Троицкий вариант — Наука

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 162 225−240 515 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: