Коричневі карлики

Коричневые карлики

Владимир Сурдин Коричневые карлики — космічні тіла, що займають за своїми масам проміжне становище між зірками та планетами. Коричневими карликами прийнято називати об'єкти з масами приблизно від 0,01 до 0,08 мас Сонця. Від нормальних зірок вони вирізняються тим, що температура у тому надрах будь-коли сягає значень, необхідні перебігу найважливішої термоядерної реакції - перетворення водню в гелій, що забезпечує тривале світіння звичайних зірок. Але з порівнянню з планетами, взагалі здатними до термоядерного синтезу, коричневі карлики на початковому етапі знають свого життя все-таки розігріваються настільки, що «спалюють» в термоядерних реакціях деякі рідкісні елементи (дейтерій, літій), що зробила їх короткий час схожими на зірки. Температура поверхні коричневих карликів звичайно перевищує 2000 До, тому вони теж мають темно-червоний і навіть інфрачервоний колір; тому й назва цих об'єктів (анг. brown dwarf).

Предсказание і виявлення коричневих карликов.

Обычные зірки проводять більшу частину свого життя жінок у стані рівноваги між силою тяжкості, прагне їх стиснути, і котра перешкоджає цьому силою газового тиску. Високе тиск у надрах зірки забезпечується величезної температурою плазми в мільйони навіть мільйони кельвинов, яку підтримують постійно що у центральній частині зірки термоядерні реакції, тобто. реакції синтезу ядер важчих хімічних елементів з легших, наприклад гелію з водню, вуглецю з гелію тощо. У цих реакціях виділяється стільки ж енергії, скільки зірка постійно втрачає із поверхні як випромінювання. Чим менше маса зірки, тим нижче температура у її ядрі і тих повільніше протікають там термоядерні реакції. У 1958 астрофізик індійського коріння Шивши Кумар (університет штату Віргінія, США) зайнявся теоретичним вивченням маломассивных зірок, припустивши, що може існувати зіркоподібні тіла настільки малої маси, що температура у тому надрах виявиться недостатньою для перебігу ядерного синтезу. Річ у тім, що під час формування зірки її гравітаційне стиснення зазвичай триває до того часу, поки температура у центрі не досягне рівня, який буде необхідний перебігу термоядерних реакцій. У масивних зірок ця температура характеризується щодо невисокою щільності речовини, в зірок малої маси — за більш високої (наприклад, у центрі Сонця щільність плазми перевищує ста грамів на кубічний сантиметр). У 1963 розрахунки Кумара показали, що з цих зірок (протозвезд) дуже малій маси стиснення зупиняється раніше, ніж температура у тому центрі сягає значення, який буде необхідний найважливішої термоядерної реакцій — синтезу гелію з водню (4H He). Причиною зупинки стискування протозвезды служить квантово-механічний ефект — тиск вырожденного електронного газу. Отже, при масі зірки менш 0,07−0,08 маси Сонця (точне значення залежить від неї хімічного складу) вона здатна спалювати легкий ізотоп водню, отже у житті немає фази головною послідовності - найтривалішого етапу еволюції нормальних зірок. Тому такі об'єкти, власне кажучи, не можна називати зірками. Але з іншого боку, і планети, що у еволюції об'єкта з масою більш 0,013 маси Сонця, як свідчать розрахунки, мусить бути коротка термоядерна стадія, у якої згоряє рідкісний важкий ізотоп водню — дейтерій, перетворюючись на легкий ізотоп гелію (D + p He). Цей короткий епізод термоядерного горіння не затримує надовго гравітаційне стиснення протозвезды. Температура його поверхні навіть за максимальному розігріві не перевищує 2800 До, та був починає знижуватися, і той практично перестає світитися.

Итак, відповідно до теоретичного завбачення Кумара, протозвезды з безліччю від 0,013 до приблизно 0,075 маси Сонця кінці свого гравітаційного стискування виявляють боязку спробу стати зіркою, але так нею стає; їх коротка життя закінчується остыванием і повним зникненням з небосхилу. Такі звезды-неудачники, відкриті «на кінчику пера», Кумар назвав «чорними карликами», але виявити так важко вдавалося, і новий термін забувся. У середині 70-х років астрономи з’ясували, крім можна побачити в телескоп нормальних яскравих зірок з нашого та інших галактиках присутній величезне кількість невидимого речовини; підозра впала на тьмяні карликові об'єкти, передбачені Кумаром, і вони знову почали популярні. Кріс Девідсон (університет штату Міннесота, США) назвав ці невідомі зірки «інфрачервоними карликами»; інші астрономи хотіли назвати їх «малиновими карликами», але у 1975 студентка-дипломниця з університету у Берклі (США) Джил Тартер придумала термін «brown dwarf», і він прижився. Російською мову його як «коричневий карлик», хоч насправді ці об'єкти мають інфрачервоний колір, і точніше було б перевести brown як «темний» чи «тьмяний». Але терміну вже ввійшов у наше наукову літературу, і, мабуть, назавжди за групою проміжних між зірками та планетами об'єктів закріпилося назва «коричневі карлики».

Три десятиліття тривали безрезультатні пошуки цих тьмяних світил. Їх перше надійне виявлення відбулося лише по тому, як було створено нові гігантські телескопи діаметром 8−10 метрів, забезпечені інфрачервоними приймачами зображення (ПЗС-матрицами великого розміру) і потужними ИК-спектрографами, розрахованими саме у той діапазон випромінювання, у якому повинні світитися коричневі карлики. Але така потужна техніка здатна знайти ці слабкі джерела тільки відстані трохи більше 100 пк (300 св. років) від поверхні Сонця, а такому порівняно невеликий обсяг простору їх досить мало. Щоб виявити кілька коричневих карликів, довелося виконати детальний огляд всього неба. Деякі їх виявилися у сусідній молодому зоряному скупченні Плеяди.

Первый успіх прийшов у 1996, коли японські астрономи (Накаджима та інших.) виявили поруч із дуже маленького й холодною зіркою Gliese 229 ще більше малий і холодний супутник з температурою поверхні лише близько 1000 До і потужністю випромінювання в 160 тис. разів слабкіша за сонячної. Його незвездная природа була остаточно підтверджено 1997;го з допомогою «литиевого тесту» (див. нижче); визначений як Gliese 229 В, цей об'єкт був першим коричневим карликом, відкритим астрономами. Його розмір майже точності дорівнює розміру Юпітера, а маса становить 0,03−0,06 мас Сонця. Коричневий карлик Gliese 229B звертається навколо свого більш масивного компаньйона Gliese 229A орбітою радіусом близько сорока а.є. з періодом близько 200 років. У 1997 було відкрито два перших ізольованих коричневих карлика (Kelu-1 і DENIS-PJ1228−1547), і навіть було доведено, що коричневим карликом є об'єкт GD 165B, компаньйон білого карлика. Ці чотири континенти і стали прототипами нового класу астрономічних об'єктів, посіли місце між зірками та планетами.

Строение і еволюція коричневих карликов.

До середини 90-х років межа між зірками та планетами представлялася цілком певної. Найбільш масивною планетою вважався Юпітер, маса якого не перевищує 0,001 маси Сонця, а найменші серед відомі зірки були значно крупніша: вони мали масу близько 0,1 сонячної. Проте останні останні роки були виявлено экзопланеты в багато разів массивнее Юпітера і близькі до них щодо маси мини-звезды. Це зажадало точного визначення понять «зірка» і «планета» з урахуванням фізичних відмінностей у їх еволюції. Оскільки характерним ознакою зірки служать які у її надрах термоядерні реакції, саме їхній відсутність було покладено основою визначення планети. Відповідно до Б. Р. Оппенгеймеру та інших. (2000), планета — це об'єкт, у якому за його історію реакції ядерного синтезу не відбуваються у жодному вигляді. Якщо ж якомусь етапі еволюції потужність термоядерного синтезу була можна порівняти зі світністю об'єкта, він вартий зватися зіркою. Розрахунки вчених показують, що в зірках з безліччю менш 0,07−0,08 маси Сонця температура так низька, що термоядерні реакції з участю легкого ізотопу водню (тобто. реакції pp-цикла) мало відбуваються. Це критичне значення маси зірки називають «кордоном загоряння водню», чи «межею Кумара». Єдиним тривалим джерелом енергії менш масивних зірок служить їх гравітаційне стиснення. Однак у процесі цього стискування кожна протозвезда проходить короткий етап горіння дейтерію. Ця важка ізотоп водню вступає в термоядерну реакцію за більш низької температури, ніж легкий водень, тому що реакція з дейтерієм відбувається під впливом електромагнітного, а чи не слабкого взаємодії. Необхідні з цією реакції умови творяться у зірках з безліччю більш 0,013 сонячної (що лише на 14 разів більше маси Юпітера). Але зміст дейтерію осіб у космічному газі мізерно (0,001%), згоряє він швидко і найгірш впливає світність зірки; є основним джерелом її енергії в цей період однаково залишається гравітаційне стиснення.

Звезды найменшої маси, котрі володіють ядерною джерелом енергії, дуже ощадливо витрачають запас водню: наприклад, зірка з безліччю 0,085 сонячної може підтримувати свою невисоку світність (близько 0,1% від сонячної) протягом 6000 млрд. років, що у 400 разів більше нинішнього віку Всесвіту. Але коричневі карлики з безліччю трохи нижче краю Кумара практично позбавлені ядерної енергії; після швидкого згоряння дейтерію і зупинки гравітаційного стискування вони швидко остигають і стають невидимими всього кілька мільярдів років. Тож у Галактиці можна знайти багато холодних і немає невидимих коричневих карликів, які б складати чималу частку її прихованої маси.

Отличить молодий, ще охолонувши коричневий карлик від маленькій зірки дуже складно: їх колір і світність дуже близькі. Критичним ознакою у своїй зараз вважається «литиевый тест» — наявність ліній літію в спектрі джерела. Річ у тому, що літій — ніжний елемент: він руйнується ядерними реакціями при температурі вище 2,4 млн. До. Тому всі нормальні зірки мають спалити свій літій до початку реакцій з участю водню, причому спалити у ядрі, але в обсязі зірки, включаючи поверхневі шари. Причина — в тому, що маломассивные зірки й коричневі карлики повністю конвективны: їх речовина активно перемішується («кипить») і тому кожна його порція рано чи пізно проходить через ядро, де за високої температурі літій згоряє на всі сто. Розрахунки вчених показують, що зірка мінімальної маси (0,075 маси Сонця) спалює 99% свого літію за 100 млн. років, а коричневий карлик з безліччю нижче 0,06 сонячної спалить ті ж самі частку літію лише над час більше 10 млрд. років. Цим і обгрунтований литиевый тест: виявлення в спектрі холодної зірки лінії Li із довжиною хвилі 6708 ангстрем відразу вказує, що її маса менше 0,06 сонячної, а отже — це коричневий карлик.

Как знаємо, температура поверхні коричневих карликів будь-коли перевищує 2800 До. Для таких холодних об'єктів в спектральную класифікацію зірок знадобилося запровадити нові класи. Прийнята зараз класифікація зоряних спектрів склалася у першій половині 20 в. Відома гарвардська послідовність спектральних класів O-B-A-F-G-K-M відбиває хід температури зоряних фотосфер (від гарячих O і B до прохолодним До і М), а додаткові класи R, N і P. S відбивають варіації хімічного складу у холодних звезд-гигантов з температурою близько 3 тис До. Ця схема надійно служила астрономам цілу століття, і навіть склалося враження її завершеності. Проте останні роки показали, що успішний розвиток спектральною класифікації не припинилося: виявлення коричневих карликів привело наприкінці 90-х років до впровадження нових спектральних класів L і T для тіл з ефективної температурою менш 2000 До.

Оказалось, що у формуванні спектрів екстремально холодних об'єктів дуже значної ролі грає пил. У самих холодних зірок класу М з температурою поверхні близько 3000 До в спектрі видно потужні смуги поглинання окислів титану, а ванадію (TiO, VO). Але в більш холодних зірок їх стало. До відкриття що є тепер класичним коричневого карлика Gliese 229 В самим темним і холодним був компаньйон білого карлика GD 165B, має температуру поверхні 1900 До і світність 0,01% сонячної. Він вразив дослідників тим, що на відміну від інших холодних зірок немає смуг поглинання TiO і VO, внаслідок чого його називали «дивній зіркою». Так само виявилися спектри та інших коричневих карликів з температурою нижче 2000 До. Розрахунки довели, що молекули TiO і VO у тому атмосферах сконденсировались в тверді частки — порошини вже не виявляють себе у спектрі, як це властиво молекулам газу.

Таким чином, придушення спектральних смуг TiO і VO внаслідок конденсирования цих молекул в порошини при T < 2000 До зажадало запровадження нового спектрального класу. У 1998 Деві Киркпатрик (Каліфорнійський технологічний інститут, США) запропонував розширити гарвардську схему, впорснувши у неї клас L для маломассивных інфрачервоних зірок, мають ефективну температуру поверхні 1500−2000 K. Спектр L-карликов характеризується сильної смугою поглинання CrH, сильними лініями рідкісних лужних металів Cs і Rb, і навіть широкими лініями калію і натрію. Але без інформації про віці об'єкти L-класса не можна автоматично вважати коричневими карликами: дуже старі маломассивные зірки також можуть гідно охолонути нижче 2000 До. Проте оскільки більшість об'єктів L-класса все-таки повинні прагнути бути саме коричневими карликами.

Продолжая пошук і освоєння дослідження L-карликов, астрономи виявили ще більше екзотичні об'єкти, котрим знадобилося запровадити найновіший спектральний клас T, ще більш холодний, ніж L (Дж.Либерт та інших., 2000). Ефективна температура T-карликов близько 1500−1000 До і ледь-ледь нижче. У тому спектрах видно потужні смуги поглинання води, метану і молекулярного водню, тому їх називають «метановыми карликами». Прототипом цього вважають коричневий карлик Gliese 229B.

Коричневые карлики ставлять перед астрономами багато і дуже цікавих проблем. Чим холодніше атмосфера зірки, то складніше її вивчати як спостерігачам, і теоретикам. Присутність у атмосфері пилу робить це завдання легше: конденсація твердих частинок як змінює склад вільних хімічних елементів у атмосфері, а й на теплообмін і форму спектра. Теоретичні моделі з урахуванням пилу передбачили парниковий ефект у верхніх шарах атмосфери і зменшення глибини молекулярних смуг поглинання; ці ефекти підтверджуються спостереженнями. Та пилу складна: розрахунки доводять, що відбулося після конденсації порошини починають тонути. Можливо, різних рівнях у атмосфері формуються щільні хмари пилу. Метеорологія коричневих карликів може виявитися щонайменше різноманітної, ніж в планет-велетнів. Але якщо атмосфери планет вдається вивчати з відстані, то розшифровувати метанові циклони і пилові бурі коричневих карликів доведеться лише з їх спектрам.

Вопросы про походження й чисельності коричневих карликів наразі залишаються відкритими. Перші підрахунки їхньої кількості в молодих зоряних скупчення типу Плеяд показують, що, порівняно з нормальними зірками загальна маса коричневих карликів, певне, негаразд велика, щоб «списати» ними всю темну масу Галактики. Але це висновок ще потребує перевірці.

Другой важливе запитання — як формуються коричневі карлики. Загальноприйнята теорія походження зірок це не дає нею відповідь. Об'єкти настільки малої маси міг би формуватися подібно планетам-гигантам в околозвездных дисках. Але виявлено значна частина одиночних коричневих карликів (наприклад, в Туманності Оріона); важко уявити, що вони відразу після народження було втрачено своїми більш масивними компаньйонами.

В 2001 цілком особливий шлях народження коричневих карликів намітився при дослідженні двох тісних подвійних систем — LL Андромеди і EF Эридана. Вони більш масивний компаньйон — білий карлик — своїм тяжінням стягує речовина з менш масивного супутника, так званої звезды-донора. У системі LL Андромеди що перетікає на білий карлик газ утворює аккреционный диск, в якому раз у раз, разів у кілька років, відбуваються спалахи; тому LL Андромеди належать до класу неправильних змінних зірок, званих карликовими новими. Систему EF Эридана належать до класу поляров: у ній сильне магнітне полі білого карлика перешкоджає освіті аккреционного диска, тому речовина донора тече вздовж силових синій знижується на магнітні полюси білого карлика.

Расчеты показують, що спочатку еволюції обох цих систем спутники-доноры у яких були звичайними зірками, але протягом кількох мільярдів років їх маса впала нижче граничного значення, і термоядерні реакції у тих зірках згасли. Нині це за зовнішніми ознаками типові коричневі карлики. Температура звезды-донора у системі LL Андромеди близько 1300 До, а системі EF Эридана — близько 1650 До. Їх маси лише кілька десятків разів перевищують масу Юпітера, а їх спектрах видно лінії метану. Наскільки їх внутрішню структуру і хімічний склад подібні з аналогічними параметрами «справжніх» коричневих карликів, поки що невідомо. Отже, нормальна маломассивная зірка, втративши значну частину свого речовини, може бути коричневим карликом. У найближчому майбутньому цей «новий тип космічних об'єктів обіцяє чимало цікавих відкриттів.

Список литературы

Для підготовки даної роботи було використані матеріали із сайту internet.