A barna törpék kozmikus testek, amelyek tömege a naptömeg 1-8% -a. Túl nagyok a bolygók számára, a gravitációs kompresszió lehetővé teszi a "könnyen éghető" elemeket érintő termonukleáris reakciókat. De tömegük nem elegendő a hidrogén "meggyújtásához", és ezért a teljes értékű csillagokkal ellentétben a barna törpék nem sokáig ragyognak.
A csillagászok nem kísérleteznek - információkat megfigyelések útján szereznek. Mint e szakma egyik képviselője elmondta, nincsenek olyan eszközök, amelyek elég hosszúak lennének ahhoz, hogy elérjék a csillagokat. A csillagászoknak azonban olyan fizikai törvények állnak a rendelkezésükre, amelyek lehetővé teszik nemcsak a már ismert tárgyak tulajdonságainak megmagyarázását, hanem azoknak a tárgyaknak a létezését is, amelyek még nem voltak megfigyelhetők.
Shiva Kumar előrelátása
Sokan hallottak már a teoretikusok által számított neutroncsillagokról, fekete lyukakról, sötét anyagról és más kozmikus egzotikákról. Az univerzumban azonban számos más érdekesség található, ugyanígy felfedezve. Ide tartoznak a csillagok és a bolygók között középen elhelyezkedő testek. 1962-ben jósolta őket Shiv Kumar, 23 éves indiai-amerikai csillagász, aki éppen befejezte doktori disszertációját a Michigani Egyetemen. Kumar ezeket a tárgyakat fekete törpéknek nevezte. Később olyan nevek jelentek meg, mint a fekete csillagok, a kumar tárgyak, az infravörös csillagok az irodalomban, de végül a "barna törpék" kifejezés nyert, amelyet 1974-ben javasolt a Kaliforniai Egyetem egyik végzős hallgatója, Jill Tarter.
Négy éven át egy csillagászokból álló nemzetközi csapat "lemérte" az ultrakidős L osztályú törpét (a naptömeg 6,6% -a) a Hubble teleszkóp, a VLT és a. Öklendezik.
Kumar négy éve jár megnyitójára. Azokban a napokban a csillagszületés dinamikájának alapjai már ismertek voltak, de a részletekben jelentős hiányosságok voltak. Kumar azonban egészében olyan helyesen írta le "fekete törpéinek" tulajdonságait, hogy később még szuperszámítógépek is egyetértettek következtetéseivel. Végül is az emberi agy volt és marad a legjobb tudományos eszköz.
Promóciós videó:
Underárok születése
A csillagok a kozmikus gázfelhők gravitációs összeomlásából származnak, amelyek többnyire molekuláris hidrogének. Tartalmaz továbbá héliumot (12 hidrogénatomonként egyet) és nyomokban nehezebb elemeket. Az összeomlás egy protosztár születésével ér véget, amely akkor válik teljes értékű csillaggá, amikor magja olyan mértékben felmelegszik, hogy ott a hidrogén stabil termonukleáris égése kezdődik (a hélium nem vesz részt ebben, mivel a meggyújtásához tízszer magasabb hőmérsékletre van szükség). A hidrogén meggyújtásához szükséges minimális hőmérséklet körülbelül 3 millió fok.
Kumart a legkönnyebb protosztárok érdekelték, amelyek tömege nem haladja meg Napunk tömegének egytizedét. Rájött, hogy a hidrogén termonukleáris elégetésének kiváltásához nagyobb sűrűségűnek kell lenniük, mint a nap típusú csillagok elődei. A protosztár közepe tele van elektronok, protonok (hidrogénmagok), alfa részecskék (héliummagok) és nehezebb elemek magjaival. Előfordul, hogy még a hidrogéngyulladási hőmérséklet elérése előtt az elektronokból különleges gáz keletkezik, amelynek tulajdonságait a kvantummechanika törvényei határozzák meg. Ez a gáz sikeresen ellenáll a protosztár összenyomódásának, és így megakadályozza a központi zóna felmelegedését. Ezért a hidrogén egyáltalán nem gyullad meg, vagy jóval a teljes kiégés előtt kialszik. Ilyenkor a meghibásodott csillag helyett egy barna törpe képződik.
A degenerált Fermi-gáznak a gravitációs kompresszióval szembeni ellenállásának lehetősége korántsem korlátlan, és egyrészt könnyű megmutatni. Amint az elektronok egyre magasabb energiaszintet töltenek meg, sebességük növekszik, és végül megközelíti a fényt. Ebben a helyzetben a gravitációs erő érvényesül, és a gravitációs összeomlás újra folytatódik. A matematikai bizonyítás nehezebb, de a következtetés hasonló. Kiderült tehát, hogy az elektrongáz kvantumnyomása csak akkor állítja le a gravitációs összeomlást, ha az összeomló rendszer tömege egy bizonyos határ alatt marad, ami 1,41 naptömegnek felel meg. Chandrasekhar határnak hívják - annak a kiváló indiai asztrofizikusnak és kozmológusnak a tiszteletére, aki 1930-ban kiszámolta. A csandrasekhar határ meghatározza a fehér törpék maximális tömegét,amiről olvasóink valószínűleg tudnak. A barna törpék elődei azonban tízszer könnyebbek, és nem kell aggódniuk a csandrasekhar korlát miatt.
Kumar kiszámította, hogy egy kialakulóban lévő csillag minimális tömege 0,07 naptömeg, amikor az I. populáció viszonylag fiatal világítótestjeiről van szó, amelyek felhőt eredményeznek, amelyek megnövekedett héliumnál nehezebb elemtartalommal bírnak. A II. Populáció csillagai számára, amelyek több mint 10 milliárd évvel ezelőtt keletkeztek, amikor a hélium és a világűrben lévő nehezebb elemek sokkal kevesebbek voltak, ez 0,09 naptömeggel egyenlő. Kumar azt is megállapította, hogy egy tipikus barna törpe kialakulása körülbelül egymilliárd évig tart, és sugara nem haladja meg a Nap sugarának 10% -át. A mi galaxisunknak, a többi csillaghalmazhoz hasonlóan, nagyon sokféle ilyen testet kell tartalmaznia, de gyenge fényerejük miatt nehéz őket felismerni.
Hogyan világítanak
Ezek a becslések az idők során nem sokat változtak. Ma úgy gondolják, hogy a viszonylag fiatal molekuláris felhőkből született protosztárban a hidrogén ideiglenes meggyulladása 0,07–0,075 naptömeg tartományban fordul elő, és 1–10 milliárd évig tart (összehasonlításképpen: a vörös törpék, amelyek a legkönnyebbek az igazi csillagoktól, képesek ragyogni) több tízmilliárd év!). Amint Adam Burrows, a Princetoni Egyetem asztrofizika professzora a PM-nek adott interjúban megjegyezte, a termonukleáris fúzió kompenzálja a barna törpe felszínéről származó sugárzó energia veszteségének legfeljebb a felét, míg a valódi fő szekvenciájú csillagokban a kompenzáció mértéke 100%. Ezért a meghibásodott csillag még a „hidrogénkemence” működése közben is lehűl, és még inkább lehűl a dugulás után.
A 0,07 naptömegnél kisebb tömegű protosztár egyáltalán nem képes hidrogén meggyújtására. Igaz, a deutérium fellobbanhat a mélyén, mivel magjai már 600–700 ezer fokos hőmérsékleten összeolvadnak a protonokkal, így hélium-3 és gamma kvantumok keletkeznek. De az űrben nincs sok deutérium (csak egy deutériumatom van 200 000 hidrogénatomra), és tartalékai csak néhány millió évig tartanak. A 0,012 naptömeget el nem érő gázcsomók magjai (ami 13 Jupiter tömeg) még ezen küszöbig sem melegednek fel, ezért nem képesek semmilyen termonukleáris reakcióra. Mint a kaliforniai University of San Diego professzora, Adam Burgasser hangsúlyozta, sok csillagász úgy véli, hogy itt halad át a határ a barna törpe és a bolygó között. Egy másik tábor képviselői szerintA könnyebb gázcsomó akkor is barna törpének tekinthető, ha az a kozmikus gáz elsődleges felhőjének összeomlása következtében keletkezett, és nem egy éppen fellobbant normál csillagot körülvevő gázpor-korongból született. Az ilyen definíciók azonban ízlés kérdése.
Egy másik pontosítás a lítium-7-hez kapcsolódik, amely a deutériumhoz hasonlóan az ősrobbanás utáni első percekben keletkezett. A lítium termonukleáris fúzióba kerül, a hidrogénnél valamivel kevesebb hővel, és ezért meggyullad, ha a protosztar tömege meghaladja a 0,055–0,065 napenergiát. Azonban a lítium az űrben 2500-szor kevesebb, mint a deutérium, ezért energia szempontjából teljesen elhanyagolható.
Mi van bennük
Mi történik a protosztár belsejében, ha a gravitációs összeomlás nem ért véget a hidrogén termonukleáris meggyulladásával, és az elektronok egyetlen kvantumrendszerbe, az úgynevezett degenerált Fermi-gázba egyesültek? Az elektronok aránya ebben az állapotban fokozatosan növekszik, és egyetlen pillanat alatt sem ugrik nulláról 100% -ra. Az egyszerűség kedvéért azonban feltételezzük, hogy ez a folyamat már befejeződött.
Pauli elve szerint két, ugyanazon rendszerbe belépő elektron nem lehet ugyanabban a kvantum állapotban. Egy Fermi-gázban az elektron állapotát annak lendülete, helyzete és spinje határozza meg, amely csak két értéket vesz fel. Ez azt jelenti, hogy ugyanazon a helyen nem lehet több, mint egy azonos lendületű (és természetesen ellentétes pörgésű) elektronpár. És mivel a gravitációs összeomlás során az elektronok egyre csökkenő térfogatba vannak csomagolva, növekvő momentumokkal és ennek megfelelően energiákkal foglalják el az állapotokat. Ez azt jelenti, hogy amint a protosztar összehúzódik, az elektrongáz belső energiája növekszik. Ezt az energiát pusztán kvantumhatások határozzák meg, és nem kapcsolódik a hőmozgáshoz, ezért az első közelítésben nem függ a hőmérséklettől (ellentétben a klasszikus ideális gáz energiájával,amelynek törvényeit az iskola fizika tanfolyamán tanulmányozzuk). Ráadásul kellően magas tömörítési arány mellett a Fermi gáz energiája sokszor nagyobb, mint az elektronok és az atommagok kaotikus mozgásának hőenergia.
Az elektrongáz energiájának növekedése növeli a nyomását is, amely szintén nem függ a hőmérséklettől és sokkal erősebben növekszik, mint a hőnyomás. Pontosan ez áll szemben a protosztár anyag gravitációjával és megállítja annak gravitációs összeomlását. Ha ez még a hidrogéngyulladás hőmérsékletének elérése előtt történik, akkor a barna törpe rövid deutérium kozmikus léptékű kiégése után azonnal lehűl. Ha egy proto-csillag a határzónában van, és tömege 0,07-0,075 napenergia, akkor évmilliárdokig éget hidrogént, de ez nem befolyásolja a végső állapotát. Végül a degenerált elektrongáz kvantumnyomása olyan mértékben csökkenti a csillagmag hőmérsékletét, hogy a hidrogén égése leáll. És bár tartalékai több tízmilliárd évre elegendőek lennének, a barna törpe már nem lesz képes őket felgyújtani. Ez különbözteti meg a legkönnyebb vörös törpétől, amely csak akkor kapcsolja ki az atomkemencét, ha az összes hidrogén héliummá vált.
A Hertzsprung-Russell diagram összes ismert csillaga nem egyenletesen oszlik el, hanem a fényerő figyelembevételével több spektrális osztályba ötvözi (Yerkes-besorolás, vagy IKC, azoknak a csillagászoknak a nevével, akik a Yerkes Obszervatóriumból fejlesztették ki - William Morgan, Philip Keenan és Edith Kellman). A modern osztályozás nyolc ilyen fő csoportot különböztet meg a Hertzsprung-Russell diagramon. 0. osztály - ezek hipergiákok, hatalmas és nagyon fényes csillagok, amelyek tömegét 100-200-szor meghaladják a Nap, és a fényesség szempontjából - milliókban és tízmilliókban. Ia és Ib osztály - ezek szuperóriások, több tízszer nagyobbak, mint a Nap, és több tízezerszer magasabbak a fényességükben. II. Osztály - fényes óriások, amelyek közepesek a szuperóriások és a III. osztályú óriások között. V. osztálymdash; ez az ún a fő szekvencia (törpék), amelyen a legtöbb csillag fekszik, beleértve a Napunkat is. Amikor egy fő szekvencia csillag elfogy a hidrogénből, és a héliumban égni kezd a magjában, akkor a IV. Osztályú óriássá válik. Közvetlenül a fő szekvencia alatt található a VI osztály - alispánok. És a VII. Osztályba tartoznak a kompakt fehér törpék, a csillagok fejlődésének utolsó szakasza, amelyek nem lépik túl a csandrasekhar tömeghatárt. És a VII. Osztályba tartoznak a kompakt fehér törpék, a csillagok fejlődésének utolsó szakasza, amelyek nem lépik túl a Csandrasekhar tömeghatárt. És a VII. Osztályba tartoznak a kompakt fehér törpék, a csillagok fejlődésének utolsó szakasza, amelyek nem lépik túl a Csandrasekhar tömeghatárt.
Burrows professzor még egy különbséget állapít meg a csillag és a barna törpe között. A hétköznapi csillag nemcsak hűl, elveszíti a sugárzó energiát, de paradox módon felmelegszik. Ez azért történik, mert a csillag összenyomja és felmelegíti magját, és ez nagymértékben megnöveli a termonukleáris égés sebességét (például Napunk fennállása alatt annak fényereje legalább negyedével nőtt). A barna törpe egy másik anyag, amelynek összenyomódását az elektrongáz kvantumnyomása megakadályozza. A felszíni sugárzás miatt lehűl, mint egy kő vagy egy fémdarab, bár forró plazmából áll, mint egy normális csillag.
Hosszú keresések
A barna törpék üldözése sokáig húzódott. Ennek a családnak a legmasszívabb képviselőiben is, amelyek fiatalságukban lila fényt bocsátanak ki, a felületi hőmérséklet általában nem haladja meg a 2000 K-t, a könnyebb és idősebbeknél néha nem éri el az 1000 K-ot sem. Ezen tárgyak sugárzása tartalmaz optikai komponenst is, bár nagyon gyenge. Ezért a nagy felbontású infravörös berendezések, amelyek csak az 1980-as években jelentek meg, a legalkalmasabbak ezek megtalálására. Ezzel egyidejűleg indultak az infravörös űrtávcsövek, amelyek nélkül szinte lehetetlen észlelni a hideg barna törpéket (sugárzásuk csúcsa 3-5 mikrométer hosszú hullámokra esik, amelyeket főleg a föld légköre késleltet).
Ezekben az években jelentek meg jelentések a lehetséges jelöltekről. Eleinte az ilyen kijelentések nem állták meg az igazolást, és a Shiv Kumar által jósolt álcsillagok közül az első igazi felfedezése csak 1995-ben történt. A tenyér itt a csillagászok csoportjába tartozik, amelyet a Berkeley Gibor Basri Kaliforniai Egyetem professzora vezet. A kutatók a Pleiades csillagcsoportban, mintegy 400 fényévnyire lévő rendkívül halvány tárgyat, a PPl 15-et tanulmányozták, amelyet korábban John Stauffer, a Harvard csillagászának csapata fedezett fel. Az előzetes adatok szerint ennek az égitestnek a tömege 0,06 naptömeg volt, és kiderülhet, hogy barna törpe. Ez a becslés azonban nagyon durva volt, és nem lehetett rá hivatkozni. Basri professzor és kollégái lítium minta segítségével tudták megoldani ezt a problémát,amelyet nemrég talált ki Rafael Rebolo spanyol asztrofizikus.
"Csoportunk a Keck Obszervatórium első 10 méteres távcsövén dolgozott, amely 1993-ban működött" - emlékeztet Basri professzor. - Úgy döntöttünk, hogy a lítium tesztet alkalmazzuk, mivel ez lehetővé tette a barna törpék és a hozzájuk közeli vörös törpék tömeges megkülönböztetését. A vörös törpék nagyon gyorsan megégetik a lítium-7-et, és szinte az összes barna törpe nem képes erre. Akkor azt hitték, hogy a Plejádok kora körülbelül 70 millió év, és ez idő alatt a legkönnyebb vörös törpéknek is teljesen meg kellett volna szabadulniuk a lítiumtól. Ha lítiumot találnánk a PPl 15 spektrumban, akkor minden okunk meg lenne azt állítani, hogy barna törpével van dolgunk. A feladat nem volt könnyű. Az első, 1994. novemberi spektrográfiai teszt valóban felfedte a lítiumot, de a második, 1995. márciusi kontroll, ezt nem erősítette meg. Természetesen,csalódtunk - a felfedezés egyenesen kicsúszott a kezünkből. A kezdeti következtetés azonban helyes volt. A PPl 15 barna törpepárnak bizonyult, amely mindössze hat nap alatt kering a közös tömegközéppont körül. Ezért a lítium spektrális vonalai néha összeolvadtak, majd szétváltak - így a második teszt során nem láttuk őket. Útközben felfedeztük, hogy a Plejádok idősebbek, mint korábban gondolták.
Ugyanebben az 1995-ben még két barna törpe felfedezéséről számoltak be. Raphael Rebolo és munkatársai a Kanári-szigetek Asztrofizikai Intézetében felfedezték a Plejádokban található Teide 1 törpét, amelyet szintén lítium módszerrel azonosítottak. 1995 végén pedig a Kaliforniai Műszaki Intézet és a Johns Hopkins Egyetem kutatói arról számoltak be, hogy a Gliese 229 vörös törpének, amely csak 19 fényévnyire van a Naprendszertől, van társa. Ez a hold 20-szor nehezebb, mint a Jupiter, és spektrumában metánvonalakat tartalmaz. A metánmolekulák megsemmisülnek, ha a hőmérséklet meghaladja az 1500K-t, míg a leghidegebb normális csillagok légköri hőmérséklete mindig 1700K felett van. Ez lehetővé tette, hogy a Gliese 229-B-t barna törpének ismerjék fel, még lítium teszt használata nélkül sem. Most már ismerthogy a felülete csak 950 K-ra melegszik, ezért ez a törpe nagyon hideg.
A csillagászok folyamatosan új dolgokat tanulnak a barna törpékről. Tehát 2010. november végén chilei, angliai és kanadai tudósok számoltak be a felfedezésről a Szűz csillagképben, mindössze 160 fényévnyire a Naptól, amely két különböző színkategóriájú törpe csillagpárja - fehér és barna. Ez utóbbi az egyik legforróbb T-osztályú törpe (légköre 1300 K-ra melegszik), tömege 70 Jupiter. Mindkét égitest gravitációsan kötött, annak ellenére, hogy hatalmas távolság választja el őket egymástól - körülbelül 1 fényév. A csillagászok csillagbarna párot figyeltek meg az UKIRT (Egyesült Királyság Infravörös Teleszkóp) teleszkópjával, 3,8 méteres tükörrel. Ez a távcső a Hawaii-i Mauna Kea csúcsa közelében, 4200 m tengerszint feletti magasságban található - - a világ egyik legnagyobb hangszere,infravörös tartományban dolgozik.
L-törpék, E-törpék - mi következik?
Jelenleg kétszer annyi barna törpe van, mint exobolygó - körülbelül 1000, szemben az 500-zal. Ezeknek a testeknek a vizsgálata arra kényszerítette a tudósokat, hogy bővítsék a csillagok és csillagszerű tárgyak osztályozását, mivel az előző elégtelennek bizonyult.
A csillagászok már régóta csoportokba sorolják a csillagokat a sugárzás spektrális jellemzőinek megfelelően, amelyeket viszont elsősorban a légkör hőmérséklete határoz meg. Ma főleg a rendszert használják, amelynek alapjait a Harvard Egyetem Obszervatóriumának munkatársai több mint száz évvel ezelőtt rakták le. A legegyszerűbb változatban a csillagokat hét osztályba sorolják, latin O, B, A, F, G, K és M. betűkkel jelölve. Az O osztályba tartoznak rendkívül masszív kék csillagok, amelyek felületi hőmérséklete meghaladja a 33 000 K, míg az M osztályba tartozik vörös törpék, vörös óriások és még számos vörös óriás is, amelyek atmoszféráját 3700 K alatti hőmérsékletre melegítik fel. Minden osztály viszont tíz alosztályra oszlik - a legforróbb nullától a leghidegebb kilencedig. Például a mi Napunk a G2 osztályba tartozik. A Harvard-rendszernek bonyolultabb változatai is vannak (például az utóbbi időben a fehér törpéket egy speciális D osztályba sorolták), de ezek finomságok.
A barna törpék felfedezése új L és T spektrumtípusok bevezetését eredményezte. Az L osztályba olyan tárgyak tartoznak, amelyek felületi hőmérséklete 1300 és 2000 K között van. Köztük nemcsak a barna törpék, hanem a legsötétebb vörös törpék is, amelyeket korábban M-osztályba soroltak. A T osztályba csak egy barna törpe tartozik, amelynek atmoszféráját 700 és 1300 K között melegítik fel. A metánvonalak bőségesek a spektrumukban, ezért ezeket a testeket gyakran metán törpéknek nevezik (pontosan ez a Gliese 229 B).
"Az 1990-es évek végére rengeteg információt gyűjtöttünk a leghalványabb csillagok, köztük a barna törpék spektrumáról" - mondta a PM-nek Davey Kirkpatrick, a Caltech csillagász, aki az új osztályokat kezdeményező tudósok csoportjába tartozik. - Kiderült, hogy számos olyan funkcióval rendelkeznek, amelyekkel korábban még nem találkoztak. A vörös M-törpékre jellemző vanádium- és titán-oxidok spektrális jegyei eltűntek, de megjelentek alkálifémek - nátrium, kálium, rubídium és cézium - vonalai. Tehát úgy döntöttünk, hogy ki kell terjeszteni a Harvard-osztályozást. Először az L osztály került fel, én ajánlottam ezt a levelet - egyszerűen azért, mert még nem volt felsorolva hozzá. A Gliese 229 B azonban metán jelenléte miatt nem felelt meg az L osztálynak. Még egy ingyenes betűt kellett használnom - T, így megjelent a T osztály."
Valószínűleg ezzel még nem lesz vége. Javasolták már az y osztály bevezetését, amelyet a hipotetikus, ultrahideg, barna törpék számára fenntartanak, 600K alatt. Spektrumuknak jellegzetes tulajdonságokkal kell rendelkezniük, például tiszta ammóniaabszorpciós vonalakkal (és 400 K alatti hőmérsékleten vízgőz is megjelenik). Mivel minden barna törpe kihűlésre van ítélve, léteznie kell az y osztályú testeknek, bár még nem fedezték fel őket. Lehetséges, hogy a hatalmas james webes infravörös teleszkóp elindítása után nyitják meg, amely 2014-ben az űrbe kerül. Talán ez a csillagvizsgáló még barna törpékben is talál bolygókat, amelyek létezése elvileg meglehetősen elfogadható. Sok érdekes dolog vár még a csillagászok elé.
Alexey Levin