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.