Коричневые карлики — кто они?

Дмитрий Вибе, докт физ.-мат наук, зав отделом физики и эволюции звезд Института астрономии РАН «Троицкий вариант» №2(171), 27 января 2015 года

Величайший астроном-наблюдатель Уильям Гершель, создавая первую карту нашей Галактики в 18 веке, предположил, что все звезды одинаковы и что различия в их видимой яркости связаны исключительно с разными расстояниями от Солнца. Эта гипотеза была полностью реализована только в конце 19 — начале 20 вв., когда начались массовые измерения расстояний до звезд. Современные представления о звездах сформировались только в середине 20 века. В частности, в 1920-1930-х годах стало ясно, что звезды в основном состоят из водорода и что наиболее подходящим механизмом выделения энергии в звездах являются термоядерные реакции превращения водорода в гелий.

Термоядерные реакции, как следует из их названия, требуют высокой температуры, а температура в ядре звезды, где расположен «термоядерный реактор», обеспечивается массой: чем больше звезда сжимается под собственным весом, тем больше его салон нагревается.

Скорость термоядерных реакций сильно зависит от температуры, поэтому массивные звезды быстро расходуют свои запасы водорода и живут недолго (миллионы или десятки миллионов лет). Маломассивные звезды (порядка Солнца и ниже) относительно холодны как снаружи, так и внутри, поэтому превращение водорода в гелий в них происходит очень медленно и может продолжаться десятки и сотни миллиардов лет.

Ответы на многие астрономические вопросы зависят от того, как звезды распределены по массам, точнее, по начальным массам, так как в процессе эволюции масса звезды изменяется так или иначе (чаще в сторону снижаться). Согласно современным представлениям, распределение звезд по начальным массам — начальной функции масс (IPM) — описывается убывающим степенным законом для звезд с массой порядка солнечной массы или больше и чем-то логнормальным в области масс. NPM имеет верхний предел (максимальная масса звезд), который, по-видимому, равен 100-200 массам Солнца и связан с тем, что массивные звезды набухают за счет собственного излучения.

С нижним пределом (минимальной массой) дело обстоит сложнее. Во-первых, маломассивные объекты труднее обнаружить и, следовательно, труднее надежно определить. Во-вторых, проходя через область малых масс, рано или поздно мы сталкиваемся с объектами, массы (= температуры) которых слишком малы для инициирования термоядерных реакций. Ничто не мешает формированию и существованию таких объектов; они просто не будут звездами.

Труды Шива С. Кумара, опубликованные в 1962-1963 годах, считаются отправной точкой в ​​изучении таких субзвездных объектов. В них он указал, что сжатие кластера газа заканчивается образованием устойчивой конфигурации без зажигания термоядерных реакций, если масса кластера не превышает 0,07-0,09 массы Солнца. Сам Кумар называл такие «субзвезды» черными карликами, но с 1975 года им дали другое название: коричневые (или коричневые.

Коричневые карлики оставались гипотетическими объектами до середины 1990-х годов, когда развитие технологий наблюдения, наконец, достигло уровня, необходимого для обнаружения таких слабых объектов. Дело в том, что коричневые карлики, не обретшие внутреннего источника энергии, светятся только за счет тепла, накопленного при сжатии.

Низкая температура (от 2500 К до сотен К) в сочетании с небольшими размерами приводит к очень низкой яркости, да и то только тогда, когда карлик находится в относительно молодом возрасте. Неудивительно, что первое подтвержденное открытие коричневого карлика (Тейде 1), опубликованное в сентябре 1995 года, относилось к объекту в молодом звездном скоплении в Плеядах.

Сейчас количество известных коричневых карликов уже перевалило за тысячу, а их общее количество в Галактике как минимум сопоставимо с количеством «нормальных» звезд. Более того, если массы первых обнаруженных коричневых карликов были лишь немного ниже предела Кумара, теперь известны субзвездные объекты с массой меньше Юпитера.

Коричневые карлики и экзопланеты

Практически одновременно с открытием коричневых карликов в 1995 году было сделано еще одно важное открытие: первая экзопланета в «нормальной» звезде. Сейчас количество известных (и подтвержденных) экзопланет приближается к двум тысячам, и их массы тоже сильно различаются. В частности, среди них не редкость планеты, массы которых во много раз превышают массу Юпитера. Другими словами, диапазоны масс планет и коричневых карликов существенно перекрываются.

Возникает естественный вопрос: чем планеты и коричневые карлики отличаются друг от друга? Оба имеют близкие массы (по крайней мере, перекрываются), и оба состоят в основном из водорода, в спектрах атмосфер обоих обнаруживаются признаки значительного количества молекул.

Теперь для разделения субзвездных объектов на планеты и коричневые карлики принят условный порог массы: 13 масс Юпитера. При массе выше этого предела термоядерные реакции еще могут протекать непродолжительное время в объекте на начальной стадии его существования, но с участием не водорода, а дейтерия.

Дело в том, что первым, самым медленным шагом в стандартной протон-протонной цепочке превращения водорода в гелий является образование дейтерия. Если дейтерий уже находится в газе (и остался после Большого взрыва), для его превращения в гелий достаточно более низкой температуры, поэтому дейтерий способен гореть в объекты значительно меньшей массы. Но, увы, дейтерия мало и поэтому эти реакции быстро заканчиваются. Следовательно, чрезвычайно малое значение массы для воспламенения дейтерия составляет ровно 13 масс Юпитера. Но ясно, что это деление ничего не говорит о том, по какому сценарию — «звездному» или «планетарному» — образовался объект.

На первый взгляд проблема со сценарием кажется надуманной. Казалось бы, разница очевидна: планеты вращаются вокруг звезд, в то время как коричневые карлики являются независимыми объектами, по сути, продолжением звездного NPM в субзвездной области. Однако где гарантия, что «планета» с массой, скажем, в 20 масс Юпитера (есть такие) образовалась именно как планета, а не как компонент двойной системы?

С другой стороны, существуют также сценарии эволюции планетных систем, в которых некоторые планеты в результате взаимодействия со своими спутниками выбрасываются из системы и отправляются в свободный полет. То есть нынешняя изоляция «коричневого карлика» с массой порядка массы Юпитера (а такие есть) вовсе не означает, что он тоже родился сам по себе.

Есть еще одна проблема с образованием коричневых карликов: современные модели звездообразования часто предсказывают значительно меньшее количество коричневых карликов, чем наблюдается на самом деле. Сформировать комок очень малой массы в турбулентном молекулярном облаке не так-то просто. Поэтому в литературе время от времени появляются гипотезы о «третьем сценарии» образования коричневых карликов, характерные только для них.

Согласно одному из предложенных вариантов, коричневый карлик начинает свою жизнь как газовый сгусток в молекулярном облаке, но не успевает достичь звездных размеров, поскольку выбрасывается из облака из-за гравитационного взаимодействия с другими сгустками, которые почему-то он рос (набирал массу) быстрее.

Важным признаком того, что коричневые карлики образуются по стандартному звездному сценарию, может быть их способность быть центрами самих планетных систем. В настоящее время фактически обнаружено около десятка коричневых карликовых планет. Самые массовые методы обнаружения экзопланет (лучевые скорости и транзит) с коричневыми карликами не работают; половина из десяти планет была обнаружена с помощью микролинз, а другая половина видна на изображениях в реальном времени.

Как открыли переменные звезды

Всегда считалось, что яркость звезд была чем-то постоянным и непоколебимым. Вспышка или просто появление звезды с древних времен приписывалась чему-то сверхъестественному, и это явно имело какой-то знак сверху. Все это легко увидеть из самого текста Библии.

Однако много веков назад люди знали, что некоторые звезды все еще могут менять свою яркость. Например, бета-версия Персея не зря называется Эль-Гул (теперь она называется Алгол), что в переводе означает не что иное, как «дьявольская звезда». Он назван так из-за своего необычного свойства изменять яркость с периодом чуть менее 3 дней. Эта звезда как переменная была открыта в 1669 году итальянским астрономом Монтанари, а в конце 18 века ее изучал английский астроном-любитель Джон Гудрик, а в 1784 году он открыл вторую переменную того же типа — Лиры.

В 1893 году Генриетта Левитт пришла работать в Гарвардскую обсерваторию. Его задачей было измерить яркость и каталогизировать звезды на фотопластинках, накопленных в этой обсерватории. В результате Генриетта открыла более тысячи переменных звезд за 20 лет. Она особенно хорошо изучила пульсирующие переменные звезды — цефеиды и сделала несколько важных открытий. В частности, он обнаружил зависимость периода цефеиды от ее яркости, что позволяет точно определять расстояние до звезды.

Позже, с быстрым развитием астрономии, были открыты тысячи новых переменных.

Внешние переменные звезды

Затменные звезды — это звезды, которые периодически перекрывают свет друг друга во время наблюдения. У каждой из них могут быть свои планеты, повторяя механизм затмений, который имеет место в системе Земля-Луна. Этот объект — Алгол. Космический аппарат НАСА «Кеплер» смог обнаружить более 2600 траекторий затмения во время миссии.

Вращающиеся переменные — это переменные, которые показывают небольшие колебания света, создаваемые пятнами на поверхности. Чаще всего это двойные системы, образованные в виде эллипсов, которые вызывают изменение яркости при движении.

Пульсары — это вращающиеся нейтронные звезды, излучающие электромагнитное излучение, которое можно заметить, только когда они направлены на нас. Световые диапазоны можно измерить и отследить, потому что они точны. Их часто называют космическими маяками. Если пульсар вращается очень быстро, он теряет огромное количество массы за одну секунду. Их называют миллисекундными пульсарами. Самое быстрое повторение способно сделать 43000 оборотов в минуту. Их скорость обусловлена ​​гравитационной связью с обычными звездами. Во время этого контакта газ переходит от обычного газа к пульсару, ускоряя его вращение.

В центре Млечного Пути видны две пульсирующие звезды (цефеиды), которые играют роль индикаторов космических расстояний

Как они зажигаются

Эти оценки не сильно изменились с течением времени. Сейчас считается, что временное возгорание водорода в протозвезде, рожденной из относительно молодых молекулярных облаков, происходит в диапазоне 0,07-0,075 солнечных масс и длится от 1 до 10 миллиардов лет (для сравнения, красные карлики — самые легкие из реальных звезд, способны сиять десятки миллиардов лет!). Как отметил в интервью PM Адам Берроуз, профессор астрофизики Принстонского университета, термоядерный синтез компенсирует не более половины потерь лучистой энергии от поверхности коричневого карлика, в то время как у истинных звезд главной последовательности степень компенсации составляет 100%. Следовательно, вышедшая из строя звезда остывает даже при работе «водородной печи», а тем более продолжает охлаждаться после ее перекрытия.

Протозвезда с массой менее 0,07 солнечной массы вообще не может зажечь водород. Правда, в недрах дейтерий может вспыхнуть, так как его ядра сливаются с протонами уже при температурах 600-700 тысяч градусов, давая начало гелию-3 и гамма-квантам. Но дейтерия в космосе немного (на 200 000 атомов водорода приходится всего один атом дейтерия), а его запасов хватает всего на несколько миллионов лет. Ядра газовых кластеров, которые не достигли 0,012 массы Солнца (то есть 13 масс Юпитера), даже не нагреваются до этого порога и, следовательно, не подвержены термоядерным реакциям. Как отметил профессор Калифорнийского университета в Сан-Диего Адам Бургассер, многие астрономы считают, что здесь проходит граница между коричневым карликом и планетой. По словам представителей другой области, более легкий газовый сгусток также может считаться коричневым карликом, если он возник в результате коллапса первичного космического газового облака и возник не из газопылевого диска, окружающего нормальную звезду вспыхнул. Однако такие определения — дело вкуса.

Другое уточнение касается лития-7, который, как и дейтерий, образовался в первые минуты после Большого взрыва. Литий попадает в термоядерный синтез с несколько меньшим нагревом, чем водород, а затем воспламеняется, если масса протозвезды превышает 0,055-0,065 солнечных. Однако лития в космосе в 2500 раз меньше, чем дейтерия, и поэтому с энергетической точки зрения его вклад совершенно незначителен.

Внутренние переменные звезды

Цефеиды — невероятно яркие звезды, яркость которых превышает яркость Солнца в 500–300 000 раз. Периодичность 1-100 дней. Это пульсирующий тип, который может резко расширяться и сжиматься за короткое время. Это ценные объекты, так как они используются для измерения расстояний до других небесных тел и образований.

Другие пульсирующие переменные включают RR Lyrae, который имеет гораздо более короткий период и более старый. Есть тела RV — сверхгиганты с заметным колебанием. Если наблюдать звезды с большим периодом, то это объекты типа Мира — холодные красные сверхгиганты. Полурегулярные: красные гиганты или сверхгиганты, периодичность которых составляет 30-1000 дней. Один из самых популярных — Бетельгейзе.

Не забывайте о цефеидной переменной V1, которая была отмечена в истории изучения Вселенной. Именно с его помощью Эдвин Хаббл понял, что туманность, в которой он находился, была галактикой. Это означает, что пространство не ограничено Млечным путем.

Катаклизмические («взрывные») переменные загораются из-за острых или очень мощных вспышек, создаваемых термоядерными процессами. Среди них новые, сверхновые и карликовые новые.

Сверхновые звезды динамичны. Количество излучаемой энергии иногда превышает возможности всей галактики. Она может достигать 20-й величины, становясь в 100 миллионов раз ярче. Чаще всего они образуются во время гибели массивной звезды, хотя позже может остаться ядро ​​(нейтронная звезда) или образоваться планетарная туманность.

Например, V1280 Скорпиона достиг своего пика в 2007 году. За последние 70 лет New Swan был самым ярким. V603 Eagle, взорвавшийся в 1901 году, также затронул всех. В течение 1918 года он не уступал по яркости Сириусу.

Карликовые новые — это двойные белые звезды, несущие массу, поэтому они производят регулярные вспышки. Есть симбиотические переменные: близко расположенные двойные системы, в которых появляются красный гигант и горячая синяя звезда.

Извержения видны на эруптивных переменных, способных взаимодействовать с другими веществами. Здесь много подтипов: ракеты, сверхгиганты, протозвезды, переменные Ориона. Некоторые из них являются двоичными системами.

Долгие поиски

Охота на коричневых карликов затянулась. Даже у самых массивных представителей этого семейства, которые в молодости излучают пурпурное свечение, температура поверхности обычно не превышает 2000 К, а у более легких и старых она иногда даже не достигает 1000 К. Излучение этих объектов также содержат оптический компонент, хотя и очень слабый. Поэтому инфракрасная аппаратура высокого разрешения, появившаяся только в 1980-х годах, как нельзя лучше подходит для их поиска. В то же время начали запускать инфракрасные космические телескопы, без которых практически невозможно обнаружить холодных коричневых карликов (пик их излучения приходится на волны длиной 3-5 мкм, которые в основном задерживаются атмосферой Земли).

Именно в эти годы появились сообщения о возможных кандидатах. Сначала такие утверждения не выдерживали проверки, и истинное открытие первой из псевдозвезд, предсказанных Шивом Кумаром, произошло только в 1995 году. Пальма первенства здесь принадлежит группе астрономов под руководством профессора Гибора из Калифорнийского университета в Беркли. Басри. Исследователи изучили чрезвычайно слабый объект Ppl 15 в звездном скоплении Плеяды, находящийся на расстоянии около 400 световых лет от нас, который ранее был обнаружен группой астронома из Гарварда Джона Штауффера. По предварительным данным, масса этой звезды составляла 0,06 массы Солнца и вполне могла оказаться коричневым карликом. Однако эта оценка была очень приблизительной, и ей нельзя было доверять. Профессор Басри и его коллеги смогли решить эту проблему, используя образец лития, который недавно был изобретен испанским астрофизиком Рафаэлем Реболо.

«Наша группа работала над первым 10-метровым телескопом обсерватории Кека, который был запущен в 1993 году», — вспоминает профессор Басри. — Мы решили использовать литиевый тест, так как он позволил отличить коричневые карлики от близких по массе красных карликов. Красные карлики очень быстро сжигают литий-7, а большинство коричневых карликов не могут этого сделать. Считалось, что возраст Плеяд составлял около 70 миллионов лет, и даже самые легкие красные карлики в этот период должны были полностью избавиться от лития. Если бы мы обнаружили литий в спектре Ppl 15, у нас были бы все основания утверждать, что мы имеем дело с коричневым карликом. Задача оказалась непростой. Первый спектрографический тест в ноябре 1994 года действительно выявил литий, но второй, контрольный тест, проведенный в марте 1995 года, не подтвердил этого. Конечно, мы были разочарованы: открытие вышло из-под контроля. Однако первоначальный вывод был правильным. Ppl 15 оказался парой коричневых карликов, вращающихся вокруг общего центра масс всего за шесть дней. Поэтому спектральные линии лития иногда сливаются, а затем расходятся, поэтому мы не увидели их во время второго теста. Попутно мы обнаружили, что Плеяды старше, чем считалось ранее».

В том же 1995 году появились сообщения об открытии двух других коричневых карликов. Рафаэль Реболо и его коллеги из Института астрофизики Канарских островов обнаружили в Плеядах карлик Тейде 1, также идентифицированный литиевым методом. И только в конце 1995 года исследователи из Калифорнийского технологического института и Университета Джона Хопкинса сообщили, что у красного карлика Gliese 229, который находится всего в 19 световых годах от Солнечной системы, есть спутник. Эта луна в 20 раз тяжелее Юпитера и имеет в своем спектре линии метана. Молекулы метана разрушаются, если температура превышает 1500K, в то время как температура атмосферы самых холодных нормальных звезд всегда выше 1700K. Это позволило распознать Gliese 229-B коричневым карликом даже без использования литиевого теста. Сейчас уже известно, что его поверхность нагревается всего до 950 К, поэтому этот карлик очень холодный.

Астрономы постоянно узнают что-то новое о коричневых карликах. Так, в конце ноября 2010 года ученые из Чили, Англии и Канады объявили об открытии в созвездии Девы, всего в 160 световых годах от Солнца, звездной пары из двух карликов разных цветовых категорий: белого и коричневого. Последний является одним из самых горячих карликов класса Т (его атмосфера нагрета до 1300 К) и имеет массу 70 Юпитера. Оба небесных тела связаны гравитацией, несмотря на то, что их разделяет огромное расстояние — около 1 светового года. Астрономы наблюдали звездную пару коричневых карликов с помощью телескопа Инфракрасного телескопа Соединенного Королевства (UKIRT) с 3,8-метровым зеркалом. Этот телескоп, расположенный недалеко от вершины Мауна-Кеа на Гавайях на высоте 4200 метров над уровнем моря, является одним из крупнейших инфракрасных инструментов в мире.

Характеристика и состав

Есть причины изменчивости. Это касается изменения яркости или массы, а также некоторых препятствий, не позволяющих свету достигать Земли. Поэтому различают типы переменных звезд. Пульсирующие переменные звезды набухают и сжимаются. Те, у кого есть двойное затмение, теряют яркость, когда одно из них перекрывает другое. Некоторые переменные представляют собой две близко расположенные звезды, обменивающиеся массой.

Есть два основных типа переменных звезд. Есть внутренние переменные: их яркость меняется из-за ряби, изменения размера или извержений. И есть внешние: причина кроется в затмении, вызванном взаимным вращением.

Классификация переменных звёзд

Все переменные звезды меняют свою яркость по разным причинам, поэтому была разработана классификация, основанная на этой особенности. Сначала это было достаточно просто, но по мере накопления данных становилось все сложнее.

Сейчас в классификации переменных звезд выделено несколько больших групп, каждая из которых содержит подгруппы, в которые входят звезды с одинаковыми причинами переменности. Таких подгрупп много, поэтому кратко рассмотрим основные группы.

Затменно-переменные звёзды

Затменная переменная или просто затменные переменные звезды изменяют свою яркость по очень простой причине. На самом деле они представляют собой не звезду, а довольно близкую двойную систему. Плоскость их орбит расположена таким образом, что наблюдатель видит, как одна звезда накрывает другую — происходит как бы затмение.

Если бы мы были немного в стороне, мы бы не увидели ничего подобного. Также возможно, что таких звезд много, но мы не видим их как переменные, потому что плоскость их орбит не совпадает с плоскостью нашего взгляда.

Известно также множество типов затменных переменных звезд. Один из самых известных примеров — Алгол или Персей. Эта звезда была открыта итальянским математиком Монтанари в 1669 году, а ее свойства изучены английским астрономом Джоном Гудриком в конце 18 века. Звезды, образующие эту двойную систему, нельзя увидеть по отдельности: они настолько близко друг к другу, что их орбитальный период составляет всего 2 дня и 20 часов.

Если вы посмотрите на график изменения яркости Алгола, вы увидите небольшое падение посередине — вторичный минимум. Дело в том, что одна из составляющих ярче (и меньше), а вторая — послабее (и больше по размеру). Когда слабый компонент покрывает яркий, мы видим большое падение блеска, а когда яркий компонент покрывает слабый, падение блеска не очень выражено.

В 1784 году Гудрайк открыл еще одну затменную переменную — β Лиры. Его период составляет 12 дней 21 час 56 минут. В отличие от Алгола, график яркости для этой переменной более плавный. Дело в том, что здесь двойная система очень тесная, звезды настолько близки друг к другу, что имеют вытянутую, эллиптическую форму. Таким образом, мы видим не только компонентные затмения, но и изменения яркости, когда эллиптические звезды поворачиваются широкой или узкой стороной. Благодаря этому изменение блеска здесь более плавное.

Другой типичной переменной затмения является W Большой Медведицы, обнаруженной в 1903 году. Здесь на графике показан вторичный минимум почти такой же глубины, что и у основного, а сам график гладкий, как у Лиры. Дело в том, что компоненты здесь почти одного размера, они тоже растянуты и расположены так близко друг к другу, что их поверхности практически соприкасаются.

Есть и другие типы затменных переменных звезд, но они встречаются реже. В него также входят звезды эллипсоидальной формы, которые при вращении поворачиваются к нам широкой или узкой стороной, из-за чего меняется их яркость.

Пульсирующие переменные звёзды

Пульсирующие переменные звезды — большой класс таких объектов. Изменение яркости происходит из-за изменения объема звезды: она расширяется и снова сжимается. Это происходит из-за нестабильности баланса между основными силами — гравитацией и внутренним давлением.

При таких пульсациях фотосфера звезды увеличивается, а излучающая поверхность увеличивается. Температура поверхности и цвет звезды меняются одновременно. Соответственно меняется и блеск. У некоторых типов пульсирующих переменных яркость периодически меняется, а у некоторых нет стабильности — они называются некорректными.

Первой пульсирующей звездой была Мира Кита, открытая в 1596 году. Когда ее яркость достигает максимума, ее можно ясно увидеть невооруженным глазом. Как минимум, нужен хороший бинокль или телескоп. Период яркости Миры составляет 331,6 дня, и такие звезды называются Мириди или звезды типа ο Кита — известно несколько тысяч.

Другой хорошо известный тип пульсирующей переменной — это цефеида, названная в честь этого типа звезд — Цефеи. Это гиганты с периодами от 1,5 до 50 дней, иногда и больше. Полярная звезда также относится к цефеидам с периодом почти 4 дня и колебаниями яркости от 2,50 до 2,64 звезды. Цефеиды также делятся на подклассы, и их наблюдения сыграли значительную роль в развитии астрономии в целом.

Пульсирующие переменные RR Лиры характеризуются быстрым изменением яркости: их периоды менее суток, а колебания в среднем достигают звездной величины, что позволяет легко наблюдать их визуальным методом. Этот тип переменных также делится на 3 группы, в зависимости от асимметрии их светового графика.

Более короткие периоды в карликовых цефеидах также представляют собой другой тип пульсирующей переменной. Например, CY Водолея имеет период 88 минут, а SX Феникса — 79 минут. Их график яркости аналогичен графику обычных цефеид. Они представляют большой интерес для наблюдения.

Есть много других типов пульсирующих переменных звезд, хотя они не так распространены или очень удобны для наблюдений любителями. Например, звезды типа RV Taurus имеют периоды от 30 до 150 дней и есть некоторые отклонения в диаграмме светимости, поэтому звезды этого типа классифицируются как полурегулярные.

Неправильные переменные звёзды

Неправильные переменные также пульсируют, но это широкий класс, включающий множество объектов. Изменения их блеска очень сложны и зачастую невозможно предсказать заранее.

Однако у некоторых давних звезд неправильной формы можно выделить периодичность. Наблюдая, например, в течение нескольких лет, можно увидеть, что нерегулярные колебания складываются в некую среднюю кривую, которая повторяется. К таким звездам, например, относятся Бетельгейзе — α Орион, поверхность которой покрыта светлыми и темными пятнами, что объясняет колебания яркости.

Неправильные переменные плохо изучены и представляют большой интерес. В этой области еще предстоит сделать много открытий.

Рождение недозвезд

Звезды возникают в результате гравитационного коллапса облаков космического газа, которые в основном состоят из молекулярного водорода. Он также содержит гелий (один на каждые 12 атомов водорода) и следы более тяжелых элементов. Коллапс заканчивается рождением протозвезды, которая становится полноценным светилом, когда ее ядро ​​нагревается до такой степени, что начинается устойчивое термоядерное горение водорода (гелий в этом не участвует, так как требуется десять температур. Еще раз включить это). Минимальная температура, необходимая для воспламенения водорода, составляет около 3 миллионов градусов.

Кумара интересовали более легкие протозвезды с массой не более одной десятой массы нашего Солнца. Он понял, что для того, чтобы вызвать термоядерное горение водорода, они должны утолщаться с более высокой плотностью, чем предшественники звезд солнечного типа. Центр протозвезды заполнен плазмой электронов, протонов (ядер водорода), альфа-частиц (ядер гелия) и ядер более тяжелых элементов. Бывает, что еще до достижения температуры воспламенения водорода электроны рождают особый газ, свойства которого определяются законами квантовой механики. Этот газ успешно противостоит сжатию протозвезды и тем самым предотвращает нагрев ее центральной зоны. Поэтому водород вообще не воспламеняется или гаснет задолго до полного истощения. В этих случаях вместо отказавшей звезды образуется коричневый карлик.
Возможность вырожденного ферми-газа противостоять гравитационному сжатию отнюдь не безгранична, и это легко продемонстрировать, с одной стороны. По мере того, как электроны заполняют все более и более высокие уровни энергии, их скорость увеличивается и в конечном итоге приближается к свету. В этой ситуации сила тяжести берет верх, и гравитационный коллапс возобновляется. Математическое доказательство сложнее, но вывод тот же. Таким образом, оказывается, что квантовое давление электронного газа останавливает гравитационный коллапс только в том случае, если масса схлопывающейся системы остается ниже определенного предела, соответствующего 1,41 массы Солнца. Он назван пределом чандрасекара по имени выдающегося индийского астрофизика и космолога, который рассчитал его в 1930 году. Предел чандрасекара устанавливает максимальную массу белых карликов, которую, вероятно, знают наши читатели. Однако предшественники коричневых карликов в десятки раз легче, и нет необходимости беспокоиться о пределе чандрасекара.

Кумар подсчитал, что минимальная масса восходящей звезды составляет 0,07 массы Солнца, когда мы имеем дело с относительно молодыми светилами населения I, которые дают начало облакам с более высоким содержанием элементов тяжелее гелия. Для звезд населения II, возникших более 10 миллиардов лет назад, в то время, когда гелий и самые тяжелые элементы в космосе были намного меньше, он равен 0,09 солнечной массы. Кумар также обнаружил, что формирование типичного коричневого карлика занимает около миллиарда лет, а его радиус не превышает 10% от радиуса Солнца. Наша Галактика, как и другие звездные скопления, должна содержать большое количество таких тел. Но они сложны обнаружить из-за их слабой яркости.

Что у них внутри

Что происходит внутри протозвезды, если гравитационный коллапс не заканчивается термоядерным воспламенением водорода, а электроны объединяются в единую квантовую систему, так называемый вырожденный ферми-газ? Доля электронов в этом состоянии постепенно увеличивается и не перескакивает с нуля до 100% в одно мгновение. Однако для простоты будем считать, что этот процесс уже завершен.

Принцип Паули гласит, что два электрона, входящие в одну систему, не могут находиться в одном квантовом состоянии. В ферми-газе состояние электрона определяется его импульсом, положением и спином, которые принимают только два значения. Это означает, что в одном и том же месте не может быть более одной пары электронов с одинаковыми моментами (и, конечно, противоположными спинами). А поскольку в процессе гравитационного коллапса электроны упаковываются во все уменьшающийся объем, они занимают состояния с возрастающими моментами и, следовательно, энергиями. Это означает, что когда протозвезда сжимается, внутренняя энергия электронного газа возрастает. Эта энергия определяется чисто квантовыми эффектами и не связана с тепловым движением, поэтому в первом приближении не зависит от температуры (в отличие от энергии классического идеального газа, законы которого изучаются в школе физиков). Кроме того, при достаточно высокой степени сжатия энергия ферми-газа во много раз превышает тепловую энергию хаотического движения электронов и ядер атомов.

Увеличение энергии электронного газа также увеличивает его давление, которое также не зависит от температуры и становится намного сильнее теплового давления. Это то, что противодействует гравитации протозвездной материи и останавливает ее гравитационный коллапс. Если это произойдет до того, как будет достигнута температура воспламенения водорода, коричневый карлик остынет сразу после кратковременного истощения дейтерия в космических масштабах. Если протозвезда находится в пограничной зоне и имеет массу 0,07-0,075 солнечной, она сжигает водород миллиарды лет, но это не влияет на ее окончание. В конце концов, квантовое давление вырожденного электронного газа снижает температуру ядра звезды настолько, что горение водорода прекращается. И хотя его запасов хватит на десятки миллиардов лет, коричневый карлик уже не сможет их зажечь. Это то, что отличает его от более светлого красного карлика, который выключает ядерную печь только тогда, когда весь водород превращается в гелий.

Все звезды, известные на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, не распределены равномерно, а объединены в разные спектральные классы с учетом яркости (классификация Йеркса, или MCC, по именам астрономов, которые разработали ее из обсерватории Йеркса — Уильяма Моргана, Филип Кинан и Эдит Келлман). Современная классификация выделяет восемь из этих основных групп на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. Класс 0 — это гипергигантские, массивные и очень яркие звезды, превосходящие Солнце по массе в 100-200 раз, а по яркости — в миллионы и десятки миллионов. Классы Ia и Ib — сверхгиганты в десять раз массивнее Солнца и в десятки тысяч раз ярче. II класс — яркие гиганты, промежуточные между сверхгигантами и гигантами III класса. Класс V — это так называемая главная последовательность (карлики), на которой находится большинство звезд, включая наше Солнце. Когда звезда главной последовательности исчерпывает водород и начинает сжигать гелий в своем ядре, она становится субгигантом класса. Чуть ниже основной последовательности находится класс VI — субкарлики. А класс VII включает компактные белые карлики, заключительный этап эволюции звезд, не превышающих предел массы Чандрасекара.

Профессор Берроуз отмечает еще одно различие между звездой и коричневым карликом. Обычная звезда не только не остывает, теряя лучистую энергию, но, как это ни парадоксально, нагревается. Это происходит потому, что звезда сжимает и нагревает свое ядро, а это сильно увеличивает скорость термоядерного горения (например, за время существования нашего Солнца его яркость увеличилась как минимум на четверть). Другое дело — коричневый карлик, сжатию которого препятствует квантовое давление электронного газа. Из-за излучения поверхности он остывает, как камень или кусок металла, хотя состоит из горячей плазмы, как обычная звезда.

Почему светят звезды

Звезда рождается из скопления газов, сжатых собственной гравитацией. Во время этого процесса:

• выделяется тепло;
• температура постепенно повышается;
• формируется ядро ​​звезды.

Наряду с колоссальным объемом тепловой энергии возникает световое излучение. Часть этого света достигает Земли, и это явление мы наблюдаем, когда видим звезды ночью.

Только звезды обладают этим свойством. Когда мы видим спутник нашей планеты, Луну или планету Венера, они отражают только свет других звезд. И только последние являются самостоятельными объектами светового излучения, связанными с выделением энергии.

Почему звезды не видно днем

Последний месяц лета считается идеальным временем для наблюдения за звездным небом. Темными вечерами чистый августовский воздух позволяет насладиться невероятным зрелищем. Также в это время часто падают звезды.

У каждой звезды свой жизненный цикл. Его свет меняется на разных этапах. Чем ближе конец существования, тем холоднее становится звезда. Его можно узнать по пульсирующему мерцающему свету.

Даже днем ​​звезды сияют, как ночью. Но их далекий свет затмевается светом солнца, светом ближайшей к нам звезды. Ночью этот «занавес» как бы приоткрывается, и тогда мы наблюдаем невероятные космические красоты: планеты, созвездия, туманности и другие элементы Вселенной.

интересно, что у каждой звезды свой цвет. Есть известные звезды синего, белого, оранжевого и даже сверкающих разных оттенков. Это связано с разной температурой газов, входящих в их состав. Следовательно, самые горячие звезды синие, за ними следуют белые. Немного менее горячие желтые, более холодные — оранжевый и красный.