Bruna dvärgar är kosmiska kroppar med en massa på 1-8% av solmassan. De är för massiva för planeter, gravitationskompression möjliggör termonukleära reaktioner som involverar "lätt brännbara" element. Men deras massa är otillräcklig för att "antända" väte, och till skillnad från fullfjädrade stjärnor lyser inte bruna dvärgar länge.
Astronomer experimenterar inte - de får information genom observationer. Som en av företrädarna för detta yrke sa finns det inga enheter som är tillräckligt långa för att nå stjärnorna. Men astronomer har fysiska lagar som tillåter inte bara att förklara egenskaperna hos redan kända föremål utan också att förutsäga existensen av de som ännu inte har observerats.
Shiva Kumars framsynthet
Många har hört talas om neutronstjärnor, svarta hål, mörk materia och andra kosmiska exotiska beräknade av teoretiker. Det finns dock många andra nyfikenheter i universum som upptäcks på samma sätt. Dessa inkluderar kroppar som är mellanliggande mellan stjärnor och gasplaneter. De förutspåddes 1962 av Shiv Kumar, en 23-årig indisk-amerikansk astronom som precis hade avslutat sin doktorsexamen vid University of Michigan. Kumar kallade dessa föremål för svarta dvärgar. Senare namn som svarta stjärnor, Kumar-objekt, infraröda stjärnor dök upp i litteraturen, men till slut vann frasen "bruna dvärgar", som föreslogs 1974 av en doktorand vid University of California, Jill Tarter.
Under fyra år "vägde" ett internationellt team av astronomer den ultrakolda L-klassiska dvärgen (6,6% av solmassan) med hjälp av Hubble-teleskopet, VLT och. Keck.
Kumar skulle till sin öppning i fyra år. På den tiden var grunderna för dynamiken i stjärnfödelse redan kända, men det fanns betydande luckor i detaljerna. Men Kumar som helhet beskrev så korrekt egenskaperna hos hans "svarta dvärgar" att senare till och med superdatorer gick med på hans slutsatser. När allt kommer omkring har den mänskliga hjärnan varit och förblir det bästa vetenskapliga instrumentet.
Kampanjvideo:
Födelsen av understars
Stjärnor uppstår från gravitationskollapsen av kosmiska gasmoln, som mestadels är molekylärt väte. Den innehåller också helium (en för varje 12 väteatomer) och spårmängder av tyngre grundämnen. Kollapsen slutar med födelsen av en protostjärna, som blir ett fullfjädrat ljus när dess kärna värms upp i en sådan utsträckning att en stadig termonukleär förbränning av väte börjar där (helium deltar inte i detta, eftersom temperaturer tio gånger högre behövs för att antända det). Lägsta temperatur som krävs för att antända väte är cirka 3 miljoner grader.
Kumar var intresserad av de lättaste protostjärnorna med en massa som inte överstiger en tiondel av solens massa. Han insåg att för att utlösa termonukleär förbränning av väte måste de tjockna till en högre densitet än föregångarna till stjärnor av soltyp. Mitten av protostjärnan är fylld med ett plasma av elektroner, protoner (vätekärnor), alfapartiklar (heliumkärnor) och kärnor med tyngre element. Det händer att elektroner ger upphov till en speciell gas redan innan vätgasantändningstemperaturen uppnås, vars egenskaper bestäms av kvantmekanikens lagar. Denna gas motstår framgångsrikt komprimeringen av protostjärnan och förhindrar därmed uppvärmningen av dess centrala zon. Därför antingen antänds inte väte alls eller slocknar långt före fullständig utbrändhet. I sådana fall bildas en brun dvärg istället för en misslyckad stjärna.
Möjligheten för en degenererad Fermi-gas att motstå gravitationskompression är inte obegränsad, och det är lätt att visa den på ena sidan. När elektroner fyller allt högre energinivåer ökar deras hastigheter och närmar sig så småningom ljuset. I denna situation råder tyngdkraften och tyngdkraftens kollaps återupptas. Det matematiska beviset är mer komplicerat, men slutsatsen är liknande. Så det visar sig att kvanttrycket för elektrongasen stoppar gravitationskollapsen endast om massan av det kollapsande systemet förblir under en viss gräns, motsvarande 1,41 solmassor. Det kallas chandrasekhar-gränsen - till ära för den enastående indiska astrofysikern och kosmologen som beräknade det 1930. Chandrasekhar-gränsen anger den maximala massan av vita dvärgar,som våra läsare förmodligen känner till. Emellertid är föregångarna till bruna dvärgar tiotals gånger lättare och behöver inte oroa sig för chandrasekhar-gränsen.
Kumar beräknade att den minsta massan för en framväxande stjärna är 0,07 solmassor när det gäller relativt unga armaturer av befolkningen I, vilket ger upphov till moln med ett ökat innehåll av element som är tyngre än helium. För stjärnor av befolkning II, som uppstod för mer än 10 miljarder år sedan, vid en tidpunkt då helium och tyngre element i yttre rymden var mycket mindre, är det lika med 0,09 solmassor. Kumar fann också att bildandet av en typisk brun dvärg tar ungefär en miljard år, och dess radie överstiger inte 10% av solens radie. Vår Galaxy, som andra stjärnkluster, borde innehålla ett stort antal sådana kroppar, men de är svåra att upptäcka på grund av deras svaga ljusstyrka.
Hur de tänds
Dessa uppskattningar har inte förändrats mycket över tiden. Man tror nu att den tillfälliga antändningen av väte i en protostjärna, född från relativt unga molekylära moln, förekommer i intervallet 0,07-0,075 solmassor och varar från 1 till 10 miljarder år (för jämförelse kan röda dvärgar, de lättaste av riktiga stjärnor, skina tiotals miljarder år!). Som Adam Burrows, professor i astrofysik vid Princeton University, noterade i en intervju med PM kompenserar termonukleär fusion inte mer än hälften av förlusten av strålningsenergi från ytan av en brun dvärg, medan i riktiga huvudsekvensstjärnor är kompensationsgraden 100%. Därför svalnar den misslyckade stjärnan även när "vätugnen" arbetar, och ännu mer så fortsätter den att svalna efter att den är igensatt.
En protostjärna med en massa mindre än 0,07 solmassa kan inte antända väte alls. Det är sant att deuterium kan blossa upp i djupet, eftersom dess kärnor smälter samman med protoner redan vid temperaturer på 600-700 tusen grader, vilket ger upphov till helium-3 och gamma-kvanta. Men det finns inte mycket deuterium i rymden (det finns bara en deuteriumatom för 200 000 väteatomer), och dess reserver håller bara några miljoner år. Kärnorna i gasklasser som inte har nått 0,012 solmassor (vilket är 13 Jupiter-massor) värms inte upp ens till denna tröskel och kan därför inte göra några termonukleära reaktioner. Som professor vid University of California i San Diego Adam Burgasser betonade, tror många astronomer att det är här gränsen mellan den bruna dvärgen och planeten passerar. Enligt representanter för ett annat läger,En lättare gasgrupp kan också betraktas som en brun dvärg om den uppstod som ett resultat av kollapsen av det primära molnet av kosmisk gas och inte föddes från en gasdammskiva som omger en normal stjärna som just blivit uppblåst. Alla sådana definitioner är emellertid en smakfråga.
Ett annat förtydligande är relaterat till litium-7, som liksom deuterium bildades under de första minuterna efter Big Bang. Litium träder in i termonukleär fusion vid något mindre upphettning än väte och antänds därför om massan av protostjärnan överstiger 0,055-0,065 sol. Dock är litium i rymden 2500 gånger mindre än deuterium, och ur en energisynpunkt är dess bidrag helt försumbar.
Vad har de inuti
Vad händer i tarmarna på en protostjärna om gravitationskollapsen inte slutade med en termonukleär antändning av väte, och elektronerna har förenats till ett enda kvantesystem, den så kallade degenererade Fermi-gasen? Andelen elektroner i detta tillstånd ökar gradvis och hoppar inte på ett ögonblick från noll till 100%. För enkelhetens skull antar vi dock att denna process redan har slutförts.
Paulis princip säger att två elektroner som kommer in i samma system inte kan vara i samma kvanttillstånd. I en Fermi-gas bestäms en elektrons tillstånd av dess momentum, position och snurrning, som bara tar på sig två värden. Detta betyder att det på samma plats inte kan finnas mer än ett par elektroner med samma momentum (och naturligtvis motsatta snurr). Och eftersom elektroner packas i en allt minskande volym under gravitationskollaps upptar de tillstånd med ökande momenta och därmed energier. Detta innebär att när protostjärnan dras samman ökar elektrongasens inre energi. Denna energi bestäms av rent kvanteffekter och är inte relaterad till termisk rörelse. Därför beror den inte vid temperaturen (i motsats till energin hos en klassisk idealgaslagar som studeras i skolans fysik kurs). Dessutom, vid ett tillräckligt högt kompressionsförhållande, är energin hos Fermi-gasen många gånger större än den termiska energin hos den kaotiska rörelsen hos elektroner och atomkärnor.
En ökning av elektrongasens energi ökar också dess tryck, vilket inte heller beror på temperaturen och blir mycket starkare än värmetrycket. Det är just detta som motsätter sig gravitationen av protostarämnet och stoppar dess gravitationskollaps. Om detta händer innan temperaturen på väteantändning uppnås svalnar den bruna dvärgen direkt efter en kort kosmisk utbrändhet av deuterium. Om en proto-stjärna är i gränszonen och har en massa av 0,07-0,075 sol, bränner den väte i miljarder år, men detta påverkar inte dess slutliga. Så småningom sänker kvanttrycket i den degenererade elektrongasen temperaturen på stjärnkärnan så mycket att väteförbränningen stannar. Och även om dess reserver skulle räcka i tiotals miljarder år, kommer den bruna dvärgen inte längre att kunna sätta eld på dem. Det är det som gör att det skiljer sig från den lättaste röda dvärgen, som stänger av kärnugnen endast när allt väte har förvandlats till helium.
Alla kända stjärnor på Hertzsprung-Russell-diagrammet är inte jämnt fördelade utan kombineras i flera spektralklasser med hänsyn till ljusstyrka (Yerkes-klassificering, eller MCC, med namnen på astronomerna som utvecklade den från Yerkes-observatoriet - William Morgan, Philip Keenan och Edith Kellman). Den moderna klassificeringen skiljer åtta sådana huvudgrupper i Hertzsprung-Russell-diagrammet. Klass 0 - dessa är hyperjättar, massiva och mycket ljusa stjärnor, som överskrider solen i massa 100-200 gånger, och när det gäller ljusstyrka - i miljoner och tiotals miljoner. Klass Ia och Ib - dessa är superjättar, tiotals gånger mer massiva än solen och tiotusentals gånger överlägsna i ljusstyrka. Klass II - ljusa jättar som är mellanliggande mellan superjättar och klass III-jättar. Klass V - detta är den så kallade huvudsekvensen (dvärgar) som de flesta stjärnor ligger på, inklusive vår sol. När en huvudsekvensstjärna tar slut på väte och börjar bränna helium i sin kärna blir den en undergrupp av klass IV. Strax under huvudsekvensen är klass VI - subdvärgar. Och klass VII inkluderar kompakta vita dvärgar, det sista steget i utvecklingen av stjärnor som inte överskrider Chandrasekhar-massgränsen. Och klass VII inkluderar kompakta vita dvärgar, det sista steget i utvecklingen av stjärnor som inte överskrider Chandrasekhar-massgränsen. Och klass VII inkluderar kompakta vita dvärgar, det sista steget i utvecklingen av stjärnor som inte överskrider Chandrasekhar-massgränsen.
Professor Burrows noterar ytterligare en skillnad mellan stjärnan och den bruna dvärgen. En vanlig stjärna svalnar inte bara, förlorar strålningsenergi utan värms paradoxalt. Detta händer för att stjärnan komprimerar och värmer upp sin kärna, och detta ökar kraftigt den termonukleära förbränningen (till exempel under vår sols existens har dess ljusstyrka ökat med minst en fjärdedel). En brun dvärg är en annan sak, vars kompression förhindras av elektrongassens kvanttryck. På grund av strålning från ytan svalnar den som en sten eller en metallbit, även om den består av varm plasma, som en vanlig stjärna.
Långa sökningar
Strävan efter bruna dvärgar släpade länge. Till och med hos de mest massiva representanterna för denna familj, som avger en lila glöd i sin ungdom, överstiger yttemperaturen vanligtvis inte 2000 K, och för dem som är lättare och äldre når den ibland inte ens 1000 K. Strålningen från dessa föremål innehåller också en optisk komponent, även om väldigt svag. Därför är infraröd utrustning med hög upplösning, som uppträdde först på 1980-talet, bäst lämpad för att hitta dem. Samtidigt började infraröda rymdteleskop lanseras, utan vilka det är nästan omöjligt att upptäcka kallbruna dvärgar (toppen av deras strålning faller på vågor med en längd på 3-5 mikrometer, som huvudsakligen fördröjs av jordens atmosfär).
Det var under dessa år som rapporter om möjliga kandidater dök upp. Först klarade sådana uttalanden inte verifiering, och den verkliga upptäckten av den första av de pseudostjärnor som Shiv Kumar förutspådde ägde rum först 1995. Handflatan här tillhör en grupp astronomer ledd av professor vid University of California i Berkeley Gibor Basri. Forskare studerade det extremt svaga objektet PPl 15 i Pleiades-stjärnklustret, cirka 400 ljusår bort, vilket tidigare upptäcktes av teamet från Harvard-astronomen John Stauffer. Enligt preliminära uppgifter var massan av denna himmelkropp 0,06 solmassor, och det kan mycket väl visa sig vara en brun dvärg. Denna uppskattning var dock mycket grov och kunde inte åberopas. Professor Basri och hans kollegor kunde lösa detta problem med hjälp av ett litiumprov,som nyligen uppfanns av den spanska astrofysikern Rafael Rebolo.
”Vår grupp arbetade på Keck Observatory första 10 meter långa teleskop, som togs i drift 1993,” påminner professor Basri. - Vi bestämde oss för att använda litiumtestet, eftersom det gjorde det möjligt att skilja mellan bruna dvärgar och röda dvärgar nära dem i massa. Röda dvärgar bränner litium-7 väldigt snabbt, och nästan alla bruna dvärgar kan inte detta. Då trodde man att Plejadernas ålder är cirka 70 miljoner år, och även de lättaste röda dvärgarna under denna tid borde ha blivit av med litium. Om vi hittade litium i PPl 15-spektrumet, skulle vi ha all anledning att hävda att vi har att göra med en brun dvärg. Uppgiften var inte lätt. Det första spektrografiska testet i november 1994 avslöjade litium, men det andra kontrollkontrollen i mars 1995 bekräftade inte detta. Naturligtvis,vi blev besvikna - upptäckten gled rakt ut ur våra händer. Den ursprungliga slutsatsen var dock korrekt. PPl 15 visade sig vara ett par bruna dvärgar som kretsade kring ett gemensamt masscentrum på bara sex dagar. Det är därför litiumens spektrala linjer ibland slogs samman och sedan divergerade - så vi såg dem inte under det andra testet. Längs vägen upptäckte vi att Plejaderna är äldre än man tidigare trott.
Under samma år 1995 rapporterades det om upptäckten av ytterligare två bruna dvärgar. Raphael Rebolo och hans kollegor vid Astrophysical Institute of the Canary Islands upptäckte dvärgen Teide 1 i Plejaderna, som också identifierades med litiummetoden. Och i slutet av 1995 rapporterade forskare från California Institute of Technology och Johns Hopkins University att den röda dvärgen Gliese 229, som bara ligger 19 ljusår från solsystemet, har en följeslagare. Denna måne är 20 gånger tyngre än Jupiter och innehåller metanlinjer i sitt spektrum. Metanmolekyler förstörs om temperaturen överstiger 1500K, medan de kallaste normala stjärnornas atmosfärstemperatur alltid är över 1700K. Detta gjorde det möjligt för Gliese 229-B att kännas igen som en brun dvärg utan att ens använda ett litiumtest. Nu är det redan käntatt dess yta bara värms upp till 950 K, så den här dvärgen är väldigt kall.
Astronomer lär sig ständigt något nytt om bruna dvärgar. Så i slutet av november 2010 rapporterade forskare från Chile, England och Kanada upptäckten i stjärnbilden Jungfrun, bara 160 ljusår från solen, ett stjärnpar av två dvärgar i olika färgkategorier - vit och brun. Den senare är en av de hetaste T-klassiska dvärgarna (dess atmosfär värms upp till 1300 K) och har 70 jupiter i massa. Båda himmelskropparna är gravitationellt bundna, trots att de är åtskilda av ett stort avstånd - cirka 1 ljusår. Astronomer observerade ett stjärnpar av bruna dvärgar med hjälp av UKIRT (United Kingdom Infrared Telescope) teleskop med en 3,8-meters spegel. Detta teleskop, som ligger nära toppen av Mauna Kea på Hawaii på en höjd av 4200 m över havsnivån - ett av de största instrumenten i världen,arbetar inom det infraröda området.
L-dvärgar, E-dvärgar - vad är nästa?
För närvarande finns det dubbelt så många bruna dvärgar som kallas exoplaneter - cirka 1000 mot 500. Studien av dessa kroppar tvingade forskare att utöka klassificeringen av stjärnor och stjärnliknande föremål, eftersom den tidigare var otillräcklig.
Astronomer har länge klassificerat stjärnor i grupper efter strålningens spektrala egenskaper, som i sin tur i första hand bestäms av atmosfärens temperatur. Idag används systemet huvudsakligen, vars grund har lagts av personalen vid Harvard University Observatory för mer än hundra år sedan. I sin enklaste version är stjärnorna uppdelade i sju klasser, betecknade med de latinska bokstäverna O, B, A, F, G, K och M. Klass O inkluderar extremt massiva blå stjärnor med yttemperaturer över 33 000 K, medan klass M inkluderar röda dvärgar, röda jättar och till och med ett antal röda superjättar, vars atmosfär värms upp till mindre än 3700 K. Varje klass är i sin tur uppdelad i tio underklasser - från den hetaste nollan till den kallaste nionde. Till exempel tillhör vår sol G2-klassen. Harvard-systemet har också mer komplexa varianter (till exempel, nyligen har vita dvärgar tilldelats en speciell klass D), men det här är subtiliteter.
Upptäckten av bruna dvärgar resulterade i införandet av nya spektraltyper L och T. Klassen L innehåller föremål med yttemperaturer från 1300 till 2000 K. Bland dem finns inte bara bruna dvärgar utan också de mörkaste röda dvärgarna, som tidigare klassificerades som M-klass. Klass T innehåller endast en brun dvärg, vars atmosfär värms upp från 700 till 1300 K. Metanlinjer är rikliga i sina spektra, därför kallas dessa kroppar ofta metandvärgar (det är precis vad Gliese 229 B är).
”I slutet av 1990-talet hade vi samlat mycket information om spektra av de svagaste stjärnorna, inklusive bruna dvärgar,” berättade Caltech-astronomen Davey Kirkpatrick, som är en del av en grupp forskare som initierade de nya klasserna, till PM. - Det visade sig att de har ett antal funktioner som inte tidigare har påträffats. De spektrala märkena för vanadin och titanoxider, typiska för röda M-dvärgar, har försvunnit, men linjer av alkalimetaller - natrium, kalium, rubidium och cesium - har dykt upp. Så vi bestämde oss för att Harvard-klassificeringen skulle utvidgas. Först tillkom klass L, det var jag som föreslog detta brev - helt enkelt för att ingenting var listat för det ännu. Emellertid uppfyllde Gliese 229 B inte L-klassen på grund av närvaron av metan. Jag var tvungen att använda en gratis bokstav till - T, så T-klassen uppträdde."
Troligtvis kommer detta inte att sluta där. Det har redan föreslagits att introducera klassen y, som är reserverad för hypotetiska ultrakolda bruna dvärgar uppvärmda under 600K. Deras spektra bör också ha karakteristiska egenskaper, såsom tydliga absorptionslinjer för ammoniak (och vid temperaturer under 400 K kommer också vattenånga att dyka upp). Eftersom alla bruna dvärgar är dömda att svalna måste y-klassens kroppar finnas, även om de ännu inte har upptäckts. Det är möjligt att de kommer att öppnas efter lanseringen av det jätte infraröda teleskopet james webb, som kommer att gå ut i rymden 2014. Kanske kommer detta observatorium även att hitta planeter i bruna dvärgar, vars existens i princip är ganska acceptabel. Det finns fortfarande många intressanta saker framåt för astronomer.
Alexey Levin