Brune dværge er kosmiske legemer med en masse på 1-8% af solmassen. De er for massive til planeter, tyngdekraftskompression muliggør termonukleære reaktioner, der involverer "let brændbare" elementer. Men deres masse er utilstrækkelig til at "antænde" brint, og derfor, i modsætning til fuldgyldige stjerner, skinner brune dværge ikke længe.
Astronomer eksperimenterer ikke - de får information gennem observationer. Som en af repræsentanterne for dette erhverv sagde, er der ingen enheder, der er lange nok til at nå stjernerne. Imidlertid har astronomer fysiske love, der tillader ikke kun at forklare egenskaberne til allerede kendte objekter, men også forudsige eksistensen af dem, der endnu ikke er blevet observeret.
Shiva Kumars fremsyn
Mange har hørt om neutronstjerner, sorte huller, mørkt stof og andre kosmiske eksotikker beregnet af teoretikere. Der er dog mange andre nysgerrigheder i universet opdaget på samme måde. Disse inkluderer kroppe, der er mellemliggende mellem stjerner og gasplaneter. I 1962 blev de forudsagt af Shiv Kumar, en 23-årig indisk-amerikansk astronom, der netop havde afsluttet sin doktorafhandling ved University of Michigan. Kumar kaldte disse objekter sorte dværge. Senere navne som sorte stjerner, Kumar-objekter, infrarøde stjerner dukkede op i litteraturen, men til sidst vandt sætningen "brune dværge", der blev foreslået i 1974 af en kandidatstuderende ved University of California, Jill Tarter.
I fire år "afvejede" et internationalt team af astronomer den ultrakolde L-klasse dværg (6,6% af solmassen) ved hjælp af Hubble-teleskopet, VLT og. Keck.
Kumar har gået til sin åbning i fire år. I disse dage var de grundlæggende i dynamikken i stjernefødsel allerede kendt, men der var betydelige huller i detaljerne. Imidlertid beskrev Kumar som helhed så korrekt egenskaberne hos hans "sorte dværge", at senere endda supercomputere var enige i hans konklusioner. Den menneskelige hjerne har trods alt været og forbliver det bedste videnskabelige instrument.
Salgsfremmende video:
Fødslen af understars
Stjerner stammer fra tyngdekollapset af kosmiske gasskyer, som for det meste er molekylært brint. Det indeholder også helium (et for hver 12 brintatomer) og spormængder af tungere grundstoffer. Sammenbruddet slutter med fødslen af en protostjerne, som bliver en fuldgyldig lysstråle, når dens kerne opvarmes i en sådan grad, at en stabil termonuklear forbrænding af brint begynder der (helium deltager ikke i dette, da temperaturer ti gange højere er nødvendige for at antænde det). Den mindste temperatur, der kræves for at antænde brint, er ca. 3 millioner grader.
Kumar var interesseret i de letteste protostjerner med en masse, der ikke overstiger en tiendedel af vores sols masse. Han indså, at for at udløse termonuklear forbrænding af brint, skal de tykne til en højere tæthed end forgængerne for stjerner af soltype. Midten af protostjernen er fyldt med et plasma af elektroner, protoner (hydrogenkerner), alfapartikler (heliumkerner) og kerner af tungere grundstoffer. Det sker, at elektroner, selv før brintantændelsestemperaturen nås, giver anledning til en speciel gas, hvis egenskaber bestemmes af kvantemekanikens love. Denne gas modstår med succes kompressionen af protostjernen og forhindrer således opvarmning af dens centrale zone. Derfor antænder brint enten slet ikke eller går ud længe før fuldstændig udbrændthed. I sådanne tilfælde dannes en brun dværg i stedet for en mislykket stjerne.
Muligheden for en degenereret Fermi-gas til at modstå tyngdekraftkompression er på ingen måde ubegrænset, og det er let at vise det på den ene side. Da elektroner fylder stadig højere energiniveauer, øges deres hastigheder og til sidst nærmer sig lys. I denne situation er tyngdekraften fremherskende, og tyngdekollapset genoptages. Det matematiske bevis er mere kompliceret, men konklusionen er ens. Så det viser sig, at kvantetrykket af elektrongassen kun stopper tyngdekraften, hvis massen af det sammenfaldende system forbliver under en vis grænse svarende til 1,41 solmasser. Det kaldes chandrasekhar-grænsen - til ære for den fremragende indiske astrofysiker og kosmolog, der beregnede det i 1930. Chandrasekhar-grænsen angiver den maksimale masse af hvide dværge,som vores læsere sandsynligvis kender til. Forstadierne til brune dværge er dog titusindvis lettere og behøver ikke bekymre sig om chandrasekhar-grænsen.
Kumar beregnede, at den mindste masse af en spirende stjerne er 0,07 solmasser, når det kommer til relativt unge lysarmaturer af befolkning I, som giver anledning til skyer med et øget indhold af grundstoffer, der er tungere end helium. For stjerner af befolkning II, der opstod for mere end 10 milliarder år siden, på et tidspunkt, hvor helium og tungere elementer i det ydre rum var meget mindre, er det lig med 0,09 solmasser. Kumar fandt også, at dannelsen af en typisk brun dværg tager omkring en milliard år, og dens radius ikke overstiger 10% af solens radius. Vores Galaxy skulle ligesom andre stjerneklynger indeholde en lang række sådanne kroppe, men de er svære at opdage på grund af deres svage lysstyrke.
Hvordan de lyser op
Disse skøn har ikke ændret sig meget over tid. Det antages nu, at den midlertidige antændelse af brint i en protostjerne, der er født af relativt unge molekylære skyer, forekommer i området 0,07-0,075 solmasser og varer fra 1 til 10 milliarder år (til sammenligning er røde dværge, de letteste af virkelige stjerner, i stand til at skinne titusinder af milliarder år!). Som Adam Burrows, professor i astrofysik ved Princeton University, bemærkede i et interview med PM, kompenserer termonuklear fusion ikke mere end halvdelen af tabet af strålingsenergi fra overfladen af en brun dværg, mens kompensationsgraden i ægte hovedsekvensstjerner er 100%. Derfor afkøles den mislykkede stjerne, selv når "brintovnen" fungerer, og endnu mere, så den fortsætter med at køle ned efter tilslutning.
En protostjerne med en masse på mindre end 0,07 solmasser er slet ikke i stand til at antænde brint. Sandt nok kan deuterium blusse op i dets dybde, da dets kerner fusionerer med protoner allerede ved temperaturer på 600-700 tusind grader, hvilket giver anledning til helium-3 og gamma-kvanta. Men der er ikke meget deuterium i rummet (der er kun et deuteriumatom til 200.000 brintatomer), og dets reserver varer kun et par millioner år. Kerne af gasbundter, der ikke har nået 0,012 solmasser (hvilket er 13 Jupitermasser), opvarmes ikke engang til denne tærskel og er derfor ikke i stand til nogen termonukleære reaktioner. Som professor ved University of California i San Diego Adam Burgasser understregede, mener mange astronomer, at det er her grænsen mellem den brune dværg og planeten passerer. Ifølge repræsentanter for en anden lejr,En lettere gasflok kan også betragtes som en brun dværg, hvis den opstod som et resultat af sammenbruddet af den primære sky af kosmisk gas og ikke blev født af en gasstøvskive, der omgav en normal stjerne, der lige var blusset op. Imidlertid er sådanne definitioner et spørgsmål om smag.
En anden afklaring er relateret til lithium-7, som ligesom deuterium blev dannet i de første minutter efter Big Bang. Lithium indgår i termonuklear fusion ved lidt mindre opvarmning end brint og antænder derfor, hvis massen af protostjernen overstiger 0,055-0,065 sol. Imidlertid er lithium i rummet 2500 gange mindre end deuterium, og derfor er dets bidrag fra et energisynspunkt absolut ubetydeligt.
Hvad har de indeni
Hvad sker der i det indre af en protostjerne, hvis tyngdekollapset ikke sluttede med en termonuklear antændelse af brint, og elektronerne har forenet sig i et enkelt kvantesystem, den såkaldte degenererede Fermi-gas? Andelen af elektroner i denne tilstand øges gradvist og springer ikke på et øjeblik fra nul til 100%. Af hensyn til enkelheden antager vi dog, at denne proces allerede er afsluttet.
Paulis princip siger, at to elektroner, der kommer ind i det samme system, ikke kan være i samme kvantetilstand. I en Fermi-gas bestemmes en elektrons tilstand af dens momentum, position og spin, som kun tager på to værdier. Dette betyder, at der på samme sted ikke kan være mere end et par elektroner med samme momenta (og naturligvis modsatte spins). Og da elektroner i løbet af tyngdekraft kollapser i et stadigt faldende volumen, besætter de tilstande med stigende momenta og følgelig energier. Dette betyder, at når protostjernen trækker sig sammen, stiger elektrongasens indre energi. Denne energi bestemmes udelukkende af kvanteeffekter og er ikke relateret til termisk bevægelse; derfor afhænger den i den første tilnærmelse ikke af temperaturen (i modsætning til energien fra en klassisk idealgas,hvis love studeres i skolens fysik-kursus). Desuden er Fermi-gasens energi ved et tilstrækkeligt højt kompressionsforhold mange gange større end den termiske energi af den kaotiske bevægelse af elektroner og atomkerner.
En stigning i energien af elektrongassen øger også dens tryk, hvilket heller ikke afhænger af temperaturen og vokser meget stærkere end det termiske tryk. Det er netop dette, der modsætter sig tyngdekraften i protostermateriet og standser dets tyngdekollaps. Hvis dette skete før brintantændelsestemperaturen blev nået, køler den brune dværg af umiddelbart efter en kort kosmisk deuterium-udbrændthed. Hvis proto-stjernen er i grænsezonen og har en masse på 0,07-0,075 sol, brænder den brint i milliarder af år, men dette påvirker ikke dets endelige. Til sidst sænker kvantetrykket af den degenererede elektrongas temperaturen på stjernekernen så meget, at brintforbrændingen stopper. Og skønt dets reserver ville være nok i titusindvis af milliarder år, vil den brune dværg ikke længere være i stand til at sætte ild mod dem. Dette er det, der gør det anderledes end den lyseste røde dværg, der kun slukker for atomovnen, når alt brint er blevet til helium.
Alle kendte stjerner på Hertzsprung-Russell-diagrammet er ikke jævnt fordelt, men kombineres i flere spektralklasser under hensyntagen til lysstyrken (Yerkes-klassifikation eller MCC ved navnene på astronomerne, der udviklede den fra Yerkes-observatoriet - William Morgan, Philip Keenan og Edith Kellman). Den moderne klassifikation adskiller otte sådanne hovedgrupper på Hertzsprung-Russell-diagrammet. Klasse 0 - disse er hypergiants, massive og meget lyse stjerner, der overstiger solen i masse 100-200 gange, og med hensyn til lysstyrke - i millioner og titusinder af millioner. Klasse Ia og Ib - disse er superkæmper, titusindvis mere massive end solen og titusinder af gange bedre end lysstyrken. Klasse II - lyse giganter, der er mellem mellem giganter og klasse III giganter. Klasse V - dette er den såkaldte hovedsekvensen (dværge), som de fleste af stjernerne ligger på, inklusive vores sol. Når en hovedsekvensstjerne løber tør for brint og begynder at brænde helium i sin kerne, bliver den en klasse IV-underkæmpe. Lige under hovedsekvensen er klasse VI - underdværge. Og klasse VII inkluderer kompakte hvide dværge, den sidste fase i udviklingen af stjerner, der ikke overstiger Chandrasekhar massegrænse. Og klasse VII inkluderer kompakte hvide dværge, den sidste fase i udviklingen af stjerner, der ikke overstiger Chandrasekhar massegrænse. Og klasse VII inkluderer kompakte hvide dværge, den sidste fase i udviklingen af stjerner, der ikke overstiger Chandrasekhar massegrænse.
Professor Burrows bemærker endnu en forskel mellem stjernen og den brune dværg. En almindelig stjerne køler ikke kun ned og mister strålingsenergi, men opvarmes paradoksalt. Dette sker, fordi stjernen komprimerer og opvarmer sin kerne, og dette øger hastigheden af termonuklear forbrænding (for eksempel under vores sols eksistens er dens lysstyrke steget med mindst en fjerdedel). En brun dværg er en anden sag, hvis kompression forhindres af kvantetrykket af elektrongassen. På grund af stråling fra overfladen køler den ned som en sten eller et stykke metal, selvom det består af varmt plasma, som en normal stjerne.
Lange søgninger
Forfølgelsen af brune dværge trak i lang tid. Selv i de mest massive repræsentanter for denne familie, der udsender en lilla glød i deres ungdom, overstiger overfladetemperaturen normalt ikke 2000 K, og for dem, der er lettere og ældre, når den undertiden ikke engang 1000 K. Strålingen af disse objekter indeholder også en optisk komponent, selvom meget svag. Derfor er infrarødt udstyr med høj opløsning, som kun dukkede op i 1980'erne, bedst egnet til at finde dem. Samtidig begyndte infrarøde rumteleskoper at blive lanceret, uden hvilke det næsten ikke er muligt at opdage kolde brune dværge (toppen af deres stråling falder på bølger med en længde på 3-5 mikrometer, som hovedsagelig er forsinket af jordens atmosfære).
Det var i disse år, at rapporter om mulige kandidater dukkede op. Til at begynde med var sådanne udsagn ikke i stand til at verificere, og den virkelige opdagelse af den første af de pseudostjerner forudsagt af Shiv Kumar fandt først sted i 1995. Håndfladen her tilhører en gruppe astronomer ledet af professor ved University of California i Berkeley Gibor Basri. Forskere studerede det ekstremt svage objekt PPl 15 i Pleiades-stjerneklyngen, omkring 400 lysår væk, som tidligere blev opdaget af teamet fra Harvard-astronom John Stauffer. Ifølge foreløbige data var massen af dette himmellegeme 0,06 solmasser, og det kunne godt vise sig at være en brun dværg. Imidlertid var dette skøn meget groft og kunne ikke påberåbes. Professor Basri og hans kolleger var i stand til at løse dette problem ved hjælp af en litiumprøve,som for nylig blev opfundet af den spanske astrofysiker Rafael Rebolo.
”Vores team arbejdede på Keck Observatory's første 10 meter teleskop, som blev taget i brug i 1993,” minder professor Basri om. - Vi besluttede at bruge lithium-testen, da det gjorde det muligt at skelne mellem brune dværge og røde dværge tæt på dem i masse. Røde dværge brænder lithium-7 meget hurtigt, og næsten alle brune dværge er ikke i stand til dette. Derefter blev det antaget, at alderen på Plejaderne er omkring 70 millioner år, og selv de letteste røde dværge i løbet af denne tid burde have slettet lithium fuldstændigt. Hvis vi fandt lithium i PPl 15-spektret, ville vi have al grund til at hævde, at vi har at gøre med en brun dværg. Opgaven var ikke let. Den første spektrografiske test i november 1994 afslørede lithium, men den anden kontrol i marts 1995 bekræftede ikke dette. Naturligt,vi blev skuffede - opdagelsen gled lige ud af vores hænder. Den oprindelige konklusion var dog korrekt. PPl 15 viste sig at være et par brune dværge, der kredsede om et fælles massecenter på bare seks dage. Det er grunden til, at de spektrale linier af lithium undertiden flettes sammen og derefter adskiller sig - så vi så dem ikke under den anden test. Undervejs opdagede vi, at Plejaderne er ældre end tidligere antaget."
I samme 1995 var der rapporter om opdagelsen af yderligere to brune dværge. Raphael Rebolo og hans kolleger ved Det Astrofysiske Institut på De Kanariske Øer opdagede dværgen Teide 1 i Plejaderne, som også blev identificeret ved hjælp af lithiummetoden. Og i slutningen af 1995 rapporterede forskere fra California Institute of Technology og Johns Hopkins University, at den røde dværg Gliese 229, som kun er 19 lysår fra solsystemet, har en ledsager. Denne måne er 20 gange tungere end Jupiter og indeholder metanlinjer i spektret. Methanmolekyler ødelægges, hvis temperaturen overstiger 1500K, mens den koldeste normale stjernes atmosfæriske temperatur altid er over 1700K. Dette gjorde det muligt for Gliese 229-B at blive anerkendt som en brun dværg uden engang at bruge en lithiumtest. Nu er det allerede kendtat overfladen kun opvarmes til 950 K, så denne dværg er meget kold.
Astronomer lærer konstant nye ting om brune dværge. I slutningen af november 2010 annoncerede forskere fra Chile, England og Canada opdagelsen i stjernebilledet Jomfruen, kun 160 lysår fra Solen, et stjernepar af to dværge i forskellige farvekategorier - hvid og brun. Sidstnævnte er en af de hotteste T-klasse dværge (dens atmosfære er opvarmet til 1300 K) og er 70 Jupiters i masse. Begge himmellegemer er gravitationsbundet, på trods af at de er adskilt af en enorm afstand - ca. 1 lysår. Astronomer observerede et stjernepar af brune dværge ved hjælp af UKIRT (United Kingdom Infrared Telescope) teleskop med et 3,8 meter spejl. Dette teleskop, der ligger nær toppen af Mauna Kea på Hawaii i en højde af 4200 m over havets overflade - - et af de største instrumenter i verden,arbejder i det infrarøde område.
L-dværge, E-dværge - hvad er det næste?
På nuværende tidspunkt er der dobbelt så mange brune dværge kendt som exoplaneter - omkring 1000 versus 500. Undersøgelsen af disse kroppe tvang forskere til at udvide klassificeringen af stjerner og stjernelignende objekter, da den forrige viste sig at være utilstrækkelig.
Astronomer har længe klassificeret stjerner i grupper efter strålingens spektrale karakteristika, som igen primært bestemmes af atmosfærens temperatur. I dag bruges systemet hovedsageligt, hvis fundament blev lagt af personalet på Harvard University Observatory for mere end hundrede år siden. I sin enkleste version er stjerner opdelt i syv klasser, betegnet med de latinske bogstaver O, B, A, F, G, K og M. Klasse O inkluderer ekstremt massive blå stjerner med overfladetemperaturer over 33.000 K, mens klasse M inkluderer røde dværge, røde giganter og endda et antal røde supergiants, hvis atmosfære opvarmes til mindre end 3700 K. Hver klasse er til gengæld opdelt i ti underklasser - fra det hotteste nul til det koldeste niende. For eksempel hører vores sol til G2-klassen. Harvard-systemet har også mere komplekse varianter (for eksempel er for nylig hvide dværge blevet tildelt en særlig klasse D), men disse er finesser.
Opdagelsen af brune dværge resulterede i introduktionen af nye spektraltyper L og T. Klassen L inkluderer genstande med overfladetemperaturer fra 1300 til 2000 K. Blandt dem er ikke kun brune dværge, men også de svageste røde dværge, som tidligere blev klassificeret som M-klasse. Klasse T inkluderer kun en brun dværg, hvis atmosfære opvarmes fra 700 til 1300 K. Metanlinjer er rigelige i deres spektre, derfor kaldes disse kroppe ofte metandværge (dette er præcis, hvad Gliese 229 B er).
”I slutningen af 1990'erne havde vi samlet et væld af oplysninger om spektrene af de svageste stjerner, herunder brune dværge,” sagde Caltech-astronom Davey Kirkpatrick, en del af holdet, der initierede de nye klasser, til premierministeren. - Det viste sig, at de har en række funktioner, der ikke tidligere er stødt på. De spektrale mærker af vanadium og titaniumoxider, der er typiske for røde M-dværge, er forsvundet, men der er kommet linjer af alkalimetaller - natrium, kalium, rubidium og cæsium. Så vi besluttede, at Harvard-klassifikationen skulle udvides. Først blev klassen L tilføjet, det var jeg, der foreslog dette brev - simpelthen fordi intet var opført for det endnu. Gliese 229 B svarede imidlertid ikke til klasse L på grund af tilstedeværelsen af metan. Jeg var nødt til at bruge endnu et gratis bogstav - T, så T-klassen dukkede op."
Mest sandsynligt vil dette ikke ende der. Det er allerede blevet foreslået at introducere klassen y, som er forbeholdt hypotetiske ultrakolde brune dværge opvarmet under 600K. Deres spektre skal også have karakteristiske træk, såsom klare absorptionslinjer for ammoniak (og ved temperaturer under 400 K vil der også fremkomme vanddamp). Da alle brune dværge er dømt til at køle ned, skal y-klasselegemer eksistere, selvom de endnu ikke er blevet opdaget. Det er muligt, at de åbnes efter lanceringen af det gigantiske james webb-infrarøde teleskop, som vil gå ud i rummet i 2014. Måske vil dette observatorium endda finde planeter i brune dværge, hvis eksistens i princippet er helt acceptabel. Der er stadig mange interessante ting forude for astronomer.
Alexey Levin