Bruine dwergen zijn kosmische lichamen met een massa van 1-8% van de zonnemassa. Ze zijn te massief voor planeten, zwaartekrachtcompressie maakt thermonucleaire reacties mogelijk met "gemakkelijk brandbare" elementen. Maar hun massa is onvoldoende om waterstof te "ontsteken", en daarom schijnen bruine dwergen, in tegenstelling tot volwaardige sterren, niet lang.
Astronomen experimenteren niet - ze krijgen informatie via waarnemingen. Zoals een van de vertegenwoordigers van dit beroep zei, zijn er geen instrumenten die lang genoeg zijn om de sterren te bereiken. Astronomen beschikken echter over fysische wetten die het niet alleen mogelijk maken om de eigenschappen van reeds bekende objecten te verklaren, maar ook om het bestaan van objecten te voorspellen die nog niet zijn waargenomen.
Shiva Kumar's vooruitziende blik
Velen hebben gehoord over neutronensterren, zwarte gaten, donkere materie en andere kosmische exoten, berekend door theoretici. Er zijn echter veel andere curiositeiten in het universum die op dezelfde manier worden ontdekt. Deze omvatten lichamen die zich tussen sterren en gasplaneten bevinden. Ze werden in 1962 voorspeld door Shiv Kumar, een 23-jarige Indiaas-Amerikaanse astronoom die net was gepromoveerd aan de Universiteit van Michigan. Kumar noemde deze objecten zwarte dwergen. Later verschenen namen als zwarte sterren, Kumar-objecten en infraroodsterren in de literatuur, maar uiteindelijk won de uitdrukking "bruine dwergen", in 1974 voorgesteld door een afgestudeerde student aan de Universiteit van Californië, Jill Tarter.
Vier jaar lang heeft een internationaal team van astronomen de ultrakoude L-klasse dwerg "gewogen" (6,6% van de zonnemassa) met behulp van de Hubble-telescoop, VLT en de. Keck.
Kumar gaat al vier jaar naar zijn opening. In die tijd waren de basisprincipes van de dynamiek van stergeboorte al bekend, maar er waren aanzienlijke hiaten in de details. Kumar als geheel beschreef de eigenschappen van zijn "zwarte dwergen" echter zo correct dat later zelfs supercomputers het met zijn conclusies eens waren. Het menselijk brein is en blijft immers het beste wetenschappelijke instrument.
Promotie video:
De geboorte van ondertonen
Sterren ontstaan door de gravitationele ineenstorting van kosmische gaswolken, die meestal bestaan uit moleculaire waterstof. Het bevat ook helium (één voor elke 12 waterstofatomen) en sporen van zwaardere elementen. De ineenstorting eindigt met de geboorte van een protoster, die een volwaardige lichtbron wordt wanneer de kern ervan zo hoog opwarmt dat daar een stabiele thermonucleaire verbranding van waterstof begint (helium doet hier niet aan mee, aangezien er tien keer hogere temperaturen nodig zijn om het te ontsteken). De minimum temperatuur die nodig is om waterstof te doen ontbranden is ongeveer 3 miljoen graden.
Kumar was geïnteresseerd in de lichtste protosterren met een massa van niet meer dan een tiende van de massa van onze zon. Hij realiseerde zich dat om de thermonucleaire verbranding van waterstof op gang te brengen, ze dikker moeten worden tot een hogere dichtheid dan de voorgangers van sterren van het zonnetype. Het centrum van de protoster is gevuld met een plasma van elektronen, protonen (waterstofkernen), alfadeeltjes (heliumkernen) en kernen van zwaardere elementen. Het gebeurt dat zelfs voordat de waterstofontstekingstemperatuur is bereikt, elektronen een speciaal gas doen ontstaan, waarvan de eigenschappen worden bepaald door de wetten van de kwantummechanica. Dit gas weerstaat met succes de compressie van de protoster en verhindert zo de verwarming van zijn centrale zone. Daarom ontsteekt waterstof helemaal niet of gaat het uit lang voordat het volledig is opgebrand. In dergelijke gevallen wordt in plaats van een mislukte ster een bruine dwerg gevormd.
De mogelijkheid van een gedegenereerd Fermi-gas om zwaartekrachtcompressie te weerstaan, is zeker niet onbeperkt, en het is gemakkelijk aan de ene kant te laten zien. Naarmate elektronen steeds hogere energieniveaus vullen, nemen hun snelheden toe en naderen ze uiteindelijk het licht. In deze situatie heerst de zwaartekracht en hervat de gravitationele ineenstorting. Het wiskundige bewijs is moeilijker, maar de conclusie is vergelijkbaar. Het blijkt dus dat de kwantumdruk van het elektronengas de gravitationele ineenstorting alleen stopt als de massa van het ineenstortende systeem onder een bepaalde limiet blijft, wat overeenkomt met 1,41 zonsmassa's. Het wordt de chandrasekhar-limiet genoemd - ter ere van de uitmuntende Indiase astrofysicus en kosmoloog die het in 1930 heeft berekend. De chandrasekhar-limiet specificeert de maximale massa van witte dwergen,waarvan onze lezers waarschijnlijk op de hoogte zijn. De voorlopers van bruine dwergen zijn echter tientallen keren lichter en hoeven zich geen zorgen te maken over de chandrasekhar-limiet.
Kumar berekende dat de minimale massa van een ontluikende ster 0,07 zonsmassa's is als het gaat om relatief jonge hemellichten van populatie I, die aanleiding geven tot wolken met een verhoogd gehalte aan elementen zwaarder dan helium. Voor sterren van populatie II, die meer dan 10 miljard jaar geleden ontstonden, in een tijd waarin helium en zwaardere elementen in de ruimte veel minder waren, is dit gelijk aan 0,09 zonsmassa's. Kumar ontdekte ook dat de vorming van een typische bruine dwerg ongeveer een miljard jaar duurt, en dat zijn straal niet groter is dan 10% van de straal van de zon. Ons Melkwegstelsel zou, net als andere sterclusters, een grote verscheidenheid aan dergelijke lichamen moeten bevatten, maar ze zijn moeilijk te detecteren vanwege hun zwakke helderheid.
Hoe ze oplichten
Deze schattingen zijn in de loop van de tijd niet veel veranderd. Er wordt nu aangenomen dat de tijdelijke ontbranding van waterstof in een protoster, geboren uit relatief jonge moleculaire wolken, plaatsvindt in het bereik van 0,07-0,075 zonsmassa's en 1 tot 10 miljard jaar duurt (ter vergelijking: rode dwergen, de lichtste van echte sterren, kunnen schijnen tientallen miljarden jaren!). Zoals Adam Burrows, hoogleraar astrofysica aan Princeton University, opmerkte in een interview met PM, compenseert thermonucleaire fusie niet meer dan de helft van het verlies aan stralingsenergie van het oppervlak van een bruine dwerg, terwijl in echte hoofdreekssterren de compensatiegraad 100% is. Daarom koelt de mislukte ster af, zelfs als de ‘waterstofoven’ in werking is, en nog meer blijft hij afkoelen nadat hij is verstopt.
Een protoster met een massa van minder dan 0,07 zonsmassa kan helemaal geen waterstof doen ontbranden. Toegegeven, deuterium kan in zijn diepten opvlammen, aangezien zijn kernen al bij temperaturen van 600-700 duizend graden samensmelten met protonen, waardoor helium-3 en gamma-kwanta ontstaan. Maar er is niet veel deuterium in de ruimte (er is maar één deuteriumatoom voor 200.000 waterstofatomen), en de reserves ervan duren slechts een paar miljoen jaar. De kernen van gasbundels die nog geen 0,012 zonsmassa's hebben bereikt (dat is 13 Jupitermassa's) worden zelfs tot deze drempel niet warm en zijn daarom niet in staat tot thermonucleaire reacties. Zoals de professor aan de Universiteit van Californië in San Diego Adam Burgasser benadrukte, geloven veel astronomen dat hier de grens tussen de bruine dwerg en de planeet passeert. Volgens vertegenwoordigers van een ander kamp,Een lichtere gasbundel kan ook als een bruine dwerg worden beschouwd als deze is ontstaan als gevolg van de ineenstorting van de primaire wolk van kosmisch gas, en niet is ontstaan uit een gasstofschijf rond een pas uitlopende normale ster. Dergelijke definities zijn echter een kwestie van smaak.
Een andere verduidelijking heeft betrekking op lithium-7, dat net als deuterium in de eerste minuten na de oerknal werd gevormd. Lithium komt in thermonucleaire fusie bij een iets lagere verwarming dan waterstof en ontbrandt daarom als de massa van de protoster groter is dan 0,055-0,065 zonne-energie. Lithium in de ruimte is echter 2500 keer minder dan deuterium en daarom is de bijdrage ervan vanuit energetisch oogpunt absoluut verwaarloosbaar.
Wat hebben ze binnen
Wat gebeurt er in het inwendige van een protoster als de gravitationele ineenstorting niet eindigt met een thermonucleaire ontsteking van waterstof, en de elektronen zijn verenigd in een enkel kwantumsysteem, het zogenaamde gedegenereerde Fermi-gas? Het aandeel elektronen in deze toestand neemt geleidelijk toe en springt niet in een oogwenk van nul naar 100%. Voor de eenvoud gaan we er echter vanuit dat dit proces al is voltooid.
Pauli's principe stelt dat twee elektronen die hetzelfde systeem binnenkomen niet in dezelfde kwantumtoestand kunnen zijn. In een Fermi-gas wordt de toestand van een elektron bepaald door zijn momentum, positie en spin, die slechts twee waarden aannemen. Dit betekent dat er op dezelfde plaats niet meer dan een paar elektronen kan zijn met hetzelfde moment (en natuurlijk tegengestelde spins). En aangezien in de loop van de gravitationele ineenstorting elektronen worden verpakt in een steeds kleiner wordend volume, bezetten ze toestanden met toenemende impulsen en dienovereenkomstig energieën. Dit betekent dat als de protoster samentrekt, de interne energie van het elektronengas toeneemt. Deze energie wordt bepaald door puur kwantumeffecten en is niet gerelateerd aan thermische beweging; daarom is het in de eerste benadering niet afhankelijk van de temperatuur (in tegenstelling tot de energie van een klassiek ideaal gas,waarvan de wetten worden bestudeerd in de cursus natuurkunde op school). Bovendien is bij een voldoende hoge compressieverhouding de energie van het Fermi-gas vele malen groter dan de thermische energie van de chaotische beweging van elektronen en atoomkernen.
Een toename van de energie van het elektronengas verhoogt ook de druk, die ook niet afhankelijk is van temperatuur en veel sterker wordt dan de thermische druk. Het is precies dit dat de zwaartekracht van de protoster-materie tegenwerkt en de ineenstorting door de zwaartekracht stopt. Als dit gebeurde voordat de waterstofontbrandingstemperatuur was bereikt, koelt de bruine dwerg onmiddellijk af na een korte kosmische deuterium-burn-out. Als een proto-ster zich in het grensgebied bevindt en een massa van 0,07-0,075 zonne-energie heeft, verbrandt hij miljarden jaren waterstof, maar dit heeft geen invloed op zijn uiteindelijke. Uiteindelijk verlaagt de kwantumdruk van het gedegenereerde elektronengas de temperatuur van de stellaire kern zodanig dat de waterstofverbranding stopt. En hoewel zijn reserves voldoende zouden zijn voor tientallen miljarden jaren, zal de bruine dwerg ze niet langer in brand kunnen steken. Dit is wat het onderscheidt van de lichtste rode dwerg, die de kernoven pas uitschakelt als alle waterstof in helium is veranderd.
Alle bekende sterren op het Hertzsprung-Russell-diagram zijn niet gelijkmatig verdeeld, maar worden gecombineerd in verschillende spectraalklassen, rekening houdend met de helderheid (Yerkes-classificatie, of MCC, met de namen van de astronomen die het van het Yerkes-observatorium hebben ontwikkeld - William Morgan, Philip Keenan en Edith Kellman). De moderne classificatie onderscheidt acht van dergelijke hoofdgroepen op het Hertzsprung-Russell-diagram. Klasse 0 - dit zijn hyperreuzen, massieve en zeer heldere sterren, die 100-200 keer groter zijn dan de zon in massa, en in termen van helderheid - in miljoenen en tientallen miljoenen. Klasse Ia en Ib - dit zijn superreuzen, tientallen keren massiever dan de zon en tienduizenden keren superieur in helderheid. Klasse II - slimme reuzen die het intermediair zijn tussen superreuzen en klasse III-reuzen. Klasse V - dit is de zogenaamde de hoofdreeks (dwergen) waarop de meeste sterren liggen, inclusief onze zon. Wanneer een hoofdreeksster geen waterstof meer heeft en helium in zijn kern begint te verbranden, wordt hij een klasse IV-subgiant. Net onder de hoofdreeks is klasse VI - subdwergen. En klasse VII omvat compacte witte dwergen, het laatste stadium in de evolutie van sterren die de Chandrasekhar-massalimiet niet overschrijden. En klasse VII omvat compacte witte dwergen, het laatste stadium in de evolutie van sterren die de Chandrasekhar-massalimiet niet overschrijden. En klasse VII omvat compacte witte dwergen, het laatste stadium in de evolutie van sterren die de Chandrasekhar-massalimiet niet overschrijden.
Professor Burrows merkt nog een verschil op tussen de ster en de bruine dwerg. Een gewone ster koelt niet alleen niet af, verliest stralingsenergie, maar wordt paradoxaal genoeg ook warm. Dit gebeurt omdat de ster zijn kern comprimeert en opwarmt, en dit verhoogt de snelheid van thermonucleaire verbranding aanzienlijk (tijdens het bestaan van onze zon is de helderheid bijvoorbeeld met minstens een kwart toegenomen). Een bruine dwerg is een andere zaak, waarvan de compressie wordt voorkomen door de kwantumdruk van het elektronengas. Door straling van het oppervlak koelt het af als een steen of een stuk metaal, hoewel het uit heet plasma bestaat, zoals een normale ster.
Lange zoekopdrachten
De achtervolging van bruine dwergen duurde lang. Zelfs bij de meest massieve vertegenwoordigers van deze familie, die in hun jeugd een paarse gloed uitstralen, is de oppervlaktetemperatuur meestal niet hoger dan 2000 K, en voor degenen die lichter en ouder zijn, bereikt deze soms niet eens 1000 K. De straling van deze objecten bevat ook een optische component, hoewel erg zwak. Daarom is infraroodapparatuur met hoge resolutie, die pas in de jaren tachtig verscheen, het meest geschikt om ze te vinden. Tegelijkertijd begonnen infrarood ruimtetelescopen te worden gelanceerd, zonder welke het bijna onmogelijk is om koudbruine dwergen te detecteren (de piek van hun straling valt op golven met een lengte van 3-5 micrometer, die voornamelijk worden vertraagd door de atmosfeer van de aarde).
In deze jaren verschenen er rapporten van mogelijke kandidaten. Aanvankelijk konden dergelijke verklaringen niet worden geverifieerd, en de echte ontdekking van de eerste van de pseudosterren die door Shiv Kumar waren voorspeld, vond pas in 1995 plaats. De palm behoort hier tot een groep astronomen onder leiding van een professor aan de University of California in Berkeley Gibor Basri. Onderzoekers bestudeerden het uiterst zwakke object PPl 15 in de Pleiaden-sterrenhoop, op ongeveer 400 lichtjaar afstand, dat eerder werd ontdekt door het team van Harvard-astronoom John Stauffer. Volgens voorlopige gegevens was de massa van dit hemellichaam 0,06 zonsmassa's en zou het wel eens een bruine dwerg kunnen blijken te zijn. Deze schatting was echter erg ruw en er kon niet op worden vertrouwd. Professor Basri en zijn collega's konden dit probleem oplossen met behulp van een lithiummonster,die onlangs werd uitgevonden door de Spaanse astrofysicus Rafael Rebolo.
"Ons team werkte aan de eerste 10-meter telescoop van het Keck Observatorium, die in 1993 in gebruik werd genomen", herinnert professor Basri zich. - We besloten om de lithiumtest te gebruiken, omdat het het mogelijk maakte onderscheid te maken tussen bruine dwergen en rode dwergen dicht bij hen in massa. Rode dwergen verbranden lithium-7 zeer snel, en bijna alle bruine dwergen zijn hier niet toe in staat. Toen werd aangenomen dat de leeftijd van de Pleiaden ongeveer 70 miljoen jaar is, en zelfs de lichtste rode dwergen in die tijd hadden lithium volledig moeten verwijderen. Als we lithium in het PPl 15-spectrum zouden vinden, zouden we alle reden hebben om te beweren dat we te maken hebben met een bruine dwerg. De taak was niet gemakkelijk. De eerste spectrografische test in november 1994 bracht inderdaad lithium aan het licht, maar de tweede, controle-test, in maart 1995, bevestigde dit niet. Van nature,we waren teleurgesteld - de ontdekking gleed uit onze handen. De eerste conclusie was echter correct. PPl 15 bleek een paar bruine dwergen te zijn die in slechts zes dagen om een gemeenschappelijk zwaartepunt cirkelden. Dat is de reden waarom de spectraallijnen van lithium soms samensmolten en dan divergeerden - dus we hebben ze niet gezien tijdens de tweede test. Onderweg ontdekten we dat de Pleiaden ouder zijn dan eerder werd gedacht.
In hetzelfde 1995 waren er berichten over de ontdekking van nog twee bruine dwergen. Raphael Rebolo en zijn collega's van het Astrophysical Institute of the Canary Islands ontdekten de dwerg Teide 1 in de Pleiaden, die ook werd geïdentificeerd met behulp van de lithiummethode. En helemaal eind 1995 rapporteerden onderzoekers van het California Institute of Technology en Johns Hopkins University dat de rode dwerg Gliese 229, die slechts 19 lichtjaar van het zonnestelsel verwijderd is, een metgezel heeft. Deze maan is 20 keer zwaarder dan Jupiter en bevat methaanlijnen in zijn spectrum. Methaanmoleculen worden vernietigd als de temperatuur boven de 1500K komt, terwijl de atmosferische temperatuur van de koudste normale sterren altijd boven de 1700K ligt. Hierdoor kon Gliese 229-B worden herkend als een bruine dwerg zonder zelfs maar een lithiumtest te gebruiken. Nu is het al bekenddat het oppervlak wordt verwarmd tot slechts 950 K, dus deze dwerg is erg koud.
Astronomen leren voortdurend nieuwe dingen over bruine dwergen. Dus eind november 2010 rapporteerden wetenschappers uit Chili, Engeland en Canada de ontdekking in het sterrenbeeld Maagd, op slechts 160 lichtjaar van de zon, een sterrenpaar van twee dwergen van verschillende kleurcategorieën - wit en bruin. De laatste is een van de heetste T-klasse dwergen (de atmosfeer wordt verwarmd tot 1300 K) en heeft een massa van 70 Jupiters. Beide hemellichamen zijn door zwaartekracht gebonden, ondanks het feit dat ze over een enorme afstand van elkaar zijn gescheiden - ongeveer 1 lichtjaar. Astronomen observeerden een paar stellaire bruine dwergen met behulp van de UKIRT-telescoop (United Kingdom Infrared Telescope) met een spiegel van 3,8 meter. Deze telescoop, gelegen nabij de top van Mauna Kea in Hawaï op een hoogte van 4200 m boven zeeniveau - - een van de grootste instrumenten ter wereld,werken in het infraroodbereik.
L-dwergen, E-dwergen - wat nu?
Op dit moment zijn er twee keer zoveel bruine dwergen die bekend staan als exoplaneten - ongeveer 1000 versus 500. De studie van deze lichamen dwong wetenschappers om de classificatie van sterren en sterachtige objecten uit te breiden, aangezien de vorige onvoldoende was.
Astronomen hebben sterren lang in groepen ingedeeld op basis van de spectrale kenmerken van straling, die op hun beurt voornamelijk worden bepaald door de temperatuur van de atmosfeer. Tegenwoordig wordt het systeem voornamelijk gebruikt, waarvan de basis meer dan honderd jaar geleden werd gelegd door het personeel van de Harvard University Observatory. In de eenvoudigste versie zijn sterren onderverdeeld in zeven klassen, aangeduid met de Latijnse letters O, B, A, F, G, K en M. Klasse O omvat extreem zware blauwe sterren met oppervlaktetemperaturen boven 33.000 K, terwijl klasse M omvat rode dwergen, rode reuzen en zelfs een aantal rode superreuzen, waarvan de atmosfeer wordt verwarmd tot minder dan 3700 K. Elke klasse is op zijn beurt verdeeld in tien subklassen - van de heetste nul tot de koudste negende. Onze Sun behoort bijvoorbeeld tot de G2-klasse. Het Harvard-systeem kent ook meer complexe varianten (zo zijn de laatste tijd witte dwergen ingedeeld in een speciale klasse D), maar dit zijn subtiliteiten.
De ontdekking van bruine dwergen resulteerde in de introductie van nieuwe spectraaltypen L en T. De klasse L omvat objecten met oppervlaktetemperaturen van 1300 tot 2000 K. Onder hen zijn niet alleen bruine dwergen, maar ook de zwakste rode dwergen, die voorheen werden geclassificeerd als M-klasse. Klasse T omvat slechts één bruine dwerg, waarvan de atmosfeer wordt verwarmd van 700 tot 1300 K. Methaanlijnen zijn overvloedig aanwezig in hun spectra, daarom worden deze lichamen vaak methaan-dwergen genoemd (dit is precies wat Gliese 229 B is).
"Eind jaren negentig hadden we veel informatie verzameld over de spectra van de zwakste sterren, inclusief bruine dwergen", vertelde Caltech-astronoom Davey Kirkpatrick, die deel uitmaakt van een groep wetenschappers die de nieuwe klassen hebben geïnitieerd, tegen PM. - Het bleek dat ze een aantal functies hebben die nog niet eerder zijn aangetroffen. De spectrale kenmerken van vanadium- en titaniumoxiden, typisch voor rode M-dwergen, zijn verdwenen, maar lijnen van alkalimetalen - natrium, kalium, rubidium en cesium - zijn verschenen. Dus besloten we dat de classificatie van Harvard moest worden uitgebreid. Eerst werd de klasse L toegevoegd, ik was het die deze brief voorstelde - simpelweg omdat er nog niets voor was vermeld. Gliese 229 B kwam echter niet overeen met klasse L vanwege de aanwezigheid van methaan. Ik moest nog een gratis letter gebruiken - T, dus de T-klasse verscheen."
Hoogstwaarschijnlijk houdt dit daar niet op. Er is al voorgesteld om de klasse y te introduceren, die is gereserveerd voor hypothetische ultrakoude bruine dwergen die onder 600K worden verwarmd. Hun spectra zouden ook karakteristieke kenmerken moeten hebben, zoals duidelijke absorptielijnen van ammoniak (en bij temperaturen onder 400 K zal ook waterdamp verschijnen). Aangezien alle bruine dwergen gedoemd zijn af te koelen, moeten er lichamen van de y-klasse bestaan, hoewel ze nog niet zijn ontdekt. Mogelijk worden ze geopend na de lancering van de gigantische James Webb-infraroodtelescoop, die in 2014 de ruimte in gaat. Misschien vindt dit observatorium zelfs planeten in bruine dwergen, waarvan het bestaan in principe heel acceptabel is. Er staan astronomen nog veel interessante dingen te wachten.
Alexey Levin