Также по теме

КОРИЧНЕВЫЕ КАРЛИКИ

КОРИЧНЕВЫЕ КАРЛИКИ, космические тела, занимающие по своим массам промежуточное положение между звездами и планетами. Коричневыми карликами принято называть объекты с массами приблизительно от 0,01 до 0,08 масс Солнца. От нормальных звезд они отличаются тем, что температура в их недрах никогда не достигает значений, необходимых для протекания важнейшей термоядерной реакции – превращения водорода в гелий, которая обеспечивает длительное свечение обычных звезд. Но по сравнению с планетами, вообще не способными к термоядерному синтезу, коричневые карлики на начальном этапе своей жизни все же разогреваются настолько, что «сжигают» в термоядерных реакциях некоторые редкие элементы (дейтерий, литий), что делает их на короткое время похожими на звезды. Температура поверхности коричневых карликов обычно не превышает 2000 К, поэтому они имеют темно-красный или даже инфракрасный цвет; отсюда и название этих объектов (англ. brown dwarf).

Предсказание и обнаружение коричневых карликов.

Обычные звезды проводят большую часть своей жизни в состоянии равновесия между силой тяжести, стремящейся их сжать, и препятствующей этому силой газового давления. Высокое давление в недрах звезды обеспечивается огромной температурой плазмы в миллионы и даже десятки миллионов кельвинов, которую поддерживают постоянно идущие в центральной части звезды термоядерные реакции, т.е. реакции синтеза ядер более тяжелых химических элементов из более легких, например гелия из водорода, углерода из гелия и т.п. В этих реакциях выделяется ровно столько энергии, сколько звезда постоянно теряет с поверхности в виде излучения. Чем меньше масса звезды, тем ниже температура в ее ядре и тем медленнее протекают там термоядерные реакции. В 1958 астрофизик индийского происхождения Шив Кумар (университет штата Виргиния, США) занялся теоретическим изучением маломассивных звезд, предположив, что могут существовать звездообразные тела настолько малой массы, что температура в их недрах окажется недостаточной для протекания ядерного синтеза. Дело в том, что в период формирования звезды ее гравитационное сжатие обычно продолжается до тех пор, пока температура в центре не достигнет уровня, необходимого для протекания термоядерных реакций. У массивных звезд эта температура достигается при относительно невысокой плотности вещества, у звезд малой массы – при более высокой (например, в центре Солнца плотность плазмы превышает 100 граммов на кубический сантиметр). В 1963 расчеты Кумара показали, что у формирующихся звезд (протозвезд) очень малой массы сжатие останавливается раньше, чем температура в их центре достигает значения, необходимого для важнейшей термоядерной реакций – синтеза гелия из водорода (4H ® He). Причиной остановки сжатия протозвезды служит квантовомеханический эффект – давление вырожденного электронного газа. Таким образом, при массе звезды менее 0,07–0,08 массы Солнца (точное значение зависит от ее химического состава) она не способна сжигать легкий изотоп водорода, а значит в ее жизни нет фазы главной последовательности – самого длительного этапа эволюции нормальных звезд. Поэтому такие объекты, вообще говоря, нельзя называть звездами. Но с другой стороны, это и не планеты, поскольку в эволюции объекта с массой более 0,013 массы Солнца, как показывают расчеты, должна быть короткая термоядерная стадия, в ходе которой сгорает редкий тяжелый изотоп водорода – дейтерий, превращаясь в легкий изотоп гелия (D + p ® He). Этот краткий эпизод термоядерного горения не задерживает надолго гравитационное сжатие протозвезды. Температура ее поверхности даже при максимальном разогреве не превышает 2800 К, а затем начинает снижаться, и объект практически перестает светиться.

Итак, согласно теоретическому предсказанию Кумара, протозвезды с массой от 0,013 до приблизительно 0,075 массы Солнца в конце своего гравитационного сжатия проявляют робкую попытку стать звездой, но так ею и не становятся; их краткая жизнь заканчивается остыванием и полным исчезновением с небосвода. Такие звезды-неудачники, открытые «на кончике пера», Кумар назвал «черными карликами», но обнаружить их долго не удавалось и новый термин забылся. В середине 1970-х годов астрономы выяснили, что помимо наблюдаемых в телескоп нормальных ярких звезд в нашей и других галактиках присутствует огромное количество невидимого вещества; подозрение пало на тусклые карликовые объекты, предсказанные Кумаром, и они вновь стали популярны. Крис Дэвидсон (университет штата Миннесота, США) назвал эти неведомые звезды «инфракрасными карликами»; другие астрономы хотели назвать их «малиновыми карликами», но в 1975 студентка-дипломница из университета в Беркли (США) Джил Тартер придумала термин «brown dwarf», и он прижился. На русский язык его перевели как «коричневый карлик», хотя в действительности эти объекты имеют инфракрасный цвет, и точнее было бы перевести brown как «темный» или «тусклый». Но термин уже вошел в нашу научную литературу, и, вероятно, навсегда за группой промежуточных между звездами и планетами объектов закрепилось название «коричневые карлики».

Три десятилетия продолжались безрезультатные поиски этих тусклых светил. Их первое надежное обнаружение состоялось лишь после того, как были созданы новые гигантские телескопы диаметром 8–10 метров, снабженные инфракрасными приемниками изображения (ПЗС-матрицами большого размера) и мощными ИК-спектрографами, рассчитанными именно на тот диапазон излучения, в котором должны светиться коричневые карлики. Но даже такая мощная техника способна обнаружить эти слабые источники лишь на расстоянии не более 100 пк (300 св. лет) от Солнца, а в таком сравнительно небольшом объеме пространства их довольно мало. Чтобы выявить несколько коричневых карликов, пришлось провести детальный обзор всего неба. Некоторые из них обнаружились в соседнем молодом звездном скоплении Плеяды.

Первый успех пришел в 1996, когда японские астрономы (Накаджима и др.) обнаружили рядом с очень маленькой и холодной звездой Gliese 229 еще более мелкий и холодный спутник с температурой поверхности всего около 1000 К и мощностью излучения в 160 тыс. раз слабее солнечной. Его незвездная природа была окончательно подтверждена в 1997 с помощью «литиевого теста» (см. ниже); обозначенный как Gliese 229В, этот объект стал первым коричневым карликом, открытым астрономами. Его размер почти в точности равен размеру Юпитера, а масса оценивается в 0,03–0,06 масс Солнца. Коричневый карлик Gliese 229B обращается вокруг своего более массивного компаньона Gliese 229A по орбите радиусом около 40 а.е. с периодом около 200 лет. В 1997 были открыты два первых изолированных коричневых карлика (Kelu-1 и DENIS-PJ1228-1547), а также было доказано, что коричневым карликом является объект GD 165B, компаньон белого карлика. Эти четыре и стали прототипами нового класса астрономических объектов, занявших место между звездами и планетами.

Строение и эволюция коричневых карликов.

До середины 1990-х годов граница между звездами и планетами представлялась вполне определенной. Наиболее массивной планетой считался Юпитер, масса которого составляет всего 0,001 массы Солнца, а наименьшие среди известных звезд были значительно крупнее: они имели массу около 0,1 солнечной. Однако за последние годы были обнаружены экзопланеты во много раз массивнее Юпитера и близкие к ним по массе мини-звезды. Это потребовало точного определения понятий «звезда» и «планета» на основе физических различий в их эволюции. Поскольку характерным признаком звезды служат протекающие в ее недрах термоядерные реакции, именно их отсутствие было положено в основу определения планеты. Согласно Б.Р.Оппенгеймеру и др. (2000), планета – это объект, в котором за всю его историю реакции ядерного синтеза не происходят ни в каком виде. Если же на каком-либо этапе эволюции мощность термоядерного синтеза была сравнима со светимостью объекта, то он достоин называться звездой. Расчеты показывают, что в звездах с массой менее 0,07–0,08 массы Солнца температура так низка, что термоядерные реакции с участием легкого изотопа водорода (т.е. реакции pp-цикла) практически не происходят. Это критическое значение массы звезды называют «границей возгорания водорода», или «пределом Кумара». Единственным долговременным источником энергии менее массивных звезд служит их гравитационное сжатие. Однако в процессе этого сжатия каждая протозвезда проходит короткий этап горения дейтерия. Этот тяжелый изотоп водорода вступает в термоядерную реакцию при более низкой температуре, чем легкий водород, потому что реакция с дейтерием происходит под действием электромагнитного, а не слабого взаимодействия. Необходимые для этой реакции условия возникают в звездах с массой более 0,013 солнечной (что всего в 14 раз больше массы Юпитера). Но содержание дейтерия в космическом газе ничтожно (0,001%), сгорает он быстро и слабо влияет на светимость звезды; основным источником ее энергии в этот период все равно остается гравитационное сжатие.

Звезды наименьшей массы, обладающие ядерным источником энергии, очень экономно расходуют запас водорода: например, звезда с массой 0,085 солнечной может поддерживать свою невысокую светимость (около 0,1% от солнечной) в течение 6000 млрд. лет, что в 400 раз больше нынешнего возраста Вселенной. Но коричневые карлики с массой чуть ниже предела Кумара практически лишены ядерной энергии; после быстрого сгорания дейтерия и остановки гравитационного сжатия они быстро остывают и становятся невидимыми всего за несколько миллиардов лет. Поэтому в Галактике может быть много холодных и совершенно невидимых коричневых карликов, которые могли бы составлять немалую долю ее скрытой массы.