Белые карлики. Будущее Вселенной - [16]

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.

• 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.

Посмотрим теперь на белые карлики класса DZ, чьи спектры не содержат линий поглощения водорода и гелия. Это вовсе не означает, что этих элементов там вообще нет — дело совершенно в другом. Карлики класса DZ просто успели довольно сильно остыть после рождения. Поэтому их фотосферы излучают сравнительно низкоэнергетичные фотоны, которые не возбуждают нейтральные атомы водорода и гелия и потому беспрепятственно проходят сквозь атмосферу белого карлика. Однако энергии этих фотонов хватает для возбуждения атомов элементов тяжелее гелия, чьи линии и присутствуют в спектрах. К классу DC относятся столь же слабо нагретые (иными словами, успевшие сильно остыть) белые карлики, чьи атмосферы содержат водород и/или гелий, но лишены даже следовых количеств металлов. Излучение фотосферы такого белого карлика проходит сквозь газовую оболочку, не рассеиваясь на ее атомах, и потому обладает непрерывным или почти непрерывным спектром.

Однако даже в астрономии нет правил без исключений. В начале 2010-х гг. в созвездии Малой Медведицы был идентифицирован необычный белый карлик H 1504+65 с эффективной температурой поверхности выше 200 000 K. Несколько лет его считали абсолютным рекордсменом по степени нагрева, и лишь в 2015 г. он уступил место белому карлику, нагретому до четверти миллиона кельвинов. Его спектры свидетельствуют о наличии в атмосфере углерода, кислорода и неона, однако там нет линий поглощения водорода и гелия.

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.