Сохраняем современный уровень исследований
О сегодняшнем дне Специальной астрофизической обсерватории РАН и о научных исследованиях, которыми занимается он лично, рассказывает директор обсерватории, доктор физико-математических наук Геннадий Геннадьевич Валявин.
«Знание – сила»: Геннадий Геннадьевич, вы директор Специальной астрофизической обсерватории. И вы ученый. Поэтому разговор с вами можно вести по двум темам. В целом о сегодняшнем дне возглавляемой вами обсерватории и о научных исследованиях в той сфере, которой вы занимаетесь: белые карлики.
Геннадий Валявин: Да, белые карлики, магнетизм белых карликов. Но еще – экзопланеты.
«ЗС»: Экзопланеты?! Темы, довольно далеко отстоящие друг от друга. Начнем с разговора о белых карликах. В принципе, это уже давно разрабатываемая тема. Что нового удалось сделать вам по ней в САО?
Г. В.: Немало. Даже статью в «Nature» опубликовать. Я еще студентом в 1987 году приехал в Специальную астрофизическую обсерваторию. Сам я из Уфы, но учился в Казани. САО для меня была одним из вероятных пунктов, где я мог работать. В то время поступить на работу астрономом было не так просто, конкурсы были большие. Чтобы с гарантией приняли, нужно было еще студентом начинать работать. Вот я приехал в обсерваторию, познакомился там с группой релятивистской астрофизики. Вот была моя мечта – познакомиться с Виктором Фавловичем Шварцманом. К сожалению, я его не застал, он трагически погиб за два месяца до этого. Но я познакомился с его группой. В частности, с моими и поныне большими друзьями Григорием Мейеровичем Бескиным, Львом Ароновичем Пустильником и другими. Правда, в ней у меня не получилось поработать.
Я попал в группу профессора Сергея Николаевича Фабрики. И в ней мне предложили заняться темой магнетизма белых карликов. Это была наблюдательная задача. Белые карлики – это одна из конечных стадий эволюции звезды. Около 80% звезд в нашей Вселенной заканчивают свою жизнь как белый карлик.
«ЗС»: У них масса порядка солнечной…
Г. В.: Считается, что 0,6 солнечной – это их средняя масса. На самом деле разброс довольно большой, от 0,2—0,3 массы Солнца до почти предела Чандрасекара – до 1,4 массы Солнца. Звезда главной последовательности живет себе, живет, потом, когда термоядерные источники энергии иссякнут, ее внутренняя часть начинает сжиматься, внешние оболочки разлетаются, обогащая тем самым тяжелыми элементами нашу Вселенную. Ну, а ядро сжимается. И вот у 80% звезд оно сжимается до состояния так называемого белого карлика. Если у звезды, скажем, солнечного типа, температура поверхности около 6000 градусов по Кельвину, в белых карликах из-за сильного сжатия поверхность разогревается до очень высоких температур, и большая часть белых карликов имеет белый цвет.
«ЗС»: Сколь сильно сжатие у белых карликов?
Г. В.: Звезды солнечных размеров сжаты до размера Земли, то есть где-то в сто раз. И те остаточные магнитные поля, которые были в ядрах звезд, они тоже, так сказать, спрессовываются, и напряженность их увеличивается. Закон сохранения потока. Она увеличивается до величин от десятков тысяч гаусcов до мегагаусcов и даже до почти что гигагаусса. То есть 108 гаусс, и даже до 7×108 гаусс.
Такие вот чудовищные магнитные поля, которые в земных условиях мы не можем сгенерировать. Разве только в очень маленьких объемах на каких-нибудь ускорителях и на очень короткое время, и то не до таких напряженностей. И в этом смысле белые карлики представляют для нас некую уникальную лабораторию, в которой мы можем исследовать поведение вещества в сильных магнитных полях. Правда, в нейтронных звездах там еще более сильные магнитные поля, но мы ими не занимаемся.
Исследуя белые карлики, мы по сути видим их магнитные поля «глазом». Когда мы смотрим спектры этих объектов, видны причудливые конфигурации спектральных линий, которые смещаются этими магнитными полями. Это называется квадратичный эффект Зеемана. Если в магнитное поле поместить атом, он начнет излучать особым образом. Скажем, если это атом водорода, без магнитного поля мы видим обычную спектральную линию н-альфа с длиной волны 6263 ангстрем. Мы видим одну линию. В сильном магнитном поле она расщепляется на три компонента. И величина этого расщепления зависит линейно от величины напряженности поля.
И тут уже проявляется так называемый нормальный, обычный эффект Зеемана. Когда речь идет о таких чудовищных магнитных полях, то структура расщепления существенно усложняется. В терминах квантовой механики, в электронных структурах атомов спиновые и орбитальные магнитные моменты теряют связь, что крайне усложняет картину магнитоиндуцированного расщепления спектральных линий. В одной только водородной линии Н-альфа вы уже не три спектральных линии видите, а пятнадцать. А другая линия Бальмеровской серии Н-бета (4861 ангстрем) – она расщепляется на 17 компонентов, следующая линия серии – на 27 компонентов, и так далее. Появляется сложная картина – линии разъезжаются по спектру.
«ЗС»: Вы можете описать процесс расщепления?
Г. В.: Мы умеем только померить.
«ЗС»: Но ведь надо еще и объяснить то, во что превращается одиночный спектр за счет очень сильных магнитных полей.
Г. В.: Это объяснено. В России довольно мощная теоретическая школа, связанная с моделированием атмосфер звезд. Это Институт астрономии РАН, там есть люди, которые этим очень серьезно занимаются, в их числе мой учитель Машонкина Людмила Ивановна. Также есть представители Казанской школы, например, Сахибуллин Наиль Абдуллович.
Правда, в случае огромных магнитных полей уже включается немецкая школа, но наши коллеги с ними сотрудничают. Так что все объяснено. Мы другими вещами занимаемся – набираем статистику по этим объектам. Проводим статистические исследования для того, чтобы понять наиболее общие закономерности, связанные с происхождением и с эволюцией белых карликов.
Когда я был студентом, и позже, когда готовил кандидатскую, а затем – докторскую, мы увидели один очень интересный эффект. В противовес тому, что предсказывала теория, установили, что количество магнитных белых карликов с очень сильными магнитными полями 106 гаусс не уменьшается, как предсказывает теория, с возрастом, а увеличивается, причем резко увеличивается. Если мы смотрим эволюционно, что происходит с белым карликом в процессе жизни, есть две фазы. Радиационное остывание – это процесс потери тепла из недр белого карлика за счет теплового излучения, без дополнительной помощи в виде конвекции.
Когда температура белых карликов доходит до 12—14 тысяч Кельвинов, радиации уже не хватает для того, чтобы вывести тепло, и там развивается конвективное движение. Как в чайнике, когда начинается бурление.
«ЗС»: Это вторая фаза, которая следует за радиационной – конвективная?
Г. В.: Да, конвективная. Как только она начинается, магнитные поля сильно возрастают. Одно из возможных объяснений, сторонником которого был, в том числе, я, связано с генерацией магнитных полей, потому что, когда включается конвекция, появляется дифференциальное вращение и возможна накрутка дополнительных магнитных полей. Начали считать, не получается. Позже мы обнаружили еще один эффект в ходе наблюдений на нашем телескопе и на других телескопах: конвекция подавляется магнитным полем. Поэтому белые карлики с сильными магнитными полями на этой стадии остывают медленнее, чем такие же белые карлики без магнитных полей или со слабыми магнитными полями.
«ЗС»: То есть ослабление конвекции удерживает энергию.
Г. В.: Да, удерживает, и такие белые карлики накапливаются, поэтому и частота их встречаемости увеличивается. Мы это объяснили, и нас опубликовали в «Nature», ваш покорный слуга там первым автором фигурировал, для меня это честь. Когда ты публикуешься в «Nature», твоя жизнь как ученого делится на до и после.
«ЗС»: Приятно, что такая публикация состоялась. Но хотелось бы чуть побольше узнать про белые карлики. Была звезда, она сбросила оболочку, а ее центральная часть порядка массы Солнца сжалась до размеров Земли.
Г. В.: Да, в сто раз.
«ЗС»: Первый вопрос, который возникает: почему сжималось-сжималось и вдруг перестало сжиматься?
Г. В.: Сжатие останавливает давление так называемого ферми-газа. Если рассматривать самый простейший химический элемент водород, у него есть набор энергетических состояний, на которых могут находиться электроны, связанные с ним. Их несколько: есть самый первый уровень, потом второй, третий, четвертый, пятый и так далее. Дальше идет сгущение этих уровней, после чего, если электрон преодолевает эту энергию, он улетает. Теряет связь с атомом. До тех пор, пока электрон находится внутри этих уровней, он пребывает в связанном состоянии. Тогда мы имеем нейтральный атом. Он может быть возбужденным, когда внутри с одного уровня на другой перескакивает электрон и дает нам набор спектральных линий. Он может находиться в спокойном состоянии, когда электрон на первом уровне из-за низких температур.
Когда у вас увеличивается плотность, электронные оболочки находятся настолько близко, что все электроны занимают все нижние уровни в атомах их химических элементов. И если попадается электрон в свободном состоянии, ему трудно попасть в связанное состояние с ядром. Это создает две вещи. Во-первых, высокую проводимость, потому что электрон, перемещаясь, долго остается свободным. А во-вторых, сжатие не может продолжаться дальше – принцип Паули запрещает. Это так называемое состояние вырожденного электронного ферми-газа. Но если бы масса сжимающегося ядра была больше, чем 1,4 массы Солнца, то процесс сжатия продолжился бы, электроны уходили бы со своих уровней и начинали бы взаимодействовать со своими ядрами, превращая их в нейтроны. Образовывалась бы нейтронная звезда с выделением огромного количества тепла. Это и происходит в случае взрыва сверхновой. А с белыми карликами такое не случается, там силы гравитации не настолько велики, и давления ферми-газа достаточно для того, чтобы сдерживать их.