Белые карлики имеют атмосферу. Анализ спектров карликов приводит к выводу, что толщина их атмосферы составляет всего несколько сотен метров. В этой атмосфере астрономы обнаруживают различные знакомые химические элементы.

    Известны  белые карлики двух типов - холодные и горячие.

    В атмосферах более горячих белых  карликов содержится некоторый запас  водорода, хотя, вероятно, он не превышает 0,05%. Тем не менее, по линиям в спектрах этих звёзд были обнаружены водород, гелий, кальций, железо, углерод и  даже окись титана.

    Атмосферы холодных белых карликов состоят  почти целиком из гелия; на водород, возможно, приходится меньше, чем один атом из миллиона. Температуры поверхности  белых карликов меняются от 5000 К  у "холодных" звёзд до 50000 К  у  "горячих".

    Диаметр белого карлика определяется его массой. Чем больше масса белого карлика, тем меньше его радиус; минимально возможный радиус составляет 100000 км. Теоретически, если масса белого карлика превышает массу Солнца в 1,2 раза, его радиус может быть неограниченно малым. Именно давление вырожденного электронного газа предохраняет звезду от всяческого дальнейшего сжатия, и, хотя температура может меняться от миллионов градусов в ядре звезды до нуля на поверхности, диаметр её не меняется. Со временем звезда становится тёмным телом с тем же диаметром, который она имела, вступив в стадию белого карлика.

    Единственный  вид энергии, которым располагает  белый карлик, - это тепловая энергия. Ядра атомов находятся в беспорядочном  движении, так как они рассеиваются вырожденным электронным газом. Со временем движение ядер замедляется, что эквивалентно процессу охлаждения. Электронный газ, который не похож  не на один из известных на Земле  газов, отличается исключительной теплопроводностью, и электроны проводят тепловую энергию  к поверхности, где через атмосферу  эта энергия излучается в космическое  пространство.

      Астрономы сравнивают процесс  остывания горячего белого карлика  с остыванием железного прута,  вынутого из огня. Сначала белый  карлик охлаждается быстро, но  по мере падения температуры  внутри него охлаждение замедляется.  Согласно оценкам, за первые  сотни миллионов лет светимость  белого карлика падает на 1% от  светимости Солнца. В конце концов, белый карлик должен исчезнуть  и стать чёрным карликом, однако  на это могут понадобиться триллионы лет, и, по мнению многих учёных, представляется весьма сомнительным, чтобы возраст Вселенной был достаточно велик для появления в ней чёрных карликов.

    Полная  картина образования белых карликов туманна и неопределенна. Отсутствует  так много деталей, что в лучшем случае описание эволюционного процесса можно строить лишь путём логических умозаключений. И, тем не менее, общий  вывод таков: многие звёзды теряют часть  вещества на пути к своему финалу, подобному  стадии белого карлика, и затем скрываются на небесных «кладбищах» в виде чёрных, невидимых карликов.  

    Масса белых карликов не может превышать  некоторого значения – это так  называемый предел Чандрасекара (по имени американского астрофизика, индийца по происхождению, Субрахманьяна Чандрасекара), он равен примерно 1,4 массы Солнца.

    Если  масса звезды примерно вдвое превышает  массу Солнца, то такие звёзды на последних этапах своей эволюции теряют устойчивость. Такие звёзды могут взорваться как сверхновые, а затем  сжаться до размеров шаров  радиусом несколько километров, т.е. превратиться в нейтронные звёзды.

    3.2. Нейтронные звезды

    Рождение нейтронных звезд сопровождается грандиозным небесным явлением – вспышкой сверхновой звезды. Зная из наблюдений, что вспышки сверхновых в нормальной галактике происходят примерно раз в 25 лет, легко вычислить, что за время существования нашей Галактики (10-15 млрд. лет) в ней должно было образоваться несколько сот миллионов нейтронных звезд.

    Молодые нейтронные звёзды быстро вращаются (периоды вращения измеряются миллисекундами) и обладают сильным магнитным полем. Вращение вместе с магнитным полем создают мощные электрические поля, которые вырывают заряженные частицы из твёрдой поверхности нейтронной звезды и ускоряют их до очень высоких энергий. Эти частицы излучают радиоволны.

    С потерей энергии вращение нейтронной звезды тормозится, электрический потенциал, создаваемый магнитным полем, падает. При некотором его значении заряженные частицы перестают рождаться  и радиопульсар «затухает». Это происходит за время около 10 млн. лет, поэтому  действующих пульсаров в Галактике  должно быть несколько сот тысяч. В настоящее время наблюдается  примерно 700 пульсаров.

    Как и для белых карликов, для нейтронных звезд существует предельно возможная  масса (она носит название предела Оппенгеймера – Волкова).  Строение материи при столь высоких плотностях известно плохо. Поэтому предел Оппенгеймера – Волкова точно не установлен, его величина зависит от сделанных предположений о типе и взаимодействии частиц внутри нейтронной звезды. Но в любом случае он не превышает трёх масс Солнца.

    Если  масса нейтронной звезды превосходит  это значение, никакое давление вещества не может противодействовать силам  гравитации. Звезда становится неустойчивой и быстро коллапсирует. Так образуется чёрная дыра.

    3.3. Чёрные дыры

    Термин  «чёрная дыра» был весьма удачно введён в науку американским физиком  Джоном Уиллером в 1968 г. для обозначения сколлапсировавшей звезды. Черная дыра создает вокруг себя гравитационное поле громадной силы. Это огромное тяготение не выпускает за пределы звезды никакое излучение, поэтому никакие приборы не могут ее зафиксировать. Поверхности в традиционном понимании у чёрных дыр быть не может. Удивительно, но самые «экзотические»  с точки зрения образования и физических проявлений космические объекты – чёрные дыры – устроены гораздо проще, чем обычные звезды или планеты. У них нет химического состава, их строение не связано с различными типами взаимодействия вещества – они описываются только уравнениями гравитации Эйнштейна. Кроме массы чёрная дыра может ещё характеризоваться моментом количества движения и электрическим зарядом.

    Но  если чёрные дыры не светят, то, как  же можно судить о реальности этих объектов во Вселенной? Основываясь на законе всемирного тяготения и конечности распространения света, возможность существования черных дыр предсказал еще в 18 в. Пьер Лаплас. Теоретические оценки показывают, что число черных дыр в Галактике может достигать сотен миллионов. Черную дыру можно обнаружить, если она является компонентом двойной звезды – она может быть мощным источником рентгеновского излучения. Их гравитационные поля воздействуют на другие тела. С теоретической точки зрения черные дыры столь же неизбежный результат эволюции звезд, как белые карлики или нейтронные звезды. Но ясно, что наблюдения черных дыр затруднены самой их природой.

      Имеются косвенные доказательства  существования чёрных дыр более  чем в 10 тесных двойных рентгеновских  звёздах. В пользу этого говорят,  во-первых, отсутствие известных  проявлений твёрдой поверхности,  характерных для рентгеновского  пульсара или рентгеновского  барстера (например, периодических  импульсов в излучении), и, во-вторых, большая масса невидимого компонента  двойной системы (больше трёх  масс Солнца). «…вряд ли можно сомневаться, что черные дыры существуют: у массивных звезд нет иного пути, чем превращение в черную дыру на финальной стадии эволюции».⁶                                                                               

Заключение

    За  период немногим более двух столетий представление о звёздах изменилось кардинально. Из непостижимо далёких  и равнодушных светящих точек на небе они превратились в предмет всестороннего физического исследования.

    Астрономы не в состоянии проследит жизнь  одной звезды от начала и до конца. Даже самые короткоживущие звёзды существуют миллионы лет – дольше жизни не только одного человека, но и всего человечества. Учёные могут наблюдать много звёзд, находящихся на самых разных стадиях своего развития, - только что родившиеся и умирающие. Благодаря развитию наблюдательных технологий астрономы получили возможность исследовать не только видимое, но и не видимое глазу излучение звёзд. По многочисленным звездным портретам они стараются восстановить эволюционный путь каждой звезды и написать её биографию.

    Сейчас  уже многое известно об их строении и эволюции, хотя немало остаётся и непонятного. Дальнейшее развитие науки покажет, какие из сегодняшних представлений о происхождении звезд окажутся правильными. Но уже теперь нет сомнения в том, что звезды, во-первых, подчиняясь законам природы, рождаются, живут и  умирают, а не являются однажды созданными и вечно неизменными объектами Вселенной, и, во-вторых, звезды рождаются группами, причем процесс звездообразования продолжается в настоящее время. И этот процесс непрерывен и бесконечен. Ещё впереди то время, когда исполнится мечта создателя современной науки о звёздах Артура Эддингтона и люди, наконец, смогут понять такую великую вещь, как звезда.

  Литература

1. Гуребич Л. Э., Чернин А. Д. Происхождение галактик и звезд.- М.: Наука,1987
2. Гусейханов М. К., Раджабов О. Р. Концепции Современного естествознания.-М.,2005
3. Ефремов Ю. Н. В глубины Вселенной.- М.,1977
4. Игнатова В. А. Естествознание: Учебное пособие.-М.: ИКЦ «Академкнига», 2002
5. Чернин А. В. Космология: Большой взрыв. – СПб.: Питер, 2002
6. Шкловский И. С. Вселенная, жизнь, разум. – М., 1980
7. Шкловский И. С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть. – М., 1977
8. Шварцшильд  М. Строение и эволюция звезд. – М., 2004