Коричневий карлик

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до навігації Перейти до пошуку
Порівняльне зображення Сонця, червоного карлика, коричневих карликів та Юпітера

Кори́чневий ка́рлик — самосвітний астрономічний об'єкт, у якого домінує вивільнення гравітаційної енергії шляхом стискання, хоча деяку роль відіграє енерговиділення внаслідок ядерних реакцій[1]. Цей клас об'єктів є проміжним між планетами й зорями з масою в діапазоні приблизно від 0,013 до 0,075 M☉. На відміну від планет, коричневі карлики можуть підтримувати термоядерні реакції у своїх надрах, але, на відміну від зір, потужність реакцій у них ніколи не досягає їхньої світності, тому вони поступово стискаються та тьмяніють.

Коричневі карлики мають дуже низьку світність та температуру. Їх світність становить менше 0,04L☉ і зазвичай на порядки менше. Температура не перевищує 2800 K, а найхолодніші коричневі карлики мають температуру близько 300 K. Радіуси коричневих карликів, незалежно від їх мас, близькі до радіусу Юпітера. У їх центральних областях деякий час відбуваються термоядерні реакції: ядерне горіння дейтерію може йти навіть у найменш масивних коричневих карликах, а масивніші здатні підтримувати ядерне горіння літію або навіть ядерне горіння водню. Однак дейтерій та літій швидко вичерпуються, а горіння водню в коричневих карликах, на відміну від зір, швидко припиняється.

Попри відмінності між коричневими карликами та зорями й планетами, їх важко відрізнити як від одних, так і від інших. Найпотужніші й наймолодші коричневі карлики мають світність, порівняну з тьмяними зорями, а старі й маломасивні схожі на планети-гіганти. У першому випадку для визначення типу об'єкта можна виміряти кількість літію, який зорі витрачають швидше за коричневі карлики, а в другому — прискорення вільного падіння на поверхні, яке в коричневих карликів значно більше, ніж у планет. Коричневі карлики можуть належати до одного з чотирьох спектральних класів (у порядку зменшення температури): M, L, T, Y. До перших двох класів можуть належати також маломасивні зорі.

Коричневі карлики в основному формуються так, як і зорі: шляхом колапсу молекулярних хмар, хоча можливо, що маломасивні коричневі карлики формуються як планети: у масивних навколозоряних дисках. У другому випадку вони повинні мати тверде ядро, але також здатні підтримувати термоядерні реакції. Як і зорі, коричневі карлики після утворення деякий час підтримують горіння дейтерію, а після його вичерпання випромінюють енергію за рахунок гравітаційного стискання. На відміну від зір, коричневі карлики не виходять на головну послідовність, де досягали б рівноваги між випромінюванням та виділенням енергії за рахунок термоядерних реакцій, а припиняють стискання через виродження електронного газу. Імовірно, наприкінці своєї еволюції, втративши джерела енергії, коричневі карлики продовжують тьмяніти, перетворюючись на чорні карлики.

Теоретично існування коричневих карликів передбачив Шив Кумар 1963 року, а 1995 їх було виявлено; першим підтвердженим вважається Глізе 229 B. Надалі теоретичні моделі коричневих карликів покращувалися, а інфрачервоні огляди неба призвели до відкриття великої кількості коричневих карликів. На 2019 рік було відомо понад 11 тисяч таких об'єктів.

Характеристика

Коричневі карлики[2] — це субзоряні об'єкти, за фізичними характеристиками проміжні між планетами та зорями. На відміну від планет, вони можуть підтримувати термоядерні реакції у своїх надрах. Однак, на відміну від зір, коричневі карлики ніколи не досягають потужності енерговиділення в реакціях, достатньої для того, щоб компенсувати витрати на власну світність. Вони випромінюють за рахунок стискання й поступово тьмяніють, не виходячи на сталу світність. Граничні значення мас коричневих карликів: максимальна маса становить 0,075M☉ (75MJ) для об'єктів із сонячним хімічним складом, а мінімальна прийнята рівною 0,013M☉ (або 13MJ) як мінімальна маса для горіння дейтерію, хоча ці значення дещо змінюються залежно від хімічного складу[3][4]. У зв'язку з цим коричневі карлики іноді називають «недозорями» (англ. failed star)[5][6][7].

Цей клас об'єктів є проміжним між зорями й планетами. Нижня межа маси зорі за теоретичними підрахунками становить близько 0,075 маси Сонця або близько 80 мас Юпітера (MJ)[8]. У надрах газопилових хмар меншої маси не досягаються температура (~3 млн. K) та густина, необхідні для початку термоядерних реакцій водневого циклу, і вони ніколи не стануть справжніми зорями. Однак у надрах об'єктів із масою понад тринадцять мас Юпітера виникають умови для термоядерних реакцій за участю дейтерію[9], а в наймасивніших серед них (>65 МJ) — також і літію. Температура надр, за якої відбувається остання реакція, становить близько 2 млн. K[8]. Оскільки частка дейтерію (як і літію) у протозоряній речовині дуже невелика, таке термоядерне пальне порівняно швидко вичерпується (менше, ніж за 1 млрд років) і небесне тіло повільно охолоджується.

Цікавою особливістю коричневих карликів є те, що їх діаметр приблизно на 10 % менший діаметра Юпітера і майже не залежить від маси[8]. Подібно до білих карликів, силу тяжіння в них врівноважує швидше тиск виродженого електронного газу, аніж гідростатичний тиск.

Відомі коричневі карлики мають температури поверхні від 2700 K до 900 K.

Історія

Gliese 229 B — коричневий карлик, який було відкрито одним із перших. Є одним із найвідоміших коричневих карликів.

1963 року астроном Шив Кумар з університету Вірджинії передбачив існування таких об'єктів, для яких було запропоновано назву «чорні карлики». Однак способів їх виявлення тоді не існувало (оскільки світла вони майже не випромінюють, основна частина випромінювання зосереджена в інфрачервоному діапазоні). Тому астрономи застосували термін «чорний карлик» для опису зовсім інших об'єктів: кінцевої фази еволюції зір, коли вони охолонуть після стадії білого карлика[10]

Термін «коричневий карлик» запропонувала астроном Джил Тартер 1975 року.

1994 року поблизу зорі Gliese 229 було виявлено невеликий супутник Gliese 229 B, що мав світність у 10 разів меншу, ніж найслабші відомі зорі. А 1995 року було повідомлено, що в спектрі супутника виявлено лінії метану та водяної пари. Оскільки метан руйнується за температури 1500 K, це означало, що супутник надто холодний, аби бути звичайною зорею.

Спектри та класифікація

Через низьку поверхневу температуру коричневі карлики мають темно-червоний колір, а в їх спектрах спостерігаються молекулярні смуги поглинання. У спектральній класифікації коричневі карлики включають до класів M, L, T, Y — від найгарячіших до найхолодніших[4][5]. При цьому до класів M і L можуть належати не тільки коричневі карлики, а й зорі[11].

Клас M

Наймолодші й досить масивні коричневі карлики мають відносно високу температуру — понад 2500 K, і належать до класу M. Зовні вони схожі з червоними карликами, хоча відрізняються більшим радіусом, бо ще не встигли стиснутись[12]. Вони належать до пізніх підкласів класу M, від M7 до M9[4][5].

Клас M характеризується в першу чергу смугами поглинання TiO, а також інших молекул: VO, MgH, CaH, CrH, FeH і CaOH. Також спостерігаються лінії таких елементів як Ca II, Mg I, Na I, K I, Rb I, Cs I[комм. 1]. Як правило, точний підклас класу M визначається за інтенсивністю смуг TiO[13].

До спектрального класу M належить, наприклад, коричневий карлик Тейде 1 підкласу M8[14].

Клас L

До класу L належать холодніші коричневі карлики з температурами від 1300 до 2500 K. Цей клас заповнений не тільки коричневими карликами: досить старі зорі з масами менше 0,085M☉ також можуть належати класу L. Підкласи L — від раннього L0 до найпізнішого L8[15][16].

У спектрах класу L домінують лінії лужних металів: Na I, K I, Rb I, Cs I і іноді Li I. У ранніх підкласах L також виражені лінії TiO, VO та гідридів, як у класі M. У середніх підкласів найбільшої інтенсивності досягають лінії Na I і K I, а лінії TiO та VO практично зникають. У пізніх підкласів L зникають також лінії гідридів, але з'являються лінії води[17].

Приклад коричневого карлика класу L — GD 165 B, його підклас — L4[18].

Клас T

До класу T включають коричневі карлики з температурами від 600 до 1300 K. Імовірно, спектри таких коричневих карликів мають бути схожими на спектри гарячих юпітерів — позасонячних газових гігантів, розташованих близько до своєї зорі. Підкласи T — від T0 до T8[5][15][19].

Відмітна риса коричневих карликів цього класу — смуги поглинання метану, тому їх також називають метановими карликами[4]. Крім смуг метану, у спектрах таких об'єктів також спостерігаються смуги поглинання води та лінії лужних металів. Лінії CO помітні в спектрах ранніх підкласів T, але зникають в пізніх підкласах[20].

До класу T відноситься, наприклад, Глізе 229 B. Підклас цього об'єкта — T7[21].

Клас Y

Найхолодніші коричневі карлики, з температурами нижче 600 K, відносяться до класу Y. Спектроскопічно вони відрізняються від класу T наявністю ліній аміаку, також у їх спектрах сильні лінії води[5].

Прикладом коричневого карлика класу Y може бути WISE 1541-2250 підкласу Y0[22].

Еволюція

Утворення

Коричневі карлики утворюються так, як і зорі: шляхом колапсу молекулярних хмар, на що вказує, зокрема, наявність акреційних дисків у деяких із них[5][23]. Маси молекулярних хмар, які можуть почати колапс, становлять не менше 1000 M☉, але при стисканні хмари фрагментуються і в результаті утворюються протозорі меншої маси[24]. Теоретична нижня межа маси об'єкта, що може так сформуватися — 1-5MJ[25][26], але реальний механізм, який призводить до виокремлення об'єктів з масами коричневих карликів та маломасивних зір, досі не повністю зрозумілий. Існують різні теорії, покликані пояснити це явище, в їх основі можуть бути такі ідеї[27]:

  • Припливні сили всередині хмари й висока швидкість руху протозір у ній заважають маломасивним протозорям зібрати всю масу свого фрагмента шляхом акреції;
  • Тісні зближення протозір призводять до того, що деякі з них викидаються з області зореутворення і передчасно припиняють акрецію;
  • Іонізуюче випромінювання OB-зір здуває оболонки маломасивних протозір до завершення акреції;
  • Турбулентність у хмарі призводить до виділення фрагментів різних мас, найменші з яких мають маси коричневих карликів та маломасивних зір.

Ці сценарії однаково добре передбачають багато спостережуваних параметрів, зокрема, початкову функцію мас і поширеність подвійних систем. Однак найбільш ймовірним сценарієм утворення коричневих карликів вважаєтьс останній, бо він поснює можливість формування коричневих карликів як у подвійних системах, так і окремо, а також їхню поширеність незалежно від наявності поблизу OB-зір. Проте, імовірно, інші сценарії також дають певни внесок у формування коричневих карликів[26][27].

Див. також

Примітки

  1. ↑ Римскі цифри після позначення елемента означають ступінь його іонізації: I — нейтральний атом, II — одноразово іонізованний атом, III — двічі іонізований, і т. д.

Джерела

Вікісховище має мультимедійні дані за темою: Коричневий карлик
  1. ↑ Коричневі карлики // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 229. — ISBN 966-613-263-X.
  2. ↑ Батурин В. А., Миронова И. В. Коричневый карлик. Глоссарий Астронет. Архів оригіналу за 11 лютого 2021. Процитовано 16 червня 2021.
  3. ↑ Brown dwarf. Encyclopedia Britannica (англ.). Архів оригіналу за 4 травня 2021. Процитовано 16 червня 2021.
  4. ↑ а б в г Darling D. brown dwarf. Internet Encyclopedia of Science. Архів оригіналу за 28 квітня 2021. Процитовано 16 червня 2021.
  5. ↑ а б в г д е Allard F., Homeier D. Brown dwarfs // Scholarpedia. — 2007. — Vol. 2, iss. 12 (12). — P. 4475. — ISSN 1941-6016. — DOI:10.4249/scholarpedia.4475. Архівовано з джерела 21 травня 2021.
  6. ↑ Brown Dwarf. Asrtonomy. Swinburne University of Technology. Архів оригіналу за 30 травня 2021. Процитовано 19 червня 2021.
  7. ↑ Астрономы увеличили популяцию коричневых карликов. RAS News. М.: Российская академия наук. 22.04.2009. Архів оригіналу за 28 червня 2021. Процитовано 28 червня 2021.
  8. ↑ а б в Neill Reid (10 березня 2002). L dwarf characteristics. Space Telescope Science Institute. Архів оригіналу за 8 липня 2013. Процитовано 21 жовтня 2010.
  9. ↑ Gibor Basri, Michael E. Brown. Planetesimals to Brown Dwarfs: What is a Planet? // Annual Review of Earth and Planetary Sciences. — Т. Vol. 34. — С. 193-216. Архівовано з джерела 22 квітня 2021. Процитовано 2010-09-23.
  10. ↑ Справка. О коричневых карликах. проект «Астрогалактика». 30 травня 2005. Архів оригіналу за 15 грудня 2010. Процитовано 30 вересня 2010.(рос.)
  11. ↑ Gray, Corbally, 2009, с. 339.
  12. ↑ Gray, Corbally, 2009, с. 348.
  13. ↑ Gray, Corbally, 2009, с. 341.
  14. ↑ Rebolo R., Martín E. L., Basri G., Marcy G. W., Zapatero-Osorio M. R. Brown Dwarfs in the Pleiades Cluster Confirmed by the Lithium Test* // The Astrophysical Journal. — Bristol : IOP Publishing, 1996. — Vol. 469, iss. 1 (9). — P. L53. — ISSN 0004-637X. — DOI:10.1086/310263. Архівовано з джерела 25 червня 2021. Процитовано 2021-06-26.
  15. ↑ а б Stellar classification. Encyclopedia Britannica (англ.). Архів оригіналу за 3 травня 2021. Процитовано 23 червня 2021.
  16. ↑ Gray, Corbally, 2009, с. 339, 354, 368, 568.
  17. ↑ Gray, Corbally, 2009, с. 351—352.
  18. ↑ Kirkpatrick J. D., Reid I. N., Liebert J., Cutri R. M., Nelson B. Dwarfs Cooler than «M»: The Definition of Spectral Type «L» Using Discoveries from the 2 Micron All‐Sky Survey (2MASS) // The Astrophysical Journal. — Bristol : IOP Publishing, 1999. — Vol. 519, iss. 2 (7). — P. 802–833. — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357. — DOI:10.1086/307414. Архівовано з джерела 27 жовтня 2020. Процитовано 2021-06-26.
  19. ↑ Gray, Corbally, 2009, с. 388, 400, 568.
  20. ↑ Gray, Corbally, 2009, с. 391—396.
  21. ↑ Burgasser A. J., Geballe T. R., Leggett S. K., Kirkpatrick J. D., Golimowski D. A. A Unified Near-Infrared Spectral Classification Scheme for T Dwarfs // The Astrophysical Journal. — Bristol : IOP Publishing, 2006. — Vol. 637 (2). — P. 1067–1093. — ISSN 0004-637X. — DOI:10.1086/498563. Архівовано з джерела 17 серпня 2019. Процитовано 2021-06-26.
  22. ↑ Kirkpatrick J. D., Cushing M. C., Gelino C. R., Griffith R. L., Skrutskie M. F. The first hundred brown dwarfs discovered by the Wide-Field Infrared Survey Explorer (WISE) // The Astrophysical Journal Supplement Series. — Bristol : IOP Publishing, 2011. — Vol. 197, iss. 2 (11). — P. 19. — ISSN 1538-4365 0067-0049, 1538-4365. — DOI:10.1088/0067-0049/197/2/19. Архівовано з джерела 24 березня 2021. Процитовано 2021-06-26.
  23. ↑ Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner K. J. Fundamental Astronomy. — 5th Edition. — Berlin; Heidelberg; N. Y. : Springer, 2007. — P. 244—247. — ISBN 978-3-540-34143-7. Архівовано з джерела 24 червня 2021
  24. ↑ Кононович Э. В., Мороз В. И. Общий курс астрономии / под ред. В. В. Иванова. — 2-е, исправленное. — М. : УРСС, 2004. — С. 387. — ISBN 5-354-00866-2.
  25. ↑ Whitworth A. P., Stamatellos D. The minimum mass for star formation, and the origin of binary brown dwarfs // Astronomy & Astrophysics. — Les Ulis : EDP Sciences, 2006. — Vol. 458, iss. 3 (11). — P. 817–829. — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746. — DOI:10.1051/0004-6361:20065806. Архівовано з джерела 24 лютого 2021. Процитовано 2021-06-26.
  26. ↑ а б Stamatellos D. The Formation of Low-Mass Stars and Brown Dwarfs // The Labyrinth of Star Formation, Astrophysics and Space Science Proceedings. — Cham : Springer International Publishing Switzerland, 2014. — Т. 36. — С. 17. — ISBN 978-3-319-03040-1. — DOI:10.1007/978-3-319-03041-8_3. Архівовано з джерела 9 липня 2021
  27. ↑ а б Luhman K. L. The Formation and Early Evolution of Low-Mass Stars and Brown Dwarfs // Annual Review of Astronomy and Astrophysics●. — Palo Alto : Annual Reviews, 2012. — Vol. 50 (9). — P. 65–106. — ISSN 0066-4146. — DOI:10.1146/annurev-astro-081811-125528. Архівовано з джерела 20 червня 2019. Процитовано 2021-06-26.
Сатурн Це незавершена стаття з астрономії.
Ви можете допомогти проєкту, виправивши або дописавши її.
Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Коричневий_карлик&oldid=39375067