Коричневые карлики — кто они?

Дмитрий Вибе, докт. физ.-мат. наук, зав. отделом физики и эволюции звезд Института астрономии РАН
Дмитрий Вибе,
докт. физ.-мат. наук, зав. отделом физики и эволюции звезд Института астрономии РАН

Величайший астроном-наблюдатель Вильям Гершель, создавая в XVIII веке первую карту нашей Галактики, предполагал, что все звезды одинаковы, а различия в их видимом блеске связаны исключительно с разной удаленностью от Солнца. В полной мере осознать несправедливость этого предположения удалось лишь к концу XIX — началу XX века, когда начались массовые определения расстояний до звезд. Современные же представления о звездах сформировались лишь к середине XX века. Конкретно, в 1920 – 1930-е годы выяснилось, что звезды состоят главным образом из водорода и что наиболее подходящим механизмом энерговыделения в звездах являются термоядерные реакции превращения водорода в гелий.

Термоядерные реакции, как следует из самого их названия, требуют высокой температуры, а температура в ядре звезды, где располагается «термоядерный реактор», обеспечивается массой: чем сильнее звезда сжимается под собственным весом, тем сильнее разогреваются ее недра.

Скорость термоядерных реакций очень сильно зависит от температуры, поэтому массивные звезды стремительно расходуют запасы водорода и живут недолго (миллионы или десятки миллионов лет). Звезды же малых масс (порядка солнечной и ниже) относительно холодны и снаружи, и внутри, и потому превращение водорода в гелий в них идет весьма унылыми темпами и может продолжаться десятки и сотни миллиардов лет.

Ответы на очень многие астрономические вопросы зависят от того, как звезды распределены по массам, точнее, по начальным массам, поскольку в процессе эволюции масса звезды так или иначе меняется (чаще в сторону убывания). По современным представлениям, распределение звезд по начальным массам — начальная функция масс (НФМ) — описывается убывающим степенным законом для звезд с массой порядка солнечной и выше и чем-то логнормальным в области меньших масс. У НФМ есть верхний предел (максимальная масса звезд), равный, по-видимому, 100–200 солнечным массам и связанный с тем, что массивные звезды раздувают сами себя собственным излучением.

Ситуация с нижним пределом (минимальная масса) более сложная. Во-первых, маломассивные объекты сложнее обнаруживать и потому существенно сложнее достоверно пересчитать. Во-вторых, переходя в область малых масс, мы рано или поздно сталкиваемся с объектами, массы (= температуры) которых слишком малы для загорания термоядерных реакций. Ничто не запрещает таким объектам образовываться и существовать; они просто не будут звездами.

Отправной точкой в изучении таких субзвездных объектов считаются работы Шива Кумара (Shiv S. Kumar), опубликованные в 1962–1963 годах. В них он указал, что сжатие газового сгустка заканчивается формированием устойчивой конфигурации без загорания термоядерных реакций, если масса сгустка не превосходит 0,07– 0,09 массы Солнца. Сам Кумар называл такие «недозвезды» черными карликами, однако с 1975 года за ними закрепилось другое название — коричневые (или бурые) карлики.

Коричневые карлики оставались гипотетическими объектами до середины 1990-х годов, когда развитие наблюдательной техники наконец достигло уровня, необходимого для обнаружения столь тусклых объектов. Дело в том, что коричневые карлики, так и не обзаведшиеся внутренним источником энергии, светятся лишь за счет накопленного при сжатии тепла.

Один из первых открытых коричневых карликов — спутник звезды Gliese 229 S. Kulkarni (Caltech), D. Golimowski (JHU)  and NASA. С сайта hubblesite.org
Один из первых открытых коричневых карликов — спутник звезды Gliese 229. S. Kulkarni (Caltech), D. Golimowski (JHU) and NASA. С сайта hubblesite.org

Невысокая температура (примерно от 2500 К до сотен К) в сочетании с небольшим размером приводят к очень низкой светимости, да и то только пока карлик находится в относительно юном возрасте. Неудивительно, что первое сообщение о подтвержденном открытии коричневого карлика (Teide 1), опубликованное в сентябре 1995 года, относилось к объекту в молодом звездном скоплении Плеяды.

Сейчас количество известных коричневых карликов перевалило уже за тысячу, а полное их количество в Галактике как минимум сопоставимо с количеством «нормальных» звезд. Причем, если массы первых обнаруженных коричневых карликов были лишь незначительно ниже предела Кумара, то теперь известны субзвездные объекты, по массе уступающие Юпитеру.

Коричневые карлики и экзопланеты

Практически одновременно с открытием коричневых карликов в том же 1995 году было представлено еще одно значимое открытие — первая экзопланета у «нормальной» звезды. Теперь количество известных (и подтвержденных) экзопланет приближается к двум тысячам, и их массы тоже весьма разнообразны. В частности, среди них нередки планеты, массы которых в разы превосходят массу Юпитера. Иными словами, диапазоны масс планет и коричневых карликов существенно перекрываются.

Возникает естественный вопрос: а чем вообще планеты и коричневые карлики отличаются друг от друга? И те и другие имеют сходные (по крайней мере, перекрывающиеся) массы, и те и другие состоят главным образом из водорода, в спектрах атмосфер и тех и других обнаруживаются признаки значительного количества молекул…

Сейчас для разделения субзвездных объектов на планеты и коричневые карлики принят условный массовый порог — 13 масс Юпитера. При массе выше этого предела в объекте на самом раннем этапе его существования все-таки могут короткое время идти термоядерные реакции, но с участием не водорода, а дейтерия.

В двойной системе Oph 162225-240515 оба компаньона являются коричневыми карликами,  причем очень маломассивными,  с массами около 7 и 14 масс Юпитера. С сайта www.eso.org
В двойной системе Oph 162225-240515 оба компаньона
являются коричневыми карликами,
причем очень маломассивными,
с массами около 7 и 14 масс
Юпитера. С сайта www.eso.org

Дело в том, что первый, самый медленный шаг в стандартной протон-протонной цепочке превращения водорода в гелий представляет собой именно формирование дейтерия. Если дейтерий в газе уже есть (а он есть, остался после Большого взрыва), для его превращения в гелий достаточно и менее высокой температуры, поэтому дейтерий способен гореть в объектах существенно меньшей массы. Но, увы, дейтерия мало, и потому эти реакции быстро заканчиваются. Так вот, предельно малое значение массы для загорания дейтерия — именно 13 масс Юпитера. Но понятно, что это разделение ничего не говорит о том, по какому сценарию — «звездному» или «планетному» — образовался объект.

На первый взгляд вопрос о сценарии выглядит надуманным. Казалось бы, разница очевидна: планеты обращаются вокруг звезд, тогда как коричневые карлики представляют собой самостоятельные объекты, по сути, продолжение звездной НФМ в субзвездную область. Однако где гарантия, что «планета» с массой, скажем, 20 масс Юпитера (такие есть) образовалась именно как планета, а не как компонент двойной системы?

С другой стороны, есть и сценарии эволюции планетных систем, в которых некоторые планеты в результате взаимодействия со своими компаньонами выбрасываются из системы и отправляются в свободный полет. То есть теперешняя изоляция «коричневого карлика» с массой порядка массы Юпитера (и такие есть) вовсе не означает, что и родился он тоже в одиночестве.

С образованием коричневых карликов есть еще одна проблема: современные модели звездообразования зачастую предсказывают существенно меньшее количество коричневых карликов, чем их реально наблюдается. Образовать в турбулентном молекулярном облаке очень маломассивный сгусток оказывается не так-то просто. Поэтому в литературе время от времени появляются предположения о «третьем сценарии» формирования коричневых карликов, специфическом только для них.

Согласно одному из предлагаемых вариантов, коричневый карлик начинает свою жизнь как газовый сгусток в молекулярном облаке, но не успевает вырасти до звездного размера, потому что выбрасывается из облака из-за гравитационного взаимодействия с другими сгустками, которые по каким-то причинам росли (набирали массу) быстрее.

Важным признаком того, что коричневые карлики образуются именно по стандартному звездному сценарию, может стать их способность самим быть центрами планетных систем. В настоящее время планеты у коричневых карликов действительно обнаружены — около десятка. Самые массовые методы обнаружения экзопланет (лучевых скоростей и транзитный) с коричневыми карликами не работают; половина планет из этого десятка найдена при помощи микролинзирования, и еще половина была замечена на прямых изображениях.

Исследование протопланетных дисков

Статистика, прямо сказать, не очень богатая, поэтому более прогрессивным представляется другой способ — исследование протопланетных дисков у коричневых карликов. Конечно, не только планеты, но и диски у субзвездных объектов обнаруживать гораздо сложнее, чем у обычных звезд, но это все-таки возможно. Вообще, протопланетные диски у звезд с массой выше предела Кумара -объекты существенно более крупные, чем сами звезды, и потому их довольно часто удается наблюдать как протяженные объекты. Однако косвенные признаки наличия диска можно получить даже в тех случаях, когда разглядеть собственно диск по каким-то причинам невозможно. Во-первых, на существование диска указывает избыточное инфракрасное (ИК) излучение в спектре звезды: это светится не сама звезда, а пыль в диске, нагретая звездным излучением. Во-вторых, признаком наличия диска могут быть эмиссионные линии в спектре звезды (главным образом линии водорода), а также избыточное излучение в ультрафиолетовом диапазоне.

И линии, и ультрафиолетовый избыток указывают на присутствие очень горячего газа, существенно более горячего, чем поверхность звезды. Предполагается, что так проявляет себя газ, падающий на звезду — опять же из диска. По сути, аккреция вещества на звезду в данном случае является признаком ее молодости, точнее, признаком того, что формирование звезды еще не завершилось, а формирование планетной системы либо вовсе еще не началось, либо началось совсем недавно.

Нужно признать, что слово «протопланетный», прилагаемое к диску, есть некоторое забегание вперед: явных признаков образования планет в этих дисках пока никто не видел. Но косвенные свидетельства есть и в этом случае. Например, наблюдения указывают, что пыль в дисках крупнее, чем в родительских молекулярных облаках, а рост пыли как раз и есть первый шаг к образованию планет.

Все эти критерии применимы и к исследованиям коричневых карликов. Правда, находить у них диски по инфракрасному избытку сложнее, поскольку коричневые карлики, более холодные, чем звезды, обладают заметным собственным излучением в инфракрасном диапазоне. В то же самое время их диски, наоборот, более холодны. Иными словами, собственный инфракрасный спектр центрального объекта более ярок, а добавка от диска — менее значительна. Поэтому при выявлении предполагаемых дисков у коричневых карликов наблюдатели стараются по возможности не ограничиваться только обнаружением ИК-избытка, но и дополнять его наблюдениями эмиссионных линий. Таким образом, ИК-избыток указывает на наличие диска, а эмиссионные линии — на то, что этот диск является аккреционным, то есть поставляет вещество на центральный объект.

Конечно, лучше всего наблюдать протопланетные диски и у звезд, и у коричневых карликов на длинных волнах. В инфракрасном диапазоне светится только центральная горячая часть диска, а его более значительная холодная часть излучает в субмиллиметровом и миллиметровом диапазонах. Поэтому достоверно оценить массу и размер диска можно только по длинноволновым данным.

Однако такие наблюдения существенно более сложны, чем наблюдения в оптическом и инфракрасном диапазонах, и даже для дисков у звезд выполнены лишь для нескольких объектов. У коричневых карликов же пространственно разрешенные наблюдения дисков проведены лишь для трех объектов, и делать это на сегодняшний день можно при помощи считаных инструментов, которые к тому же не жалуются на недостаток желающих на них наблюдать.

Тем не менее имеющиеся данные позволяют сделать важные выводы. Определив по инфракрасному избытку количество объектов с дисками, по ультрафиолетовому избытку и интенсивности эмиссионных линий — темп аккреции (выпадения вещества из диска на центральный объект), по наблюдениям в миллиметровом и субмиллиметровом диапазонах — массы и размеры дисков, можно определить место коричневых карликов в общей картине звездо- и планетообразования. И это место оказывается рядом со звездами.

Начнем с того, что доля коричневых карликов с дисками такая же, как и доля звезд с дисками: примерно половина. Далее, массы дисков коричневых карликов вписываются (хотя и с большим разбросом) в общую закономерность, ранее выведенную для звезд, — масса диска составляет примерно 1% от массы центрального объекта.

Темп дисковой аккреции и на звезды, и на коричневые карлики также подчиняется общей закономерности, будучи пропорциональным квадрату массы центрального объекта. Структура и размеры дисков коричневых карликов в тех редких случаях, когда их удается определить, также не выглядят чем-то из ряда вон выходящим.

Диск у коричневого карлика OTS 44 в представлении художника. NASA/JPL-Caltech/T. Pyle(SSC). С сайта www.spitzer.caltech.edu
Диск у коричневого карлика OTS 44 в представлении художника. NASA/JPL-Caltech/T. Pyle (SSC). С сайта www.spitzer.caltech.edu

Заключение

В общем, по крайней мере в отношении параметров дисков звёзды и коричневые карлики кажутся представителями единого населения с общей историей образования. Причем этот вывод подтверждается не только для более массивных карликов, но и для карликов планетных масс, порядка 10 масс Юпитера. Это указывает, что даже самые мелкие коричневые карлики рождаются самостоятельно.

Со сценарием выброса из области звездообразования всё не так ясно. С одной стороны, кажется, что такое драматическое событие должно было бы оставить коричневый карлик без диска. С другой стороны, модели показывают, что маленький диск при этом может уцелеть. Правда, у всех трех дисков, размеры которых были оценены при помощи ALMA, эти размеры оказались вполне солидными, от 66 до 139 а.е., поболе даже и Солнечной системы. Но, может быть, эти диски нетипичны?

Что мы сами пытаемся сделать: поскольку умеем моделировать структуру дисков и их молекулярный состав, логично попробовать найти между дисками коричневых карликов и дисками «нормальных» звезд какие-то обнаружимые отличия. Правда, проверить эти отличия в наблюдениях будет нелегко… Даже в «больших» дисках количество обнаруженных молекул пока едва перевалило за десяток, а в дисках у коричневых карликов и вовсе найдены только вода, ацетилен, углекислый газ и изомеры HCN и HNC. Однако есть надежда, что будущие наблюдения на ALMA позволят существенно расширить этот список.

Если вы нашли ошибку, пожалуйста, выделите фрагмент текста и нажмите Ctrl+Enter.

Связанные статьи

avatar
  Подписаться  
Уведомление о
Оценить: 
Звёзд: 1Звёзд: 2Звёзд: 3Звёзд: 4Звёзд: 5 (1 оценок, среднее: 4,00 из 5)
Загрузка...
 
 

Сообщить об опечатке

Текст, который будет отправлен нашим редакторам: