Rudieji nykštukai yra kosminiai kūnai, kurių masė yra 1-8% saulės masės. Jie yra per masyvūs planetoms, gravitacinis suspaudimas leidžia termobranduolines reakcijas, dalyvaujant "labai degiems" elementams. Tačiau jų masė yra nepakankama vandeniliui „uždegti“, todėl, skirtingai nuo pilnaverčių žvaigždžių, rudieji nykštukai neblizga ilgai.
Astronomai neeksperimentuoja - informaciją jie gauna stebėdami. Kaip sakė vienas iš šios profesijos atstovų, nėra instrumentų, kurie būtų pakankamai ilgi, kad pasiektų žvaigždes. Tačiau astronomų žinioje yra fiziniai dėsniai, leidžiantys ne tik paaiškinti jau žinomų objektų savybes, bet ir numatyti dar nepastebėtų objektų egzistavimą.
Šivos Kumaro toliaregiškumas
Daugelis yra girdėję apie teoretikų apskaičiuotas neutronų žvaigždes, juodąsias skyles, tamsiąją medžiagą ir kitas kosmines egzotikas. Tačiau visatoje yra daugybė kitų įdomybių, atrastų tokiu pačiu būdu. Tai apima kūnus, esančius tarp žvaigždžių ir dujų planetų. 1962 m. Juos prognozavo Shivas Kumaras, 23 metų Indijos ir Amerikos astronomas, ką tik baigęs daktaro laipsnį Mičigano universitete. Kumaras šiuos daiktus pavadino juodaisiais nykštukais. Vėliau literatūroje pasirodė tokie pavadinimai kaip juodos žvaigždės, Kumaro objektai, infraraudonųjų spindulių žvaigždės, tačiau galiausiai nugalėjo frazė „rudieji nykštukai“, kurią 1974 m. Pasiūlė Kalifornijos universiteto absolventė Jill Tarter.
Ketverius metus tarptautinė astronomų komanda „pasvėrė“ultracoldą L klasės nykštuką (6,6% saulės masės) naudodama Hablo teleskopą, VLT ir. Keck.
Kumaras ketverius metus vyko į savo atidarymą. Tais laikais žvaigždžių gimimo dinamikos pagrindai jau buvo žinomi, tačiau detalėse buvo reikšmingų spragų. Tačiau visas Kumaras taip teisingai apibūdino savo „juodųjų nykštukų“savybes, kad vėliau jo išvadoms pritarė net superkompiuteriai. Juk žmogaus smegenys buvo ir tebėra geriausias mokslinis instrumentas.
Reklaminis vaizdo įrašas:
Underaru gimimas
Žvaigždės kyla dėl gravitacinio kosminių dujų debesų, kurie dažniausiai yra molekulinis vandenilis, žlugimo. Jame taip pat yra helio (po vieną kiekvienam 12 vandenilio atomų) ir pėdsakų sunkesnių elementų. Žlugimas baigiasi gimus protostarui, kuris tampa visaverčiu šviestuvu, kai jo šerdis įkaista tiek, kad ten prasideda tolygus termobranduolinis vandenilio degimas (helis jame nedalyvauja, nes jam uždegti reikia dešimt kartų aukštesnės temperatūros). Minimali vandenilio uždegimo temperatūra yra apie 3 milijonai laipsnių.
Kumarą domino lengviausi protostarai, kurių masė neviršija dešimtadalio mūsų Saulės masės. Jis suprato, kad norint sukelti vandenilio termobranduolinį degimą, jie turi sustorėti iki didesnio tankio nei saulės tipo žvaigždžių pirmtakai. Protostaro centras yra užpildytas elektronų, protonų (vandenilio branduolių), alfa dalelių (helio branduolių) ir sunkesnių elementų branduolių plazma. Būna, kad dar nepasiekus vandenilio užsidegimo temperatūros, elektronai sukelia specialias dujas, kurių savybes lemia kvantinės mechanikos dėsniai. Šios dujos sėkmingai atsispiria protostaro suspaudimui ir taip neleidžia įkaisti jo centrinės zonos. Todėl vandenilis arba visai neužsidega, arba užgęsta ilgai prieš visišką perdegimą. Tokiais atvejais vietoj nepavykusios žvaigždės formuojasi rudas nykštukas.
Išsigimusių „Fermi“dujų galimybė atsispirti gravitaciniam suspaudimui anaiptol nėra neribota, ir tai lengva parodyti viena ranka. Kai elektronai užpildo vis aukštesnį energijos lygį, jų greitis didėja ir galiausiai artėja prie šviesos. Šioje situacijoje vyrauja gravitacijos jėga ir vėl gravitacinis žlugimas. Matematinis įrodymas yra sunkesnis, tačiau išvada panaši. Taigi paaiškėja, kad kvantinis elektroninių dujų slėgis sustabdo gravitacinį žlugimą tik tuo atveju, jei žlungančios sistemos masė lieka žemiau tam tikros ribos, atitinkančios 1,41 saulės masės. Tai vadinama chandrasekhar riba - pagerbiant iškilų Indijos astrofiziką ir kosmologą, kuris jį apskaičiavo 1930 m. Chandrasekhar riba nurodo didžiausią baltųjų nykštukų masę,apie kurią tikriausiai žino mūsų skaitytojai. Tačiau rudųjų nykštukų pirmtakai yra dešimtys kartų lengvesni ir jiems nereikia jaudintis dėl čandrasekharo ribos.
Kumaras apskaičiavo, kad minimali besikuriančios žvaigždės masė yra 0,07 saulės masės, kai kalbama apie gana jaunus I populiacijos šviesulius, dėl kurių kyla debesys su padidėjusiu elementų, sunkesnių už helį elementais. II populiacijos žvaigždėms, kurios atsirado daugiau nei prieš 10 milijardų metų, tuo metu, kai helio ir sunkesnių elementų kosminėje erdvėje buvo daug mažiau, jis lygus 0,09 saulės masėms. Kumaras taip pat nustatė, kad tipiško rudojo nykštuko susidarymas trunka apie milijardą metų, o jo spindulys neviršija 10% Saulės spindulio. Mūsų Galaktikoje, kaip ir kitose žvaigždžių grupėse, turėtų būti labai daug tokių kūnų, tačiau juos sunku aptikti dėl silpno jų ryškumo.
Kaip jie užsidega
Šie vertinimai laikui bėgant mažai pasikeitė. Dabar manoma, kad laikinas vandenilio užsidegimas iš palyginti jaunų molekulinių debesų pagimdytame žvaigždutėje įvyksta 0,07–0,075 saulės masės diapazone ir trunka nuo 1 iki 10 milijardų metų (palyginimui, raudoni nykštukai, patys lengviausi iš tikrųjų žvaigždžių, sugeba spindėti. dešimtys milijardų metų!). Kaip interviu su PM pažymėjo Prinstono universiteto astrofizikos profesorius Adamas Burrowsas, termobranduolinė sintezė kompensuoja ne daugiau kaip pusę spindulinės energijos nuostolių iš rudojo nykštuko paviršiaus, o realiose pagrindinės sekos žvaigždėse kompensacijos laipsnis yra 100%. Todėl nepavykusi žvaigždė atšąla net tada, kai veikia „vandenilio krosnis“, o tuo labiau, kai ji užsikimšo, ji ir toliau vėsta.
Protostarinas, kurio masė mažesnė nei 0,07 saulės masės, visiškai nesugeba uždegti vandenilio. Tiesa, deuteris gali įsiliepsnoti jo gylyje, nes jo branduoliai susilieja su protonais jau esant 600–700 tūkstančių laipsnių temperatūrai, todėl atsiranda helio-3 ir gama kvantai. Tačiau kosmose deuterio nėra daug (20000 vandenilio atomų yra tik vienas deuterio atomas), o jo atsargos trunka tik keletą milijonų metų. Dujų ryšulių branduoliai, kurie nepasiekė 0,012 saulės masės (tai yra 13 Jupiterio masių), neįkaista iki šios ribos ir todėl nėra pajėgūs jokiai termobranduolinei reakcijai. Kaip pabrėžė Kalifornijos universiteto San Diege profesorius Adamas Burgasseris, daugelis astronomų mano, kad būtent čia eina riba tarp rudojo nykštuko ir planetos. Pasak kitos stovyklos atstovų,Lengvesnė dujų krūva taip pat gali būti laikoma rudąja nykštuke, jei ji atsirado dėl pagrindinio kosminių dujų debesies griūties ir nebuvo gimusi iš dulkių disko, supančio naujai įsiplieskusią įprastą žvaigždę. Tačiau bet kokie tokie apibrėžimai yra skonio reikalas.
Kitas patikslinimas yra susijęs su ličiu-7, kuris, kaip ir deuteris, susidarė pirmosiomis minutėmis po Didžiojo sprogimo. Ličio termobranduolinė sintezė patenka šiek tiek mažiau kaitinant nei vandenilis, todėl užsidega, jei protostaro masė viršija 0,055–0,065 saulės energiją. Tačiau ličio erdvėje yra 2 500 kartų mažiau nei deuterio, todėl energetiniu požiūriu jo indėlis yra visiškai nereikšmingas.
Ką jie turi viduje
Kas nutinka protostaro viduje, jei gravitacinis žlugimas nesibaigė termobranduoliniu vandenilio uždegimu, o elektronai susijungė į vieną kvantinę sistemą, vadinamąsias degeneracines Fermi dujas? Elektronų dalis šioje būsenoje palaipsniui didėja ir neperšoka per vieną akimirką nuo nulio iki 100%. Tačiau paprastumo dėlei manysime, kad šis procesas jau baigtas.
Pauli principas teigia, kad du elektronai, patenkantys į tą pačią sistemą, negali būti toje pačioje kvantinėje būsenoje. Fermio dujose elektrono būseną lemia jo impulsas, padėtis ir sukimasis, kuris įgauna tik dvi reikšmes. Tai reiškia, kad toje pačioje vietoje negali būti daugiau kaip elektronų pora, turinti tą patį momentą (ir, žinoma, priešingų sukimų). Kadangi gravitacinio žlugimo metu elektronai yra supakuoti į vis mažėjantį tūrį, jie užima būsenas su didėjančiu momentu ir atitinkamai energijomis. Tai reiškia, kad protostarui susitraukus, elektronų dujų vidinė energija didėja. Ši energija yra nulemta grynai kvantinių efektų ir nėra susijusi su šiluminiu judesiu, todėl pirmajame derinyje ji nepriklauso nuo temperatūros (priešingai nei klasikinių idealių dujų energija,kurių dėsniai nagrinėjami mokyklos fizikos kurse). Be to, esant pakankamai aukštam suspaudimo laipsniui, Fermi dujų energija yra daug kartų didesnė už chaotiško elektronų ir atominių branduolių judėjimo šiluminę energiją.
Padidėjus elektroninių dujų energijai, padidėja ir jų slėgis, kuris taip pat nepriklauso nuo temperatūros ir auga daug stipresnis nei šiluminis slėgis. Kaip tik tai priešinasi protostarinės materijos gravitacijai ir sustabdo jos gravitacinį žlugimą. Jei tai įvyko prieš pasiekiant vandenilio užsiliepsnojimo temperatūrą, rudasis nykštukas iškart po trumpo kosminio deuterio perdegimo atvėsta. Jei proto žvaigždė yra pasienio zonoje ir jos masė yra 0,07–0,075 Saulės, ji milijardus metų degina vandenilį, tačiau tai neturi įtakos jos galutinei daliai. Galų gale degeneruotų elektronų dujų kvantinis slėgis sumažina žvaigždės šerdies temperatūrą tiek, kad vandenilio degimas sustoja. Ir nors jo atsargų užtektų dešimtims milijardų metų, rudasis nykštukas nebegalės jų padegti. Tuo jis skiriasi nuo lengviausio raudonojo nykštuko, kuris branduolinę krosnį išjungia tik tada, kai visas vandenilis virsta heliu.
Visos žinomos žvaigždės, esančios Hertzsprung-Russell diagramoje, nėra tolygiai pasiskirstiusios, tačiau sujungiamos į kelias spektrines klases, atsižvelgiant į šviesumą (Yerkes klasifikacija arba MCC, pavadinus astronomais, kurie ją sukūrė iš Yerkes observatorijos - William Morgan, Philip Keenan ir Edith Kellman). Šiuolaikinė klasifikacija išskiria aštuonias tokias pagrindines grupes Hertzsprung-Russell diagramoje. 0 klasė - tai yra hipergigantai, masyvios ir labai ryškios žvaigždės, 100–200 kartų viršijančios Saulės masę, o skaisčio prasme - milijonais ir dešimtimis milijonų. Ia ir Ib klasės - tai yra supergigantai, dešimtys kartų masyvesni už Saulę ir dešimtis tūkstančių kartų pranašesni už šviesą. II klasė - ryškūs milžinai, kurie yra tarpiniai tarp supergigantų ir III klasės gigantų. V klasė irmdash; tai yra vadinamasis pagrindinė seka (nykštukai), ant kurios guli dauguma žvaigždžių, įskaitant mūsų Saulę. Kai pagrindinės sekos žvaigždei baigsis vandenilis ir jos šerdyje pradeda degti helis, ji taps IV klasės subgigantu. Šiek tiek žemiau pagrindinės sekos yra VI klasė - paunksniai. Ir VII klasei priskiriami kompaktiški baltieji nykštukai, paskutinis žvaigždžių evoliucijos etapas, neviršijantis Chandrasekharo masės ribos. Ir VII klasei priskiriami kompaktiški baltieji nykštukai, paskutinis žvaigždžių evoliucijos etapas, neviršijantis Chandrasekharo masės ribos. Ir VII klasei priskiriami kompaktiški baltieji nykštukai, paskutinis žvaigždžių evoliucijos etapas, neviršijantis Chandrasekhar masės ribos.
Profesorius Burrowsas pažymi dar vieną skirtumą tarp žvaigždės ir rudojo nykštuko. Paprasta žvaigždė ne tik neatvėsta, praranda spinduliuojančią energiją, bet, paradoksalu, bet kaista. Taip atsitinka todėl, kad žvaigždė suspaudžia ir sušildo savo šerdį, ir tai labai padidina termobranduolinio degimo greitį (pavyzdžiui, egzistuojant mūsų Saulei, jos šviesumas padidėjo mažiausiai ketvirtadaliu). Rudasis nykštukas yra kitokia materija, kurios suspaudimą apsaugo elektronų dujų kvantinis slėgis. Dėl spinduliavimo iš paviršiaus jis atvėsta kaip akmuo ar metalo gabalas, nors jis susideda iš karštos plazmos, kaip įprasta žvaigždė.
Ilgos paieškos
Rudųjų nykštukų persekiojimas užsitęsė ilgą laiką. Netgi masiškiausiuose šios šeimos atstovuose, kurie jaunystėje skleidžia purpurinį švytėjimą, paviršiaus temperatūra paprastai neviršija 2000 K, o lengvesniuose ir vyresniuose kartais net nesiekia 1000 K. Šių objektų spinduliuotėje yra ir optinis komponentas, nors labai silpnas. Todėl aukštos raiškos infraraudonųjų spindulių įranga, pasirodžiusi tik devintajame dešimtmetyje, geriausiai tinka joms rasti. Tuo pačiu metu buvo pradėti paleisti infraraudonųjų spindulių kosminiai teleskopai, be kurių beveik neįmanoma aptikti šaltų rudų nykštukų (jų spinduliuotės smailė krinta į 3–5 mikrometrų ilgio bangas, kurias daugiausia vėluoja žemės atmosfera).
Būtent šiais metais pasirodė pranešimai apie galimus kandidatus. Iš pradžių tokie teiginiai neatlaikė patikrinimo, o tikrasis pirmosios iš pseudo žvaigždžių, kurias numatė Šivas Kumaras, atradimas įvyko tik 1995 m. Delnas čia priklauso astronomų grupei, kuriai vadovauja Kalifornijos universiteto Berkeley Gibor Basri profesorius. Mokslininkai tyrė itin silpną objektą PPl 15 Pleiades žvaigždžių spiečiuje, esančiame maždaug už 400 šviesmečių, kurį anksčiau atrado Harvardo astronomo Johno Staufferio komanda. Pirminiais duomenimis, šio dangaus kūno masė buvo 0,06 saulės masės, ir jis gali pasirodyti rudas nykštukas. Tačiau ši sąmata buvo labai apytikslė ir ja nebuvo galima remtis. Profesorius Basri ir jo kolegos sugebėjo išspręsti šią problemą naudodami ličio mėginį,kurį neseniai išrado ispanų astrofizikas Rafaelis Rebolo.
„Mūsų grupė dirbo prie pirmojo Keck observatorijos 10 metrų teleskopo, kuris pradėjo veikti 1993 m., - prisimena profesorius Basri. - Mes nusprendėme naudoti ličio testą, nes tai leido atskirti rudus nykštukus nuo jiems artimų raudonų nykštukų. Raudoni nykštukai labai greitai degina ličio-7, ir beveik visi rudieji nykštukai to nesugeba. Tada buvo manoma, kad Plejadžių amžius yra apie 70 milijonų metų, ir net patys šviesiausi raudoni nykštukai per šį laiką turėjo visiškai atsikratyti ličio. Jei rastume ličio PPl 15 spektre, turėtume visas priežastis teigti, kad turime reikalų su rudąja nykštuke. Užduotis nebuvo lengva. Pirmasis spektrografinis bandymas 1994 m. Lapkričio mėn. Atskleidė ličio kiekį, tačiau antrasis, kontrolinis, 1995 m. Kovo mėn., To nepatvirtino. Natūralu,buvome nusivylę - atradimas išslydo tiesiai iš mūsų rankų. Tačiau pradinė išvada buvo teisinga. PPl 15 pasirodė esanti rudų nykštukų pora, skriejanti aplink bendrą masės centrą vos per šešias dienas. Štai kodėl ličio spektrinės linijos kartais susiliejo, paskui išsiskyrė - todėl per antrąjį bandymą jų nematėme. Pakeliui mes atradome, kad Plejados yra senesnės, nei manyta anksčiau “.
Tais pačiais 1995 metais buvo pranešimų apie dar dviejų rudųjų nykštukų atradimą. Raphaelis Rebolo ir jo kolegos iš Kanarų salų astrofizikos instituto Plejadėse atrado nykštuką Teide 1, kuris taip pat buvo identifikuotas naudojant ličio metodą. Pačioje 1995 metų pabaigoje Kalifornijos technologijos instituto ir Johns Hopkinso universiteto mokslininkai pranešė, kad raudonasis nykštukas Gliese 229, kuris yra tik 19 šviesmečių nuo Saulės sistemos, turi savo palydovą. Šis mėnulis yra 20 kartų sunkesnis už Jupiterį ir jo spektre yra metano linijų. Metano molekulės sunaikinamos, jei temperatūra viršija 1500 K, o šaltiausių įprastų žvaigždžių atmosferos temperatūra visada yra aukštesnė nei 1700 K. Tai leido Gliese 229-B atpažinti kaip rudąjį nykštuką net nenaudojant ličio testo. Dabar tai jau žinomakad jo paviršius pašildomas tik iki 950 K, todėl šis nykštukas yra labai šaltas.
Astronomai nuolat mokosi naujų dalykų apie ruduosius nykštukus. Taigi 2010 m. Lapkričio pabaigoje mokslininkai iš Čilės, Anglijos ir Kanados paskelbė atradimą Mergelės žvaigždyne, esančiame vos už 160 šviesmečių nuo Saulės, žvaigždžių porą iš dviejų skirtingų spalvų kategorijų nykštukų - balta ir ruda. Pastarasis yra vienas iš karščiausių T klasės nykštukų (jo atmosfera įkaitusi iki 1300 K) ir jo masė yra 70 Jupiterių. Abu dangaus kūnai yra gravitaciškai surišti, nepaisant to, kad juos skiria didžiulis atstumas - maždaug 1 šviesmetis. Astronomai stebėjo žvaigždžių rudų nykštukų porą naudodami UKIRT (Jungtinės Karalystės infraraudonųjų spindulių teleskopas) teleskopą su 3,8 metrų veidrodžiu. Šis teleskopas, esantis netoli Mauna Kea viršukalnės Havajuose, 4200 m aukštyje virš jūros lygio - - vienas didžiausių instrumentų pasaulyje,dirbantys infraraudonųjų spindulių diapazone.
L-nykštukai, E-nykštukai - kas toliau?
Šiuo metu rudųjų nykštukų, vadinamų egzoplanetomis, yra dvigubai daugiau - apie 1000, palyginti su 500. Šių kūnų tyrimas privertė mokslininkus išplėsti žvaigždžių ir į žvaigždes panašių objektų klasifikaciją, nes ankstesnė buvo nepakankama.
Astronomai ilgą laiką skirstė žvaigždes į grupes pagal spinduliuotės spektrines charakteristikas, kurias savo ruožtu pirmiausia lemia atmosferos temperatūra. Šiandien daugiausia naudojama sistema, kurios pamatus daugiau nei prieš šimtą metų padėjo Harvardo universiteto observatorijos darbuotojai. Paprasčiausiame variante žvaigždės skirstomos į septynias klases, žymimas lotyniškomis raidėmis O, B, A, F, G, K ir M. O klasei priskiriamos itin masyvios mėlynos žvaigždės, kurių paviršiaus temperatūra viršija 33 000 K, o M klasei raudonųjų nykštukų, raudonųjų milžinų ir net nemažai raudonųjų supergigantų, kurių atmosfera pašildoma iki mažiau nei 3700 K. Kiekviena klasė savo ruožtu yra padalinta į dešimt poklasių - nuo karščiausio nulio iki šalčiausio devinto. Pavyzdžiui, mūsų Saulė priklauso G2 klasei. Harvardo sistema turi ir sudėtingesnių variantų (pavyzdžiui, pastaruoju metu baltieji nykštukai priskiriami specialiai D klasei), tačiau tai yra subtilybės.
Atradus rudus nykštukus atsirado naujų spektrinių tipų L ir T. L klasė apima objektus, kurių paviršiaus temperatūra yra nuo 1300 iki 2000K. Tarp jų yra ne tik rudieji nykštukai, bet ir tamsiausi raudoni nykštukai, kurie anksčiau buvo priskirti M klasei. T klasei priklauso tik vienas rudasis nykštukas, kurio atmosfera kaitinama nuo 700 iki 1300 K. Metano linijų jų spektruose gausu, todėl šie kūnai dažnai vadinami metano nykštukais (būtent tai ir yra „Gliese 229 B“).
"Dešimtojo dešimtmečio pabaigoje mes sukaupėme daug informacijos apie silpniausių žvaigždžių, įskaitant ruduosius nykštukus, spektrus", - sakė "Caltech" astronomas Davey Kirkpatrickas, kuris yra naujų klasių iniciatorių mokslininkų grupė. - Paaiškėjo, kad jie turi daugybę funkcijų, su kuriomis anksčiau nebuvo susidurta. Raudoniesiems M-nykštukams būdingos vanadžio ir titano oksidų spektrinės žymės išnyko, tačiau atsirado šarminių metalų - natrio, kalio, rubidžio ir cezio - linijos. Taigi nusprendėme, kad Harvardo klasifikacija turėtų būti išplėsta. Pirma, buvo pridėta L klasė, būtent aš pasiūliau šį laišką - paprasčiausiai todėl, kad jam dar nebuvo nieko nurodyta. Tačiau „Gliese 229 B“neatitiko L klasės dėl metano. Teko naudoti dar vieną nemokamą raidę - T, taigi atsirado T klasė “.
Greičiausiai tuo viskas nesibaigs. Jau buvo pasiūlyta įvesti y klasę, kuri skirta hipotetiniams ultravioletiniams rudiems nykštukams, įkaitusiems žemiau 600K. Jų spektrai taip pat turėtų pasižymėti būdingais bruožais, tokiais kaip aiškios amoniako absorbcijos linijos (o esant žemesnei nei 400 K temperatūrai, atsiras ir vandens garų). Kadangi visi rudieji nykštukai yra pasmerkti atvėsti, y klasės kūnai turi egzistuoti, nors jie dar nebuvo atrasti. Gali būti, kad jie bus atidaryti po to, kai bus paleistas milžiniškas „james“tinklo infraraudonųjų spindulių teleskopas, kuris į kosmosą pateks 2014 m. Galbūt ši observatorija ras net rudųjų nykštukų planetas, kurių egzistavimas iš esmės yra visiškai priimtinas. Astronomų laukia dar daug įdomių dalykų.
Aleksejus Levinas