<< 15. Заключение | Оглавление | Список литературы >>

Дополнения к изданию 1992 года

Дополнение 1: Что такое звезда?

До недавних пор все компактные небесные объекты, наблюдаемые за пределом Солнечной системы, были звездами. Однако за последние годы найдены сравнительно небольшие тела, заполняющие по массе промежуток между звездами и планетами. В связи с этим возникла необходимость четко определить, что такое звезда, что такое планета и существует ли между ними простая граница или же группа объектов с промежуточными свойствами.

Начнем с планет. Обнаруженные в последние годы за пределом Солнечной системы планеты-гиганты превышают по массе Юпитер (M_J~0,001M) и вплотную приближаются к наименее массивным звездам - коричневым и красным карликам. Поскольку характерным признаком звезды служат протекающие в ее недрах термоядерные реакции, именно их отсутствие положено в основу определения планеты. Согласно Оппенгеймеру и др. (Oppenheimer B.R., et al. Brown dwarfs // Protostars and Planets. IV. Tucson: Univ. of Arizona Press, 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.

Однако и тут есть проблемы. Гравитационное сжатие протозвезд малой массы останавливается раньше, чем температура в их центре достигает значения, необходимого для реакций синтеза H He. Причиной остановки сжатия служит квантовомеханическое давление, связанное с вырождением вещества при повышении его плотности. При массе звезды менее 0,07M (точное значение зависит от химического состава) она не способна сжигать легкий изотоп водорода, а значит в ее жизни нет фазы главной последовательности - самого длительного этапа в жизни нормальных звезд. Поэтому такие объекты не называют звездами.

Но это и не планеты, поскольку в эволюции объекта с массой от 0,07 до 0,013M должна быть короткая термоядерная стадия, в ходе которой сгорает редкий тяжелый изотоп водорода - дейтерий (D ³He). Этот краткий эпизод термоядерного горения не задерживает надолго гравитационное сжатие объекта. Температура его поверхности не превышает 2800 К. Поэтому за такими объектами закрепилось название "коричневые карлики", определяющее их в виде особой группы между звездами и планетами.

В табл. 1 приведены характерные признаки маломассивных звезд, коричневых карликов и планет, позволяющие провести точные границы между ними. Массы объектов получены из теоретических моделей для вещества с солнечной металличностью. Заметим, что в подгруппе массивных коричневых карликов содержание лития зависит от возраста: в их недрах он постепенно сжигается.

Дополнение 2: Коричневые карлики

В процессе сжатия протозвезды, еще до возгорания водорода, она проходит короткий этап горения дейтерия. Он горит при более низких температурах, чем водород в основном потому, что реакция D(p,g)³He, управляемая электромагнитным, а не слабым взаимодействием, происходит очень быстро. Необходимые для этой реакции условия возникают в звездах с массой M>0,013M. Однако содержание дейтерия невелико (~10^-5), сгорает он быстро. Если масса объекта не превышает 0,075M, то реакции pp-цикла в нем не идут. Звездоподобные объекты в интервале масс 0,013-0,075M еще в 1975 г. получили название brown dwarf. На русский язык этот термин перевели как "коричневые карлики", хотя в действительности они имеют инфракрасный цвет. Возможно, более адекватным переводом было бы "темный" или "тусклый" карлик.

Первое надежное обнаружение этих маломассивных тусклых карликов состоялось в 1995-96 гг. Критическим при этом был так называемый "литиевый тест" - наличие линий лития в спектров карликов. Дело в том, что литий - нежный элемент: он разрушается ядерными реакциями при температуре выше 2,4^.10⁶ K. Поэтому все нормальные звезды должны сжечь свой литий еще до начала реакций с участием водорода, причем не только в ядре: поскольку маломассивные звезды и коричневые карлики полностью конвективны, все их вещество рано или поздно проходит через ядро, так что весь литий в них в конце-концов сгорает без остатка. Звезда минимальной массы (0,075M) сжигает 99% своего лития за 10⁸ лет, а коричневый карлик с массой ниже 0,06M сожжет такую же долю лития лишь за время больше 10¹⁰ лет. Этим и обоснован литиевый тест: обнаружение у холодной звезды линии Li 6708 сразу указывает, что ее масса меньше 0,06M. Судя по расчетам, эффективная температура коричневых карликов никогда не достигает 2800 К. Для наиболее холодных инфракрасных объектов в спектральную классификацию звезд потребовалось ввести новые классы.

Классификация звездных спектров сложилась в первой половине ХХ в. Известная гарвардская последовательность спектральных классов O-B-A-F-G-K-M отражает ход температуры звездных фотосфер, а дополнительные классы R, N и S отражают вариации химического состава у холодных звезд-гигантов с температурой около 3000 К. Эта схема надежно служила несколько десятилетий, и даже создалось впечатление ее завершенности. Однако последние годы показали, что развитие спектральной классификации не прекратилось: появление инфракрасных приемников и обнаружение с их помощью коричневых карликов привело в конце 1990-х к введению новых спектральных классов L и T для тел с эффективной температурой менее 2000 К.

Заметим, что в формировании спектров экстремально холодных объектов весьма важной оказалась роль пыли. У самых холодных звезд класса М с температурой поверхности около 3000 К в спектре видны мощные полосы поглощения окисей титана и ванадия (TiO, VO). Но у более холодных звезд их не оказалось. До открытия ставшего теперь классическим коричневого карлика Gliese 229В самым темным и холодным был компаньон белого карлика, объект GD 165B, имеющий температуру поверхности 1900 К и светимость 1,2^.10^-4L. Он поразил исследователей тем, что в отличие от других холодных звезд не имеет полос поглощения TiO и VO, за что был прозван "странной звездой". Такими же оказались спектры и других коричневых карликов с температурой ниже 2000 К. Детальное численное моделирование показало, что молекулы TiO и VO в их атмосферах сконденсировались в твердые частицы - пылинки, и уже не проявляют себя в спектре, как это свойственно молекулам.

Таким образом, подавление спектральных полос TiO и VO в результате конденсирования этих молекул в пылинки при T<2000 K потребовало в конце XX в. введения нового спектрального класса. В 1998 г. Дэви Киркпатрик из Калифорнийского технологического института предложил расширить гарвардскую схему, добавив в нее класс L для маломассивных инфракрасных звезд, имеющих эффективную температуру поверхности 1500-2000 K. Спектр L-карликов характеризуется сильной полосой поглощения CrH, сильными линиями редких щелочных металлов Cs и Rb, а также широкими линиями калия и натрия. Но без информации о возрасте объекты L-класса нельзя автоматически считать коричневыми карликами: очень старые маломассивные звезды тоже могут остыть ниже 2000 К. Однако большинство объектов L-класса все же должны быть именно коричневыми карликами.

Продолжая поиск и исследование L-карликов, наблюдатели обнаружили еще более экзотические объекты, для которых потребовалось ввести самый новый спектральный класс T, еще более холодный, чем L. Эффективная температура T-карликов около 1500-1000 К и даже чуть ниже. В их спектрах видны мощные полосы поглощения воды, метана и молекулярного водорода, поэтому их еще называют "метановыми карликами". Первые такие звезды были обнаружены в самом конце 1990-х. Прототипом T-карликов считают коричневый карлик Gl 229B. Его масса оценивается в 0,025-0,065M, радиус 0,9-1,1R_J и эффективная температура 950-1050 K. Он обращается вокруг М-карлика Gl 229A по орбите радиусом около 40 а.е. с периодом около 200 лет.

Чем холоднее атмосфера звезды, тем сложнее ее теоретически исследовать. Присутствие пыли не делает эту задачу легче: конденсация пылинок не только изменяет состав свободных химических элементов в атмосфере, но и влияет на теплообмен и форму спектра. Первые модели с учетом пыли предсказывали парниковый эффект в верхних слоях атмосферы и уменьшение глубины молекулярных полос поглощения. Эти эффекты, кажется, подтверждаются. Но проблема пыли сложна: после конденсации пылинки начинают тонуть. Возможно, формируются отдельные облака пыли на разных уровнях в атмосфере. Вероятно, метеорология коричневых карликов при внимательном изучении окажется не менее разнообразной, чем у планет-гигантов. Но если изучать атмосферы планет мы можем с близкого расстояния, то расшифровывать метановые циклоны и пылевые бури коричневых карликов придется только по их спектрам.

Дополнение 3: Экзопланеты

Тема планет, вообще говоря, лежит за пределом этой книги, но было бы странно обойти молчанием открытие экзопланет, т. е. планет вне Солнечной системы. Хотя их формирование, как сейчас считают, происходит в иных условиях, чем формирование звезд, а именно - в условиях околозвездного диска, диапазон планетных масс без какого-либо разрыва примыкает к звездному, а химический состав планет-гигантов практически неотличим от звездного.

Напомним, что поиск массивных планет у близких звезд велся с 1950-х годов астрометрическим методом без определенного успеха. В начале 1960-х Питер ван де Камп (1901-1995), измерив положение звезды Барнарда на тысячах фотопластинок, заявил, что у нее волнообразная траектория с амплитудой покачиваний около 0,02", а значит вокруг нее обращается невидимый спутник. Из расчетов ван де Кампа следовало, что масса спутника чуть больше массы Юпитера, а большая полуось орбиты равна 4,4 а.е. Этот результат очень широко обсуждался почти два десятилетия, но впоследствии не подтвердился.

Первые надежно обнаруженные планеты были открыты радиоастрономами в 1991 г. в окрестности нейтронной звезды-радиопульсара PSR 1257+12 по периодическому доплеровскому смещению частоты его импульсов. Это система как минимум из трех планет с массами, порядка массы Земли (M). По диапазону масс своих тел, - от Луны до Сатурна, - эта система очень напоминает Солнечную. Правда, нужно помнить, что возможность выявления доплеровским методом столь малых тел, как Луна, связана исключительно со свойствами пульсара: высокая стабильность его радио-импульсов позволяет заметить малейшие его движения, вызванные притяжением даже небольших планет.

Несмотря на радость долгожданного открытия, астрофизики не восприняли планетную систему PSR 1257+12 как "настоящую". Близость планет к пульсару и малый эксцентриситет их орбит вызывают подозрение: исходная планетная система не могла сохраниться в таком виде после взрыва сверхновой. Поиск у других пульсаров, - а их сейчас известно более тысячи, - дал немного: рядом с PSR B1620-26 обнаружена планета-гигант, а система PSR 1828-11 пока под вопросом. В табл. 2 приведены их параметры: минимальное значение массы планеты M sini, где i - угол между лучом зрения и перпендикуляром к плоскости орбиты; а также большая полуось (A), период (P) и эксцентриситет (e) орбиты. Многие исследователи склоняются к тому, что планетная система PSR 1257+12 сформировалась уже после взрыва сверхновой, возможно, из вещества второго компонента двойной звезды.

Присутствие "настоящих" планет рядом с нормальными звездами впервые было выявлено в 1995 г. методом оптической спектроскопии. Амплитуда доплеровских колебаний скорости звезды под действием обращающихся вокруг нее планет очень мала: десятки, сотни метров в секунду. Но специальная методика выявляет эти колебания у звезд нижней части главной последовательности, имеющих невысокие массы (а значит бОльшую амплитуду скорости) и узкие спектральные линии.

Для примера в табл. 2 приведены параметры некоторых экзопланетных систем. Объекты расположены в порядке возрастания массы планет, точнее, измеренного значения M sini в единицах массы Юпитера (M_J). Отметим, что в системе HD 83443 обнаружено две планеты, а в системе  And даже три. Таблица ограничена значениями M sini=15M_J. Но, разумеется, обнаружены и более массивные невидимые спутники, которые формально следует отнести к коричневым карликам. Всего к середине 2003 года обнаружено 108 экзопланет вблизи 94 звезд.

Как видим, оптические поиски пока выявили лишь "юпитеры" и "сатурны", причем очень близкие к звезде, а значит - горячие. Возможно, еще рано делать выводы о средних характеристиках планетных систем, учитывая очень сильную селекцию при их обнаружении. Но одно несомненное отличие от Солнечной системы бросается в глаза: эксцентриситеты орбит экзопланет весьма велики. Для сравнения укажем, что почти у всех планет Солнечной системы эксцентриситеты орбит не превышают 0,1; лишь у Меркурия и Плутона они составляют 0,21 и 0,25.

Итак, в природе, несомненно, присутствуют и постоянно формируются объекты в интервале масс 100-0,013M, которым физические законы ограничивают область существования звезд и подобных им объектов. Это указывает на разнообразие условий, а возможно и механизмов звездообразования. Насколько плотно заполняют звезды указанный интервал, не совсем ясно. Начальное распределение звезд по массе обычно представляется в виде гладкой функции, хотя есть указания на то, что формирование звезд в некоторых узких интервалах масс существенно подавлено. Возможно это как раз и указывает на области перехода между различными физическими механизмами, контролирующими звездообразование. Этот вопрос требует изучения.

---

<< 15. Заключение | Оглавление | Список литературы >>

Публикации с ключевыми словами: Протозвезды - звездообразование Публикации со словами: Протозвезды - звездообразование
См. также: NGC 604: гигантские звездные ясли NGC 7714: вспышка звездообразования после столкновения галактик Туманность Конус от телескопа имени Хаббла NGC 1893 и Головастики в IC 410 Звездообразование в туманности Пакман Звезды, пыль и туманность в NGC 6559 NGC 1333: звездные ясли в Персее Все публикации на ту же тему >>