Перший білий карлик, зірку 40 Ерідана B, наприкінці XVIII століття відкрив німецький астроном Вільям Гершель. Через 200 років, щоб порахувати всі відомі зірки цього сімейства, вистачало пальців однієї руки. Тепер ми знаємо, що вони дуже численні: понад 90 відсотків усіх зірок, що коли-небудь загорілися, стали білими карликами. У книжці "Білі карлики. Майбутнє Всесвіту "(видавництво" Альпіна нон-фікшн ") історик науки і науковий журналіст Олексій Левін розповідає про найбільш цікаві астрофізичні та космологічні аспекти дослідження білих карликів, а також про вчених, які присвятили життя їх вивченню. пропонує своїм читачам ознайомитися з уривком, в якому описуються принципи роботи спектрального аналізу та відкриття, зроблені завдяки спектрограмам білих карликів.
Вся сила у спектрах
Поки що нічого не було сказано про особливу природу речовини білих карликів, лише про її надзвичайно високу щільність порівняно з речовиною зірок головної послідовності. Зрозуміло, надалі ми поговоримо про неї у всіх деталях. Однак я зазначав, що кожен карлик оточений тонкою газовою оболонкою, нагрітою до тисяч або десятків тисяч кельвінів. У цих оболонках, тобто в атмосферах білих карликів, немає нічого екзотичного, це просто дуже гарячий і тому іонізований газ, який нічим принципово не відрізняється від газу сонячної атмосфери.
Астрономи отримують інформацію про атмосфери білих карликів тими ж методами, що і про зоряні атмосфери, - за допомогою спектрального аналізу. Його загальні принципи були встановлені ще в другій половині XIX ст., а пізніше багаторазово уточнювалися, особливо після появи квантової механіки атомів і квантової теорії випромінювання.
Дуже коротко справа йде так. Спостережувані спектри зірок виникають завдяки процесам, що протікають в їх атмосферах. Випромінювання зоряної поверхні практично не відрізняється від випромінювання абсолютно чорного тіла з його гладким спектром, який описується знаменитою формулою Планка. Згідно з формулою Планка, інтенсивність випромінювання на цій частоті залежить тільки від температури. Це означає, що порівняння спектру поверхні зірки з планківським спектром дозволяє визначити температуру цієї поверхні. В астрономії таку температуру називають ефективною, щоб підкреслити: спектр зірки схожий на планківський, але все-таки не збігається з ним. Проходячи через атмосферу зірки, випромінювання значно послаблюється на деяких виділених частотах, що відповідають переходам між енергетичними рівнями електронних оболонок атомів або молекул, присутніх в атмосфері. Так на спектрограмі з'являються ділянки зі зниженою інтенсивністю випромінювання, звані лініями поглинання. Знаючи розташування і характер цих ліній, можна визначити хімічний склад зіркової атмосфери.
Щоб цей механізм був повністю ясний, копнем поглибче. Припустимо, що поверхню зірки, фотосферу, покинув фотон чорнотельного спектра, що летить, для простоти, вертикально вгору. Якщо його енергія (рівна частоті, помноженій на постійну Планка) не збігається з жодною з енергій збудження електронних оболонок атомів або іонів, що знаходяться в атмосфері, цей фотон без перешкод вилетить в навколишній простір. В іншому випадку якийсь атом може захопити цей фотон, і один з його електронів перейде з нижчого енергетичного рівня на вищележащий. Однак надовго він там не затримається. Майже миттєво (за порядком величини, через одну стомільйонну частку секунди) цей електрон повернеться в колишній стан, випустивши квант тієї ж частоти. Однак новонароджений фотон піде в довільному напрямку і цілком може повернутися у фотосферу і там поглинутися. В результаті деякі фотони з частотами, що відповідають енергіям переходів, не зможуть вийти за межі зіркової атмосфери. Через це зовнішній спостерігач побачить на спектрограмі ділянки з падіннями інтенсивності випромінювання на певних довжинах хвиль. Ідеально гладкий спектр чорнотельного випромінювання стає ламаним і спрощується численними провалами.
Дослідження спектрів білих карликів на повну силу розгорнулися в середині минулого століття. До 1950 р. стало відомо, що газові оболонки білих карликів найчастіше складаються з чистого водню і значно рідше - з гелію. Незабаром були знайдені дуже незначні домішки елементів важче гелію, які за традицією астрономи називають металами. Насамперед це вуглець і кисень, а також ряд більш важких елементів. Як сказано в 3 - му розділі, вуглець і кисень присутні в ядрах більшості білих карликів і потрапляють в атмосфери шляхом дифузії з нижчих шарів. Цим же механізмом можна пояснити і присутність магнію і неона. Більш важкі елементи повинні осідати в ядра білих карликів, а в їх атмосфери вони приходять з навколишнього простору як космічне забруднення. Згідно з найпоширенішою гіпотезою, їх головним джерелом служать мігруючі в космосі планетезималі, тверді тіла невеликих розмірів, що падають на білий карлик і випаровуються в його атмосфері. Їхні незгорілі пилові залишки під дією тяжіння можуть опинитися на поверхні карлика і навіть, що не виключено, дифундирувати дещо глибше.
Для впорядкування інформації про спектри білих карликів було розроблено кілька класифікаційних систем. Схема, яка застосовується сьогодні, була вчерне запропонована в 1979 р. і опублікована в 1983 р. Вона включає шість класів, які наведені нижче у відповідності з їх сучасними визначеннями:
- Домінують лінії поглинання бальмерівської серії водню.
- Видно лінії неіонізованих атомів гелію; немає ліній водню.
- У спектрі домінують лінії одноразово іонізованих атомів гелію; крім того, можливі ознаки атомарного або молекулярного гелію, кисню та вуглецю.
- Лінії атомарного або молекулярного вуглецю в різних ділянках спектра.
- У спектрі представлені метали, але немає ні водню, ні гелію.
- Суцільний спектр з можливим накладенням рідкісних і неглибоких ліній поглинання різних елементів.
Деякі білі карлики мають більш складні спектри, що потребують використання додаткових підкласів - але це вже деталі.
Ця класифікаційна система, якщо так можна висловитися, легко читається. Клас DA об'єднує білі карлики, чиї спектри демонструють тільки лінії другої (бальмерівської) серії водню. Це найчисленніше сімейство - його частка в популяції цих зірок у нашій Галактиці становить близько 80%. Їх температури варіюють в дуже широкому діапазоні - від 5000 до 80 000 K. Білі карлики класу DB, у чиїх спектрах домінує атомарний гелій, у середньому похолодніший, верхня межа їх температур не перевищує 25 000- 30 000 K. Клас DO об'єднує найгарячіші білі карлики з температурами в діапазоні від 45 000 до 100 000 K. навпаки, включені білі карлики, чиї спектри не містять ні ознак водню, ні ознак гелію, проте демонструють присутність вуглецю і більш важких елементів - магнію, кальцію і навіть заліза. Наприклад, Сіріус В і 40 Ерідана B є типовими представниками класу DA. Навпаки, випромінювання білого карлика, відкритого ван Мааненом, свідчить про наявність кальцію в його зовнішній оболонці - це спектральний клас DZ. Слід зазначити, що білі карлики класів DA, DB і DO, чиї атмосфери містять лінії поглинання водню або гелію, абсолютно превалюють у кількісному відношенні.
Подивимося тепер на білі карлики класу DZ, чиї спектри не містять ліній поглинання водню і гелію. Це зовсім не означає, що цих елементів там взагалі немає - справа зовсім в іншому. Карлики класу DZ просто встигли досить сильно охолонути після народження. Тому їхні фотосфери випромінюють порівняно низькоенергетичні фотони, які не збуджують нейтральні атоми водню і гелію і тому безперешкодно проходять крізь атмосферу білого карлика.
Однак енергії цих фотонів вистачає для збудження атомів елементів важче гелію, чиї лінії і присутні в спектрах. До класу DC відносяться настільки ж слабо нагріті (іншими словами, що встигли сильно охолонути) білі карлики, чиї атмосфери містять водень і/або гелій, але позбавлені навіть слідових кількостей металів. Випромінювання фотосфери такого білого карлика проходить крізь газову оболонку, не розсіюючись на її атомах, і тому володіє безперервним або майже безперервним спектром. Однак навіть в астрономії немає правил без винятків. На початку 2010-х рр. в сузір'ї Малої Ведмедиці був ідентифікований незвичайний білий карлик H 1504 + 65 з ефективною температурою поверхні вище 200000 K. Кілька років його вважали абсолютним рекордсменом за ступенем нагріву, і лише в 2015 р. він поступився місцем білому карлику, нагрітому до чверті мільйона кельвінів. Його спектри свідчать про наявність в атмосфері вуглецю, кисню і неону, проте там немає ліній поглинання водню і гелію.
Як це пояснити, враховуючи надвисоку температуру H 1504 + 65? Присутність неона означає, що це світило являє собою кінцевий етап еволюції зірки, чия початкова маса була близька до верхньої межі мас зірок, здатних дати початок білим карликам. Можна припустити, що його виникнення супроводжувалося настільки сильними пульсаціями зірки-попередниці, що призвело до повного руйнування газової оболонки з легких елементів. Однак вона може знову з'явитися, причому досить скоро. Якщо водень і гелій все ще збереглися в надрах карлика, то в міру його остигання вони, швидше за все, будуть дифундирувати до поверхні і накопичуватися в атмосфері.
Спектрограми білих карликів (як і будь-яких зірок) знаходять сенс в контексті теоретичних моделей зоряної еволюції і динаміки зіркових атмосфер. Вони містять інформацію, що дозволяє обчислити ефективну температуру білого карлика, його радіус, масу, хімічний склад атмосфери і силу тяжіння на поверхні. Навряд чи варто уточнювати, що ось вже понад півстоліття такі обчислення виробляються за допомогою комп'ютерних програм, які постійно ускладнюються і вдосконалюються.
Інформаційний потенціал спектрального аналізу неважко пояснити. Форма спектру зірки насамперед визначається ефективною температурою її поверхні. Чим гарячіша зірка, тим сильніше її випромінювання зрушено в область коротких довжин хвиль (або, що те ж саме, високих частот). Спектр містить темні лінії, які свідчать про те, що на певних частотах випромінювання поглинається атомами, присутніми в зоряній атмосфері. Форма профілів цих ліній у білих карликів залежить (серед іншого) від тяжіння на поверхні зірки, яке уповільнює перебіг часу і тим самим зменшує частоту випущених фотонів - це так званий ефект гравітаційного червоного зміщення. Оскільки тяжіння визначається масою карлика, виміри ширини цих ліній дають можливість її обчислити. І нарешті, оскільки електронні оболонки атомів поглинають електромагнітні хвилі лише на певних частотах, надійно встановлених лабораторними вимірами, аналіз спектрограм дозволяє судити і про хімічний склад зоряної атмосфери.
Звичайно, цю інформацію потрібно отримати і обробити. Сьогодні в розпорядженні астрономів є високочутливі детектори випромінювання, оснащені мегапіксельними матрицями з зарядовим зв'язком. Вже пару десятиліть тому астрономічні прилади дозволяли визначати ефективні температури більшості білих карликів з точністю близько 1%. Така ж за порядком величини і середня точність вимірювання інших фізичних характеристик білих карликів.
Спектри білих карликів сильно відрізняються від спектрів зірок головної послідовності як загальною формою, так і наборами і шириною ліній поглинання. Відмінностей багато, і перераховувати їх всі, напевно, не має сенсу. Обмежуся єдиним прикладом. Згадаймо, що у білих карликів класу DA в спектрах присутні лише лінії водню. У найгарячіших зірок головної послідовності класу О з ефективною температурою поверхні 25 000 - 100 000 K, навпаки, ліній водню немає або дуже мало, але є лінії гелію, вуглецю, азоту, кисню і кремнію. У спектрі фотосфери Сонця спостерігаються десятки тисяч ліній поглинання великої безлічі елементів (а в деяких місцях, де температура нижче, наприклад у сонячних плямах, реєструється навіть наявність термостійких багатоатомних молекул).
Детальніше читайте: . Білі карлики. Всесвіту/Олексій Левін. - М.: Альпіна нон-фікшн, 2021. - 268 с.