Темні світила

Коричневі карлики, як і багато інших екзотичних космічних об’єктів, були відкриті на кінчику пера.

Астрономи не ставлять експериментів — вони отримують інформацію за допомогою спостережень. Як сказав один з представників цієї професії, не існує настільки довгих приладів, щоб ними можна було дотягнутися до зірок. Однак у розпорядженні астрономів є фізичні закони, які дозволяють не тільки пояснювати властивості вже відомих об’єктів, але і передбачати існування ще не спостерігалися.

Коричневі карлики — космічні тіла з масою 1-8% сонячної. Вони занадто масивні для планет, гравітаційне стиснення робить можливим термоядерні реакції за участю «легкогорючих» елементів. Але для «запалювання» водню їх маса недостатня, і тому, на відміну від повноцінних зірок, світять коричневі карлики недовго. Зображення: «Популярна механіка»

Про нейтронні зірки, чорні діри, темну матерію та інші космічні екзоти, вирахувані теоретиками, чули багато. Однак у Всесвіті чимало інших дивин, відкритих у той самий спосіб. До їх числа належать тіла, що займають проміжне положення між зірками і газовими планетами. У 1962 році їх передбачив Шив Кумар, 23-річний американський астроном індійського походження, який щойно захистив докторську дисертацію в Мічиганському університеті. Кумар назвав ці об’єкти чорними карликами. Пізніше в літературі фігурували такі імена, як чорні зірки, об’єкти Кумара, інфрачервоні зірки, проте зрештою перемогло словосполучення «коричневі карлики» (brown dwarfs), запропоноване 1974 року аспіранткою Каліфорнійського університету Джилл Тартер.

Кумар йшов до свого відкриття чотири роки. У ті часи основи динаміки народження зірок вже були відомі, але в деталях залишалися неабиякі прогалини. Однак Кумар в цілому настільки вірно описав властивості своїх «чорних карликів», що згодом з його висновками погодилися навіть суперкомп’ютери. Все-таки людський мозок як був, так і залишається кращим науковим інструментом.

Зірки виникають в результаті гравітаційного колапсу космічних газових хмар, які в основному складаються з молекулярного водню. Крім того, там є гелій (один атом на 12 атомів водню) і слідові кількості більш важких елементів. Колапс завершується народженням протозірки, яка стає повноправним світилом, коли її ядро розігрівається до такої міри, що там починається стійке термоядерне горіння водню (гелій у цьому не бере участі, оскільки для його підпалу потрібні температури в десятки разів вище). Мінімальна температура, необхідна для займання водню, становить близько 3 млн градусів.

Кумара цікавили найлегші протозірки з масою не вище однієї десятої маси нашого Сонця. Він зрозумів, що для запуску термоядерного горіння водню вони повинні згуститися до більшої щільності, ніж попередники зірок сонячного типу. Центр протозірки заповнюється плазмою з електронів, протонів (ядер водню), альфа-частинок (ядер гелію) і ядер більш важких елементів. Трапляється, що ще до досягнення температури підпалу водню електрони дають початок особливому газу, властивості якого визначаються законами квантової механіки. Цей газ успішно чинить опір стисненню протозірки і тим перешкоджає розігріву її центральної зони. Тому водень або взагалі не запалюється, або гасне задовго до повного вигорання. У таких випадках замість зірки, що не відбулася, формується коричневий карлик.

Кумар вирахував, що мінімальна маса зірки дорівнює 0,07 маси Сонця, якщо мова йде про порівняно молодих світилах популяції I, яким дають початок хмари з підвищеним вмістом елементів важче гелію. Для зірок популяції II, що виникли понад 10 млрд. років тому, у часи, коли гелію і важчих елементів у космічному просторі було набагато менше, вона дорівнює 0,09 сонячної маси. Кумар знайшов також, що формування типового коричневого карлика займає близько мільярда років, а його радіус не перевищує 10% радіусу Сонця. Наша Галактика, як і інші зоряні скупчення, повинна містити багато таких тіл, але їх важко виявити через слабку світність.

Хто є хто серед зірок

Зірки, як і люди, хоча і схожі один на одного, але насправді мають різне «соціальне положення» — спектральний клас, світність, температуру поверхні. У 1910 році данський астроном Ейнар Герцшпрунг і американець Генрі Рассел запропонували використовувати для класифікації зірок діаграму в координатах «світність» (абсолютна зоряна величина) — «спектральний клас» (температура поверхні, колір). Всі відомі зірки на діаграмі Герцшпрунга-Рассела об’єднуються в кілька спектральних класів з урахуванням світності (Єркська класифікація, або МКК, які за прізвищами розробили її астрономів — Вільяма Моргана, Філіпа Кінана і Едіт Келлман). Сучасна класифікація виділяє на діаграмі Герцшпрунга-Рассела вісім основних груп. Клас 0 — це гіпергіганти, масивні і дуже яскраві зірки, що перевищують Сонце за масою в 100-200 разів, а за світністю — в мільйони і десятки мільйонів. Клас Ia і Ib — це надгіганти, в десятки разів масивніше Сонця і в десятки тисяч разів перевершують його по світлимості. Клас II- яскраві гіганти, що займають проміжне положення між надгігантами і гігантами, які відносяться до класу III. Клас V — це «головна послідовність» (карлики), на якій лежить більшість зірок, в тому числі і наше Сонце. Коли зірка «головної послідовності» вичерпає свій запас водню і в її ядрі почнеться горіння гелію, вона стане субгігантом, перейшовши в клас IV. Трохи нижче «головної послідовності» лежить клас VI — субкарлики. А до класу VII належать компактні білі карлики, кінцева стадія еволюції зірок, що не перевищують за масою межу Чандрасекара.

З часом ці оцінки не особливо змінилися. Зараз вважають, що тимчасове загоряння водню біля протозірки, що народилася з відносно молодих молекулярних хмар, відбувається в діапазоні 0,07-0,075 сонячної маси і триває від 1 до 10 млрд років (для порівняння, червоні карлики, найлегші зі справжніх зірок, здатні світити десятки мільярдів років!). Як зазначив у бесіді з «ПМ» професор астрофізики Прінстонського університету Адам Барроуз, термоядерний синтез компенсує не більше половини втрати променистої енергії з поверхні коричневого карлика, в той час як у справжніх зірок головної послідовності ступінь компенсації становить 100%. Тому зірка, що не відбулася, охолоджується навіть при працюючій «водневій топці» і тим більше продовжує остигати після її заглушки.

Протозірка з масою менше 0,07 сонячної підпалити водень взагалі не здатна. Правда, в її надрах може спалахнути дейтерій, оскільки його ядра зливаються з протонами вже при температурах в 600-700 тисяч градусів, породжуючи гелій-3 і гамма-кванти. Але дейтерія в космосі небагато (на 200 000 атомів водню припадає всього один атом дейтерію), і його запасів вистачає всього на кілька мільйонів років. Ядра газових згустків, які не досягли 0,012 маси Сонця (що становить 13 мас Юпітера) не розігріваються навіть до цього порогу і тому не здатні ні до жодних термоядерних реакцій. Як підкреслив професор Каліфорнійського університету в Сан-Дієго Адам Бургассер, багато астрономів вважають, що саме тут і проходить кордон між коричневим карликом і планетою. На думку представників іншого табору, коричневим карликом можна вважати і газовий згусток легше, якщо він виник в результаті колапсу первинної хмари космічного газу, а не народився з газо-пилового диска, що оточує тільки що спалахнула нормальну зірку. Втім, будь-які подібні визначення — справа смаку.

Ще одне уточнення пов’язане з літієм-7, який, як і дейтерій, утворився в перші хвилини після Великого вибуху. Літій вступає в термоядерний синтез при дещо меншому нагріванні, ніж водень, і тому загоряється, якщо маса протозірки перевищує 0,055-0,065 сонячної. Однак літія в космосі в 2500 разів менша, ніж дейтерія, і тому з енергетичної точки зору його внесок абсолютно нікчемний.

Що ж відбувається в надрах протозірки, якщо гравітаційний колапс не завершився термоядерним підпалом водню, а електрони об’єдналися в єдину квантову систему, так званий вироджений фермі-газ? Частка електронів у цьому стані збільшується поступово, а не підскакує за єдину мить від нуля до 100%. Однак для простоти будемо вважати, що цей процес вже завершено.

Принцип Паулі стверджує, що два електрони, що входять в одну і ту ж систему, не можуть перебувати в однаковому квантовому стані. У фермі-газі стан електрона визначається його імпульсом, положенням і спином, який приймає всього два значення. Це означає, що в одному і тому ж місці може знаходитися не більше пари електронів з однаковими імпульсами (і, природно, протилежними спинами). А оскільки в ході гравітаційного колапсу електрони пакуються у все зменшується обсяг, вони займають статки з зростаючими імпульсами і, відповідно, енергіями. Значить, у міру стиснення протозірки зростає внутрішня енергія електронного газу. Ця енергія визначається суто квантовими ефектами і не пов’язана з тепловим рухом, тому в першому наближенні не залежить від температури (на відміну від енергії класичного ідеального газу, закони якого вивчають у шкільному курсі фізики). Більш того, при досить високому ступені стиснення енергія фермі-газу багаторазово перевершує теплову енергію хаотичного руху електронів і атомних ядер.

Межа ЧандрасекараМожливість

виродженого фермі-газу до опору гравітаційному стисненню аж ніяк не безмежна, і це легко показати на пальцях. У міру того як електрони заповнюють все більш високі рівні енергії, їх швидкості зростають і, врешті-решт, наближаються до світлової. У цій ситуації сила тяжіння бере гору і гравітаційний колапс відновлюється. Математичний доказ складніший, але висновок аналогічний. Так і виходить, що квантовий тиск електронного газу зупиняє гравітаційний колапс, лише якщо маса колапсуючої системи залишається нижче певної межі, що відповідає 1,41 маси сонця. Вона називається межею чандрасекара — на честь видатного індійського астрофізика і космолога, який вирахував її в 1930 році. Межа чандрасекара задає максимальну масу білих карликів, про що нашим читачам напевно відомо. Однак попередники коричневих карликів в десятки разів легше і про межі чандрасекара можуть не турбуватися. Зображення: «Популярна механіка»

Збільшення енергії електронного газу підвищує і його тиск, який також не залежить від температури і зростає куди сильніше тиску теплового. Саме воно протистоїть тяжінню речовини протозірки і припиняє її гравітаційний колапс. Якщо це сталося до досягнення температури підпалу водню, коричневий карлик остигає відразу ж після нетривалого за космічними масштабами вигорання дейтерію. Якщо протозірка перебуває в прикордонній зоні і має масу 0,07-0,075 сонячної, вона ще мільярди років спалює водень, але на її фінал це не впливає. Зрештою, квантовий тиск виродженого електронного газу настільки знижує температуру зоряного ядра, що горіння водню зупиняється. І хоча його запасів вистачило б на десятки мільярдів років, підпалити їх коричневий карлик вже більше не зможе. Цим він і відрізняється від найлегшого червоного карлика, що вимикає ядерну топку, лише коли весь водень перетворився на гелій.

Професор Барроуз відзначає ще одну різницю зірки і коричневого карлика. Звичайна зірка не тільки не остигає, втрачаючи лучисту енергію, але, як це не парадоксально, нагрівається. Це відбувається тому, що зірка стискає і розігріває своє ядро, а це сильно збільшує темпи термоядерного горіння (так, за час існування нашого Сонця його світність зросла принаймні на чверть). Інша справа коричневий карлик, стисненню якого перешкоджає квантовий тиск електронного газу. Внаслідок випромінювання з поверхні він остигає, подібно каменю або шматку металу, хоча і складається з гарячої плазми, як нормальна зірка.

Гонитва за коричневими карликами затягнулася надовго. Навіть у найбільш масивних представників цього сімейства, які в юності випускають пурпурове світіння, температура поверхні зазвичай не перевищує 2000 К, а у тих, що легше і постарше, часом не досягає навіть 1000 К. У випромінюванні цих об’єктів присутня і оптична компонента, хоч і дуже слабенька. Тому для їх пошуку найкраще підходить інфрачервона апаратура високої роздільної здатності, яка з’явилася тільки в 1980-х роках. Тоді ж почали запускати інфрачервоні космічні телескопи, без яких майже неможливо виявити холодні коричневі карлики (пік їх випромінювання припадає на хвилі довжиною 3-5 мікрометрів, які в основному затримуються земною атмосферою).

Саме в ці роки з’явилися повідомлення про можливих кандидатів. Спочатку такі заяви не витримували перевірки, і реальне відкриття першої з передбачених Шивом Кумаром псевдозвезд відбулося лише в 1995 році. Пальма першості тут належить групі астрономів, очолюваній професором Каліфорнійського університету в Берклі Гібором Басрі. Дослідники вивчали надзвичайно тьмяний об’єкт PPI 15 у віддаленому приблизно на 400 світлових років зірковому скупченні Плеяди, який раніше виявила група гарвардського астронома Джона Стауффера. За попередніми даними, маса цього небесного тіла становила 0,06 маси Сонця, і він цілком міг виявитися коричневим карликом. Однак ця оцінка була досить приблизною, і на неї не можна було покладатися. Професор Басрі і його колеги змогли вирішити це завдання за допомогою літієвої проби, яку незадовго до того придумав іспанський астрофізик Рафаель Реболо.

«Наша група працювала на першому 10-метровому телескопі гавайської обсерваторії імені Кека, який набув чинності 1993 року, — згадує професор Басрі. — Ми вирішили скористатися літієвою пробою, оскільки вона давала можливість розрізнити коричневі карлики і близькі до них по масі червоні карлики. Червоні карлики дуже швидко спалюють літій-7, а майже всі коричневі карлики до цього не здатні. Тоді вважали, що вік Плеяд становить близько 70 млн років, і навіть найлегші червоні карлики за цей час повинні були повністю позбутися літію. Якби ми знайшли літій у спектрі PPI 15, то мали б всі підстави стверджувати, що маємо справу з коричневим карликом. Завдання виявилося непростим. Перший спектрографічний тест у листопаді 1994 року дійсно виявив літій, а ось другий, контрольний, у березні 1995-го, цього не підтвердив. Природно, ми перебували в розчаруванні — відкриття вислизало прямо з рук. Але початковий висновок був правильним. PPI 15 виявився парою коричневих карликів, що звертаються навколо загального центру мас всього за шість діб. Тому спектральні лінії літію то зливалися, то розходилися — ось ми і не побачили їх в ході другого тесту. Попутно ми виявили, що Плеяди старші, ніж вважалося раніше «.

Зоряна пара

Астрономи постійно дізнаються про коричневі карлики щось нове. Так, наприкінці листопада 2010 року вчені з Чилі, Англії та Канади повідомили про відкриття в сузір’ї Діви всього в 160 світлових роках від сонця зіркової пари з двох карликів різних колірних категорій — білого і коричневого. Останній належить до числа найгарячіших карликів т-класу (його атмосфера нагріта до 1300 K) і за масою дорівнює 70 юпітерам. Обидва небесних тіла гравітаційно пов’язані, незважаючи на те що їх розділяє величезна дистанція — приблизно один світловий рік.

Цього ж 1995 року з’явилися повідомлення про відкриття ще двох коричневих карликів. Рафаель Реболо і його колеги по Астрофізичному інституту Канарських островів виявили в Плеядах карлик Teide 1, який був також ідентифікований за допомогою літієвого методу. А в самому кінці 1995 року дослідники з Каліфорнійського Технологічного інституту та університету Джонса Хопкінса повідомили, що червоний карлик Gliese 229, який знаходиться всього в 19 світлових роках від Сонячної системи, володіє компаньйоном. Цей супутник у 20 разів важчий за Юпітера, і в його спектрі є лінії метану. Молекули метану руйнуються, якщо температура перевищує 1500 К, в той час як атмосферна температура найбільш холодних нормальних зірок завжди більше 1700 К. Це дозволило визнати Gliese 229 B коричневим карликом, навіть не використовуючи літієвий тест. Зараз вже відомо, що його поверхня нагріта всього до 950 К, так що цей карлик дуже навіть холодний.

Нині коричневих карликів відомо вдвічі більше, ніж екзопланет, — приблизно 1000 проти 500. Дослідження цих тіл змусило вчених розширити класифікацію зірок і зірочних об’єктів, оскільки колишня виявилася недостатньою.

Астрономи здавна підрозділюють зірки на групи відповідно до спектральних характеристик випромінювання, які, в свою чергу, насамперед визначаються температурою атмосфери. Зараз в основному застосовується система, основи якої більше ста років тому були закладені співробітниками обсерваторії Гарвардського університету. У її найпростішій версії зірки поділяються на сім класів, позначених латинськими літерами O, B, A, F, G, K і M. У клас O входять надзвичайно масивні блакитні зірки з температурою поверхні вище 33 000K, в той час як до класу M відносять червоні карлики, червоні гіганти і навіть ряд червоних надгігантів, атмосфера яких нагріта менш ніж до 3700 К.. Кожен клас у свою чергу ділиться на десять підкласів — від найгарячішого нульового до найхолоднішого дев’ятого. Наприклад, наше Сонце належить класу G2. У гарвардської системи є і більш складні варіанти (так, останнім часом білі карлики виділяють в особливий клас D), але це вже тонкощі.

Чотири роки міжнародна команда астрономів «зважувала» ультрахолодний карлик класу L (6,6% сонячної маси) за допомогою телескопа «Хаббл», VLT і телескопа ім. Кека. Зображення: «Популярна механіка»

Відкриття коричневих карликів обернулося введенням нових спектральних класів L і T. До класу L відносять об’єкти з температурами поверхні від 1300 до 2000 К. Серед них не тільки коричневі карлики, а й найбільш тьмяні червоні карлики, які раніше відносили до M-класу. Клас Т включає лише одні коричневі карлики, атмосфери яких нагріті від 700 до 1300 K. У їх спектрах в достатку присутні лінії метану, тому ці тіла нерідко називають метановими карликами (саме такий Gliese 229 B).

«До кінця 1990-х років ми накопичили чимало інформації про спектри найтьмяніших зірок, в тому числі і коричневих карликів, — розповідає» ПМ «астроном з Калтеха Деві Кіркпатрік, що входить до групи вчених, з ініціативи яких були введені нові класи. — Виявилося, що вони володіють низкою особливостей, що не зустрічалися раніше. Типові для червоних М-карликів спектральні мітки оксидів ванадію і титану зникли, зате з’явилися лінії лужних металів — натрію, калію, рубідію і цезію. Тому ми вирішили, що гарвардську класифікацію треба розширити. Спочатку був доданий клас L, цю букву запропонував саме я — просто тому, що за нею нічого ще не порожній. Однак Gliese 229 B через наявність метану класу L не відповідав. Довелося задіяти ще одну вільну букву — T, так з’явився T-клас «.

Швидше за все, справа цим не закінчиться. Вже запропоновано ввести клас y, який резервується для гіпотетичних ультрахолодних коричневих карликів, нагрітих нижче 600 K. Їх спектри також повинні мати характерні особливості, такі як чіткі лінії поглинання аміаку (а при температурах менше 400 K з’являться і пари води). Оскільки всі коричневі карлики приречені на охолонення, тіла y-класу зобов’язані існувати, хоча досі не виявлені. Не виключено, що їх відкриють після запуску гігантського інфрачервоного телескопа james webb, який відправиться в космос в 2014 році. Можливо, ця обсерваторія навіть знайде у коричневих карликів планети, існування яких в принципі цілком допустиме. Попереду астрономів чекає ще чимало цікавого.