Brune dverger er kosmiske legemer med en masse på 1-8% av solmassen. De er for massive for planeter, gravitasjonskompresjon muliggjør termonukleære reaksjoner som involverer "lett brennbare" elementer. Men massen deres er ikke tilstrekkelig til å "tenne" hydrogen, og i motsetning til fullverdige stjerner skinner ikke brune dverger lenge.
Astronomer eksperimenterer ikke - de får informasjon gjennom observasjoner. Som en av representantene for dette yrket sa, er det ingen enheter som er lange nok til å nå stjernene. Imidlertid har astronomer fysiske lover som tillater ikke bare å forklare egenskapene til allerede kjente objekter, men også å forutsi eksistensen av objekter som ennå ikke er blitt observert.
Shiva Kumars framsynthet
Mange har hørt om nøytronstjerner, sorte hull, mørk materie og andre kosmiske eksotikker beregnet av teoretikere. Imidlertid er det mange andre kuriositeter i universet oppdaget på samme måte. Disse inkluderer legemer som er mellom mellom stjerner og gassplaneter. De ble spådd i 1962 av Shiv Kumar, en 23 år gammel indisk-amerikansk astronom som nettopp hadde fullført sin doktorgrad ved University of Michigan. Kumar kalte disse gjenstandene sorte dverger. Senere dukket navn som svarte stjerner, Kumar-gjenstander, infrarøde stjerner opp i litteraturen, men til slutt vant uttrykket "brune dverger", foreslått i 1974 av en kandidatstudent ved University of California, Jill Tarter.
I fire år "veide" et internasjonalt team av astronomer den ultrakolde L-klassen dverg (6,6% av solmassen) ved hjelp av Hubble-teleskopet, VLT og. Keck.
Kumar har gått til åpningen i fire år. I disse dager var det grunnleggende om dynamikken i stjernefødsel allerede kjent, men det var betydelige hull i detaljene. Imidlertid beskrev Kumar som helhet egenskapene til hans "svarte dverger" slik at til og med superdatamaskiner senere var enige i hans konklusjoner. Tross alt har den menneskelige hjerne vært og er fortsatt det beste vitenskapelige instrumentet.
Kampanjevideo:
Fødselen av understars
Stjerner oppstår fra gravitasjonskollaps av kosmiske gassskyer, som for det meste er molekylært hydrogen. Den inneholder også helium (ett for hver 12 hydrogenatomer) og spormengder av tyngre grunnstoffer. Kollapsen ender med fødselen av en protostjerne, som blir en fullverdig stjerne når kjernen varmes opp i en slik grad at en stabil termonukleær forbrenning av hydrogen begynner der (helium deltar ikke i dette, siden det er behov for temperaturer ti ganger høyere for å antenne det). Minimumstemperaturen som kreves for å antenne hydrogen er omtrent 3 millioner grader.
Kumar var interessert i de letteste protostjernene med en masse som ikke overstiger en tidel av massen til solen vår. Han innså at for å utløse den termonukleære forbrenningen av hydrogen, må de tykne til en høyere tetthet enn forgjengerne til solstjerne. Sentrum av protostjernen er fylt med et plasma av elektroner, protoner (hydrogenkerner), alfapartikler (heliumkerner) og kjerner av tyngre grunnstoffer. Det hender at elektroner gir opphav til en spesiell gass, selv før hydrogenantennelsestemperaturen er nådd, hvis egenskaper bestemmes av kvantemekanikkens lover. Denne gassen motstår vellykket kompresjonen av protostjernen og forhindrer dermed oppvarming av dens sentrale sone. Derfor antenner hydrogen enten ikke i det hele tatt, eller går ut lenge før fullstendig utbrenthet. I slike tilfeller dannes en brun dverg i stedet for en mislykket stjerne.
Muligheten for en degenerert Fermi-gass til å motstå gravitasjonskompresjon er på ingen måte ubegrenset, og det er lett å vise den på den ene hånden. Når elektroner fyller stadig høyere energinivå, øker hastighetene og til slutt nærmer seg lys. I denne situasjonen hersker tyngdekraften og tyngdekollapsen gjenopptas. Det matematiske beviset er mer komplisert, men konklusjonen er lik. Så det viser seg at kvantetrykket til elektrongassen stopper tyngdekollaps bare hvis massen til det kollapsende systemet forblir under en viss grense, tilsvarende 1,41 solmasser. Det kalles chandrasekhar-grensen - til ære for den fremragende indiske astrofysikeren og kosmologen som beregnet det i 1930. Chandrasekhar-grensen spesifiserer den maksimale massen av hvite dverger,som leserne våre sannsynligvis vet om. Forgjengerne til brune dverger er imidlertid titalls ganger lettere og trenger ikke å bekymre seg for chandrasekhar-grensen.
Kumar beregnet at minimumsmassen til en begynnende stjerne er 0,07 solmasser når det gjelder relativt unge lysarmaturer i populasjon I, som gir skyer med et økt innhold av grunnstoffer tyngre enn helium. For stjerner av befolkning II, som oppsto for mer enn 10 milliarder år siden, i en tid da helium og tyngre grunnstoffer i verdensrommet var mye mindre, er det lik 0,09 solmasser. Kumar fant også at dannelsen av en typisk brun dverg tar omtrent en milliard år, og dens radius overstiger ikke 10% av solens radius. Galaxy, som andre stjerneklynger, bør inneholde et stort utvalg av slike kropper, men de er vanskelige å oppdage på grunn av deres svake lysstyrke.
Hvordan de lyser opp
Disse estimatene har ikke endret seg mye over tid. Det antas nå at den midlertidige antenningen av hydrogen i en protostjerne, født fra relativt unge molekylære skyer, forekommer i området 0,07-0,075 solmasser og varer fra 1 til 10 milliarder år (til sammenligning er røde dverger, de letteste av virkelige stjerner, i stand til å skinne titalls milliarder år!). Som Adam Burrows, professor i astrofysikk ved Princeton University, bemerket i et intervju med PM, kompenserer termonukleær fusjon ikke mer enn halvparten av tapet av strålingsenergi fra overflaten til en brun dverg, mens kompensasjonsgraden er i 100% i virkelige hovedsekvensstjerner. Derfor avkjøles den mislykkede stjernen selv med "hydrogenovnen" i drift, og enda mer så fortsetter den å kjøle seg ned etter pluggen.
En protostjerne med en masse under 0,07 solmasse er ikke i stand til å antenne hydrogen i det hele tatt. Det er sant at deuterium kan blusse opp i dypet, siden kjernene smelter sammen med protoner allerede ved temperaturer på 600-700 tusen grader, noe som gir opphav til helium-3 og gamma-kvanta. Men det er ikke mye deuterium i rommet (det er bare ett deuteriumatom for 200 000 hydrogenatomer), og dets reserver varer bare noen få millioner år. Kjernene til gassbunker som ikke har nådd 0,012 solmasser (som er 13 Jupiter-masser) varmes ikke opp til og med denne terskelen og er derfor ikke i stand til noen termonukleære reaksjoner. Som professoren ved University of California i San Diego Adam Burgasser understreket, tror mange astronomer at det er her grensen mellom den brune dvergen og planeten passerer. Ifølge representanter for en annen leir,En lettere gassgruppe kan også betraktes som en brun dverg hvis den oppsto som et resultat av sammenbruddet av den primære skyen av kosmisk gass, og ikke ble født fra en gassstøvskive som omgir en nylig utblåst normalstjerne. Imidlertid er slike definisjoner et spørsmål om smak.
En annen avklaring er relatert til litium-7, som i likhet med deuterium ble dannet i de første minuttene etter Big Bang. Litium inngår termonukleær fusjon ved litt mindre oppvarming enn hydrogen, og antennes derfor hvis massen til protostjernen overstiger 0,055-0,065 solenergi. Imidlertid er litium i rommet 2500 ganger mindre enn deuterium, og derfor, fra et energisynspunkt, er bidraget helt ubetydelig.
Hva har de inni
Hva skjer i det indre av en protostjerne hvis gravitasjonskollapsen ikke endte med en termonukleær tenning av hydrogen, og elektronene har samlet seg i et enkelt kvantesystem, den såkalte degenererte Fermi-gassen? Andelen elektroner i denne tilstanden øker gradvis, og hopper ikke på et øyeblikk fra null til 100%. For enkelhets skyld vil vi imidlertid anta at denne prosessen allerede er fullført.
Paulis prinsipp sier at to elektroner som kommer inn i det samme systemet ikke kan være i samme kvantetilstand. I en Fermi-gass bestemmes tilstanden til et elektron av momentum, posisjon og spinn, som bare tar på seg to verdier. Dette betyr at det på samme sted ikke kan være mer enn et par elektroner med samme momentum (og naturligvis motsatt spinn). Og siden elektroner pakkes inn i et stadig synkende volum i løpet av gravitasjonssammenbrudd, okkuperer de stater med økende momenta og følgelig energier. Dette betyr at når protostjernen trekker seg sammen, øker den elektriske gassens indre energi. Denne energien bestemmes av rent kvanteeffekter og er ikke assosiert med termisk bevegelse. I den første tilnærmingen avhenger den ikke av temperaturen (i motsetning til energien til en klassisk idealgass,lovene som studeres i skolens fysikkurs). Videre, ved et tilstrekkelig høyt kompresjonsforhold, er energien til Fermi-gassen mange ganger større enn den termiske energien til den kaotiske bevegelsen til elektroner og atomkjerner.
En økning i energien til elektrongassen øker også trykket, noe som heller ikke avhenger av temperaturen og vokser mye sterkere enn termotrykket. Det er nettopp dette som motarbeider gravitasjonen av protostjernemateriale og stopper dens gravitasjonskollaps. Hvis dette skjer før temperaturen på hydrogenantennelse er nådd, avkjøles den brune dvergen umiddelbart etter en kort kosmisk utbrenthet av deuterium. Hvis proto-stjernen er i randsonen og har en masse på 0,07-0,075 sol, brenner den hydrogen i milliarder av år, men dette påvirker ikke den endelige. Til slutt senker kvantetrykket til den degenererte elektrongassen temperaturen på stjernekjernen så mye at forbrenningen av hydrogen stopper. Og selv om reservene ville være nok i flere titalls milliarder år, vil den brune dvergen ikke lenger kunne sette fyr på dem. Dette er det som gjør at den er forskjellig fra den letteste røde dvergen, som bare slår av atomovnen når alt hydrogenet har blitt til helium.
Alle kjente stjerner på Hertzsprung-Russell-diagrammet er ikke jevnt fordelt, men er kombinert i flere spektralklasser med tanke på lysstyrken (Yerkes-klassifisering, eller MCC, etter navnene på astronomene som utviklet den fra Yerkes Observatory - William Morgan, Philip Keenan og Edith Kellman). Den moderne klassifiseringen skiller åtte slike hovedgrupper på Hertzsprung-Russell-diagrammet. Klasse 0 - dette er hypergiants, massive og veldig lyse stjerner, som overskrider solen i masse 100-200 ganger, og når det gjelder lysstyrke - i millioner og titalls millioner. Klasse Ia og Ib - disse er superkjemper, titalls ganger mer massive enn solen og titusenvis av ganger bedre enn lysstyrken. Klasse II - lyse giganter som er mellom mellom giganter og klasse III giganter. Klasse V - dette er den såkalte hovedsekvensen (dverger) som de fleste av stjernene ligger på, inkludert solen vår. Når en hovedsekvensstjerne går tom for hydrogen og begynner å brenne helium i kjernen, blir den en undergruppe av klasse IV. Rett under hovedsekvensen er klasse VI - underdverger. Og klasse VII inkluderer kompakte hvite dverger, den siste fasen i utviklingen av stjerner som ikke overskrider Chandrasekhar massegrense. Og klasse VII inkluderer kompakte hvite dverger, den siste fasen i utviklingen av stjerner som ikke overskrider Chandrasekhar massegrense. Og klasse VII inkluderer kompakte hvite dverger, den siste fasen i utviklingen av stjerner som ikke overskrider Chandrasekhar massegrense.
Professor Burrows bemerker en forskjell til mellom stjernen og den brune dvergen. En vanlig stjerne kjøler ikke bare ned, mister strålende energi, men, paradoksalt nok, blir den varm. Dette skjer fordi stjernen komprimerer og varmer opp sin kjerne, og dette øker hastigheten på termonukleær forbrenning (for eksempel under eksistensen av solen vår har lysstyrken økt med minst en fjerdedel). En brun dverg er en annen sak, hvis kompresjon forhindres av kvantetrykket til elektrongassen. På grunn av stråling fra overflaten, kjøler den seg ned som en stein eller et stykke metall, selv om det består av varmt plasma, som en vanlig stjerne.
Lange søk
Jakten på brune dverger trakk seg lenge. Selv i de mest massive representantene for denne familien, som avgir en lilla glød i ungdommen, overstiger overflatetemperaturen vanligvis ikke 2000 K, og i de som er lettere og eldre når den ikke engang 1000 K. Strålingen til disse objektene inneholder også en optisk komponent, selv om meget svak. Derfor er høyoppløselig infrarødt utstyr, som bare dukket opp på 1980-tallet, best egnet for å finne dem. Samtidig begynte infrarøde romteleskoper å bli lansert, uten hvilke det er nesten umulig å oppdage kaldbrune dverger (toppen av deres stråling faller på bølger med en lengde på 3-5 mikrometer, som hovedsakelig er forsinket av jordens atmosfære).
Det var i løpet av disse årene at rapporter om mulige kandidater dukket opp. Først tålte slike uttalelser ikke verifisering, og den virkelige oppdagelsen av den første av de pseudostjernene som Shiv Kumar hadde spådd fant sted først i 1995. Håndflaten her tilhører en gruppe astronomer ledet av professor ved University of California i Berkeley Gibor Basri. Forskere studerte det ekstremt svake objektet PPl 15 i Pleiades-stjerneklyngen, rundt 400 lysår unna, som tidligere ble oppdaget av teamet til Harvard-astronomen John Stauffer. I følge foreløpige data var massen til dette himmellegemet 0,06 solmasser, og det kunne godt vise seg å være en brun dverg. Dette estimatet var imidlertid veldig grovt og kunne ikke stole på. Professor Basri og hans kolleger klarte å løse dette problemet ved hjelp av en litiumprøve,som nylig ble oppfunnet av den spanske astrofysikeren Rafael Rebolo.
"Teamet vårt jobbet på Keck Observatory's første 10-meter-teleskop, som ble tatt i bruk i 1993," minnes professor Basri. - Vi bestemte oss for å bruke litiumtesten, siden det gjorde det mulig å skille mellom brune dverger og røde dverger i nærheten av dem. Røde dverger brenner litium-7 veldig raskt, og nesten alle brune dverger er ikke i stand til dette. Så ble det antatt at alderen til Pleiadene er omtrent 70 millioner år, og til og med de letteste røde dvergene i løpet av denne tiden burde ha blitt kvitt litium. Hvis vi fant litium i PPl 15-spektret, ville vi ha all grunn til å hevde at vi har å gjøre med en brun dverg. Oppgaven var ikke lett. Den første spektrografiske testen i november 1994 avslørte litium, men den andre kontrollen i mars 1995 bekreftet ikke dette. Naturlig,vi ble skuffet - oppdagelsen gled rett ut av hendene på oss. Den første konklusjonen var imidlertid riktig. PPl 15 viste seg å være et par brune dverger som kretser rundt et felles massesenter på bare seks dager. Det er grunnen til at de spektrale linjene av litium noen ganger smeltet sammen og så divergerte - så vi så dem ikke under den andre testen. Underveis oppdaget vi at Pleiadene er eldre enn tidligere antatt.
I samme 1995 var det rapporter om oppdagelsen av ytterligere to brune dverger. Raphael Rebolo og hans kolleger ved Astrophysical Institute of the Canary Islands oppdaget dvergen Teide 1 i Pleiadene, som også ble identifisert ved hjelp av litiummetoden. Og helt på slutten av 1995 rapporterte forskere fra California Institute of Technology og Johns Hopkins University at den røde dvergen Gliese 229, som bare er 19 lysår fra solsystemet, har en ledsager. Denne månen er 20 ganger tyngre enn Jupiter og inneholder metanlinjer i sitt spektrum. Metanmolekyler blir ødelagt hvis temperaturen overstiger 1500K, mens atmosfæretemperaturen til de kaldeste normale stjernene alltid er over 1700K. Dette tillot Gliese 229-B å bli anerkjent som en brun dverg uten å bruke en litiumtest. Nå er det allerede kjentat overflaten er oppvarmet til bare 950 K, så denne dvergen er veldig kald.
Astronomer lærer stadig noe nytt om brune dverger. Så i slutten av november 2010 rapporterte forskere fra Chile, England og Canada oppdagelsen i stjernebildet Jomfruen, bare 160 lysår fra solen, et stjernepar av to dverger i forskjellige fargekategorier - hvit og brun. Sistnevnte er en av de heteste dvergene i T-klassen (atmosfæren er oppvarmet til 1300 K) og har 70 jupiter i masse. Begge himmellegemene er gravitasjonsbundet, til tross for at de er atskilt med en enorm avstand - omtrent 1 lysår. Astronomer observerte et stjernepar brune dverger ved å bruke UKIRT (United Kingdom Infrared Telescope) teleskop med et 3,8 meter speil. Dette teleskopet, som ligger nær toppen av Mauna Kea på Hawaii i en høyde på 4200 moh. - - et av de største instrumentene i verden,arbeider i det infrarøde området.
L-dverger, E-dverger - hva er det neste?
For tiden er det dobbelt så mange brune dverger kjent som exoplaneter - omtrent 1000 mot 500. Studien av disse kroppene tvang forskere til å utvide klassifiseringen av stjerner og stjernelignende gjenstander, siden den forrige viste seg å være utilstrekkelig.
Astronomer har lenge klassifisert stjerner i grupper i henhold til spektralegenskapene til stråling, som igjen primært bestemmes av temperaturen i atmosfæren. I dag brukes systemet hovedsakelig, og grunnlaget ble lagt av personalet ved Harvard University Observatory for mer enn hundre år siden. I sin enkleste versjon er stjerner delt inn i syv klasser, betegnet med de latinske bokstavene O, B, A, F, G, K og M. Klasse O inkluderer ekstremt massive blå stjerner med overflatetemperaturer over 33.000 K, mens klasse M inkluderer røde dverger, røde kjemper og til og med et antall røde superkjemper, hvis atmosfære er oppvarmet til mindre enn 3700 K. Hver klasse er i sin tur delt inn i ti underklasser - fra den heteste null til den kaldeste niende. Solen vår tilhører for eksempel G2-klassen. Harvard-systemet har også mer komplekse varianter (for eksempel har hvite dverger i det siste blitt tildelt en spesiell klasse D), men dette er finesser.
Oppdagelsen av brune dverger resulterte i introduksjonen av nye spektraltyper L og T. Klassen L inkluderer gjenstander med overflatetemperaturer fra 1300 til 2000 K. Blant dem er ikke bare brune dverger, men også de svakeste røde dvergene, som tidligere ble klassifisert som M-klasse. Klasse T inkluderer bare en brun dverg, hvis atmosfære oppvarmes fra 700 til 1300 K. Metanlinjer er rikelig i spektrene, derfor kalles disse legemene ofte metandverger (dette er akkurat hva Gliese 229 B er).
"På slutten av 1990-tallet hadde vi samlet et vell av informasjon om spektrene til de svakeste stjernene, inkludert brune dverger," sa Caltech-astronom Davey Kirkpatrick, en del av teamet som initierte de nye klassene, til PM. - Det viste seg at de har en rekke funksjoner som man ikke har opplevd tidligere. Spektrale merker av vanadium og titanoksider som er typiske for røde M-dverger forsvant, men det kom linjer av alkalimetaller - natrium, kalium, rubidium og cesium. Så vi bestemte oss for at Harvard-klassifiseringen skulle utvides. Først ble klasse L lagt til, det var jeg som foreslo dette brevet - rett og slett fordi ingenting var oppført for det ennå. Imidlertid oppfylte Gliese 229 B ikke L-klassen på grunn av tilstedeværelsen av metan. Jeg måtte bruke ett gratis bokstav til - T, så T-klassen dukket opp."
Mest sannsynlig vil dette ikke ende der. Det er allerede foreslått å introdusere klassen y, som er reservert for hypotetiske ultrakolde brune dverger oppvarmet under 600K. Spektrene deres skal også ha karakteristiske trekk, for eksempel klare absorpsjonslinjer av ammoniakk (og ved temperaturer under 400 K vil vanndamp også vises). Siden alle brune dverger er dømt til å kjøle seg ned, må y-klasse kropper eksistere, selv om de ennå ikke er oppdaget. Det er mulig at de vil bli åpnet etter lanseringen av det gigantiske james webb-infrarøde teleskopet, som skal ut i verdensrommet i 2014. Kanskje dette observatoriet til og med vil finne planeter i brune dverger, hvis eksistens i prinsippet er ganske akseptabelt. Det er fortsatt mange interessante ting i vente for astronomer.
Alexey Levin
