Белые карлики. Будущее Вселенной - стр. 28

. 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.