» » Белые карлики в одиночестве живут дольше, но скучнее, чем в парах

Белые карлики в одиночестве живут дольше, но скучнее, чем в парах


Белые карлики в одиночестве живут дольше, но скучнее, чем в парах

Рис. 1. Кривая блеска пары белых карликов ZTF J1539+5027, полученная при помощи высокоскоростного фотометра CHIMERA, установленного на 5-метровом телескопе Хейла в Паломарской обсерватории. Минимум блеска достигается, когда более легкий (а значит, более крупный и холодный) белый карлик заслоняет своего более массивного компаньона от нас (это происходит в целые значения фазы орбитального движения). Вторичный минимум (фаза ±0,5) соответствует прохождению более массивного карлика по диску более легкого. По вертикальной оси — нормализованный световой поток от системы. График из обсуждаемой статьи в Nature


Белые карлики — один из возможных финальных этапов звездной эволюции: в них превращаются недостаточно массивные «нормальные» звезды, которые не в состоянии породить нейтронную звезду. На сегодня известны тысячи белых карликов, подавляющее большинство которых входит в состав двойных систем (или систем большей кратности). Однако примеров тесных двойных систем, состоящих только из белых карликов, довольно мало. Недавно международный коллектив астрономов сообщил об обнаружении еще одной такой системы, находящейся на расстоянии около 8000 световых лет от нас. Ее компоненты обращаются в плоскости, которую мы видим почти с ребра, что позволяет с высокой точностью измерить их параметры. В будущем эта система, вероятно, станет одной из калибровочных целей для космического детектора гравитационных волн LISA, запуск которого планируется через 15 лет. А пока эта находка — хороший повод рассказать об уже достаточно долгой истории изучения белых карликов.


Еще одна парочка

В последнем из июльских номеров журнала Nature вышла статья астрономов из США, Германии и Израиля, в которой они сообщают об открытии чрезвычайно компактной двойной системы ZTF J1539+5027, образованной белыми карликами. Она находится примерно в 8000 световых лет от нас в созвездии Волопаса. Их массы вполне обычны — 0,61 и 0,21 массы Солнца. Радиус более массивного партнера примерно равен 10 860 км (это всего 1,56% солнечного радиуса!), а более легкого — 21 850 км (рис. 2). Они обращаются вокруг барицентра по сильно вытянутым эллиптическим орбитам, совершая один оборот за 6 минут 55 секунд. Столь короткий период объясняется очень малой (конечно, по астрономическим масштабам) суммой больших полуосей их орбит относительно барицентра. Она составляет лишь 78 тысяч километров, что почти в пять раз меньше среднего расстояния от Земли до Луны! Длина большой полуоси орбиты легкого карлика пары равна 58 200 км, а тяжелого — 19 800 км. Теперь вспомним, что, например, средний радиус Сатурна — 58 232 км. Поэтому если поместить барицентр новооткрытой системы в его геометрический центр, то орбиты обоих белых карликов окажутся внутри этой планеты.


Белые карлики в одиночестве живут дольше, но скучнее, чем в парах

Рис. 2. Оценка массы компонентов системы ZTF J1539+5027 (сами массы откладываются по осям графика). Белыми «пикселями» указаны возможные значения масс, вычисленные на основе спектроскопии радиальных скоростей. Красный контур указывает на ограничения, возникающие из соотношений между массой и радиусом для более тяжелого и горячего белого карлика. Фиолетовые пунктиры — ограничения, основанные на измерениях чирп-массы этой системы (которая связана с потерей энергии из-за испускания гравитационных волн, см. Chirp mass). Синей линией показана область наиболее вероятного значения масс компонентов системы. Во врезке система ZTF J1539+5027 изображена с соблюдением масштабов расстояний, белыми линиями показаны эквипотенциальные поверхности для тяготения в этой системе. Рисунок из обсуждаемой статьи в Nature


Пара ZTF J1539+5027 не может считаться абсолютным чемпионом среди двойных белых карликов по малости орбитального периода. Самой короткопериодической системой до сих пор остается HM Cancri (другое название — J0806) с орбитальным периодом 5 минут 21,5 секунд, которая удалена на 1600 световых лет от Солнца. Она образована белыми карликами с одинаковой массой, равной половине солнечной, удаленными друг от друга приблизительно на 80 000 км. Еще один двойной белый карлик с менее чем десятиминутным (9,5-минутным) орбитальным периодом — это V407 Vul, открытый в 2000 году (T. R. Marsh, D. Steeghs, 2002. V407 Vul: a direct impact accretor). Однако ZTF J1539+5027 на сегодня является самой короткопериодической парой затменных белых карликов. Второе место в этом списке занимает система WD J0651+2844, которые затемняют друг друга каждые 6 с небольшим минут (дважды в течение орбитального периода, равного 12 минут 45 секунд). Дистанция между ними приблизительно равна 115 тысяч километров. Более тяжелый карлик имеет массу 0,49 массы Солнца при радиусе около 9880 км. Масса второго равна 0,247 солнечной, а радиус — 25 820 км.

Новооткрытые карлики, как им и положено, перекрывают свет друг друга приблизительно раз в три с половиной минуты. Эффективная температура более массивного карлика, измеренная на базе спектроскопии его излучения, приближается к 50 тысячам кельвинов. Температура его легкого партнера пока точно не измерена, однако, во всяком случае, не превышает 10 тысяч кельвинов.

Данные о массах и радиусах новооткрытой пары (и, для сравнения, также системы WD J0651+2844) хорошо иллюстрируют важную особенность белых карликов. Радиус этих звезд обратно пропорционален корню третьей степени из массы. Следовательно, с увеличением массы он не возрастает, а падает, что видно и в данном случае. Это противоречит интуиции (для сравнения, радиус звезд солнечного типа приблизительно пропорционален квадратному корню их массы, поэтому чем тяжелее такие звезды, тем они больше), но такова природа белых карликов. Она проявляется и в аномально большом радиусе самого легкого из известных белых карликов J0917+46, о котором речь пойдет ниже.

Затменные двойные звезды (включая, естественно, и белые карлики), если так можно выразиться, очень выгодны для наблюдений. Фотометрические промеры световой кривой такой пары позволяет точно определить частоту затмений, а тем самым — и ее орбитальный период. Не входя в подробности, отмечу, что эта информация вкупе с данными об орбитальных скоростях звезд (которые измеряются по смещению спектральных линий на основе эффекта Доплера) сильно облегчает определение их масс и геометрических характеристик орбит (см. задачи Кривые блеска и экзопланеты и Радиальные скорости и экзопланеты). В описанных двух случаях астрономам очень помогло то обстоятельство, что обе орбиты видны почти с ребра (угол между перпендикуляром к плоскости орбиты и лучом зрения равен 84 градусам для системы ZTF J1539+5027 и 87 градусам для WD J0651+2844). Такое расположение орбит сильно способствует спектроскопическому определению орбитальных скоростей.

Пара ZTF J1539+5027, как и все тесные пары белых карликов (а также и других компактных космических объектов) интенсивно излучает гравитационные волны. Вблизи Солнечной системы эти волны слишком слабы для того, чтобы их можно было детектировать на наземных гравитационных интерферометрах LIGO и Virgo. Однако их можно будет засечь с помощью космической гравитационной обсерватории LISA (Laser Interferometer Space Antenna), которая, как предполагается, может быть запущена где-то около 2034 года. Эти наблюдения позволят получить дополнительную информацию о параметрах системы ZTF J1539+5027 и надежно определить ее расстояние до Солнца. Вытекающие отсюда возможности детально проанализированы в статье Тайсона Литтенберга и Нила Корниша Prospects for Gravitational Wave Measurement of ZTF J1539+5027, которая 23 августа появилась в The Astrophysical Journal Letters. Поскольку о системе ZTF J1539+5027 уже сейчас известно очень много, она сможет послужить своего рода опорной базой для наблюдений на интерферометре LISA. Литтенберг и Корниш полагают, что собранные сведения помогут уточнить скорость распространения гравитационых волн. Согласно общей теории относительности, она равна скорости света, однако некоторые теории допускают несовпадение этих скоростей. Выявление таких различий стало бы открытием фундаментальной важности. Напротив, если новые измерения покажут, что обе скорости могут разниться намного меньше, чем допускали результаты прежних наблюдений, фундамент ОТО вновь укрепится.

Бинарные системы HM Cancri и V407 Vul были открыты благодаря детектированию периодических всплесков рентгеновского излучения, исходящего из этих систем. В обоих случаях оно генерируется из-за аккреции плазмы с одного из карликов на поверхность другого. Новооткрытая пара белых карликов ZTF J1539+5027, напротив, не является рентгеновским источником, что свидетельствует об отсутствии значительной аккреции — по крайней мере, в настоящее время. А далее возможны варианты. Из-за излучения гравитационных волн члены пары теряют кинетическую энергию и постепенно сближаются. Это приводит к укорачиванию их орбитального периода, который сейчас каждую секунду уменьшается приблизительно на 2,7x10–11 секунд (то есть на 0,8 миллисекунды за год). Через 130 тысяч лет он дойдет примерно до пяти минут. Как утверждают авторы статьи в Nature, на этом этапе начнется интенсивный перенос вещества с легкого карлика (имеющего, напомню, больший радиус) на массивный. Дальнейшая судьба этой системы будет зависеть от характера переноса, который однозначно не прогнозируется.

Открытие замечательной пары ZTF J1539+5027 дает хороший повод побольше рассказать о самих белых карликах и том, как их изучают. Этим я и займусь.


Космические субкомпакты

Все звезды вспыхивают одинаково, но заканчивают жизнь по-разному. Звезда рождается в результате гравитационного стягивания чисто газового (как это было в юной Вселенной) или газопылевого (в последующие космические эпохи) облака и поджога термоядерного горения водорода в его центральной зоне. Минимальная температура, необходимая для воспламенения водорода, составляет около 3 миллионов градусов по шкале Кельвина. Согласно модельным вычислениям, для достижения этого порога масса протозвезды должна быть больше 0,075 массы Солнца. Максимальные массы новорожденных звезд исчисляются сотнями солнечных масс, но, согласно некоторым астрофизическим моделям, на заре мироздания они могли достигать и миллиона масс Солнца.

После выгорания водорода звезды претерпевают различные превращения. В конце концов они иногда взрываются без остатка, а иногда дают начало объектам иной природы, которые называют компактными. Это белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры. Первые в среднем в два миллиона раз плотнее Солнца, вторые — где-то в триста триллионов раз. О плотности черных дыр говорить не приходится, поскольку они вообще не содержат вещества даже в самых экзотических формах и представляют собой сгустки поля тяготения. Поэтому белые карлики — самые рыхлые из космических компактов, так сказать, субкомпакты.

Без остатка должны взрываться так называемые сверхновые с парной нестабильностью (pair-instability supernovae). Они еще не открыты, но модельные симуляции однозначно указывают на их существование. Считается, что такой конец ожидает (по крайней мере, некоторые) звезды-гиганты с начальной массой свыше 100 солнечных масс. Согласно теории, после сгорания гелия у такой звезды образуется богатое кислородом невырожденное ядро, в котором из-за высокой температуры происходит спонтанное рождение электронно-позитронных пар. Этот процесс снижает давление внутри ядра и вынуждает его очень быстро сжиматься под действием тяготения. Такое сжатие вызывает резкий рост температуры и запускает термоядерные реакции с участием кислорода в качестве первичного сырья, которые полностью уничтожают звезду, не оставляя после себя ни нейтронной звезды, ни черной дыры. Периодически появляются научные статьи с указанием на возможное (пока только возможное) наблюдение таких катаклизмов (см., например, S. Gomez et al., 2019. SN 2016iet: The Pulsational or Pair Instability Explosion of a Low-metallicity Massive CO Core Embedded in a Dense Hydrogen-poor Circumstellar Medium).

По происхожению белые карлики — тлеющие, но все еще весьма горячие остатки не особенно массивных нормальных звезд (как говорят астрономы, звезд главной последовательности), успевших выжечь термоядерное топливо и обреченных на постепенное затухание. Самые легкие звезды перерабатывают водород в гелий и на этом останавливаются, а светила потяжелее в конце жизни производят на свет и более тяжелые элементы. Если начальная масса звезды не превышает восьми солнечных, в ее ядре образуются углерод и кислород, а звезды малость потяжелее (до 10–11 солнечных масс), вырабатывают еще неон и магний. Затем термоядерный синтез прекращается, и звезда вступает в последнюю стадию своей активной жизни.

На этом этапе она дожигает остатки ядерного топлива и в процессе катаклизмических раздуваний и сжатий сбрасывает внешние слои. Так формируются планетарные туманности (рис. 2) — сброшенные газовые оболочки звезд, подсвеченные жесткими ультрафиолетовыми лучами, которые испускает поверхность новорожденного и потому все еще очень горячего (с температурой поверхности свыше ста тысяч кельвинов) белого карлика. Такая подсветка возбуждает атомы разлетающегося газового облака, которые в результате сами делаются источником фотонов разных длин волн (например, атомы кислорода при возвращении в основное состояние светятся голубым). Это свечение продолжается сравнительно недолго, тысячи или, максимум, десятки тысяч лет. Потом планетарная туманность остывает и рассеивается в пространстве.


Белые карлики в одиночестве живут дольше, но скучнее, чем в парах

Белые карлики в одиночестве живут дольше, но скучнее, чем в парах

Рис. 3. Планетарные туманности Улитка (NGC 7293, слева) и Эскимо (NGC 2392). Оба изображения в искусственных цветах: монохромным снимкам, сделанным через разные фильтры, пропускающие свет только определенной длины волны, были присвоены привычные человеческому глазу цвета, а затем эти снимки были сложены в единое изображение. Фотографии с сайтов hubblesite.org и spacetelescope.org


В конце концов от звезды средней массы остается углеродно-кислородное ядро (возможно, с небольшим включением более тяжелых элементов), окруженное атмосферой из чистого водорода или смеси водорода и гелия (в разных пропорциях), нагретой до десятков и даже сотен тысяч градусов. Это и есть типичный белый карлик. Существуют также белые карлики с чисто гелиевыми ядрами — это останки самых легких звезд. Все сказанное справедливо лишь для звезд, не входящих в тесные пары — о них особый разговор. Стоит отметить, что одиночные звезды с массами свыше 11 солнечных претерпевают гравитационный коллапс и превращаются в сверхновые.

Масса большинства белых карликов составляет от 0,5 до 1,3 массы Солнца, а средний радиус не превышает сотой доли солнечного. Правда, есть и выдающиеся (в обе стороны) примеры. Масса самого легкого на сегодняшний день карлика J0917+46 равна 0,17 массы Солнца (рис. 3), он же и самый большой, и самый рыхлый: его радиус составляет 8% солнечного. Самый тяжелый из известных белых карликов WD1143+321, как считается, тянет на 1,52 солнечной массы, но эта оценка не стопроцентно достоверна.


Белые карлики в одиночестве живут дольше, но скучнее, чем в парах

Рис. 4. Белый карлик J0917+46, расположенный на расстоянии примерно 7400 световых лет от нас на границе созвездий Рысь и Большая Медведица, — самый легкий из известных на сегодня: его масса составляет всего 17% от массы Солнца. Он обращается вокруг близкой звезды-компаньона, которая не видна на этом снимке. Размер кадра по стороне — примерно 4 угловые минуты, площадь неба, попавшая в кадр, составляет примерно 1/40 от площадь полного лунного диска. Фото с сайта cfa.harvard.edu


Температуру ядра новорожденного карлика оценивают приблизительно в сто миллионов кельвинов. Естественно, оно остывает, но чрезвычайно медленно: чтобы она уменьшилась в 25 раз, то есть до 4 миллионов кельвинов, нужно без малого полтора миллиарда лет. Время, за которое белый карлик охладится до температуры окружающего пространства (точнее, до температуры реликтового излучения), измеряется сотнями миллиардов или даже триллионами лет. Стоит отметить, что первые теоретические оценки скорости остывания белых карликов сделал британский астрофизик Леон Местель (Leon Mestel) еще в начале 1950-х годов, и с тех пор они неоднократно уточнялись.


Горячие светлячки космоса

Открытием первого белого карлика наука обязана великому британскому астроному Уильяму Гершелю. 31 января 1783 года он наблюдал в телескоп довольно яркую (четвертой звездной величины) звезду в южном созвездии Эридана. Эта звезда, удаленная, как мы теперь знаем, на шестнадцать с половиной световых лет от Солнца, была известна под несколькими именами. В начале XVIII века первый Королевский астроном Британии и основатель Гринвичской обсерватории Джон Флемстид включил ее в свой звездный каталог под именем 40 Эридана (кстати, именно он ввел в астрономическую практику присвоение звездам индивидуальных номеров в каждом созвездии). Гершель заметил, что 40 Эридана имеет необычный спутник — гравитационно связанную звездную пару (то есть является частью тройной звездной системы). Эта пара состоит из красноватой звезды 11-й величины и чуть менее тусклой белой звезды 9-й величины. Гершель внес ее в свой каталог двойных звезд, опубликованный в 1785 году. Позднее эту пару неоднократно наблюдали и другие астрономы, однако считали ее вполне рядовой (за исключением того, что она была частью тройной системы) и особого внимания ей не уделяли. Звезда 9-й величины 40 Эридана B была белым карликом.


Белые карлики в одиночестве живут дольше, но скучнее, чем в парах

Рис. 5. Снимок звезд тройной системы 40 Эридана. Эта система находится на расстоянии немногим больше 16 световых лет от Солнца. 40 Эридана А — оранжевый карлик спектрального класса K1V с массой около 0,84 массы Солнца. Эта звезда видна невооруженным глазом (звездная величина — 4,42) и имеет традиционное название Кеид. Пара 40 Эридана BC, состоящая из белого карлика (B, ~0,5 массы Солнца) и красного карлика (C, ~0,2 массы Солнца), обращается вокруг главной звезды системы примерно за 8 тысяч лет по орбите радиусом 400 а.е. По отдельности звезды этой пары впервые разглядел в 1783 году Уильям Гершель, а в 1910 году при помощи спектрометрических исследований было установлено, что 40 Эридана B — это белый карлик. Изображение с сайта cloudynights.com


Следующий шаг сделал замечательный немецкий астроном и математик, основатель Кенигсбергской обсерватории Фридрих Вильгельм Бессель. В 1844 году он заметил слабые аномалии движения двух ярких звезд-соседок — ? Большого Пса, Сириуса, и ? Малого Пса, Проциона. Надо сказать, что это потребовало гигантских усилий. Бессель сравнивал данные о видимом движении нескольких опорных звезд, собранных течение 90 лет наблюдателями в Западной и Восточной Европе (в том числе в России) и в Кейптауне. Он смог выявить очень малые (порядка нескольких угловых секунд) отклонения собственнного движения Сириуса и Проциона от ожидаемой прямой линии на небесной сфере и предположил, что обе звезды входят в двойные системы, а эти отклонения объясняются притяжением их еще не открытых спутников.

Гипотеза оказалась верной, но Бессель об этом не узнал — два года спустя он умер от рака. В 1851 году его преемник на посту директора Кенигсбергской обсерватории Кристиан Август Фридрих Петерс показал, что пока еще невидимый спутник Сириуса обращается по сильно вытянутой эллиптической орбите с пятидесятилетним периодом, что с удивительной точностью совпадает с современными данными.


Белые карлики в одиночестве живут дольше, но скучнее, чем в парах

Рис. 6. Слева направо: Уильям Гершель (1738–1822, портрет авторства Лемюэля Эбботта), Фридрих Бессель (1784–1846) и Кристиан Петерс (1806–1880). Изображения с сайта ru.wikipedia.org


Первыми спутник Сириуса наблюдали владелец бостонской оптической фирмы Элвин Кларк и его сын и тезка, Элвин Грэм Кларк-младший. Произошло это случайно. Ясным вечером 31 января 1862 года они проверяли качество линз для телескопа-рефрактора, заказанного университетом Миссисипи. Поскольку труба телескопа не была еще готова, линзы смонтировали на временной раме, подвешенной к вращающейся стреле. Кларк-младший направил сборку на Сириус и буквально через несколько секунд заметил вблизи него очень тусклую звезду. Это и был предсказанный Бесселем спутник самой яркой звезды земного небосвода, о чем Кларки тогда не знали. Вскоре директор обсерватории Гарвардского колледжа Джордж Бонд сообщил об открытии в American Journal of Science, особо отметив, что замеченное Кларками небесное тело может оказаться именно тем спутником Сириуса, о котором писали Бессель и Петерс. Когда этот выпуск журнала был доставлен в Европу, астрономы подтвердили наблюдения Кларков. В этом же году Французская академия наук присудила Кларку-старшему свою высшую ежегодную награду за астрономические исследования — Лаландовскую премию. А после того, как его фирма уже в 1880-е годы блестяще выполнила заказ Пулковской обсерватории на изготовление 30-дюймового объектива для нового телескопа, он получил золотую медаль от Александра III. В общем, бостонский оптик-самоучка не посрамил памяти своего пращура Томаса Кларка, одного из пассажиров знаменитого «Мэйфлауэра».

Но вернемся к спутнику Сириуса. В первое время его называли Sirius comes — «компаньон Сириуса» в переводе с латыни. В конце концов в соответствии с традицией, он получил имя Сириус B, а к названию Сириуса добавили букву А. Астрономы также сразу убедились, что видимая яркость новооткрытого Сириуса B на четыре порядка ниже, чем у сверкающего собрата. Само по себе это было весьма необычным, поскольку уже были известны сотни двойных звездных систем, но подобных различий в яркости еще не наблюдали.


Белые карлики в одиночестве живут дольше, но скучнее, чем в парах

Рис. 7. Двойная звезда Сириус. Компонент этой системы Сириус В — белый карлик. На фото это небольшая точка левее и ниже гораздо более яркого компонента Сириус А, который является ярчайшей звездой на ночном небе. Фото телескопа «Хаббл» с сайта en.wikipedia.org


Четыре года спустя ситуация стала еще парадоксальней. В 1866 году директор Пулковской обсерватории Отто Струве (именно он через 13 лет посетил Кларка в Бостоне и заказал линзы для нового телескопа) пришел к выводу, что масса Сириуса А вдвое больше солнечной, а масса Сириуса В примерно ей равна (по современным даным, она составляет лишь 0,57 солнечной массы). Получалось, что массы звезд различаются вдвое, а светимости — в 10 тысяч раз. Это было еще одной загадкой спутника Сириуса. Струве понял важность этого парадокса и фактически пришел к выводу, что Сириус В по своей природе радикально отличается от Сириуса А. Насколько велико это различие, стало ясным только через 60 лет.

Потом подошла очередь Проциона. В 1896 году директор Ликской обсерватории Джон Шеберле обнаружил у него слабосветящийся спутник, предсказанный Бесселем. Это позволяло предположить, что существуют и другие вполне массивные звезды с аномально малой интегральной (то есть полной) светимостью.

В рамках тогдашних скромных знаний о происхождении звезд можно было предположить, что Сириус и Процион каким-то образом обзавелись массивными, но сравнительно холодными спутниками. Это казалось тем более вероятным, что звезду 40 Эридана В с массой в 0,4 массы Солнца считали красным карликом, сходным с 40 Эридана С. Однако в 1910 году сотрудник Гарвардской обсерватории Вильямина Флеминг к всеобщему удивлению обнаружила, что спектр этой звезды принадлежит тому же классу, что и спектр горячего Сириуса. Отсюда следовало, что ее температура сравнима с температурой Сириуса (сейчас известно, что она в два с половиной раза выше — 25 200 кельвинов против десяти тысяч). В 1915 году американец Уолтер Сидни Адамс отнес и Сириус B в один спектральный класс с Сириусом А. Но коль скоро две звезды равноудалены от Земли, примерно одинаково нагреты и в десять тысяч раз отличаются по светимости, то площади их поверхностей должны разниться в той же пропорции. Отсюда сразу следует, что радиус Сириуса В в сто раз меньше радиуса Сириуса А, а средняя плотность его вещества почти в миллион (100 в третьей степени) раз больше! Получалось, что Сириус В (а по аналогии — и 40 Эридана В) нужно отнести к неизвестному семейству сверхплотных и сверхкомпактных звезд.

В 1917 году Адриан ван Маанен из калифорнийской обсерватории Маунт Вильсон открыл в зодиакальном созвездии Рыб на расстоянии 14 световых лет от Солнца еще одну (на этот раз одиночную) звезду того же типа, которой через шесть лет присвоили его имя. Сейчас эти три звезды называют классическими белыми карликами.

Сириус В, 40 Эридана В и звезда ван Маанена находятся в радиусе пяти парсек от Солнца и потому обладают значительными собственными движениями — смещаются на небесной сфере относительно более далеких и потому кажущихся неподвижными светил. В 1923 году американский астроном с голландскими корнями Виллем Якоб Лейтен опубликовал каталог таких «путешествующих» звезд, включив туда эту троицу. Ввиду их очевидного сходства он назвал их белыми карликами, и это название стало общепринятым. Стоит отметить, что Лейтен всю свою долгую жизнь (он умер в 1994 году) занимался измерениями звездных смещений и определил их для нескольких сотен тысяч звезд.


Их много, но будет больше

Целенаправленный поиск белых карликов начался в 1930-е годы. Пионером в этом деле стал Виллем Лейтен. Он исходил из вполне естественного предположения, что даже в самые мощные (естественно, по тому времени) телескопы можно наблюдать лишь белые карлики в сравнительной близости от Солнца — все прочие не видны из-за малой светимости. Поскольку близким звездам свойственны заметные собственные движения, именно среди них белые карлики и следует искать. Эта стратегия оказалась успешной. Лейтен нашел немало кандидатов в белые карлики, чья природа была удостоверена с помощью анализа спектров их излучения. Белым карликом оказался и открытый Джоном Шеберле спутник Проциона.

Во второй половине XX века белые карлики принялись искать разными методами и много активней. В 1999 году был опубликован каталог, содержащий свыше 2200 звезд этого семейства. Их список увеличился вчетверо в результате Слоановского цифрового обзора небосвода (Sloan Digital Sky Survey), осуществление которого началось в 2000 году. Его ведут на 250-сантиметровом телескопе обсерватории Апачи-Пойнт в штате Нью-Мексико, оборудованном уникальной цифровой фотокамерой и спектрографами высокого разрешения. В 2006 году команда этого проекта опубликовала каталог из 9316 белых карликов, причем около шести тысяч нашли в ходе самого обзора. Каталог 2013 года содержит уже 19 712 белых карликов (S. J. Kleinman et al., 2012. SDSS DR7 White Dwarf Catalog).

Все известные белые карлики принадлежат нашей Галактике. Даже самый далекий из них RX J0439.8-6809 находится в ее гало на расстоянии 30 тысяч световых лет от Солнца (K. Werner, T. Rauch, 2015. Analysis of HST/COS spectra of the bare C–O stellar core H1504+65 and a high-velocity twin in the Galactic halo). Не удивительно, что он и самый горячий: температура его атмосферы составляет 250 тысяч кельвинов. Кстати, поверхность самого холодного представителя этого семейства нагрета всего до 3 тысяч кельвинов. Не приходится сомневаться, что белые карлики в изобилии имеются в других галактиках и что свыше 95% ныне активных звезд завершат жизнь, превратившись именно в белых карликов.

Для идентификации белого карлика нужно промерить его спектр. Это стало ясным уже при изучении тройки классических белых карликов. Первая серия таких наблюдений в постклассическую (если это определение здесь уместно) эпоху была выполнена в 1930-е годы замечательным голландским астрономом Джерардом Койпером (кто не слышал о поясе Койпера?), который к тому времени перебрался в США. В 1941 году он опубликовал список из 38 белых карликов, утвержденных в этом статусе с помощью спектрографических наблюдений. Девять из них были ранее предложены в качестве кандидатов Лейтеном из его подборки звезд с заметными собственными движениями, прочие были отобраны по иным критериям. На основании своих наблюдений Койпер предложил первую, еще очень приблизительную, классификацию спектров белых карликов, которые, по его собственным словам, «демонстрировали лишь отдаленное сходство со спектрами обычных звезд». Еще одну номенклатуру в 1945 году предложил Лейтен, которых продолжал интересоваться белыми карликами. Число известных звезд этой группы к тому времени достигло восьмидесяти.

В 1948 году в астрономии произошло поистине великое событие. В калифорнийской обсерватории Маунт-Паломар неподалеку от Пасадены приступил к работе самый большой (и надолго оставшийся таковым!) телескоп с двухсотдюймовым зеркалом, названный в честь инициатора создания гигантских телескопов-рефлекторов Джорджа Эллери Хейла. Право первых наблюдений на этом инструменте получили сотрудники Калифорнийского технологического инстиута и Смитсоновского института. Многолетний и весьма авторитетный сотрудник Йеркской обсерватории астрофизик Джесси Гринстайн, который именно тогда стал первым профессором астрономии Калтеха, без задержки воспользовался этой возможностью для спектрального анализа излучения кандидатов в белые карлики. Такие звезды уже считались на тысячи, но до выявления их спектральных подписей были обречены оставаться в подвешенном статусе. Гринстайн изучил спектрограммы более чем пяти сотен тусклых звезд, большинство из которых оказались белыми карликами. К слову, он же создал в Калтехе радиоастрономическую группу и приложил немалые усилия для организации Национальной радиоастрономической обсерватории (National Radio Astronomy Observatory) в штате Вирджиния.


Белые карлики в одиночестве живут дольше, но скучнее, чем в парах

Белые карлики в одиночестве живут дольше, но скучнее, чем в парах

Рис. 8. Телескоп Хейла и его внутреннее устройство. Слева вверху: общий вид на телескоп изнутри купола. Телескоп установлен на экваториальной монтировке типа «ярмо с подковой». С 1949 год и вплоть до ввода в строй 6-метрового БТА в 1976 году телескоп Хейла был крупнейшим в мире. Слева внизу: его зеркало во время технического обслуживания (его делают примерно раз в два года, чтобы подлатать тонкий слой алюминиевого покрытия). Справа: схема строения телескопа, выполненная Расселом Портером (Russell W. Porter). Видно, как идут лучи света внутри телескопа к двум его рабочим окулярам (Cassegrain focus и Coude focus). Изображения с сайтов jpl.nasa.gov и astro.caltech.edu


Вся сила в спектрах

Идентификация сотен белых карликов привела к значительному прогрессу в исследовании их свойств. Во второй половине XX века астрономы создали детальную классификацию их спектров, учитывающую температуры и наличие или отсутствие линий поглощения различных элементов. Например, класс DA объединяет белые карлики, чьи спектры содержат только линии основной (бальмеровской) серии водорода. В класс DZ включены самые холодные карлики с температурами не выше 9 тысяч кельвинов, чьи спектры не содержат подписей водорода и гелия, однако демонстрируют присутствие углерода и более тяжелых элементов — магния, кальция и даже железа. Сириус В и 40 Эридана B — очень типичные представители класса DA. Напротив, излучение белого карлика, открытого ван Мааненом, свидетельствует о наличии кальция в его внешней оболочке — это спектральный класс DZ. Разумеется, элементы тяжелее магния не могут синтезироваться в ядрах звезд, дающих начало белым карликам. Они приходят из окружающего пространства в результате космического загрязнения (согласно самой распространенной гипотезе — из-за падения на поверхность карлика небольших твердых тел) и постепенно опускаются в их глубинные слои под действием тяготения.

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

Информационный потенциал спектрального анализа в общем плане нетрудно объяснить. Общая 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, что на некоторых частотах излучение поглощается присутствующими в звездной атмосфере атомами. Ширина этих линий зависит от величины тяготения на поверхности звезды, которое замедляет течение времени и тем самым уменьшает частоту испускаемых фотонов — это эффект гравитационного красного смещения. Поэтому, чем сильнее тяготение (а на поверхности белого карлика оно на 4–6 порядков больше земного), тем, как правило, шире линии поглощения. Поскольку тяготение определяется массой карлика, промеры ширины линий поглощения позволяют ее вычислить. Наконец, поскольку электронные оболочки атомов поглощают электромагнитные волны лишь на определенных частотах, надежно выявленных лабораторными измерениями, анализ спектрограмм позволяет судить и о химическом составе звездной атмосферы.

Спектры белых карликов отличаются от спектров звезд главной последовательности как общей формой, так и наборами и шириной линий поглощения (например, у них уширение гораздо больше из-за большой силы тяготения). Например, у очень распространенных белых карликов упомянутого выше класса DA в спектрах один только водород. У самых горячих звезд главной последовательтности класса О с примерно такой же температурой поверхности (25–100 тысяч кельвинов) водорода нет или очень мало, но есть гелий, углерод, азот, кислород и кремний. В спектре фотосферы Солнца вообще десятки тысяч линий поглощения великого множества элементов, а в солнечных пятнах регистрируется даже наличие некоторых термоустойчивых молекул, например, CN.

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


Пульсации и магнетизм

Без малого 400 лет (точнее, с 1638 года, когда Иоганн Хотьварда (Johannes Holwarda) установил переменность звезды Мира) астрономам известно, что некоторые нормальные звезды периодически меняют блеск. Для этого есть разные причины: в частности, звезда может периодически раздуваться и сжиматься — то есть пульсировать. Известно несколько типов подобных звезд, их объединяют под общим названием «пульсаторы». Около полувека назад были обнаружены пульсирующие белые карлики.

Как нередко бывает, произошло это практически случайно. В середине 1960-х годов астроном из университета Луизианы Арло Ландолт (Arlo U. Landolt) проводил в Национальной обсерватории Китт-Пик в штате Аризона фотометрические наблюдения за блеском нескольких тусклых звезд с переменной светимостью. Для пущей надежности (вернее, чтобы как можно меньше мешали колебания оптической плотности атмосферы), он сравнивал свет наблюдаемой звезды со светом соседки по небесной сфере, чью светимость считали постоянной. Полученные результаты почти всегда соответствовали ожиданиям, но для одной звезды они оказались просто нелепыми. Ландолт начал доискиваться до причин этой аномалии и вскоре обнаружил, что выбранная для контрольных наблюдений звезда-соседка тоже периодически меняет блеск.

Такая незадача не имела бы значения, не окажись эта звездочка белым карликом. Конечно, этим выгоревшим звездам было положено тускнеть из-за постепенного остывания. Однако никто не сомневался, что они, как показал еще Местель, остывают чрезвычайно медленно и сохраняют практически неизменный блеск на протяжении миллионов лет. Поэтому никто не ожидал, что их видимая яркость может столь заметно варьировать. Такие вариации разумно объясняются только пульсациями белого карлика.

Но главная проблема состояла в другом. Некоторые теоретические модели белых карликов допускали для них слабые пульсации, но с очень малыми периодами порядка нескольких секунд (или, самое большее, десяти-двадцати секунд). Период колебаний яркости белого карлика HL Tau 76, который наблюдал Ландолт, составил аж 750 секунд — 12 с половиной минут. Поэтому его статья A New Short-Period Blue Variable, опубликованная в 1968 году на страницах Astrophysical Journal, стала настоящей сенсацией.

Дальше эта загадка стала еще интересней. Замеченные Ландолтом изменения блеска приблизительно соответствовали синусоиде. В 1971 году Барри Ласкер (Barry Lasker) и Джеймс Хессер (James E. Hesser) обнаружили белый карлик R548, чья световая кривая демонстрировала не синусоидальные колебания, а биения между двумя модами с периодами 213 и 274 секунд (B. M. Lasker, J. E. Hesser, 1971. High-Frequency Stellar Oscillations. VI. R548, a Periodically Variable White Dwarf). Кстати, ранее этот карлик был внесен в каталог переменных звезд, но как обычная звезда. Через несколько лет более точные наблюдения показали, что его излучение имеет и дополнительные иррегулярности. В общем, к середине 1970-х стало ясно, что белые карлики могут пульсировать, да к тому же весьма экзотическим образом. В дальнейшем число открытых пульсаторов этого типа быстро росло и к началу XXI века достигло примерно сотни.

Загадка пульсирующих белых карликов была столь интересной, что не могла не привлечь внимания множества астрономов. Сейчас она разрешена в общих чертах, но многие детали еще предстоит выяснить. Если коротко, то изменения световых кривых белых карликов возникают благодаря сложно устроенным волнам плотности, ионизации и температуры вещества этой звезды поблизости или не слишком далеко от ее поверхности. Эти волны не похожи на звуковые колебания и больше напоминают волны на поверхности воды. Своим возникновением они обязаны не колебаниям давления звездного вещества, а изменениям его плавучести в поле тяготения внутренних слоев звезды (так называемые gravity modes, или g modes). Они не обладают радиальной симметрией и поэтому неодинаково распространяются по различным направлениям. Как легко предположить, известны несколько групп белых карликов (шесть в настоящее время), для каждой из которых характерен свой тип подобных волновых процессов. Эти волны 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. Они уже не выглядят чем-то экстравагантным — напротив, вполне типичны. Сейчас известно, что большинство этих звезд, за исключением только сильно намагниченных, в течение своего долгого жизненного пути хотя бы раз проходят через стадию пульсаций. Например, карлики класса DA начинают пульсировать, когда температура их поверхности опускается до 13 000 кельвинов. При этой температуре протоны начинают присоединять электроны, превращаясь в нейтральные атомы водорода. Этот процесс меняет тепловой баланс внутри белого карлика, что и запускает механизм пульсаций. Они продолжаются в течение нескольких сотен миллионов лет, до тех пор, пока поверхность не охладится еще примерно на две тысячи градусов. Сириус В, который относится как раз к этому классу, впадет в пульсационную стадию приблизительно через миллиард лет.

Наблюдения пульсаций белых карликов (которые, напомню, проявляют себя изменениями их видимого блеска) и сравнение полученных результатов с модельными симуляциями позволяет получить уникальную информацию об их строении и скорости вращения. Этот раздел звездной астрономии, получивший название астросейсмологии, в наши дни весьма активно развивается. Разумеется, таким способом изучают и другие звезды, в том числе и Солнце (в этом случае его называют гелиосейсмологией). Полноты ради стоит отметить, что вертикальные колебания солнечной поверхности, типичные периоды которых составляет несколько минут, а типичные скорости — примерно 1 км/сек, были открыты еще в начале 1960-х годов.

А на сладкое нечто совсем уж новое. Сеймология белых карликов может дать ценную информацию по ряду фундаментальных проблем физики. Теоретики полагают, что она позволит оценить верхний предел массы аксионов, гипотетических сверхлегких частиц, которые рассматривают как основных кандидатов в частицы темной материи (A. H. Corsico et al., 2012. An independent limit on the axion mass from the variable white dwarf star R548). Есть надежда, что она также позволит измерить дипольный магнитный момент нейтрино. В Стандартной модели элементарных частиц он равен нулю, однако, как допускают многие теоретики, в реальности может иметь и ненулевое значение. И, наконец, может случиться так, что применение методов астросейсмологии позволит ответить на вопрос, не изменяется ли во времени и пространстве гравитационная постоянная, которая в общей теории относительности считается абсолютной константой. Вот как много можно получить (или надеяться получить) от этих догорающих звездных останков!

Осталось сказать несколько слов о магнитных свойствах белых карликов. Выявить и оценить магнитное поле любой звезды в принципе нетрудно, поскольку оно вызывает поляризацию ее излучения и расщепление спектральных линий. Конечно, здесь имеются технические сложности, но они преодолимы. Уже установлено, что магнитные поля белых карликов далеко не одинаковы по силе. Их типичный диапазон простирается от десятков килогауссов до пятисот — а возможно, даже и тысячи — мегагауссов (для сравнения, у Солнца — в среднем 50 гауссов). Интересно, что температуры замагниченных белых карликов и карликов с очень малыми магнитными полями лежат в одном и том же диапазоне. Напротив, средняя масса магнитных белых карликов в полтора раза больше, чем немагнитных — 93% солнечной массы против 60%. Скорее всего, причина заключается в том, что они формируются из более массивных звезд.

Гигантские масштабы магнитных полей белых карликов вполне понятны. Их предшественники — звезды главной последовательности с достаточно сильными (конечно, для этих звезд) магнитными полями. При сжатии силовые линии магнитного поля звезды оказываются вморожены (это вполне профессиональный термин) во внутризвездную плазму. Благодаря этому сохраняется магнитный поток, который пропорционален произведению силы магнитного поля на квадрат звездного радиуса. Следовательно, если радиус карлика в сто раз меньше радиуса материнской звезды, то для сохранения потока напряженность магнитного поля должна возрасти в десять тысяч раз. Так что если поле звезды-родительницы составляло 200 гауссов (что вчетверо больше, чем у Солнца), то магнитное поле на поверхности белого карлика будет равно двум мегагауссам. Не такая уж редкая намагниченность звезды-предшественницы в 25 килогауссов у карлика обернется полем в 250 мегагауссов. Как говорится, не слабо! Впрочем, это самый типичный сценарий, а есть и более экстравагантные. Стоит отметить, что полями в сотни мегагауссов располагают приблизительно 10 процентов белых карликов.


То, о чем не говорилось

Рассказ о белых карликах можно вести и дальше — тема эта очень богата. Однако, как неоднократно предупреждал Козьма Прутков, нельзя объять необъятное. Поэтому приведу несколько вариантов ее развития, не реализованных в этой статье.

Выше речь в основном шла о белых карликах, которые рождены светилами, не имеющими гравитационно связанных близких соседей. Но примерно половина звезд входит в двойные системы. Иногда дистанции между спаренными звездами настолько малы, что становится возможным переток вещества из одной звезды в другую. В таких системах тоже могут родиться белые карлики — однако, со своими особенностями. Вот лишь один пример.

Одиночная звезда с начальной массой более 11 солнечных масс не имеет шансов превратиться в белый карлик. Другое дело, если у нее есть звезда-компаньон с меньшей массой. Как показывают модельные вычисления, в этом случае даже звезда несколько (но не слишком!) тяжелее одиннадцати солнц может стать кислородно-неоновым белым карликом с массой от 1,1 до 1,4 массы Солнца. Особенно удивляться этому не стоит. Как писал ныне полузабытый классик марксизма, нельзя жить в обществе и быть свободным от его влияния.

Если белый карлик тесно спарен со звездой главной последовательности, аккреция плазмы из ее раздувшейся атмосферы может заставить его взорваться сверхновой типа Iа. Такие сверхновые проявляют довольно сильную стабильность в мощности и характере затухания излучения. У них примерно одинаковая пиковая светимость, в четыре миллиарда раз превышающая солнечную. Такое постоянство не абсолютно, но отклонения от среднего уровня не превышают 20–30% и без особых проблем поддаются учету. Поэтому наблюдение подобных взрывов позволяет довольно надежно оценить расстояния на космологических дистанциях, откуда излучение достигает Земли с красным смещением порядка единицы. В последние годы XX века этот метод сыграл первостепенную роль в состоявшемся в открытии ускоренного расширения Вселенной. Возможность белых карликов превращаться в так называемые стандартные свечи для сверхдальнего определения астрономических масштабов очень важна, но и ее я оставлю за кадром.

В наши дни определение спектральных характеристик белых карликов и модели их остывания разработаны много лучше, чем во времена Местеля. Это дает возможность использовать данные по светимости белых карликов для получения ценной информации о динамике нашей Галактики. Вот еще одна отличная тема, которой я не коснулся.

Наконец, нельзя хотя бы вкратце не упомянуть загадку сверхвысокой плотности вещества белых карликов. Она была в принципе решена в 1926 году кембриджским астрофизиком Ральфом Фаулером. Через несколько лет другие ученые показали, что его модель работает лишь до достижения массой карлика верхней границы, которую сейчас называют пределом Чандрасекара. Уже во второй половине прошлого века теоретики выяснили, что этот предел первоначально был вычислен на основе предположений о свойствах вещества в центре белых карликов, которые физически никогда не реализуются. Эта история чрезвычайно интересна, но совсем коротко ее не расскажешь, а детальное изложение заведет нас слишком далеко. Поэтому попрошу читателей немного подождать. Осенью новосибирский журнал «Наука из первых рук» обещал опубликовать мою статью, целиком посвященную этой теме.

В заключение хочу развлечь читателей историей из разряда «нарочно не придумаешь». В 1970 году Виллем Лейтен запросил у Национальной ассоциации в поддержку науки грант для финансирования конференции по белым карликам, которая готовилась в Шотландии. Через несколько недель он получил официальный запрос от Генерального хирурга США, который желал узнать, будут ли на этой встрече обсуждаться или демонстрироваться эксперименты на людях. В письме сообщалось также, что закон запрещает выделять деньги из федеральной казны на организацию расово сегрегированных конференций. Впору процитировать Ильфа и Петрова: «Все рассказанное — не выдумки. Выдумать можно было бы и посмешнее».

Источники:
1) Kevin B. Burdge, Michael W. Coughlin, Jim Fuller, Thomas Kupfer, Eric C. Bellm, Lars Bildsten, Matthew J. Graham, David L. Kaplan, Jan van Roestel, Richard G. Dekany, Dmitry A. Duev, Michael Feeney, Matteo Giomi, George Helou, Stephen Kaye, Russ R. Laher, Ashish A. Mahabal, Frank J. Masci, Reed Riddle, David L. Shupe, Maayane T. Soumagnac, Roger M. Smith, Paula Szkody, Richard Walters, S. R. Kulkarni & Thomas A. Prince. General relativistic orbital decay in a seven-minute-orbital-period eclipsing binary system // Nature. 2019. DOI: 10.1038/s41586-019-1403-0.
2) Tyson B. Littenberg, Neil J. Cornish. Prospects for Gravitational Wave Measurement of ZTF J1539+5027 // The Astrophysical Journal Letters. 2019. DOI: 10.3847/2041-8213/ab385f.

Алексей Левин


11 октябрь 2019 /
  • Не нравится
  • 0
  • Нравится

Похожие новости

Обнаружен первый рентгеновский пульсар в галактике Андромеды

В архивных данных космического телескопа XMM-Newton, многократно проводившего наблюдения Туманности Андромеды в рентгеновском диапазоне, удалось найти сигналы с периодом 1,2 с, указывающие на первый

Астрономы обнаружили четыре «горячих юпитера»

Команда британских астрономов объявила об обнаружении четырех газовых гигантов, орбиты которых проходят на очень небольшом расстоянии от родительских звезд. Из-за этого их атмосферы разогреты до

Интересные факты о сверхновых звездах.

В одной из далеких Галактик, удаленной от нас на чудовищные расстояния в 30 миллионов световых лет открыта сверхновая звезда, которая светит примерно так же, как 250 миллионов Солнц. При сравнении

Зачем звезды переодеваются

Туманность на фотографии очень напоминает красочный салют на ночном небе. Однако на самом деле перед нами - сброшенная далекой звездой оболочка. От звезды осталось лишь ядро, превратившееся в белого

60 фактов о космосе

1. Красный гигант — звезда Бетельгейзе, имеет диаметр больше, чем орбита движения Земли вокруг Солнца.
Комментарии

НАПИСАТЬ КОММЕНТАРИЙ

Ваше Имя:
Ваш E-Mail:
Код:
Кликните на изображение чтобы обновить код, если он неразборчив
Введите код:
Популярные новости
Камеры заднего видаКалькулятор тарифов Яндекс на таксиОсновные преимущества керамической плиткиАвтосвет, нюансы ремонта и обслуживанияЭкстрасенсы помогают следствию в раскрытии преступленийВьетнамские дети попрыгали через мертвую змею вместо скакалкиНа реке Генхе в Китае появился редкий вращающийся ледяной дискСамостоятельные путешествия, что важно знать