Коричневые карлики

Владимир Сурдин

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.

Отличить молодой, еще не остывший коричневый карлик от маленькой звезды довольно сложно: их цвет и светимость весьма близки. Критическим признаком при этом сейчас считается “литиевый тест” – наличие линий лития в спектре источника. Дело в том, что литий – нежный элемент: он разрушается ядерными реакциями при температуре выше 2,4 млн. К. Поэтому все нормальные звезды должны сжечь свой литий еще до начала реакций с участием водорода, причем сжечь не только в ядре, но во всем объеме звезды, включая поверхностные слои. Причина в том, что маломассивные звезды и коричневые карлики полностью конвективны: их вещество активно перемешивается (“кипит”) и поэтому каждая его порция рано или поздно проходит через ядро, где при высокой температуре литий сгорает без остатка. Расчеты показывают, что звезда минимальной массы (0,075 массы Солнца) сжигает 99% своего лития за 100 млн. лет, а коричневый карлик с массой ниже 0,06 солнечной сожжет такую же долю лития лишь за время больше 10 млрд. лет. Этим и обоснован литиевый тест: обнаружение в спектре холодной звезды линии Li с длиной волны 6708 ангстрем сразу указывает, что ее масса меньше 0,06 солнечной, а значит – это коричневый карлик.

Как мы знаем, температура поверхности коричневых карликов никогда не превышает 2800 К. Для таких холодных объектов в спектральную классификацию звезд потребовалось ввести новые классы. Принятая сейчас классификация звездных спектров сложилась в первой половине 20 в. Известная гарвардская последовательность спектральных классов O-B-A-F-G-K-M отражает ход температуры звездных фотосфер (от горячих O и B к прохладным К и М), а дополнительные классы R, N и S отражают вариации химического состава у холодных звезд-гигантов с температурой около 3000 К. Эта схема надежно служила астрономам почти целый век, и даже создалось впечатление ее завершенности. Однако последние годы показали, что развитие спектральной классификации не прекратилось: обнаружение коричневых карликов привело в конце 1990-х годов к введению новых спектральных классов L и T для тел с эффективной температурой менее 2000 К.

Оказалось, что в формировании спектров экстремально холодных объектов весьма важную роль играет пыль. У самых холодных звезд класса М с температурой поверхности около 3000 К в спектре видны мощные полосы поглощения окисей титана и ванадия (TiO, VO). Но у более холодных звезд их не оказалось. До открытия ставшего теперь классическим коричневого карлика Gliese 229В самым темным и холодным был компаньон белого карлика GD 165B, имеющий температуру поверхности 1900 К и светимость 0,01% солнечной. Он поразил исследователей тем, что в отличие от других холодных звезд не имеет полос поглощения TiO и VO, за что был прозван “странной звездой”. Такими же оказались спектры и других коричневых карликов с температурой ниже 2000 К. Расчеты показали, что молекулы TiO и VO в их атмосферах сконденсировались в твердые частицы – пылинки и уже не проявляют себя в спектре, как это свойственно молекулам газа.

Таким образом, подавление спектральных полос TiO и VO в результате конденсирования этих молекул в пылинки при T < 2000 К потребовало введения нового спектрального класса. В 1998 Дэви Киркпатрик (Калифорнийский технологический институт, США) предложил расширить гарвардскую схему, добавив в нее класс L для маломассивных инфракрасных звезд, имеющих эффективную температуру поверхности 1500-2000 K. Спектр L-карликов характеризуется сильной полосой поглощения CrH, сильными линиями редких щелочных металлов Cs и Rb, а также широкими линиями калия и натрия. Но без информации о возрасте объекты L-класса нельзя автоматически считать коричневыми карликами: очень старые маломассивные звезды тоже могут остыть ниже 2000 К. Однако большинство объектов L-класса все же должны быть именно коричневыми карликами.

Продолжая поиск и исследование L-карликов, астрономы обнаружили еще более экзотические объекты, для которых потребовалось ввести самый новый спектральный класс T, еще более холодный, чем L (Дж. Либерт и др., 2000). Эффективная температура T-карликов около 1500-1000 К и даже чуть ниже. В их спектрах видны мощные полосы поглощения воды, метана и молекулярного водорода, поэтому их называют “метановыми карликами”. Прототипом этого класса считают коричневый карлик Gliese 229B.

Коричневые карлики ставят перед астрономами много сложных и очень интересных проблем. Чем холоднее атмосфера звезды, тем сложнее ее изучать как наблюдателям, так и теоретикам. Присутствие в атмосфере пыли не делает эту задачу легче: конденсация твердых частиц не только изменяет состав свободных химических элементов в атмосфере, но и влияет на теплообмен и форму спектра. Теоретические модели с учетом пыли предсказали парниковый эффект в верхних слоях атмосферы и уменьшение глубины молекулярных полос поглощения; эти эффекты подтверждаются наблюдениями. Но проблема пыли сложна: расчеты показывают, что после конденсации пылинки начинают тонуть. Возможно, на разных уровнях в атмосфере формируются плотные облака пыли. Метеорология коричневых карликов может оказаться не менее разнообразной, чем у планет-гигантов. Но если атмосферы планет удается изучать с близкого расстояния, то расшифровывать метановые циклоны и пылевые бури коричневых карликов придется только по их спектрам.

Вопросы о происхождении и численности коричневых карликов пока остаются открытыми. Первые подсчеты их количества в молодых звездных скоплениях типа Плеяд показывают, что по сравнению с нормальными звездами общая масса коричневых карликов, видимо, не так велика, чтобы “списать” на них всю темную массу Галактики. Но этот вывод еще нуждается в проверке.

Другой важный вопрос – как формируются коричневые карлики. Общепринятая теория происхождения звезд не дает на него ответ. Объекты столь малой массы могли бы формироваться подобно планетам-гигантам в околозвездных дисках. Но обнаружено довольно много одиночных коричневых карликов (например, в Туманности Ориона); трудно предположить, что все они сразу после рождения были потеряны своими более массивными компаньонами.

В 2001 совершенно особый путь рождения коричневых карликов наметился при исследовании двух тесных двойных систем – LL Андромеды и EF Эридана. В них более массивный компаньон – белый карлик – своим тяготением стягивает вещество с менее массивного спутника, так называемой звезды-донора. В системе LL Андромеды перетекающий на белый карлик газ образует аккреционный диск, в котором время от времени, раз в несколько лет, происходят вспышки; поэтому LL Андромеды относят к классу неправильных переменных звезд, называемых карликовыми новыми. Систему EF Эридана относят к классу поляров: в ней сильное магнитное поле белого карлика препятствует образованию аккреционного диска, поэтому вещество донора течет вдоль силовых синий и падает на магнитные полюса белого карлика.

Расчеты показывают, что в начале эволюции обеих этих систем спутники-доноры в них были обычными звездами, но за несколько миллиардов лет их масса упала ниже предельного значения, и термоядерные реакции в этих звездах угасли. Теперь это по внешним признакам типичные коричневые карлики. Температура звезды-донора в системе LL Андромеды около 1300 К, а в системе EF Эридана – около 1650 К. Их массы лишь в несколько десятков раз превосходят массу Юпитера, а в их спектрах видны линии метана. Насколько их внутренняя структура и химический состав сходны с аналогичными параметрами “настоящих” коричневых карликов, пока не известно. Таким образом, нормальная маломассивная звезда, потеряв значительную долю своего вещества, может стать коричневым карликом. В будущем этот новый тип космических объектов обещает немало интересных открытий.


Зараз ви читаєте: Коричневые карлики