Белые карлики. Будущее Вселенной

Как это объяснить, учитывая сверхвысокую температуру H 1504+65? Присутствие неона означает, что это светило представляет собой конечный этап эволюции звезды, чья начальная масса была близка к верхнему пределу масс звезд, способных дать начало белым карликам. Можно предположить, что его возникновение сопровождалось столь сильными пульсациями звезды-предшественницы, что привело к полному разрушению газовой оболочки из легких элементов. Однако она может вновь появиться, причем довольно скоро. Если водород и гелий все еще сохранились в недрах карлика, то по мере его остывания они, скорее всего, будут диффундировать к поверхности и накапливаться в атмосфере.

Спектрограммы белых карликов (как и любых звезд) обретают смысл в контексте теоретических моделей звездной эволюции и динамики звездных атмосфер. Они содержат информацию, позволяющую вычислить эффективную температуру белого карлика, его радиус, массу, химический состав атмосферы и силу тяготения на поверхности. Вряд ли стоит уточнять, что вот уже более полувека такие вычисления производятся с помощью компьютерных программ, которые постоянно усложняются и совершенствуются.

Информационный потенциал спектрального анализа нетрудно объяснить. Форма спектра звезды прежде всего определяется эффективной температурой ее поверхности. Чем горячее звезда, тем сильнее ее излучение сдвинуто в область коротких длин волн (или, что то же самое, высоких частот). Спектр содержит темные линии, которые свидетельствуют о том, что на определенных частотах излучение поглощается атомами, присутствующими в звездной атмосфере. Форма профилей этих линий у белых карликов зависит (среди прочего) от тяготения на поверхности звезды, которое замедляет течение времени и тем самым уменьшает частоту испускаемых фотонов — это так называемый эффект гравитационного красного смещения. Поскольку тяготение определяется массой карлика, промеры ширины этих линий дают возможность ее вычислить. И наконец, поскольку электронные оболочки атомов поглощают электромагнитные волны лишь на определенных частотах, надежно установленных лабораторными измерениями, анализ спектрограмм позволяет судить и о химическом составе звездной атмосферы.

Конечно, эту информацию нужно получить и обработать. Сегодня в распоряжении астрономов имеются высокочувствительные детекторы излучения, оснащенные мегапиксельными матрицами с зарядовой связью. Уже пару десятилетий назад астрономические приборы позволяли определять эффективные температуры большинства белых карликов с точностью порядка 1 %. Такова же по порядку величины и средняя точность измерения остальных физических характеристик белых карликов.

Спектры белых карликов сильно отличаются от спектров звезд главной последовательности как общей формой, так и наборами и шириной линий поглощения. Отличий много, и перечислять их все, наверное, не имеет смысла. Ограничусь единственным примером. Вспомним, что у белых карликов класса DA в спектрах присутствуют лишь линии водорода. У самых горячих звезд главной последовательности класса О с эффективной температурой поверхности 25 000–100 000 K, напротив, линий водорода нет или очень мало, но есть линии гелия, углерода, азота, кислорода и кремния. В спектре фотосферы Солнца наблюдаются десятки тысяч линий поглощения великого множества элементов (а в некоторых местах, где температура ниже, например в солнечных пятнах, регистрируется даже наличие термоустойчивых многоатомных молекул).

8. Пульсации и магнетизм

Без малого 400 лет (точнее, с 1638 г.) известно, что некоторые нормальные звезды периодически меняют блеск. Для этого есть разные причины; в частности, звезда может периодически раздуваться и сжиматься — иначе говоря, пульсировать. Известно несколько типов таких звезд, объединенных общим названием «пульсаторы». Около полувека назад были обнаружены и пульсирующие белые карлики.

Как нередко бывает, произошло это почти случайно. В середине 1960-х гг. астроном из Луизианского университета Арло Ландолт проводил в Национальной обсерватории Китт-Пик в штате Аризона фотометрические наблюдения блеска нескольких тусклых звезд с переменной светимостью. Для пущей надежности (чтобы меньше мешали колебания оптической плотности атмосферы) он сравнивал свет наблюдаемой звезды со светом ее соседки на небесной сфере, чью светимость считали постоянной. Полученные результаты почти всегда соответствовали ожиданиям, однако для одной звезды они оказались совершенно нелепыми. Ландолт принялся доискиваться до причин аномалии и вскоре обнаружил, что выбранная для контроля звезда-соседка периодически меняет блеск.