Білі карлики - одна з захоплюючих тим в історії астрономії: вперше були відкриті небесні тіла, що володіють властивостями, досить далекими від тих, з якими ми маємо справу в земних умовах. І, цілком ймовірно, дозвіл загадки білих карликів поклало початок дослідженням таємничої природи речовини, захованого десь у різних куточках Всесвіту.

У Всесвіті багато білих карликів. Один 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, в сфері з радіусом в 30 світлових років повинне знаходитися близько 100 таких зірок. Історія відкриття білих карликів сходить до початку 19в, коли Фрідріх Вільгельм Бессель, простежуючи рух найбільш яскравої зірки Сиріус, відкрив, що її шлях є не прямою лінією, а має хвилеподібний характер. Власний рух зірки відбувався не по прямій лінії; здавалося, що вона ледь помітно змістилася з боку в бік. До 1844р., приблизно через десять років після перших спостережень Сиріуса, Бессель прийшов до висновку, що поруч із Сиріусом знаходиться друга зірка, яка, будучи невидимою, надає на Сиріус гравітаційний вплив; воно виявляється по коливаннях в русі Сіріуса. Ще більш цікавим виявилося те обставина, що якщо темний компонент дійсно існує, то період обігу обох зірок щодо їх загального центру ваги дорівнює приблизно 50 рокам.

Перенесемося в 1862г. і з Німеччини в Кембридж, штат Массачусетс (США). Алвану Кларку, найбільшому будівельникові 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 у світі. Після того як Кларк закінчив обробку лінзи телескопа, потрібно було перевірити, чи забезпечена необхідна точність форми її поверхні. З цією метою лінзу встановили в рухливій трубі і направили на Сиріус - найяскравішу зірку, що є кращим об'єктом для перевірки лінз і виявлення їх дефектів. Зафіксувавши положення труби телескопа, Алвані Кларк побачив слабкий "привид", який з'явився на східному краю поля зору телескопа у відблиску Сиріуса. Потім, у міру руху небозводу, у 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 у полі зору телескопа слабка зірочка виявилася компонентом Сіріуса, передбаченим Бесселем. На закінчення слід додати, що через початок першої світової війни телескоп Кларка так ніколи і не був відправлений у Міссісіпі - його встановили в Дирбоновской обсерваторії, поблизу Чикаго, а лінзу використовують донині, 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 Сиріуса, його відстань до Землі і амплітуди відхилень від прямолінійного руху астрономам удалося визначити характеристики обох зірок системи, названих Сіріус А і Сіріус Ст. 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 виміру параметрів орбіти маса Сиріуса А виявилася в 2,5 рази більше маси Сонця, а маса Сиріуса В склала 95% маси Сонця. Після того як були визначено світності обох зірок, виявилося, що Сиріус А майже в 10 000 разів яскравіше, ніж Сиріус Ст. По абсолютній величині Сиріуса А ми знаємо, що він приблизно в 35,5 рази світить сильніше Сонця. Звідси випливає, що світність Сонця в 300 разів перевищує світність Сіріуса Ст. Світність будь-якої зірки залежить від температури поверхні зірки і її розмірів, тобто діаметра. Близькість другого компонента до більш яскравого Сиріуса А надзвичайно ускладнює визначення його спектра, що необхідно для установки температури зірки. У 1915г. з використанням усіх технічних засобів, якими володіла найбільша обсерваторія того часу Маунт-Вілсон (США), були отримані вдалі фотографії спектра Сиріуса.

Це привело до несподіваного відкриття: температура супутника складала 8000 До, 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, чим квадратний сантиметр поверхні Сонця. Звідси випливає, що поверхня супутника повинна бути в 300*104 разів менше, ніж поверхня Сонця, і Сиріус повинен мати діаметр близько 40 000 км. Однак маса цієї зірки складає 95% від маси Сонця. Це означає, що величезна кількість речовини повинна бути упакована 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 задамося питанням: 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 "вироджене тиск". Воно з'являється при найсильнішому 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 одна в іншу. Гравітаційне стиснення білого карлика відбувається протягом тривалого часу, і електронні оболонки продовжують проникати один в одного до тих пір, поки відстань між ядрами не стане порядку радіуса найменшої електронної оболонки. Внутрішні електронні оболонки являють собою 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 повної, хмара електронів рухається щодо решітки з більш важких ядер, так що речовина білого карлика набуває певні фізичні властивості, характерні для металів. У такій речовині енергія переноситься до поверхні електронами, подібно до того як тепло поширюється по залізній лозині, 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 фундаментальному фізичному принципу, два електрони, що знаходяться в одному елементі фазового об'єму, не можуть мати однакові енергії. Отже, щоб не займати один і той же елемент обсягу, вони повинні рухатися з величезними швидкостями. Найменший розмір допустимого обсягу залежить від діапазону швидкостей електронів. Проте в середньому, чим нижче швидкість електронів, тим більше той мінімальний обсяг, який вони можуть займати. Іншими словами, найшвидші електрони займають найменший обсяг.

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 вироджений 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%. Тим не менш 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 міняються від 5000 К у "холодних" зірок до 50 000 К у "гарячих". Під атмосферою білого карлика лежить область невырожденного речовини, в якій міститься невелике число вільних електронів. Товщина цього шару 160 км, що складає приблизно 1% радіуса зірки. Шар цей може мінятися згодом, 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 поводяться подібно до гарматного ядра, нагрітому до великої температури; ядро може змінювати температуру, випромінюючи енергію, але його розміри залишаються незмінними. Чим же визначається остаточний діаметр білого карлика? Виявляється його масою. Ніж 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 мінятися від мільйонів градусів у ядрі зірки до нуля на поверхні, діаметр її не міняється. Згодом зірка стає темним тілом з тим же діаметром, який вона мала, вступивши в стадію білого карлика. Під верхнім шаром зірки вироджений газ практично изотермичен, тобто температура майже постійна аж до самого центру зірки; вона складає 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. Усередині білого карлика відсутній водень, який підтримував би цей механізм генерації енергії. Єдиний вид енергії, яким розташовує білий карлик, -це теплова енергія. Ядра атомів знаходяться в безладному 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 охолоджується швидко, але у 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 і стати чорним карликом, однак на це можуть знадобитися трильйони років, і, на думку багатьох учених, представляється досить 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 складали приблизно половину її. Теоретично гранична маса для повністю вырожденной 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 2тонны, а на поверхні білого карлика його вага складала б 120-140 тонн. З урахуванням того, що радіуси білих карликів мало відрізняються і їх маси майже збігаються, можна укласти, що сила тяжіння на поверхні будь-якого білого карлика приблизно одна і та ж. У Всесвіті багато білих карликів. Один 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, в сфері з радіусом в 30 світлових років повинне знаходитися близько 100 таких зірок. Виникає питання: чи всі зірки стають білими карликами в кінці свого еволюційного шляху ? Якщо ні, то яка частина зірок переходить в стадію білого карлика ? Найважливіший крок у вирішенні проблеми був зроблений, коли астрономи нанесли 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 гарячою зіркою в центрі. Насправді ця маса являє собою складну турбулентну, концентричну оболонку, що розширюється зі швидкостями 15-50 км/с. Хоча ці утворення виглядають як кільця, на ділі вони є оболонками, і швидкість турбулентного руху газу в них досягає приблизно 120 км/с. Виявилося, що діаметри декількох планетарних туманностей, до яких вдалося виміряти відстань, складають порядку 1 світлового року, або близько 10 трильйонів кілометрів.

Розширюючись із зазначеними вище швидкостями, газ в оболонках стає дуже розрядженою і не може збуджуватися, а отже, його не можна побачити через 100 000 років. Багато планетарні туманності, спостережувані нами сьогодні, народилися в останні 50 000 років, а типовий вік близький до 20 000 років. Центральні зірки таких туманностей - найбільш гарячі об'єкти серед відомих у природі. Температура їх поверхні змінюється від 50 000 до 1млн. К. З-за надзвичайно високих температур велика частина випромінювання зірки доводиться на далеку ультрафіолетову область електромагнітного спектра.

Це ультрафіолетове випромінювання поглинається, перетвориться і перевипромінюється 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 доводиться 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 відбулися від нормальних зірок головної послідовності, що не проходять через стадію планетарної туманності. Повна картина утворення білих карликів туманна і невизначена. Відсутній так багато деталей, що в кращому випадку опис еволюційного процесу можна будувати лише шляхом логічних умовиводів. І, проте, загальний висновок такий: багато зірок втрачають частину речовини на шляху до свого фіналу, подібного до 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 наднові, а потім стиснутися до розмірів куль радіусом кілька кілометрів, тобто перетворитися в нейтронні зірки.