | том = 29 | номер = 172 | страницы = 258—259 }}</ref> следующий белый карлик&nbsp;— [[Звезда ван Маанена|звезду ван Маанена]] в [[Рыбы (созвездие)|созвездии Рыб]]. === Парадокс плотности === В начале [[XX век]]а [[Герцшпрунг, Эйнер|Герцшпрунгом]] и [[Рассел, Генри Норрис|Расселом]] была открыта закономерность в отношении [[Спектральный класс|спектрального класса]] (т.&nbsp;е.&nbsp;температуры) и светимости звёзд&nbsp;— [[Диаграмма Герцшпрунга — Рассела]] (Г—Р&nbsp;диаграмма). Казалось, что всё разнообразие звёзд укладывается в две ветви Г—Р&nbsp;диаграммы&nbsp;— [[Главная последовательность|главную последовательность]] и ветвь [[Красный гигант|красных гигантов]]. В ходе работ по накоплению статистики распределения звёзд по спектральному классу и светимости Рассел обратился в [[1910]]&nbsp;г. к профессору [[Пикеринг, Эдуард Чарлз|Э.&nbsp;Пикерингу]]. Дальнейшие события Рассел описывает так:<ref name="ivanov">{{cite web |author= В. В. Иванов. |datepublished=19 сентября 2002 |url=http://www.astronet.ru/db/msg/1179738 |title= Белые карлики // Astronet.RU |publisher=astronet.ru |accessdate=2009-5-6 |lang=ru }}</ref> : ''«Я был у своего друга&nbsp;… профессора Э.&nbsp;Пиккеринга с деловым визитом. С характерной для него добротой он предложил получить спектры всех звёзд, которые Хинкс и я наблюдали&nbsp;… с целью определения их параллаксов. Эта часть казавшейся рутинной работы оказалась весьма плодотворной&nbsp;— она привела к открытию того, что все звёзды очень малой абсолютной величины (т.&nbsp;е. низкой светимости) имеют спектральный класс&nbsp;M (т.&nbsp;е. очень низкую поверхностную температуру). Как мне помнится, обсуждая этот вопрос, я спросил у Пиккеринга о некоторых других слабых звёздах…, упомянув в частности [[40 Эридана B]]. Ведя себя характерным для него образом, он тут же отправил запрос в офис (Гарвардской) обсерватории, и вскоре был получен ответ (я думаю, от миссис Флеминг), что спектр этой звезды&nbsp;— A (т.&nbsp;е. высокая поверхностная температура). Даже в те палеозойские времена я знал об этих вещах достаточно, чтобы сразу же осознать, что здесь имеется крайнее несоответствие между тем, что мы тогда назвали бы „возможными“ значениями поверхностной яркости и плотности. Я, видимо, не скрыл, что не просто удивлён, а буквально сражён этим исключением из того, что казалось вполне нормальным правилом для характеристик звёзд. Пиккеринг же улыбнулся мне и сказал: „Именно такие исключения и ведут к расширению наших знаний“&nbsp;— и белые карлики вошли в мир исследуемого»'' Удивление Рассела вполне понятно: 40&nbsp;Эридана&nbsp;B относится к относительно близким звёздам, и по наблюдаемому [[Параллакс|параллаксу]] можно достаточно точно определить расстояние до неё и, соответственно, светимость. Светимость 40&nbsp;Эридана&nbsp;B оказалась аномально низкой для её спектрального класса&nbsp;— белые карлики образовали новую область на [[Диаграмма Герцшпрунга — Рассела|Г—Р&nbsp;диаграмме]]. Такое сочетание светимости, массы и температуры было непонятно и не находило объяснения в рамках стандартной модели строения звёзд главной последовательности, разработанной в [[1920-е|1920-х]]&nbsp;годах. Высокая плотность белых карликов оставалась необъяснимой в рамках классических физики и астрономии и нашла объяснение лишь в рамках [[Квантовая механика|квантовой механики]] после появления [[статистика Ферми-Дирака|статистики Ферми-Дирака]]. В [[1926]]&nbsp;г. [[Фаулер, Ральф|Фаулер]] в статье «Плотная материя» ({{lang|en|«On dense matter», Monthly Notices R.&nbsp;Astron. Soc.&nbsp;87, 114—122}}) показал, что, в отличие от звёзд главной последовательности, для которых [[уравнение состояния]] основывается на модели [[Идеальный газ|идеального газа]] (стандартная модель [[Эддингтон, Артур Стенли|Эддингтона]]), для белых карликов плотность и давление вещества определяются свойствами [[Вырожденный газ|вырожденного]] [[электрон]]ного [[газ]]а ([[Ферми-газ]]а). Следующим этапом в объяснении природы белых карликов стали работы [[Френкель, Яков Ильич|Я.&nbsp;И.&nbsp;Френкеля]] и [[Чандрасекар, Субраманьян|Чандрасекара]]. В [[1928]]&nbsp;г. Френкель указал, что для белых карликов должен существовать верхний предел массы, и в [[1931]]&nbsp;г. Чандрасекар в работе «Максимальная масса идеального белого карлика» ({{lang|en|«The maximum mass of ideal white dwarfs», Astroph.&nbsp;J. 74, 81—82}}) показал, что существует верхний предел масс белых карликов, то есть эти звёзды с массой выше определённого предела неустойчивы ([[предел Чандрасекара]]) и должны [[Гравитационный коллапс|коллапсировать]]. == Происхождение белых карликов == Решение Фаулера объяснило внутреннее строение белых карликов, но не прояснило механизм их происхождения. В объяснении генезиса белых карликов ключевую роль сыграли две идеи: мысль [[Эпик, Э.|Э.&nbsp;Эпика]], что красные гиганты образуются из звёзд главной последовательности в результате выгорания ядерного горючего и предположение [[Фесенков, Василий Григорьевич|В.&nbsp;Г.&nbsp;Фесенкова]], сделанное вскоре после [[Вторая мировая война|Второй мировой войны]], что звёзды главной последовательности должны терять массу, и такая потеря массы должна оказывать существенное влияние на [[Эволюция звёзд|эволюцию звёзд]]. Эти предположения полностью подтвердились. === Тройная гелиевая реакция и изотермические ядра красных гигантов === [[Файл:Nucleosynthesis.Energy-Temperature.Ratio.png|thumb|320px|Рис.&nbsp;3. Зависимость энерговыделения ε от температуры T для различных типов термоядерных реакций]] [[Файл:Red.Giant.Structure.png|thumb|Рис.&nbsp;4. Строение красного гиганта с изотермическим [[гелий|гелиевым]] ядром и слоевой зоной [[нуклеосинтез]]а (масштаб не соблюдён).]] В процессе эволюции звёзд главной последовательности происходит «выгорание» [[водород]]а&nbsp;— [[нуклеосинтез]] с образованием гелия (см.&nbsp;[[цикл Бете]]). Такое выгорание приводит к прекращению энерговыделения в центральных частях звезды, сжатию и, соответственно, к повышению температуры и плотности в её ядре. Рост температуры и плотности в звёздном ядре ведёт к условиям, в которых активируется новый источник термоядерной энергии: выгорание гелия (''тройная гелиевая реакция'' или тройной альфа-процесс), характерный для красных гигантов и сверхгигантов. При температурах порядка 10⁸&nbsp;K кинетическая энергия ядер [[Гелий|гелия]] становится достаточно высокой для преодоления кулоновского барьера: два ядра гелия (альфа-частицы) могут сливаться с образованием нестабильного изотопа [[Бериллий|бериллия]] Be⁸: He⁴ + He⁴ = Be⁸ Большая часть Be⁸ снова распадается на две альфа-частицы, но при столкновении Be⁸ с высокоэнергетической альфа-частицей может образоваться стабильное ядро углерода C¹²: Be⁸ + He⁴ = C¹² + 7,3 МэВ. Несмотря на весьма низкую равновесную концентрацию Be⁸ (например, при температуре ~10⁸&nbsp;K отношение концентраций [Be⁸]/[He⁴] ~10^-10), скорость такой ''тройной гелиевой реакции'' оказывается достаточной для достижения нового гидростатического равновесия в горячем ядре звезды. Зависимость энерговыделения от температуры в тройной гелиевой реакции чрезвычайно высока, так, для диапазона температур <math>T</math> ~1—2·10⁸&nbsp;K энерговыделение <math>\varepsilon _{3\alpha }</math> : <math>\varepsilon _{3\alpha } = 10^8 \rho ^2 Y^3 *\left( {{T \over {10^8 }}} \right)^{30}</math> где <math>Y</math>&nbsp;— парциальная концентрация гелия в ядре (в рассматриваемом случае «выгорания» водорода близка к единице). Следует, однако, отметить, что тройная гелиевая реакция характеризуется значительно меньшим энерговыделением, чем [[цикл Бете]]: в пересчёте на единицу массы ''энерговыделение при «горении» гелия более чем в 10&nbsp;раз ниже, чем при «горении» водорода''. По мере выгорания гелия и исчерпания источника энергии в ядре возможны и более сложные реакции нуклеосинтеза, однако, во-первых, для таких реакций требуются все более высокие температуры и, во-вторых, энерговыделение на единицу массы в таких реакциях падает по мере роста массовых чисел ядер, вступающих в реакцию. Дополнительным фактором, по видимому влияющим на эволюцию ядер красных гигантов, является сочетание высокой температурной чувствительности тройной гелиевой реакции (см. Рис.&nbsp;3) и реакций синтеза более тяжёлых ядер с механизмом ''[[Нейтринное охлаждение|нейтринного охлаждения]]'': при высоких температурах и давлениях возможно рассеяние [[фотон]]ов на [[электрон]]ах с образованием [[нейтрино]]-антинейтринных пар, которые свободно уносят энергию из ядра: звезда для них прозрачна. Скорость такого ''объёмного'' нейтринного охлаждения, в отличие от классического ''поверхностного'' фотонного охлаждения, не лимитирована процессами передачи энергии из недр звезды к её [[Фотосфера|фотосфере]]. В результате реакции нуклеосинтеза в ядре звезды достигается новое равновесие, характеризующееся одинаковой температурой ядра: образуется ''изотермическое ядро'' (Рис.&nbsp;4). [[Файл:WhiteDwarf.in.NGC6397.jpg|thumb|Рис.&nbsp;5. Популяция белых карликов в [[Шаровое скопление|шаровом звёздном скоплении]] [[NGC 6397]]. Синие квадраты&nbsp;— гелиевые белые карлики, Фиолетовые кружки&nbsp;— «нормальные» белые карлики с высоким содержанием углерода.]] В случае красных гигантов с относительно небольшой массой (порядка солнечной) изотермические ядра состоят, в основном, из гелия, в случае более массивных звёзд&nbsp;— из углерода и более тяжёлых элементов. Однако, в любом случае плотность такого изотермического ядра настолько высока, что расстояния между электронами образующей ядро [[плазма|плазмы]] становятся соизмеримыми с их длиной волны Де Бройля <math>\lambda = h/mv</math>, то есть выполняются условия вырождения электронного газа. Расчёты показывают, что плотность изотермических ядер соответствует плотности белых карликов, т.&nbsp;е. ''ядрами красных гигантов являются белые карлики''. На фотографии [[Шаровое скопление|шарового звёздного скопления]] [[NGC 6397]] (Рис.&nbsp;5) идентифицируются белые карлики обоих типов: и гелиевые белые карлики, возникшие при эволюции менее массивных звёзд, и углеродные белые карлики&nbsp;— результат эволюции звёзд с большей массой. === Потеря массы красными гигантами и сброс ими оболочки === [[Файл:Proto-Planetary.Nebula.HD44179.large.jpg|thumb|Рис.&nbsp;6. Протопланетарная туманность HD&nbsp;44179: асимметричный выброс газопылевой материи красным гигантом.]] [[Файл:Planetary.Nebula.NGC3132.jpg|thumb|Рис.&nbsp;7. [[Планетарная туманность]] [[NGC 3132]]: в центре двойная звезда&nbsp;— аналог Сириуса.]] Ядерные реакции в красных гигантах происходят не только в ядре: по мере выгорания водорода в ядре, нуклеосинтез гелия распространяется на ещё богатые водородом области звезды, образуя сферический слой на границе бедных и богатых водородом областей. Аналогичная ситуация возникает и с тройной гелиевой реакцией: по мере выгорания гелия в ядре она также сосредотачивается в сферическом слое на границе между бедными и богатыми гелием областями. Светимость звёзд с такими «двухслойными» областями нуклеосинтеза значительно возрастает, достигая порядка нескольких тысяч светимостей Солнца, звезда при этом «раздувается», увеличивая свой диаметр до размеров земной орбиты. Зона нуклеосинтеза гелия поднимается к поверхности звезды: доля массы внутри этой зоны составляет ~70 % массы звезды. «Раздувание» сопровождается достаточно интенсивным истечением вещества с поверхности звезды, такие объекты наблюдаются как [[Планетарная туманность|протопланетарные туманности]] (см.&nbsp;Рис.&nbsp;6). Такие звезды явно являются нестабильными и в [[1956]]&nbsp;г. [[Шкловский, Иосиф Самуилович|И.&nbsp;С.&nbsp;Шкловский]] предложил механизм образования планетарных туманностей через сброс оболочек красных гигантов, при этом обнажение изотермических вырожденных ядер таких звёзд приводит к рождению белых карликов. Точные механизмы потери массы и дальнейшего сброса оболочки для таких звёзд пока неясен, но можно предположить следующие факторы, могущие внести свой вклад в потерю оболочки: * В протяжённых звёздных оболочках могут развиваться неустойчивости, приводящие к сильным колебательным процессам, сопровождающимися изменением теплового режима звезды. На Рис.&nbsp;6 чётко заметны волны плотности выброшенной звездой материи, которые могут быть следствиями таких колебаний. * Вследствие ионизации водорода в областях, лежащих ниже [[фотосфера|фотосферы]] может развиться сильная конвективная неустойчивость. Аналогичную природу имеет солнечная активность, в случае же красных гигантов мощность конвективных потоков должна значительно превосходить солнечную. * Из-за крайне высокой светимости существенным становится [[Давление света|световое давление]] потока излучения звезды на её внешние слои, что, по расчётным данным, может привести к потере оболочки за несколько тысяч лет. Так или иначе, но достаточно длительный период относительно спокойного истечение вещества с поверхности красных гигантов заканчивается сбросом его оболочки и обнажением его ядра. Такая сброшенная оболочка наблюдается как планетарная туманность (см.&nbsp;Рис.&nbsp;7). Скорости расширения протопланетарных туманностей составляют десятки км/с, т.&nbsp;е. близки к значению [[Параболическая скорость|параболических скоростей]] на поверхности красных гигантов, что служит дополнительным подтверждением их образования сбросом «излишка массы» красных гигантов. Сейчас предложенный Шкловским сценарий конца эволюции красных гигантов является общепринятым и подкреплён многочисленными наблюдательными данными. == Физика и свойства белых карликов == Как уже упоминалось, массы белых карликов составляют порядка солнечной, но размеры составляют лишь сотую (и даже меньше) часть солнечного радиуса, т.&nbsp;е. плотность вещества в белых карликах чрезвычайно высока и составляет <math> \rho \sim 10^5 - 10^9</math> г/см³. При таких плотностях электронные оболочки атомов разрушаются и вещество представляет собой электронно-ядерную плазму, причём её электронная составляющая представляет собой вырожденный электронный газ. Давление <math>\! P</math> такого газа подчиняется следующей зависимости: <math>\! P = K\rho ^{5/3}</math> где <math>\rho </math>&nbsp;— его плотность, т.&nbsp;е., в отличие от [[уравнение Клапейрона|уравнения Клапейрона]] ([[Уравнение состояния|уравнения состояния]] [[Идеальный газ|идеального газа]]), ''для вырожденного электронного газа температура в уравнение состояния не входит''&nbsp;— его давление от температуры не зависит и, следовательно, строение белых карликов не зависит от температуры. Таким образом, для белых карликов, в отличие от звёзд главной последовательности и гигантов, не существует зависимость масса—светимость. === Зависимость масса—радиус и предел Чандрасекара === [[Файл:WhiteDwarf.Mass-Luminosity.Diagram.PNG|thumb|Рис.&nbsp;8. Зависимость масса—радиус для белых карликов. Вертикальная асимптота соответствует пределу Чандрасекара.]] Вышеприведённое уравнение состояния действительно для холодного электронного газа, но температура даже в несколько миллионов градусов мала по сравнению с характерной ферми-энергией электронов (<math> \! kT << E_F </math>). Вместе с тем, при росте плотности вещества из-за [[запрет Паули|запрета Паули]] (два электрона не могут иметь одно квантовое состояние, т.&nbsp;е. одинаковую энергию и [[спин]]), энергия и скорость электронов возрастают настолько, что начинают действовать эффекты [[Теория относительности|теории относительности]]&nbsp;— вырожденный электронный газ становится релятивистским. Зависимость давления <math>\! P</math> релятивистского вырожденного электронного газа от плотности уже другая: <math> \! P = K\rho ^{4/3}</math> Для такого уравнения состояния складывается интересная ситуация. Средняя плотность белого карлика <math> \! \rho \sim M/R^3</math>, где <math>\! M</math>&nbsp;— масса, а <math>\! R</math>&nbsp;— радиус белого карлика. Тогда давление <math>P \sim M^{4/3} /R^4</math> и сила давления, противодействующая гравитации и равная перепаду давления по глубине: <math>{P \over R} \sim {{M^{4/3} } \over {R^5 }}</math> Гравитационные силы, противодействующие давлению: <math>{{\rho GM} \over {R^2 }} \sim {{M^2 } \over {R^5 }}</math>, т.&nbsp;е., хотя перепад давления и гравитационные силы одинаково зависят от радиуса, но по разному зависят от массы&nbsp;— как <math>\! \sim M^{4/3}</math> и <math>\! \sim M^2</math> соответственно. Следствием такого соотношения зависимостей является существование некоторого значения массы звезды, при которой они уравновешиваются, и, поскольку гравитационные силы зависят от массы сильнее, чем перепад давления, ''при увеличении массы белого карлика его радиус уменьшается'' (см. Рис.&nbsp;8). Другим следствием является то, что если масса превышает некий предел, то звезда [[Гравитационный коллапс|сколлапсирует]]. Таким образом, для белых карликов существует верхний предел массы ([[предел Чандрасекара]]). Интересно, что для наблюдаемых белых карликов существует и аналогичный нижний предел: поскольку скорость эволюции звёзд пропорциональна их массе, то мы можем наблюдать как маломассивные белые карлики лишь остатки тех звёзд, которые успели проэволюционировать за время от начального периода звездообразования [[Вселенная|Вселенной]] до наших дней. === Особенности спектров === [[Спектр]]ы белых карликов сильно отличаются от спектров звёзд главной последовательности и гигантов. Главная их особенность&nbsp;— небольшое число сильно уширенных линий поглощения, а некоторые белые карлики ([[спектральный класс]]&nbsp;DC) вообще не содержат заметных линий поглощения. Малое число линий поглощения в спектрах звёзд этого класса объясняется очень сильным уширением линий: только самые сильные линии поглощения, уширяясь, имеют достаточную глубину, чтобы остаться заметными, а слабые, из-за малой глубины, практически сливаются с непрерывным спектром. Особенности спектров белых карликов объясняются несколькими факторами. Во-первых, из-за высокой плотности белых карликов ускорение свободного падения на их поверхности составляет ~10⁸&nbsp;см/с² (или ~1000 Км/с²), что, в свою очередь, приводит к малым протяжённостям их фотосфер, огромным плотностям и давлениям в них и уширению линий поглощения. Другим следствием сильного гравитационного поля на поверхности является [[гравитация|гравитационное]] [[красное смещение]] линий в их спектрах, эквивалентное скоростям в несколько десятков&nbsp;км/с. Во-вторых, у некоторых белых карликов, обладающих сильными магнитными полями, наблюдаются сильная [[Поляризация электромагнитных волн|поляризация]] излучения и расщепление спектральных линий вследствие [[эффект Зеемана|эффекта Зеемана]]. == Астрономические феномены с участием белых карликов == === Рентгеновское излучение белых карликов === Температура поверхности молодых белых карликов&nbsp;— изотропных ядер звёзд после сброса оболочек, очень высока&nbsp;— более 2·10⁵&nbsp;K, однако достаточно быстро падает за счёт нейтринного охлаждения и излучения с поверхности. Такие очень молодые белые карлики наблюдаются в рентгеновском диапазоне (например, наблюдения белого карлика HZ&nbsp;43 спутником ROSAT). Температура поверхности наиболее горячих белых карликов&nbsp;— 7·10⁴&nbsp;K, наиболее холодных&nbsp;— ~5·10³&nbsp;K. Особенностью излучения белых карликов в рентгеновском диапазоне является тот факт, что основным источником рентгеновского излучения для них является [[фотосфера]], что резко отличает их от «нормальных» звёзд: у последних в рентгене излучает [[Солнечная корона|корона]], разогретая до нескольких миллионов кельвинов, а температура фотосферы слишком низка для испускания рентгеновского излучения (см. рис.для них 9). В отсутствие [[аккреция|аккреции]] источником светимости белых карликов является запас тепловой энергии ионов в их недрах, поэтому их светимость зависит от возраста. Количественную теорию остывания белых карликов построил в конце [[1940-е|1940-х]]&nbsp;гг. [[Каплан, Самуил Аронович|С.&nbsp;А.&nbsp;Каплан]]. === [[Аккреция]] на белые карлики в двойных системах === [[Файл:SN1572.Companion.jpg|thumb|320px|Рис.&nbsp;10. Слева&nbsp;— изображение в рентгеновском диапазоне остатков сверхновой [[SN 1572]] типа Ia, наблюдавшейся [[Тихо Браге]] в [[1572]]&nbsp;г.. Справа&nbsp;— фотография в оптическом диапазоне, отмечен бывший компаньон взорвавшегося белого карлика]] * Нестационарная [[аккреция]] на белые карлики в случае, если компаньоном является массивный [[красный карлик]], приводит к возникновению карликовых новых (звёзд типа U&nbsp;Gem (UG)) и [[Новоподобные звёзды|новоподобных]] катастрофических [[переменная звезда|переменных звёзд]]. * [[Аккреция]] на белые карлики, обладающие сильным [[магнитное поле|магнитным полем]], направляется в район магнитных полюсов белого карлика, и [[циклотронное излучения|циклотронный]] механизм излучения аккрецирующей плазмы в околополярных областях магнитного поля карлика вызывает сильную поляризацию излучения в видимой области ([[поляр]]ы и [[промежуточный поляр|промежуточные поляры]]). * [[Аккреция]] на белые карлики богатого [[водород]]ом вещества приводит к его накоплению на поверхности (состоящей преимущественно из [[гелий|гелия]]) и разогреву до температур реакции синтеза гелия, что, в случае развития тепловой неустойчивости, приводит к взрыву, наблюдаемому как вспышка [[новая звезда|новой звезды]]. * Достаточно длительная и интенсивная [[аккреция]] на массивный белый карлик приводит к превышению его массой предела Чандрасекара и [[гравитационный коллапс|гравитационному коллапсу]], наблюдаемому как вспышка [[сверхновая|сверхновой]] типа Ia (см. рис.&nbsp;10). == Примечания == {{примечания}} == Литература == * Deborah Jean Warner. ''Alvan Clark and Sons: Artists in Optics'', Smithsonian Press, 1968 * Шкловский, И. С. О природе планетарных туманностей и их ядер // Астрономический журнал. — Том 33, № 3, 1956. — сс. 315—329. * [http://nature.web.ru/db/msg.html?mid=1159166&uri=index.html Я.&nbsp;Б.&nbsp;Зельдович, С.&nbsp;И.&nbsp;Блинников, Н.&nbsp;И.&nbsp;Шакура. ''Физические основы строения и эволюции звёзд'', М., 1981] * Шкловский&nbsp;И.&nbsp;С. ''Звёзды: их рождение, жизнь и смерть'', М.: Наука, 1984 * Киппенхан&nbsp;Р. ''100&nbsp;миллиардов солнц. Рождение, жизнь и смерть звёзд'', М.: Мир, 1990 * [http://www.astronet.ru/db/FK86/''Физика космоса. Маленькая энциклопедия'', М.: Советская Энциклопедия, 1986] == См. также == * [[Аккреция]] * [[Чёрный карлик]] * [[Вырожденный газ]] * [[Предел Чандрасекара]] * [[Нуклеосинтез]] * [[Планетарная туманность]] * [[Сверхновая]] {{звёзды}} == Ссылки == * [http://www.adlerplanetarium.org/research/collections/instruments/dearborn.shtml Adler Planetarium Astronomy Museum: The Dearborn Telescope] {{К лишению статуса избранной|2009-06-12}} [[Категория:Звёздная эволюция]] [[Категория:Астрофизика]] [[Категория:Классы звёзд]] {{Link FA|en}} {{Link FA|es}} [[bg:Бяло джудже]] [[bn:শ্বেত বামন]] [[ca:Nana blanca]] [[cs:Bílý trpaslík]] [[da:Hvid dværg]] [[de:Weißer Zwerg]] [[el:Λευκός νάνος]] [[en:White dwarf]] [[eo:Blanka nano]] [[es:Enana blanca]] [[et:Valge kääbus]] [[eu:Nano zuri]] [[fa:کوتوله سفید]] [[fi:Valkoinen kääpiö]] [[fr:Naine blanche]] [[gl:Anana branca]] [[he:ננס לבן]] [[hr:Bijeli patuljak]] [[hu:Fehér törpe]] [[id:Katai putih]] [[is:Hvítur dvergur]] [[it:Nana bianca]] {{Link FA|it}} [[ja:白色矮星]] [[ko:백색 왜성]] [[la:Pumilio alba]] [[lb:Wäissen Zwerg]] [[lt:Baltoji nykštukė]] [[lv:Baltais punduris]] [[mk:Бело џуџе]] [[ml:വെള്ളക്കുള്ളന്‍]] [[mr:श्वेत बटू]] [[mzn:اسپه کوتوله]] [[nl:Witte dwerg]] [[nn:Kvit dverg]] [[no:Hvit dverg]] [[pl:Biały karzeł]] [[pt:Anã branca]] [[ro:Pitică albă]] [[simple:White dwarf]] [[sk:Biely trpaslík]] [[sl:Bela pritlikavka]] [[sr:Beli patuljak]] [[sv:Vit dvärg]] [[th:ดาวแคระขาว]] [[tr:Beyaz cüce]] [[uk:Білий карлик]] [[vi:Sao lùn trắng]] [[zh:白矮星]]'