Алексей Левин - Белые карлики. Будущее Вселенной

Все идентифицированные белые карлики находятся в нашей Галактике. Более того, по большей части они наши соседи. Примерно половина известных белых карликов удалена от нас не более чем на 25 парсек. Даже самый далекий из них, RX J0439.8–6809, находится в гало Млечного Пути на расстоянии 30 000 световых лет от Солнца. Неудивительно, что он и самый горячий, температура его атмосферы равна 250 000 K. Кстати, поверхность самого холодного представителя этого семейства, к которому мы еще не раз вернемся, нагрета всего до 3000 K. Не приходится сомневаться, что белые карлики в изобилии имеются и в других галактиках. Согласно данным звездной статистики, свыше 95 % ныне активных звезд закончат жизнь именно как белые карлики.

Для точной идентификации белого карлика нужно тщательно промерить его спектр, что стало понятным еще при изучении тройки классических белых карликов. Первая серия таких наблюдений в постклассическую (если это определение здесь уместно) эпоху была выполнена в 1930-е гг. Койпером. В 1941 г. он опубликовал список из 38 белых карликов, утвержденных в этом статусе с помощью спектрографических наблюдений. Девять из них были ранее предложены Люйтеном из его подборки звезд с заметными собственными движениями в качестве кандидатов, прочие были отобраны по другим критериям. На основании своих наблюдений Койпер провел и первую, еще очень приблизительную, классификацию спектров белых карликов, которые, по его собственным словам, «демонстрировали лишь отдаленное сходство со спектрами обычных звезд». Другую подобную номенклатуру в 1945 г. предложил Люйтен, по-прежнему продолжавший интересоваться белыми карликами.

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.

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.