Белые карлики. Будущее Вселенной
Шрифт:
Во второй половине прошлого века белые карлики искали куда активней и к тому же различными методами. К началу 1960-х гг. число идентифицированных белых карликов перевалило за четыре сотни, а в 1999 г. был опубликован каталог, содержащий более 2200 звезд этого семейства. Их список увеличился вчетверо в результате выполнения Слоуновского цифрового обзора небосвода (Sloan Digital Sky Survey), который начали осуществлять в 2000 г. Он ведется на 250-см телескопе обсерватории Апач-Пойнт в штате Нью-Мексико, оборудованном уникальной цифровой фотокамерой и спектрографами высокого разрешения. В 2006 г. его команда опубликовала каталог из 9316 белых карликов, причем около 6000 было найдено в ходе самого обзора. Каталог 2013 г. содержит уже 19 712 белых карликов.
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
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.
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.
Исследования спектров белых карликов в полную силу развернулись в середине прошлого века. К 1950 г. стало известно, что газовые оболочки белых карликов чаще всего состоят из чистого водорода и значительно реже – из гелия. Вскоре были найдены очень незначительные примеси элементов тяжелее гелия, которые по традиции астрономы называют металлами. Прежде всего это углерод и кислород, а также ряд более тяжелых элементов. Как сказано в главе 3, углерод и кислород присутствуют в ядрах большинства белых карликов и попадают в их атмосферы путем диффузии из нижележащих слоев. Этим же механизмом можно объяснить и присутствие магния и неона. Более тяжелые элементы должны оседать в ядра белых карликов, а в их атмосферы они приходят из окружающего пространства как космическое загрязнение. Согласно самой распространенной гипотезе, их главным источником служат мигрирующие в космосе планетезимали, твердые тела небольших размеров, падающие на белый карлик и испаряющиеся в его атмосфере. Их несгоревшие пылевые остатки под действием тяготения могут оказаться на поверхности карлика и даже, что не исключено, диффундировать несколько глубже.
Для упорядочивания информации о спектрах белых карликов было разработано несколько классификационных систем. Схема, которая применяется сегодня, была вчерне предложена в 1979 г. и опубликована в 1983 г. [11] Она включает шесть классов, которые приведены ниже в соответствии с их современными определениями:
DA. Доминируют линии поглощения бальмеровской серии водорода.
DB. Видны линии неионизированных атомов гелия; нет линий водорода.
DO. В спектре доминируют линии однократно ионизированных атомов гелия; кроме того, возможны признаки атомарного или молекулярного гелия, кислорода и углерода.
11
Edward M. Scion et al. A Proposed New White Dwarf Classification System // Astrophysical Journal (1913), 269: 253–257.
DQ. Линии атомарного или молекулярного углерода в разных участках спектра.
DZ. В спектре представлены металлы, но нет ни водорода, ни гелия.
DC. Сплошной спектр с возможным наложением редких и неглубоких линий поглощения различных элементов.
Некоторые белые карлики имеют более сложные спектры, требующие использования дополнительных подклассов – но это уже детали.
Эта классификационная система, если так можно выразиться, легко читаема. Класс DA объединяет белые карлики, чьи спектры демонстрируют только линии второй (бальмеровской) серии водорода. Это самое многочисленное семейство – его доля в популяции этих звезд в нашей Галактике составляет порядка 80 %. Их температуры варьируют в очень широком диапазоне – от 5000 до 80 000 K. Белые карлики класса DB, в чьих спектрах доминирует атомарный гелий, в среднем похолоднее, верхний предел их температур не превышает 25 000–30 000 K. Класс DO объединяет самые горячие белые карлики с температурами в диапазоне от 45 000 до 100 000 K. В класс DZ, напротив, включены белые карлики, чьи спектры не содержат ни признаков водорода, ни признаков гелия, однако демонстрируют присутствие углерода и более тяжелых элементов – магния, кальция и даже железа. Например, Сириус В и 40 Эридана B являются типичными представителями класса DA. Напротив, излучение белого карлика, открытого ван Мааненом, свидетельствует о наличии кальция в его внешней оболочке – это спектральный класс DZ. Следует отметить, что белые карлики классов DA, DB и DO, чьи атмосферы содержат линии поглощения водорода или гелия, абсолютно превалируют в количественном отношении.