Звездиса най-горещите обекти във Вселената. В техните дълбини протичат процеси на термоядрен синтез, в резултат на което се отделя невероятно голямо количество енергия. Температурите на повърхността на звездите варират от 2000 до 60 000 градуса по Целзий, а светлината, която излъчват, може да се види на милиарди светлинни години. Но не всички звезди са еднакви, има съвсем различни - студени звезди, които като призраци бродят из безкрайното пространство, криейки се от всички.

Теория

Тези звезди са кафяви джуджета(кафяви джуджета). Въпреки че според последната дефиниция, одобрена от научната общност, кафявите джуджета са субзвездни обектималка маса (от 12 до 80 маси на Юпитер или от 0,012 до 0,075 слънчеви маси), но все пак това са звезди, макар и не съвсем обикновени.

концепцията на художника за кафяво джудже

За първи път кафявите джуджета се обсъждат през 60-те години на миналия век, но тогава съществуването им се предполагаше само хипотетично. Хипотезата за съществуването на малки, студени и тъмни звезди заинтригува много учени и след известно време започва търсенето на такива обекти. Въпреки това, 35 години наблюдения не ни позволиха да разкрием поне нещо подобно на хипотетично кафяво джудже. От друга страна, това беше съвсем естествено, защото, както се оказва по-късно, такива звезди са предимно не излъчват светлина(или тяхната светимост е незначителна) и всички наземни телескопи от онова време са имали твърде ниска чувствителност.

Първо кафяво джудже

Едва през 1995 г. благодарение на използването на телескопи инфрачервенагама с повишена чувствителност успя да намери първото кафяво джудже - Тейде 1. След това бяха открити много голям брой подобни звезди, което доведе физиците до хипотезата за голямо разпространение на кафяви джуджета във Вселената, която сега става все по-правдоподобна.

второто открито кафяво джудже, Gliese 229B, обикаля около червеното джудже Gliese 229 в двузвездна система

В дълбините на кафявите джуджета, както и в други звезди, протичат процеси термоядрен синтез, но те не са стабилни и не издържат дълго, което води до бързо охлаждане на звездата. С течение на времето светимостта и температурата на кафявите джуджета постоянно намаляват.

Спектрални класове

По отношение на температурата на повърхността кафявите джуджета се различават доста един от друг, така че беше предложено да се разделят на 4 спектрални класа (първоначално имаше 3 класа, клас Y беше отхвърлен от научния свят за дълго време):

Спектрален клас М- доста масивни субзвездни обекти, близки както по размер, така и по повърхностна температура (до 2000 °C) до червените джуджета.

Спектрален клас L- повърхностна температура 1500-1000 °C, маса повече от 70 маси на Юпитер. Открито джудже от първи клас L - GD 165B. Общо са открити повече от 400 подзвезди от този тип.

Спектрален клас Т- повърхностна температура 1000-400 °C, маса по-малка от 70 маси на Юпитер. Първото намерено T-джудже - Gliese 229B. Досега са открити повече от 200 T звезди.

Спектрален тип Y- до 2011 г. този тип съществуваше само на теория. Температура под 400 °C.

Най-студените звезди

През август 2011 г. бяха открити 7 суперстудени кафяви джуджета от клас Y.

Температурата на повърхността на джуджето CFBDSIR 1458+10е приблизително 97 °С.

кафяво джудже WISE 1828+2650засечен от космическия инфрачервен телескоп WISE има още по-ниска температура – ​​около 25 °С.

Гледка на художника на Y-клас кафяво джудже WISE 1828+2650

Колкото по-обширни са теоретичните знания и техническите възможности на учените, толкова повече открития правят те. Изглежда, че всички космически обекти вече са известни и е необходимо само да се обяснят техните характеристики. Но всеки път, когато на астрофизиците им хрумне такава мисъл, Вселената им поднася нова изненада. Често обаче подобни иновации се предвиждат теоретично. Тези обекти включват кафяви джуджета. До 1995 г. те съществуват само "на върха на химикалката".

да се запознаем

Кафявите джуджета са доста необичайни звезди. Всичките им основни параметри са много различни от характеристиките на познатите ни осветителни тела, но има прилики. Строго погледнато, кафявото джудже е субзвезден обект, той заема междинна позиция между действителните светила и планетите. Те имат относително малка маса - от 12,57 до 80,35 от аналогичния параметър на Юпитер. Във вътрешността им, както и в центровете на други звезди, протичат термоядрени реакции. Разликата между кафявите джуджета е изключително незначителната роля на водорода в този процес. Такива звезди използват като гориво деутерий, бор, литий и берилий. „Горивото“ свършва сравнително бързо и кафявото джудже започва да се охлажда. След като този процес приключи, той се превръща в планетоподобен обект. По този начин кафявите джуджета са звезди, които никога не попадат в главната последователност на диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел.

Невидими скитници

Тези интересни обекти се отличават с няколко други забележителни характеристики. Те са скитащи звезди, които не са свързани с никоя галактика. Теоретично такива космически тела могат да сърфират в просторите на космоса в продължение на много милиони години. Едно от най-значимите им свойства обаче е почти пълното отсъствие на радиация. Невъзможно е да забележите такъв обект без използването на специално оборудване. Астрофизиците не разполагаха с подходящо оборудване за достатъчно дълъг период от време.

Първи открития

Най-силното излъчване от кафявите джуджета е в инфрачервената спектрална област. Търсенето на подобни следи се увенча с успех през 1995 г., когато беше открит първият подобен обект Тейде 1. Той принадлежи към спектралния клас M8 и се намира в клъстера Плеяди. През същата година друга такава звезда, Gliese 229B, е открита на разстояние 20 от Слънцето. Той се върти около червеното джудже Gliese 229A. Откритията започнаха да следват едно след друго. Към днешна дата са известни повече от сто кафяви джуджета.

Разлики

Кафявите джуджета не са лесни за идентифициране поради сходството им в много отношения с планетите и светлите звезди. По своя радиус те в една или друга степен се доближават до Юпитер. Приблизително същата стойност на този параметър остава за целия диапазон от маси на кафяви джуджета. При такива условия става изключително трудно да ги различим от планетите.

Освен това далеч не всички джуджета от този тип са в състояние да поддържат най-леките от тях (до 13 са толкова студени, че дори процеси, използващи деутерий, са невъзможни в техните дълбини. Най-масивните много бързо (в космически мащаб - в 10 милиона години) се охлаждат и стават неспособни да поддържат термоядрени реакции. Учените използват два основни метода за разграничаване на кафявите джуджета. Първият от тях е измерване на плътността. Кафявите джуджета се характеризират с приблизително еднакви стойности на радиус и обем , и следователно космическо тяло с маса от 10 Юпитера и повече, най-вероятно се отнася за този тип обект.

Вторият метод е откриването на рентгенови лъчи.Само кафявите джуджета, чиято температура е спаднала до планетарното ниво (до 1000 K), не могат да се похвалят с такава забележима характеристика.

Как да различим от светлите звезди

Светило с малка маса е друг обект, от който може да бъде трудно да се различи кафяво джудже. Какво е звезда? Това е термоядрен котел, където всички леки елементи постепенно изгарят. Един от тях е литий. От една страна, в дълбините на повечето звезди свършва доста бързо. От друга страна, за реакцията с негово участие е необходима относително ниска температура. Оказва се, че обектът с литиеви линии в спектъра вероятно принадлежи към класа на кафявите джуджета. Този метод има своите ограничения. Литият често присъства в спектъра на младите звезди. Освен това кафявите джуджета могат да изчерпят всички запаси от този елемент за период от половин милиард години.

Метанът също може да бъде отличителна черта. В последните етапи от жизнения си цикъл кафявото джудже е звезда, чиято температура му позволява да натрупа впечатляващо количество. Други светила не могат да се охладят до такова състояние.

За да се направи разлика между кафяви джуджета и звезди, тяхната яркост също се измерва. Светилата избледняват в края на съществуването си. Джуджетата охлаждат целия "живот". В крайните етапи те стават толкова тъмни, че е невъзможно да се объркат със звезди.

Кафяви джуджета: спектрален тип

Температурата на повърхността на описаните обекти варира в зависимост от масата и възрастта. Възможните стойности са в диапазона от планетарни до тези, характерни за най-студените звезди от клас M. Поради тези причини за кафявите джуджета първоначално бяха идентифицирани два допълнителни спектрални типа, L и T. В допълнение към тях съществуваше и клас Y на теория Към днешна дата неговата реалност е потвърдена. Нека се спрем на характеристиките на обектите на всеки от класовете.

клас L

Звездите, принадлежащи към първия тип от споменатите, се различават от представителите на предишния клас М по наличието на ленти на поглъщане не само на титанов и ванадиев оксид, но и на метални хидриди. Именно тази характеристика направи възможно разграничаването на нов клас L. Също така бяха открити линии от алкални метали и йод в спектъра на някои кафяви джуджета, принадлежащи към него. До 2005 г. са открити 400 такива съоръжения.

Т клас

T-джуджетата се характеризират с наличието на метанови ленти в близкия инфрачервен диапазон. Подобни свойства преди са били открити само в и също спътника на Сатурн Титан. Хидридите FeH и CrH, характерни за L-джуджетата, се заменят в Т-класа с алкални метали като натрий и калий.

Според предположенията на учените такива обекти трябва да имат относително малка маса - не повече от 70 маси на Юпитер. Кафявите Т-джуджета са подобни в много отношения на газовите гиганти. Тяхната характерна повърхностна температура варира от 700 до 1300 K. Ако такива кафяви джуджета някога попаднат в обектива на камерата, на снимката ще се видят розово-сини обекти. Този ефект е свързан с влиянието на спектрите на натрия и калия, както и на молекулните съединения.

Елегантен

Последният спектрален клас съществува дълго време само на теория. Температурата на повърхността на такива обекти трябва да бъде под 700 К, т.е. 400 ºС. Във видимия диапазон такива кафяви джуджета не се откриват (изобщо няма да може да се направи снимка).

През 2011 г. обаче американски астрофизици обявиха откриването на няколко подобни студени обекта с температури от 300 до 500 K. Един от тях, WISE 1541-2250, се намира на разстояние 13,7 светлинни години от Слънцето. Другият, WISE J1828+2650, има температура на повърхността 25°C.

Близнакът на слънцето е кафяво джудже

Една история за такива интересни би била непълна, ако не споменем Звездата на смъртта. Това е името на хипотетично съществуващия близнак на Слънцето, според предположенията на някои учени, разположен на разстояние 50-100 астрономически единици от него, извън облака на Оорт. Според астрофизиците предполагаемият обект е двойка на нашата звезда и минава покрай Земята на всеки 26 милиона години.

Хипотезата е свързана с предположението на палеонтолозите Дейвид Рауп и Джак Сепковски за периодичното масово измиране на биологични видове на нашата планета. Изразено е през 1984 г. Като цяло теорията е доста противоречива, но има аргументи в нейна полза.

Звездата на смъртта е едно от възможните обяснения за подобни изчезвания. Подобно предположение възниква едновременно в две различни групи астрономи. Според техните изчисления близнакът на Слънцето трябва да се движи по силно издължена орбита. Когато се приближава до нашето светило, той смущава комети, в голям брой "обитаващи" облака на Оорт. В резултат на това се увеличава броят на техните сблъсъци със Земята, което води до смъртта на организмите.

Звездата на смъртта или Немезида, както още я наричат, може да бъде кафяво, бяло или червено джудже. Към днешна дата обаче не са намерени обекти, подходящи за тази роля. Има предположения, че в зоната на облака на Оорт има все още неизвестна гигантска планета, която влияе върху орбитите на кометите. Той привлича ледени блокове към себе си, като по този начин предотвратява евентуалния им сблъсък със Земята, тоест изобщо не действа като хипотетичната Звезда на смъртта. Няма обаче доказателства и за съществуването на планетата Тюхе (т.е. сестрата на Немезида).

Кафявите джуджета са сравнително нови обекти за астрономите. Има още много информация за тях, която трябва да бъде получена и анализирана. Днес вече се предполага, че такива обекти могат да бъдат спътници на много известни звезди. Трудностите при изследването и откриването на този тип джуджета поставят нова висока летва за научно оборудване и теоретично разбиране.

Всяка звезда има своя собствена съдба и свой живот. Идва момент, когато започва да избледнява.

Белите джуджета са необичайни звезди. Те се състоят от вещество, чиято плътност е изключително висока. В теорията за еволюцията на звездите те се разглеждат като последния етап от еволюцията на звезди с ниска и средна маса, сравнима с масата на Слънцето. Според различни оценки в нашата Галактика има 3-4% такива звезди.

Как се образуват белите джуджета?

След като целият водород в старееща звезда изгори, ядрото й се свива и загрява, което допринася за разширяването на външните й слоеве. Ефективната температура на звездата пада и тя се превръща в червен гигант. Разредената обвивка на звездата, много слабо свързана с ядрото, в крайна сметка се разпръсква в космоса, тече към съседните планети и на мястото на червения гигант остава много компактна звезда, наречена бяло джудже.

Дълго време оставаше загадка защо белите джуджета, чиято температура надвишава температурата на Слънцето, са малки спрямо размера на Слънцето, докато не стана ясно, че плътността на материята в тях е изключително висока (в рамките на 10 5 - 10 9 g / cm 3). За белите джуджета няма стандартна зависимост - маса-светимост, която да ги отличава от другите звезди. Огромно количество материя е „опаковано“ в изключително малък обем, поради което плътността на бялото джудже е почти 100 пъти по-голяма от тази на водата.

(На снимката сравнение на размерите на две бели джуджета с планетата Земя)

Температурата на белите джуджета остава почти постоянна, въпреки липсата на термоядрени реакции вътре в тях. Какво обяснява това? Поради силната компресия, електронните обвивки на атомите започват да проникват един в друг. Това продължава, докато разстоянието между ядрата стане минимално, равно на радиуса на най-малката електронна обвивка. В резултат на йонизацията електроните започват да се движат свободно спрямо ядрата и материята вътре в бялото джудже придобива физически свойства, които са характерни за металите. В такава материя енергията се пренася към повърхността на звездата от електрони, чиято скорост нараства все повече и повече, докато се свива: някои от тях се движат със скорост, съответстваща на температура от един милион градуса. Температурата на повърхността и вътре в бялото джудже може да се различава драстично, което не води до промяна в диаметъра на звездата. Тук можете да направите сравнение с гюле - изстивайки, не намалява обема си.

(На снимката звездата на ван Маанен е тъмно бяло джудже, разположено в съзвездието Риби.)

Бялото джудже избледнява изключително бавно: в продължение на стотици милиони години интензивността на радиацията пада само с 1%. Но в крайна сметка ще трябва да изчезне, превръщайки се в черно джудже, което може да отнеме трилиони години. Белите джуджета могат да се нарекат уникални обекти на Вселената. Все още никой не е успял да възпроизведе условията, в които те съществуват в земните лаборатории.

Всяка звезда е огромна газова топка, която се състои от хелий и водород, както и следи от други химически елементи. Има огромен брой звезди и всички те се различават по своя размер и температура, а някои от тях се състоят от две или повече звезди, които са свързани помежду си чрез силата на гравитацията. От Земята някои звезди се виждат с просто око, докато други могат да се видят само през телескоп. Въпреки това, дори със специално оборудване, не всяка звезда може да се види по начина, по който искате, и дори с мощни телескопи, някои звезди няма да изглеждат нищо повече от просто светещи точки.

По този начин обикновен човек с доста добра зрителна острота при ясно време на нощното небе може да види около 3000 звезди от едно земно полукълбо, но всъщност има много повече от тях в Галактиката. Всички звезди са класифицирани по размер, цвят, температура. По този начин има джуджета, гиганти и свръхгиганти.

Звездите джуджета са от следните видове:

• жълто джудже. Този тип е малка звезда от главната последователност от спектрален клас G. Тяхната маса варира от 0,8 до 1,2 слънчеви маси.
• оранжево джудже. Този тип включва малки звезди от главната последователност на спектралния клас К. Тяхната маса е 0,5 - 0,8 слънчеви маси. За разлика от жълтите джуджета, оранжевите джуджета имат по-дълъг живот.
• червено джудже. Този тип съчетава малки и относително студени звезди от главната последователност от спектрален тип M. Разликите им от другите звезди са доста изразени. Те имат диаметър и маса, които са не повече от 1/3 от слънчевите.
• синьо джудже. Този тип звезди са хипотетични. Сините джуджета еволюират от червените джуджета, преди целият водород да изгори, след което се предполага, че еволюират в бели джуджета.
• бяло джудже. Това е типът вече еволюирали звезди. Те имат маса, която е не повече от масата на Чандрасекар. Белите джуджета са лишени от собствен източник на термоядрена енергия. Те принадлежат към спектралния клас DA.
• черно джудже. Този тип са охладени бели джуджета, които съответно не излъчват енергия, т.е. не свети, или го излъчва много, много слабо. Те представляват последния етап от еволюцията на белите джуджета при липса на акреция. Масата на черните джуджета, както и на белите, не надвишава масата на Чандрасекар.
• кафяво джудже. Тези звезди са подзвездни обекти, които имат маса от 12,57 до 80,35 маси на Юпитер, което от своя страна съответства на 0,012 - 0,0767 слънчеви маси. Кафявите джуджета се различават от звездите от главната последователност по това, че не съдържат реакцията на синтез, която кара други звезди да превръщат водорода в хелий.
• субкафяви джуджета или кафяви субджуджета. Те са абсолютно студени образувания, чиято маса е под границата на кафявите джуджета. В по-голяма степен те се считат за планети.

Така че може да се отбележи, че звездите, принадлежащи към белите джуджета, са онези звезди, които първоначално са с малки размери и са в последния си етап на еволюция. Историята на откриването на белите джуджета датира от сравнително скорошната 1844 година. По това време немският астроном и математик Фридрих Бесел, наблюдавайки Сириус, открива леко отклонение на звездата от праволинейно движение. В резултат на това Фридрих предположи, че Сириус има невидима масивна звезда-спътник. Това предположение е потвърдено през 1862 г. от американския астроном и дизайнер на телескопи Алван Греъм Кларк по време на настройката на най-големия рефрактор по това време. Близо до Сириус беше открита слаба звезда, по-късно наречена Сириус B. Тази звезда се характеризира с ниска яркост и нейното гравитационно поле влияе доста забележимо на яркия й партньор. Това от своя страна е потвърждение, че тази звезда има много малък радиус със значителна маса.

Какви звезди са джуджета

Джуджетата са еволюирали звезди, чиято маса не надвишава границата на Чандрасекар. Образуването на бяло джудже възниква в резултат на изгарянето на целия водород. Когато водородът изгори, ядрото на звездата се компресира до висока плътност, докато външните слоеве се разширяват значително и са придружени от общо намаляване на яркостта. Така звездата първо се превръща в червен гигант, който изхвърля черупката си. Изхвърлянето на черупката се дължи на факта, че външните слоеве на звездата имат изключително слаба връзка с централното горещо и много плътно ядро. Впоследствие тази обвивка се превръща в разширяваща се планетарна мъглявина. Струва си да се обърне внимание на факта, че червените гиганти и белите джуджета имат много тясна връзка.

Всички бели джуджета са разделени на две спектрални групи. Първата група включва джуджета, които имат "водороден" спектрален тип DA, в който липсват хелиеви спектрални линии. Този тип е най-често срещаният. Вторият вид бели джуджета е DB. Среща се по-рядко и се нарича "хелиево бяло джудже". В спектъра на звезди от този тип не са открити водородни линии.

Според американския астроном Ико Ибен тези видове бели джуджета се образуват по напълно различни начини. Това се дължи на факта, че изгарянето на хелий в червените гиганти е нестабилно и периодично се развива светкавица на хелиев лист. Ико Ибен предложи и механизъм, чрез който черупката се изхвърля на различни етапи от развитието на хелиева светкавица - в пика й и между светкавиците. Съответно, неговото образуване се влияе от механизма за изхвърляне на черупката.

Сравнително ярките и масивни осветителни тела са доста лесни за виждане с невъоръжено око, но в Галактиката има много повече звезди джуджета, които се виждат само в мощни телескопи, дори ако се намират близо до Слънчевата система. Сред тях има както скромни столетници - червени джуджета, така и кафяви джуджета, които не са достигнали пълноправен звезден статус и пенсионирани бели джуджета, постепенно се превръщат в черни. Снимка над SPL/EAST NEWS

Съдбата на една звезда зависи изцяло от размера, или по-скоро от масата. За да си представим по-добре масата на една звезда, можем да дадем следния пример. Ако поставите 333 000 земни кълба от едната страна на везните, а Слънцето от другата, тогава те ще се балансират взаимно. В света на звездите нашето Слънце е средно. Тя е 100 пъти по-малка по маса от най-големите звезди и 20 пъти по-голяма от най-леките. Изглежда, че диапазонът е малък: приблизително като от кит (15 тона) до котка (4 килограма). Но звездите не са бозайници, техните физически свойства са много по-зависими от масата. Сравнете поне температурата: за кит и котка тя е почти една и съща, но за звездите се различава десетки пъти: от 2000 келвина за джуджетата до 50 000 за масивните звезди. Още по-силно – милиарди пъти се различава силата на излъчването им. Ето защо ние лесно забелязваме далечни гигантски звезди в небето, а не виждаме джуджета дори в близост до Слънцето.

Но когато бяха направени внимателни изчисления, се оказа, че разпространението на гиганти и джуджета в Галактиката силно наподобява ситуацията с китовете и котките на Земята. В биосферата има правило: колкото по-малък е организмът, толкова повече индивиди има в природата. Оказва се, че това важи и за звездите, но обяснението на тази аналогия не е толкова лесно. В дивата природа функционират хранителните вериги: големите ядат малките. Ако в гората имаше повече лисици отколкото зайци, какво щяха да ядат тези лисици? Звездите обаче по принцип не се ядат. Тогава защо има по-малко гигантски звезди от джуджетата? Астрономите вече знаят половината отговор на този въпрос.

Факт е, че животът на масивна звезда е хиляди пъти по-кратък от този на джудже. За да запазят собственото си тяло от гравитационен колапс, тежките звезди трябва да се нагреят до висока температура - стотици милиони градуси в центъра. В тях термоядрените реакции са много интензивни, което води до огромна мощност на излъчване и бързо изгаряне на "горивото". Една масивна звезда изразходва цялата си енергия за няколко милиона години, а икономичните джуджета, бавно тлеещи, удължават термоядрената си възраст за десетки или повече милиарди години. Така че, когато и да се роди джудже, то все още е живо, защото възрастта на Галактиката е само около 13 милиарда години. Но масивните звезди, родени преди повече от 10 милиона години, отдавна са умрели.

Това обаче е само половината от отговора на въпроса защо гигантите са толкова редки в космоса. А другата половина е, че масивните звезди се раждат много по-рядко от джуджетата. За сто новородени звезди като нашето Слънце се появява само една звезда с маса 10 пъти по-голяма от тази на Слънцето. Причината за тази "екологична закономерност" на астрофизиката все още не е разгадана.

Изродени звезди

Обикновено, по време на образуването на звезда, нейното гравитационно свиване продължава, докато плътността и температурата в центъра достигнат стойностите, необходими за започване на термоядрени реакции, а след това, поради освобождаването на ядрена енергия, налягането на газа балансира своето собствено гравитационно привличане. Масивните звезди имат по-висока температура и реакциите започват при относително ниска плътност на материята, но колкото по-малка е масата, толкова по-висока се оказва "плътността на запалване". Например в центъра на Слънцето плазмата е компресирана до 150 грама на кубичен сантиметър. Въпреки това, при плътност дори стотици пъти по-голяма, материята започва да се съпротивлява на налягането независимо от повишаването на температурата и в резултат на това компресията на звездата спира, преди добивът на енергия в термоядрените реакции да стане значителен. Причината за спиране на компресията е квантово-механичен ефект, който физиците наричат ​​налягане на изроден електронен газ.

Факт е, че електроните принадлежат към типа частици, които се подчиняват на така наречения "принцип на Паули", установен от физика Волфганг Паули през 1925 г. Този принцип гласи, че идентични частици, като например електрони, не могат да бъдат в едно и също състояние по едно и също време. Ето защо електроните в атома се движат по различни орбити. В недрата на звездата няма атоми: при висока плътност те се смачкват и има едно-единствено „електронно море“. За него принципът на Паули звучи така: разположените наблизо електрони не могат да имат еднаква скорост. Ако единият електрон е в покой, другият трябва да се движи, а третият трябва да се движи още по-бързо и т. н. Това състояние на електронния газ се нарича от физиците израждане.

Дори малка звезда да е изгорила цялото си термоядрено гориво и да е загубила енергийния си източник, нейното свиване може да бъде спряно от налягането на изродения електронен газ. Колкото и да се охлажда материята, при висока плътност движението на електроните няма да спре, което означава, че налягането на веществото ще устои на компресия независимо от температурата: колкото по-голяма е плътността, толкова по-високо е налягането. Свиването на умираща звезда с маса, равна на слънцето, ще спре, когато тя намалее приблизително до размера на Земята, тоест 100 пъти, и плътността на материята й стане милион пъти по-висока от плътността на водата. Така се образуват белите джуджета. Звезда с по-малка маса спира да колапсира при по-ниска плътност, защото нейната гравитационна сила не е толкова силна. Една много малка развалена звезда може да се изроди и да спре да се свива, преди температурата във вътрешността й да се повиши до прага на „термоядрено запалване“. Такова тяло никога няма да стане истинска звезда.

Липсваща връзка

Доскоро имаше голяма дупка в класификацията на астрономическите обекти: най-малките известни звезди бяха 10 пъти по-леки от Слънцето, а най-масивната планета, Юпитер, беше 1000 пъти по-лека. Има ли междинни обекти в природата - не звезди и не планети с маса от 1/1000 до 1/10 слънчева? Как трябва да изглежда това „липсващо звено“? Може ли да се открие? Тези въпроси отдавна тревожат астрономите, но отговорът започва да се оформя едва в средата на 90-те години, когато програмите за търсене на планети извън Слънчевата система дават първите плодове. В орбити около няколко слънчеви звезди бяха открити гигантски планети, всички от които се оказаха по-масивни от Юпитер. Масовата разлика между звездите и планетите започна да намалява. Но възможна ли е връзка и къде да теглим границата между звезда и планета?

Доскоро изглеждаше, че е съвсем просто: звездата свети със собствена светлина, а планетата - отразена. Следователно тези обекти попадат в категорията на планетите, в дълбините на които през цялото време на тяхното съществуване не се случват реакции на термоядрен синтез. Ако на някакъв етап от еволюцията тяхната мощност е била сравнима със светимостта (тоест термоядрените реакции са служили като основен източник на енергия), тогава такъв обект заслужава да бъде наречен звезда. Но се оказа, че може да има междинни обекти, в които протичат термоядрени реакции, но никога не служат като основен източник на енергия. Открити са през 1996 г., но много преди това са били наричани кафяви джуджета. Откриването на тези странни обекти е предшествано от тридесетгодишно търсене, което започва със забележителна теоретична прогноза.

През 1963 г. младият американски астрофизик от индийски произход Шив Кумар изчислява модели на най-малките звезди и установява, че ако масата на космическо тяло надвишава 7,5% от Слънцето, тогава температурата в ядрото му достига няколко милиона градуса и в него започват термоядрени реакции, превръщащи водорода в хелий. При по-малка маса компресията спира преди температурата в центъра да достигне стойността, необходима за протичане на реакцията на синтез на хелий. Оттогава тази стойност на критичната маса се нарича "граница на водородно запалване" или граница на Кумар. Колкото по-близо е една звезда до тази граница, толкова по-бавни са нейните ядрени реакции. Така например с маса от 8% слънчевата звезда ще „тлее“ около 6 трилиона години – 400 пъти повече от сегашната възраст на Вселената! Така че, в която и епоха да се раждат такива звезди, всички те са още в ранна детска възраст.

Въпреки това, в живота на по-малко масивни обекти има кратък епизод, когато те приличат на нормална звезда. Говорим за тела с маси от 1% до 7% от масата на Слънцето, тоест от 13 до 75 маси на Юпитер. По време на периода на формиране, свивайки се под въздействието на гравитацията, те се затоплят и започват да светят с инфрачервена и дори малко червена - видима светлина. Температурата на повърхността им може да се повиши до 2500 келвина, а в дълбините да надхвърли 1 милион келвина. Това е достатъчно, за да започне реакцията на термоядрен синтез на хелий, но не от обикновен водород, а от много рядък тежък изотоп - деутерий, и не обикновен хелий, а лек изотоп на хелий-3. Тъй като в космическата материя има много малко деутерий, целият бързо изгаря, без да дава значително освобождаване на енергия. Това е като да хвърлите лист хартия в изстиващ огън: той ще изгори моментално, но няма да даде топлина. „Мъртвородената“ звезда не може да се затопли по-силно - компресията й спира под въздействието на вътрешното налягане на изродения газ. Лишен от източници на топлина, той се охлажда само в бъдеще, като обикновена планета. Следователно тези провалени звезди могат да бъдат забелязани само през кратката им младост, докато са топли. Не им е писано да достигнат стационарния режим на термоядрено горене.

най-близките съседи

От няколкото хиляди звезди, видими в небето с невъоръжено око, само няколкостотин са удостоени със собственото си име. Изглежда, че няма какво да се говори за слаби осветителни тела, трудно видими дори през телескоп. Но не! В астрономическите книги често се споменават такива обекти като Проксима Кентавър, Летящата звезда на Барнард, звездите на Каптейн, Пржибилски, ван Маанен, Лойтен ... Обикновено те са кръстени на астрономите, които са ги изучавали. Тези имена са се наложили в науката по същия начин като петриево блюдо или рентгенови лъчи – спонтанно, без формални решения, просто като форма на признание за заслугите на учените. И което е любопитно, почти всички звезди, носещи имената на учените, се оказаха невзрачни, много малки и тъмни.

Защо тези малки звезди са толкова привлекателни за астрономите? На първо място фактът, че нашето Слънце е едно от тях. Според комбинацията от свойства може да се припише на големи джуджета. Следователно, изучавайки живота на малките звезди, ние се опитваме да разберем неговото минало и бъдеще. Освен това звездите джуджета са нашите най-близки съседи. И това не е изненадващо, тъй като в Галактиката има повече деца. Проксима в съзвездието Кентавър се намира на четири светлинни години от нас - най-близката от всички други звезди, както показва името й (лат. proxima - "най-близката"). Но въпреки близостта, той се вижда само през телескоп. И това не е изненадващо, защото неговата оптична светимост е 18 хиляди пъти по-малка от тази на слънцето. По размер той е само 1,5 пъти по-голям от Юпитер, а температурата на повърхността му е около 3000 K - половината от тази на Слънцето. Проксима е 7 пъти по-лека от Слънцето и се намира много близо до границата на Кумар – долната граница на звездните маси. Той едва е в състояние да поддържа термоядрени реакции в своите дълбини.

Малко по-далеч от Проксима, но в гравитационна връзка с нея, е двойната звезда Алфа Кентавър. И двата му компонента са почти точни копия на нашето Слънце. Вярно, те са с около 200 милиона години по-стари, което означава, че изучавайки ги, ние предсказваме бъдещето на Слънцето за милиони години напред.

По-далечното бъдеще на Слънцето е представено например от звездата на ван Маанен - ​​това е най-близкото до нас единично бяло джудже, остатък от звезда, която някога е приличала на Слънцето. След 6-7 милиарда години нашето светило ще има същата съдба: след като изхвърли външните си слоеве, то ще се свие до размера на земното кълбо, превръщайки се в супер плътна охлаждаща "пепел" от звезда - първо бяла от висока температура , после постепенно зачервяване и накрая почти невидимо студено черно джудже. Как ще се осъществи тази трансформация разказва друга "наименувана" звезда, която се появява в астрономически статии като "обект на Сакурай". Японският астроном любител Юкио Сакурай го открива на 20 февруари 1996 г. в момент на внезапно увеличаване на яркостта му. Първоначално изглеждаше, че това е обикновено младо бяло джудже, но за шест месеца то се изду стотици пъти, демонстрирайки „смъртните конвулсии“ на звезда, изгаряща последните капки ядрено гориво. Астрономите го наричат ​​светкавица с хелий. Ако вярвате на изчисленията, тогава още няколко такива огнища и джуджето трябва да се успокои завинаги.

Откриване на "мъртвородени" звезди

Физиците са сигурни, че това, което не е забранено от законите за опазване, е позволено. Астрономите добавят към това: природата е по-богата от нашето въображение. Ако Шив Кумар успя да измисли кафяви джуджета, тогава изглежда, че природата няма да е трудно да ги създаде. В продължение на три десетилетия безплодните търсения на тези мрачни светила продължиха. Все повече и повече изследователи бяха включени в работата. Дори теоретикът Кумар се вкопчи в телескопа с надеждата да намери откритите от него обекти на хартия. Идеята му беше проста: откриването на едно-единствено кафяво джудже е много трудно, защото трябва не само да фиксирате радиацията му, но и да докажете, че не е далечна гигантска звезда със студена (по звездни стандарти) атмосфера или дори заобиколена галактика от прах на ръба на вселената. Най-трудното нещо в астрономията е да се определи разстоянието до даден обект. Следователно е необходимо да се търсят джуджета в близост до нормални звезди, разстоянията до които вече са известни. Но ярка звезда ще заслепи телескопа и ще направи невъзможно виждането на слабо джудже. Следователно трябва да ги търсите до други джуджета! Например с червени - звезди с изключително малка маса или бели - охлаждащи остатъци от нормални звезди. През 80-те години търсенията на Кумар и други астрономи се оказаха празни. Въпреки че е имало съобщения за откриването на кафяви джуджета повече от веднъж, подробно проучване всеки път показва, че това са малки звезди. Идеята за търсенето обаче беше правилната и десетилетие по-късно тя проработи.

През 90-те години на миналия век астрономите се сдобиха с нови чувствителни радиационни детектори - CCD решетки и големи телескопи с диаметър до 10 метра с адаптивна оптика, която компенсира изкривяванията, внесени от атмосферата, и прави възможно получаването на почти същите ясни изображения от повърхността на Земята като от космоса. Това веднага даде плод: бяха открити изключително тъмни червени джуджета, буквално граничещи с кафяви.

А първото кафяво джудже е открито през 1995 г. от група астрономи, ръководени от Рафаел Реболо от Института по астрофизика на Канарските острови. С помощта на телескоп на остров Ла Палма те откриха обект в звездния куп Плеяди, който нарекоха Тейде Плеяди 1, заимствайки името от вулкана Пико де Тейде на остров Тенерифе. Вярно, останаха някои съмнения относно природата на този обект и докато испанските астрономи доказаха, че това наистина е кафяво джудже, американските им колеги обявиха откритието си през същата година. Екип, ръководен от Tadashi Nakajima от обсерваторията Palomar, използвайки телескопи в обсерваторията Palomar, откри на разстояние 19 светлинни години от Земята в съзвездието Заек, до много малката и студена звезда Gliese 229, нейния още по-малък и по-студен спътник Gliese 229B. Температурата на повърхността му е само 1000 K, а мощността на излъчване е 160 хиляди пъти по-ниска от тази на слънцето.

Бързо стана ясно, че не най-големите телескопи са подходящи за търсене на „провалени звезди“. Първите единични кафяви джуджета бяха открити на обикновен телескоп по време на систематични изследвания на небето. Например, обектът Kelu-1 в съзвездието Хидра беше открит като част от дългосрочно търсене на звезди джуджета в близост до Слънцето, което започна в Европейската южна обсерватория в Чили през 1987 г. Използвайки 1-метров телескоп Schmidt, астрономът от Университета на Чили Мария Тереза ​​Руис редовно снима части от небето в продължение на много години и след това сравнява изображенията, направени на интервали от години. Сред стотици хиляди слаби звезди тя търси онези, които са забележимо изместени спрямо другите - това е безпогрешен знак за близки светила. По този начин Мария Руис вече е открила десетки бели джуджета, а през 1997 г. най-накрая се сдобива с едно кафяво. Видът му се определяше от спектъра, в който се оказаха линиите на литий и метан. Мария Руис го нарече Келу-1: на езика на народа мапуче, който някога е обитавал централната част на Чили, "келу" означава червено. Намира се на разстояние около 30 светлинни години от Слънцето и не е свързано с нито една звезда.

Всички тези открития, направени през 1995-1997 г., се превърнаха в прототипи на нов клас астрономически обекти, които заеха своето място между звездите и планетите. Както обикновено се случва в астрономията, първите открития веднага бяха последвани от нови. През последните години много джуджета бяха открити по време на рутинни инфрачервени проучвания на небето 2MASS и DENIS.

Неуспешните звезди, открити „на върха на писалката“, Кумар нарече „черни джуджета“, но тъй като дълго време не можеха да бъдат открити, новият термин беше забравен (сега охладените бели джуджета се наричат ​​така в научно-популярната литература). В средата на 70-те години на миналия век, когато астрономите започнаха да търсят невидима скрита маса (сега наричана тъмна материя), която се проявява само чрез гравитацията, подозрението падна върху мрачните обекти джуджета, предсказани от Кумар. Започват да пристигат нови идеи за именуването им. Като се има предвид, че те все още не са съвсем черни, Крис Дейвидсън от университета в Минесота измисли термина „инфрачервени джуджета“, други астрономи се опитаха да ги нарекат „пурпурни джуджета“, но през 1975 г. студентката Джил Тартър от университета в Бъркли измисли термина кафяво джудже и той се установи. На руски беше преведено като „кафяво джудже“, по-късно се появи вариантът „кафяво джудже“, въпреки че в действителност тези обекти имат инфрачервен цвят и може би би било по-точно кафявото да се преведе като „тъмно“ или „мътно“. Но вече е късно: в нашата научна литература ги наричат ​​„кафяви джуджета“, а в научно-популярната литература има и „кафяви“.

звезден прах

Скоро след откритието кафявите джуджета принудиха астрономите да направят корекции в спектралната класификация на звездите, установена преди десетилетия. Оптичният спектър на звездата е нейното лице или по-скоро нейният паспорт. Позицията и интензитетът на линиите в спектъра показват основно температурата на повърхността, както и други параметри, по-специално химическия състав, плътността на газа в атмосферата, силата на магнитното поле и т.н. Преди около 100 години астрономите разработиха класификация на звездните спектри, обозначаваща всяка класова буква от латинската азбука. Техният ред беше многократно преразглеждан, пренареждане, премахване и добавяне на букви, докато се формира общоприета схема, която служи на астрономите безупречно в продължение на много десетилетия. В традиционната форма последователността от спектрални класове изглежда така: O-B-A-F-G-K-M. Повърхностната температура на звездите от клас O до клас M намалява от 100 000 до 2000 K. Английските студенти по астрономия дори излязоха с мнемонично правило за запомняне на реда на буквите: „О! Бъди хубаво момиче, целуни ме!" И в началото на века този класически ред трябваше да бъде разширен с две букви наведнъж. Оказа се, че прахът играе много важна роля при формирането на спектрите на изключително студени звезди и подзвезди.

На повърхността на повечето звезди, поради високата температура, не могат да съществуват молекули. Въпреки това, в най-студените звезди от клас M (с температури под 3000 K) в спектрите се виждат мощни абсорбционни ленти на титанови и ванадиеви оксиди (TiO, VO). Естествено, дори по-студените кафяви джуджета се очакваше да имат тези молекулни линии още по-силни. През същата 1997 г. близо до бялото джудже GD 165 беше открит кафяв спътник GD 165B с температура на повърхността 1900 К и светимост 0,01% слънчева. Тя порази изследователите с факта, че за разлика от други студени звезди, тя няма ленти на поглъщане на TiO и VO, за които беше наречена "странната звезда". Същите се оказаха и спектрите на други кафяви джуджета с температури под 2000 К. Изчисленията показаха, че молекулите TiO и VO в техните атмосфери се кондензират в твърди частици - прахови частици и вече не се проявяват в спектъра, както е характерно за газа молекули.

За да вземе предвид тази характеристика, Дейви Къркпатрик от Калифорнийския технологичен институт предложи на следващата година да разшири традиционната спектрална класификация чрез добавяне на L клас за инфрачервени звезди с ниска маса с температура на повърхността 1500-2000 K. Повечето L-клас обектите трябва да са кафяви джуджета, въпреки че много стари звезди с ниска маса също могат да се охладят под 2000 K.

Продължавайки изследването на L-джуджетата, астрономите откриха още по-екзотични обекти. В техните спектри се виждат мощни ивици на поглъщане на вода, метан и молекулярен водород, поради което се наричат ​​„метанови джуджета“. Първото открито кафяво джудже, Gliese 229B, се счита за прототип на този клас. През 2000 г. Джеймс Либерт и колеги от университета в Аризона отделиха Т-джуджета с температура 1500-1000 K и дори малко по-ниска в независима група. Кафявите джуджета поставят много сложни и много интересни въпроси пред астрономите. Колкото по-студена е атмосферата на една звезда, толкова по-трудно е да се изследва както за наблюдателите, така и за теоретиците. Наличието на прах прави тази задача още по-трудна: кондензацията на твърди частици не само променя състава на свободните химични елементи в атмосферата, но също така влияе върху преноса на топлина и формата на спектъра. По-специално, теоретични модели, отчитащи праха, са предвидили парниковия ефект в горните слоеве на атмосферата, което се потвърждава от наблюдения. Освен това изчисленията показват, че след кондензацията праховите частици започват да потъват. Възможно е гъсти облаци прах да се образуват на различни нива в атмосферата. Метеорологията на кафявите джуджета може да бъде толкова разнообразна, колкото и тази на гигантските планети. Но ако атмосферите на Юпитер и Сатурн могат да бъдат изследвани отблизо, тогава метановите циклони и прашните бури на кафявите джуджета ще трябва да бъдат дешифрирани само от техните спектри.

Тайните на "метисите"

Въпросите за произхода и изобилието на кафявите джуджета все още са открити. Първите изчисления на техния брой в млади звездни купове като Плеядите показват, че в сравнение с нормалните звезди общата маса на кафявите джуджета очевидно не е толкова голяма, че да им „отпише“ цялата скрита маса на Галактиката. Но това заключение все още трябва да бъде проверено.

Общоприетата теория за произхода на звездите не дава отговор на въпроса как се образуват кафявите джуджета. Обекти с такава ниска маса могат да се образуват като гигантски планети в околозвездни дискове. Но са открити доста единични кафяви джуджета и е трудно да се предположи, че всички те са били изгубени от по-масивните си спътници малко след раждането. Освен това наскоро беше открита планета в орбита около едно от кафявите джуджета, което означава, че тя не е била подложена на силното гравитационно влияние на своите съседи, в противен случай джуджето щеше да я загуби.

Много специален начин на раждане на кафяви джуджета наскоро беше очертан при изследването на две близки двойни системи - LL Andromeda и EF Eridani. В тях по-масивен спътник, бяло джудже, дърпа материята с гравитацията си от по-малко масивен спътник, така наречената звезда-донор. Изчисленията показват, че първоначално в тези системи сателитите донори са били обикновени звезди, но за няколко милиарда години тяхната маса е паднала под граничната стойност и термоядрените реакции в тях са изчезнали. Сега, според външни признаци, това са типични кафяви джуджета. Температурата на звездата-донор в системата LL Andromeda е около 1300 K, а в системата EF Eridani е около 1650 K. Те са само няколко десетки пъти по-големи от Юпитер по маса и в спектрите им се виждат метанови линии . Доколко тяхната вътрешна структура и химичен състав са подобни на тези на "истинските" кафяви джуджета, все още не е известно. По този начин нормална звезда с ниска маса, загубила значителна част от материята си, може да се превърне в кафяво джудже.

Астрономите бяха прави, когато казаха, че природата е по-изобретателна от нашето въображение. Кафявите джуджета, тези „не звезди и не планети“, вече започнаха да изненадват. Както се оказа наскоро, въпреки студения си характер, някои от тях са източници на радио и дори рентгеново (!) лъчение. Така че в бъдеще този нов тип космически обекти ни обещава много интересни открития.