Hnedí trpaslíci sú vesmírne telesá s hmotnosťou 1-8% slnečnej hmoty. Sú príliš masívne pre planéty, gravitačná kompresia umožňuje termonukleárne reakcie zahŕňajúce „ľahko horľavé“prvky. Ale ich hmotnosť je nedostatočná na „zapálenie“vodíka, a preto na rozdiel od plnohodnotných hviezd hnedí trpaslíci dlho nesvietia.
Astronómovia neexperimentujú - informácie získavajú prostredníctvom pozorovaní. Ako povedal jeden zo zástupcov tejto profesie, neexistujú žiadne zariadenia, ktoré by boli dostatočne dlhé na to, aby sa dostali ku hviezdam. Astronómovia však majú k dispozícii fyzikálne zákony, ktoré umožňujú nielen vysvetliť vlastnosti už známych objektov, ale aj predpovedať existenciu doteraz nepozorovaných.
Predvídavosť Šivu Kumara
Mnohí počuli o neutrónových hviezdach, čiernych dierach, temnej hmote a iných kozmických exotikách vypočítaných teoretikmi. Rovnakým spôsobom však existuje aj veľa ďalších kuriozít vo vesmíre. Patria sem telesá, ktoré sú medzi hviezdami a plynnými planétami. V roku 1962 ich predpovedal Shiv Kumar, 23-ročný indicko-americký astronóm, ktorý práve dokončil doktorskú prácu na Michiganskej univerzite. Kumar tieto objekty nazval čiernymi trpaslíkmi. Neskôr sa v literatúre objavili mená ako čierne hviezdy, objekty Kumar, infračervené hviezdy, nakoniec však zvíťazila fráza „hnedí trpaslíci“, ktorú v roku 1974 navrhla postgraduálna študentka na Kalifornskej univerzite Jill Tarterová.
Počas štyroch rokov „vážil“medzinárodný tím astronómov ultrachladného trpaslíka triedy L (6,6% slnečnej hmoty) pomocou Hubblovho ďalekohľadu, VLT a prístroja. Keck.
Kumar ide na svoju vernisáž už štyri roky. V tých časoch už boli známe základy dynamiky zrodu hviezd, v detailoch však boli značné medzery. Kumar ako celok však tak správne popísal vlastnosti svojich „čiernych trpaslíkov“, že neskôr s jeho závermi súhlasili aj superpočítače. Ľudský mozog napokon bol a zostáva najlepším vedeckým prístrojom.
Propagačné video:
Zrod podrastov
Hviezdy vznikajú z gravitačného kolapsu oblakov kozmického plynu, ktoré sú väčšinou molekulárnym vodíkom. Obsahuje tiež hélium (jeden na každých 12 atómov vodíka) a stopové množstvá ťažších prvkov. Kolaps končí narodením protohviezdy, ktorá sa stane plnohodnotným svietidlom, keď sa jeho jadro zahreje natoľko, že sa tam začne ustálené termonukleárne spaľovanie vodíka (hélium sa na tom nepodieľa, na jeho zapálenie sú potrebné teploty desaťkrát vyššie). Minimálna teplota potrebná na zapálenie vodíka je asi 3 milióny stupňov.
Kumar sa zaujímal o najľahších protohviezd s hmotnosťou nepresahujúcou desatinu hmotnosti nášho Slnka. Uvedomil si, že ak majú spustiť termonukleárne spaľovanie vodíka, musia sa zahusťovať na vyššiu hustotu ako predchodcovia hviezd slnečného typu. Stred protohviezdy je vyplnený plazmou elektrónov, protónov (jadrá vodíka), častíc alfa (jadrá hélia) a jadier ťažších prvkov. Stáva sa, že ešte predtým, ako sa dosiahne teplota vznietenia vodíka, z elektrónov vzniká špeciálny plyn, ktorého vlastnosti určujú zákony kvantovej mechaniky. Tento plyn úspešne odoláva stlačeniu protohviezdy a zabraňuje tak zahriatiu jeho centrálnej zóny. Vodík sa preto buď vôbec nezapáli, alebo zhasne dlho pred úplným vyhorením. V takýchto prípadoch sa namiesto zlyhajúcej hviezdy vytvorí hnedý trpaslík.
Možnosť degenerovaného Fermiho plynu odolávať gravitačnej kompresii nie je v žiadnom prípade neobmedzená a je ľahké ho ukázať na jednej strane. Keď elektróny plnia stále vyššie energetické hladiny, ich rýchlosti sa zvyšujú a časom sa blížia k svetlu. V tejto situácii prevláda gravitačná sila a gravitačný kolaps sa obnoví. Matematický dôkaz je ťažší, ale záver je podobný. Ukázalo sa teda, že kvantový tlak elektrónového plynu zastaví gravitačný kolaps iba vtedy, ak hmotnosť kolabujúceho systému zostane pod určitou hranicou zodpovedajúcou 1,41 slnečnej hmotnosti. Nazýva sa to limit chandrasekhar - na počesť vynikajúceho indického astrofyzika a kozmológa, ktorý to vypočítal v roku 1930. Limit chandrasekhar určuje maximálnu hmotnosť bielych trpaslíkov,o ktorých naši čitatelia pravdepodobne vedia. Predchodcovia hnedých trpaslíkov sú však desaťkrát ľahší a nemusia sa obávať limitu chandrasekhar.
Kumar vypočítal, že minimálna hmotnosť rodiacej sa hviezdy je 0,07 slnečnej hmotnosti, pokiaľ ide o relatívne mladé svetlá populácie I, ktoré spôsobujú oblaky so zvýšeným obsahom prvkov ťažších ako hélium. Pre hviezdy populácie II, ktoré vznikli pred viac ako 10 miliardami rokov, v čase, keď bolo hélia a ťažších prvkov vo vesmíre oveľa menej, sa rovná 0,09 slnečnej hmotnosti. Kumar tiež zistil, že vznik typického hnedého trpaslíka trvá asi miliardu rokov a jeho polomer nepresahuje 10% polomeru Slnka. Naša Galaxia, rovnako ako iné hviezdokopy, by mala obsahovať veľké množstvo takýchto telies, ale je ťažké ich odhaliť kvôli ich slabej svietivosti.
Ako sa rozsvecujú
Tieto odhady sa časom príliš nezmenili. Teraz sa verí, že dočasné zapálenie vodíka v protostare, ktorá sa narodila z relatívne mladých molekulárnych mračien, nastáva v rozmedzí 0,07 - 0,075 solárnych hmôt a trvá 1 až 10 miliárd rokov (pre porovnanie, červení trpaslíci, najľahší zo skutočných hviezd, sú schopní svietiť desiatky miliárd rokov!). Ako uviedol v rozhovore pre PM profesor astrofyziky na Princetonskej univerzite Adam Burrows, termonukleárna fúzia kompenzuje nie viac ako polovicu straty žiarivej energie z povrchu hnedého trpaslíka, zatiaľ čo u skutočných hviezd hlavnej sekvencie je stupeň kompenzácie 100%. Preto sa zlyhaná hviezda ochladzuje aj pri prevádzke „vodíkovej pece“a ešte viac sa ochladzuje po pripojení.
Protohviezda s hmotnosťou menšou ako 0,07 slnečnej hmotnosti nie je vôbec schopná zapáliť vodík. Je pravda, že deutérium môže vzplanúť vo svojich hĺbkach, pretože jeho jadrá splývajú s protónmi už pri teplotách 600 - 700 tisíc stupňov, čo vedie k vzniku hélia-3 a gama kvantám. Ale vo vesmíre nie je veľa deutéria (na 200 000 atómov vodíka je len jeden atóm deutéria) a jeho rezervy trvajú iba niekoľko miliónov rokov. Jadrá plynových zväzkov, ktoré nedosiahli 0,012 solárnych hmôt (čo je 13 hmôt Jupitera), sa nezohrievajú ani na túto hranicu, a preto nie sú schopné žiadnych termonukleárnych reakcií. Ako zdôraznil profesor na Kalifornskej univerzite v San Diegu Adam Burgasser, mnoho astronómov sa domnieva, že tadiaľto prechádza hranica medzi hnedým trpaslíkom a planétou. Podľa zástupcov iného táboraĽahší zväzok plynu možno tiež považovať za hnedého trpaslíka, ak vznikol v dôsledku zrútenia primárneho oblaku kozmického plynu a nenarodil sa z disku plynového prachu obklopujúceho normálnu hviezdu, ktorá práve vzplanula. Všetky takéto definície sú však vecou vkusu.
Ďalšie objasnenie sa týka lítia-7, ktoré sa podobne ako deutérium formovalo v prvých minútach po Veľkom tresku. Lítium vstupuje do termonukleárnej fúzie pri mierne nižšom zahrievaní ako vodík, a preto sa vznieti, ak hmotnosť protostaru presiahne 0,055 - 0,065 slnečnej energie. Lítia je však vo vesmíre 2 500 krát menej ako deutéria, a preto je z energetického hľadiska jeho prínos úplne zanedbateľný.
Čo majú vo vnútri
Čo sa stane vo vnútri protostaru, ak sa gravitačný kolaps neskončil termonukleárnym vznietením vodíka a elektróny sa spojili do jedného kvantového systému, takzvaného degenerovaného Fermiho plynu? Podiel elektrónov v tomto stave rastie postupne a nevyskakuje ani v jednom okamihu z nuly na 100%. Pre zjednodušenie však budeme predpokladať, že tento proces bol už dokončený.
Pauliho princíp hovorí, že dva elektróny vstupujúce do toho istého systému nemôžu byť v rovnakom kvantovom stave. Vo Fermiho plyne je stav elektrónu určený jeho hybnosťou, polohou a spinom, ktorý nadobúda iba dve hodnoty. To znamená, že na rovnakom mieste nemôže byť viac ako pár elektrónov s rovnakou hybnosťou (a, prirodzene, s protikladmi). A keďže sa elektróny v priebehu gravitačného kolapsu zhlukujú do stále sa zmenšujúceho objemu, obsadzujú stavy s rastúcou hybnosťou a podľa toho aj energiami. To znamená, že keď sa protohviezda zmenšuje, zvyšuje sa vnútorná energia elektrónového plynu. Táto energia je určená čisto kvantovými javmi a nesúvisí s tepelným pohybom; preto pri prvej aproximácii nezávisí od teploty (na rozdiel od energie klasického ideálneho plynu,ktorých zákony sú študované v školskom kurze fyziky). Navyše pri dostatočne vysokom kompresnom pomere je energia Fermiho plynu mnohokrát vyššia ako tepelná energia chaotického pohybu elektrónov a atómových jadier.
Zvýšenie energie elektrónového plynu tiež zvyšuje jeho tlak, ktorý tiež nezávisí od teploty a rastie oveľa silnejšie ako tepelný tlak. Je to presne to, čo sa postaví proti gravitácii hmoty protohviezdy a zastaví jej gravitačný kolaps. Ak sa tak stalo pred dosiahnutím teploty vznietenia vodíka, hnedý trpaslík sa ihneď po krátkom vyhorení kozmického deutéria ochladí. Ak sa proto-hviezda nachádza v pohraničnom pásme a má hmotnosť 0,07-0,075 slnečnej energie, spaľuje vodík miliardy rokov, čo však nemá vplyv na jej konečnú podobu. Kvantový tlak zdegenerovaného elektrónového plynu nakoniec zníži teplotu hviezdneho jadra do takej miery, že sa zastaví vodíkové spaľovanie. A hoci by jej rezervy stačili na desiatky miliárd rokov, hnedý trpaslík ich už nebude môcť podpáliť. To je to, čím sa líši od najľahšieho červeného trpaslíka, ktorý vypína jadrovú pec, až keď sa všetok vodík zmení na hélium.
Všetky známe hviezdy na Hertzsprungovom-Russellovom diagrame nie sú rovnomerne rozložené, ale sú kombinované do niekoľkých spektrálnych tried zohľadňujúcich svietivosť (Yerkesova klasifikácia alebo MCC, podľa mien astronómov, ktorí ju vyvinuli z Yerkesovho observatória - William Morgan, Philip Keenan a Edith Kellman). Moderná klasifikácia rozlišuje osem takýchto hlavných skupín na Hertzsprung-Russellovom diagrame. Trieda 0 sú to hypergiganti, masívne a veľmi jasné hviezdy, ktoré hmotnosťou presahujú Slnko 100 - 200-krát a z hľadiska svietivosti & nbsp; v miliónoch a desiatkach miliónov. Trieda Ia a Ib - sú to supergianty, desaťkrát hmotnejšie ako Slnko a desaťtisíce krát vynikajúce v svietivosti. Trieda II svetlí obri, ktorí sú prostredníkom medzi superobrami a obrami III. triedy. Trieda Vmdash; jedná sa o tzv hlavná sekvencia (trpaslíci), na ktorej leží väčšina hviezd vrátane nášho Slnka. Keď hlavnej hviezde sekvencie dôjde vodík a začne spaľovať hélium vo svojom jadre, stane sa z neho subgiant triedy IV. Tesne pod hlavnou sekvenciou je trieda VI - subdwarfs. A trieda VII zahŕňa kompaktných bielych trpaslíkov, čo je posledná fáza vývoja hviezd, ktoré nepresahujú hmotnostný limit Chandrasekhar. A trieda VII zahŕňa kompaktných bielych trpaslíkov, čo je posledná fáza vývoja hviezd, ktoré nepresahujú hmotnostný limit Chandrasekhar. A trieda VII zahŕňa kompaktných bielych trpaslíkov, čo je posledná fáza vývoja hviezd, ktoré nepresahujú hmotnostný limit Chandrasekhar.
Profesor Burrows zaznamenáva ešte jeden rozdiel medzi hviezdou a hnedým trpaslíkom. Bežná hviezda nielenže neochladne, stratí žiarivú energiu, ale paradoxne sa zahreje. Stáva sa to preto, lebo hviezda stláča a zahrieva svoje jadro, čo výrazne zvyšuje rýchlosť termonukleárneho spaľovania (napríklad počas existencie nášho Slnka sa jej svietivosť zvýšila najmenej o štvrtinu). Hnedý trpaslík je iná hmota, ktorej kompresii bráni kvantový tlak elektrónového plynu. Vďaka ožiareniu z povrchu sa ochladzuje ako kameň alebo kus kovu, hoci pozostáva z horúcej plazmy, ako bežná hviezda.
Dlhé hľadanie
Honba za hnedými trpaslíkmi sa tiahla dlho. Dokonca aj u najmasívnejších predstaviteľov tejto rodiny, ktorí v mladosti vyžarujú fialovú žiaru, povrchová teplota zvyčajne nepresahuje 2 000 K a u tých, ktorí sú ľahší a starší, niekedy nedosahuje ani 1 000 K. Žiarenie týchto objektov obsahuje aj optickú zložku, hoci veľmi slabá. Preto je na ich nájdenie najvhodnejšie infračervené zariadenie s vysokým rozlíšením, ktoré sa objavilo až v 80. rokoch. Zároveň sa začali vypúšťať infračervené vesmírne teleskopy, bez ktorých je takmer nemožné detegovať studených hnedých trpaslíkov (vrchol ich žiarenia padá na vlny s dĺžkou 3 - 5 mikrometrov, ktoré sú hlavne oneskorené zemskou atmosférou).
Počas týchto rokov sa objavili správy o možných kandidátoch. Takéto vyhlásenia spočiatku neobstáli pri overovaní a skutočný objav prvej z pseudo hviezd predpovedaných Shivom Kumarom sa uskutočnil až v roku 1995. Dlaň tu patrí skupine astronómov pod vedením profesora z Kalifornskej univerzity v Berkeley Gibora Basriho. Vedci študovali mimoriadne slabý objekt PPl 15 v hviezdnej hviezdokope Plejády vzdialenej asi 400 svetelných rokov, ktorý predtým objavil tím harvardského astronóma Johna Stauffera. Podľa predbežných údajov bola hmotnosť tohto nebeského telesa 0,06 slnečnej hmotnosti a mohla by sa z neho stať hnedý trpaslík. Tento odhad bol však veľmi hrubý a nebolo možné sa na neho spoľahnúť. Profesor Basri a jeho kolegovia dokázali vyriešiť tento problém pomocou vzorky lítia,ktorý nedávno vymyslel španielsky astrofyzik Rafael Rebolo.
„Náš tím pracoval na prvom 10-metrovom ďalekohľade Keck Observatory, ktorý bol uvedený do prevádzky v roku 1993,“pripomína profesor Basri. - Rozhodli sme sa použiť lítiový test, pretože to umožnilo rozlišovať medzi hnedými trpaslíkmi a červenými trpaslíkmi, ktorí sú k nim blízko. Červení trpaslíci spaľujú lítium-7 veľmi rýchlo a takmer všetci hnedí trpaslíci toho nie sú schopní. Potom sa verilo, že vek Plejád je asi 70 miliónov rokov a dokonca aj najľahší červení trpaslíci počas tejto doby sa mali lítia úplne zbaviť. Keby sme v spektre PPl 15 našli lítium, mali by sme všetky dôvody tvrdiť, že máme do činenia s hnedým trpaslíkom. Úloha to nebola ľahká. Prvý spektrografický test v novembri 1994 odhalil lítium, ale druhý, kontrolný v marci 1995, to nepotvrdil. Prirodzene,boli sme sklamaní - objav nám vykĺzol priamo z rúk. Prvotný záver bol však správny. Ukázalo sa, že PPl 15 bol pár hnedých trpaslíkov obiehajúcich okolo spoločného centra hmoty len za šesť dní. Preto sa spektrálne čiary lítia niekedy spojili, potom sa rozišli - takže sme ich počas druhého testu nevideli. Po ceste sme zistili, že Plejády sú staršie, ako sa doteraz myslelo. ““
V tom istom roku 1995 sa objavili správy o objave ďalších dvoch hnedých trpaslíkov. Raphael Rebolo a jeho kolegovia z Astrofyzikálneho ústavu Kanárskych ostrovov objavili trpaslíka Teide 1 na Plejádach, ktorý bol tiež identifikovaný pomocou lítiovej metódy. A na samom konci roku 1995 vedci z Kalifornského technologického inštitútu a Univerzity Johna Hopkinsa informovali, že červený trpaslík Gliese 229, ktorý je vzdialený iba 19 svetelných rokov od slnečnej sústavy, má spoločníka. Tento mesiac je 20-krát ťažší ako Jupiter a vo svojom spektre obsahuje čiary metánu. Molekuly metánu sa zničia, ak teplota presiahne 1 500 K, zatiaľ čo atmosferická teplota najchladnejších normálnych hviezd je vždy nad 1 700 K. To umožnilo rozpoznať Gliese 229-B ako hnedého trpaslíka aj bez použitia lítiového testu. Teraz je to už známeže jeho povrch je zahriaty iba na 950 K, takže tento trpaslík je veľmi studený.
Astronómovia sa neustále dozvedajú nové veci o hnedých trpaslíkoch. Koncom novembra 2010 teda vedci z Čile, Anglicka a Kanady oznámili objav v súhvezdí Panny, iba 160 svetelných rokov od Slnka, hviezdnej dvojice dvoch trpaslíkov rôznych farebných kategórií - biela a hnedá. Posledný menovaný je jedným z najteplejších trpaslíkov triedy T (jeho atmosféra je vyhrievaná na 1 300 K) a má hmotnosť 70 Jupiterov. Obe nebeské telesá sú gravitačne spojené napriek tomu, že ich oddeľuje obrovská vzdialenosť - približne 1 svetelný rok. Astronómovia pozorovali hviezdny pár hnedých trpaslíkov pomocou ďalekohľadu UKIRT (United Kingdom Infrared Telescope) so zrkadlom 3,8 metra. Tento ďalekohľad, ktorý sa nachádza neďaleko vrcholu Mauna Kea na Havaji v nadmorskej výške 4200 m n.m. - - jeden z najväčších nástrojov na svete,pracujúci v infračervenom rozsahu.
L-trpaslíci, E-trpaslíci - čo bude ďalej?
V súčasnosti existuje dvakrát toľko hnedých trpaslíkov známych ako exoplanéty - asi 1 000 oproti 500. Štúdium týchto telies prinútilo vedcov rozšíriť klasifikáciu hviezd a objektov podobných hviezdam, pretože ten predchádzajúci bol nedostatočný.
Astronómovia už dávno klasifikovali hviezdy do skupín v súlade so spektrálnymi charakteristikami žiarenia, ktoré sú zase primárne určené teplotou atmosféry. Dnes sa používa hlavne systém, ktorého základy položili pracovníci observatória Harvardskej univerzity pred viac ako sto rokmi. V najjednoduchšej verzii sú hviezdy rozdelené do siedmich tried, ktoré sú označené latinskými písmenami O, B, A, F, G, K a M. Trieda O obsahuje mimoriadne hmotné modré hviezdy s povrchovými teplotami nad 33 000 K, zatiaľ čo trieda M zahŕňa červení trpaslíci, červení obri a dokonca aj množstvo červených superobrov, ktorých atmosféra sa ohrieva na menej ako 3 700 K. Každá trieda je zasa rozdelená do desiatich podtried - od najteplejšej nuly po najchladnejšiu deviatu. Napríklad naše Slnko patrí do triedy G2. Harvardský systém má aj zložitejšie varianty (napríklad v poslednej dobe boli bieli trpaslíci pridelení do špeciálnej triedy D), ale jedná sa o jemnosti.
Objav hnedých trpaslíkov vyústil do zavedenia nových spektrálnych typov L a T. Do triedy L patria objekty s povrchovými teplotami od 1300 do 2 000 K. Medzi nimi sú nielen hnedí trpaslíci, ale aj najtemnejší červení trpaslíci, ktorí boli predtým klasifikovaní ako trieda M. Trieda T zahŕňa iba jedného hnedého trpaslíka, ktorého atmosféry sa ohrievajú od 700 do 1300 K. Línie metánu sú v ich spektrách bohaté, preto sa týmto telám často hovorí metánové trpaslíky (to je presne to, čo je Gliese 229 B).
"Na konci 90. rokov sme zhromaždili veľa informácií o spektrách najslabších hviezd, vrátane hnedých trpaslíkov," uviedol pre PM denník Caltech astronom Davey Kirkpatrick, ktorý je súčasťou skupiny vedcov, ktorá iniciovala nové triedy. - Ukázalo sa, že majú množstvo funkcií, s ktorými sa doteraz nestretli. Spektrálne stopy oxidov vanádu a titánu, typické pre červených M-trpaslíkov, zmizli, ale objavili sa línie alkalických kovov - sodíka, draslíka, rubídia a cézia. Takže sme sa rozhodli, že by sa mala rozšíriť harvardská klasifikácia. Najskôr bola pridaná trieda L, tento list som navrhol ja - jednoducho preto, lebo ešte nebolo uvedené nič. Gliese 229 B však nespĺňal triedu L kvôli prítomnosti metánu. Musel som použiť ešte jedno voľné písmeno - T, takže sa objavila trieda T. “
Týmto sa to s najväčšou pravdepodobnosťou nekončí. Už bolo navrhnuté zaviesť triedu y, ktorá je vyhradená pre hypotetických ultrachladných hnedých trpaslíkov zahriatych pod 600 K. Ich spektrá by mali mať aj charakteristické znaky, ako napríklad jasné absorpčné čiary amoniaku (a pri teplotách pod 400 K sa objavia aj vodné pary). Pretože sú všetci hnedí trpaslíci odsúdení na ochladenie, musia existovať telá triedy y, hoci ešte neboli objavené. Je možné, že budú otvorené po štarte infračerveného ďalekohľadu gigant james webb, ktorý pôjde do vesmíru v roku 2014. Možno toto observatórium dokonca nájde planéty v hnedých trpaslíkoch, ktorých existencia je v zásade celkom prijateľná. Astronómov čaká ešte oveľa viac zaujímavých vecí.
Alexey Levin