Brūni punduri ir kosmiski ķermeņi, kuru masa ir 1-8% no Saules masas. Tie ir pārāk masīvi planētām, gravitācijas saspiešana ļauj veikt kodolreakcijas, iesaistot "viegli uzliesmojošus" elementus. Bet to masa ir nepietiekama, lai "aizdedzinātu" ūdeņradi, un tāpēc, atšķirībā no pilnvērtīgām zvaigznēm, brūni punduri nespīd ilgi.
Astronomi neveic eksperimentus - viņi informāciju iegūst, izmantojot novērojumus. Kā teica viens no šīs profesijas pārstāvjiem, nav tādu ierīču, kas būtu pietiekami ilgi, lai sasniegtu zvaigznes. Tomēr astronomu rīcībā ir fiziski likumi, kas ļauj ne tikai izskaidrot jau zināmu objektu īpašības, bet arī paredzēt vēl neievērotu objektu esamību.
Šivas Kumaras tālredzība
Daudzi ir dzirdējuši par neitronu zvaigznēm, melnajiem caurumiem, tumšo vielu un citām kosmisko eksotiku, ko aprēķinājuši teorētiķi. Tomēr Visumā ir daudz citu kuriozu, kas atklāti tādā pašā veidā. Tie ietver ķermeņus, kas atrodas starp zvaigznēm un gāzes planētām. Tos 1962. gadā pareģoja Šivs Kumars, 23 gadus vecs Indijas un Amerikas astronoms, kurš tikko bija pabeidzis doktora disertāciju Mičiganas universitātē. Kumars šos objektus nosauca par melnajiem punduriem. Vēlāk literatūrā parādījās tādi nosaukumi kā melnās zvaigznes, Kumar objekti, infrasarkanās zvaigznes, taču beigās uzvarēja frāze "brūnie punduri", ko 1974. gadā ierosināja Kalifornijas universitātes maģistrante Džila Tartere.
Četrus gadus starptautiska astronomu komanda "nosvēra" ultracoldo L klases punduri (6,6% no Saules masas), izmantojot Habla teleskopu, VLT un. Keck.
Uz savu atklāšanu Kumars devās četrus gadus. Tajās dienās zvaigžņu dzimšanas dinamikas pamati jau bija zināmi, taču detaļās bija ievērojamas nepilnības. Tomēr Kumars kopumā tik pareizi aprakstīja savu "melno punduru" īpašības, ka vēlāk pat superdatori piekrita viņa secinājumiem. Galu galā cilvēka smadzenes ir bijušas un paliek labākais zinātniskais instruments.
Reklāmas video:
Zemu dzimšana
Zvaigznes rodas no kosmisko gāzes mākoņu gravitācijas sabrukuma, kas galvenokārt ir molekulārais ūdeņradis. Tas satur arī hēliju (vienu uz katriem 12 ūdeņraža atomiem) un nelielu daudzumu smagāku elementu. Sabrukums beidzas ar protostara piedzimšanu, kas kļūst par pilnvērtīgu gaismekli, kad tā serde sakarst tik lielā mērā, ka tur sākas vienmērīga ūdeņraža termoelektriskā sadedzināšana (hēlijs tajā nepiedalās, jo tā aizdedzināšanai ir vajadzīgas desmit reizes augstākas temperatūras). Minimālā ūdeņraža aizdedzināšanai nepieciešamā temperatūra ir aptuveni 3 miljoni grādu.
Kumaru interesēja vieglākie protostāri, kuru masa nepārsniedz desmito daļu no mūsu Saules masas. Viņš saprata, ka, lai izraisītu ūdeņraža termoelektrisko sadedzināšanu, tiem jāsabiezējas līdz lielākam blīvumam nekā saules tipa zvaigžņu priekštečiem. Protostāra centrs ir piepildīts ar elektronu, protonu (ūdeņraža kodolu), alfa daļiņu (hēlija kodolu) un smagāku elementu kodolu plazmu. Gadās, ka pat pirms ūdeņraža aizdegšanās temperatūras sasniegšanas elektroni rada īpašu gāzi, kuras īpašības nosaka kvantu mehānikas likumi. Šī gāze veiksmīgi pretojas protostāra saspiešanai un tādējādi novērš tā centrālās zonas sasilšanu. Tāpēc ūdeņradis vai nu vispār neaizdegas, vai arī nodziest ilgi pirms pilnīgas izdegšanas. Šādos gadījumos neizdevušās zvaigznes vietā veidojas brūns punduris.
Deģenerētas Fermi gāzes iespēja pretoties gravitācijas saspiešanai nebūt nav neierobežota, un to ir viegli parādīt no vienas puses. Kad elektroni piepilda arvien augstāku enerģijas līmeni, to ātrums palielinās un galu galā tuvojas gaismai. Šajā situācijā dominē gravitācijas spēks un atsāk gravitācijas sabrukums. Matemātiskais pierādījums ir grūtāks, bet secinājums ir līdzīgs. Tātad izrādās, ka elektrongāzes kvantu spiediens aptur gravitācijas sabrukumu tikai tad, ja sabrukušās sistēmas masa paliek zem noteiktas robežas, kas atbilst 1,41 saules masai. To sauc par chandrasekhar limitu - par godu izcilajam Indijas astrofiziķim un kosmologam, kurš to aprēķināja 1930. gadā. Chandrasekhar ierobežojums nosaka balto punduru maksimālo masu,par kuru droši vien zina mūsu lasītāji. Tomēr brūno punduru priekšgājēji ir desmitiem reižu gaišāki, un viņiem nav jāuztraucas par chandrasekhar ierobežojumu.
Kumars aprēķināja, ka topošās zvaigznes minimālā masa ir 0,07 Saules masa, ja runa ir par salīdzinoši jauniem I populācijas gaismekļiem, kas rada mākoņus ar paaugstinātu elementu saturu, kas ir smagāki par hēliju. II populācijas zvaigznēm, kuras radās pirms vairāk nekā 10 miljardiem gadu laikā, kad hēlija un smagāku elementu kosmosā bija daudz mazāk, tas ir vienāds ar 0,09 Saules masām. Kumars arī atklāja, ka tipiska brūna pundura veidošanās prasa apmēram miljardu gadu, un tā rādiuss nepārsniedz 10% no Saules rādiusa. Mūsu Galaktikai, tāpat kā citām zvaigžņu kopām, vajadzētu saturēt ļoti daudz dažādu šādu ķermeņu, taču tos ir grūti noteikt vāja spožuma dēļ.
Kā viņi iedegas
Šīs aplēses laika gaitā nav daudz mainījušās. Tagad tiek uzskatīts, ka īslaicīga ūdeņraža aizdegšanās protostarā, kas dzimis no salīdzinoši jauniem molekulāriem mākoņiem, notiek 0,07–0,075 saules masas diapazonā un ilgst no 1 līdz 10 miljardiem gadu (salīdzinājumam - sarkanie punduri, visvieglākie no īstajām zvaigznēm, spēj mirdzēt. desmitiem miljardu gadu!). Kā intervijā ar PM atzīmēja Prinstonas universitātes astrofizikas profesors Ādams Bērovs, kodolsintēze kompensē ne vairāk kā pusi no izstarotās enerģijas zuduma no brūna pundura virsmas, savukārt reālās galvenās kārtas zvaigznēs kompensācijas pakāpe ir 100%. Tāpēc neizdevusies zvaigzne atdziest pat tad, kad darbojas "ūdeņraža krāsns", un vēl jo vairāk tā turpina atdzist pēc aizbāžņa.
Protostar, kura masa ir mazāka par 0,07 saules masu, vispār nespēj aizdedzināt ūdeņradi. Tiesa, deitērijs var uzliesmot tā dziļumā, jo tā kodoli saplūst ar protoniem jau 600–700 tūkstošu grādu temperatūrā, izraisot hēlija-3 un gamma kvantu veidošanos. Bet kosmosā nav daudz deitērija (20000 ūdeņraža atomiem ir tikai viens deitērija atoms), un tā rezerves ilgst tikai dažus miljonus gadu. Gāzes saišķu kodoli, kas nav sasnieguši 0,012 Saules masu (kas ir 13 Jupitera masas), nesasilst pat līdz šim slieksnim un tāpēc nav spējīgi veikt nekādas termobrandu reakcijas. Kā uzsvēra Kalifornijas universitātes profesors Sandjego Adams Burgassers, daudzi astronomi uzskata, ka tieši šeit iet robeža starp brūno punduri un planētu. Pēc citas nometnes pārstāvju domām,Vieglāku gāzes ķekaru var uzskatīt arī par brūnu punduri, ja tas radies kosmiskās gāzes primārā mākoņa sabrukšanas rezultātā un nav dzimis no gāzes putekļu diska, kas ieskauj normālu zvaigzni, kas tikko bija uzliesmojusi. Tomēr šādas definīcijas ir gaumes jautājums.
Vēl viens precizējums ir saistīts ar litiju-7, kas, tāpat kā deitērijs, izveidojās pirmajās minūtēs pēc Lielā sprādziena. Litijs nonāk kodolsintēzes procesā ar nedaudz zemāku sildīšanu nekā ūdeņradis, un tāpēc aizdegas, ja protostara masa pārsniedz 0,055–0,065 saules enerģiju. Tomēr litijs kosmosā ir 2500 reizes mazāks nekā deitērijs, un tāpēc no enerģijas viedokļa tā ieguldījums ir pilnīgi nenozīmīgs.
Kas viņiem ir iekšā
Kas notiek protostāra iekšpusē, ja gravitācijas sabrukums nebeidzās ar ūdeņraža termoelektrisko aizdegšanos un elektroni ir apvienojušies vienā kvantu sistēmā, tā sauktajā deģenerētajā Fermi gāzē? Elektronu īpatsvars šajā stāvoklī pakāpeniski palielinās un vienā momentā nepārlec no nulles līdz 100%. Tomēr vienkāršības labad pieņemsim, ka šis process jau ir pabeigts.
Pauli princips nosaka, ka divi elektroni, kas nonāk vienā un tajā pašā sistēmā, nevar atrasties vienā kvantu stāvoklī. Fermi gāzē elektrona stāvokli nosaka tā impulss, stāvoklis un griešanās, kas iegūst tikai divas vērtības. Tas nozīmē, ka tajā pašā vietā nevar būt vairāk par elektronu pāri ar vienādu momentu (un, protams, pretēji griežas). Tā kā gravitācijas sabrukuma laikā elektroni tiek iesaiņoti arvien mazākos apjomos, tie aizņem stāvokļus ar pieaugošu momentu un attiecīgi enerģijām. Tas nozīmē, ka, protostaram saraujoties, elektrongāzes iekšējā enerģija palielinās. Šo enerģiju nosaka tīri kvantu efekti, un tā nav saistīta ar termisko kustību, tāpēc pirmajā tuvinājumā tā nav atkarīga no temperatūras (atšķirībā no klasiskās ideālās gāzes enerģijas,kuru likumi tiek pētīti skolas fizikas kursā). Turklāt pie pietiekami augsta saspiešanas koeficienta Fermi gāzes enerģija ir daudzkārt lielāka nekā elektronu un atomu kodolu haotiskās kustības siltuma enerģija.
Elektrongāzes enerģijas palielināšanās palielina arī tās spiedienu, kas arī nav atkarīgs no temperatūras un aug daudz spēcīgāk nekā termiskais spiediens. Tieši tas ir pretrunā ar galvenās vielas gravitāciju un aptur tās gravitācijas sabrukumu. Ja tas notika pirms ūdeņraža aizdegšanās temperatūras sasniegšanas, brūns punduris atdziest tūlīt pēc īsa kosmiskā deitērija izdegšanas. Ja proto-zvaigzne atrodas pierobežas zonā un tās masa ir 0,07–0,075, tā miljardiem gadu sadedzina ūdeņradi, taču tas neietekmē tās galīgo. Galu galā deģenerētās elektrongāzes kvantu spiediens pazemina zvaigžņu kodola temperatūru tik lielā mērā, ka ūdeņraža sadegšana apstājas. Un, lai arī tā rezerves būtu pietiekamas desmitiem miljardu gadu, brūnais punduris tos vairs nevarēs aizdedzināt. Tas padara to atšķirīgu no gaišākā sarkanā pundura, kas izslēdz kodolkrāsni tikai tad, kad viss ūdeņradis ir pārvērties par hēliju.
Visas zināmās zvaigznes Hertzsprunga-Rasela diagrammā nav vienmērīgi sadalītas, bet tiek apvienotas vairākās spektra klasēs, ņemot vērā spilgtumu (Yerkes klasifikācija jeb IKC ar to astronomu vārdiem, kuri to izstrādājuši no Jerkes observatorijas - Viljams Morgans, Filips Kīnens un Edīte Kellmana). Mūsdienu klasifikācija Hertzsprunga-Rasela diagrammā izšķir astoņas šādas galvenās grupas. 0. klase - tie ir hipergiganti, masīvas un ļoti spilgtas zvaigznes, kuru masa pārsniedz Sauli 100-200 reizes, un spilgtuma ziņā - miljonos un desmitos miljonu. Ia un Ib klase - tie ir supergiganti, desmitiem reižu masīvāki par Sauli un desmitiem tūkstošu reižu pārāki par spožumu. II klase - spilgti milži, kas ir starpposmā starp supergigantiem un III klases milžiem. V klase unmdash; tas ir tā saucamais galvenā secība (punduri), uz kuras atrodas lielākā daļa zvaigžņu, ieskaitot mūsu Sauli. Kad galvenās kārtas zvaigznītei beigsies ūdeņradis un tās serdē sāk dedzināt hēliju, tā kļūs par IV klases apakšgrigantu. Tieši zem galvenās secības ir VI klase - apakšpunduri. Un VII klasē ietilpst kompakti baltie punduri - pēdējais zvaigžņu attīstības posms, kas nepārsniedz Čandrasekharas masas robežu. Un VII klasē ietilpst kompakti baltie punduri - pēdējais zvaigžņu attīstības posms, kas nepārsniedz Čandrasekharas masas robežu. Un VII klasē ietilpst kompakti baltie punduri - pēdējais zvaigžņu attīstības posms, kas nepārsniedz Čandrasekharas masas robežu.
Profesors Bērovs atzīmē vēl vienu atšķirību starp zvaigzni un brūno punduri. Parasta zvaigzne ne tikai neatdziest, zaudējot izstaroto enerģiju, bet, paradoksālā kārtā, uzsilst. Tas notiek tāpēc, ka zvaigzne saspiež un uzsilda savu kodolu, un tas ievērojami palielina termo kodolu sadegšanas ātrumu (piemēram, mūsu Saules pastāvēšanas laikā tās spožums ir pieaudzis vismaz par ceturtdaļu). Brūns punduris ir cita matērija, kuras saspiešanu novērš elektrongāzes kvantu spiediens. Virsmas starojuma dēļ tas atdziest kā akmens vai metāla gabals, lai gan tas sastāv no karstas plazmas, tāpat kā parasta zvaigzne.
Ilgi meklējumi
Brūno punduru vajāšana ilga ilgu laiku. Pat masīvākajos šīs ģimenes pārstāvjos, kuri jaunībā izstaro violetu mirdzumu, virsmas temperatūra parasti nepārsniedz 2000 K, un tiem, kas ir vieglāki un vecāki, dažkārt tā pat nesasniedz 1000 K. Šo objektu starojums satur arī optisko komponentu, kaut arī ļoti vāja. Tāpēc tās atrašanai vislabāk piemērota augstas izšķirtspējas infrasarkanā iekārta, kas parādījās tikai astoņdesmitajos gados. Tajā pašā laikā sāka palaist infrasarkanie kosmosa teleskopi, bez kuriem gandrīz neiespējami noteikt aukstus brūnus pundurus (to starojuma maksimums krīt uz viļņiem, kuru garums ir 3-5 mikrometri, kurus galvenokārt aizkavē zemes atmosfēra).
Tieši šajos gados parādījās ziņojumi par iespējamiem kandidātiem. Sākumā šādi paziņojumi neizturēja pārbaudi, un reālais pirmās no Šiva Kumara prognozētajām pseidozvaigznēm atklājums notika tikai 1995. gadā. Palma šeit pieder astronomu grupai, kuru vada Kalifornijas Universitātes profesors Berkelija Gibora Basri. Pētnieki pētīja ārkārtīgi vāju objektu PPl 15 apmēram 400 gaismas gadu attālumā esošajā Pleiades zvaigžņu kopā, kuru iepriekš atklāja Hārvardas astronoma Džona Staufera komanda. Saskaņā ar provizoriskiem datiem šī debess ķermeņa masa bija 0,06 Saules masa, un tas varētu izrādīties brūns punduris. Tomēr šī aplēse bija ļoti aptuvena, un uz to nevarēja paļauties. Profesors Basri un viņa kolēģi spēja atrisināt šo problēmu, izmantojot litija paraugu,ko nesen izgudroja spāņu astrofiziķis Rafaels Rebolo.
"Mūsu grupa strādāja pie Keck observatorijas pirmā 10 metru teleskopa, kas sāka darboties 1993. gadā," atceras profesors Basri. - Mēs nolēmām izmantot litija testu, jo tas ļāva masā atšķirt brūnos pundurus no tiem tuviem sarkanajiem punduriem. Sarkanie punduri ļoti ātri sadedzina litiju-7, un gandrīz visi brūni punduri uz to nespēj. Tad tika uzskatīts, ka Plejādes vecums ir aptuveni 70 miljoni gadu, un pat gaišākajiem sarkanajiem punduriem šajā laikā vajadzēja pilnībā atbrīvoties no litija. Ja mēs atrastu litiju PPl 15 spektrā, mums būtu pamats apgalvot, ka mums ir darīšana ar brūnu punduri. Uzdevums nebija viegls. Pirmais spektrogrāfiskais tests 1994. gada novembrī patiešām atklāja litiju, bet otrais, kontrolējošais, 1995. gada martā to neapstiprināja. Protams,bijām vīlušies - atklājums izslīdēja tieši no mūsu rokām. Tomēr sākotnējais secinājums bija pareizs. Izrādījās, ka PPl 15 ir brūnu punduru pāris, kas tikai sešās dienās riņķo ap kopēju masas centru. Tāpēc litija spektrālās līnijas dažreiz saplūda, tad šķīrās - tāpēc otrā testa laikā mēs tās neredzējām. Pa ceļam mēs atklājām, ka Plejādes ir vecākas, nekā tika domāts iepriekš."
Tajā pašā 1995. gadā bija ziņas par vēl divu brūnu punduru atklāšanu. Rafaels Rebolo un viņa kolēģi no Kanāriju salu Astrofizikālā institūta Plejādēs atklāja punduri Teide 1, kuru arī identificēja, izmantojot litija metodi. Un pašā 1995. gada beigās pētnieki no Kalifornijas Tehnoloģiju institūta un Džona Hopkinsa universitātes ziņoja, ka sarkanajam punduram Gliese 229, kas atrodas tikai 19 gaismas gadu attālumā no Saules sistēmas, ir pavadonis. Šis mēness ir 20 reizes smagāks par Jupiteru, un tā spektrā ir metāna līnijas. Metāna molekulas tiek iznīcinātas, ja temperatūra pārsniedz 1500K, savukārt aukstāko parasto zvaigžņu atmosfēras temperatūra vienmēr ir virs 1700K. Tas ļāva Gliese 229-B atpazīt kā brūnu punduri, pat neizmantojot litija testu. Tagad tas jau ir zināmska tā virsma ir sasildīta tikai līdz 950 K, tāpēc šis punduris ir ļoti auksts.
Astronomi pastāvīgi mācās jaunas lietas par brūnajiem punduriem. Tātad 2010. gada novembra beigās zinātnieki no Čīles, Anglijas un Kanādas ziņoja par atklājumu Jaunavas zvaigznājā, tikai 160 gaismas gadu attālumā no Saules, divu dažādu krāsu kategoriju punduru zvaigžņu pāri - balts un brūns. Pēdējais ir viens no karstākajiem T klases punduriem (tā atmosfēra tiek uzkarsēta līdz 1300 K), un tā masa ir 70 Jupiteri. Abi debess ķermeņi ir saistīti ar gravitāciju, neskatoties uz to, ka tos šķir milzīgs attālums - aptuveni 1 gaismas gads. Astronomi, izmantojot UKIRT (Apvienotās Karalistes infrasarkanā teleskopa) teleskopu ar 3,8 metru spoguli, novēroja zvaigžņu brūnu punduru pāri. Šis teleskops, kas atrodas netālu no Mauna Kea virsotnes Havaju salās 4200 m augstumā virs jūras līmeņa - - viens no lielākajiem instrumentiem pasaulē,strādājot infrasarkanajā diapazonā.
L-punduri, E-punduri - kas tālāk?
Pašlaik ir divreiz vairāk brūno punduru, kas pazīstami kā eksoplanētas - apmēram 1000 pret 500. Šo ķermeņu izpēte piespieda zinātniekus paplašināt zvaigžņu un zvaigznēm līdzīgu priekšmetu klasifikāciju, jo iepriekšējā nebija pietiekama.
Astronomi jau sen klasificēja zvaigznes grupās pēc radiācijas spektrālajām īpašībām, kuras, savukārt, galvenokārt nosaka atmosfēras temperatūra. Mūsdienās galvenokārt tiek izmantota sistēma, kuras pamatus pirms vairāk nekā simts gadiem ielika Hārvardas universitātes observatorijas darbinieki. Vienkāršākajā variantā zvaigznes ir sadalītas septiņās klasēs, kuras apzīmē ar latīņu burtiem O, B, A, F, G, K un M. O klasē ietilpst ārkārtīgi masīvas zilas zvaigznes ar virsmas temperatūru virs 33 000 K, savukārt M klasē ietilpst sarkanie punduri, sarkanie milži un pat virkne sarkano supergigantu, kuru atmosfēra tiek uzkarsēta līdz mazāk nekā 3700 K. Katra klase savukārt ir sadalīta desmit apakšklasēs - no karstākās nulles līdz aukstākajai devītajai. Piemēram, mūsu Saule pieder G2 klasei. Hārvardas sistēmai ir arī sarežģītāki varianti (piemēram, pēdējā laikā baltie punduri ir piešķirti īpašai D klasei), taču tie ir smalkumi.
Brūno punduru atklāšanas rezultātā tika ieviesti jauni L un T spektrālie tipi. L klasē ietilpst objekti ar virsmas temperatūru no 1300 līdz 2000 K. Starp tiem ir ne tikai brūni punduri, bet arī tumšākie sarkanie punduri, kas iepriekš tika klasificēti kā M klase. T klasē ietilpst tikai viens brūns punduris, kura atmosfēra tiek uzkarsēta no 700 līdz 1300 K. Metāna līnijas to spektros ir daudz, tāpēc šos ķermeņus bieži sauc par metāna punduriem (tieši tas ir Gliese 229 B).
"Deviņdesmito gadu beigās mēs bijām uzkrājuši daudz informācijas par vājāko zvaigžņu, tostarp brūno punduru, spektru," premjerministram sacīja Caltech astronoms Deivijs Kirkpatriks, kurš ir daļa no zinātnieku grupas, kura aizsāka jaunās klases. - Izrādījās, ka viņiem ir vairākas funkcijas, kuras iepriekš nav saskārušās. Sarkanajiem M-punduriem raksturīgās vanādija un titāna oksīdu spektra zīmes pazuda, bet parādījās sārmu metālu - nātrija, kālija, rubīdija un cēzija - līnijas. Tāpēc mēs nolēmām, ka Hārvardas klasifikācija ir jāpaplašina. Pirmkārt, tika pievienota L klase, es biju tas, kurš ieteica šo vēstuli - vienkārši tāpēc, ka tai vēl nebija norādīts. Tomēr Gliese 229 B metāna klātbūtnes dēļ neatbilst L klasei. Man bija jāizmanto vēl viena bezmaksas burts - T, tāpēc parādījās T klase."
Visticamāk, ar to viss nebeigsies. Jau ir ierosināts ieviest y klasi, kas rezervēta hipotētiskiem ultracold brūniem punduriem, kas sasildīti zem 600K. Viņu spektriem vajadzētu būt arī raksturīgām iezīmēm, piemēram, skaidrām amonjaka absorbcijas līnijām (un temperatūrā, kas zemāka par 400 K, parādīsies arī ūdens tvaiki). Tā kā visiem brūnajiem punduriem ir lemts atdzist, ir jāpastāv y klases ķermeņiem, kaut arī tie vēl nav atklāti. Iespējams, ka tie tiks atvērti pēc milzīgā Džeimsa tīkla infrasarkanā teleskopa palaišanas, kas kosmosā nonāks 2014. gadā. Varbūt šī observatorija pat atradīs planētas brūnajos punduros, kuru esamība principā ir diezgan pieņemama. Astronomus gaida vēl daudz interesantu lietu.
Aleksejs Levins