Алексей Левин - Белые карлики. Будущее Вселенной

• Название: Белые карлики. Будущее Вселенной
• Автор: Алексей Левин
• Жанр: Прочая научная литература
• Год: 2021
• ISBN: 978-5-0013-9373-3

Перед вами первая книга на  русском языке, почти целиком посвященная остывающим реликтам звезд, известным под именем белых карликов. А ведь судьба превратиться в таких обитателей космического пространства ждет почти все звезды, кроме самых массивных. История открытия белых карликов и их изучение насчитывает десятилетия, и автор не только подробно описывает их физическую природу и во многом парадоксальные свойства, но и рассказывает об ученых, посвятивших жизнь этим объектам Большого космоса. Кроме информации о сверхновых звездах и космологических проблемах, связанных с белыми карликами, читатель познакомится с историей радиоастрономии, узнает об открытии пульсаров и квазаров, о первом детектировании, происхождении и свойствах микроволнового реликтового излучения и его роли в исследовании 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.

Эта незадача не имела бы никакого значения, не окажись эта звездочка белым карликом. Конечно, таким выгоревшим звездам положено было тускнеть из-за постепенного охлаждения. Однако никто не сомневался, что они, как показал еще Местел, остывают чрезвычайно медленно и потому сохраняют практически неизменный блеск на протяжении миллионов лет. Поэтому никак не ожидалось, что их видимая яркость может столь заметно варьировать. Эти вариации разумно объяснялись лишь пульсациями белого карлика.

Но главная проблема заключалась в другом. Некоторые теоретические модели белых карликов допускали слабые пульсации, но с очень малыми периодами порядка нескольких секунд (или, самое большее, десяти-двадцати секунд). Период колебаний яркости белого карлика Haro-Luyten Taurus 76, который наблюдал Ландолт, составлял целых 750 секунд, то есть 12,5 минут. Поэтому статья Ландолта «Новая короткопериодическая голубая переменная звезда»[12] с описанием результатов его наблюдений стала настоящей сенсацией.

Но интрига на этом не закончилась. Замеченные Ландолтом изменения блеска приблизительно соответствовали синусоиде. В 1971 г. Барри Ласкер и Джеймс Хессер обнаружили белый карлик R548, чья световая кривая демонстрировала не синусоидальные колебания, а биения между двумя модами с периодами 213 и 274 с. Кстати, ранее этот карлик был внесен в каталог переменных звезд, но в качестве обычной звезды. Через несколько лет более точные наблюдения показали, что его излучение имеет и дополнительные иррегулярности. В общем, к середине 1970-х гг. стало ясно, что белые карлики могут пульсировать, да еще весьма экзотическим образом. В дальнейшем число открытых пульсаторов этого типа стало быстро расти и к началу XXI в. достигло примерно сотни.

Тайна пульсирующих белых карликов была настолько интересной, что не могла не привлечь внимания множества астрономов. Сейчас она в общих чертах раскрыта, хотя многие детали еще предстоит прояснить. Изменения блеска белых карликов возникают благодаря колебательным процессам, которые изменяют и плотность, и температуру, и степень ионизации вещества белого карлика вблизи или не слишком далеко от его поверхности. Они не похожи на звуковые колебания и, скорее, напоминают волны на поверхности воды. Своим возникновением они обязаны не вариациям давления звездного вещества, а изменениям его плавучести в поле тяготения внутренних слоев звезды. Они не обладают радиальной симметрией и поэтому неодинаково распространяются по разным направлениям. Как легко предположить, известно несколько групп белых карликов (в настоящее время – шесть), для каждой из которых характерен свой тип таких волновых процессов. Эти волны всегда вызывают смещения атмосферы карлика и осцилляции ее температуры, которые и влекут за собой изменения блеска.

В нашем веке астрономы уделяют огромное внимание пульсирующим белым карликам, которые уже перестали выглядеть чем-то экстравагантным – напротив, оказались вполне типичными. Сейчас известно, что большинство этих звезд, за исключением лишь сильно намагниченных, в течение своего долгого жизненного пути хотя бы однажды проходят через стадию пульсаций. Например, карлики класса DA начинают пульсировать, когда температура их поверхности опускается до 13 000 K. При этой температуре протоны, присутствующие в зоне частичной ионизации водорода, могут присоединять электроны и превращаться в нейтральные атомы. Этот процесс изменяет тепловой баланс внутри белого карлика и запускает механизм пульсаций. Они продолжаются несколько сотен миллионов лет, пока поверхность не охладится еще на пару тысяч градусов – до 11 000 K. Сириус В, который относится как раз к этому классу, войдет в пульсационную стадию приблизительно через 1 млрд лет.

Это самый распространенный, но не единственный механизм запуска пульсаций белых карликов. В начале 1980-х гг. американский астроном Дон Вингет и его коллеги показали, что зародыши пульсаций могут появиться и в зоне частичной ионизации гелия. Ионы этого элемента начинают присоединять электроны при более высоких температурах, поэтому пульсации такого рода возникают в белых карликах задолго до остывания до 13 000 K. Уже через год эти же астрономы подтвердили свое предсказание, обнаружив белый карлик с гелиевой атмосферой (то есть карлик класса DB), пребывающий в стадии пульсаций[13]. При эффективной температуре 27 000 K он оказался вдвое горячее типичных водородных белых карликов-пульсаторов. Так что знаменитое изречение о том, что нет ничего практичнее хорошей теории, в данном случае быстро подтвердилось.