Без малого 400 лет (точнее, с 1638 г.) известно, что некоторые нормальные звезды периодически меняют блеск. Для этого есть разные причины; в частности, звезда может периодически раздуваться и сжиматься – иначе говоря, пульсировать. Известно несколько типов таких звезд, объединенных общим названием «пульсаторы». Около полувека назад были обнаружены и пульсирующие белые карлики.
Как нередко бывает, произошло это почти случайно. В середине 1960-х гг. астроном из Луизианского университета Арло Ландолт проводил в Национальной обсерватории Китт-Пик в штате Аризона фотометрические наблюдения блеска нескольких тусклых звезд с переменной светимостью. Для пущей надежности (чтобы меньше мешали колебания оптической плотности атмосферы) он сравнивал свет наблюдаемой звезды со светом ее соседки на небесной сфере, чью светимость считали постоянной. Полученные результаты почти всегда соответствовали ожиданиям, однако для одной звезды они оказались совершенно нелепыми. Ландолт принялся доискиваться до причин аномалии и вскоре обнаружил, что выбранная для контроля звезда-соседка периодически меняет блеск.
Эта незадача не имела бы никакого значения, не окажись эта звездочка белым карликом. Конечно, таким выгоревшим звездам положено было тускнеть из-за постепенного охлаждения. Однако никто не сомневался, что они, как показал еще Местел, остывают чрезвычайно медленно и потому сохраняют практически неизменный блеск на протяжении миллионов лет. Поэтому никак не ожидалось, что их видимая яркость может столь заметно варьировать. Эти вариации разумно объяснялись лишь пульсациями белого карлика.
Но главная проблема заключалась в другом. Некоторые теоретические модели белых карликов допускали слабые пульсации, но с очень малыми периодами порядка нескольких секунд (или, самое большее, десяти-двадцати секунд). Период колебаний яркости белого карлика Haro-Luyten Taurus 76, который наблюдал Ландолт, составлял целых 750 секунд, то есть 12,5 минут. Поэтому статья Ландолта «Новая короткопериодическая голубая переменная звезда»[12] с описанием результатов его наблюдений стала настоящей сенсацией.
Но интрига на этом не закончилась. Замеченные Ландолтом изменения блеска приблизительно соответствовали синусоиде. В 1971 г. Барри Ласкер и Джеймс Хессер обнаружили белый карлик R548, чья световая кривая демонстрировала не синусоидальные колебания, а биения между двумя модами с периодами 213 и 274 с. Кстати, ранее этот карлик был внесен в каталог переменных звезд, но в качестве обычной звезды. Через несколько лет более точные наблюдения показали, что его излучение имеет и дополнительные иррегулярности. В общем, к середине 1970-х гг. стало ясно, что белые карлики могут пульсировать, да еще весьма экзотическим образом. В дальнейшем число открытых пульсаторов этого типа стало быстро расти и к началу XXI в. достигло примерно сотни.
Тайна пульсирующих белых карликов была настолько интересной, что не могла не привлечь внимания множества астрономов. Сейчас она в общих чертах раскрыта, хотя многие детали еще предстоит прояснить. Изменения блеска белых карликов возникают благодаря колебательным процессам, которые изменяют и плотность, и температуру, и степень ионизации вещества белого карлика вблизи или не слишком далеко от его поверхности. Они не похожи на звуковые колебания и, скорее, напоминают волны на поверхности воды. Своим возникновением они обязаны не вариациям давления звездного вещества, а изменениям его плавучести в поле тяготения внутренних слоев звезды. Они не обладают радиальной симметрией и поэтому неодинаково распространяются по разным направлениям. Как легко предположить, известно несколько групп белых карликов (в настоящее время – шесть), для каждой из которых характерен свой тип таких волновых процессов. Эти волны всегда 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, которые уже перестали выглядеть чем-то экстравагантным – напротив, оказались вполне типичными. Сейчас известно, что большинство этих звезд, за исключением лишь сильно намагниченных, в течение своего долгого жизненного пути хотя бы однажды проходят через стадию пульсаций. Например, карлики класса DA начинают пульсировать, когда температура их поверхности опускается до 13 000 K. При этой температуре протоны, присутствующие в зоне частичной ионизации водорода, могут присоединять электроны и превращаться в нейтральные атомы. Этот процесс изменяет тепловой баланс внутри белого карлика и запускает механизм пульсаций. Они продолжаются несколько сотен миллионов лет, пока поверхность не охладится еще на пару тысяч градусов – до 11 000 K. Сириус В, который относится как раз к этому классу, войдет в пульсационную стадию приблизительно через 1 млрд лет.
Это самый распространенный, но не единственный механизм запуска пульсаций белых карликов. В начале 1980-х гг. американский астроном Дон Вингет и его коллеги показали, что зародыши пульсаций могут появиться и в зоне частичной ионизации гелия. Ионы этого элемента начинают присоединять электроны при более высоких температурах, поэтому пульсации такого рода возникают в белых карликах задолго до остывания до 13 000 K. Уже через год эти же астрономы подтвердили свое предсказание, обнаружив белый карлик с гелиевой атмосферой (то есть карлик класса DB), пребывающий в стадии пульсаций[13]. При эффективной температуре 27 000 K он оказался вдвое горячее типичных водородных белых карликов-пульсаторов. Так что знаменитое изречение о том, что нет ничего практичнее хорошей теории, в данном случае быстро подтвердилось.
Наблюдения пульсаций белых карликов и сравнение результатов с модельными симуляциями позволяет получить уникальную информацию об их строении и скорости вращения. Например, полученная информация дает возможность вычислить процентное содержание кислорода и углерода в ядрах белых карликов. Этот раздел звездной астрономии, получивший название астросейсмологии, в наши дни развивается очень активно. Разумеется, таким методом изучают и другие звезды, в том числе и Солнце (и тогда он называется гелиосейсмологией). Полноты ради стоит отметить, что вертикальные колебания солнечной поверхности, типичные периоды которых составляют несколько минут, а типичные скорости – примерно 1 км/с, были открыты еще в начале 1960-х гг.
Осталось сказать несколько слов о магнитных свойствах белых карликов. Выявить и оценить магнитное поле любой звезды в принципе нетрудно, поскольку оно поляризует ее излучение и ведет к расщеплению спектральных линий. Конечно, здесь много технических сложностей, но они преодолимы. Сейчас установлено, что магнитные поля белых карликов далеко не одинаковы по силе. Их типичный диапазон простирается от десятков килогауссов до пятисот – а возможно, даже тысячи мегагауссов (для сравнения, среднее магнитное поле Солнца составляет один гаусс, хотя в активных зонах солнечных пятен доходит до нескольких тысяч). 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 в том, что магнитные белые карлики являются потомками более массивных звезд.
Гигантские масштабы магнитных полей белых карликов вполне понятны. Их предшественники – звезды с достаточно сильными (конечно, для этих звезд) магнитными полями. При сжатии силовые линии магнитного поля звезды оказываются вморожены (вполне профессиональный термин) во внутризвездную плазму. Это ведет к сохранению магнитного потока, который пропорционален произведению силы магнитного поля на квадрат звездного радиуса. Следовательно, если радиус карлика в сто раз меньше радиуса материнской звезды, напряженность магнитного поля для сохранения магнитного потока должна возрасти в 10 000 раз. Поэтому, если поле звезды-родительницы составляло, скажем, 200 гауссов (в сотню раз больше, чем в фотосфере Солнца), магнитное поле на поверхности белого карлика будет равно двум мегагауссам. Нередкая намагниченность звезды-предшественницы в 25 килогауссов у карлика обернется полем в 250 мегагауссов. Как говорится, не слабо! Впрочем, это самый типичный сценарий, есть и более экстравагантные. Стоит отметить, что полями в сотни мегагауссов располагают приблизительно 10 % белых карликов.
Белые карлики с сильными магнитными полями весьма заметно поляризуют собственное излучение. В общем случае такая поляризация оказывается эллиптической и при астрономических наблюдениях без проблем поддается измерению. Полученные данные служат хорошим средством оценки напряженности магнитного поля в окрестности белого карлика.
Читатель, наверное, уже осознал (во всяком случае, я сильно для этого постарался), насколько интересно изучать белые карлики, чтобы понять их природу и физические особенности. Однако эти звезды могут также стать лабораториями для погружения в мир элементарных частиц. Оказывается, что в этом плане весьма перспективна именно сейсмология белых карликов. Например, не исключено (хотя пока и не доказано), что она позволит оценить верхний предел массы аксионов, гипотетических сверхлегких частиц, которые ищут, но не могут найти с начала 1990-х гг.
Что это за частицы и кто их заказал? Изначально они были изобретены теоретиками вне какой-либо связи с астрофизикой и космологией. История эта довольно любопытна. Аксионы появились как следствие гипотезы, предложенной в 1977 г. физиками из Стэнфордского университета Роберто Печчеи и Хелен Квинн. Они пытались разрешить довольно неприятную проблему современной теории сильных ядерных взаимодействий – квантовой хромодинамики. В ее основное уравнение заложена возможность нарушения CP-симметрии (комбинированной четностью). Эта симметрия осуществляет зеркальное отражение и одновременно заменяет частицы античастицами. Конкретно – в этом уравнении имеется член, связанный с топологическими конфигурациями глюонного поля, который и предписывает такое нарушение. Масштаб нарушения задается вводимым в теорию углом θ, причем комбинированная четность соблюдается лишь при его нулевом значении.
Несохранение комбинированной четности должно привести к появлению у нейтрона большого дипольного электрического момента, который, однако, вообще не наблюдается в эксперименте. Печчеи и Квинн предложили красивую модель, снимающую это противоречие. В их модели угол θ оказывается динамической переменной, имеющей неодинаковые значения в различных точках пространства. Однако в низкоэнергетическом пределе он стремится к постоянному минимальному значению, что и ведет к сохранению СР-симметрии.
Это было только началом. Как вскоре независимо показали будущие лауреаты Нобелевской премии Стивен Вайнберг и Фрэнк Вильчек, вблизи своего минимума угол θ неизбежно осциллирует. Эти осцилляции проявляют себя рождением чрезвычайно легких стабильных частиц с нулевым спином. Они не несут электрического заряда, однако могут рассеиваться на виртуальных фотонах, сопутствующих магнитным полям. Более того, в сильном магнитном поле такая частица может превратиться в реальный фотон. Это и есть аксионы.
Аксионы должны быть намного легче нейтрино – согласно теоретическим оценкам, их массы измеряются всего миллионными долями электронвольта. Согласно ряду космологических моделей, аксионы могли в изобилии появиться через 0,00001 с после Большого взрыва. Их предполагаемое количество было столь велико, что сверхлегкие аксионы внесли весьма ощутимый вклад в общую массу Вселенной. Поэтому космологи считают, что аксионы могут быть вполне приемлемыми претендентами на роль частиц темной материи.
Если кто не знает или не помнит, что это такое, вот краткая информация. Гипотетические частицы этой загадочной материи пришли в астрономию из космологии. Примерно полвека назад стало понятно, что наша Вселенная обладает плоской или почти плоской геометрией. Отсюда следовало, что средняя плотность ее вещества не должна особенно отличаться от 10–29 г/см3 (этот вывод элементарно следует из модели изотропной и однородной Вселенной, развитой в 1920-е гг. российским математиком Александром Фридманом и бельгийским космологом Жоржем Анри Леметром). Однако все имеющиеся данные наблюдательной астрономии показывали, что известного науке вещества для этого не хватает. Чтобы выйти из этого затруднения, была использована гипотеза темной материи, которую вне связи с космологией в 1933 г. предложил замечательный американский астроном швейцарского происхождения Фриц Цвикки. Согласно этой гипотезе, в космическом пространстве рассеяны несветящиеся массивные объекты, которые и восполняют наблюдаемый дефицит вещества. Эти объекты Цвикки вполне логично назвал темной материей.
Природа гипотетической темной материи с самого начала вызывала споры. Ее объясняли по-разному, но всегда безуспешно. В 1978 г. американский астрофизик Джеймс Ганн и его соавторы предположили, что от Большого взрыва могли остаться массивные стабильные частицы небарионной природы, которые и составляют темную материю. Подобно нейтрино, они электрически нейтральны и, следовательно, не могут излучать и поглощать фотоны – в противном случае их бы легко обнаружили. Через шесть лет было показано, что скопления подобных частиц могут формировать гравитационные колодцы, которые способствуют образованию галактик и контролируют скорости периферийных звезд в этих галактиках. Эти частицы из-за большой массы уже на стадии рождения первых галактик (а фактически гораздо раньше) обязаны двигаться гораздо медленней света. Поэтому их называют холодными – в отличие от «горячих» нейтрино, движущихся почти со скоростью света. Так к середине 1980-х гг. возникла концепция холодной темной материи, доминирующая до сегодняшнего дня.
С тех пор прошло 35 лет – срок немалый, и теоретики придумали множество версий частиц темной материи (не только холодной). В частности, есть основания считать, что темная материя может состоять из аксионов. Как ни странно, эти сверхлегкие частицы, если они существуют, должны двигаться с нерелятивистскими скоростями – то есть это «холодная» темная материя. Для поиска различных кандидатов в частицы темной материи, в том числе и аксионов, экспериментаторы сконструировали и опробовали множество детекторов. Однако воз и ныне там. Темную материю десятилетия ищут на различных установках во многих странах, но пока безуспешно.
О проекте
О подписке