Yıldızlar evrendeki en sıcak nesnelerdir. Termonükleer füzyon süreçleri derinliklerinde gerçekleşir ve bunun sonucunda inanılmaz derecede büyük miktarda enerji açığa çıkar. Yıldızların yüzey sıcaklıkları 2.000 ila 60.000 santigrat derece arasında değişir ve yaydıkları ışık milyarlarca ışıkyılı uzaklıktan görülebilir. Ancak tüm yıldızlar aynı değildir, tamamen farklı olanlar vardır - hayaletler gibi sonsuz uzayda dolaşan, herkesten saklanan soğuk yıldızlar.

teori

Bu yıldızlar kahverengi cüceler(kahverengi cüceler). Bilimsel topluluk tarafından onaylanan en son tanıma göre, kahverengi cüceler yıldız altı nesneler küçük kütle (12 ila 80 Jüpiter kütlesi veya 0,012 ila 0,075 güneş kütlesi), ancak bunlar yine de sıradan olmasa da yıldızlardır.

sanatçının kahverengi cüce kavramı

İlk kez 1960'larda kahverengi cüceler tartışıldı, ancak daha sonra varlıkları sadece varsayımsal olarak kabul edildi. Küçük, soğuk ve karanlık yıldızların varlığı hipotezi birçok bilim insanının ilgisini çekti ve bir süre sonra bu tür cisimlerin aranması başladı. Bununla birlikte, 35 yıllık gözlemler, en azından varsayımsal bir kahverengi cüceye benzer bir şeyi ortaya çıkarmamıza izin vermedi. Öte yandan, bu oldukça doğaldı, çünkü daha sonra ortaya çıktığı gibi, bu tür yıldızlar çoğunlukla ışık yayma(veya parlaklıkları önemsizdir) ve o zamanın tüm yer tabanlı teleskopları çok düşük bir hassasiyete sahipti.

İlk kahverengi cüce

Sadece 1995 yılında teleskopların kullanımı sayesinde kızılötesi artan hassasiyete sahip menzil, ilk kahverengi cüceyi bulmayı başardı - 1. Bundan sonra, çok sayıda benzer yıldız keşfedildi, bu da fizikçileri Evrende yüksek oranda kahverengi cüceler olduğu hipotezine yönlendirdi ve bu şimdi giderek daha makul hale geldi.

ikinci keşfedilen kahverengi cüce, Gliese 229B, iki yıldızlı bir sistemde kırmızı cüce Gliese 229'un yörüngesinde dönüyor

Kahverengi cücelerin derinliklerinde ve diğer yıldızlarda, süreçler termonükleer füzyon ancak kararlı değildirler ve uzun süre dayanmazlar, bu da yıldızın hızlı soğumasına neden olur. Zamanla, kahverengi cücelerin parlaklığı ve sıcaklığı sürekli azalmaktadır.

spektral sınıflar

Yüzey sıcaklığı açısından, kahverengi cüceler birbirinden oldukça farklıdır, bu nedenle onları 4 spektral sınıfa ayırmaları önerildi (ilk başta 3 sınıf vardı, Y sınıfı uzun süre bilim dünyası tarafından reddedildi):

Spektral sınıf M- hem boyut hem de yüzey sıcaklığı (2000 °C'ye kadar) olarak kırmızı cücelere yakın olan oldukça büyük yıldız altı nesneler.

Spektral sınıf L- yüzey sıcaklığı 1500-1000 °C, kütlesi 70'ten fazla Jüpiter kütlesi. Birinci sınıf L cüce keşfedildi - GD 165B. Toplamda, bu türden 400'den fazla alt yıldız bulundu.

Spektral sınıf T- yüzey sıcaklığı 1000-400 °C, kütlesi 70 Jüpiter kütlesinden az. İlk bulunan T-cüce - Gliese 229B. Şimdiye kadar 200'den fazla T yıldız bulundu.

spektral tip Y- 2011 yılına kadar bu tip sadece teoride mevcuttu. 400 °C'nin altındaki sıcaklık.

en soğuk yıldızlar

Ağustos 2011'de, 7 süper soğuk Y sınıfı kahverengi cüce keşfedildi.

Cücenin yüzey sıcaklığı CFBDSIR 1458+10 yaklaşık olarak 97 °С.

kahverengi cüce BİLGE 1828+2650 uzay kızılötesi teleskopu tarafından tespit edilen WISE daha da düşük bir sıcaklığa sahiptir - yaklaşık 25 °С.

Sanatçının Y sınıfı kahverengi cüce WISE 1828+2650'ye bakışı

Bilim adamlarının teorik bilgileri ve teknik yetenekleri ne kadar kapsamlı olursa, o kadar çok keşif yaparlar. Görünüşe göre tüm uzay nesneleri zaten biliniyor ve sadece özelliklerini açıklamak gerekiyor. Ancak, astrofizikçiler ne zaman böyle bir düşünceye sahip olsalar, Evren onlara başka bir sürpriz sunar. Bununla birlikte, çoğu zaman, bu tür yenilikler teorik olarak tahmin edilir. Bu nesneler arasında kahverengi cüceler bulunur. 1995'e kadar sadece "kalemin ucunda" vardılar.

Hadi tanışalım

Kahverengi cüceler oldukça sıra dışı yıldızlardır. Tüm ana parametreleri, bize tanıdık gelen armatürlerin özelliklerinden çok farklıdır, ancak benzerlikler vardır. Açıkça söylemek gerekirse, kahverengi bir cüce yıldız altı bir nesnedir, gerçek armatürler ve gezegenler arasında bir ara konumda bulunur. Bunlar nispeten küçük bir kütleye sahiptir - Jüpiter'in benzer parametresinin 12.57'den 80.35'ine. Diğer yıldızların merkezlerinde olduğu gibi içlerinde de termonükleer reaksiyonlar meydana gelir. Kahverengi cüceler arasındaki fark, bu süreçte hidrojenin son derece önemsiz rolüdür. Bu tür yıldızlar yakıt olarak döteryum, bor, lityum ve berilyum kullanır. "Yakıt" nispeten çabuk tükenir ve kahverengi cüce soğumaya başlar. Bu işlem tamamlandıktan sonra gezegen benzeri bir nesne haline gelir. Böylece, kahverengi cüceler, Hertzsprung-Russell diyagramının ana dizisine asla düşmeyen yıldızlardır.

Görünmez Gezginler

Bu ilginç nesneler, diğer bazı dikkate değer özelliklerle ayırt edilir. Onlar herhangi bir galaksiyle ilişkili olmayan dolaşan yıldızlardır. Teorik olarak, bu tür kozmik cisimler, uzayın genişliklerinde milyonlarca yıl boyunca sörf yapabilir. Bununla birlikte, en önemli özelliklerinden biri, neredeyse tamamen radyasyon yokluğudur. Özel ekipman kullanılmadan böyle bir nesneyi fark etmek imkansızdır. Astrofizikçiler yeterince uzun bir süre uygun ekipmana sahip olmadılar.

İlk keşifler

Kahverengi cücelerden gelen en güçlü radyasyon kızılötesi spektral bölgededir. Bu tür izlerin aranması, 1995 yılında, bu tür ilk nesne Teide 1'in keşfedildiği zaman başarı ile taçlandı.M8 spektral sınıfına ait ve Ülker kümesinde bulunuyor. Aynı yıl, başka bir yıldız olan Gliese 229B, Güneş'ten 20 uzaklıkta keşfedildi. Kırmızı cüce Gliese 229A'nın etrafında döner. Keşifler birbiri ardına gelmeye başladı. Bugüne kadar yüzden fazla kahverengi cüce bilinmektedir.

farklılıklar

Kahverengi cüceler, birçok yönden gezegenlere ve hafif yıldızlara benzerlikleri nedeniyle tanımlanmaları kolay değildir. Kendi yarıçaplarında Jüpiter'e bir dereceye kadar yaklaşıyorlar. Bu parametrenin yaklaşık olarak aynı değeri, tüm kahverengi cüce kütleleri için kalır. Bu koşullar altında, onları gezegenlerden ayırt etmek son derece zor hale gelir.

Ek olarak, bu türden tüm cüceler en hafiflerini destekleyemez (13'e kadar o kadar soğuk ki, döteryum kullanan işlemler bile derinliklerinde imkansızdır. En büyük kütle çok hızlı (kozmik ölçekte - 10 milyonda) yıl) soğurlar ve termonükleer reaksiyonları sürdüremez hale gelirler. Bilim adamları kahverengi cüceleri ayırt etmek için iki ana yöntem kullanırlar. Bunlardan ilki yoğunluğu ölçmektir. Kahverengi cüceler, yaklaşık olarak aynı yarıçap ve hacim değerleri ile karakterize edilir. , ve bu nedenle 10 Jüpiter veya daha büyük bir kütleye sahip kozmik bir cisim bu tür bir nesneye atıfta bulunur.

İkinci yöntem, X-ışınlarının tespitidir.Sadece sıcaklığı gezegen seviyesine düşen (1000 K'ye kadar) kahverengi cüceler, bu kadar belirgin bir özellik ile övünemezler.

Işık yıldızlarından nasıl ayırt edilir

Küçük bir kütleye sahip bir armatür, kahverengi bir cüceyi ayırt etmenin zor olabileceği başka bir nesnedir. yıldız nedir? Bu, tüm hafif elementlerin yavaş yavaş yandığı bir termonükleer kazan. Bunlardan biri lityumdur. Bir yandan, çoğu yıldızın derinliklerinde oldukça çabuk biter. Öte yandan, katılımıyla reaksiyon için nispeten düşük bir sıcaklık gereklidir. Spektrumda lityum çizgileri olan nesnenin muhtemelen kahverengi cüceler sınıfına ait olduğu ortaya çıktı. Bu yöntemin sınırlamaları vardır. Lityum genellikle genç yıldızların spektrumunda bulunur. Ek olarak, kahverengi cüceler bu elementin tüm rezervlerini yarım milyar yıl boyunca tüketebilir.

Metan da ayırt edici bir özellik olabilir. Yaşam döngüsünün son aşamalarında, kahverengi bir cüce, sıcaklığı etkileyici bir miktar biriktirmesine izin veren bir yıldızdır. Diğer armatürler böyle bir duruma soğuyamaz.

Kahverengi cüceleri ve yıldızları ayırt etmek için parlaklıkları da ölçülür. Armatürler varlıklarının sonunda sönerler. Cüceler tüm "yaşamı" soğutur. Son aşamalarda o kadar karanlık olurlar ki, onları yıldızlarla karıştırmak imkansızdır.

Kahverengi cüceler: spektral tip

Tanımlanan nesnelerin yüzey sıcaklığı, kütle ve yaşa bağlı olarak değişir. Olası değerler, gezegenselden en soğuk M sınıfı yıldızların özelliklerine kadar olan aralıktadır.Bu nedenlerle, kahverengi cüceler için başlangıçta iki ek tayf türü L ve T tanımlanmıştır.Bunlara ek olarak, Y sınıfı da mevcuttu. teoride Bugüne kadar gerçekliği doğrulandı. Her bir sınıfın nesnelerinin özellikleri üzerinde duralım.

L sınıfı

Adlandırılanların ilk türüne ait yıldızlar, yalnızca titanyum oksit ve vanadyumdan değil, aynı zamanda metal hidritlerden de absorpsiyon bantlarının varlığında önceki M sınıfının temsilcilerinden farklıdır. Yeni bir L sınıfını ayırt etmeyi mümkün kılan bu özellikti. Ayrıca, ona ait bazı kahverengi cücelerin spektrumunda alkali metaller ve iyot çizgileri bulundu. 2005 yılına kadar, bu tür 400 tesis açılmıştır.

T sınıfı

T-cüceler, yakın kızılötesi aralığında metan bantlarının varlığı ile karakterize edilir. Benzer özellikler daha önce sadece Satürn'ün uydusu Titan'da da bulunmuştu. L-cücelerin karakteristiği olan FeH ve CrH hidritleri, T sınıfında sodyum ve potasyum gibi alkali metaller ile değiştirilmektedir.

Bilim adamlarının varsayımlarına göre, bu tür nesnelerin nispeten küçük bir kütlesi olmalıdır - 70 Jüpiter kütlesinden fazla olmamalıdır. Kahverengi T-cüceler birçok yönden gaz devlerine benzer. Karakteristik yüzey sıcaklıkları 700 ila 1300 K arasında değişir. Bu tür kahverengi cüceler kamera merceğine düşerse, fotoğrafta pembemsi mavi nesneler görülecektir. Bu etki, moleküler bileşiklerin yanı sıra sodyum ve potasyum spektrumlarının etkisiyle ilişkilidir.

Şık

Son spektral sınıf sadece teoride uzun bir süre var oldu. Bu tür nesnelerin yüzey sıcaklığı 700 K, yani 400 ºС'nin altında olmalıdır. Görünür aralıkta bu tür kahverengi cüceler algılanmaz (fotoğraf çekmek hiç mümkün olmayacaktır).

Bununla birlikte, 2011'de Amerikalı astrofizikçiler, 300 ila 500 K arasında değişen sıcaklıklara sahip birkaç benzer soğuk nesnenin keşfini duyurdular. Bunlardan biri, WISE 1541-2250, Güneş'ten 13.7 ışıkyılı uzaklıkta yer almaktadır. Diğeri, WISE J1828+2650, 25°C yüzey sıcaklığına sahiptir.

Güneşin ikizi kahverengi bir cüce

Ölüm Yıldızı'ndan bahsetmesek, böyle ilginç olanlar hakkında bir hikaye eksik olurdu. Bu, Oort bulutunun dışında, ondan 50-100 astronomik birim uzaklıkta bulunan bazı bilim adamlarının varsayımlarına göre, Güneş'in varsayımsal olarak var olan ikizinin adıdır. Astrofizikçilere göre, iddia edilen nesne yıldızımızın bir çiftidir ve her 26 milyon yılda bir Dünya'nın yanından geçer.

Hipotez, paleontolog David Raup ve Jack Sepkowski'nin gezegenimizdeki biyolojik türlerin periyodik olarak kitlesel yok oluşu hakkındaki varsayımıyla ilgilidir. 1984 yılında ifade edilmiştir. Genel olarak, teori oldukça tartışmalıdır, ancak lehine argümanlar vardır.

Ölüm Yıldızı, bu tür yok oluşlar için olası bir açıklamadır. Benzer bir varsayım, iki farklı gökbilimci grubunda aynı anda ortaya çıktı. Hesaplarına göre, Güneş'in ikizi oldukça uzun bir yörünge boyunca hareket etmelidir. Armatürümüze yaklaşırken, Oort bulutunda çok sayıda "yaşayan" kuyruklu yıldızları rahatsız ediyor. Sonuç olarak, Dünya ile çarpışmalarının sayısı artar ve bu da organizmaların ölümüne yol açar.

Ölüm Yıldızı veya diğer adıyla Nemesis, kahverengi, beyaz veya kırmızı bir cüce olabilir. Ancak bugüne kadar bu rol için uygun hiçbir nesne bulunamadı. Oort bulutunun bölgesinde, kuyruklu yıldızların yörüngelerini etkileyen henüz bilinmeyen dev bir gezegen olduğuna dair öneriler var. Buz bloklarını kendine çekerek Dünya ile olası çarpışmalarını önler, yani varsayımsal Ölüm Yıldızı gibi hareket etmez. Ancak Tyche gezegeninin (yani Nemesis'in kız kardeşinin) varlığına dair de bir kanıt yoktur.

Kahverengi cüceler, gökbilimciler için nispeten yeni nesnelerdir. Hala onlar hakkında elde edilecek ve analiz edilecek birçok bilgi var. Bugün, bu tür nesnelerin bilinen birçok yıldızın yoldaşı olabileceği varsayılmaktadır. Bu tür cüceleri araştırma ve tespit etmenin zorlukları, bilimsel ekipman ve teorik anlayış için yeni bir çıta oluşturuyor.

Her yıldızın kendi kaderi ve kendi ömrü vardır. Solmaya başladığı bir nokta gelir.

Beyaz cüceler sıra dışı yıldızlardır. Yoğunluğu son derece yüksek olan bir maddeden oluşurlar. Yıldız evrimi teorisinde, bunlar, Güneş'in kütlesine benzer şekilde, düşük ve orta kütleli yıldızların evriminin son aşaması olarak kabul edilir. Çeşitli tahminlere göre Galaksimizde bu tür yıldızların %3-4'ü vardır.

Beyaz cüceler nasıl oluşur?

Yaşlanan bir yıldızdaki tüm hidrojen yandıktan sonra, çekirdeği büzülür ve ısınır, bu da dış katmanlarının genişlemesine katkıda bulunur. Yıldızın etkin sıcaklığı düşer ve bir kırmızı deve dönüşür. Yıldızın çekirdeğe çok zayıf bir şekilde bağlı olan nadir kabuğu, sonunda uzayda dağılır, komşu gezegenlere akar ve kırmızı devin yerinde beyaz cüce adı verilen çok kompakt bir yıldız kalır.

Güneşin sıcaklığını aşan bir sıcaklığa sahip olan beyaz cücelerin, Güneş'in boyutuna kıyasla neden küçük olduğu, içlerindeki maddenin yoğunluğunun son derece yüksek olduğu ortaya çıkana kadar, uzun bir süre bir sır olarak kaldı. 10 5 - 10 9 gr / cm 3). Beyaz cüceler için onları diğer yıldızlardan ayıran standart bir bağımlılık - kütle parlaklığı - yoktur. Çok büyük miktarda madde, son derece küçük bir hacimde "paketlenir", bu nedenle beyaz cücenin yoğunluğu suyun neredeyse 100 katıdır.

(Resimde, iki beyaz cücenin boyutlarının Dünya gezegeniyle karşılaştırılması)

Beyaz cücelerin sıcaklığı, içlerinde termonükleer reaksiyon olmamasına rağmen neredeyse sabit kalır. Bunu ne açıklar? Güçlü sıkıştırma nedeniyle, atomların elektron kabukları birbirine nüfuz etmeye başlar. Bu, çekirdekler arasındaki mesafe en küçük elektron kabuğunun yarıçapına eşit olana kadar devam eder. İyonlaşmanın bir sonucu olarak, elektronlar çekirdeğe göre serbestçe hareket etmeye başlar ve beyaz cücenin içindeki madde, metallerin özelliği olan fiziksel özellikleri kazanır. Böyle bir maddede, enerji, büzüldükçe hızı giderek artan elektronlar tarafından yıldızın yüzeyine aktarılır: bazıları bir milyon derecelik bir sıcaklığa tekabül eden bir hızla hareket eder. Beyaz cücenin yüzeyindeki ve içindeki sıcaklık önemli ölçüde farklılık gösterebilir, bu da yıldızın çapında bir değişikliğe yol açmaz. Burada bir top mermisi ile bir karşılaştırma yapabilirsiniz - soğuma, hacimde azalma olmaz.

(Resimde, van Maanen'in yıldızı, Balık takımyıldızında bulunan loş bir beyaz cücedir.)

Beyaz cüce son derece yavaş bir şekilde soluyor: Yüz milyonlarca yıl boyunca radyasyon yoğunluğu sadece %1 oranında düşüyor. Ama sonunda, trilyonlarca yıl sürebilecek bir siyah cüceye dönüşerek ortadan kaybolması gerekecek. Beyaz cüceler Evrenin benzersiz nesneleri olarak adlandırılabilir. Henüz hiç kimse, dünyevi laboratuvarlarda bulundukları koşulları yeniden üretmeyi başaramadı.

Herhangi bir yıldız, helyum ve hidrojenin yanı sıra diğer kimyasal elementlerin izlerinden oluşan devasa bir gaz topudur. Çok sayıda yıldız vardır ve hepsi büyüklükleri ve sıcaklıkları bakımından farklılık gösterir ve bazıları yerçekimi kuvvetiyle birbirine bağlanan iki veya daha fazla yıldızdan oluşur. Dünya'dan bazı yıldızlar çıplak gözle, bazıları ise sadece teleskopla görülebilir. Ancak özel ekipmanlarla bile her yıldız istediğiniz gibi görüntülenemez ve hatta güçlü teleskoplarla bile bazı yıldızlar parlak noktalardan başka bir şey gibi görünmez.

Böylece, gece gökyüzünde açık havada oldukça iyi bir görme keskinliğine sahip basit bir kişi, bir dünyanın yarımküresinden yaklaşık 3000 yıldız görebilir, ancak aslında, Galaksi'de çok daha fazlası vardır. Tüm yıldızlar boyut, renk ve sıcaklığa göre sınıflandırılır. Böylece cüceler, devler ve süperdevler vardır.

Cüce yıldızlar aşağıdaki türlerdendir:

• sarı cüce. Bu tür, G tayf sınıfının küçük bir ana dizi yıldızıdır. Kütleleri 0,8 ila 1,2 güneş kütlesi arasında değişir.
• turuncu cüce. Bu tip, K spektral sınıfının ana dizisinin küçük yıldızlarını içerir. Kütleleri 0,5 - 0,8 güneş kütlesidir. Sarı cücelerin aksine, turuncu cücelerin ömrü daha uzundur.
• kırmızı cüce. Bu tür, M tayf türündeki küçük ve nispeten soğuk anakol yıldızlarını birleştirir. Diğer yıldızlardan farklılıkları oldukça belirgindir. Güneş'in 1/3'ünden fazla olmayan bir çapa ve kütleye sahiptirler.
• mavi cüce. Bu yıldız türü varsayımsaldır. Mavi cüceler, tüm hidrojen tükenmeden önce kırmızı cücelerden evrimleşir, ardından muhtemelen beyaz cücelere dönüşürler.
• Beyaz cüce. Bu zaten evrimleşmiş yıldızların türüdür. Chandrasekhar'ın kütlesinden daha fazla olmayan bir kütleleri var. Beyaz cüceler kendi termonükleer enerji kaynaklarından yoksundur. DA spektral sınıfına aittirler.
• siyah cüce. Bu tip, buna göre enerji yaymayan, yani soğutulmuş beyaz cücelerdir. parlamayın veya çok, çok zayıf bir şekilde yaymayın. Beyaz cücelerin yığılma yokluğunda evrimindeki son aşamayı temsil ederler. Beyaz cücelerin yanı sıra siyah cücelerin kütlesi, Chandrasekhar'ın kütlesini geçmez.
• kahverengi cüce. Bu yıldızlar, 12.57 ila 80.35 Jüpiter kütlesine sahip olan ve sırasıyla 0.012 - 0.0767 güneş kütlesine karşılık gelen yıldız altı nesnelerdir. Kahverengi cüceler, diğer yıldızların hidrojeni helyuma dönüştürmesine neden olan füzyon reaksiyonunu içermemeleri bakımından anakol yıldızlarından farklıdır.
• alt kahverengi cüceler veya kahverengi alt cüceler. Kütleleri kahverengi cücelerin sınırının altında olan kesinlikle soğuk oluşumlardır. Daha büyük ölçüde, gezegenler olarak kabul edilirler.

Bu nedenle, beyaz cücelere ait yıldızların, başlangıçta küçük olan ve evrimlerinin son aşamasında olan yıldızlar olduğu belirtilebilir. Beyaz cücelerin keşfinin tarihi, görece yakın bir yıl olan 1844'e kadar gider. O zaman, Alman gökbilimci ve matematikçi Friedrich Bessel, Sirius'u gözlemlerken, yıldızın doğrusal hareketten hafif bir sapmasını keşfetti. Bunun bir sonucu olarak Friedrich, Sirius'un görünmez bir büyük yıldıza sahip olduğunu öne sürdü. Bu varsayım, 1862'de Amerikalı astronom ve teleskop tasarımcısı Alvan Graham Clark tarafından o zamanki en büyük refraktörün ayarlanması sırasında doğrulandı. Sirius'un yakınında, daha sonra Sirius B olarak adlandırılan loş bir yıldız keşfedildi. Bu yıldız, düşük parlaklık ile karakterize edilir ve yerçekimi alanı, parlak eşini oldukça belirgin şekilde etkiler. Bu da, bu yıldızın önemli bir kütleye sahip çok küçük bir yarıçapa sahip olduğunu doğrular.

Hangi yıldızlar cücedir

Cüceler, kütlesi Chandrasekhar sınırını aşmayan evrimleşmiş yıldızlardır. Beyaz cüce oluşumu, tüm hidrojenin yanması sonucu oluşur. Hidrojen yandığında, yıldızın çekirdeği yüksek yoğunluklara sıkıştırılırken, dış katmanlar büyük ölçüde genişler ve buna parlaklıkta genel bir karartma eşlik eder. Böylece yıldız önce kabuğunu döken bir kırmızı deve dönüşür. Kabuğun fırlatılması, yıldızın dış katmanlarının merkezi sıcak ve çok yoğun çekirdek ile son derece zayıf bir bağlantıya sahip olması nedeniyle gerçekleşir. Daha sonra, bu kabuk genişleyen bir gezegenimsi bulutsu haline gelir. Kırmızı devler ve beyaz cücelerin çok yakın bir ilişkisi olduğu gerçeğine dikkat etmekte fayda var.

Tüm beyaz cüceler iki spektral gruba ayrılır. İlk grup, içinde helyum spektral çizgilerinin olmadığı bir "hidrojen" spektral tipi DA'ya sahip cüceleri içerir. Bu tip en yaygın olanıdır. Beyaz cücelerin ikinci türü DB'dir. Daha nadirdir ve "helyum beyaz cüce" ​​olarak adlandırılır. Bu tür yıldızların tayfında hiçbir hidrojen çizgisi bulunamadı.

Amerikalı astronom Iko Iben'e göre bu tür beyaz cüceler tamamen farklı şekillerde oluşuyor. Bunun nedeni, kırmızı devlerdeki helyum yanmasının kararsız olması ve periyodik olarak bir helyum tabakası parlaması gelişmesidir. Iko Iben ayrıca, kabuğun bir helyum flaşının gelişiminin farklı aşamalarında - zirvede ve flaşlar arasında - fırlatıldığı bir mekanizma önerdi. Buna göre oluşumu, kabuk fırlatma mekanizmasından etkilenir.

Nispeten parlak ve büyük kütleli armatürleri çıplak gözle görmek oldukça kolaydır, ancak Galaksi'de güneş sistemine yakın olsalar bile yalnızca güçlü teleskoplarda görülebilen çok daha fazla cüce yıldız vardır. Bunların arasında hem mütevazı asırlıklılar var - kırmızı cüceler ve tam teşekküllü yıldız statüsüne ulaşmayan kahverengi cüceler ve yavaş yavaş siyah olanlara dönüşen emekli beyaz cüceler. SPL/EAST NEWS'in üstündeki fotoğraf

Bir yıldızın kaderi tamamen büyüklüğüne, daha doğrusu kütlesine bağlıdır. Bir yıldızın kütlesini daha iyi hayal etmek için aşağıdaki örneği verebiliriz. Bir teraziye 333.000 dünya küresini, diğer teraziye Güneş'i koyarsanız, birbirlerini dengelerler. Yıldızlar dünyasında, Güneşimiz ortalamadır. Kütlesi en büyük yıldızlardan 100 kat, en hafiflerinden 20 kat daha büyüktür. Menzil küçük görünüyor: yaklaşık olarak bir balinadan (15 ton) bir kediye (4 kilogram) kadar. Ancak yıldızlar memeli değildir, fiziksel özellikleri kütleye çok daha bağımlıdır. En azından sıcaklığı karşılaştırın: bir balina ve bir kedi için neredeyse aynıdır, ancak yıldızlar için onlarca kez farklılık gösterir: cüceler için 2.000 kelvin'den büyük yıldızlar için 50.000'e. Daha da güçlü - radyasyonlarının gücü milyarlarca kez farklıdır. Bu yüzden gökyüzünde uzaktaki dev yıldızları kolayca fark ederiz ve Güneş'in yakınında bile cüceleri görmeyiz.

Ancak dikkatli hesaplamalar yapıldığında, Galaksideki devlerin ve cücelerin yaygınlığının, Dünya'daki balina ve kedilerin durumuna çok benzediği ortaya çıktı. Biyosferde bir kural vardır: organizma ne kadar küçükse, doğadaki bireyleri o kadar fazladır. Bunun yıldızlar için de geçerli olduğu ortaya çıktı, ancak bu benzetmeyi açıklamak o kadar kolay değil. Vahşi yaşamda besin zincirleri çalışır: büyükler küçükleri yer. Ormanda tavşanlardan daha fazla tilki olsaydı, bu tilkiler ne yerdi? Ancak yıldızlar genellikle birbirlerini yemezler. O zaman neden cücelerden daha az dev yıldız var? Gökbilimciler bu sorunun cevabının yarısını zaten biliyorlar.

Gerçek şu ki, devasa bir yıldızın ömrü, bir cüceninkinden binlerce kat daha kısadır. Ağır kütleli yıldızların kendi vücutlarını kütleçekimsel çöküşten korumak için yüksek bir sıcaklığa, yani merkezde yüz milyonlarca dereceye kadar ısınmaları gerekir. Termonükleer reaksiyonlar içlerinde çok yoğundur, bu da muazzam radyasyon gücüne ve "yakıtın" hızlı yanmasına yol açar. Devasa bir yıldız tüm enerjisini birkaç milyon yılda harcar ve yavaş yavaş için için yanan ekonomik cüceler termonükleer yaşamlarını on milyarlarca yıl boyunca uzatır. Yani ne zaman bir cüce doğsa, o hala hayattadır, çünkü Galaksinin yaşı sadece 13 milyar yıldır. Ancak 10 milyon yıldan daha uzun bir süre önce doğan devasa yıldızlar çoktan öldüler.

Ancak bu, devlerin uzayda neden bu kadar nadir olduğu sorusunun cevabının sadece yarısı. Diğer yarısı ise büyük kütleli yıldızların cüce yıldızlardan çok daha az doğmasıdır. Güneşimiz gibi yeni doğan yüz yıldız için, Güneş'ten 10 kat daha büyük kütleye sahip sadece bir yıldız belirir. Astrofiziğin bu "çevresel düzenliliğinin" nedeni henüz çözülmedi.

Dejenere yıldızlar

Genellikle, bir yıldızın oluşumu sırasında, merkezdeki yoğunluk ve sıcaklık, termonükleer reaksiyonları başlatmak için gerekli değerlere ulaşana kadar yerçekimi daralması devam eder ve daha sonra nükleer enerjinin salınması nedeniyle gazın basıncı, yıldızını dengeler. kendi yerçekimi çekimi. Büyük kütleli yıldızlar daha yüksek bir sıcaklığa sahiptir ve reaksiyonlar nispeten düşük bir madde yoğunluğunda başlar, ancak kütle ne kadar küçükse, "tutuşma yoğunluğu" o kadar yüksek olur. Örneğin, Güneş'in merkezinde, plazma santimetreküp başına 150 gram sıkıştırılır. Bununla birlikte, yüzlerce kat daha büyük bir yoğunlukta, sıcaklık artışından bağımsız olarak madde basınca direnmeye başlar ve sonuç olarak, termonükleer reaksiyonlarda enerji verimi önemli hale gelmeden yıldızın sıkışması durur. Sıkıştırmayı durdurmanın nedeni, fizikçilerin dejenere elektron gazının basıncı dediği kuantum mekaniksel bir etkidir.

Gerçek şu ki, elektronlar fizikçi Wolfgang Pauli tarafından 1925'te kurulan sözde "Pauli ilkesine" uyan parçacık tipine aittir. Bu ilke, elektronlar gibi özdeş parçacıkların aynı anda aynı durumda olamayacağını belirtir. Bu nedenle bir atomdaki elektronlar farklı yörüngelerde hareket eder. Bir yıldızın bağırsaklarında atom yoktur: yüksek yoğunlukta ezilirler ve tek bir "elektronik deniz" vardır. Onun için Pauli ilkesi şöyle geliyor: yakınlarda bulunan elektronlar aynı hıza sahip olamaz. Eğer bir elektron duruyorsa, diğeri hareket etmelidir ve üçüncüsü daha da hızlı hareket etmelidir, vb. Elektron gazının bu durumuna fizik tarafından dejenerasyon denir.

Küçük bir yıldız tüm füzyon yakıtını yakıp enerji kaynağını kaybetse bile, daralması dejenere elektron gazının basıncıyla durdurulabilir. Madde ne kadar soğutulursa soğutulsun, yüksek yoğunlukta elektronların hareketi durmaz, bu da maddenin basıncının sıcaklıktan bağımsız olarak sıkıştırmaya direneceği anlamına gelir: yoğunluk ne kadar büyükse, basınç o kadar yüksek olur. Kütlesi güneşe eşit olan ölmekte olan bir yıldızın büzülmesi, Dünya'nın büyüklüğüne, yani 100 katına indiğinde duracak ve maddesinin yoğunluğu, suyun yoğunluğundan bir milyon kat fazla olduğunda duracaktır. Beyaz cüceler bu şekilde oluşur. Kütlesi daha az olan bir yıldız, çekim kuvveti o kadar güçlü olmadığı için daha düşük yoğunlukta çökmeyi durdurur. Çok küçük bir başarısız yıldız dejenere olabilir ve içindeki sıcaklık "termonükleer ateşleme" eşiğine yükselmeden önce bile büzülmeyi durdurabilir. Böyle bir vücut asla gerçek bir yıldız olmayacak.

Eksik bağlantı

Yakın zamana kadar astronomik nesnelerin sınıflandırılmasında büyük bir boşluk vardı: Bilinen en küçük yıldızlar Güneş'ten 10 kat, en büyük gezegen Jüpiter ise 1000 kat daha hafifti. Doğada ara nesneler var mı - yıldızlar değil, 1/1000 ila 1/10 güneş kütlesine sahip gezegenler değil mi? Bu "eksik bağlantı" nasıl görünmelidir? Tespit edilebilir mi? Bu sorular uzun zamandır gökbilimcileri endişelendirdi, ancak yanıt ancak 1990'ların ortalarında, güneş sistemi dışındaki gezegenleri aramaya yönelik programların ilk meyvelerini verdiğinde şekillenmeye başladı. Güneş benzeri birkaç yıldızın etrafındaki yörüngelerde, hepsinin Jüpiter'den daha büyük olduğu ortaya çıkan dev gezegenler bulundu. Yıldızlar ve gezegenler arasındaki kütle farkı küçülmeye başladı. Fakat bir bağ mümkün mü ve bir yıldız ile bir gezegen arasındaki çizgiyi nereye çekmeli?

Yakın zamana kadar, oldukça basit görünüyordu: yıldız kendi ışığıyla parlıyor ve gezegen yansıdı. Bu nedenle, bu nesneler, derinliklerinde, varlıklarının tamamı boyunca termonükleer füzyon reaksiyonlarının meydana gelmediği gezegen kategorisine girer. Evrimin bir aşamasında, güçleri parlaklıkla karşılaştırılabilirse (yani, ana enerji kaynağı olarak termonükleer reaksiyonlar hizmet etti), o zaman böyle bir nesneye yıldız denmeyi hak ediyor. Ancak, termonükleer reaksiyonların meydana geldiği, ancak hiçbir zaman ana enerji kaynağı olarak hizmet etmediği ara nesneler olabileceği ortaya çıktı. 1996'da keşfedildiler, ancak bundan çok önce kahverengi cüceler olarak adlandırıldılar. Bu garip nesnelerin keşfinden önce, dikkate değer bir teorik tahminle başlayan otuz yıllık bir araştırma yapıldı.

1963'te Hint kökenli genç bir Amerikalı astrofizikçi Shiv Kumar, en düşük kütleli yıldızların modellerini hesapladı ve kozmik bir cismin kütlesi Güneş'in %7,5'ini aşarsa, çekirdeğindeki sıcaklığın birkaç milyon dereceye ulaştığını buldu. ve hidrojeni helyuma dönüştüren termonükleer reaksiyonlar başlar. Daha küçük bir kütle ile, merkezdeki sıcaklık helyum füzyon reaksiyonunun devam etmesi için gerekli değere ulaşmadan sıkıştırma durur. O zamandan beri, bu kritik kütle değerine "hidrojen tutuşma sınırı" veya Kumar sınırı adı verildi. Bir yıldız bu sınıra ne kadar yakınsa, nükleer reaksiyonları o kadar yavaş olur. Örneğin, %8'lik bir kütleye sahip olan güneş yıldızı, yaklaşık 6 trilyon yıl boyunca "yanacak" - evrenin şu anki yaşından 400 kat daha fazla! Dolayısıyla, bu tür yıldızlar hangi çağda doğarlarsa doğsunlar, hepsi hala emekleme dönemindedir.

Bununla birlikte, daha az kütleli nesnelerin yaşamında, normal bir yıldıza benzedikleri kısa bir dönem vardır. Güneş kütlesinin% 1 ila% 7'si, yani 13 ila 75 Jüpiter kütlesi olan cisimlerden bahsediyoruz. Oluşum döneminde, yerçekimi etkisi altında küçülürler, ısınırlar ve kızılötesi ve hatta biraz kırmızı - görünür ışıkla parlamaya başlarlar. Yüzeylerinin sıcaklığı 2500 kelvin'e yükselebilir ve derinliklerde 1 milyon kelvin'i aşabilir. Bu, helyumun termonükleer füzyonunun reaksiyonunu başlatmak için yeterlidir, ancak sıradan hidrojenden değil, çok nadir bir ağır izotoptan - döteryumdan ve sıradan helyumdan değil, hafif bir helyum-3 izotopundan. Kozmik maddede çok az döteryum bulunduğundan, önemli bir enerji salınımı vermeden hepsi hızla yanar. Soğuyan bir ateşe bir yaprak kağıt atmak gibidir: anında yanar, ancak ısı vermez. “Ölü doğmuş” bir yıldız daha güçlü bir şekilde ısınamaz - sıkıştırması, dejenere gazın iç basıncının etkisi altında durur. Isı kaynaklarından yoksun, sıradan bir gezegen gibi sadece gelecekte soğur. Bu nedenle, bu başarısız yıldızlar sadece kısa gençliklerinde, sıcakken fark edilebilirler. Durağan termonükleer yanma rejimine ulaşmaya mahkum değiller.

en yakın komşular

Gökyüzünde çıplak gözle görülebilen birkaç bin yıldızdan sadece birkaç yüz tanesi kendi adıyla onurlandırılmıştır. Bir teleskopla bile zor görülebilen loş armatürler hakkında konuşacak hiçbir şey yok gibi görünüyor. Ama hayır! Astronomik kitaplar genellikle Proxima Centauri, Barnard'ın Uçan Yıldızı, Kapteyn, Przybylsky, van Maanen, Leuthen yıldızları gibi nesnelerden bahseder ... Genellikle bunlara onları inceleyen gökbilimcilerin adları verilir. Bu isimler, kendilerini bilimde bir Petri kabı veya X-ışınları ile aynı şekilde kurdular - kendiliğinden, herhangi bir resmi karar olmadan, sadece bilim adamlarının değerlerinin bir tanınma biçimi olarak. Ve ilginç olan, bilim adamlarının isimlerini taşıyan neredeyse tüm yıldızların belirsiz, çok küçük ve sönük olduğu ortaya çıktı.

Bu minik yıldızlar gökbilimciler için neden bu kadar çekici? Her şeyden önce, Güneşimizin bunlardan biri olduğu gerçeği. Özelliklerin kombinasyonuna göre, büyük cücelere atfedilebilir. Bu nedenle küçük yıldızların yaşamını inceleyerek geçmişini ve geleceğini anlamaya çalışıyoruz. Ayrıca cüce yıldızlar en yakın komşularımızdır. Ve bu şaşırtıcı değil, çünkü Galakside daha fazla çocuk var. Erboğa takımyıldızındaki Proxima, bizden dört ışıkyılı uzaklıkta bulunur - adıyla belirtildiği gibi diğer tüm yıldızların en yakını (Latin proxima - "en yakın"). Ancak, yakınlığa rağmen, sadece bir teleskopla görülebilir. Ve bu şaşırtıcı değil, çünkü optik parlaklığı güneşinkinden 18 bin kat daha az. Boyut olarak Jüpiter'den sadece 1,5 kat daha büyüktür ve yüzey sıcaklığı yaklaşık 3000 K - Güneş'in yarısı kadardır. Proxima, Güneş'ten 7 kat daha hafiftir ve yıldız kütlelerinin alt sınırı olan Kumar sınırına çok yakındır. Derinlerinde termonükleer reaksiyonları zar zor destekleyebilir.

Proxima'dan biraz daha uzakta, ancak onunla yerçekimsel bir bağlantı içinde, çift yıldız Alpha Centauri'dir. Her iki bileşeni de Güneşimizin neredeyse tam kopyalarıdır. Doğru, yaklaşık 200 milyon yıl daha yaşlılar, bu da onları inceleyerek Güneş'in milyonlarca yıl sonraki geleceğini tahmin ettiğimiz anlamına geliyor.

Güneş'in daha uzak geleceği, örneğin, van Maanen'in yıldızı ile temsil edilir - bu, bir zamanlar Güneş'e benzeyen bir yıldızın kalıntısı olan bize en yakın tek beyaz cücedir. 6-7 milyar yıl içinde, armatürümüz aynı kaderi yaşayacak: dış katmanlarını döktükten sonra, dünyanın boyutuna küçülecek ve bir yıldızın süper yoğun bir soğutma "cüruna" dönüşecek - ilk önce yüksek sıcaklıktan beyaz , sonra yavaş yavaş kızaran ve nihayet neredeyse görünmez soğuk siyah cüce. Bu dönüşümün nasıl gerçekleşeceği, astronomik makalelerde "Sakurai'nin nesnesi" olarak geçen bir başka "adlandırılmış" yıldız tarafından anlatılıyor. Japon amatör gökbilimci Yukio Sakurai, 20 Şubat 1996'da parlaklığında ani bir artış olduğu anda onu keşfetti. İlk başta sıradan bir genç beyaz cüce gibi görünüyordu, ancak altı ay içinde yüzlerce kez şişerek nükleer yakıtının son damlalarını yakan bir yıldızın “ölüm kasılmalarını” gösterdi. Gökbilimciler buna helyum flaşı diyor. Hesaplamalara inanıyorsanız, o zaman bu tür birkaç salgın daha ve cüce sonsuza kadar sakinleşmeli.

"Ölü doğmuş" yıldızların keşfi

Fizikçiler, korunum yasalarının yasaklamadığı şeylere izin verildiğinden emindir. Gökbilimciler buna şunu ekliyor: Doğa bizim hayal gücümüzden daha zengin. Shiv Kumar kahverengi cüceleri icat edebilseydi, o zaman doğanın onları yaratması zor olmayacaktı. Otuz yıl boyunca, bu loş armatürler için sonuçsuz aramalar devam etti. Çalışmaya giderek daha fazla araştırmacı dahil edildi. Teorisyen Kumar bile kağıt üzerinde keşfettiği nesneleri bulma umuduyla teleskoba sarıldı. Fikri basitti: Tek bir kahverengi cüceyi tespit etmek çok zor, çünkü sadece radyasyonunu düzeltmeniz değil, aynı zamanda soğuk (yıldız standartlarına göre) bir atmosfere sahip uzak bir dev yıldız veya hatta etrafı çevrili bir galaksi olmadığını kanıtlamanız gerekiyor. evrenin kenarındaki tozla. Astronomide en zor şey bir cisme olan uzaklığı belirlemektir. Bu nedenle, mesafeleri zaten bilinen normal yıldızların yakınında cüce aramak gerekir. Ancak parlak bir yıldız teleskopu kör edecek ve sönük bir cüceyi görmeyi imkansız hale getirecektir. Bu nedenle, onları diğer cücelerin yanında aramanız gerekiyor! Örneğin, kırmızı - aşırı küçük kütleli yıldızlar veya beyaz - normal yıldızların soğuyan kalıntıları. 1980'lerde Kumar ve diğer gökbilimciler tarafından yapılan aramalar boş çıktı. Kahverengi cücelerin keşfedildiğine dair birden fazla rapor olmasına rağmen, her seferinde ayrıntılı bir çalışma bunların küçük yıldızlar olduğunu gösterdi. Ancak, arama fikri doğruydu ve on yıl sonra işe yaradı.

1990'larda, gökbilimciler yeni hassas radyasyon dedektörleri aldılar - atmosferin neden olduğu bozulmaları telafi eden ve Dünya yüzeyinden neredeyse aynı net görüntüleri elde etmeyi mümkün kılan uyarlanabilir optikli CCD dizileri ve çapı 10 metreye kadar büyük teleskoplar uzaydan olduğu gibi. Bu hemen meyve verdi: kelimenin tam anlamıyla kahverengi olanların sınırında olan aşırı derecede soluk kırmızı cüceler keşfedildi.

Ve ilk kahverengi cüce 1995 yılında Kanarya Adaları'ndaki Astrofizik Enstitüsü'nden Rafael Rebolo liderliğindeki bir grup gökbilimci tarafından bulundu. La Palma adasında bir teleskop kullanarak, Pleiades yıldız kümesinde Teide Pleiades 1 adını verdikleri, adını Tenerife adasındaki Pico de Teide yanardağından ödünç alan bir nesne buldular. Doğru, bu nesnenin doğası hakkında bazı şüpheler kaldı ve İspanyol gökbilimciler bunun gerçekten bir kahverengi cüce olduğunu kanıtlasa da, Amerikalı meslektaşları aynı yıl keşiflerini duyurdular. Palomar Gözlemevi'nden Tadashi Nakajima liderliğindeki bir ekip, Palomar Gözlemevi'ndeki teleskopları kullanarak, Dünya'dan 19 ışıkyılı uzaklıkta, Hare takımyıldızında, çok küçük ve soğuk yıldız Gliese 229'un yanında, daha da küçük ve daha soğuk uydusu keşfedildi. Gliese 229B. Yüzeyinin sıcaklığı sadece 1000 K'dir ve radyasyon gücü güneşten 160 bin kat daha düşüktür.

En büyük teleskopların “başarısız yıldızları” aramak için uygun olmadığı çabucak anlaşıldı. İlk tek kahverengi cüceler, gökyüzünün sistematik incelemeleri sırasında sıradan bir teleskopta keşfedildi. Örneğin, Suyılanı takımyıldızındaki Kelu-1 nesnesi, 1987'de Şili'deki Avrupa Güney Gözlemevi'nde başlayan, Güneş'in çevresindeki uzun vadeli cüce yıldız arayışının bir parçası olarak keşfedildi. Şili Üniversitesi'nden gökbilimci Maria Teresa Ruiz, 1 metrelik bir Schmidt teleskopu kullanarak uzun yıllardır düzenli olarak gökyüzünün bazı bölümlerini fotoğraflıyor ve ardından yıllar içinde alınan görüntüleri karşılaştırıyor. Yüzbinlerce sönük yıldız arasında, diğerlerine göre gözle görülür şekilde kaymış olanları arar - bu, yakındaki armatürlerin açık bir işaretidir. Bu şekilde, Maria Ruiz düzinelerce beyaz cüce keşfetti ve 1997'de nihayet kahverengi bir cüceye sahip oldu. Türü, lityum ve metan çizgilerinin ortaya çıktığı spektrum tarafından belirlendi. Maria Ruiz ona Kelu-1 adını verdi: Bir zamanlar Şili'nin orta kesiminde yaşayan Mapuche halkının dilinde "kelu" kırmızı anlamına geliyor. Güneş'ten yaklaşık 30 ışıkyılı uzaklıkta bulunur ve herhangi bir yıldızla ilişkili değildir.

1995-1997 yıllarında yapılan tüm bu bulgular, yıldızlar ve gezegenler arasında yerini alan yeni bir astronomik nesne sınıfının prototipleri oldu. Astronomide genellikle olduğu gibi, ilk keşifleri hemen yenileri takip etti. Son yıllarda, rutin 2MASS ve DENIS kızılötesi gökyüzü araştırmaları sırasında birçok cüce keşfedildi.

Başarısız yıldızlar “kalemin ucunda” keşfedildi, Kumar “kara cüceler” olarak adlandırdı, ancak onları uzun süre tespit etmek mümkün olmadığından yeni terim unutuldu (şimdi popüler bilim literatüründe soğutulmuş beyaz cüceler olarak adlandırılıyor) ). 1970'lerin ortalarında, gökbilimciler, kendisini yalnızca yerçekimi yoluyla gösteren görünmez bir gizli kütle (şimdi karanlık madde olarak adlandırılır) aramaya başladığında, Kumar tarafından tahmin edilen loş cüce nesnelere şüphe düştü. İsimleri için yeni fikirler gelmeye başladı. Hâlâ siyah olmadıkları için, Minnesota Üniversitesi'nden Chris Davidson "kızılötesi cüceler" terimini ortaya attı, diğer gökbilimciler onları "kızıl cüceler" olarak adlandırmaya çalıştı, ancak 1975'te Berkeley Üniversitesi'nden yüksek lisans öğrencisi Jill Tarter bu terimi icat etti. kahverengi cüce ve yerleşti. Rusçaya “kahverengi cüce” olarak çevrildi, daha sonra “kahverengi cüce” varyantı ortaya çıktı, ancak gerçekte bu nesnelerin kızılötesi bir rengi var ve belki de kahverengiyi “koyu” veya “loş” olarak çevirmek daha doğru olurdu. Ama artık çok geç: Bilimsel literatürümüzde onlara "kahverengi cüceler" denir ve popüler bilim literatüründe de "kahverengi" olanlar vardır.

yıldız tozu

Keşiften kısa bir süre sonra, kahverengi cüceler, gökbilimcileri, on yıllar önce kurulmuş olan yıldızların tayfsal sınıflandırmasında ayarlamalar yapmaya zorladı. Bir yıldızın optik tayfı onun yüzü, daha doğrusu pasaportudur. Spektrumdaki çizgilerin konumu ve yoğunluğu öncelikle yüzeyin sıcaklığını ve ayrıca diğer parametreleri, özellikle kimyasal bileşimi, atmosferdeki gaz yoğunluğunu, manyetik alan gücünü vb. gösterir. Yaklaşık 100 yıl önce, gökbilimciler bir Latin alfabesinin her sınıf harfini belirleyen yıldız spektrumlarının sınıflandırılması. Sıralamaları birçok kez revize edildi, yeniden düzenlendi, kaldırıldı ve harfler eklendi, ta ki astronomlara yıllarca kusursuz bir şekilde hizmet eden genel kabul görmüş bir şema oluşana kadar. Geleneksel biçimde, spektral sınıfların dizisi şuna benzer: O-B-A-F-G-K-M. O sınıfından M sınıfına kadar yıldızların yüzey sıcaklıkları 100.000'den 2000 K'ye düşüyor. İngiliz astronomi öğrencileri, harflerin sırasını hatırlamak için anımsatıcı bir kural bile buldular: “Oh! Güzel Bir Kız Ol, Öp Beni!" Ve yüzyılın başında, bu klasik sıranın aynı anda iki harfle genişletilmesi gerekiyordu. Son derece soğuk yıldızların ve alt yıldızların spektrumlarının oluşumunda tozun çok önemli bir rol oynadığı ortaya çıktı.

Çoğu yıldızın yüzeyinde, yüksek sıcaklık nedeniyle hiçbir molekül bulunamaz. Bununla birlikte, en soğuk M sınıfı yıldızlarda (3000 K'nin altındaki sıcaklıklarda), tayflarda titanyum ve vanadyum oksitlerin (TiO, VO) güçlü absorpsiyon bantları görülebilir. Doğal olarak, daha soğuk kahverengi cücelerin bile bu moleküler hatların daha da güçlü olması bekleniyordu. Aynı 1997'de, beyaz cüce GD 165'in yakınında, 1900 K yüzey sıcaklığı ve %0.01 güneş parlaklığı ile kahverengi bir yoldaş GD 165B keşfedildi. Diğer soğuk yıldızların aksine, "garip yıldız" olarak adlandırılan TiO ve VO soğurma bantlarına sahip olmaması araştırmacıları etkiledi. 2000 K'nin altındaki sıcaklıklara sahip diğer kahverengi cücelerin spektrumları aynı çıktı.Hesaplamalar, atmosferlerindeki TiO ve VO2 moleküllerinin katı parçacıklara - toz parçacıklarına yoğunlaştığını ve gazın karakteristiği gibi artık spektrumda kendilerini göstermediğini gösterdi. moleküller.

Bu özelliği hesaba katmak için, California Institute of Technology'den Davy Kirkpatrick, ertesi yıl, yüzey sıcaklığı 1500-2000 K olan düşük kütleli kızılötesi yıldızlar için bir L sınıfı ekleyerek geleneksel tayfsal sınıflandırmayı genişletmeyi önerdi. Çoğu L-sınıfı çok eski düşük kütleli yıldızlar da 2000 K'nin altında soğuyabilmelerine rağmen, nesneler kahverengi cüceler olmalıdır.

L-cüceler üzerinde çalışmaya devam eden gökbilimciler, daha da egzotik nesneler keşfettiler. Su, metan ve moleküler hidrojenin güçlü absorpsiyon bantları spektrumlarında görülebilir, bu yüzden onlara "metan cüceleri" denir. İlk keşfedilen kahverengi cüce Gliese 229B, bu sınıfın prototipi olarak kabul edilir. 2000 yılında, James Liebert ve Arizona Üniversitesi'nden meslektaşları, sıcaklığı 1500-1000 K ve hatta biraz daha düşük olan T-cüceleri bağımsız bir gruba ayırdılar. Kahverengi cüceler, gökbilimciler için pek çok karmaşık ve çok ilginç sorular soruyor. Bir yıldızın atmosferi ne kadar soğuksa, onu hem gözlemciler hem de teorisyenler için incelemek o kadar zor olur. Tozun varlığı bu görevi daha da zorlaştırır: katı parçacıkların yoğunlaşması sadece atmosferdeki serbest kimyasal elementlerin bileşimini değiştirmekle kalmaz, aynı zamanda ısı transferini ve spektrumun şeklini de etkiler. Özellikle, tozu hesaba katan teorik modeller, gözlemlerle de doğrulanan üst atmosferdeki sera etkisini öngörmüştür. Ayrıca hesaplamalar, yoğuşmadan sonra toz parçacıklarının batmaya başladığını göstermektedir. Atmosferde farklı seviyelerde yoğun toz bulutlarının oluşması mümkündür. Kahverengi cücelerin meteorolojisi, dev gezegenlerinki kadar çeşitli olabilir. Ancak Jüpiter ve Satürn'ün atmosferleri yakından incelenebilirse, metan siklonları ve kahverengi cücelerin toz fırtınalarının yalnızca tayflarıyla deşifre edilmesi gerekecektir.

"Yarı ırkların" sırları

Kahverengi cücelerin kökeni ve bolluğu hakkında sorular hala açık. Ülker gibi genç yıldız kümelerindeki sayılarının ilk hesaplamaları, normal yıldızlarla karşılaştırıldığında, kahverengi cücelerin toplam kütlesinin, görünüşe göre, Galaksinin tüm gizli kütlesini onlara "yazacak" kadar büyük olmadığını gösteriyor. Ancak bu sonucun hala doğrulanması gerekiyor.

Genel olarak kabul edilen yıldızların kökeni teorisi, kahverengi cücelerin nasıl oluştuğu sorusuna cevap vermez. Bu kadar düşük kütleli nesneler, durumsal disklerde dev gezegenler gibi oluşabilir. Ancak epeyce tek kahverengi cüce keşfedildi ve hepsinin doğumdan kısa bir süre sonra daha büyük arkadaşlarına kaptırıldığını varsaymak zor. Ek olarak, yakın zamanda kahverengi cücelerden birinin etrafında yörüngede bir gezegen keşfedildi, bu da komşularının güçlü yerçekimi etkisine maruz kalmadığı anlamına geliyor, aksi takdirde cüce onu kaybederdi.

Kahverengi cücelerin doğumunun çok özel bir yolu, yakın zamanda iki yakın ikili sistemin (LL Andromeda ve EF Eridani) çalışmasında özetlenmiştir. Onlarda, daha büyük bir yoldaş olan beyaz bir cüce, kütleçekimi ile maddeyi daha az kütleli bir yoldaştan, sözde donör yıldızdan çeker. Hesaplamalar, başlangıçta bu sistemlerde donör uyduların sıradan yıldızlar olduğunu, ancak birkaç milyar yıl sonra kütlelerinin sınır değerin altına düştüğünü ve içlerindeki termonükleer reaksiyonların yok olduğunu gösteriyor. Şimdi, dış işaretlere göre bunlar tipik kahverengi cüceler. LL Andromeda sistemindeki donör yıldızın sıcaklığı yaklaşık 1300 K ve EF Eridani sisteminde yaklaşık 1650 K'dir. Kütle olarak Jüpiter'den sadece birkaç on kat daha büyüktürler ve tayflarında metan çizgileri görülebilir. . İç yapılarının ve kimyasal bileşimlerinin "gerçek" kahverengi cücelerinkine ne kadar benzediği hala bilinmiyor. Böylece, maddesinin önemli bir bölümünü kaybeden normal bir düşük kütleli yıldız, kahverengi bir cüce haline gelebilir.

Gökbilimciler, doğanın hayal gücümüzden daha yaratıcı olduğunu söylerken haklıydılar. Kahverengi cüceler, bu "yıldızlar ve gezegenler değil", şimdiden şaşırtmaya başladılar. Son zamanlarda ortaya çıktığı gibi, soğuk olmalarına rağmen, bazıları radyo ve hatta X-ışını (!) Radyasyonu kaynağıdır. Dolayısıyla gelecekte bu yeni tip uzay nesneleri bize birçok ilginç keşif vaat ediyor.