В 1949 г. в астрономии произошло воистину великое событие. В калифорнийской обсерватории Маунт-Паломар неподалеку от Сан-Диего приступил к работе крупнейший в мире (и надолго оставшийся таковым!) телескоп с пятиметровым зеркалом, названный в честь Дж. Э. Хейла. Право первых наблюдений на этом инструменте получили сотрудники Калифорнийского технологического института и Смитсоновского института. Многолетний и весьма авторитетный сотрудник Йеркской обсерватории астрофизик Джесси Гринстайн, который как раз тогда стал первым профессором астрономии Калтеха, воспользовался этой возможностью для спектрального анализа излучения кандидатов в белые карлики. Такие звезды тогда уже считали на тысячи, но до выявления спектральных особенностей они оставались в подвешенном статусе. Гринстайн изучил спектрограммы более 500 тусклых звезд, многие из которых оказались белыми карликами. К слову, он же создал в Калтехе радиоастрономическую группу, а позднее приложил немалые усилия для организации Национальной радиоастрономической обсерватории в штате Вирджиния.
Пока еще ничего не было сказано об особой природе вещества белых карликов, лишь о его чрезвычайно высокой плотности по сравнению с веществом звезд главной последовательности. Разумеется, в дальнейшем мы поговорим о ней во всех деталях. Однако я отмечал, что каждый карлик окружен тонкой газовой оболочкой, нагретой до тысяч или десятков тысяч кельвинов. В этих оболочках, то есть в атмосферах белых карликов, нет ничего экзотического, это просто очень горячий и потому ионизированный газ, который ничем принципиально не отличается от газа солнечной атмосферы.
Астрономы получают информацию об атмосферах белых карликов теми же методами, что и о звездных атмосферах, — с помощью спектрального анализа. Его общие принципы были установлены еще во второй половине XIX в., а позднее многократно уточнялись, особенно после появления квантовой механики атомов и квантовой теории излучения.
Очень кратко дело обстоит так. Наблюдаемые спектры звезд возникают благодаря процессам, протекающим в их атмосферах. Излучение звездной поверхности практически не отличается от излучения абсолютно черного тела с его гладким спектром, который описывается знаменитой формулой Планка. Согласно формуле Планка, интенсивность излучения на данной частоте зависит только от температуры. Это означает, что сравнение спектра поверхности звезды с планковским спектром позволяет определить температуру этой поверхности. В астрономии такую температуру называют эффективной, чтобы подчеркнуть: спектр звезды похож на планковский, но все-таки не совпадает с ним. Проходя через атмосферу звезды, излучение значительно ослабляется на некоторых выделенных частотах, соответствующих переходам между энергетическими уровнями электронных оболочек атомов или молекул, присутствующих в атмосфере. Так на спектрограмме появляются участки со сниженной интенсивностью излучения, называемые линиями поглощения. Зная расположение и характер этих линий, можно определить химический состав звездной атмосферы.
