Астрономия. Популярные лекции

КОРИЧНЕВЫЕ КАРЛИКИ (бурые карлики) — космические тела, занимающие по своим массам промежуточное положение между звездами и планетами. Коричневыми карликами принято называть объекты с массами приблизительно от 0,01 до 0,08 масс Солнца (M_☉). От нормальных звезд они отличаются тем, что температура в их недрах никогда не достигает значений, необходимых для протекания важнейшей термоядерной реакции — превращения легкого изотопа водорода (¹H) в гелий (

⁴He), которая обеспечивает длительное свечение обычных звезд. Именно этим и определяется верхняя граница их массы: (0,075–0,08) M_☉. Но по сравнению с планетами, вообще не способными к термоядерному синтезу, коричневые карлики на начальном этапе своей жизни все же разогреваются настолько, что «сжигают» в термоядерных реакциях некоторые редкие элементы, например тяжелый изотоп водорода — дейтерий (²H), а также литий. Это делает их на короткое время похожими на звезды. Нижняя граница массы коричневых карликов, отделяющая их от планет, имеет значение около 13 масс Юпитера (≈ 0,01M_☉

).

Температура поверхности коричневых карликов обычно не превышает 2000 K, а у многих даже близка к 1000 K. Поэтому они имеют темно-красный или даже инфракрасный цвет. Отсюда и английское название этих объектов — brown dwarf, которое некоторые авторы переводят на русский язык как «бурый карлик». Для таких относительно холодных объектов введены новые спектральные классы: L (1300–2000 K), T (700–1300 K) и Y (< 600 K). Светимость коричневых карликов L ~ (10^–4–10^–5) L

_☉. Они излучают энергию за счет медленного сжатия ядра. Характерная длительность излучения — около 15 млн лет. Затем сжатие останавливается, и равновесие объекта поддерживается давлением вырожденного электронного газа, препятствующего гравитационному сжатию. Остывая, коричневые карлики превращаются в «черные карлики». Первый коричневый карлик был обнаружен в 1996 г. После этого у астрономов появилась надежда, что остывшие коричневые карлики, если они многочисленны, могут играть роль скрытой массы Галактики. Но предварительные подсчеты показывают, что их недостаточно для решения проблемы темного вещества.

До середины 1990-х гг. граница между звездами и планетами представлялась вполне определенной. Наиболее массивной планетой считался Юпитер, масса которого составляет всего 0,001 M_☉, а наименьшие среди известных звезд были значительно крупнее: они имели массу около 0,1 M_☉. Однако после 1995 г. были обнаружены экзопланеты во много раз массивнее Юпитера и близкие к ним по массе мини-звезды. Это потребовало точного определения понятий «звезда» и «планета» на основе физических различий в их эволюции.

Поскольку характерным признаком звезды служат протекающие в ее недрах термоядерные реакции, именно их отсутствие было положено в основу определения планеты. Согласно Б. Р. Оппенгеймеру и др. (2000), планета — это объект, в котором за всю его историю реакции ядерного синтеза не происходят ни в каком виде. Если же на каком-либо этапе эволюции мощность термоядерного синтеза была сравнима со светимостью объекта, то он достоин называться звездой.

Расчеты показывают, что в звездах с массой менее 0,07–0,08 M_☉ температура так низка, что термоядерные реакции с участием легкого изотопа водорода (т. е. реакции pp-цикла) практически не происходят. Это критическое значение массы звезды называют границей возгорания водорода, или пределом Кумара. Единственным долговременным источником энергии менее массивных звезд служит их гравитационное сжатие. Однако в процессе этого сжатия каждая протозвезда проходит короткий этап горения дейтерия. Этот тяжелый изотоп водорода вступает в термоядерную реакцию при более низкой температуре, чем легкий водород, потому что реакция с дейтерием (²D + p → ³He + γ) происходит под действием электромагнитного, а не слабого взаимодействия. Необходимые для этой реакции условия возникают в звездах с массой более 0,013 солнечной (что всего в 14 раз больше массы Юпитера). Но содержание дейтерия в космическом газе ничтожно (0,001 %), сгорает он быстро и слабо влияет на светимость звезды; основным источником ее энергии в этот период все равно остается гравитационное сжатие.

Звезды наименьшей массы, обладающие ядерным источником энергии, очень экономно расходуют запас водорода: например, звезда с массой 0,085 M_☉ может поддерживать свою невысокую светимость (около 0,04 % от солнечной) в течение 6000 млрд лет, что в 440 раз больше нынешнего возраста Вселенной! Но коричневые карлики с массой чуть ниже предела Кумара практически лишены ядерной энергии, поэтому после быстрого сгорания дейтерия и остановки гравитационного сжатия они быстро остывают и становятся невидимыми — всего за несколько миллиардов лет. Поэтому в Галактике может быть много холодных и совершенно невидимых коричневых карликов.