Тъмни светила: кафяви джуджета

Астрономите не експериментират - те получават информация чрез наблюдение. Както каза един от представителите на тази професия, няма толкова дълги устройства, че да могат да стигнат до звездите. Астрономите обаче разполагат с физически закони, които позволяват не само да се обяснят свойствата на вече известни обекти, но и да се предскаже съществуването на тези, които все още не са спазени.

Прогноза на Шива Кумар

Мнозина са чували за неутронни звезди, черни дупки, тъмна материя и други космически екзотики, изчислени от теоретиците. Въпреки това, във Вселената има много други чудеса, открити по същия начин. Те включват тела, които заемат междинно положение между звезди и газови планети. През 1962 г. те са предсказани от Шив Кумар, 23-годишен американски астроном от индийски произход, който току-що защити докторската си дисертация в университета в Мичиган. Кумар нарече тези предмети черни джуджета. По-късно в литературата се появяват имена като черни звезди, обекти на Кумар, инфрачервени звезди, но в крайна сметка спечели фразата „кафяви джуджета“, предложена през 1974 г. от студентката на университета в Калифорния Джил Тартър.

В продължение на четири години международен екип от астрономи "претегля" ултра студено джудже от клас L (6, 6% от слънчевата маса), използвайки телескопа Хъбъл, VLT и им. Кек.

Кумар ходи на откритието си четири години. В онези дни основите на динамиката на раждането на звезди вече бяха известни, но в детайлите останаха доста пропуски. Въпреки това Кумар като цяло така правилно описа характеристиките на своите „черни джуджета“, че впоследствие дори суперкомпютрите се съгласиха с неговите заключения. Въпреки това човешкият мозък винаги е бил и остава най-добрият научен инструмент.

Раждане на звездички

Звездите възникват в резултат на гравитационния срив на космическите газови облаци, които са съставени главно от молекулен водород. В допълнение има хелий (един атом на 12 водородни атома) и следи от по-тежки елементи. Сривът завършва с раждането на протостар, който се превръща в пълноправна звезда, когато сърцевината му се нагрява до такава степен, че започва стабилно термоядрено изгаряне на водород (хелий не участва в това, тъй като за палежа му са необходими температури десет пъти по-високи). Минималната температура, необходима за запалване на водород, е около 3 милиона градуса.

Кумар се интересувал от най-леките протостари с маса, която не надвишава една десета от масата на нашето Слънце. Той осъзна, че за да започне термоядрено изгаряне на водород, те трябва да се сгъстят до по-висока плътност от предшествениците на слънчеви звезди. Центърът на протостар е изпълнен с плазма от електрони, протони (водородни ядра), алфа-частици (хелиеви ядра) и ядра от по-тежки елементи. Случва се дори преди да се достигне температурата на водородния палеж, електроните пораждат специален газ, чиито свойства се определят от законите на квантовата механика. Този газ успешно устоява на компресията на протостар и по този начин предотвратява нагряването на централната му зона. Следователно водородът изобщо не се запалва или изгасва много преди да изгори напълно. В такива случаи кафяво джудже се образува вместо неуспешна звезда.

Способността на изроден газ от Ферми да устои на гравитационното компресиране в никакъв случай не е неограничена и е лесно да се покаже на пръсти. Докато електроните изпълват все по-високи нива на енергия, скоростите им се увеличават и в крайна сметка се приближават до светлина. В тази ситуация гравитацията надделява и гравитационният колапс се възобновява. Математическото доказателство е по-сложно, но заключението е подобно. Така се оказва, че квантовото налягане на електронния газ спира гравитационния срив само ако масата на сриващата се система остане под определена граница, съответстваща на 1, 41 масата на слънцето. Тя се нарича границата на Чандрасехар - в чест на видния индийски астрофизик и космолог, който я изчисли през 1930 година. Ограничението на chandrasekara определя максималната маса от бели джуджета, които нашите читатели вероятно знаят. Предшествениците на кафявите джуджета обаче са десет пъти по-леки и не могат да се притесняват от границата на chandrasekara.

Кумар изчисли, че минималната маса на зараждащата се звезда е 0, 07 от масата на Слънцето, когато става дума за сравнително младите светила на население I, които пораждат облаци с повишено съдържание на елементи, по-тежки от хелия. За звезди от население II, възникнали преди повече от 10 милиарда години, във време, когато хелий и по-тежки елементи в космоса са били много по-малки, това е 0, 09 слънчева маса. Кумар открил също, че образуването на типично кафяво джудже отнема около милиард години, а радиусът му не надвишава 10% от радиуса на Слънцето. Нашата Галактика, подобно на други звездни клъстери, трябва да съдържа голямо количество такива тела, но те са трудни за откриване поради слаба светимост.

Как светят

С течение на времето тези оценки не са се променили много. Сега се смята, че временното запалване на водород в протостар, роден от сравнително млади молекулярни облаци, се случва в границите от 0, 07–0, 075 слънчеви маси и продължава от 1 до 10 милиарда години (за сравнение, червените джуджета, най-леките от истинските звезди, са в състояние да блестят десетки милиарди години!). Адам Бароуз, професор по астрофизика в Принстънския университет, каза в разговор с премиера, че термоядреният синтез компенсира не повече от половината загуба на сияйна енергия от повърхността на кафяво джудже, докато в реалните главни звезди степента на компенсация е 100%. Следователно, неуспешната звезда се охлажда дори когато "водородната камина" работи и освен това продължава да се охлажда след щепсела си.

Протостар с маса под 0, 07 слънчева енергия изобщо не е в състояние да изгаря водород. Вярно е, че деутерият може да пламне в дълбочината си, тъй като ядрата му се сливат с протони дори при температури от 600–700 хиляди градуса, генерирайки хелий-3 и гама лъчи. Но в космоса няма много деутерий (има само един деутериев атом на 200 000 водородни атома), а резервите му продължават само няколко милиона години. Ядрата на газовите съсиреци, които не достигат 0, 012 слънчеви маси (което е 13 маси на Юпитер), дори не се затоплят до този праг и следователно не са способни на никакви термоядрени реакции. Както подчерта Адам Бургассер, професор в Калифорнийския университет в Сан Диего, много астрономи смятат, че точно там минава линията между кафявото джудже и планетата. Според представители на друг лагер газовият прах също може да се счита за кафяв съсирек по-лесно, ако е възникнал в резултат на срутването на първичен облак космически газ и не се е родил от газо-прашен диск, заобикалящ току-що мигаща нормална звезда. Въпреки това, всякакви такива определения са въпрос на вкус.

Друго усъвършенстване е свързано с литий-7, който подобно на деутерия се е образувал в първите минути след Големия взрив. Литият влиза в термоядрен синтез с малко по-малко топлина от водорода и следователно се запалва, ако масата на протостар надвишава 0, 05–0, 065 слънчева енергия. Литият в космоса обаче е 2500 пъти по-малък от деутерия и затова от енергийна гледна точка неговият принос е напълно незначителен.

Какво има вътре

Какво се случва в недрата на протостар, ако гравитационният срив не приключи с термоядрения палеж на водород и електроните се обединят в една единствена квантова система, така наречения изроден ферми газ? Фракцията на електроните в това състояние нараства постепенно и не скача в един миг от нула до 100%. За простота обаче приемаме, че този процес вече е завършен.

Принципът на Паули гласи, че два електрона, влизащи в една и съща система, не могат да бъдат в едно и също квантово състояние. В газ на Ферми състоянието на един електрон се определя от неговия импулс, положение и спин, който приема само две стойности. Това означава, че не повече от двойка електрони с еднакъв момент (и, разбира се, противоположни завъртания) могат да бъдат на едно и също място. И тъй като по време на гравитационния срив електроните се събират във все по-намаляващ обем, те заемат състояния с нарастващ момент и, съответно, енергии. Това означава, че с протостарните контракти вътрешната енергия на електронния газ расте. Тази енергия се определя от чисто квантови ефекти и не е свързана с топлинно движение, следователно, за първо приближение, тя не зависи от температурата (за разлика от енергията на класически идеален газ, законите на който се изучават в училищен курс по физика). Освен това, при достатъчно висока степен на сгъстяване, енергията на газа Ферми е многократно по-голяма от топлинната енергия на хаотичното движение на електрони и атомни ядра.

Увеличаването на енергията на електронния газ също увеличава неговото налягане, което също не зависи от температурата и расте много по-силно от топлинното налягане. Именно той устоява на гравитацията на веществото на протостар и спира гравитационния му срив. Ако това се случи преди да се достигне температурата на водородния палеж, кафявото джудже се охлажда веднага след краткотрайно космическо изгаряне на деутерий. Ако протозвездата пребивава в граничната зона и има маса от 0, 07–0, 075 слънчеви лъчи, тя изгаря водород в продължение на милиарди години, но това не се отразява на нейното окончателно. В крайна сметка квантовото налягане на изроден електронен газ намалява температурата на звездното ядро ​​до толкова, че изгарянето на водорода спира. И въпреки че резервите му биха били достатъчни за десетки милиарди години, кафявото джудже вече няма да може да ги подпали. В това той се различава от най-лекото червено джудже, което изключва ядрената пещ, само когато целият водород се е превърнал в хелий.

Всички известни звезди в диаграмата Hertzsprung-Russell не са разпределени равномерно, а са комбинирани в няколко спектрални класа, като се отчита светимостта (класификацията на Йеркес или MKK, според имената на астрономите от обсерваторията Йеркес - Уилям Морган, Филип Кийн и Едит Келман, които са я разработили). Съвременната класификация разграничава осем такива основни групи на диаграмата Hertzsprung-Russell. Клас 0 са хипергиганти, масивни и много ярки звезди, надвишаващи Слънцето по маса 100-200 пъти, а по светимост - с милиони и десетки милиони. Клас Ia и Ib са супергиганти, десетки пъти по-масивни от Слънцето и десетки хиляди пъти по-добри по светимост. Клас II - ярки гиганти, които заемат междинна позиция между супергиганти и гиганти, принадлежащи към клас III. Клас V е т.нар основната последователност (джуджета), върху която лежат повечето звезди, включително нашето Слънце. Когато звездата от основната последователност изчерпи водорода и хелият започне да гори в сърцевината си, той ще се превърне в подрастващ, който принадлежи към клас IV. Точно под основната последователност се намира клас VI - под-джуджета. А клас VII включва компактни бели джуджета, последният етап от еволюцията на звездите, които не надвишават масово границата на Чандрасехар.

Професор Бароуз отбелязва още една разлика между звезда и кафяво джудже. Една обикновена звезда не само не се охлажда, губи сияйна енергия, но, парадоксално, тя се нагрява. Това е така, защото звездата компресира и затопля ядрото си и това значително увеличава скоростта на термоядрено изгаряне (така, по време на съществуването на нашето Слънце, светимостта му се е увеличила поне с една четвърт). Друго нещо е кафявото джудже, чието сгъстяване се предотвратява от квантовото налягане на електронния газ. Поради радиацията от повърхността се охлажда, като камък или парче метал, въпреки че се състои от гореща плазма, като нормална звезда.

Дълго търсене

Преследването на кафяви джуджета се влачи дълго време. Дори и най-масовите представители на това семейство, които излъчват лилаво сияние в младостта си, обикновено нямат повърхностна температура над 2000 К, докато тези, които са по-леки и по-стари, понякога дори не достигат 1000 К. Оптичният компонент присъства и в излъчването на тези обекти, макар и много слаб. Следователно инфрачервеното оборудване с висока разделителна способност, което се появи едва през 80-те години, е най-подходящо за тяхното търсене. Тогава те започнаха да пускат инфрачервени космически телескопи, без които е почти невъзможно да се открият студени кафяви джуджета (пикът на излъчването им пада върху вълни с дължина 3-5 микрометра, които се забавят главно от земната атмосфера).

Именно през тези години имаше съобщения за възможни кандидати. Отначало подобни твърдения не издържаха на изпитанието и първата от псевдозвездите, предсказана от Шив Кумар, всъщност се отвори едва през 1995 година. Палмата тук принадлежи на група астрономи, ръководена от Гибор Басри, професор в Калифорнийския университет в Бъркли. Изследователите проучиха изключително слабия обект PPl 15 в звездната група Плеяди, отдалечен на около 400 светлинни години, открит преди това от групата на харвардския астроном Джон Щауфер. По предварителни данни масата на това небесно тяло е била 0, 06 от масата на Слънцето и това можело да се окаже кафяво джудже. Тази оценка обаче беше много груба и не можеше да се разчита на нея. Професор Басри и неговите колеги успяха да разрешат този проблем с помощта на литиев тест, който наскоро беше изобретен от испанския астрофизик Рафаел Реболо.

„Нашият екип работеше върху първия 10-метров телескоп в Хавайската обсерватория Кек, който влезе в сила през 1993 г.“, спомня си проф. Басри. - Решихме да използваме разграждане на литий, тъй като направи възможно разграничаването между кафяви джуджета и червени джуджета, близки по тегло до тях. Червените джуджета изгарят литий-7 много бързо и почти всички кафяви джуджета не са способни на това. Тогава се смяташе, че Плеядите са на възраст около 70 милиона години и дори най-леките червени джуджета през това време трябваше напълно да се отърват от лития. Ако намерихме литий в спектъра PPl 15, щяхме да имаме всички основания да кажем, че имаме работа с кафяво джудже. Задачата не беше лесна. Първият спектрографски тест през ноември 1994 г. наистина разкри литий, но вторият, контролен, през март 1995 г., не потвърди това. Естествено останахме разочаровани - откритието изплъзна веднага от ръцете ни. Първоначалният извод обаче беше правилен. PPl 15 се оказа двойка кафяви джуджета, обикалящи около общия център на масата само за шест дни. Следователно спектралните линии на лития се сляха, след това се разминаха - така че не ги видяхме по време на второто изпитване. По пътя открихме, че Плеядите са по-стари, отколкото се смяташе досега “.

През същата 1995 г. имаше съобщения за откриването на още две кафяви джуджета. Рафаел Реболо и неговите колеги от Астрофизичния институт на Канарските острови откриха джуджето Тейде 1 в Плеядите, което също беше идентифицирано по литиевия метод. И в самия край на 1995 г. изследователи от Калифорнийския технологичен институт и Университета на Джон Хопкинс съобщават, че червеното джудже Gliese 229, което се намира само на 19 светлинни години от Слънчевата система, има спътник. Този спътник е 20 пъти по-тежък от Юпитер и в неговия спектър има метанови линии. Молекулите на метана се унищожават, ако температурата надвишава 1500K, докато атмосферната температура на най-студените нормални звезди винаги е повече от 1700K. Това позволи Gliese 229-B да бъде разпознато като кафяво джудже, без дори да се използва литиевият тест. Сега вече е известно, че повърхността му се нагрява до само 950 К, така че това джудже е много студено.

Астрономите постоянно научават нещо ново за кафявите джуджета. И така, в края на ноември 2010 г. учени от Чили, Англия и Канада обявиха откриването в съзвездието Дева само на 160 светлинни години от Слънцето на звездна двойка от две джуджета от различни цветни категории - бяло и кафяво. Последното е едно от най-горещите джуджета от Т-клас (атмосферата му се нагрява до 1300 К) и е равна на маса 70 юпитера. И двете небесни тела са гравитационно свързани, въпреки факта, че са разделени от огромно разстояние - около 1 светлинна година. Астрономите наблюдаваха звездна двойка кафяви джуджета, използвайки телескопа UKIRT (инфрачервен телескоп на Обединеното кралство) с 3, 8-метрово огледало. Този телескоп, разположен в близост до върха на Мауна Кеа на Хаваи на надморска височина от 4200 м, е един от най-големите инструменти в света, работещ в инфрачервения диапазон.

L-джуджета, E-джуджета - какво следва?

В момента са известни два пъти повече кафяви джуджета от екзопланети - около 1000 срещу 500. Проучването на тези тела доведе учените да разширят класификацията на звезди и подобни на звезди обекти, тъй като първата се оказа недостатъчна.

Астрономы издавна подразделяют звезды на группы в соответствии со спектральными характеристиками излучения, которые, в свою очередь, прежде всего определяются температурой атмосферы. Сейчас в основном применяется система, основы которой более ста лет назад были заложены сотрудниками обсерватории Гарвардского университета. В ее простейшей версии звезды делятся на семь классов, обозначаемых латинскими буквами O, B, A, F, G, K и M. В класс O входят чрезвычайно массивные голубые звезды с температурой поверхности выше 33 000К, в то время как к классу M относят красные карлики, красные гиганты и даже ряд красных сверхгигантов, атмосфера которых нагрета менее чем до 3700 К. Каждый класс в свою очередь делится на десять подклассов — от самого горячего нулевого до самого холодного девятого. К примеру, наше Солнце принадлежит классу G2. У гарвардской системы есть и более сложные варианты (так, в последнее время белые карлики выделяют в особый класс D), но это уже тонкости.

Открытие коричневых карликов обернулось введением новых спектральных классов L и T. К классу L относят объекты с температурами поверхности от 1300 до 2000К. Среди них не только коричневые карлики, но и наиболее тусклые красные карлики, которые раньше относили к M-классу. Класс Т включает лишь одни коричневые карлики, атмосферы которых нагреты от 700 до 1300 K. В их спектрах в изобилии присутствуют линии метана, поэтому эти тела нередко называют метановыми карликами (именно таков Gliese 229 B).

«К концу 1990-х годов мы накопили немало информации о спектрах самых тусклых звезд, в том числе и коричневых карликов, — рассказывает «ПМ» астроном из Калтеха Дэви Киркпатрик, входящий в группу ученых, по инициативе которых были введены новые классы. — Оказалось, что они обладают рядом особенностей, не встречавшихся ранее. Типичные для красных М-карликов спектральные метки оксидов ванадия и титана исчезли, зато появились линии щелочных металлов — натрия, калия, рубидия и цезия. Поэтому мы решили, что гарвардскую классификацию надо расширить. Сначала был добавлен класс L, эту букву предложил именно я — просто потому, что за ней ничего еще не числилось. Однако Gliese 229 B из-за наличия метана классу L не соответствовал. Пришлось задействовать еще одну свободную букву — T, так появился T-класс».

Скорее всего, дело этим не закончится. Уже предложено ввести класс y, который резервируется для гипотетических ультрахолодных коричневых карликов, нагретых ниже 600к. Их спектры также должны иметь характерные особенности, такие как четкие линии поглощения аммиака (а при температурах менее 400 к появятся и пары воды). Поскольку все коричневые карлики обречены на остывание, тела y-класса обязаны существовать, хотя до сих пор не обнаружены. Не исключено, что их откроют после запуска гигантского инфракрасного телескопа james webb, который отправится в космос в 2014 году. Быть может, эта обсерватория даже найдет у коричневых карликов планеты, существование которых в принципе вполне допустимо. Впереди астрономов ждет еще немало интересного.

Статья «Темные светила» опубликована в журнале «Популярная механика» (№1, Январь 2011).

Препоръчано

Декласифициран смартфон Huawei Honor V10
2019
Тайното оръжие на боговете: как Индра побеждава Ваджра Ваджра
2019
Как да си направите сами направете магнитна гривна "Направи си сам"
2019