Rambler's Top100Astronet    
  po tekstam   po klyuchevym slovam   v glossarii   po saitam   perevod   po katalogu 		 

Na pervuyu stranicu << 15. Zaklyuchenie | Oglavlenie | Spisok literatury >>

Dopolneniya k izdaniyu 1992 goda

Dopolnenie 1: Chto takoe zvezda?

Do nedavnih por vse kompaktnye nebesnye ob'ekty, nablyudaemye za predelom Solnechnoi sistemy, byli zvezdami. Odnako za poslednie gody naideny sravnitel'no nebol'shie tela, zapolnyayushie po masse promezhutok mezhdu zvezdami i planetami. V svyazi s etim voznikla neobhodimost' chetko opredelit', chto takoe zvezda, chto takoe planeta i sushestvuet li mezhdu nimi prostaya granica ili zhe gruppa ob'ektov s promezhutochnymi svoistvami.

Nachnem s planet. Obnaruzhennye v poslednie gody za predelom Solnechnoi sistemy planety-giganty prevyshayut po masse Yupiter (MJ~0,001M$_\odot$) i vplotnuyu priblizhayutsya k naimenee massivnym zvezdam - korichnevym i krasnym karlikam. Poskol'ku harakternym priznakom zvezdy sluzhat protekayushie v ee nedrah termoyadernye reakcii, imenno ih otsutstvie polozheno v osnovu opredeleniya planety. Soglasno Oppengeimeru i dr. (Oppenheimer B.R., et al. Brown dwarfs // Protostars and Planets. IV. Tucson: Univ. of Arizona Press, 2000): Planeta - eto ob'ekt, v kotorom za vsyu ego istoriyu reakcii yadernogo sinteza ne proishodyat ni v kakom vide.

Esli zhe na kakom-libo etape evolyucii moshnost' termoyadernogo sinteza byla sravnima so svetimost'yu ob'ekta, to on dostoin nazyvat'sya zvezdoi.

Tablica 1. Zvezdy, korichnevye karliki i planety
Tip
ob'ekta		 Massa
(M$_\odot$)		 Termoyadernyi sintez Nalichie
H $\to$ He D $\to$ He Li D
Zvezda 0,1-0,075 Dolgii Kratkii Net Net
Kor. karlik 0,075-0,065 Kratkii Kratkii Est' Net
Kor. karlik 0,065-0,013 Net Kratkii Est' Net
Planeta $\lt$0,013 Net Net Est' Est'

Odnako i tut est' problemy. Gravitacionnoe szhatie protozvezd maloi massy ostanavlivaetsya ran'she, chem temperatura v ih centre dostigaet znacheniya, neobhodimogo dlya reakcii sinteza H $\to$ He. Prichinoi ostanovki szhatiya sluzhit kvantovomehanicheskoe davlenie, svyazannoe s vyrozhdeniem veshestva pri povyshenii ego plotnosti. Pri masse zvezdy menee 0,07M$_\odot$ (tochnoe znachenie zavisit ot himicheskogo sostava) ona ne sposobna szhigat' legkii izotop vodoroda, a znachit v ee zhizni net fazy glavnoi posledovatel'nosti - samogo dlitel'nogo etapa v zhizni normal'nyh zvezd. Poetomu takie ob'ekty ne nazyvayut zvezdami.

No eto i ne planety, poskol'ku v evolyucii ob'ekta s massoi ot 0,07 do 0,013M$_\odot$ dolzhna byt' korotkaya termoyadernaya stadiya, v hode kotoroi sgoraet redkii tyazhelyi izotop vodoroda - deiterii (D $\to$ 3He). Etot kratkii epizod termoyadernogo goreniya ne zaderzhivaet nadolgo gravitacionnoe szhatie ob'ekta. Temperatura ego poverhnosti ne prevyshaet 2800 K. Poetomu za takimi ob'ektami zakrepilos' nazvanie "korichnevye karliki", opredelyayushee ih v vide osoboi gruppy mezhdu zvezdami i planetami.

V tabl. 1 privedeny harakternye priznaki malomassivnyh zvezd, korichnevyh karlikov i planet, pozvolyayushie provesti tochnye granicy mezhdu nimi. Massy ob'ektov polucheny iz teoreticheskih modelei dlya veshestva s solnechnoi metallichnost'yu. Zametim, chto v podgruppe massivnyh korichnevyh karlikov soderzhanie litiya zavisit ot vozrasta: v ih nedrah on postepenno szhigaetsya.

Dopolnenie 2: Korichnevye karliki

V processe szhatiya protozvezdy, eshe do vozgoraniya vodoroda, ona prohodit korotkii etap goreniya deiteriya. On gorit pri bolee nizkih temperaturah, chem vodorod v osnovnom potomu, chto reakciya D(p,g)3He, upravlyaemaya elektromagnitnym, a ne slabym vzaimodeistviem, proishodit ochen' bystro. Neobhodimye dlya etoi reakcii usloviya voznikayut v zvezdah s massoi M>0,013M$_\odot$. Odnako soderzhanie deiteriya neveliko (~10-5), sgoraet on bystro. Esli massa ob'ekta ne prevyshaet 0,075M$_\odot$, to reakcii pp-cikla v nem ne idut. Zvezdopodobnye ob'ekty v intervale mass 0,013-0,075M$_\odot$ eshe v 1975 g. poluchili nazvanie brown dwarf. Na russkii yazyk etot termin pereveli kak "korichnevye karliki", hotya v deistvitel'nosti oni imeyut infrakrasnyi cvet. Vozmozhno, bolee adekvatnym perevodom bylo by "temnyi" ili "tusklyi" karlik.

Pervoe nadezhnoe obnaruzhenie etih malomassivnyh tusklyh karlikov sostoyalos' v 1995-96 gg. Kriticheskim pri etom byl tak nazyvaemyi "litievyi test" - nalichie linii litiya v spektrov karlikov. Delo v tom, chto litii - nezhnyi element: on razrushaetsya yadernymi reakciyami pri temperature vyshe 2,4.106 K. Poetomu vse normal'nye zvezdy dolzhny szhech' svoi litii eshe do nachala reakcii s uchastiem vodoroda, prichem ne tol'ko v yadre: poskol'ku malomassivnye zvezdy i korichnevye karliki polnost'yu konvektivny, vse ih veshestvo rano ili pozdno prohodit cherez yadro, tak chto ves' litii v nih v konce-koncov sgoraet bez ostatka. Zvezda minimal'noi massy (0,075M$_\odot$) szhigaet 99% svoego litiya za 108 let, a korichnevyi karlik s massoi nizhe 0,06M$_\odot$ sozhzhet takuyu zhe dolyu litiya lish' za vremya bol'she 1010 let. Etim i obosnovan litievyi test: obnaruzhenie u holodnoi zvezdy linii Li 6708\AA srazu ukazyvaet, chto ee massa men'she 0,06M$_\odot$. Sudya po raschetam, effektivnaya temperatura korichnevyh karlikov nikogda ne dostigaet 2800 K. Dlya naibolee holodnyh infrakrasnyh ob'ektov v spektral'nuyu klassifikaciyu zvezd potrebovalos' vvesti novye klassy.

Klassifikaciya zvezdnyh spektrov slozhilas' v pervoi polovine HH v. Izvestnaya garvardskaya posledovatel'nost' spektral'nyh klassov O-B-A-F-G-K-M otrazhaet hod temperatury zvezdnyh fotosfer, a dopolnitel'nye klassy R, N i S otrazhayut variacii himicheskogo sostava u holodnyh zvezd-gigantov s temperaturoi okolo 3000 K. Eta shema nadezhno sluzhila neskol'ko desyatiletii, i dazhe sozdalos' vpechatlenie ee zavershennosti. Odnako poslednie gody pokazali, chto razvitie spektral'noi klassifikacii ne prekratilos': poyavlenie infrakrasnyh priemnikov i obnaruzhenie s ih pomosh'yu korichnevyh karlikov privelo v konce 1990-h k vvedeniyu novyh spektral'nyh klassov L i T dlya tel s effektivnoi temperaturoi menee 2000 K.

Zametim, chto v formirovanii spektrov ekstremal'no holodnyh ob'ektov ves'ma vazhnoi okazalas' rol' pyli. U samyh holodnyh zvezd klassa M s temperaturoi poverhnosti okolo 3000 K v spektre vidny moshnye polosy poglosheniya okisei titana i vanadiya (TiO, VO). No u bolee holodnyh zvezd ih ne okazalos'. Do otkrytiya stavshego teper' klassicheskim korichnevogo karlika Gliese 229V samym temnym i holodnym byl kompan'on belogo karlika, ob'ekt GD 165B, imeyushii temperaturu poverhnosti 1900 K i svetimost' 1,2.10-4L$_\odot$. On porazil issledovatelei tem, chto v otlichie ot drugih holodnyh zvezd ne imeet polos poglosheniya TiO i VO, za chto byl prozvan "strannoi zvezdoi". Takimi zhe okazalis' spektry i drugih korichnevyh karlikov s temperaturoi nizhe 2000 K. Detal'noe chislennoe modelirovanie pokazalo, chto molekuly TiO i VO v ih atmosferah skondensirovalis' v tverdye chasticy - pylinki, i uzhe ne proyavlyayut sebya v spektre, kak eto svoistvenno molekulam.

Takim obrazom, podavlenie spektral'nyh polos TiO i VO v rezul'tate kondensirovaniya etih molekul v pylinki pri T<2000 K potrebovalo v konce XX v. vvedeniya novogo spektral'nogo klassa. V 1998 g. Devi Kirkpatrik iz Kaliforniiskogo tehnologicheskogo instituta predlozhil rasshirit' garvardskuyu shemu, dobaviv v nee klass L dlya malomassivnyh infrakrasnyh zvezd, imeyushih effektivnuyu temperaturu poverhnosti 1500-2000 K. Spektr L-karlikov harakterizuetsya sil'noi polosoi poglosheniya CrH, sil'nymi liniyami redkih shelochnyh metallov Cs i Rb, a takzhe shirokimi liniyami kaliya i natriya. No bez informacii o vozraste ob'ekty L-klassa nel'zya avtomaticheski schitat' korichnevymi karlikami: ochen' starye malomassivnye zvezdy tozhe mogut ostyt' nizhe 2000 K. Odnako bol'shinstvo ob'ektov L-klassa vse zhe dolzhny byt' imenno korichnevymi karlikami.

Prodolzhaya poisk i issledovanie L-karlikov, nablyudateli obnaruzhili eshe bolee ekzoticheskie ob'ekty, dlya kotoryh potrebovalos' vvesti samyi novyi spektral'nyi klass T, eshe bolee holodnyi, chem L. Effektivnaya temperatura T-karlikov okolo 1500-1000 K i dazhe chut' nizhe. V ih spektrah vidny moshnye polosy poglosheniya vody, metana i molekulyarnogo vodoroda, poetomu ih eshe nazyvayut "metanovymi karlikami". Pervye takie zvezdy byli obnaruzheny v samom konce 1990-h. Prototipom T-karlikov schitayut korichnevyi karlik Gl 229B. Ego massa ocenivaetsya v 0,025-0,065M$_\odot$, radius 0,9-1,1RJ i effektivnaya temperatura 950-1050 K. On obrashaetsya vokrug M-karlika Gl 229A po orbite radiusom okolo 40 a.e. s periodom okolo 200 let.

Chem holodnee atmosfera zvezdy, tem slozhnee ee teoreticheski issledovat'. Prisutstvie pyli ne delaet etu zadachu legche: kondensaciya pylinok ne tol'ko izmenyaet sostav svobodnyh himicheskih elementov v atmosfere, no i vliyaet na teploobmen i formu spektra. Pervye modeli s uchetom pyli predskazyvali parnikovyi effekt v verhnih sloyah atmosfery i umen'shenie glubiny molekulyarnyh polos poglosheniya. Eti effekty, kazhetsya, podtverzhdayutsya. No problema pyli slozhna: posle kondensacii pylinki nachinayut tonut'. Vozmozhno, formiruyutsya otdel'nye oblaka pyli na raznyh urovnyah v atmosfere. Veroyatno, meteorologiya korichnevyh karlikov pri vnimatel'nom izuchenii okazhetsya ne menee raznoobraznoi, chem u planet-gigantov. No esli izuchat' atmosfery planet my mozhem s blizkogo rasstoyaniya, to rasshifrovyvat' metanovye ciklony i pylevye buri korichnevyh karlikov pridetsya tol'ko po ih spektram.

Dopolnenie 3: Ekzoplanety

Tema planet, voobshe govorya, lezhit za predelom etoi knigi, no bylo by stranno oboiti molchaniem otkrytie ekzoplanet, t. e. planet vne Solnechnoi sistemy. Hotya ih formirovanie, kak seichas schitayut, proishodit v inyh usloviyah, chem formirovanie zvezd, a imenno - v usloviyah okolozvezdnogo diska, diapazon planetnyh mass bez kakogo-libo razryva primykaet k zvezdnomu, a himicheskii sostav planet-gigantov prakticheski neotlichim ot zvezdnogo.

Napomnim, chto poisk massivnyh planet u blizkih zvezd velsya s 1950-h godov astrometricheskim metodom bez opredelennogo uspeha. V nachale 1960-h Piter van de Kamp (1901-1995), izmeriv polozhenie zvezdy Barnarda na tysyachah fotoplastinok, zayavil, chto u nee volnoobraznaya traektoriya s amplitudoi pokachivanii okolo 0,02", a znachit vokrug nee obrashaetsya nevidimyi sputnik. Iz raschetov van de Kampa sledovalo, chto massa sputnika chut' bol'she massy Yupitera, a bol'shaya poluos' orbity ravna 4,4 a.e. Etot rezul'tat ochen' shiroko obsuzhdalsya pochti dva desyatiletiya, no vposledstvii ne podtverdilsya.

Pervye nadezhno obnaruzhennye planety byli otkryty radioastronomami v 1991 g. v okrestnosti neitronnoi zvezdy-radiopul'sara PSR 1257+12 po periodicheskomu doplerovskomu smesheniyu chastoty ego impul'sov. Eto sistema kak minimum iz treh planet s massami, poryadka massy Zemli (M$_\oplus$). Po diapazonu mass svoih tel, - ot Luny do Saturna, - eta sistema ochen' napominaet Solnechnuyu. Pravda, nuzhno pomnit', chto vozmozhnost' vyyavleniya doplerovskim metodom stol' malyh tel, kak Luna, svyazana isklyuchitel'no so svoistvami pul'sara: vysokaya stabil'nost' ego radio-impul'sov pozvolyaet zametit' maleishie ego dvizheniya, vyzvannye prityazheniem dazhe nebol'shih planet.

Nesmotrya na radost' dolgozhdannogo otkrytiya, astrofiziki ne vosprinyali planetnuyu sistemu PSR 1257+12 kak "nastoyashuyu". Blizost' planet k pul'saru i malyi ekscentrisitet ih orbit vyzyvayut podozrenie: ishodnaya planetnaya sistema ne mogla sohranit'sya v takom vide posle vzryva sverhnovoi. Poisk u drugih pul'sarov, - a ih seichas izvestno bolee tysyachi, - dal nemnogo: ryadom s PSR B1620-26 obnaruzhena planeta-gigant, a sistema PSR 1828-11 poka pod voprosom. V tabl. 2 privedeny ih parametry: minimal'noe znachenie massy planety M sini, gde i - ugol mezhdu luchom zreniya i perpendikulyarom k ploskosti orbity; a takzhe bol'shaya poluos' (A), period (P) i ekscentrisitet (e) orbity. Mnogie issledovateli sklonyayutsya k tomu, chto planetnaya sistema PSR 1257+12 sformirovalas' uzhe posle vzryva sverhnovoi, vozmozhno, iz veshestva vtorogo komponenta dvoinoi zvezdy.

Tablica 2. Ekzoplanety vblizi radiopul'sarov
Pul'sar Planeta
Nazvanie Rasst.
(kpk)		 M sini
(M$_\oplus$)		 A
(a.e.)		 P e
PSR 1257+12 0,3 0,015 ? 0,19 25,34 sut 0,0
    3,4 0,36 66,54 sut 0,0182
    2,8 0,47 98,22 sut 0,0264
    ~100 ~40 ~170 let -
PSR 1620-26 3,8 1,2-6,7MJ 10-64 62-389 let 0 - 0,5
PSR 1828-11 3,6 3 0,93 0,68 let -
    12 1,32 1,35 let -
    8 2,1 2,71 let -

Prisutstvie "nastoyashih" planet ryadom s normal'nymi zvezdami vpervye bylo vyyavleno v 1995 g. metodom opticheskoi spektroskopii. Amplituda doplerovskih kolebanii skorosti zvezdy pod deistviem obrashayushihsya vokrug nee planet ochen' mala: desyatki, sotni metrov v sekundu. No special'naya metodika vyyavlyaet eti kolebaniya u zvezd nizhnei chasti glavnoi posledovatel'nosti, imeyushih nevysokie massy (a znachit bOl'shuyu amplitudu skorosti) i uzkie spektral'nye linii.

Dlya primera v tabl. 2 privedeny parametry nekotoryh ekzoplanetnyh sistem. Ob'ekty raspolozheny v poryadke vozrastaniya massy planet, tochnee, izmerennogo znacheniya M sini v edinicah massy Yupitera (MJ). Otmetim, chto v sisteme HD 83443 obnaruzheno dve planety, a v sisteme $\upsilon$ And dazhe tri. Tablica ogranichena znacheniyami M sini=15MJ. No, razumeetsya, obnaruzheny i bolee massivnye nevidimye sputniki, kotorye formal'no sleduet otnesti k korichnevym karlikam. Vsego k seredine 2003 goda obnaruzheno 108 ekzoplanet vblizi 94 zvezd.

Kak vidim, opticheskie poiski poka vyyavili lish' "yupitery" i "saturny", prichem ochen' blizkie k zvezde, a znachit - goryachie. Vozmozhno, eshe rano delat' vyvody o srednih harakteristikah planetnyh sistem, uchityvaya ochen' sil'nuyu selekciyu pri ih obnaruzhenii. No odno nesomnennoe otlichie ot Solnechnoi sistemy brosaetsya v glaza: ekscentrisitety orbit ekzoplanet ves'ma veliki. Dlya sravneniya ukazhem, chto pochti u vseh planet Solnechnoi sistemy ekscentrisitety orbit ne prevyshayut 0,1; lish' u Merkuriya i Plutona oni sostavlyayut 0,21 i 0,25.

Tablica 3. Ekzoplanety-giganty
Zvezda Planeta
Nazvanie Rasst. Spektr M sini A P e
  (pk)   (MJ) (a.e.) (sut)  
HD 83443 44 K0 V 0,16 0,174 29,83 0,42
HD 16141 36 G5 IV 0,215 0,35 75.82 0,28
HD 168746 43 G 0,24 0,066 6,409 0,
HD 46375 33 K IV 0,249 0,041 3,024 0,
HD 108147 39 F8/G0V 0,34 0,098 10,881 0,558
HD 83443 44 K0 V 0,35 0,038 2,986 0,08
HD 75289 29 G0 V 0,42 0,046 3,51 0,054
51 Peg 15 G2 IV 0,47 0,05 4,23 0,0
BD-10 3166 - G4 V 0,48 0,046 3,487 0,
HD 6434 40 G3 V 0,48 0,15 22.09 0,30
HD 187123 50 G5 0,52 0,042 3,097 0,3:
HD 209458 47 G0 V 0,63 0,045 3,525 0,0
$ \upsilon$ And 13 F8 V 0,71 0,059 4,617 0,03:
HD 192263 20 K2 V 0,76 0,15 23,9 0,03
HD 38529 42 G4 0,81 0,1293 14,41 0,28
55 Cnc 13 G8 V 0,84 0,11 14,648 0,05
$ \epsilon$ Eri 3 K2 V 0,86 3,3 2502 0,608
HD 121504 44 G2 V 0,89 0,32 64,6 0,13
HD 37124 33 G4 IV-V 1,04 0,585 155 0,19
HD 130322 30 K0 III 1,08 0,088 10,72 0,05
$ \rho$ CrB 17 G0 V 1,1 0,23 39,6 0,03
HD 52265 28 G0 V 1,13 0,49 118,96 0,29
HD 177830 59 K0 1,28 1,00 391 0,43
HD 217107 20 G8 IV 1,28 0,07 7,11 0,14
HD 210277 21 G0 1,28 1,097 437 0,45
16 Cyg B 22 G2 V 1,5 1,70 804 0,67
HD 134987 25 G5 V 1,58 0,78 260 0,25
HD 19994 22 F8 V 2,0 1,3 454 0,2
Gliese 876 4,7 M4 V 2,1 0,21 60,85 0,3
$ \upsilon$ And 13 F8 V 2,11 0,83 241,2 0,2:
HD 82943 27 G0 2,24 1,16 442,6 0,61
HR 810 16 G0 V 2,3 0,9 320 0,2
47 UMa 14 G1 V 2,41 2,10 3,0 goda 0,1
HD 12661 37 K0 2,83 0,789 264,5 0,33
HD 169830 36 F8 V 2,96 0,823 230,4 0,34
14 Her 18 K0 V 3,3 2,5 1619 0,4
GJ 3021 18 G6 V 3,31 0,49 133,8 0,51
HD 195019 37 G3 IV-V 3,43 0,14 18,3 0,05
HD 92788 32 G5 3,8 0,94 340 0,36
$ \tau$ Boo 16 F6 IV 3,87 0,0462 3,313 0,02
Gliese 86 11 K1 V 4 0,11 15,78 0,046
$ \upsilon$ And 13 F8 V 4,61 2,50 1267 0,4:
HD 190228 62 G5 IV 4,99 2,31 1127 0,43
HD 168443 38 G5 5,04 0,277 57,9 0,54
HD 222582 42 G5 5,4 1,35 576 0,71
HD 10697 30 G5 IV 6,59 2,0 1083 0,12
70 Vir 18 G4 V 6,6 0,43 116,6 0,4
HD 89744 40 F7 V 7,2 0,88 256 0,7
HD 114762 41 F9 V 11 0,3 84 0,3
HD 162020 16 K2 V 13,73 0,072 8,43 0,28
HD 168443 38 G5 ~15 ~2 1660 0,28

Itak, v prirode, nesomnenno, prisutstvuyut i postoyanno formiruyutsya ob'ekty v intervale mass 100-0,013M$_\odot$, kotorym fizicheskie zakony ogranichivayut oblast' sushestvovaniya zvezd i podobnyh im ob'ektov. Eto ukazyvaet na raznoobrazie uslovii, a vozmozhno i mehanizmov zvezdoobrazovaniya. Naskol'ko plotno zapolnyayut zvezdy ukazannyi interval, ne sovsem yasno. Nachal'noe raspredelenie zvezd po masse obychno predstavlyaetsya v vide gladkoi funkcii, hotya est' ukazaniya na to, chto formirovanie zvezd v nekotoryh uzkih intervalah mass sushestvenno podavleno. Vozmozhno eto kak raz i ukazyvaet na oblasti perehoda mezhdu razlichnymi fizicheskimi mehanizmami, kontroliruyushimi zvezdoobrazovanie. Etot vopros trebuet izucheniya.


<< 15. Zaklyuchenie | Oglavlenie | Spisok literatury >>

Publikacii s klyuchevymi slovami: Protozvezdy - zvezdoobrazovanie
Publikacii so slovami: Protozvezdy - zvezdoobrazovanie
Sm. takzhe:
Vse publikacii na tu zhe temu >>

Mneniya chitatelei [4]
Ocenka: 3.1 [golosov: 98]
 
O reitinge
Versiya dlya pechati Raspechatat'

Astrometriya - Astronomicheskie instrumenty - Astronomicheskoe obrazovanie - Astrofizika - Istoriya astronomii - Kosmonavtika, issledovanie kosmosa - Lyubitel'skaya astronomiya - Planety i Solnechnaya sistema - Solnce

Astronet | Nauchnaya set' | GAISh MGU | Poisk po MGU | O proekte | Avtoram

Kommentarii, voprosy? Pishite: info@astronet.ru ili syuda

Rambler's Top100 Yandeks citirovaniya