Kerdil coklat adalah badan kosmik dengan jisim 1-8% dari jisim suria. Mereka terlalu besar untuk planet, pemampatan graviti memungkinkan reaksi termonuklear dengan penyertaan elemen "sangat mudah terbakar". Tetapi jisimnya tidak mencukupi untuk "menyalakan" hidrogen, dan oleh itu, tidak seperti bintang penuh, kerdil coklat tidak bersinar lama.
Ahli astronomi tidak bereksperimen - mereka mendapat maklumat melalui pemerhatian. Seperti yang dikatakan oleh salah seorang wakil profesion ini, tidak ada instrumen yang cukup panjang untuk mencapai bintang. Walau bagaimanapun, para astronom mempunyai undang-undang fizikal yang memungkinkan bukan hanya untuk menjelaskan sifat objek yang sudah diketahui, tetapi juga untuk meramalkan keberadaan objek yang belum diperhatikan.
Pandangan masa depan Shiva Kumar
Ramai yang pernah mendengar mengenai bintang neutron, lubang hitam, bahan gelap dan eksotik kosmik lain yang dikira oleh ahli teori. Walau bagaimanapun, terdapat banyak rasa ingin tahu lain di alam semesta yang ditemui dengan cara yang sama. Ini merangkumi badan yang menjadi antara bintang dan planet gas. Mereka diramalkan pada tahun 1962 oleh Shiv Kumar, seorang ahli astronomi India-Amerika berusia 23 tahun yang baru sahaja menamatkan PhD di University of Michigan. Kumar memanggil benda-benda ini kerdil hitam. Kemudian, nama-nama seperti bintang hitam, objek Kumar, bintang inframerah muncul dalam literatur, tetapi pada akhirnya frasa "kerdil coklat", yang diusulkan pada tahun 1974 oleh seorang pelajar siswazah di University of California, Jill Tarter, menang.
Selama empat tahun, pasukan astronomi antarabangsa "menimbang" kerdil kelas L ultra-tinggi (6,6% jisim suria) menggunakan teleskop Hubble, VLT dan. Keck.
Kumar akan merasmikannya selama empat tahun. Pada masa itu, asas-asas dinamika kelahiran bintang sudah diketahui, tetapi terdapat jurang yang ketara dalam perinciannya. Namun, Kumar secara keseluruhan menggambarkan dengan tepat sifat-sifat "kerdil hitam" yang kemudiannya bahkan superkomputer bersetuju dengan kesimpulannya. Bagaimanapun, otak manusia telah dan terus menjadi instrumen saintifik terbaik.
Video promosi:
Kelahiran orang bawah
Bintang muncul dari keruntuhan graviti awan gas kosmik, yang kebanyakannya adalah hidrogen molekul. Ia juga mengandungi helium (satu atom untuk setiap 12 atom hidrogen) dan jumlah unsur yang lebih berat. Keruntuhan berakhir dengan kelahiran protostar, yang menjadi bintang penuh ketika intinya memanas sehingga tahap pembakaran hidrogen nuklear stabil bermula di sana (helium tidak mengambil bahagian dalam hal ini, kerana suhu sepuluh kali lebih tinggi diperlukan untuk menyalakannya). Suhu minimum yang diperlukan untuk menyalakan hidrogen adalah sekitar 3 juta darjah.
Kumar berminat dengan protostar paling ringan dengan jisim tidak melebihi sepersepuluh jisim Matahari kita. Dia menyedari bahawa untuk mencetuskan pembakaran termonuklear hidrogen, mereka mesti menebal pada ketumpatan yang lebih tinggi daripada pendahulunya bintang jenis suria. Bahagian tengah protostar diisi dengan plasma elektron, proton (inti hidrogen), zarah alfa (inti helium) dan inti unsur-unsur yang lebih berat. Ia berlaku bahawa bahkan sebelum suhu penyalaan hidrogen tercapai, elektron menimbulkan gas khas, yang sifatnya ditentukan oleh undang-undang mekanik kuantum. Gas ini berjaya menahan mampatan protostar dan dengan itu menghalang pemanasan zon tengahnya. Oleh itu, hidrogen sama sekali tidak menyala, atau keluar lama sebelum habis. Dalam kes seperti itu, bukannya bintang yang gagal, kerdil coklat terbentuk.
Kemungkinan gas Fermi yang merosot untuk menolak mampatan graviti sama sekali tidak terhad, dan mudah untuk menunjukkannya di satu pihak. Apabila elektron mengisi tahap tenaga yang lebih tinggi, kelajuannya meningkat dan akhirnya menghampiri cahaya. Dalam keadaan ini, daya tarikan graviti berlaku dan keruntuhan graviti berterusan. Bukti matematik lebih rumit, tetapi kesimpulannya serupa. Jadi ternyata bahawa tekanan kuantum gas elektron menghentikan keruntuhan graviti hanya jika jisim sistem runtuh tetap di bawah had tertentu, sepadan dengan 1.41 jisim suria. Ia dipanggil had chandrasekhar - sebagai penghormatan kepada ahli astrofizik dan ahli kosmologi India yang menghitungnya pada tahun 1930. Had chandrasekhar menentukan jisim kerdil putih maksimum,yang mungkin diketahui oleh pembaca kami. Walau bagaimanapun, pendahuluan kerdil coklat puluhan kali lebih ringan dan tidak perlu risau tentang had chandrasekhar.
Kumar mengira bahawa jisim minimum bintang yang baru lahir ialah 0,07 jisim suria ketika berkaitan dengan pencahayaan populasi I yang agak muda, yang menimbulkan awan dengan peningkatan kandungan unsur yang lebih berat daripada helium. Bagi bintang populasi II, yang muncul lebih dari 10 bilion tahun yang lalu, pada masa helium dan unsur-unsur yang lebih berat di luar angkasa jauh lebih kecil, ia sama dengan 0,09 jisim suria. Kumar juga mendapati bahawa pembentukan kerdil coklat khas memakan masa sekitar satu miliar tahun, dan radius tidak melebihi 10% dari radius Matahari. Galaxy kita, seperti kelompok bintang yang lain, semestinya mengandungi pelbagai jenis badan seperti itu, tetapi sukar dikesan kerana cahaya yang lemah.
Bagaimana mereka menyala
Anggaran ini tidak banyak berubah dari masa ke masa. Kini dipercayai bahawa penyalaan hidrogen sementara dalam protostar, yang lahir dari awan molekul yang agak muda, berlaku dalam julat suria 0,07-0,075 dan berlangsung dari 1 hingga 10 bilion tahun (untuk perbandingan, kerdil merah, bintang paling terang, mampu bersinar berpuluh-puluh bilion tahun!). Seperti yang dinyatakan oleh Adam Burrows, profesor astrofizik di Princeton University, dalam temu bual dengan PM, peleburan termonuklear mengimbangi tidak lebih dari separuh kehilangan tenaga terpancar dari permukaan kerdil coklat, sementara pada bintang urutan utama yang sebenar, tahap pampasan adalah 100%. Oleh itu, bintang yang gagal menyejuk walaupun "relau hidrogen" beroperasi, dan lebih-lebih lagi ia terus menyejuk setelah penyambungannya.
Protostar dengan jisim kurang daripada 0,07 jisim suria tidak mampu menyalakan hidrogen sama sekali. Benar, deuterium dapat menyala di kedalamannya, kerana intinya bergabung dengan proton yang sudah pada suhu 600-700 ribu darjah, sehingga menimbulkan helium-3 dan gamma quanta. Tetapi tidak ada banyak deuterium di angkasa (hanya ada satu atom deuterium untuk 200.000 atom hidrogen), dan rizabnya hanya bertahan beberapa juta tahun. Inti kumpulan gas yang belum mencapai 0.012 jisim suria (yang berjumlah 13 jisim Musytari) tidak memanas bahkan sampai ke ambang ini dan oleh itu tidak mampu melakukan tindak balas termonuklear. Seperti yang ditekankan oleh profesor di University of California di San Diego Adam Burgasser, banyak ahli astronomi percaya bahawa di sinilah sempadan antara kerdil coklat dan planet ini melintas. Menurut wakil kem lain,Sekumpulan gas yang lebih ringan juga dapat dianggap sebagai kerdil coklat jika timbul sebagai akibat dari kejatuhan awan utama gas kosmik, dan tidak dilahirkan dari cakera debu gas yang mengelilingi bintang normal yang baru saja menyala. Walau bagaimanapun, apa-apa definisi tersebut adalah soal selera.
Penjelasan lain berkaitan dengan litium-7, yang, seperti deuterium, terbentuk pada minit pertama selepas Big Bang. Lithium memasuki fusi termonuklear pada pemanasan sedikit lebih sedikit daripada hidrogen, dan oleh itu menyala jika jisim protostar melebihi 0,055-0,065 solar. Walau bagaimanapun, litium di ruang angkasa 2500 kali lebih kecil daripada deuterium, dan oleh itu, dari sudut tenaga, sumbangannya sama sekali tidak dapat diabaikan.
Apa yang ada di dalamnya
Apa yang berlaku di bahagian dalam protostar jika keruntuhan graviti tidak berakhir dengan penyalaan hidrogen termonuklear, dan elektron telah bersatu menjadi satu sistem kuantum, yang disebut gas Fermi degenerasi? Bahagian elektron dalam keadaan ini meningkat secara beransur-ansur, dan tidak melompat dalam satu saat dari sifar hingga 100%. Namun, demi kesederhanaan, kami akan menganggap bahawa proses ini telah selesai.
Prinsip Pauli menyatakan bahawa dua elektron yang memasuki sistem yang sama tidak boleh berada dalam keadaan kuantum yang sama. Dalam gas Fermi, keadaan elektron ditentukan oleh momentum, kedudukan, dan putarannya, yang hanya mengambil dua nilai. Ini bermaksud bahawa di tempat yang sama tidak boleh lebih dari sepasang elektron dengan momentum yang sama (dan, secara semula jadi, putaran berlawanan). Dan kerana semasa elektron keruntuhan graviti dimasukkan ke dalam isipadu yang semakin berkurang, mereka menempati keadaan dengan momentum yang semakin meningkat dan, dengan demikian, tenaga. Ini bermaksud apabila protostar berkontrak, tenaga dalaman gas elektron meningkat. Tenaga ini ditentukan oleh kesan kuantum semata-mata dan tidak dikaitkan dengan gerakan termal; oleh itu, dalam penghampiran pertama, ia tidak bergantung pada suhu (berbeza dengan tenaga gas ideal klasik,undang-undang yang dipelajari dalam kursus fizik sekolah). Lebih-lebih lagi, pada nisbah mampatan yang cukup tinggi, tenaga gas Fermi berkali-kali lebih besar daripada tenaga terma pergerakan elektron dan nukleus atom yang kacau.
Peningkatan tenaga gas elektron juga meningkatkan tekanannya, yang juga tidak bergantung pada suhu dan tumbuh jauh lebih kuat daripada tekanan termal. Justru inilah yang menentang graviti bahan protostar dan menghentikan keruntuhan graviti. Sekiranya ini berlaku sebelum suhu penyalaan hidrogen tercapai, kerdil coklat akan menjadi sejuk sejurus selepas pembakaran deuterium skala kosmik yang pendek. Sekiranya bintang proto berada di zon sempadan dan mempunyai jisim suria 0,07-0,075, ia akan membakar hidrogen selama berbilion tahun, tetapi ini tidak menjejaskan yang terakhir. Akhirnya, tekanan kuantum gas elektron degenerasi menurunkan suhu inti bintang sehingga pembakaran hidrogen berhenti. Dan walaupun simpanannya cukup untuk puluhan bilion tahun, kerdil coklat tidak lagi dapat membakarnya. Inilah yang membezakannya dengan kerdil merah paling ringan, yang mematikan tungku nuklear hanya apabila semua hidrogen telah berubah menjadi helium.
Semua bintang yang diketahui pada rajah Hertzsprung-Russell tidak diedarkan secara merata, tetapi digabungkan menjadi beberapa kelas spektrum dengan mengambil kira kecerahan (klasifikasi Yerkes, atau MCC, dengan nama-nama ahli astronomi yang mengembangkannya dari Observatori Yerkes - William Morgan, Philip Keenan dan Edith Kellman). Klasifikasi moden membezakan lapan kumpulan utama seperti di rajah Hertzsprung-Russell. Kelas 0 - ini adalah bintang hypergiants, besar dan sangat terang, melebihi jumlah cahaya Matahari sebanyak 100-200 kali, dan dari segi cahaya - dalam berjuta-juta dan puluhan juta. Kelas Ia dan Ib - ini adalah supergiant, puluhan kali lebih besar daripada Matahari dan puluhan ribu kali lebih tinggi dalam cahaya. Kelas II - raksasa terang yang menjadi perantaraan antara supergiants dan gergasi kelas III. Kelas V - inilah yang disebut urutan utama (kerdil) di mana sebahagian besar bintang terletak, termasuk Matahari kita. Apabila bintang urutan utama kehabisan hidrogen dan mula membakar helium di intinya, ia akan menjadi subgiat kelas IV. Tepat di bawah urutan utama adalah kelas VI - orang kerdil. Dan kelas VII merangkumi kerdil putih padat, tahap terakhir dalam evolusi bintang yang tidak melebihi had jisim Chandrasekhar. Dan kelas VII merangkumi kerdil putih padat, tahap terakhir dalam evolusi bintang yang tidak melebihi had jisim Chandrasekhar. Dan kelas VII merangkumi kerdil putih padat, tahap terakhir dalam evolusi bintang yang tidak melebihi had jisim Chandrasekhar.
Profesor Burrows mencatat satu lagi perbezaan antara bintang dan kerdil coklat. Bintang biasa bukan sahaja tidak menyejuk, kehilangan tenaga berseri, tetapi, secara paradoks, memanas. Ini berlaku kerana bintang memampatkan dan memanaskan intinya, dan ini sangat meningkatkan kadar pembakaran termonuklear (contohnya, semasa kewujudan Matahari kita, kecerahannya telah meningkat sekurang-kurangnya seperempat). Kerdil coklat adalah perkara yang berbeza, yang mampatannya dihalang oleh tekanan kuantum gas elektron. Kerana radiasi dari permukaan, ia menyejuk seperti batu atau sekeping logam, walaupun terdiri dari plasma panas, seperti bintang biasa.
Pencarian panjang
Pengejaran kerdil coklat berlarutan lama. Walaupun pada perwakilan keluarga yang paling ramai, yang memancarkan cahaya ungu pada masa muda mereka, suhu permukaan biasanya tidak melebihi 2000 K, dan pada yang lebih ringan dan lebih tua, kadang-kadang ia bahkan tidak mencapai 1000 K. Sinaran objek ini juga mengandungi komponen optik, sangat lemah. Oleh itu, peralatan inframerah resolusi tinggi, yang muncul hanya pada tahun 1980-an, sangat sesuai untuk mencarinya. Pada masa yang sama, teleskop ruang inframerah mula dilancarkan, tanpanya hampir mustahil untuk mengesan kerdil coklat dingin (puncak radiasinya jatuh pada gelombang dengan panjang 3-5 mikrometer, yang terutama ditunda oleh atmosfer bumi).
Pada tahun-tahun inilah laporan mengenai kemungkinan calon muncul. Pada mulanya, pernyataan seperti itu tidak sesuai dengan pengesahan, dan penemuan sebenar bintang pseudo pertama yang diramalkan oleh Shiv Kumar hanya berlaku pada tahun 1995. Telapak tangan di sini adalah milik sekumpulan ahli astronomi yang diketuai oleh profesor di University of California di Berkeley Gibor Basri. Penyelidik mengkaji objek yang sangat samar PPl 15 di gugus bintang Pleiades sekitar 400 tahun cahaya, yang sebelumnya ditemui oleh pasukan ahli astronomi Harvard, John Stauffer. Menurut data awal, jisim cakerawala ini berjumlah 0,06 jisim suria, dan dapat berubah menjadi kerdil coklat. Walau bagaimanapun, anggaran ini sangat kasar dan tidak dapat diandalkan. Profesor Basri dan rakan-rakannya dapat menyelesaikan masalah ini dengan menggunakan sampel litium,yang baru-baru ini dicipta oleh ahli astrofizik Sepanyol, Rafael Rebolo.
"Kumpulan kami mengerjakan teleskop 10 meter pertama Balai Cerap Keck, yang mula beroperasi pada tahun 1993," kenang Profesor Basri. - Kami memutuskan untuk menggunakan ujian litium, kerana memungkinkan untuk membezakan antara kerdil coklat dan kerdil merah yang berdekatan dengan mereka secara besar-besaran. Kerdil merah membakar litium-7 dengan cepat, dan hampir semua kerdil coklat tidak mampu melakukan ini. Kemudian dipercayai bahawa usia Pleiades adalah sekitar 70 juta tahun, dan bahkan kerdil merah paling ringan selama ini semestinya telah menghilangkan sepenuhnya litium. Sekiranya kita menjumpai litium dalam spektrum PPl 15, maka kita pasti mempunyai alasan untuk menegaskan bahawa kita berhadapan dengan kerdil coklat. Tugas itu tidak mudah. Ujian spektrografik pertama pada bulan November 1994 menunjukkan litium, tetapi ujian kawalan kedua, pada bulan Mac 1995, tidak mengesahkannya. Secara semula jadi,kami kecewa - penemuan itu hilang dari tangan kami. Namun, kesimpulan awalnya betul. PPl 15 ternyata sepasang kerdil coklat yang mengorbit pusat massa biasa hanya dalam enam hari. Itulah sebabnya garis spektrum litium kadang-kadang bergabung, kemudian menyimpang - jadi kami tidak melihatnya semasa ujian kedua. Sepanjang perjalanan, kami mendapati bahawa Pleiades lebih tua daripada yang difikirkan sebelumnya.
Pada tahun 1995 yang sama, terdapat laporan mengenai penemuan dua kerdil coklat lagi. Raphael Rebolo dan rakan-rakannya di Institut Astrofizik Kepulauan Canary menemui Teide 1 kerdil di Pleiades, yang juga dikenal pasti menggunakan kaedah lithium. Dan pada akhir tahun 1995, para penyelidik dari Institut Teknologi California dan Universiti Johns Hopkins melaporkan bahawa kerdil merah Gliese 229, yang hanya 19 tahun cahaya dari sistem suria, mempunyai teman. Bulan ini 20 kali lebih berat daripada Musytari dan mengandungi garis metana dalam spektrumnya. Molekul metana musnah jika suhu melebihi 1500K, sementara suhu atmosfera bintang normal yang paling sejuk selalu melebihi 1700K. Ini membolehkan Gliese 229-B dikenali sebagai kerdil coklat tanpa menggunakan ujian litium. Sekarang sudah diketahuibahawa permukaannya dipanaskan hingga hanya 950 K, jadi kerdil ini sangat sejuk.
Ahli astronomi sentiasa belajar sesuatu yang baru mengenai kerdil coklat. Oleh itu, pada akhir November 2010, saintis dari Chile, England dan Kanada mengumumkan penemuan di buruj Virgo, hanya 160 tahun cahaya dari Matahari, sepasang bintang dua kerdil dari kategori warna yang berbeza - putih dan coklat. Yang terakhir adalah salah satu kerdil kelas T yang paling panas (suasananya dipanaskan hingga 1300 K) dan beramai-ramai 70 Musytari. Kedua-dua benda langit terikat secara graviti, walaupun pada hakikatnya mereka dipisahkan dengan jarak yang sangat jauh - lebih kurang 1 tahun cahaya. Ahli astronomi memerhatikan sepasang bintang kerdil coklat menggunakan teleskop UKIRT (Teleskop Inframerah Inggeris) dengan cermin 3.8 meter. Teleskop ini, yang terletak berhampiran puncak Mauna Kea di Hawaii pada ketinggian 4200 m di atas permukaan laut - - salah satu instrumen terbesar di dunia,bekerja dalam julat inframerah.
L-kerdil, E-kerdil - apa seterusnya?
Pada masa ini, terdapat kerdil coklat dua kali lebih banyak yang dikenali sebagai exoplanet - kira-kira 1000 berbanding 500. Kajian mengenai badan-badan ini memaksa para saintis untuk memperluas klasifikasi bintang dan objek seperti bintang, kerana yang sebelumnya tidak mencukupi.
Ahli astronomi telah lama mengelaskan bintang menjadi beberapa kumpulan mengikut ciri spektrum radiasi, yang pada gilirannya, ditentukan terutamanya oleh suhu atmosfera. Hari ini, sistem ini digunakan terutamanya, asas-asasnya diletakkan oleh kakitangan Observatorium Universiti Harvard lebih dari seratus tahun yang lalu. Dalam versi termudah, bintang dibahagikan kepada tujuh kelas, dilambangkan dengan huruf Latin O, B, A, F, G, K, dan M. Kelas O merangkumi bintang biru yang sangat besar dengan suhu permukaan di atas 33,000K, sementara kelas M termasuk kerdil merah, raksasa merah dan bahkan sejumlah supergiant merah, suasananya dipanaskan hingga kurang dari 3700 K. Setiap kelas, pada gilirannya, dibahagikan kepada sepuluh subkelas - dari sifar terpanas hingga kesembilan paling sejuk. Contohnya, Matahari kita tergolong dalam kelas G2. Sistem Harvard juga mempunyai varian yang lebih kompleks (misalnya, kerdil putih akhir-akhir ini diperuntukkan untuk kelas D khas), tetapi ini adalah kehalusan.
Penemuan kerdil coklat menghasilkan pengenalan jenis spektrum baru L dan T. Kelas L merangkumi objek dengan suhu permukaan dari 1300 hingga 2000K. Antaranya bukan hanya kerdil coklat, tetapi juga kerdil merah yang paling redup, yang sebelumnya diklasifikasikan sebagai kelas-M. Kelas T merangkumi hanya satu kerdil coklat, yang atmosfernya dipanaskan dari 700 hingga 1300 K. Garisan metana banyak terdapat dalam spektrumnya, oleh itu badan ini sering disebut kerdil metana (inilah sebenarnya Gliese 229 B).
"Pada akhir 1990-an, kami telah mengumpulkan banyak informasi mengenai spektrum bintang-bintang yang samar-samar, termasuk kerdil coklat," kata ahli astronomi Caltech, Davey Kirkpatrick, anggota pasukan yang memulakan kelas baru, kepada PM. - Ternyata mereka memiliki sejumlah fitur yang tidak pernah dihadapi sebelumnya. Tanda spektrum vanadium dan oksida titanium, khas dari kerdil M merah, hilang, tetapi garis logam alkali - natrium, kalium, rubidium dan cesium - muncul. Oleh itu, kami memutuskan bahawa klasifikasi Harvard harus diperluas. Pertama, kelas L ditambahkan, saya yang mencadangkan surat ini - kerana belum ada yang disenaraikan. Walau bagaimanapun, Gliese 229 B tidak memenuhi kelas L kerana kehadiran metana. Saya terpaksa menggunakan satu lagi huruf percuma - T, jadi kelas T muncul."
Kemungkinan besar, ini tidak akan berakhir di sana. Telah dicadangkan untuk memperkenalkan kelas y, yang dikhaskan untuk kerdil coklat ultrasold hipotetis yang dipanaskan di bawah 600K. Spektrum mereka juga harus mempunyai ciri khas, seperti garis penyerapan ammonia yang jelas (dan pada suhu di bawah 400 K, wap air juga akan muncul). Oleh kerana semua kerdil coklat ditakdirkan untuk menyejuk, badan kelas-y mesti ada, walaupun belum ditemukan. Ada kemungkinan ia akan dibuka setelah pelancaran teleskop inframerah webb james gergasi, yang akan masuk ke angkasa pada tahun 2014. Mungkin juga balai cerap ini akan menjumpai planet-planet dalam kerdil coklat, keberadaannya, pada dasarnya, dapat diterima. Terdapat banyak perkara menarik yang menanti para astronom di hadapan.
Alexey Levin
