Астрономия. Популярные лекции - Владимир Георгиевич Сурдин

Температура поверхности коричневых карликов обычно не превышает 2000 K, а у многих даже близка к 1000 K. Поэтому они имеют темно-красный или даже инфракрасный цвет. Отсюда и английское название этих объектов — brown dwarf, которое некоторые авторы переводят на русский язык как «бурый карлик». Для таких относительно холодных объектов введены новые спектральные классы: L (1300–2000 K), T (700–1300 K) и Y (< 600 K). Светимость коричневых карликов L ~ (10–4–10–5) L☉. Они излучают энергию за счет медленного сжатия ядра. Характерная длительность излучения — около 15 млн лет. Затем сжатие останавливается, и равновесие объекта поддерживается давлением вырожденного электронного газа, препятствующего гравитационному сжатию. Остывая, коричневые карлики превращаются в «черные карлики». Первый коричневый карлик был обнаружен в 1996 г. После этого у астрономов появилась надежда, что остывшие коричневые карлики, если они многочисленны, могут играть роль скрытой массы Галактики. Но предварительные подсчеты показывают, что их недостаточно для решения проблемы темного вещества.

До середины 1990-х гг. граница между звездами и планетами представлялась вполне определенной. Наиболее массивной планетой считался Юпитер, масса которого составляет всего 0,001 M☉, а наименьшие среди известных звезд были значительно крупнее: они имели массу около 0,1 M☉. Однако после 1995 г. были обнаружены экзопланеты во много раз массивнее Юпитера и близкие к ним по массе мини-звезды. Это потребовало точного определения понятий «звезда» и «планета» на основе физических различий в их эволюции.

Поскольку характерным признаком звезды служат протекающие в ее недрах термоядерные реакции, именно их отсутствие было положено в основу определения планеты. Согласно Б. Р. Оппенгеймеру и др. (2000), планета — это объект, в котором за всю его историю реакции ядерного синтеза не происходят ни в каком виде. Если же на каком-либо этапе эволюции мощность термоядерного синтеза была сравнима со светимостью объекта, то он достоин называться звездой.

Расчеты показывают, что в звездах с массой менее 0,07–0,08 M☉ температура так низка, что термоядерные реакции с участием легкого изотопа водорода (т. е. реакции pp-цикла) практически не происходят. Это критическое значение массы звезды называют границей возгорания водорода, или пределом Кумара. Единственным долговременным источником энергии менее массивных звезд служит их гравитационное сжатие. Однако в процессе этого сжатия каждая протозвезда проходит короткий этап горения дейтерия. Этот тяжелый изотоп водорода вступает в термоядерную реакцию при более низкой температуре, чем легкий водород, потому что реакция с дейтерием (2D + p → 3He + γ) происходит под действием электромагнитного, а не слабого взаимодействия. Необходимые для этой реакции условия возникают в звездах с массой более 0,013 солнечной (что всего в 14 раз больше массы Юпитера). Но содержание дейтерия в космическом газе ничтожно (0,001 %), сгорает он быстро и слабо влияет на светимость звезды; основным источником ее энергии в этот период все равно остается гравитационное сжатие.

Звезды наименьшей массы, обладающие ядерным источником энергии, очень экономно расходуют запас водорода: например, звезда с массой 0,085 M☉ может поддерживать свою невысокую светимость (около 0,04 % от солнечной) в течение 6000 млрд лет, что в 440 раз больше нынешнего возраста Вселенной! Но коричневые карлики с массой чуть ниже предела Кумара практически лишены ядерной энергии, поэтому после быстрого сгорания дейтерия и остановки гравитационного сжатия они быстро остывают и становятся невидимыми — всего за несколько миллиардов лет. Поэтому в Галактике может быть много холодных и совершенно невидимых коричневых карликов.

ЛУЧЕВАЯ СКОРОСТЬ — проекция вектора скорости объекта на луч зрения наблюдателя; ее считают положительной, если объект удаляется от наблюдателя, и отрицательной, если приближается. Например, измеряя смещение линий в спектрах небесных тел, определяют скорость их приближения или удаления (эффект Доплера), т. е. измеряют компонент скорости, направленный по лучу зрения. Термин «лучевая скорость», как правило, используют астрономы; физики обычно называют ее «радиальной скоростью».

МЕСЯЦ — промежуток времени, близкий к периоду обращения Луны вокруг Земли. В солнечных календарях год делят на календарные месяцы разной продолжительности: в григорианском календаре год состоит из 12 месяцев продолжительностью от 28 до 31 суток, не согласованных с фазами Луны.

Синодический месяц — период смены лунных фаз, который, в частности, служит основой лунных календарей. В среднем равен 29 сут 12 час 44 мин 02,78 с = 29,5305882 сут, но меняется от 29,25 сут до 29,83 сут вследствие эллиптичности лунной орбиты.

Сидерический (т. е. звездный) месяц — промежуток времени, за который Луна совершает оборот вокруг Земли и возвращается в ту же точку небесной сферы относительно звезд; равен периоду вращения Луны (27 сут 07 час 43 мин 11,47 с = 27,321661 сут).

Тропический месяц — период возвращения Луны к той же эклиптической долготе. Это понятие практически не употребляется.

Аномалистический месяц — промежуток времени между последовательными прохождениями Луны через перигей ее орбиты (27,5546 сут).

Драконический месяц — промежуток времени между последовательными прохождениями Луны через один и тот же узел ее орбиты на эклиптике (27,2122 сут); имеет значение в теории затмений.

МОДЕЛЬ ЗВЕЗДЫ — результат теоретического расчета (как правило, численного) физических условий внутри звезды заданной массы и химического/изотопного состава. Эволюционная модель звезды демонстрирует изменение всех этих характеристик со временем. Модели звезд различаются степенью учета реальных факторов. Простейшие (одномерные) модели представляют звезду как сферически симметричный объект, физические параметры и химический состав в недрах которого изменяются только вдоль радиуса. Двумерные модели учитывают вращение звезды.

Свойства солнечного вещества, определяемые локальными значениями основных параметров. Доля водорода по массе (X) и давление (P) заимствованы у Sears, 1964; коэффициент непрозрачности (ϰ) — у Weymann, 1957; удельная (на единицу массы) скорость генерации энергии (ε) — у Гибсона, 1977.

Распределение основных параметров в модели внутреннего строения современного Солнца, достигшего возраста 4,5 · 109 лет. T и ρ — температура и плотность на расстоянии r от центра, M и L — масса и светимость внутри радиуса r. Начальный химический состав, практически неизменный в течение эволюции за пределами ядра (r > 0,25 R☉), в массовых долях в этой модели составляет: H — 0,708, He — 0,272, тяжелые элементы — 0,020. Плотность и температура в центре: ρc = 158 г/см3 и Tc = 15,7 · 106 K. Стрелки указывают расположение шкал для соответствующих параметров. (По: Sears, 1964.)

Стандартная модель Солнца

(Bahcall J. N. et al. 1982 Rev. Mod. Phys. Vol. 54. P. 767)

Mr и Lr — масса и светимость внутри