Pruunid kääbused on kosmilised kehad, mille mass on 1–8% päikesemassist. Need on planeetide jaoks liiga suured, gravitatsiooniline kokkusurumine võimaldab termotuumareaktsioone, mis hõlmavad "kergesti süttivaid" elemente. Kuid nende mass on vesiniku "süttimiseks" ebapiisav ja seetõttu ei paista pruunid kääbused erinevalt täieõiguslikest tähtedest kaua.
Astronoomid ei eksperimenteeri - nad saavad teavet vaatluste kaudu. Nagu ütles selle ameti üks esindajatest, pole ühtegi seadet, mis oleks tähtedeni jõudmiseks piisavalt pikk. Astronoomide käsutuses on aga füüsikalised seadused, mis võimaldavad mitte ainult selgitada juba teadaolevate objektide omadusi, vaid ka ennustada objektide olemasolu, mida pole veel täheldatud.
Shiva Kumari ettenägelikkus
Paljud on kuulnud teoreetikute arvutatud neutronitähtedest, mustadest aukudest, tumeainest ja muust kosmilisest eksootikast. Ent universumis leidub ka palju muud samal moel avastatud kurioosumeid. Nende hulka kuuluvad kehad, mis asuvad tähtede ja gaasiplaneetide vahel. Neid ennustas 1962. aastal Shiv Kumar, 23-aastane India-Ameerika astronoom, kes oli just lõpetanud oma doktoritöö Michigani ülikoolis. Kumar nimetas neid esemeid mustadeks kääbusteks. Hilisemad nimed nagu mustad tähed, Kumari objektid, infrapunatähed ilmusid kirjanduses, kuid lõpuks võitis fraas "pruunid kääbused", mille pakkus 1974. aastal välja California ülikooli kraadiõppur Jill Tarter.
Neli aastat "kaalus" rahvusvaheline astronoomide meeskond ultrakülma L-klassi kääbust (6,6% päikesemassist), kasutades Hubble'i teleskoopi, VLT-d ja. Keck.
Kumar käis oma avamisel neli aastat. Nendel päevadel olid tähesündimise dünaamika põhitõed juba teada, kuid detailides oli olulisi lünki. Kuid Kumar tervikuna kirjeldas oma "mustade kääbuste" omadusi nii õigesti, et hiljem olid tema järeldustega nõus isegi superarvutid. Lõppude lõpuks on inimese aju olnud ja jääb parimaks teaduslikuks vahendiks.
Reklaamvideo:
Alaealiste sünd
Tähed tekivad kosmiliste gaasipilvede gravitatsioonilisest kokkuvarisemisest, mis on enamasti molekulaarne vesinik. See sisaldab ka heeliumi (üks iga 12 vesiniku aatomi kohta) ja jälgi raskemates elementides. Varing lõpeb protostaari sünniga, mis saab täieõiguslikuks valgustiks, kui selle südamik soojeneb sedavõrd, et seal algab vesiniku ühtlane termotuumapõletus (heelium selles ei osale, kuna selle süttimiseks on vaja kümme korda kõrgemat temperatuuri). Minimaalne vesiniku süttimiseks vajalik temperatuur on umbes 3 miljonit kraadi.
Kumarit huvitasid kõige kergemad protostaarid, mille mass ei ületa kümnendikku meie Päikese massist. Ta mõistis, et vesiniku termotuumapõletuse käivitamiseks peavad need paksenema suurema tihedusega kui päikese tüüpi tähtede eelkäijad. Protostaari keskpunkt on täidetud elektronide, prootonite (vesiniku tuumade), alfaosakeste (heeliumi tuumade) ja raskemate elementide tuumade plasmaga. Juhtub, et juba enne vesiniku süttimistemperatuuri saavutamist tekitavad elektronid erilise gaasi, mille omadused määratakse kvantmehaanika seadustega. See gaas peab edukalt vastu protostaari kokkusurumisele ja takistab selle kesktsooni kuumenemist. Seetõttu vesinik kas ei sütti üldse või kustub ammu enne täielikku läbipõlemist. Sellistel juhtudel moodustub ebaõnnestunud tähe asemel pruun kääbus.
Taandarenenud Fermi gaasi võimalus gravitatsioonilisele kokkusurumisele vastu seista pole sugugi piiramatu ja seda on ühest küljest lihtne näidata. Kui elektronid täidavad üha kõrgemat energiataset, suurenevad nende kiirused ja lähevad lõpuks valgusele. Selles olukorras valitseb raskusjõud ja gravitatsiooniline kollaps taastub. Matemaatiline tõestamine on keerulisem, kuid järeldus on sarnane. Nii selgub, et elektrongaasi kvantrõhk peatab gravitatsioonilise kollapsi ainult siis, kui variseva süsteemi mass jääb alla teatud piiri, mis vastab 1,41 päikesemassile. Seda nimetatakse chandrasekhari piiriks - 1930. aastal selle välja arvutanud silmapaistva India astrofüüsiku ja kosmoloogi auks. Chandrasekhari piirmäär määrab valgete kääbuste maksimaalse massi,mida meie lugejad ilmselt teavad. Pruunide kääbuste eelkäijad on aga kümneid kordi kergemad ega pea muretsema chandrasekhari piiri pärast.
Kumar arvutas, et sündiva tähe minimaalne mass on 0,07 päikesemassi, kui tegemist on I populatsiooni suhteliselt noorte valgustitega, mis tekitavad heeliumist raskemate elementide suurenenud sisaldusega pilvi. II populatsiooni tähtede jaoks, mis tekkisid rohkem kui 10 miljardit aastat tagasi, ajal, mil heeliumi ja raskemaid elemente avakosmoses oli palju vähem, võrdub see 0,09 päikesemassiga. Samuti leidis Kumar, et tüüpilise pruuni kääbuse moodustumine võtab aega umbes miljard aastat ja selle raadius ei ületa 10% Päikese raadiusest. Nagu ka teised täheparved, peaks ka meie galaktika sisaldama väga erinevaid selliseid kehasid, kuid nende nõrga heleduse tõttu on neid raske tuvastada.
Kuidas nad põlevad
Need hinnangud pole aja jooksul palju muutunud. Nüüd arvatakse, et vesiniku ajutine süttimine protostaaris, mis on sündinud suhteliselt noortest molekulaarpilvedest, toimub vahemikus 0,07–0,075 päikesemassi ja kestab 1–10 miljardit aastat (võrdluseks: punased kääbused, kõige kergemad tegelikud tähed, on võimelised särama kümneid miljardeid aastaid!). Nagu Princetoni ülikooli astrofüüsika professor Adam Burrows PM-le antud intervjuus märkis, kompenseerib termotuumasüntees mitte rohkem kui poole pruuni kääbuse pinnalt tulevast kiirgusenergia kadust, samas kui reaalsetes põhijärjestustes tähtedes on kompensatsiooni määr 100%. Seetõttu ebaõnnestunud täht jahtub isegi siis, kui töötab "vesinikahi", ja veelgi enam, pärast jahtumist jätkab ta jahtumist.
Protostaar, mille mass on alla 0,07 päikesemassi, ei ole üldse võimeline vesinikku sütitama. Tõsi, deuteerium võib selle sügavuses süttida, kuna selle tuumad ühinevad prootonitega juba temperatuuril 600–700 tuhat kraadi, tekitades heelium-3 ja gammakvante. Kuid kosmoses pole palju deuteeriumi (20000 vesiniku aatomi kohta on ainult üks deuteeriumi aatom) ja selle varud kestavad vaid paar miljonit aastat. Gaasikimpude tuumad, mis pole jõudnud 0,012 päikesemassini (mis on 13 Jupiteri massi), ei kuumene isegi selle künniseni ega ole seetõttu võimelised termotuumareaktsioonideks. Nagu rõhutas San Diego California ülikooli professor Adam Burgasser, usuvad paljud astronoomid, et just siit möödub piir pruuni kääbuse ja planeedi vahel. Ühe teise laagri esindajate sõnulKergemat gaasikobarat võib pidada ka pruuniks kääbuseks, kui see tekkis kosmilise gaasi esmase pilve varisemise tagajärjel ega sündinud äsja süttinud tavalist tähte ümbritsevast gaasitolmu kettast. Sellised määratlused on aga maitse küsimus.
Teine täpsustus on seotud liitium-7-ga, mis sarnaselt deuteeriumile tekkis esimestel minutitel pärast Suurt Pauku. Liitium siseneb termotuumasünteesiks veidi vähem kuumutades kui vesinik ja seetõttu süttib, kui protostaari mass ületab 0,055–0,065 päikeseenergiat. Kuid ruumis olevat liitiumit on 2500 korda vähem kui deuteeriumit ja seetõttu on energia seisukohast selle panus täiesti tühine.
Mis neil sees on
Mis juhtub protostaari sisemuses, kui gravitatsiooniline kollaps ei lõppenud vesiniku termotuumasüttimisega ja elektronid on ühinenud üheks kvantsüsteemiks, nn degenereerunud Fermi gaasiks? Selles olekus suureneb elektronide osakaal järk-järgult ja see ei hüppa ühe hetkega nullist 100% -ni. Kuid lihtsuse mõttes eeldame, et see protsess on juba lõpule viidud.
Pauli põhimõte ütleb, et kaks ühte süsteemi sisenevat elektroni ei saa olla samas kvantolekus. Fermi gaasis määravad elektroni oleku selle impulss, asend ja spinn, mis võtab ainult kaks väärtust. See tähendab, et samas kohas ei saa olla rohkem kui sama momendiga (ja loomulikult ka vastupidise pöörlemisega) elektronipaari. Ja kuna gravitatsioonilise kokkuvarisemise käigus pakitakse elektronid üha vähenevas mahus, hõivavad nad olekud kasvava hooga ja vastavalt ka energiad. See tähendab, et protostaari kokkutõmbumisel elektrongaasi siseenergia suureneb. Selle energia määravad puhtalt kvantmõjud ja see ei ole seotud termilise liikumisega; seetõttu ei sõltu see esimeses lähenduses temperatuurist (vastupidiselt klassikalise ideaalse gaasi energialemille seadusi uuritakse kooli füüsikakursusel). Pealegi on Fermi gaasi energia piisavalt kõrge surveteguri korral mitu korda suurem kui elektronide ja aatomituumade kaootilise liikumise soojusenergia.
Elektrongaasi energia suurenemine suurendab ka selle rõhku, mis samuti ei sõltu temperatuurist ja kasvab palju tugevamalt kui termiline rõhk. Just see on protostaartähe aine gravitatsiooni vastu ja peatab selle gravitatsioonilise kokkuvarisemise. Kui see juhtus enne vesiniku süttimistemperatuuri saavutamist, jahtub pruun kääbus pärast lühikest kosmilist deuteeriumipõletust kohe maha. Kui prototäht asub piiritsoonis ja selle päikese mass on 0,07–0,075, põletab see vesinikku miljardeid aastaid, kuid see ei mõjuta tema lõplikku. Lõpuks alandab degenereerunud elektrongaasi kvantrõhk tähesüdamiku temperatuuri sedavõrd, et vesiniku põlemine peatub. Ja kuigi selle varudest piisaks kümneteks miljarditeks aastateks, ei suuda pruun kääbus neid enam süüdata. See eristabki seda kõige heledamast punasest kääbusest, mis lülitab tuumaahju välja alles siis, kui kogu vesinik on muutunud heeliumiks.
Kõik teadaolevad tähed Hertzsprung-Russelli diagrammil ei ole ühtlaselt jaotunud, vaid ühendatakse heledust arvesse võttes mitmeks spektriklassiks (Yerkesi klassifikatsioon ehk MCC Yerkesi observatooriumist selle välja töötanud astronoomide nimedega - William Morgan, Philip Keenan ja Edith Kellman). Kaasaegne klassifikatsioon eristab Hertzsprung-Russelli diagrammil kaheksat sellist peamist rühma. Klass 0 - need on hüperhiiglased, massiivsed ja väga eredad tähed, mis ületavad Päikese massi 100–200 korda ja heleduse mõttes - miljonites ja kümnetes miljonites. Ia ja Ib klass - need on supergigandid, kümneid kordi massiivsemad kui Päike ja kümneid tuhandeid kordi heleduse poolest paremad. II klass - eredad hiiglased, mis on supergigantide ja III klassi hiiglaste vahepealsed. V klass jamdash; see on nn põhijärjestus (kääbused), millel asub enamik tähti, sealhulgas meie Päike. Kui põhijärjestuse tähest saab vesinik otsa ja ta hakkab oma südamikus heeliumi põlema, saab temast IV klassi alamgigant. Vahetult põhijärjestuse all on VI klass - alampäkapikud. Ja VII klassi kuuluvad kompaktsed valged kääbused, mis on tähtede evolutsiooni viimane etapp, mis ei ületa Chandrasekhari massipiiri. Ja VII klassi kuuluvad kompaktsed valged kääbused, tähtede evolutsiooni viimane etapp, mis ei ületa Chandrasekhari massipiiri. Ja VII klassi kuuluvad kompaktsed valged kääbused, mis on tähtede evolutsiooni viimane etapp, mis ei ületa Chandrasekhari massipiiri.
Professor Burrows märgib veel ühe erinevuse tähe ja pruuni kääbuse vahel. Tavaline täht mitte ainult ei jahtu, kaotades kiirgusenergia, vaid paradoksaalselt kuumeneb. See juhtub seetõttu, et täht surub kokku ja soojendab oma südamikku ning see suurendab oluliselt termotuuma põlemise kiirust (näiteks meie Päikese olemasolu ajal on selle heledus kasvanud vähemalt veerandi võrra). Pruun kääbus on teine asi, mille kokkusurumist hoiab ära elektrongaasi kvantrõhk. Pinnalt kiirguse mõjul jahtub see nagu kivi või metallitükk, kuigi see koosneb kuumast plasmast nagu tavaline täht.
Pikad otsingud
Pruunide kääbuste jälitamine venis pikka aega. Isegi selle perekonna kõige massilisematel esindajatel, kes nooruses kiirgavad lillat kuma, ei ületa pinnatemperatuur tavaliselt 2000 K ning kergemate ja vanemate puhul ei ulatu see mõnikord isegi 1000 K. Nende objektide kiirgus sisaldab ka optilist komponenti, kuigi väga nõrk. Seetõttu sobib nende leidmiseks kõige paremini kõrge eraldusvõimega infrapunaaparaat, mis ilmus alles 1980. aastatel. Samal ajal hakati lendama ka infrapuna-kosmoseteleskoope, ilma milleta on peaaegu võimatu tuvastada külmi pruuni kääbuseid (nende kiirguse tipp langeb 3–5 mikromeetrise pikkusega lainetele, mida viivitab peamiselt Maa atmosfäär).
Just nendel aastatel ilmusid teated võimalikest kandidaatidest. Esialgu ei pidanud sellised avaldused taatlemiseks vastu ning Shiv Kumari ennustatud esimese pseudotähe esimene tõeline avastamine leidis aset alles 1995. aastal. Siinne palm kuulub astronoomide rühma, mida juhib California ülikooli professor Berkeley Gibor Basris. Teadlased uurisid umbes 400 valgusaasta kaugusel asuvas Pleiadese täheparves äärmiselt nõrka objekti PPl 15, mille avastas varem Harvardi astronoomi John Staufferi meeskond. Esialgsetel andmetel oli selle taevakeha mass 0,06 päikesemassi ja see võib hästi osutuda pruuniks kääbuseks. See hinnang oli aga väga ligikaudne ja sellele ei saanud tugineda. Professor Basri ja tema kolleegid suutsid selle probleemi lahendada liitiumproovi abil,mille leiutas hiljuti Hispaania astrofüüsik Rafael Rebolo.
"Meie meeskond töötas Kecki observatooriumi esimese 10-meetrise teleskoobi kallal, mis hakkas tööle 1993. aastal," meenutab professor Basri. - Otsustasime kasutada liitiumitesti, kuna see võimaldas eristada pruuni kääbust ja neile lähedast punast kääbust. Punased kääbused põlevad liitium-7 väga kiiresti ja peaaegu kõik pruunid kääbused pole selleks võimelised. Siis arvati, et Plejaadide vanus on umbes 70 miljonit aastat ja isegi kõige kergemad punased kääbused peaksid selle aja jooksul liitiumist täielikult lahti saama. Kui leiame liitiumit PPl 15 spektrist, on meil kõik põhjused väita, et tegemist on pruuni kääbusega. Ülesanne polnud lihtne. Esimeses spektrograafilises testis 1994. aasta novembris leiti küll liitium, kuid teine, kontrolliga, 1995. aasta märtsis, ei kinnitanud seda. Loomulikultolime pettunud - avastus libises otse meie käest. Esialgne järeldus oli siiski õige. PPl 15 osutus paariks pruuniks kääbuseks, kes tiirlevad ühise massikeskuse ümber vaid kuue päevaga. Seetõttu liitiumi spektraaljooned mõnikord liitusid, siis lahknesid - nii et me ei näinud neid teise katse ajal. Teel avastasime, et Plejaadid on vanemad, kui seni arvati."
Samal 1995. aastal teatati veel kahe pruuni kääbuse avastamisest. Raphael Rebolo ja tema kolleegid Kanaari saarte astrofüüsikalises instituudis avastasid Plejaadidest päkapiku Teide 1, mis tuvastati ka liitiummeetodil. Ja 1995. aasta lõpus teatasid California tehnikainstituudi ja Johns Hopkinsi ülikooli teadlased, et punasel kääbusel Gliese 229, mis on päikesesüsteemist vaid 19 valgusaasta kaugusel, on kaaslane. See kuu on Jupiterist 20 korda raskem ja sisaldab oma spektris metaanijooni. Metaanimolekulid hävitatakse, kui temperatuur ületab 1500K, samas kui kõige külmemate normaalsete tähtede atmosfääritemperatuur on alati üle 1700K. See võimaldas Gliese 229-B-d tunnistada pruuniks kääbuseks ilma liitiumitesti kasutamata. Nüüd on see juba teadaet selle pinda kuumutatakse ainult 950 K-ni, nii et see kääbus on väga külm.
Astronoomid õpivad pidevalt midagi uut pruunide kääbuste kohta. Niisiis teatasid Tšiili, Inglismaa ja Kanada teadlased 2010. aasta novembri lõpus avastamisest Neitsi tähtkujus, mis on vaid 160 valgusaasta kaugusel Päikesest, tähepaar, mis koosneb kahest eri värvikategooria kääbusest valge ja pruun. Viimane on üks kuumimaid T-klassi kääbuseid (selle atmosfääri kuumutatakse temperatuurini 1300 K) ja selle mass on 70 jupitrit. Mõlemad taevakehad on gravitatsiooniliselt seotud, hoolimata sellest, et neid eraldab tohutu vahemaa - umbes 1 valgusaasta. Astronoomid jälgisid 3,8-meetrise peegliga teleskoobi UKIRT (Suurbritannia infrapuna-teleskoop) abil tähtede paari kääbuseid. See teleskoop, mis asub Hawaiil Mauna Kea tipu lähedal 4200 m kõrgusel merepinnast - - üks suurimaid instrumente maailmas,töötab infrapunakiirguses.
L-päkapikud, E-päkapikud - mis edasi saab?
Praegu on eksoplaneetidena tuntud pruuni kääbuseid kaks korda rohkem - umbes 1000 versus 500. Nende kehade uurimine sundis teadlasi laiendama tähtede ja tähetaoliste objektide klassifikatsiooni, kuna eelmine oli ebapiisav.
Astronoomid on tähed juba ammu klassifitseerinud rühmadesse vastavalt kiirguse spektraalsetele omadustele, mille omakorda määrab eelkõige atmosfääri temperatuur. Tänapäeval kasutatakse peamiselt süsteemi, mille aluse panid enam kui sada aastat tagasi Harvardi ülikooli observatooriumi töötajad. Kõige lihtsamas versioonis on tähed jagatud seitsmesse klassi, mida tähistatakse ladinakeelsete tähtedega O, B, A, F, G, K ja M. O-klassi kuuluvad ülimassiivsed sinised tähed, mille pinnatemperatuur on üle 33 000 K, samas kui klassis M punased kääbused, punased hiiglased ja isegi hulk punaseid ülihiiglasi, kelle atmosfääri kuumutatakse vähem kui 3700 K. Iga klass jaguneb omakorda kümneks alaklassiks - kuumimast nullist kõige külmemani üheksandani. Näiteks kuulub meie Päike G2 klassi. Harvardi süsteemis on ka keerukamaid variante (näiteks viimasel ajal on valged kääbused eraldatud D-klassi), kuid need on peensused.
Pruunide kääbuste avastamise tulemusena võeti kasutusele uued spektritüübid L ja T. L-klass hõlmab objekte, mille pinnatemperatuur on 1300 kuni 2000 K. Nende hulgas ei ole mitte ainult pruunid kääbused, vaid ka kõige tumedamad punased kääbused, mis varem klassifitseeriti M-klassi. T-klassi kuulub ainult üks pruun kääbus, kelle atmosfääri kuumutatakse vahemikus 700 kuni 1300 K. Metaanijooni on nende spektrites rohkesti, seetõttu nimetatakse neid kehasid sageli metaankääbusteks (just see on Gliese 229 B).
"1990. aastate lõpuks olime kogunud hulgaliselt teavet kõige nõrgemate tähtede, sealhulgas pruunide kääbuste spektri kohta," ütles Caltechi astronoom Davy Kirkpatrick, kes kuulub uute klasside algatanud teadlaste rühma. - Selgus, et neil on mitmeid funktsioone, mida pole varem kohanud. Punasele M-kääbusele omased vanaadium- ja titaandioksiidide spektrimärgid on kadunud, kuid on ilmunud leelismetallide - naatriumi, kaaliumi, rubiidiumi ja tseesiumi - jooned. Nii otsustasime, et Harvardi klassifikatsiooni tuleks laiendada. Esiteks lisati L klass, selle kirja soovitasin mina - lihtsalt sellepärast, et selle jaoks polnud veel midagi loetletud. Kuid Gliese 229 B ei vastanud L-klassile metaani olemasolu tõttu. Pidin kasutama veel ühte tasuta tähte - T, nii et ilmus T-klass."
Suure tõenäosusega see sellega ei lõpe. Juba on pakutud kasutusele klass y, mis on reserveeritud hüpoteetilistele ultrakülmadele pruunidele kääbustele, mida kuumutatakse alla 600K. Nende spektritel peaksid olema ka iseloomulikud tunnused, näiteks ammoniaagi selged neeldumisjooned (ja temperatuuril alla 400 K ilmub ka veeaur). Kuna kõik pruunid kääbused on määratud jahtuma, peavad olemas olema y-klassi kehad, ehkki neid pole veel avastatud. Võimalik, et need avatakse pärast 2014. aastal kosmosesse jõudva hiiglasliku james-veebi infrapunateleskoobi käivitamist. Võib-olla leiab see observatoorium isegi pruunidest kääbustest planeete, mille olemasolu on põhimõtteliselt üsna vastuvõetav. Astronoome ootab ees veel palju huvitavat.
Aleksei Levin
