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
