Сергей Иванович Блинников - Белые карлики

теплоемкости
образовавшегося
ионного кристалла по сравнению с
теплоемкостью «ионного» газа. Но на самом деле эти
эффекты пренебрежимо малы по сравнению с так называемым дебаевским вырождением кристаллической решетки. Он характеризуется тем, что температура в ядре становится уже недостаточной для возбуждения колебаний решетки, в которых и содержится теперь тепловая энергия ионов. Вследствие этого теплоемкость
ионного кристалла в действительности быстро падает
( ~ Т ~ 3 ) , и эволюция белого карлика должна в десятки
раз ускориться. При L = 10~4Lc к р и с т а л л и з у е т с я у ж е
99% массы звезды.
Итак, совместное действие конвекции и кристаллизации (точнее, дебаевского вырождения) сильно ускоряет остывание белого карлика, что, по-видимому, может
объяснить наблюдаемый дефицит холодных белых карликов. Однако свойства таких ионных кристаллов еще
не вполне понятны, и расчеты их дают противоречивые
оценки. Все же можно сделать вывод, что кристаллизация, видимо, эффективна в массивных белых карликах 22.
Очевидно, что белый карлик может остыть до таких
светимостей, когда он уже будет не наблюдаем с Земли. Станет ли он тогда абсолютно холодным? Оказывается, нет. В межзвездной среде довольно много газа (в
среднем около 1 частицы в 1 см 3 ), и из-за притяжения
22
Свидетельства в пользу кристаллизации сверхплотного вещества представили пульсары — скачки в их периодах, по-видимому,
невозможно объяснить, не предполагая кристаллизацию вещества в
их недрах.

57

белого карлика (вернее, уже красного)
межзвездный
газ будет на него падать. Такой процесс называют аккрецией. Выделяющаяся при аккреции
потенциальная
энергия газа может обеспечить светимость белого карлика (10~ 6 —10~ 7 )1с и нагреть его до температуры
Гэф^ЮОО К. Аккреция межзвездного вещества может
происходить и на более горячие, т. е. еще наблюдаемые
белые карлики.
Межзвездный газ состоит в основном из водорода, и
аккреция может происходить с такой скоростью, что за
какую-нибудь тысячу лет упавший на звезду водородный слой станет непрозрачным — белый карлик как бы
приобретает водородную атмосферу. Это, скорее всего,
и объясняет, почему мы наблюдаем так много белых
карликов спектрального класса DA, хотя внутри у них
водорода не должно быть.
Однако возникает вопрос — почему в спектрах многих DA-карликов почти нет линий более тяжелых элементов, чем водород. Ответ на него был найден Э. Шацманом еще в 50-е годы: при большом ускорении силы
тяжести, характерном для белых карликов, более тяжелые элементы должны быстро оседать из атмосферы в
глубокие слои звезды, в то время как самый легкий —
водород — останется вверху 2 3 . Однако при этом необходимо предположить, что атмосфера белого карлика
не перемешивается конвекцией. С другой стороны, конвекцией можно объяснить, почему в спектрах белых
карликов классов DB, DF, DG и DC нет линий водорода, который должен был бы падать на их поверхность.
Так как температура DB-карликов 20 ООО К, то, как
мы уже говорили, в их атмосфере должна происходить
интенсивная конвекция. Поэтому весь водород, перемешиваясь с более глубокими слоями (богатыми гелием),
практически не наблюдаем в их спектрах. Такой DBкарлик может образоваться, как показывают расчеты,
из белого карлика класса DA, когда последний охладится до температуры около 12 000 К. Кроме того, конвекция должна порождать мощные акустические волны, нагревающие верхнюю часть атмосферы. У такого белого
карлика должна образоваться корона, подобная солнечной. Вещество из этой короны может истекать подобно
23

Такое же разделение элементов наблюдается в верхних слоях
атмосферы Земли.
58

солнечному ветру и препятствовать аккреции водорода
на поверхность белого карлика.
Подобным же образом может объясняться отсутствие водорода и в некоторых звездах классов DF и
DG.
Итак, мы детально проследили эволюцию, а вернее,
остывание, белых карликов. Теперь у нас не остается
сомнений, что они представляют собой конечный продукт жизни звезды с массой М --">