- Передбачення Шива Кумара
- народження недозірки
- Як вони запалюються
- Що у них всередині
- довгі пошуки
- L-карлики, E-карлики - що далі?
Коричневі карлики - космічні тіла з масою 1-8% сонячної. Вони дуже масивні для планет, гравітаційне стиснення уможливлює термоядерні реакції за участю «легкозаймистих» елементів. Але для «запалювання» водню їх маса недостатня, і тому, на відміну від повноцінних зірок, світять коричневі карлики недовго.
Астрономи не ставлять експериментів - вони отримують інформацію за допомогою спостережень. Як сказав один з представників цієї професії, не існує таких тривалих приладів, щоб ними можна було дотягнутися до зірок. Однак в розпорядженні астрономів є фізичні закони, які дозволяють не тільки пояснювати властивості вже відомих об'єктів, але і передбачати існування ще не спостерігалися.
Передбачення Шива Кумара
Про нейтронні зірки, чорні діри, темну матерію і інші космічні екзоти, обчислені теоретиками, чув багато хто. Однак у Всесвіті чимало й інших цікавинок, відкритих тим же способом. До їх числа відносяться тіла, що займають проміжне положення між зірками і газовими планетами. У 1962 році їх передбачив Шив Кумар, 23-річний американський астроном індійського походження, тільки що захистив докторську дисертацію в Мічиганському університеті. Кумар назвав ці об'єкти чорними карликами. Пізніше в літературі фігурували такі імена, як чорні зірки, об'єкти Кумара, інфрачервоні зірки, проте врешті-решт перемогло словосполучення «коричневі карлики» (brown dwarfs), запропоноване в 1974 році аспіранткою Каліфорнійського університету Джилл Тартер.
Чотири роки міжнародна команда астрономів «зважувала» ультрахолодних карлик класу L (6,6% сонячної маси) за допомогою телескопа «Хаббл», VLT і телескопа ім. Кека.
Кумар йшов до свого відкриття чотири роки. В ті часи основи динаміки народження зірок вже були відомі, але в деталях залишалися неабиякі прогалини. Однак Кумар в цілому настільки вірно описав властивості своїх «чорних карликів», що згодом з його висновками погодилися навіть суперкомп'ютери. Все-таки людський мозок як був, так і залишається найкращим науковим інструментом.
народження недозірки
Зірки виникають в результаті гравітаційного колапсу космічних газових хмар, які в основному складаються з молекулярного водню. Крім того, там є гелій (один атом на 12 атомів водню) і слідові кількості більш важких елементів. Колапс завершується народженням протозвезди, яка стає повноправним світилом, коли її ядро розігрівається до такої міри, що там починається стійке термоядерний горіння водню (гелій в цьому не бере участь, оскільки для його підпалу потрібні температури в десятки разів вище). Мінімальна температура, необхідна для займання водню, становить близько 3 млн градусів.
Кумара цікавили найлегші протозвезди з масою не вище однієї десятої маси нашого Сонця. Він зрозумів, що для запуску термоядерного горіння водню вони повинні згуститися до більшої щільності, ніж попередники зірок сонячного типу. Центр протозвезди заповнюється плазмою з електронів, протонів (ядер водню), альфа-частинок (ядер гелію) і ядер більш важких елементів. Трапляється, що ще до досягнення температури підпалу водню електрони дають початок особливому газу, властивості якого визначаються законами квантової механіки. Цей газ успішно чинить опір стисненню протозвезди і тим перешкоджає розігріву її центральної зони. Тому водень або взагалі не запалюється, або гасне задовго до повного вигоряння. У таких випадках замість невдалої зірки формується коричневий карлик.
Можливість виродженого фермі-газу до опору гравітаційного стиску аж ніяк не безмежна, і це легко показати на пальцях. У міру того як електрони заповнюють все більш високі рівні енергії, їх швидкості зростають і в кінці кінців наближаються до швидкості світла. У цій ситуації сила тяжіння бере гору і гравітаційний колапс поновлюється. Доведення складніше, але висновок аналогічний. Так і виходить, що квантове тиск електронного газу зупиняє гравітаційний колапс, лише якщо маса колапсуючої системи залишається нижче певної межі, що відповідає 1,41 маси сонця. Вона називається межею Чандрасекара - на честь видатного індійського астрофізика і космолога, який вирахував її в 1930 році. Межа Чандрасекара задає максимальну масу білих карликів, про що нашим читачам напевно відомо. Однак попередники коричневих карликів в десятки разів легше і про межі Чандрасекара можуть не турбуватися.
Кумар обчислив, що мінімальна маса народжується зірки дорівнює 0,07 маси Сонця, якщо мова йде про порівняно молодих світила популяції I, яким дають початок хмари з підвищеним вмістом елементів, важчих за гелій. Для зірок популяції II, що виникли понад 10 млрд років тому, за часів, коли гелію і більш важких елементів в космічному просторі було набагато менше, вона дорівнює 0,09 сонячної маси. Кумар знайшов також, що формування типового коричневого карлика займає близько мільярда років, а його радіус не перевищує 10% радіуса Сонця. Наша Галактика, як і інші зоряні скупчення, повинна містити безліч таких тіл, але їх важко виявити через слабку світності.
Як вони запалюються
Згодом ці оцінки не особливо змінилися. Зараз вважають, що тимчасове загоряння водню у протозірки, що народилася з відносно молодих молекулярних хмар, відбувається в діапазоні 0,07-0,075 сонячної маси і триває від 1 до 10 млрд років (для порівняння, червоні карлики, найлегші з справжніх зірок, здатні світити десятки мільярдів років!). Як зазначив у розмові з «ПМ» професор астрофізики Прінстонського університету Адам Барроуз, термоядерний синтез компенсує не більше половини втрати променевої енергії з поверхні коричневого карлика, в той час як у справжніх зірок головної послідовності ступінь компенсації становить 100%. Тому не відбулася зірка охолоджується навіть при працюючій «водневої топці» і тим більше продовжує остигати після її заглушки.
Протозірка з масою менше 0,07 сонячної підпалити водень взагалі не здатна. Правда, в її надрах може спалахнути дейтерій, оскільки його ядра зливаються з протонами вже при температурах в 600-700 тисяч градусів, породжуючи гелій-3 і гамма-кванти. Але дейтерію в космосі трохи (на 200 000 атомів водню припадає лише один атом дейтерію), і його запасів вистачає всього на кілька мільйонів років. Ядра газових згустків, які не досягли 0,012 маси Сонця (що становить 13 мас Юпітера) не нагріваються навіть до цього порога і тому не здатні ні до яких термоядерним реакцій. Як підкреслив професор Каліфорнійського університету в Сан-Дієго Адам Бургассер, багато астрономів вважають, що саме тут і проходить межа між коричневим карликом і планетою. На думку представників іншого табору, коричневим карликом можна вважати і газовий згусток легше, якщо він виник в результаті колапсу первинного хмари космічного газу, а не народився з газо-пилової диска, що оточує тільки що спалахнула нормальну зірку. Втім, будь-які подібні визначення - справа смаку.
Ще одне уточнення пов'язано з літієм-7, який, як і дейтерій, утворився в перші хвилини після Великого вибуху. Літій вступає в термоядерний синтез при дещо меншому нагріванні, ніж водень, і тому загоряється, якщо маса протозвезди перевищує 0,055-0,065 сонячної. Однак літію в космосі в 2500 разів менше, ніж дейтерію, і тому з енергетичної точки зору його внесок зовсім мізерний.
Що у них всередині
Що ж відбувається в надрах протозвезди, якщо гравітаційний колапс не завершився термоядерним підпалом водню, а електрони об'єдналися Ведін квантову систему, так званий вироджених фермі-газ? Частка електронів в цьому стані збільшується поступово, а не підскакує за єдину мить від нуля до 100%. Однак для простоти будемо вважати, що цей процес уже завершено.
Принцип Паулі стверджує, що два електрона, що входять в одну і ту ж систему, не можуть перебувати в однаковому квантовому стані. У фермі-газі стан електрона визначається його імпульсом, положенням і спіном, який приймає лише два значення. Це означає, що в одному і тому ж місці може знаходитися не більше пари електронів з однаковими імпульсами (і, природно, протилежними спинами). А оскільки в ході гравітаційного колапсу електрони пакуються в усі зменшується обсяг, вони займають стану зі зростаючими імпульсами і, відповідно, енергіями. Значить, у міру стиснення протозірки зростає внутрішня енергія електронного газу. Ця енергія визначається чисто квантовими ефектами і не пов'язана з тепловим рухом, тому в першому наближенні не залежить від температури (на відміну від енергії класичного ідеального газу, закони якого вивчають в шкільному курсі фізики). Більш того, при досить високому ступені стиснення енергія фермі-газу багаторазово перевершує теплову енергію хаотичного руху електронів і атомних ядер.
Збільшення енергії електронного газу підвищує і його тиск, який також не залежить від температури і зростає куди сильніше тиску теплового. Саме воно протистоїть тяжінню речовини протозвезди і припиняє її гравітаційний колапс. Якщо це сталося до досягнення температури підпалу водню, коричневий карлик остигає відразу ж після нетривалого за космічними масштабами вигоряння дейтерію. Якщо прото-зірка перебуває в прикордонній зоні і має масу 0,07-0,075 сонячної, вона ще мільярди років спалює водень, але на її фінал це не впливає. Зрештою квантове тиск виродженого електронного газу настільки знижує температуру зоряного ядра, що горіння водню зупиняється. І хоча його запасів вистачило б на десятки мільярдів років, підпалити їх коричневий карлик вже більше не зможе. Цим-то він і відрізняється від самого легкого червоного карлика, вимикає ядерну топку, лише коли весь водень перетворився на гелій.
Всі відомі зірки на діаграмі Герцшпрунга-Рассела розподілені не рівномірно, а об'єднуються в кілька спектральних класів з урахуванням світності (Йерського класифікація, або МКК, за прізвищами розробили її астрономів з Йоркській обсерваторії - Вільяма Моргана, Філіпа Кінана і Едіт Келлман). Сучасна класифікація виділяє на діаграмі Герцшпрунга-Рассела вісім таких основних груп. Клас 0 - це гіпергіганти, масивні і дуже яскраві зірки, що перевищують Сонце за масою в 100-200 разів, а по світності - в мільйони і десятки мільйонів. Клас Ia і Ib - це надгіганти, в десятки разів масивніше Сонця і в десятки тисяч разів перевершують його по світності. Клас II - яскраві гіганти, що займають проміжне положення між надгігантами і гігантами, які відносяться до класу III. Клас V - це т.зв. головна послідовність (карлики), на якій лежить більшість зірок, в тому числі і наше Сонце. Коли зірка головної послідовності вичерпає свій запас водню і в її ядрі почнеться горіння гелію, вона стане субгігант, які відносяться до класу IV. Трохи нижче головної послідовності лежить клас VI - субкарлики. А до класу VII відносяться компактні білі карлики, кінцева стадія еволюції зірок, що не перевищують за масою межа Чандрасекара.
Професор Барроуз відзначає і ще одна відмінність зірки і коричневого карлика. Звичайна зірка не тільки не вщухає, втрачаючи променисту енергію, але, як це не парадоксально, нагрівається. Це відбувається тому, що зірка стискає і розігріває своє ядро, а це сильно збільшує темпи термоядерного горіння (так, за час існування нашого Сонця його світність зросла принаймні на чверть). Інша річ коричневий карлик, стиску якого перешкоджає квантове тиск електронного газу. Внаслідок випромінювання з поверхні він остигає, подібно каменю або шматку металу, хоча і складається з гарячої плазми, як нормальна зірка.
довгі пошуки
Погоня за коричневими карликами затягнулася надовго. Навіть у найбільш масивних представників цього сімейства, які в юності випускають пурпурне світіння, температура поверхні зазвичай не перевищує 2000 К, а у тих, що легше і постарше, часом не досягає навіть 1000 К. У випромінюванні цих об'єктів присутній і оптична компонента, хоч і дуже слабенька. Тому для їх пошуку найкраще підходить інфрачервона апаратура високого дозволу, яка з'явилася лише в 1980-х роках. Тоді ж почали запускати інфрачервоні космічні телескопи, без яких майже неможливо виявити холодні коричневі карлики (пік їх випромінювання доводиться на хвилі довжиною 3-5 мікрометрів, які в основному затримуються земною атмосферою).
Саме в ці роки з'явилися повідомлення про можливих кандидатів. Спочатку такі заяви не витримували перевірки, і реальне відкриття першої з передбачених Шівом Кумаром псевдозірок відбулося лише в 1995 році. Пальма першості тут належить групі астрономів, очолюваної професором Каліфорнійського університету в Берклі Гібором Басрі. Дослідники вивчали надзвичайно тьмяний об'єкт PPl 15 в віддаленому приблизно на 400 світлових років зоряному скупченні Плеяди, який раніше виявила група гарвардського астронома Джона Стауффер. За попередніми даними, маса цього небесного тіла становила 0,06 маси Сонця, і він цілком міг опинитися коричневим карликом. Однак ця оцінка була дуже приблизною, і на неї не можна було покладатися. Професор Басрі і його колеги змогли вирішити цю задачу за допомогою літієвої проби, яку незадовго до того вигадав іспанська астрофізик Рафаель Реболи.
«Наша група працювала на першому 10-метровому телескопі гавайської обсерваторії імені Кека, який вступив в дію в 1993 році, - згадує професор Басрі. - Ми вирішили скористатися літієвої пробою, оскільки вона давала можливість розрізнити коричневі карлики і близькі до них за масою червоні карлики. Червоні карлики дуже швидко спалюють літій-7, а майже всі коричневі карлики до цього не здатні. Тоді вважали, що вік Плеяд становить близько 70 млн років, і навіть найлегші червоні карлики за цей час повинні були повністю позбутися від літію. Якби ми знайшли літій вспектре PPl 15, то мали б усі підстави стверджувати, що маємо справу з коричневим карликом. Завдання виявилося непростим. Перший спектрографічний тест в листопаді в 1994 року справді виявив літій, а ось другий, контрольний, в березні 1995-го, цього не підтвердив. Природно, ми перебували в розчаруванні - відкриття випадало прямо з рук. Однак початкове висновок було правильним. PPl 15 виявився парою коричневих карликів, що обертаються навколо спільного центру мас всього за шість діб. Тому-то спектральні лінії літію то зливалися, то розходилися - ось ми і не побачили їх в ході другого тесту. Попутно ми виявили, що Плеяди старше, ніж вважалося раніше ».
У цьому ж 1995 році з'явилися повідомлення про відкриття ще двох коричневих карликів. Рафаель Реболи і його колеги по астрофізичної інституту Канарських островів виявили в Плеядах карлик Teide 1, який був також ідентифікований за допомогою іонного методу. А в самому кінці 1995 року дослідники з Каліфорнійського Технологічного інституту і університету Джонса Хопкінса повідомили, що червоний карлик Gliese 229, який знаходиться всього в 19 світлових роках від Сонячної системи, має компаньйоном. Цей супутник в 20 разів важче Юпітера, і в його спектрі є лінії метану. Молекули метану руйнуються, якщо температура перевищує 1500К, в той час як атмосферна температура найбільш холодних нормальних зірок завжди більше 1700К. Це дозволило визнати Gliese 229-B коричневим карликом, навіть не використовуючи літієвий тест. Зараз вже відомо, що його поверхня нагріта всього до 950 К, так що цей карлик дуже навіть холодний.
Астрономи постійно дізнаються про коричневих карликів щось нове. Так, в кінці листопада 2010 року вчені з Чилі, Англії та Канади повідомили про відкриття в сузір'ї Діви всього в 160 світлових роках від Сонця зоряної пари з двох карликів різних колірних категорій - білого і коричневого. Останній належить до числа найбільш гарячих карликів Т-класу (його атмосфера нагріта до 1300 К) і по масі дорівнює 70 Юпітера. Обидва небесних тіла гравітаційно пов'язані, незважаючи на те, що їх розділяє величезна дистанція - приблизно 1 світловий рік. Зоряну пару коричневих карликів астрономи спостерігали за допомогою телескопа UKIRT (United Kingdom Infrared Telescope) з 3,8-метровим дзеркалом. Цей телескоп, розташований поруч з вершиною Мауна-Кеа на Гаваях на висоті 4200 м над рівнем океану - один з найбільших в світі інструментів, що працюють в інфрачервоному діапазоні.
L-карлики, E-карлики - що далі?
В даний час коричневих карликів відомо вдвічі більше, ніж екзопланет, - приблизно 1000 проти 500. Дослідження цих тіл змусило вчених розширити класифікацію зірок і звездоподобних об'єктів, оскільки колишня виявилася недостатньою.
Астрономи здавна поділяють зірки на групи відповідно до спектральними характеристиками випромінювання, які, в свою чергу, перш за все визначаються температурою атмосфери. Зараз в основному застосовується система, основи якої понад сто років тому були закладені співробітниками обсерваторії Гарвардського університету. В її найпростішої версії зірки діляться на сім класів, які охоплюють латинськими літерами O, B, A, F, G, K і M. У клас O входять надзвичайно потужні блакитні зірки з температурою поверхні вище 33 000К, в той час як до класу M відносять червоні карлики, червоні гіганти і навіть ряд червоних надгігантів, атмосфера яких нагріта менш ніж до 3700 К. Кожен клас в свою чергу ділиться на десять підкласів - від самого гарячого нульового до найхолоднішого дев'ятого. Наприклад, наше Сонце належить класу G2. У гарвардської системи є і більш складні варіанти (так, останнім часом білі карлики виділяють в особливий клас D), але це вже тонкощі.
Відкриття коричневих карликів обернулося введенням нових спектральних класів L і T. До класу L відносять об'єкти з температурами поверхні від 1300 до 2000К. Серед них не тільки коричневі карлики, але і найбільш тьмяні червоні карлики, які раніше відносили до M-класу. Клас Т включає лише одні коричневі карлики, атмосфери яких нагріті від 700 до 1300 K. У їхніх спектрах в достатку присутні лінії метану, тому ці тіла нерідко називають метановими карликами (саме такий Gliese 229 B).
«До кінця 1990-х років ми накопичили чимало інформації про спектрах найбільш тьмяних зірок, в тому числі і коричневих карликів, - розповідає« ПМ »астроном з Калтеха Деві Кіркпатрік, що входить до групи вчених, з ініціативи яких були введені нові класи. - Виявилося, що вони мають ряд особливостей, не зустрічалися раніше. Типові для червоних М-карликів спектральні мітки оксидів ванадію і титану зникли, зате з'явилися лінії лужних металів - натрію, калію, заліза і цезію. Тому ми вирішили, що гарвардську класифікацію треба розширити. Спочатку був доданий клас L, цю букву запропонував саме я - просто тому, що за нею нічого ще не значилося. Однак Gliese 229 B через наявність метану класу L не відповідав. Довелося задіяти ще одну вільну букву - T, так з'явився T-клас ».
Швидше за все, справа цим не закінчиться. Вже запропоновано ввести клас y, який резервується для гіпотетичних ультрахолодних коричневих карликів, нагрітих нижче 600К. Їх спектри також повинні мати характерні особливості, такі як чіткі лінії поглинання аміаку (а при температурах менше 400 до з'являться і пари води). Оскільки всі коричневі карлики приречені на охолодження, тіла y-класу зобов'язані існувати, хоча до цих пір не виявлено. Не виключено, що їх відкриють після запуску гігантського інфрачервоного телескопа james webb, який відправиться в космос в 2014 році. Бути може, ця обсерваторія навіть знайде у коричневих карликів планети, існування яких в принципі цілком допустимо. Попереду астрономів чекає ще чимало цікавого.
Стаття «Темні світила» опублікована в журналі «Популярна механіка» ( №1, Январь 2011 ).
L-карлики, E-карлики - що далі?
