Ta članek je eden izmed priljubljenih

Rjavi pritlikavec

Iz Wikipedije, proste enciklopedije
Pojdi na navigacijo Pojdi na iskanje
Slika rjavega pritlikavka Gliese 229 B

Rjavi palčki (ali rjavi palčki ) so podzvezdni objekti, ki imajo vmesne fizične značilnosti med planeti in zvezdami . Njihove mase se gibljejo od približno 0,013 do 0,075 M . Rjavi palčki lahko vzdržujejo termonuklearne reakcije v svojem črevesju, vendar se moč reakcij v njih nikoli ne primerja z njihovo lastno svetilnostjo, zato takšni predmeti ne dosegajo stalne svetilnosti, kot so zvezde, ampak se krčijo in bledijo.

Rjavi pritlikavci imajo zelo nizke svetilnosti in temperature: svetilnosti so manjše od 0,04 L in običajno za rede velikosti manj. Temperature ne presegajo 2800 K , za najhladnejše rjave pritlikavke pa okoli 300 K. Polmeri rjavih pritlikavk, ne glede na njihovo maso, so blizu polmera Jupitra . V osrednjih regijah nekaj časa potekajo termonuklearne reakcije: jedrsko izgorevanje devterija se lahko pojavi tudi pri rjavih pritlikavcih z najbolj nizko maso, bolj masivni pa lahko podpirajo jedrsko izgorevanje litija ali celo jedrsko izgorevanje vodika . Vendar se devterij in litij hitro izčrpavata, gorenje vodika v rjavih pritlikavkah pa se hitro ustavi, za razliko od zvezd.

Kljub fizični izolaciji rjavih pritlikavk od zvezd in planetov je te predmete v praksi težko razlikovati med seboj. Najbolj masivni in mladi rjavi palčki imajo svetilnost, primerljivo z najbolj zatemnjenimi zvezdami, najstarejši in nizkomasi pa so podobni planetom velikanom . V prvem primeru lahko za določitev vrste predmeta izmerijo količino litija , ki ga zvezde porabijo hitreje kot rjavi palčki, v drugem pa pospešek teže na površini, ki je pri rjavih pritlikavkah veliko večji kot pri planetov. Rjavi pritlikavci lahko pripadajo enemu od štirih spektralnih razredov (navedenih po padajočem vrstnem redu temperature): M, L, T, Y. V prva dva razreda lahko spadajo tudi zvezde z nizko maso.

Rjavi pritlikavci večinoma nastanejo na enak način kot zvezde: s propadom molekularnih oblakov , čeprav je možno, da se rjavi pritlikavci z nizko maso oblikujejo kot planeti: v masivnih okrogzvezdnih diskih . V drugem primeru morajo imeti trdno jedro, vendar morajo biti sposobni podpirati tudi termonuklearne reakcije. Tako kot zvezde tudi rjavi palčki po nastanku nekaj časa podpirajo zgorevanje devterija, po njegovem izčrpanju pa zaradi stiskanja sproščajo energijo. Za razliko od zvezd rjavi pritlikavci ne vstopijo v glavno zaporedje , kjer bi dosegli ravnotežje zaradi termonuklearnih reakcij, ampak prenehajo stiskati zaradi degeneracije snovi in Coulombovega odbijanja . Verjetno na koncu evolucije rjavi palčki, ki so izgubili vire energije, še naprej bledijo in se spremenijo v črne palčke .

Obstoj rjavih pritlikavk je leta 1963 teoretično napovedal Shiv Kumar , leta 1995 pa so jih odkrili; Gliese 229 B velja za prvega potrjenega. Kasneje so bili teoretični modeli rjavih pritlikavk izboljšani, infrardeče raziskave neba pa so privedle do odkritja velikega števila le-teh. Za leto 2019 je znanih več kot 11 tisoč takšnih predmetov.

Specifikacije

Opredelitev

Sonce , rdeči palčki , rjavi palčki in Jupiter

Rjavi palčki (ali rjavi palčki [1] ) so podzvezdni objekti, ki so po fizikalnih značilnostih vmesni med planeti in zvezdami . Za razliko od planetov lahko podpirajo termonuklearne reakcije v svojih črevesjih (glej spodaj [⇨] ). Vendar pa za razliko od zvezd rjavi palčki nikoli ne dosežejo moči sproščanja energije v reakcijah, ki bi zadostovala za kompenzacijo stroškov lastne svetilnosti. Zaradi tega so prisiljeni sprostiti energijo zaradi stiskanja in zbledeti, ne da bi dosegli konstantno svetilnost. To določa mejne vrednosti mas rjavih pritlikavk: največja masa je 0,075 M (75 M J ) za predmete s sončno kemično sestavo, najmanjša pa je enaka 0,013 M (ali 13 M J ) kot najmanjša masa za gorenje devterija , čeprav se te vrednosti nekoliko razlikujejo glede na kemično sestavo (glej spodaj [⇨] ) [2] [3] [4] . V zvezi s tem se rjave pritlikavke včasih imenujejo propadle zvezde [5] [6] [7] .

Včasih se uporablja drugačna definicija, ki loči rjave pritlikavke od planetov po izvoru: rjavi palčki se štejejo za objekte, ki so nastali kot zvezde (glej spodaj [⇨] ) [4] . Po tej definiciji se rjavi pritlikavci štejejo tudi za objekte, ki so nastali kot zvezde, vendar imajo maso manjšo od 13 M J in ne morejo podpirati termonuklearnih reakcij [5] . Nasprotno pa masivnejši objekti, ki so nastali kot planeti, ne ustrezajo tej definiciji in se včasih ne štejejo za rjave pritlikavke [8] [9] [10] . Vendar se je delovna skupina za ekstrasolarne planete ( Eng. Working Group is on Extrasolar Planets) Mednarodne astronomske zveze odločila, da bo kot mejo med planeti in rjavimi pritlikavci uporabila možnost gorenja devterija v objektu. Predmeti, ki so oblikovani kot zvezde, vendar imajo manjšo maso, se imenujejo podrjavi palčki [11] [12] .

Pogosti parametri

Pri najbolj masivnih rjavih pritlikavkah svetilnost v prvem milijonu let življenja ne presega 0,04 L , temperatura pa je običajno nižja od 2800 K. Za manj masivne predmete so te vrednosti še nižje, poleg tega se sčasoma temperatura in svetilnost zmanjšata (glej spodaj [⇨] ). Na primer, tipičen rjavi pritlikavec z maso 0,04 M in starostjo 1 milijardo let bo imel temperaturo približno 1270 K in svetilnost 2⋅10 −5 L [13] in temperaturo najhladnejša znana temperatura je 300 K. Rjavi pritlikavci oddajajo predvsem v infrardečem območju , njihova vidna barva pa je temno rdeča [2] [3] . Polmeri teh predmetov so blizu polmeru Jupitra (glej spodaj [⇨] ) [5] . Tako kot zvezde imajo tudi nekateri rjavi palčki planete [14] .

Omeniti velja tudi hitro vrtenje rjavih pritlikavk: čas vrtenja nekaterih od njih je približno 2 uri, hitrost vrtenja pa je blizu prvi kozmični hitrosti - za primerjavo, obdobje vrtenja Jupitra je 10 ur. Rjavi pritlikavci, tako kot zvezde , pridobijo rotacijsko hitrost tvorbe, vendar v nasprotju s tem ne izgubijo svojega kotnega zagona v nadaljevanju: nimajo naboja ozračja, zato rjavi pritlikavi ne doživijo magnetne zavore (angleško) [5] .

Struktura

Srednja temperatura najmasivnejših rjavih pritlikavk lahko doseže 3⋅10 6 K [15] . Osrednja gostota lahko sčasoma doseže 10 3 g/cm 3 [16] . Za primerjavo, za Sonce so ti parametri 1,5⋅10 7 K oziroma 10 2 g / cm 3 . V takšnih pogojih lahko termonuklearne reakcije potekajo v osrednjih regijah (glej spodaj [⇨] ) [5] [17] .

Pod pogoji, ki so doseženi v jedrih takšnih objektov, notranji tlak prepreči njihovo stiskanje od določenega trenutka. Pri masivnih rjavih pritlikavkah jo povzroča degeneracija elektronov , tako kot pri belih pritlikavkah - Fermijeva energija je lahko več kot red velikosti višja od energije delcev. Za rjave pritlikavke z majhno maso največ prispeva k tlaku Coulombov odboj delcev, kot v notranjosti planetov [2] . Vsekakor je notranja privlačnost rjavih pritlikavk uravnotežena s pritiskom degeneriranega plina, zato so polmeri rjavih pritlikavk zelo šibko odvisni od njihove mase - kot in so blizu polmera Jupitra. Vodik v njihovih jedrih je v kovinskem stanju [5] . Možen je tudi obstoj rjavih pritlikavk s trdnimi jedri, kot so planeti (glej spodaj [⇨] ) [8] [9] [10] .

Rjavi palčki so popolnoma konvektivni , kot najmanjše zvezde. Izjema so le najhladnejši rjavi palčki, pri katerih ima konvekcija tudi pomembno vlogo, a ne sega na samo površino predmeta [5] [18] .

V atmosferah rjavih pritlikavk so temperature precej nizke, v njih lahko obstajajo molekule in nastanejo prašni delci [19] . Pri temperaturah pod 2500 K se lahko v ozračju rjavih pritlikavk oblikujejo oblaki . Verjetno bi morali zaradi hitrega vrtenja rjavih pritlikavk oblaki tvoriti vzorec, podoben tistemu, ki ga opazimo pri Jupitru [5] , v ozračju pa se pojavljajo meteorološki pojavi, podobni tistim na velikanskih planetih [2] .

Nukleosinteza

Tako kot pri zvezdah se lahko tudi pri rjavih pritlikavkah pojavijo nekatere termonuklearne reakcije. Najprej je to zgorevanje devterija , ki se doseže tudi pri najbolj nizkomasnih rjavih pritlikavkah in zahtevana temperatura za katerega je 5⋅10 5 K [20] . Precej masivni rjavi palčki z masami več kot 0,055–0,060 M ⊙ so sposobni podpirati tudi izgorevanje litija , za kar mora biti temperatura v jedru najmanj 2⋅10 6 K [21] . Vendar sta devterij in litij precej redka elementa in se v reakcijah hitro izčrpavata (glej spodaj [⇨] ) [22] . Najbolj masivni rjavi pritlikavci z masami več kot 0,060-0,065 M lahko dosežejo centralno temperaturo 3⋅10 6 K in izgorevajo vodik v svojih črevesjih [20] , vendar se za razliko od zvezd pri rjavih pritlikavcih vodik konča. [2] [3] [5] .

Primerjalne značilnosti zvezd, rjavih pritlikavk in planetov [23]
Vrsta predmeta Teža ( M ) Termonuklearna fuzija Razpoložljivost elementov
HOn D → On Li D
zvezda 0,1―0,075 dolga Kratek ne ne
Rjavi pritlikavec 0,075―0,065 Kratek Kratek Tukaj je ne
Rjavi pritlikavec 0,065―0,013 ne Kratek Tukaj je ne
Planet <0,013 ne ne Tukaj je Tukaj je

Razširjenost

Zaradi nizke svetlosti rjavih pritlikavk je njihovo odkrivanje in določanje njihove številčnosti precej težko. Po Gaii je znotraj 10 parsekov Zemlje 85 rjavih pritlikavk in trije kandidati za rjave pritlikavke, v tem območju pa je 373 zvezd [24] . Pred odkritjem prvih rjavih palčkov je obstajala hipoteza, da bi lahko bili kandidati za vlogo barionske temne snovi v vesolju , po njihovem odkritju in prvih ocenah njihove številčnosti pa je postalo jasno, da sestavljajo le majhen del mase Rimske ceste in ne more sestaviti pomembnega deleža mase temne snovi [2] [6] .

Najpogosteje so rjavi pritlikavci samotni, približno 20% pripada binarnim sistemom . Posebnost takšnih sistemov je, da je v skoraj vseh razdalja med zvezdo in rjavim škratom več kot 3 astronomske enote. Za razliko od rjavih pritlikavk se zvezde v binarnih sistemih pogosto nahajajo blizu drug drugemu, prav tako velikanski planeti zvezdam. Ta lastnost se imenuje " puščava rjavih pritlikavih " [25] .

Začetna funkcija mase rjavih pritlikavk je nadaljevanje tiste za zvezde z nizko maso [26] .

Značilnosti opazovanja

Kljub fizični izolaciji rjavih pritlikavk od zvezd in planetov je te predmete v praksi težko ločiti od rjavih pritlikavk, če je nemogoče izmeriti maso z orbitalnimi parametri v binarnih sistemih . Na primer, v spektrih rjavih pritlikavk in zvezd ni opaznih spektralnih značilnosti, ki bi jih lahko uporabili za edinstveno razlikovanje med zvezdami in rjavimi pritlikavci [21] [27] .

Razlike od zvezd

Ker so rjave pritlikavke in zvezde z nizko maso popolnoma konvektivne, kemična sestava na površini takšnih predmetov sovpada s tisto v osrednjih regijah. Tako je teoretično po prisotnosti ali odsotnosti določenih elementov mogoče razlikovati med zvezdami in rjavimi pritlikavci [21] [22] .

Tako se na primer čas gorenja litija zmanjšuje z naraščajočo maso predmeta in je v najmanjših zvezdah približno 100 milijonov let. To pomeni, da bo prisotnost tega elementa v starejšem predmetu znak, da gre za rjavega pritlikavka, in nasprotno, odsotnost litija v mlajšem objektu kaže, da gre za zvezdo z majhno maso. Ta tehnika se imenuje litijev test ( engl. Lithium test ) [5] [22] [21] . Vendar je litijev test nepopoln, ker starosti predmeta ni vedno mogoče določiti [27] . Posebnost precej starih rjavih pritlikavk je tudi prisotnost metana [4] .

Poleg tega imajo zvezde z najmanjšo maso svetilnosti reda 10 −4 L , zato so objekti z nižjo svetilnostjo rjavi pritlikavci. Vendar pa nasprotno ne drži: v zgodnjih fazah evolucije, medtem ko se rjavi škrat v notranjosti krči in gori devterij, je lahko veliko svetlejši in njegova svetilnost lahko doseže 0,04 L . Zato svetilnost ne določa vedno nedvoumno vrste predmeta [5] [21] .

Razlike od planetov

Polmeri rjavih pritlikavk so primerljivi s tistimi planetov velikanov , vendar imajo rjavi pritlikavci večjo maso in zato večjo gostoto in pospešek gravitacije . To omogoča spektroskopsko razlikovanje med planeti in rjavimi pritlikavci: večji gravitacijski pospešek na primer vodi do širših absorpcijskih linij [5] . Poleg tega so lahko rjavi pritlikavci vir rentgenskega sevanja [4] .

Spektri in klasifikacija

Zaradi nizke površinske temperature so rjavi pritlikavci temno rdeče barve, v njihovih spektrih pa opazimo molekularne absorpcijske pasove . V spektralni klasifikaciji spadajo rjavi palčki v razrede M, L, T, Y - od najbolj vročih do najhladnejših [4] [5] . V tem primeru ne samo rjavi palčki, ampak tudi zvezde lahko spadajo v razrede M in L [28] .

Razred M

Najmlajši in najmasivnejši rjavi palčki imajo relativno visoko temperaturo - nad 2500 K in spadajo v razred M. Navzven so podobni rdečim pritlikavkam , čeprav se razlikujejo po velikem polmeru, saj se še niso imeli časa skrčiti [29] , in spadajo v podrazrede M7 in pozneje [4] [5] .

Razred M označena predvsem z absorpcijskimi trakovi iz TiO , kakor tudi drugih molekul: VO , MGH , CAH , CRH , FEH, in CaOH . Obstajajo tudi linije elementov, kot so Ca II, Mg I, Na I, K I, Rb I, Cs I [kom. 1] . Praviloma je natančen podrazred M določen z intenzivnostjo pasov TiO [30] .

Spektralni tip M vključuje na primer rjavega pritlikavka Teide 1 iz podrazreda M8 [31] .

Razred L

К классу L относятся более холодные коричневые карлики: с температурами от 1300 до 2500 K. Достаточно старые звёзды с массами менее 0,085 M также могут принадлежать классу L. Подклассы L — от самого раннего L0 до самого позднего L8 [32] [33] .

В спектрах класса L доминируют линии щелочных металлов : Na I, KI, Rb I, Cs I и иногда Li I. В ранних подклассах L также выражены линии TiO, VO и гидридов , как в классе M; к средним подклассам наибольшей интенсивности достигают линии Na I и KI, а линии TiO и VO практически исчезают. К поздним классам исчезают также линии гидридов, зато появляются линии воды [34] .

Пример коричневого карлика класса L — GD 165B (англ.) , его подкласс — L4 [35] .

Класс T

К классу T относятся коричневые карлики с температурами от 600 до 1300 K. Предположительно, спектры таких коричневых карликов должны быть похожи на спектры горячих юпитероввнесолнечных газовых гигантов , расположенных близко к своей звезде. Подклассы T — от T0 до T8 [5] [32] [36] .

Отличительная черта коричневых карликов этого класса — полосы поглощения метана , поэтому их также называют метановыми карликами [4] . Кроме полос метана, в спектрах таких объектов также наблюдаются полосы поглощения воды и линии щелочных металлов. Линии CO заметны в спектрах ранних подклассов T, но исчезают к поздним [37] .

К классу T относится, например, Глизе 229B . Подкласс этого объекта — T7 [38] .

Класс Y

Самые холодные коричневые карлики, с температурами ниже 600 K, относятся к классу Y. Спектроскопически они отличаются от класса T наличием линий аммиака , также в их спектрах сильны линии воды [5] [32] .

Примером коричневого карлика класса Y может служить WISE 1541-2250 подкласса Y0 [39] .

Эволюция

Формирование

Коричневые карлики формируются таким же образом, что и звёзды: путём коллапса молекулярных облаков , на что указывает, в частности, наличие аккреционных дисков у некоторых из них [5] [40] . Массы молекулярных облаков, которые могут начать коллапсировать, составляют не менее 10 3 M , но при сжатии облака фрагментируются, и в результате образуются протозвёзды звёздных масс [41] . Теоретическая нижняя граница массы объекта, который может так сформироваться — 1—5 M J [42] [43] , но реальный механизм, который приводит к обособлению объектов с массами коричневых карликов и маломассивных звёзд, до сих пор не вполне понятен. Существуют различные теории, которые призваны объяснить это явление, в их основе могут лежать следующие идеи [44] :

  • Приливные силы внутри облака и высокая скорость движения протозвёзд в нём мешают маломассивным протозвёздам собрать всю массу своего фрагмента путём аккреции ;
  • Тесные сближения протозвёзд приводят к тому, что некоторые из них выбрасываются из области звездообразования и преждевременно прекращают аккрецию;
  • Ионизирующее излучение OB-звёзд уносит аккрецирующие оболочки маломассивных протозвёзд;
  • Турбулентность в облаке приводит к выделению фрагментов различных масс, наименьшие из которых имеют массы коричневых карликов и маломассивных звёзд.

Многие наблюдаемые параметры, такие, как начальная функция масс или распространённость двойных систем одинаково хорошо предсказываются этими сценариями. Тем не менее, наиболее вероятным сценарием образования коричневых карликов представляется основанный на последней гипотезе — на это указывают такие факты, как возможность формирования коричневых карликов в разделённых двойных системах и в изоляции, а также независимость распространения этих объектов от наличия поблизости OB-звёзд. Тем не менее, вероятно, остальные сценарии также приводят к формированию коричневых карликов [43] [44] .

Также существует и другая теория: что коричневые карлики могут образовываться в массивных околозвёздных дисках , как и планеты , а затем выбрасываться в окружающее пространство [2] [44] . Этот сценарий описывает формирование объектов небольшой массы, которые могут иметь твёрдое ядро и также способны в дальнейшем поддерживать горение дейтерия , если их масса превышает приблизительно 13 M J [8] [9] [10] .

Дальнейшая эволюция

Изменение температуры и спектрального класса со временем у коричневых карликов и маломассивных звёзд. Коричневым карликам соответствуют пунктирные линии, число у каждой линии — масса в M

В определённый момент и в звёздах, и в коричневых карликах начинаются термоядерные реакции. Первой такой реакцией становится горение дейтерия: в самых массивных коричневых карликах оно длится 4 миллиона лет, а в наименее массивных — 50 миллионов лет [22] . Предельная масса для этой реакции принята равной 13 M J , однако граница не является строгой: в зависимости от массы, коричневые карлики могут расходовать разную долю имеющегося дейтерия . Кроме того, с ростом металличности предельная масса уменьшается, и её оценки с учётом этого могут иметь значения от 11 до 16 M J [45] .

Во время горения дейтерия радиус и светимость коричневых карликов, как и звёзд, остаётся практически неизменной, а горение дейтерия компенсирует значительную часть затрат энергии на светимость: например, в коричневом карлике массой 0,04 M возрастом 3 миллиона лет мощность энерговыделения в ядерных реакциях составляет 93 % от его светимости [13] [16] .

После исчерпания дейтерия коричневые карлики и маломассивные звёзды продолжают сжиматься. При этом выделяется энергия, которая тратится на излучение. Светимость при этом уменьшается, температура же может уменьшаться или оставаться практически неизменной. Через какое-то время в объектах, которые становятся звёздами, начинается ядерное горение водорода, которое с определённого момента полностью уравновешивает затраты энергии на излучение. Из-за этого звезда прекращает сжиматься и выходит на главную последовательность ― у самых маломассивных звёзд этот процесс занимает более 10 9 лет [13] [16] . Предельная масса, при которой происходит переход, называется пределом Кумара [46] и зависит от химического состава: по современным оценкам, она может принимать значения 0,064—0,087 M (64—87 M J ) [16] [47] .

В отличие от звёзд, сжатию коричневых карликов с определённого момента начинает препятствовать вырождение вещества или кулоновское отталкивание (см. выше [⇨] ). До этого момента они неспособны сжаться достаточно сильно, чтобы горение водорода привело объект к равновесию, хотя в принципе самые массивные из них могут некоторое время поддерживать эту реакцию. После того, как сжатие прекращается, коричневый карлик оказывается лишён источников энергии и высвечивает собственную тепловую энергию. Коричневый карлик остывает и тускнеет, превращаясь в чёрный карлик [2] [3] [5] . При этом поздняя эволюция коричневых карликов оказывается сходной с эволюцией белых карликов [48] .

Охлаждаясь со временем, коричневые карлики меняют свой спектральный класс (см. выше [⇨] ). Так, самые молодые и достаточно массивные коричневые карлики, возрастом в несколько миллионов лет и менее, относятся к классу M. Более старые коричневые карлики, в зависимости от массы, относятся к классу L ― маломассивные карлики принадлежат этому классу до возрастов порядка 10 8 лет, а время нахождения в этом классе достаточно массивных карликов достигает 10 10 лет. После этого коричневые карлики переходят в класс T, а затем ― в Y [5] [49] .

Обитаемость

Коричневые карлики небольшой массы могут иметь подходящие температуры, чтобы на их поверхности могла существовать вода в жидком состоянии. Следовательно, такие объекты могут быть пригодны для жизни , которая использует инфракрасное излучение коричневого карлика. Хотя ускорение свободного падения на этих объектах велико и может на два порядка превышать таковое на Земле, это не исключает возможность развития жизни: некоторые организмы, встречающиеся на Земле, способны выносить такие перегрузки. Отсутствие твёрдой поверхности у коричневых карликов может мешать развитию жизни, но не исключено, что организмы могут, например, плавать в атмосфере. Также препятствовать появлению жизни на коричневых карликах может недостаток калия , кальция и железа , необходимых для хода биологических процессов [50] [51] .

Планеты, которые обращаются вокруг коричневых карликов, могут находиться в зоне обитаемости и быть пригодными для жизни [50] . Для этого коричневый карлик должен быть достаточно массивным — не менее 40 M J , поскольку маломассивные карлики быстро тускнеют и их планеты оказываются вне зоны обитаемости за время, недостаточное для развития жизни. Кроме того, маломассивные коричневые карлики создают очень мало ультрафиолетового излучения , необходимого для развития жизни [14] .

История изучения

До открытия

Предположение о существовании коричневых карликов впервые выдвинул Шив Кумар в 1963 году [2] [3] . С 1958 года Кумар исследовал эволюцию звёзд массой менее 0,1 M и обнаружил, что существует минимальная масса, при которой звезда способна поддерживать горение водорода: это 0,07 M для объектов населения I и 0,09 M для населения II , причём эта оценка практически не изменилась с того времени [46] [52] .

Изначально Кумар предложил называть объекты меньшей массы чёрными карликами , хотя этот термин уже использовался для описания других объектов. Современное название «коричневый карлик» ввела Джилл Тартер в 1975 году: несмотря на то, что цвет этих объектов скорее красный, название « красный карлик » также уже использовалось [2] [3] . Для этих объектов предлагались и другие названия, например, «инфракрасный карлик», «экстремальный красный карлик», но они не распространились [53] .

Открытие

Систематические поиски коричневых карликов в 1980-х и в начале 1990-х годов долгое время были безуспешными: было найдено несколько кандидатов в коричневые карлики, но ни один из них не был подтверждён. Вплоть до 1994 года существование коричневых карликов подвергалось сомнению и было предметом научных споров [54] . Наконец, в 1995 году были подтверждены независимые открытия первых коричневых карликов [2] [3] :

  • Тейде 1 в Плеядах был открыт в январе 1994 года, а к декабрю того же года была определена его достаточно низкая температура. В дальнейшем была подтверждена принадлежность Тейде 1 к Плеядам, и, с учётом небольшого возраста Плеяд выяснилось, что объект с такими параметрами может быть только коричневым карликом. Статья Рафаэля Реболо (англ.) и соавторов с этим открытием была опубликована в Nature 14 сентября 1995 года [55] [56] .
  • PPl 15 — двойной коричневый карлик с компонентами практически равных масс, также находящийся в Плеядах. Этот объект был открыт в 1989 году, а в ноябре 1994 года был получен его спектр. Для проверки, является ли PPl 15 коричневым карликом, был применён литиевый тест (см. выше [⇨] ). Эти результаты, полученные Гибором Басри (англ.) с соавторами, были впервые представлены на научной конференции Keck Science Meeting 14 сентября 1995 года, а также опубликованы в Astrophysical Journal [57] [58] .
  • Глизе 229 B — спутник красного карлика Глизе 229 A. Коричневый карлик был открыт в октябре 1994 года при наблюдениях красного, при этом был обнаружен очень красный цвет Глизе 229 B, не характерный для звёзд. В ноябре 1995 года Тадаси Накадзима и соавторы опубликовали статью в Nature об этом открытии [59] [60] . Позднее той же группой учёных был исследован спектр Глизе 229 B, в котором были обнаружены линии метана , что указывало на очень низкую температуру объекта и, следовательно, подтверждало, что это коричневый карлик. В декабре 1995 года была опубликована статья Бена Оппенгеймера (англ.) и соавторов в Science , посвящённая этому исследованию [59] [61] .

Среди этих открытий научным сообществом наиболее быстро и однозначно было принято последнее, и первым подтверждённым коричневым карликом обычно считают Глизе 229 B [3] [4] .

Дальнейшее изучение

С открытием коричневых карликов были введены спектральные классы L и T. Первоначально не были известны карлики холоднее класса T, но был сделан вывод, что в спектрах более холодных карликов должны быть видны спектральные линии аммиака [62] . Для них был выделен класс Y, первым открытым объектом этого класса стал WD 0806-661 B , открытый в 2011 году [63] , хотя его масса составляет лишь около 7 M J [64] .

После открытия коричневых карликов улучшались и теоретические модели этих объектов. В частности, была подробнее описана их внутренняя структура с учётом более точного уравнения состояния вещества в них и были разработаны более точные модели их атмосфер , учитывающие, среди прочего, наличие пыли и облаков. В результате были получены более детальные модели эволюции коричневых карликов [65] .

Открытию большого числа коричневых карликов поспособствовали обзоры неба в инфракрасной области спектра , такие как DENIS , 2MASS и SDSS , а также UKIDSS (англ.) [5] . Большое количество холодных коричневых карликов было открыто космическим инфракрасным телескопом WISE . По данным на 2019 год, известно более 11 тысяч коричневых карликов [66] .

Примечания

Комментарии

  1. Римская цифра после обозначения элемента означает его степень ионизации. I — нейтральный атом, II — однократно ионизованный элемент, III — дважды ионизованный, и так далее.

Источники

  1. Батурин В. А., Миронова И. В. Коричневый карлик . Глоссарий Астронет . Дата обращения: 16 июня 2021. Архивировано 11 февраля 2021 года.
  2. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Сурдин В. Г. Коричневые карлики . Большая российская энциклопедия . Дата обращения: 16 июня 2021. Архивировано 4 марта 2021 года.
  3. 1 2 3 4 5 6 7 8 Brown dwarf | astronomy (англ.) . Encyclopedia Britannica . Дата обращения: 16 июня 2021. Архивировано 4 мая 2021 года.
  4. 1 2 3 4 5 6 7 8 Darling D. brown dwarf . Internet Encyclopedia of Science . Дата обращения: 16 июня 2021. Архивировано 28 апреля 2021 года.
  5. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 Allard F., Homeier D. Brown dwarfs (англ.) // Scholarpedia . — 2007. — 17 December ( vol. 2 , iss. 12 ). — P. 4475 . — ISSN 1941-6016 . — doi : 10.4249/scholarpedia.4475 . Архивировано 21 мая 2021 года.
  6. 1 2 Brown Dwarf . Asrtonomy . Swinburne University of Technology . Дата обращения: 19 июня 2021. Архивировано 30 мая 2021 года.
  7. Астрономы увеличили популяцию коричневых карликов . RAS News . М. : Российская академия наук . Дата обращения: 28 июня 2021. Архивировано 28 июня 2021 года.
  8. 1 2 3 Mollière P., Mordasini C. Deuterium burning in objects forming via the core accretion scenario. Brown dwarfs or planets? (англ.) // Astronomy and Astrophysics . — Les Ulis: EDP Sciences , 2012. — 1 November ( vol. 547 ). — P. A105 . — ISSN 0004-6361 . — doi : 10.1051/0004-6361/201219844 .
  9. 1 2 3 Bodenheimer P., D'Angelo G., Lissauer JJ, Fortney JJ, Saumon D. Deuterium Burning in Massive Giant Planets and Low-mass Brown Dwarfs Formed by Core-nucleated Accretion (англ.) // The Astrophysical Journal . — Btristol: IOP Publishing , 2013. — 1 June ( vol. 770 ). — P. 120 . — ISSN 0004-637X . — doi : 10.1088/0004-637X/770/2/120 .
  10. 1 2 3 Baraffe I., Chabrier G., Barman T. Structure and evolution of super-Earth to super-Jupiter exoplanets. I. Heavy element enrichment in the interior (англ.) // Astronomy and Astrophysics . — Les Ulis: EDP Sciences , 2008. — 1 April ( vol. 482 ). — P. 315–332 . — ISSN 0004-6361 . — doi : 10.1051/0004-6361:20079321 .
  11. Boss AP, Butler RP, Hubbard WB, Ianna PA, Kürster M. Working Group on Extrasolar Planets (англ.) // Transactions of the International Astronomical Union, Series A. — Brussel: International Astronomical Union , 2007. — 1 March ( vol. 26 ). — P. 183–186 . — doi : 10.1017/S1743921306004509 .
  12. Boss AP, Basri G., Kumar SS, Liebert J., Martín EL Nomenclature: Brown Dwarfs, Gas Giant Planets, and ? (англ.) // Proceedings of IAU Symposium #211. — San Francisco: Astronomical Society of the Pacific , 2003. — 1 June ( vol. 211 ). — P. 529 .
  13. 1 2 3 Baraffe I., Chabrier G., Barman TS, Allard F., Hauschildt PH Evolutionary models for cool brown dwarfs and extrasolar giant planets. The case of HD 209458 (англ.) // Astronomy and Astrophysics . — Les Ulis: EDP Sciences , 2003. — 1 May ( vol. 402 ). — P. 701–712 . — ISSN 0004-6361 . — doi : 10.1051/0004-6361:20030252 .
  14. 1 2 Lingam M., Ginsburg I., Loeb A. Prospects for Life on Temperate Planets around Brown Dwarfs (англ.) // The Astrophysical Journal . — Bristol: IOP Publishing , 2020. — 1 January ( vol. 888 ). — P. 102 . — ISSN 0004-637X . — doi : 10.3847/1538-4357/ab5b13 .
  15. Gray, Corbally, 2009 , p. 369.
  16. 1 2 3 4 Burrows A., Hubbard WB, Saumon D., Lunine JI An expanded set of brown dwarf and very low mass star models (англ.) // The Astrophysical Journal . — Bristol: IOP Publishing , 1993. — 1 March ( vol. 406 ). — P. 158–171 . — ISSN 0004-637X . — doi : 10.1086/172427 .
  17. Sun (англ.) . Encyclopedia Britannica . Дата обращения: 18 июня 2021. Архивировано 9 июня 2021 года.
  18. Mohanty S., Baraffe I., Chabrier G. Convection in brown dwarfs (англ.) // Convection in Astrophysics. — Cambridge: Cambridge University Press , 2007. — May ( vol. 239 ). — P. 197–204 . — ISSN 1743-9221 . — doi : 10.1017/S1743921307000427 .
  19. A. Reiners, D. Homeier, PH Hauschildt, F. Allard. A high resolution spectral atlas of brown dwarfs (англ.) // Astronomy and Astrophysics . — Les Ulis: EDP Sciences , 2007. — 1 October ( vol. 473 ). — P. 245–255 . — ISSN 0004-6361 . — doi : 10.1051/0004-6361:20077963 .
  20. 1 2 Caballero JA A Review on Substellar Objects below the Deuterium Burning Mass Limit: Planets, Brown Dwarfs or What? (англ.) // Geosciences. — Basel: MDPI [en] , 2018. — 1 September ( vol. 8 ). — P. 362 . — ISSN 2076-3263 . — doi : 10.3390/geosciences8100362 .
  21. 1 2 3 4 5 Basri G. The Lithium Test for Young Brown Dwarfs (invited review) (англ.) // Proceedings of a Workshop held in Puerto de la Cruz. — Tenerife: ASP, 1998. — Vol. 134 . — P. 394 .
  22. 1 2 3 4 Chabrier G., Baraffe I., Allard F., Hauschildt P. Deuterium Burning in Substellar Objects (англ.) // The Astrophysical Journal Letters . — Bristol: IOP Publishing , 2000. — 1 October ( vol. 542 ). — P. L119–L122 . — ISSN 0004-637X . — doi : 10.1086/312941 .
  23. Сурдин В. Г. Астрономия: век XXI. — 3-е изд. — Фрязино: Век 2, 2015. — С. 139. — 608 с. — ISBN 978-5-85099-193-7 .
  24. Reylé C., Jardine K., Fouqué P., Caballero JA, Smart RL The 10 parsec sample in the Gaia era (англ.) // arXiv e-prints. — 2021. — 1 April ( vol. 2104 ). — P. arXiv:2104.14972 .
  25. Persson CM, Csizmadia S., Mustill AJ, Fridlund M., Hatzes AP Greening of the brown-dwarf desert — EPIC 212036875b: a 51 MJ object in a 5-day orbit around an F7 V star (англ.) //Astronomy & Astrophysics . — Les Ulis: EDP Sciences , 2019. — 1 August ( vol. 628 ). — P. A64 . — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . — doi : 10.1051/0004-6361/201935505 .
  26. Luhman KL, Rieke GH, Young ET, Cotera AS, Chen H. The Initial Mass Function of Low-Mass Stars and Brown Dwarfs in Young Clusters (англ.) // The Astrophysical Journal . — Brislol: IOP Publishing , 2000. — 1 September ( vol. 540 ). — P. 1016–1040 . — ISSN 0004-637X . — doi : 10.1086/309365 .
  27. 1 2 Reiners A., Homeier D., Hauschildt PH, Allard F. A high resolution spectral atlas of brown dwarfs (англ.) //Astronomy & Astrophysics . — Les Ulis: EDP Sciences , 2007. — 1 October ( vol. 473 ). — P. 245–255 . — ISSN 0004-6361 . — doi : 10.1051/0004-6361:20077963 .
  28. Gray, Corbally, 2009 , p. 339.
  29. Gray, Corbally, 2009 , p. 348.
  30. Gray, Corbally, 2009 , p. 341.
  31. Rebolo R., Martín EL, Basri G., Marcy GW, Zapatero-Osorio MR Brown Dwarfs in the Pleiades Cluster Confirmed by the Lithium Test* (англ.) // The Astrophysical Journal . — Bristol: IOP Publishing , 1996. — 20 September ( vol. 469 , iss. 1 ). — P. L53 . — ISSN 0004-637X . — doi : 10.1086/310263 .
  32. 1 2 3 Stellar classification | astronomy (англ.) . Encyclopedia Britannica . Дата обращения: 23 июня 2021. Архивировано 3 мая 2021 года.
  33. Gray, Corbally, 2009 , pp. 339, 354, 368, 568.
  34. Gray, Corbally, 2009 , pp. 351—352.
  35. Kirkpatrick JD, Reid IN, Liebert J., Cutri RM, Nelson B. Dwarfs Cooler than «M»: The Definition of Spectral Type «L» Using Discoveries from the 2 Micron All‐Sky Survey (2MASS) (англ.) // The Astrophysical Journal . — Bristol: IOP Publishing , 1999. — 10 July ( vol. 519 , iss. 2 ). — P. 802–833 . — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 . — doi : 10.1086/307414 .
  36. Gray, Corbally, 2009 , pp. 388, 400, 568.
  37. Gray, Corbally, 2009 , pp. 391—396.
  38. Burgasser AJ, Geballe TR, Leggett SK, Kirkpatrick JD, Golimowski DA A Unified Near-Infrared Spectral Classification Scheme for T Dwarfs (англ.) // The Astrophysical Journal . — Bristol: IOP Publishing , 2006. — 1 February ( vol. 637 ). — P. 1067–1093 . — ISSN 0004-637X . — doi : 10.1086/498563 .
  39. Kirkpatrick JD, Cushing MC, Gelino CR, Griffith RL, Skrutskie MF The first hundred brown dwarfs discovered by the Wide-Field Infrared Survey Explorer (WISE) (англ.) // The Astrophysical Journal Supplement Series . — Bristol: IOP Publishing , 2011. — 22 November ( vol. 197 , iss. 2 ). — P. 19 . — ISSN 1538-4365 0067-0049, 1538-4365 . — doi : 10.1088/0067-0049/197/2/19 .
  40. Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner KJ Fundamental Astronomy . — 5th Edition. — Berlin; Heidelberg; NY : Springer , 2007. — P. 244—247. — 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7 .
  41. Кононович Э. В., Мороз В. И. Общий курс астрономии / под ред. В. В. Иванова . — 2-е, исправленное. — М. : УРСС , 2004. — С. 387. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2 .
  42. Whitworth AP, Stamatellos D. The minimum mass for star formation, and the origin of binary brown dwarfs (англ.) //Astronomy & Astrophysics . — Les Ulis: EDP Sciences , 2006. — 1 November ( vol. 458 , iss. 3 ). — P. 817–829 . — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . — doi : 10.1051/0004-6361:20065806 .
  43. 1 2 Stamatellos D. The Formation of Low-Mass Stars and Brown Dwarfs // The Labyrinth of Star Formation, Astrophysics and Space Science Proceedings (англ.) . — Cham: Springer International Publishing Switzerland , 2014. — Vol. 36. — P. 17. — 526 p. — ISBN 978-3-319-03040-1 . — doi : 10.1007/978-3-319-03041-8_3 .
  44. 1 2 3 Luhman KL The Formation and Early Evolution of Low-Mass Stars and Brown Dwarfs (англ.) //Annual Review of Astronomy and Astrophysics [en] . — Palo Alto: Annual Reviews , 2012. — 1 September ( vol. 50 ). — P. 65–106 . — ISSN 0066-4146 . — doi : 10.1146/annurev-astro-081811-125528 .
  45. Spiegel DS, Burrows A., Milsom JA The Deuterium-burning Mass Limit for Brown Dwarfs and Giant Planets (англ.) // The Astrophysical Journal . — Bristol: IOP Publishing , 2011. — 1 January ( vol. 727 ). — P. 57 . — ISSN 0004-637X . — doi : 10.1088/0004-637X/727/1/57 .
  46. 1 2 A short biography of Dr. Shiv S. Kumar (англ.) . www.galileoinstitute.org . Galileo Galilei Institute for Theoretical Physics [en] . Дата обращения: 25 июня 2021. Архивировано 25 июня 2021 года.
  47. Auddy S., Basu S., Valluri SR Analytic Models of Brown Dwarfs and the Substellar Mass Limit (англ.) // Advances in Astronomy. — 2016. — Vol. 2016 . — P. 574327 . — doi : 10.1155/2016/5743272 .
  48. Salaris M., Cassisi S.Evolution of Stars and Stellar Populations (англ.) . — Chichester: John Wiley & Sons , 2005. — P. 116. — 338 p. — ISBN 978-0-470-09219-X .
  49. Gray, Corbally, 2009 , pp. 367—369.
  50. 1 2 Darling D. brown dwarfs and extraterrestrial life . Internet Encyclopedia of Science . Дата обращения: 16 июня 2021. Архивировано 27 июня 2021 года.
  51. Sokol J. Alien life could thrive in the clouds of failed stars (англ.) // Science . — Washington: The American Association for the Advancement of Science , 2016. — 1 December.
  52. Joergens, 2014 , pp. 2—3.
  53. Joergens, 2014 , pp. 19—20.
  54. Joergens, 2014 , pp. VII, 26.
  55. Joergens, 2014 , pp. 25—26.
  56. Rebolo R., Zapatero Osorio MR, Martín EL Discovery of a brown dwarf in the Pleiades star cluster (англ.) // Nature . — NY : NPG , 1995. — 1 September ( vol. 377 ). — P. 129–131 . — ISSN 0028-0836 . — doi : 10.1038/377129a0 .
  57. Joergens, 2014 , pp. 59—73.
  58. Basri G., Marcy GW, Graham JR The First Lithium Brown Dwarf: PPL 15 (англ.) // Bulletin of the American Astronomical Society [en] . — Washington: American Astronomical Society , 1995. — 1 June ( vol. 186 ). — P. 60.03 .
  59. 1 2 Joergens, 2014 , pp. 85—96.
  60. Nakajima T., Oppenheimer BR, Kulkarni SR, Golimowski DA, Matthews K. Discovery of a cool brown dwarf (англ.) // Nature . — NY : NPG , 1995. — 1 November ( vol. 378 ). — P. 463–465 . — ISSN 0028-0836 . — doi : 10.1038/378463a0 .
  61. Oppenheimer BR, Kulkarni SR, Matthews K., Nakajima T. Infrared Spectrum of the Cool Brown Dwarf Gl 229B (англ.) // Science . — Washington: The American Association for the Advancement of Science , 1995. — 1 December ( vol. 270 ). — P. 1478–1479 . — ISSN 0036-8075 . — doi : 10.1126/science.270.5241.1478 .
  62. Gray, Corbally, 2009 , pp. 434—435.
  63. Joergens, 2014 , pp. 114—130.
  64. Luhman KL, Burgasser AJ, Bochanski JJ Discovery of a Candidate for the Coolest Known Brown Dwarf (англ.) // The Astrophysical Journal Letters . — Bristol: IOP Publishing , 2011. — 1 March ( vol. 730 ). — P. L9 . — ISSN 0004-637X . — doi : 10.1088/2041-8205/730/1/L9 .
  65. Joergens, 2014 , pp. 141—157.
  66. Carnero Rosell A., Santiago B., dal Ponte B., Burningham B., da Costa LN Brown dwarf census with the Dark Energy Survey year 3 data and the thin disc scale height of early L types (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . — NY : Wiley-Blackwell , 2019. — 1 November ( vol. 489 ). — P. 5301–5325 . — ISSN 0035-8711 . — doi : 10.1093/mnras/stz2398 .

Литература