7 років тому
Немає коментарів

Sorry, this entry is only available in
Російська
На жаль, цей запис доступний тільки на
Російська.
К сожалению, эта запись доступна только на
Російська.

Наше изложение может создать впечатление, что эволюция белого карлика — это спокойное его уга­сание без каких-либо эксцессов. Однако, как показали наблюдения, это не так.

Одним из самых удивительных открытий последних лет было обнаружение оптических пульсаций, т. е. ре­гулярной переменности белых карликов. В 1967— 1968 гг. была открыта такая переменность блеска DB-карлика. HZ 29 с периодом P = 1051 с (17,5 мин) и DA-карлика HL Тельца 76 с периодом Р = 750 с. Амплиту­ды переменности у них были невелики: у первой блеск изменялся на 2%, а у второй — на 15%. В последую­щие годы была разработана новая техника наблюдений (с помощью ЭВМ), которая позволила обнаружить пе­ременность еще нескольких белых карликов с амплиту­дами изменения их блеска до сотых долей процента. На конец 1976 г. число обнаруженных переменных белых карликов возросло до 10. Почти все они относятся к классу DA и имеют температуры Тэф~104 К. Их перио­ды заключены в пределах от ~ 200 с до ~30 мин. Не­которые из этих белых карликов имеют несколько пе­риодов. Например, G 44—32 имеет периоды 1638, 822 и 600 с. На периодические изменения блеска могут на­кладываться нерегулярные вспышки: тот же HL Тель­ца 76 иногда вспыхивает, увеличивая свой блеск на 40%, a HZ 29 может «мерцать» — на несколько про­центов увеличивает свой блеск в течение характерного времени от 20 с до 5 мин.

Чем же удивительно это открытие? Ведь на самом деле теоретики ожидали пульсаций белых карликов. Например, американский ученый Дж. Острайкер даже предпринял специальные их поиски. Однако ждали сов­сем не тех периодов изменения блеска…

Если звезда радиально пульсирует, то период легко оценить по формуле математического маятника: Р — = 2g(l/g)1/2 Вместо длины l надо просто подставить радиус звезды R, а за ускорение силы тяжести принять g=GM/R2. Получаем

F_002

где gcp — средняя плотность звезды. Для белых карли­ков gcp~105-6 г/см3, и, таким образом, ожидались пе­риоды порядка нескольких секунд. Точные расчеты да­ют для радиальных пульсаций Р~4 с при М = 1,2 Мс и Р=18 с при М = 0,4 Мс. Периоды больше 50 с невоз­можно объяснить с помощью радиальных пульсаций.

Сейчас еще нет удовлетворительной количественной теории пульсаций белых карликов, хотя и предложено несколько вероятных объяснений. Часть наблюдений возможно интерпретировать вращением белого карлика с горячим или холодным пятном. Такие пятна, подобные пятнам на Солнце, могут возникать на поверхности бе­лых карликов с магнитным полем. Однако таким обра­зом нельзя было объяснить наличие нескольких перио­дов. В таких случаях мы, скорее всего, наблюдаем не­радиальные колебания белых карликов; при этом веще­ство на полюсе, например, поднимается, а на эквато­ре — опускается, и наоборот. При нерадиальных пуль­сациях возможны большие периоды, а также наличие нескольких периодов. Но до сих пор непонятно, как воз­буждаются эти колебания.

Возможны и другие варианты объяснений больших периодов переменности белых карликов.

Наблюдения HZ 29 показали, что эта система, ско­рее всего, является двойным белым карликом с перио­дом орбитального движения, равным наблюдаемому (P=17,5 мин). Это необычайно короткий период для двойных звезд. Один белый карлик в этой системе дол­жен иметь обычную массу (0,5—1 Мс), а второй, очень маломассивный, — массу М~0,04 Мс. Последний имеет большие размеры и может «перетекать» на своего сосе­да. Оттекающее вещество, падая на более массивную звезду, видимо, образует некую дискообразную струк­туру. Нерегулярности свечения этого диска могут объ­яснять квазипериодическое и нерегулярное свечение.

Открытие пульсаций тесно связано еще с одной загадкой астрономии — проблемой вспышек новых. Но­выми называют звезды, которые резко (в течение не­скольких дней) увеличивают свой блеск в десятки ты­сяч или в миллионы раз. Новая Лебедя, вспыхнувшая в августе 1975 г., увеличила блеск в сотню миллионов раз — каждый мог наблюдать ее невооруженным гла­зом. В течение нескольких недель новые слабеют и ста­новятся примерно такими же, как были до вспышки.

Есть очень похожие на них звезды, вспыхивающие немного с меньшей амплитудой, зато их вспышки повто­ряются через несколько десятков лет. Их называют «по­вторными» новыми. Наблюдаются и так называемые карликовые новые — они изменяют блеск в 10—100 раз, но вспыхивают с интервалами всего лишь в год или да­же за десяток дней.

Постепенно астрономы пришли к выводу, что все эти звезды являются двойными системами, причем обычно очень тесными. Наблюдения показали, что не­которые из них тоже пульсируют в оптическом диапа­зоне спектра.

Первой (еще в 1956 г.) была открыта переменность бывшей новой DQ Геркулеса с периодом Р = 71 с и ам­плитудой 4—2%. Затем, одновременно с открытием пульсаций белых карликов, стали замечать быструю пе­ременность других новоподобных звезд. Сейчас их из­вестно около десятка с периодами от 16 до 34 с и с ам­плитудами изменения блеска обычно меньше процента. У них часто наблюдается несколько периодов. Бли­зость этих характеристик к наблюдаемым у белых кар­ликов позволяет предположить, что новые и новоподоб­ные звезды содержат белый карлик. У одной из таких звезд — WZ Стрелы, действительно наблюдается спектр, типичный для DA-карлика. У других спектр белого кар­лика затмевается ярким светом газового диска и второй компоненты двойной системы.

Таким образом, белый карлик в двойной системе мо­жет себя очень бурно проявлять (полное энерговыделе­ние при вспышке может достигать у новых ~1045 эрг). Как это происходит? Законченной теории пока нет. Ско­рее всего, вещество (богатое водородом) перетекает с обычной звезды на белый карлик, накапливается на его поверхности, а затем происходит термоядерный взрыв, сдувающий оболочку (по массе до ~10-5 Мс) и приво­дящий к резкому усилению светимости (однако ни одна теория пока не смогла удовлетворительно описать наблюдения новых).

С пульсациями этих звезд связаны те же проблемы, что и с пульсациями белых карликов. Один случай — DQ Геркулеса, по-видимому, не вызывает сомнений — здесь мы имеем дело с вращением белого карлика. Де­ло в том, что период DQ Геркулеса необычайно стаби­лен. Помимо этого, наблюдения поляризации света этой звезды показали, что поляризация меняется с перио­дом Р = 71 с. Наиболее естественно это интерпретирует­ся как вращение магнитной звезды, на которую проис­ходит аккреция.

У других звезд наблюдения лучше объясняются не­радиальными пульсациями и, возможно, горячими пят­нами в аккреционных дисках. В частности, у КТ Персея недавно заметили увеличение периода пульсаций (от 21 до 29 с) после вспышки. Это может объясняться нера­диальными колебаниями, параметры которых меняются с остыванием белого карлика.

Интересно отметить, что новейшие открытия рентге­новской астрономии и развитие идей, объясняющих эти открытия, помогают понять и эти классические объек­ты. Так было в случае DQ Геркулеса. И наоборот, ис­толкование рентгеновских наблюдений позаимствова­ло много’ идей из теории классических двойных звезд.

Мы уже упомянули о поляризации излучения и маг­нитном поле DQ Геркулеса. Что можно сказать о дру­гих белых карликах? Здесь тоже были сделаны замеча­тельные открытия. Магнитное поле обнаруживает себя либо по расщеплению спектральных линий (эффект Зеемана), либо по поляризации излучения. Первым спосо­бом магнитное поле достоверно обнаружено у двух бе­лых карликов класса DA. Вторым — у девяти белых карликов, которые почти все не имеют спектральных линий, т. е. принадлежат классу DC, а другие имеют очень сложные спектры с неотождествленными полоса­ми (типа лямбда 4130, лямбда 4670). Оценки показывают, что маг­нитные поля на этих белых карликах составляют 106— 108 Гс. При таких полях спектры атомов и молекул не­узнаваемо искажаются, это и не позволяет отождест­вить спектры магнитных белых карликов.

В двух магнитных белых карликах поляризация из­лучения меняется регулярно с периодами 1,3 сут и 3,6 ч. Это явление можно интерпретировать как мед­ленное вращение. Сделан ряд интересных открытий от­носительно белых карликов в далеком ультрафиолето­вом и мягком рентгеновском (до 0,3 кэВ) диапазонах. В последнее время обнаружено излучение в этих диапа­зонах от нескольких белых карликов (мы уже упомина­ли о Сириусе В и HZ 43). В настоящее время лучше всего изучен во всех спектральных диапазонах белый карлик HZ 43. Его наблюдения, в частности, проводи­лись во время совместного полета «Союз» — «Апол­лон». Сейчас это самый горячий из известных белых карликов (Тэф~110 000 К)

Не исключено, что с белыми карликами могут быть связаны и некоторые источники жесткого рентгеновско­го излучения. Правда, большинство теоретиков сейчас склоняется к тому, что скорее всего их источниками яв­ляются нейтронные звезды. Однако с белыми карлика­ми могут быть связаны загадочные гамма-вспышки.

Потерей устойчивости белыми карликами с массой, близкой к предельной, вероятно, могут объясняться грандиознейшие взрывы — вспышки Сверхновых звезд.

Итак, изучение белых карликов продолжается. В нем участвуют и астрономы, и физики. Проблем и за­гадок, заданных этими маленькими звездами, пока хва­тает. Несомненно, что новые наблюдения принесут но­вые загадки, но несомненно также и то, что решение этих загадок расширит наши представления об эволю­ции звезд и самой Вселенной.