Коричневые карлики

Владимир Сурдин

Коричневые 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. От нормальных звезд они отличаются тем, что температура в их недрах никогда не достигает значений, необходимых для протекания важнейшей термоядерной реакции – превращения водорода в гелий, которая обеспечивает длительное свечение обычных звезд. 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 (дейтерий, литий), что делает их на короткое время похожими на звезды. Температура поверхности коричневых карликов обычно не превышает 2000 К, поэтому они имеют темно-красный или даже инфракрасный цвет; отсюда и название этих объектов (англ. brown dwarf).

Предсказание и обнаружение коричневых карликов.

Обычные звезды проводят большую часть своей жизни в состоянии равновесия между силой тяжести, стремящейся их сжать, и препятствующей этому силой газового давления. Высокое давление в недрах звезды обеспечивается огромной температурой плазмы в миллионы и даже десятки миллионов кельвинов, которую поддерживают постоянно идущие в центральной части звезды термоядерные реакции, т.е. реакции синтеза ядер более тяжелых химических элементов из более легких, например гелия из водорода, углерода из гелия и т.п. В этих реакциях выделяется ровно столько энергии, сколько звезда постоянно теряет с поверхности в виде излучения. Чем меньше масса звезды, тем ниже температура в ее ядре и тем медленнее протекают там термоядерные реакции. В 1958 астрофизик индийского происхождения Шив Кумар (университет штата Виргиния, США) занялся теоретическим изучением маломассивных звезд, предположив, что могут существовать звездообразные тела настолько малой массы, что температура в их недрах окажется недостаточной для протекания ядерного синтеза. Дело в том, что в период формирования звезды ее гравитационное сжатие обычно продолжается до тех пор, пока температура в центре не достигнет уровня, необходимого для протекания термоядерных реакций. У массивных звезд эта температура достигается при относительно невысокой плотности вещества, у звезд малой массы – при более высокой (например, в центре Солнца плотность плазмы превышает 100 граммов на кубический сантиметр). В 1963 расчеты Кумара показали, что у формирующихся звезд (протозвезд) очень малой массы сжатие останавливается раньше, чем температура в их центре достигает значения, необходимого для важнейшей термоядерной реакций – синтеза гелия из водорода (4H  He). Причиной остановки сжатия протозвезды служит квантовомеханический эффект – давление вырожденного электронного газа. Таким образом, при массе звезды менее 0,07–0,08 массы Солнца (точное значение зависит от ее химического состава) она не способна сжигать легкий изотоп водорода, а значит в ее жизни нет фазы главной последовательности – самого длительного этапа эволюции нормальных звезд. Поэтому такие объекты, вообще говоря, нельзя называть звездами. Но с другой стороны, это и не планеты, поскольку в эволюции объекта с массой более 0,013 массы Солнца, как показывают расчеты, должна быть короткая термоядерная стадия, в ходе которой сгорает редкий тяжелый изотоп водорода – дейтерий, превращаясь в легкий изотоп гелия (D + p  He). Этот краткий эпизод термоядерного горения не задерживает надолго гравитационное сжатие протозвезды. Температура ее поверхности даже при максимальном разогреве не превышает 2800 К, а затем начинает снижаться, и объект практически перестает светиться.

Итак, согласно теоретическому предсказанию Кумара, протозвезды с массой от 0,013 до приблизительно 0,075 массы Солнца в конце своего гравитационного сжатия проявляют робкую попытку стать звездой, но так ею и не становятся; их краткая жизнь заканчивается остыванием и полным исчезновением с небосвода. Такие звезды-неудачники, открытые «на кончике пера», Кумар назвал «черными карликами», но обнаружить их долго не удавалось и новый термин забылся. В середине 1970-х годов астрономы выяснили, что помимо наблюдаемых в телескоп нормальных ярких звезд в нашей и других галактиках присутствует огромное количество невидимого вещества; подозрение пало на тусклые карликовые объекты, предсказанные Кумаром, и они вновь стали популярны. Крис Дэвидсон (университет штата Миннесота, США) назвал эти неведомые звезды «инфракрасными карликами»; другие астрономы хотели назвать их «малиновыми карликами», но в 1975 студентка-дипломница из университета в Беркли (США) Джил Тартер придумала термин «brown dwarf», и он прижился. На русский язык его перевели как «коричневый карлик», хотя в действительности эти объекты имеют инфракрасный цвет, и точнее было бы перевести brown как «темный» или «тусклый». Но термин уже вошел в нашу научную литературу, и, вероятно, навсегда за группой промежуточных между звездами и планетами объектов закрепилось название «коричневые карлики».