Белые карлики. Будущее Вселенной

В 1949 г. в астрономии произошло воистину великое событие. В калифорнийской обсерватории Маунт-Паломар неподалеку от Сан-Диего приступил к работе крупнейший в мире (и надолго оставшийся таковым!) телескоп с пятиметровым зеркалом, названный в честь Дж. Э. Хейла. Право первых наблюдений на этом инструменте получили сотрудники Калифорнийского технологического института и Смитсоновского института. Многолетний и весьма авторитетный сотрудник Йеркской обсерватории астрофизик Джесси Гринстайн, который как раз тогда стал первым профессором астрономии Калтеха, воспользовался этой возможностью для спектрального анализа излучения кандидатов в белые карлики. Такие звезды тогда уже считали на тысячи, но до выявления спектральных особенностей они оставались в подвешенном статусе. Гринстайн изучил спектрограммы более 500 тусклых звезд, многие из которых оказались белыми карликами. К слову, он же создал в Калтехе радиоастрономическую группу, а позднее приложил немалые усилия для организации Национальной радиоастрономической обсерватории в штате Вирджиния.

7. Вся сила в спектрах

Пока еще ничего не было сказано об особой природе вещества белых карликов, лишь о его чрезвычайно высокой плотности по сравнению с веществом звезд главной последовательности. Разумеется, в дальнейшем мы поговорим о ней во всех деталях. Однако я отмечал, что каждый карлик окружен тонкой газовой оболочкой, нагретой до тысяч или десятков тысяч кельвинов. В этих оболочках, то есть в атмосферах белых карликов, нет ничего экзотического, это просто очень горячий и потому ионизированный газ, который ничем принципиально не отличается от газа солнечной атмосферы.

Астрономы получают информацию об атмосферах белых карликов теми же методами, что и о звездных атмосферах, — с помощью спектрального анализа. Его общие принципы были установлены еще во второй половине XIX в., а позднее многократно уточнялись, особенно после появления квантовой механики атомов и квантовой теории излучения.

Очень кратко дело обстоит так. Наблюдаемые спектры звезд возникают благодаря процессам, протекающим в их атмосферах. Излучение звездной поверхности практически не отличается от излучения абсолютно черного тела с его гладким спектром, который описывается знаменитой формулой Планка. Согласно формуле Планка, интенсивность излучения на данной частоте зависит только от температуры. Это означает, что сравнение спектра поверхности звезды с планковским спектром позволяет определить температуру этой поверхности. В астрономии такую температуру называют эффективной, чтобы подчеркнуть: спектр звезды похож на планковский, но все-таки не совпадает с ним. Проходя через атмосферу звезды, излучение значительно ослабляется на некоторых выделенных частотах, соответствующих переходам между энергетическими уровнями электронных оболочек атомов или молекул, присутствующих в атмосфере. Так на спектрограмме появляются участки со сниженной интенсивностью излучения, называемые линиями поглощения. Зная расположение и характер этих линий, можно определить химический состав звездной атмосферы.

Чтобы этот механизм был полностью ясен, копнем поглубже. Предположим, что светящуюся поверхность звезды, фотосферу, покинул фотон чернотельного спектра, летящий, для простоты, вертикально вверх. Если его энергия (равная частоте, помноженной на постоянную Планка) не совпадает ни с одной из энергий возбуждения электронных оболочек находящихся в атмосфере атомов или ионов, этот фотон без помех вылетит в окружающее пространство. В противном случае какой-нибудь атом может захватить этот фотон, и один из его электронов перейдет с нижележащего энергетического уровня на вышележащий. Однако надолго он там не задержится. Почти мгновенно (по порядку величины, через одну стомиллионную долю секунды) этот электрон вернется в прежнее состояние, испустивши квант той же частоты. Однако новорожденный фотон уйдет в произвольном направлении и вполне может вернуться в фотосферу и там поглотиться. В результате некоторые фотоны с частотами, соответствующими энергиям переходов, не смогут выйти за пределы звездной атмосферы. Из-за этого внешний наблюдатель увидит на спектрограмме участки с падениями интенсивности излучения на определенных длинах волн. Идеально гладкий спектр чернотельного излучения становится ломаным и испещряется многочисленными провалами.