-
Астрономы создали карту погоды одного из коричневых карликов
http://kosmos-x.net.ru/news/astronomy_sozdali_kartu_pogody_odnogo_iz_korichnevykh_karlikov/2014-01-30-2836 (http://kosmos-x.net.ru/news/astronomy_sozdali_kartu_pogody_odnogo_iz_korichnevykh_karlikov/2014-01-30-2836)
Астрономы из Европейской южной обсерватории построили первую в истории астрономии "карту погоды" на поверхности ближайшего к нашей планете коричневого карлика WISE J104915.57-531906.1B (Luhman 16B). Об этом сообщается на сайте обсерватории.
(http://sdnnet.ru/images/uploads/o_887871.jpg)
Luhman 16B, обнаруженный в начале прошлого года, взаимодействует с другим коричневым карликом Luhman 16A. На данный момент, это самая близкая система, состоящая из двух коричневых карликов: они располагаются на расстоянии всего 6 световых лет от Солнца в созвездии Парус.
Коричневые карлики представляют собой газовые шары массой, как правило, в десятки раз больше, чем у самой большой планеты нашей Солнечной системы - Юпитера. Подобные объекты образуются по тому же сценарию, что и звезды: в результате сжатия газопылевого облака под воздействием собственной гравитации. Как и в других звёздах, в коричневых карликах могут протекать термоядерные процессы, но их масса всё же слишком мала, чтобы начать реакцию превращения атомов водорода в атомы гелия, являющуюся главным условием для жизни полноценной звезды.
Что же натолкнуло астрономов на это исследование? Luhman 16B, который тусклее своего соседа, через каждые несколько часов меняет свою яркость. Именно эта особенность навела ученых на мысль: можно ли разглядеть детали этого объекта?
Для изучения коричневого карлика астрономы использовали телескоп VLT (Very Large Telescope). Таким образом, было проведено несколько серий съемок, и оказалось, что на полученных снимках можно не только рассмотреть детали, но и составить карту темных и светлых областей этого объекта.
"Уже на более ранних стадиях наблюдений следовало, что у коричневых карликов может быть пятнистая поверхность, но теперь мы смогли построить карту этих пятен. Скоро мы сможем наблюдать формирование, развитие и рассеяние облачных структур на этом коричневом карлике, так что, в конце концов "экзометеорологи" смогут предсказать, облачное или ясное небо будет ждать того, кто захочет посетить Luhman 16B”, - сказал ведущий автор исследования Иен Кроссфилд (Ian Crossfield) из Института Астрономии им. Макса Планка (Гейдельберг, Германия).
Для создания карты астрономы разработали специальный метод, который заключается в комбинировании данных наблюдений изменений яркости, а также движения темных и светлых деталей на поверхности.
Известно, что атмосферы коричневых карликов имеют схожие черты с атмосферой некоторых экзопланет. Следовательно, изучая атмосферу коричневых карликов, подобных Luhman 16B ученые могут одновременно получать сведения и об атмосферах экзопланет.
"Наша карта коричневого карлика делает нас ближе к пониманию погодных процессов на планетах вокруг других звезд. Мне с раннего детства нравилось рассматривать карты, они казались мне очень красивыми и приносящими огромную пользу. И вот теперь мы составляем карты поверхности тел, лежащих за пределами Солнечной системы – это здорово!”, - заключает Кроссфилд.
Напомним, что Luhman 16B - не единственный коричневый карлик, с помощью которого планируют изучать экзопланеты. Так, на расстоянии 97 световых лет от Солнца расположен HD 19467 B. Недавно астрономы смогли получить его фотографию в оптическом диапазоне.
http://www.bolshoyforum.com/forum/index.php?topic=1044.msg26699#msg26699
-
Коричневый карлик "HD 19467 B" может быть лабораторией для исследования экзопланет
http://kosmos-x.net.ru/news/korichnevyj_karlik_hd_19467_b_mozhet_byt_laboratoriej_dlja_issledovanija_ehkzoplanet/2014-01-21-2818 (http://kosmos-x.net.ru/news/korichnevyj_karlik_hd_19467_b_mozhet_byt_laboratoriej_dlja_issledovanija_ehkzoplanet/2014-01-21-2818)
Астрономы, работающие с обсерваторией Кека, опубликовали фотографию коричневого карлика, который может послужить лабораторией для исследования экзопланет.
(http://kosmos-x.net.ru/_nw/28/39130632.jpg)
Система HD 19467. Фото: CREPP ET AL. 2014, APJ
Фотография была получена с помощью инструмента NIRC2 (the Near-Infrared Camera, second generation), установленного на телескопе Keck II. На снимке представлено изображение звезды HD 19467, расположенной в центре и коричневого карлика HD 19467 B, который отмечен стрелкой.
Коричневые карлики представляют собой газовые шары массой, как правило, в десятки раз больше, чем у самой большой планеты нашей Солнечной системы - Юпитера. Подобные объекты образуются по тому же сценарию, что и звезды: в результате сжатия газопылевого облака под воздействием собственной гравитации. Как и в других звёздах, в коричневых карликах могут протекать термоядерные процессы, но их масса всё же слишком мала, чтобы начать реакцию превращения атомов водорода в атомы гелия, являющуюся главным условием для жизни полноценной звезды.
Подобные недозвезды интересуют ученых, поскольку позволяют им лучше понять процессы рождения звезд, однако теперь, с их помощью можно исследовать и экзопланеты.
Коричневый карлик спектрального класса "Т" является спутником солнцеподобной звезды, расположенной на расстоянии около 97 световых лет от нашей планеты. Он тусклее материнской звезды в 100 тысяч раз, а наблюдения за карликом, проводимые с 1996 года, позволили сказать, что он притягивается более массивной звездой. Возраст карлика точно не определен, однако составляет 4,3-9 миллиардов лет, а масса равна 56-67 массам Юпитера.
Известно, что ученые могут многое сказать по спектру небесного объекта. И спектр, который излучают звезды, легко поддается исследованию, однако спектры экзопланет уловить трудно. По мнению ученых, исследование коричневых карликов, таких как HD 19467 B, может быть шагом на пути к более полному пониманию экзопланет. Об этой идее рассказал Джастин Р. Крепп (Justin R. Crepp), профессор физики Нотр-Даммского Университета, руководитель исследовательской группы.
"Этот объект является старым и холодным, и в конечном счете он примет много внимания, как один из самых хорошо и тщательно изученных коричневых карликов, обнаруженных на сегодняшний день. Учитывая продолжающиеся последующие наблюдения, мы можем использовать его в качестве лаборатории для проверки теоретических атмосферных моделей. В конце концов, мы хотим получить непосредственные изображения и спектры планет земного типа. Затем, из спектра, мы должны быть в состоянии сказать, из чего планета состоит, какая у неё масса, радиус, возраст и т.д., в основном определить все соответствующие физические свойства".
http://www.bolshoyforum.com/forum/index.php?topic=1044.msg26699#msg26699
-
Кори́чневые или бу́рые ка́рлики («субзвёзды» или «химические звёзды») — субзвёздные объекты (с массами в диапазоне 0,012-0,0767 массы Солнца, или, соответственно, от 12,57 до 80,35 массы Юпитера). Так же как и в звёздах, в них идут термоядерные реакции ядерного синтеза на ядрах лёгких элементов (дейтерия, лития, бериллия, бора), но, в отличие от звёзд главной последовательности, вклад в тепловыделение таких звёзд ядерной реакции слияния ядер водорода (протонов) незначителен, и, после исчерпания запасов ядер лёгких элементов, термоядерные реакции в их недрах прекращаются, после чего они относительно быстро остывают, превращаясь в планетоподобные объекты, т. е. такие звёзды никогда не находятся на главной последовательности Герцшпрунга—Рассела. В коричневых карликах, в отличие от звёзд главной последовательности, также отсутствуют шаровые слои лучистого переноса энергии — теплоперенос в них осуществляется только за счёт турбулентной конвекции, что обуславливает однородность их химического состава по глубине.
Коричневые карлики были первоначально названы чёрными карликами, и классифицировались как тёмные субзвёздные объекты, свободно плавающие в космическом пространстве и имеющие слишком малую массу, чтобы поддерживать стабильную термоядерную реакцию. В настоящее время понятие чёрный карлик имеет совсем другое значение.
В ранних моделях строения звёзд считалось, что для протекания термоядерных реакций масса звезды должна быть хотя бы в 80 раз больше массы Юпитера (или 0,08 массы Солнца). Гипотеза о существовании плотных звездоподобных объектов с массой меньше указанной (коричневые карлики) была выдвинута в начале 60-х годов XX века. Считалось, что образование их протекает во многом подобно образованию обычных звёзд, но обнаружить их очень сложно, так как они практически не испускают видимого света. Наиболее сильное излучение коричневых карликов наблюдается в инфракрасном диапазоне.
Но на протяжении нескольких десятилетий наземные телескопы, работающие в этом диапазоне, имели слишком низкую чувствительность и, поэтому, были неспособны обнаружить коричневые карлики. Позднее было выдвинуто предположение, что в зависимости от компонентов, участвующих в формировании звезды, критическая масса, необходимая для протекания такого же как и в обычной звезде термоядерного синтеза гелия с участием водорода, составляет 75 масс Юпитера. Субзвёздные объекты, достаточно быстро сформировавшиеся сжатием туманности, могут иметь массу меньше 13 масс Юпитера. В них вообще исключено протекание каких-либо термоядерных реакций.
С 1995 года, когда было впервые подтверждено существование коричневого карлика, было найдено более сотни подобных объектов. Считается, что они составляют большинство космических объектов в Млечном Пути. Самые ближайшие из них к Земле — два карлика в системе Луман 16, находящиеся на расстоянии 6,5 световых лет от Солнца в созвездии Паруса, одиночный карлик WISE 1506+7027 в созвездии Малая Медведица (11,1 св. лет), обращающиеся друг вокруг друга компоненты B и C в тройной системе ε Индейца (12 св. лет), коричневый карлик в двойной системе SCR 1845-6357 в созвездии Павлина (12,6 св. лет) и UGPS 0722-05 в созвездии Единорога (13,4 св. лет).
В 2006 году, при наблюдении за зоной интенсивного звёздообразования в Туманности Ориона, впервые удалось непосредственно измерить массы двух коричневых карликов в затменно-переменной двойной системе, которые оказались равны 5,5 % и 3,5 % от массы Солнца.
-
Различия между тяжёлыми коричневыми карликами и лёгкими звёздами
Литий: Коричневые карлики, в отличие от звёзд с малой массой, содержат литий[8]. Это происходит из-за того, что звёзды, имеющие достаточную для термоядерных реакций температуру, быстро исчерпывают свои первоначальные запасы лития. При столкновении ядра лития-7 и свободного протона образуются два ядра гелия-4. Температура, необходимая для этой реакции, немного ниже, чем температура, при которой возможен термоядерный синтез с участием водорода. Конвекция в звёздах является причиной полного истощения запасов лития, который из холодных наружных слоёв постепенно попадает в горячие внутренние и там сгорает. Следовательно, наличие литиевых линий в спектрах кандидатов на коричневые карлики является хорошим признаком их субзвёздной структуры. Такой подход к различению коричневых карликов и звёзд с малой массой впервые был предложен Рафаэлем Реболо и его коллегами и получил название «литиевый тест».
В то же время, литий присутствует в составе очень молодых звёзд, не успевших ещё сжечь его. Более тяжёлые звёзды, такие как наше Солнце, содержат литий в верхних слоях атмосферы, которые слишком холодны для реакций с его участием. Но такие звёзды легко отличимы от коричневых карликов по размеру.
С другой стороны, тяжёлые коричневые карлики (порядка 65—80Mj ) способны истощить запасы лития в начальные периоды своей жизни, то есть примерно за полмиллиарда лет. Таким образом, «литиевый тест» не совершенен.
Метан: В отличие от звёзд, некоторые коричневые карлики на заключительном периоде своего существования достаточно холодны, чтобы за долгое время накопить в своей атмосфере обозримое количество метана. Примером может служить Gliese 229.
Яркость: Звёзды главной последовательности, остывая, в конечном итоге достигают минимальной яркости, которую они могут поддерживать стабильными термоядерными реакциями. Это значение яркости в среднем составляет минимум 0,01 % яркости Солнца. Коричневые карлики остывают и тускнеют постепенно на протяжении своего жизненного цикла. Достаточно старые карлики становятся слишком тусклыми, чтобы считаться звёздами.
Различия между малыми коричневыми карликами и большими планетами
Отличительным свойством коричневых карликов является то, что они имеют радиус, приблизительно равный радиусу Юпитера. В массивных коричневых карликах (60-80Mj ) определяющую роль, как и в белых карликах, играет давление вырожденного электронного газа (ферми-газа). Объём лёгких коричневых карликов (1-10Mj ) определяется действием закона Кулона. Результатом всего этого является то, что радиусы коричневых карликов различаются всего на 10-15 % для всего диапазона масс. Из-за этого отличить их от планет достаточно трудно.
Кроме того, многие коричневые карлики не способны поддерживать термоядерные реакции. Лёгкие (до 13MJ ) — слишком холодны и в них невозможны даже реакции с участием дейтерия, а тяжёлые (более 60Mj ) остывают слишком быстро (приблизительно за 10 миллионов лет) и тем самым теряют способность к термоядерному синтезу. Но всё же существуют способы отличить коричневый карлик от планеты:
Измерение плотности. Все коричневые карлики имеют приблизительно одинаковый радиус и объём. Следовательно, объект с массой более 10Mj скорее всего не является планетой.
Наличие рентгеновского и инфракрасного излучения. Некоторые коричневые карлики излучают в рентгеновском диапазоне. Все «тёплые» карлики излучают в красном и инфракрасном диапазонах, пока не остынут до температуры, сопоставимой с планетарной (до 1000 K).
-
Спектральные классы коричневых карликов
Коричневые карлики, несмотря на то, что неспособны поддерживать термоядерные реакции в течение миллионов или миллиардов лет так, как это делают звёзды, в какой-то момент жизни всё же это делают. Температура поверхности коричневых карликов варьирует в зависимости от массы и возраста коричневого карлика от планетной до температуры звёзд нижнего класса класса M. Поэтому для коричневых карликов были выделены специальные спектральные классы: L и T. В качестве теории выделялся ещё более холодный спектральный класс Y, позднее были обнаружен ряд объектов, соответствующих этому классу[14]. Спектральный класс коричневых карликов постепенно сдвигается в сторону более холодного: коричневые карлики остывают, причём чем более массивен коричневый карлик, тем медленнее он остывает.
Спектральный класс M
Массивные коричневые карлики, близкие к красным карликам, на ранних стадиях после формирования могут иметь спектральный класс, начиная с M6.5 и позднее. Постепенно, как правило, они остывают, переходя в класс L.
Спектральный класс L
Главной особенностью спектрального класса M, самого холодного спектрального класса звёзд главной последовательности, является наличие полос поглощения таких соединений, как оксид титана (II) и оксид ванадия (II). Тем не менее после обнаружения коричневого карлика GD 165B, который, в свою очередь, вращается вокруг белого карлика GD 165, было установлено, что спектр его не имеет в себе линий поглощения данных соединений. Последующие исследования спектра дали возможность выделить новый спектральный класс L. В плане спектральных линий он совсем не похож на M. В красном оптическом спектре линии оксидов титана и ванадия всё ещё были сильны, но также были и сильные линии гидридов металлов, например FeH, CrH, MgH, CaH. Также были сильные линии щелочных металлов и йода.
По данным на апрель 2005 года, было обнаружено уже свыше 400 карликов класса L.
Спектральный класс T
GD 165 B является прототипом L-карликов. Аналогично, коричневый карлик Глизе 229 B является прототипом второго нового спектрального класса, который назвали T-карликом. В то время как в ближнем инфракрасном (БИК) диапазоне спектра L-карликов преобладают полосы поглощения воды и монооксида углерода (CO), в БИК-спектре Глизе 229 B доминируют полосы метана (CH4). Подобные характеристики до этого вне Земли были обнаружены только у газовых гигантов Солнечной системы и спутника Сатурна Титана. В красной части спектра вместо полос FeH и CrH, характерных для L-карликов, наблюдаются спектры щелочных металлов — натрия и калия.
Эти различия позволили ввести отдельный спектральный класс T, в первую очередь на основе линий метана. Из-за наличия метана в составе звезды этот класс также называют иногда «метановыми карликами».
Согласно теории, L-карликами могут являться очень маломассивные звёзды и массивные коричневые карлики. T-карликами могут являться только сравнительно маломассивные коричневые карлики. Масса T-карлика обычно не превышает 7 % от массы Солнца или 70 масс Юпитера. По своим свойствам карлики класса T схожи с газовыми планетами-гигантами. Температура их поверхности составляет порядка 700—1300 К. На ноябрь 2010 года обнаружено порядка 200 коричневых карликов спектрального класса T.
Благодаря влиянию спектра молекулярных соединений и спектров натрия и калия, которые сильно выделяют также зелёную часть спектра T-карликов, наблюдатель бы увидел такой объект не бурым, а скорее розовато-синим. В ноябре 2010 года была впервые обнаружена двойная система, состоящая из «метанового карлика» ULAS 1459+0857 и белого карлика LSPM 1459+0857.
-
Спектральный класс Y
Этот спектральный класс долгое время существовал только в теории. Он был смоделирован для ультра-холодных коричневых карликов. Температура поверхности коричневых карликов теоретически должна была быть ниже 700 K (или 400 °C), что делало такие коричневые карлики невидимыми в видимом диапазоне, а также существенно более холодными, чем «горячие юпитеры».
В 2011 году группа американских учёных заявила[20] об обнаружении коричневого карлика с температурой поверхности 97±40 °C[21]. Но данные о CFBDSIR 1458+10 B пока не напечатаны в рецензируемом журнале.
Другие холодные коричневые карлики: (CFBDS J005910.90-011401.3, ULAS J133553.45+113005.2 и ULAS J003402.77−005206.7) имеют температуру поверхности 500—600 К (200—300 °C) и относятся к спектральному классу Т9. Спектр их поглощения — на уровне длины волны в 1,55 мкм (инфракрасная область).
В августе 2011 года американские астрономы сообщили об открытии семи ультрахолодных коричневых карликов, эффективные температуры которых лежат в диапазоне 300—500 К: WISE J014807.25−720258.8, WISE J041022.71+150248.5, WISE J140518.40+553421.5, WISE J154151.65−225025.2, WISE J173835.52+273258.9, WISE J1828+2650 и WISE J205628.90+145953.3. Из них только WISE J0148−7202, был отнесён к классу Т9.5, а остальные — Y классу. Температура WISE J1828+2650 ~ 25 °C, а коричневый карлик WISE 1541-2250, находящийся в 9 световых годах от Солнца (2,8+1,3−0,6 парсек), может отодвинуть красный карлик Ross 154 с седьмого на восьмое место в списке ближайших с Солнцу звёздных систем.
Основным критерием, который отделяет спектральный класс Т от Y, считается наличие полос поглощения аммиака в спектре. Однако сложно идентифицировать, есть ли там эти полосы или нет, так как поглощать могут также такие вещества как метан и вода.
http://www.bolshoyforum.com/forum/index.php?topic=1044.msg26699#msg26699
-
Cудьба звезды целиком зависит от размера, а точнее от массы. Звезды гиганты в своей эволюции превращаются или в черные дыры или в нейтронные звезды. Звезды размером немного более Солнца по массе и менее в процессе своей эволюции в конце концов превращаются в карликов, а затем умирают. Жизнь массивной звезды в тысячи раз короче, чем карликовой. Чтобы удержать собственное тело от гравитационного коллапса, звездам-тяжеловесам приходится раскаляться до высокой температуры — сотен миллионов градусов в центре. Термоядерные реакции идут в них очень интенсивно, что приводит к колоссальной мощности излучения и быстрому сгоранию «топлива». Массивная звезда растрачивает всю энергию за несколько миллионов лет, а экономные карлики, медленно тлея, растягивают свой термоядерный век на десятки и более миллиардов лет. Однако это лишь половина ответа на вопрос, почему гиганты встречаются в космосе так редко. А вторая половина состоит в том, что массивные звезды рождаются намного реже, чем карликовые. На сотню новорожденных звезд типа нашего Солнца появляется лишь одна звезда с массой раз в 10 больше, чем у Солнца. Причину этой «экологической закономерности» астрофизики пока не разгадали. Оказывается, что самыми большими долгожителями среди звезд являются карлики - красные карлики. Однако более маленькие карлики коричневые или бурые не могут быть полноценными звездами, и поэтому они относительно недолговечны. Однако не исключена возможность, что в процессе своей эволюции красные карлики уже исчерпали все свои ресурсы и перешли в стадию отмирания, в которой отличить их от коричневых карликов очень и очень сложно, поскольку они потеряв к тому же и определенную часть своей массы вполне способны за десятки триллионов лет по градации масс и светимости перейти из разряда красных карликов в разряд коричневых или бурых. Однако этот случай соответствует максимальному возможному возрасту для всех звезд во вселенной. Если существуют подобные коричневые карлики, то это означает, что наша вселенная существует больше ста триллионов лет, а это означает, что вся современная космология расширяющейся вселенной вместе с большим взрывом несостоятельна, а общая теория относительности неверна, поскольку она не допускает существования вечной и бесконечной вселенной, в которой только и могут существовать звезды возрастом более ста триллионов лет.
-
Звезды - карлики.
Жёлтый карлик — тип небольших звёзд главной последовательности спектрального класса G, имеющих массу от 0,8 до 1,2 массы Солнца.
Оранжевый карлик — тип небольших звёзд главной последовательности спектрального класса K, имеющих массу от 0,5 до 0,8 массы Солнца и более продолжительное время жизни.
Красный карлик — маленькая и относительно холодная звезда главной последовательности, имеющая спектральный класс М. Они довольно сильно отличаются от других звёзд. Диаметр и масса красных карликов не превышает трети солнечной (нижний предел массы — 0,0767 солнечной, за этим идут коричневые карлики).
Голубой карлик — гипотетический тип звёзд эволюционирующий из красных карликов перед выгоранием всего водорода, а после предположительно эволюционирующий в белых карликов.
Белый карлик — проэволюционировавшие звёзды с массой, не превышающей предел Чандрасекара, лишённые собственных источников термоядерной энергии. Имеют спектральный класс DA.
Чёрный карлик — остывшие и вследствие этого не излучающие (или слабоизлучающие) в видимом диапазоне белые карлики. Представляет собой конечную стадию эволюции белых карликов в отсутствие аккреции. Массы чёрных карликов, подобно массам белых карликов, ограничиваются сверху пределом Чандрасекара.
Коричневый карлик — субзвёздные объекты (с массами в диапазоне 12,57—80,35 масс Юпитера, что соответствует 0,012—0,0767 массам Солнца), в недрах которых, в отличие от звёзд главной последовательности, не происходит реакции термоядерного синтеза c превращением водорода в гелий (цикл Бете).
Субкори́чневые ка́рлики или кори́чневые субка́рлики — холодные образования, по массе лежащие ниже предела коричневых карликов. Их в большей мере принято считать планетами.
(http://galspace.spb.ru/indvop.file/55.file/4.jpg)
В 1910 году датский астроном Эйнар Герцшпрунг и американец Генри Рассел предложили использовать для классификации звезд диаграмму в координатах "светимость" (абсолютная звездная величина) - "спектральный класс" (температура поверхности, цвет). Все известные звезды на диаграмме Герцшпрунга-Рассела объединяются в несколько спектральных классов с учетом светимости (Йеркская классификация, или МКК, по фамилиям разработавших ее астрономов - Уильяма Моргана, Филиппа Кинана и Эдит Келлман). Современная классификация выделяет на диаграмме Герцшпрунга-Рассела восемь основных групп. Класс 0 - это гипергиганты, массивные и очень яркие звезды, превышающие Солнце по массе в 100-200 раз, а по светимости - в миллионы и десятки миллионов. Класс Iа и Ib - это сверхгиганты, в десятки раз массивнее Солнца и в десятки тысяч раз превосходящие его по светимости. Класс II - яркие гиганты, занимающие промежуточное положение между сверхгигантами и гигантами, которые относятся к классу III. Класс V - это "главная последовательность" [карлики], на которой лежит большинство звезд, в том числе и наше Солнце. Когда звезда "главной последовательности" исчерпает свой запас водорода и в ее ядре начнется горение гелия, она станет субгигантом, перейдя в класс IV. Чуть ниже "главной последовательности" лежит класс VI - субкарлики. А к классу VII относятся компактные белые карлики, конечная стадия эволюции звезд, не превышающих по массе предел Чандрасекара.
-
Жёлтый карлик
Жёлтый карлик — тип небольших звёзд главной последовательности, имеющих массу от 0,8 до 1,2 массы Солнца и температуру поверхности 5000—6000 K. Соответственно своему названию, по результатам фотометрии они имеют жёлтый цвет, хотя субъективно их цвет воспринимается человеком как наиболее чистый белый (более горячие звёзды будут восприниматься человеком как голубоватые или голубые). Основным источником их энергии является термоядерный синтез гелия из водорода. Самым известным жёлтым карликом является Солнце. Другие известные звёзды: Эпсилон Эридана, Альфа Центавра А, Альфа Северной Короны В, Тау Кита.
Температура поверхности жёлтых карликов составляет 5000—6000 K, их спектральные классы G0V—G9V. Характеристика спектра: линии H и K кальция интенсивны; линия 4226 Ǻ и линия железа довольно интенсивны; многочисленные линии металлов; линии водорода слабеют к классу K; интенсивна полоса G.
Время жизни жёлтого карлика составляет в среднем 10 миллиардов лет. После того, как сгорает весь запас водорода, звезда во много раз увеличивается в размере и превращается в красный гигант. Примером такого типа звёзд может служить Альдебаран. Красный гигант выбрасывает внешние слои газа, образуя тем самым планетарные туманности, а ядро коллапсирует в маленький, плотный белый карлик.
-
Оранжевый карлик
Оранжевый карлик — звезда главной последовательности спектрального класса K и класса светимости V. Это звёзды, занимающие промежуточное положение между красными карликами главной последовательности класса M и жёлтыми карликами класса G. Оранжевые карлики имеют массы от 0,5 до 0,8 солнечных масс и эффективную температуру 3900-5200 K.
Средняя светимость оранжевых карликов — от 0,1 до 0,6 солнечных светимостей. Типичные оранжевые карлики — Альфа Центавра B и Эпсилон Индейца.
Оранжевые карлики представляют интерес в поиске внеземных цивилизаций (SETI), поскольку они стабильны на главной последовательности 15—30 миллиардов лет (это в 1,5-3 раза дольше подобного срока для такой звезды, как Солнце). Причиной этому является более полное расходование водорода, чем на Солнце, а также меньшая светимость. Эти факторы способствуют поддержанию постоянных условий при формировании планет и жизни на планетах. После главной последовательности оранжевые карлики также расширяются до красного гиганта и сбрасывают оболочки с образованием белого карлика, но эти процессы происходят заметно медленнее, чем на Солнце.
-
Красный карлик
Кра́сный ка́рлик — согласно диаграмме Герцшпрунга — Рассела, маленькая и относительно холодная звезда главной последовательности, имеющая спектральный класс М или верхний К.
(http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/5/5b/M6v-spectre.png)
Спектр звезды класса M6V
Красные карлики довольно сильно отличаются от других звёзд. Диаметр и масса красных карликов не превышает трети солнечной (нижний предел массы — 0,0767 солнечной, за этим идут коричневые карлики). Температура поверхности красного карлика достигает 3500 К, что сравнимо с температурой спирали лампы накаливания, поэтому вопреки своему названию красные карлики, аналогично лампам, испускают свет не красного, а скорее охристо-желтоватого оттенка. Звезды этого типа испускают очень мало света, иногда в 10 000 раз меньше Солнца. Из-за низкой скорости сгорания водорода красные карлики имеют очень большую продолжительность жизни — от десятков миллиардов до десятков триллионов лет (красный карлик с массой в 0,1 массы Солнца будет гореть 10 триллионов лет). В красных карликах невозможны термоядерные реакции с участием гелия, поэтому они не могут превратиться в красные гиганты. Со временем они постепенно сжимаются и всё больше нагреваются, пока не израсходуют весь запас водородного топлива, и постепенно превращаются в голубые карлики, а затем — в белые карлики с гелиевым ядром.
Спектральный класс; Радиус-R/R☉; Масса-M/M☉; Светимость-L/L☉; Температура-K;
O2 16 158 2 000 000 54 000
O5 14 58 800 000 46 000
B0 5,7 16 16 000 29 000
B5 3,7 5,4 750 15 200
A0 2,3 2,6 63 9600
A5 1,8 1,9 24 8700
F0 1,5 1,6 9,0 7200
F5 1,2 1,35 4,0 6400
G0 1,05 1,08 1,45 6000
G2 1,0 1,0 1,0 5700
G5 0,98 0,95 0,70 5500
K0 0,89 0,83 0,36 5150
K5 0,75 0,62 0,18 4450
M0 0,64 0,47 0,075 3850
M5 0,36 0,25 0,013 3200
M8 0,15 0,10 0,0008 2500
M9.5 0,10 0,08 0,0001 1900
-
Красные карлики — самые распространённые объекты звёздного типа во Вселенной. Проксима Центавра, ближайшая звезда к Солнцу — красный карлик (спектральный класс M5,5Ve; звёздная величина 11,0m), как и двадцать из следующих тридцати ближайших звёзд. Однако из-за их низкой яркости они мало изучены.
Проблема первичных красных карликов
Одна из загадок астрономии — слишком малое количество красных карликов, совсем не содержащих металлов. Согласно модели Большого взрыва, первое поколение звёзд должно было содержать только лишь водород и гелий (и совсем небольшое количество лития). Если в числе этих звёзд были красные карлики, то они должны наблюдаться сегодня, чего не происходит. Общепринятое объяснение заключается в том, что звезды с малой массой не могут сформироваться без тяжёлых элементов. Так как в лёгких звёздах протекают термоядерные реакции с участием водорода в присутствии металлов, то ранняя протозвезда с малой массой, лишённая металлов, не в состоянии «зажечься» и вынуждена оставаться газовым облаком до тех пор, пока не получит больше материи. Всё это служит поддержкой теории о том, что первые звёзды были очень массивными и вскоре погибли, выбросив большое количество металлов, необходимых для формирования лёгких звёзд.
Правда альтернативное обьяснение основывается на вечности и бесконечности вселенной. Откуда просто следует что среди звезд красных карликов подавляющее большинство имеет очень солидный возраст - то-есть большинство звезд во вселенной старше большого взрыва и расширяющейся вселенной.
Жизнь на планетах у красных карликов
Термоядерные реакции красных карликов «экономны» — нуклеосинтез в недрах этих звёзд проходит медленно (это связано с массой звезды, её размерами и т. д.). Поэтому жизненный цикл красных карликов в сотни раз длиннее, чем у звёзд таких как Солнце. Если на какой-нибудь планете возле красного карлика возникла простейшая жизнь, то вероятность, что она разовьётся во что-нибудь интересное — несравненно выше, чем у таких недолговечных звёзд, как Солнце. Это связано с тем, что для развития высокоорганизованной жизни требуются миллиарды лет эволюции.
Экзопланеты
В 2005 году были обнаружены экзопланеты, обращающиеся вокруг красных карликов. По размеру одна из них сопоставима с Нептуном (около 17 масс Земли). Эта планета вращается на расстоянии всего в 6 миллионов километров от звезды, и поэтому должна иметь температуру поверхности около 150 °C, несмотря на низкую светимость звезды. В 2006 году была обнаружена планета земного типа. Она вращается вокруг красного карлика на расстоянии в 390 миллионов километров и температура её поверхности составляет −220 °C. В 2007 году были обнаружены планеты в обитаемой зоне красного карлика Глизе 581, в 2010 году обнаружена планета в обитаемой зоне у Глизе 876.
Проблемы, связанные с климатом планет
Поскольку красные карлики довольно тусклые, то эффективная земная орбита должна быть близкой к звезде. Но планета, расположенная слишком близко к звезде, становится постоянно обращённой к ней одной стороной. Данное явление называется орбитальным резонансом. Оно может вызвать разницу температур в разных полушариях (ночном и дневном), поскольку на дневном полушарии всегда тепло (может быть — очень жарко), а на ночном температура может приближаться к абсолютному нулю. Это, в свою очередь, может вызвать сильные ветры в атмосфере планеты.
Красные карлики во много крат активнее Солнца. Очень мощные вспышки могут быть губительными для возможной жизни на планете. Но магнитное поле планеты могло бы решить эту проблему — оно было бы барьером для радиации (как у Земли).
-
Голубой карлик
Голубые карлики — гипотетический класс звёзд, эволюционирующий из красных карликов, звёзд по массе меньших, чем Солнце (менее 0,5 масс Солнца и вплоть до минимального порога масс звёзд). Так как красные карлики сжигают водород медленно и являются полностью конвективными (что позволяет им использовать бо́льший процент водородного горючего, чем более массивные звёзды), в настоящее время ни один из красных карликов ещё не успел превратиться в голубого карлика. Существование этого класса звёзд следует из теоретических моделей.
От красных карликов отличаются более высокой температурой поверхности. Из-за небольшой массы красные карлики не могут стать красными гигантами (для этого требуется горение гелия, для чего необходима высокая температура в недрах, которую красные карлики не могут развить), вследствие чего вместо увеличения размеров при выгорании водорода увеличивается температура её поверхности.
Предполагается, что после израсходования всего водорода голубые карлики становятся белыми карликами.
PS. Основная проблема совремнной официозной космологии в том, что нет доказательств конечности вселенной в пространстве и времени, но они необходимы для ее правдоподобности. Следовательно необходимо придумать так, чтобы не было ни одного красного карлика, который уже успел бы дожить до конца своей эволюции, поскольку если бы это было установлено, то означало бы полный крах всей современной космологии и релятивисткой физики - вот и придумали голубых карликов, которых в природе нет. А вообще умирающие звезды должны светить очень мало, а следовательно быть или черными карликами или коричневыми, но допустить понимание этого нельзя, поскольку это будет полный крах современной космологии и торжество истины.
-
Гораздо ИНТЕРЕСНЕЕ тема: "С 1995 года, когда было впервые подтверждено существование коричневого карлика, было найдено более сотни подобных объектов. Считается, что они составляют большинство космических объектов в Млечном Пути." Если их, скажем, в тысячу раз больше, чем обычных звёзд, да ещё с учётом остывших красных карликов, вся эта невидимая составляющая может похоронить идею так называемой "тёмной материи".
Откуда такие сведения? Если можно ссылку - заранее благодарен - с уважением.
-
Коричневый карлик не всегда коричнев
http://compulenta.computerra.ru/universe/astronomy/10011368/
Звезда ULAS J222711-004547 спектрального класса L 7, что в созвездии Водолея, на вид не очень коричневая. И это не только выставляет в дурном свете её видовое название, но и рождает вопрос о том, чем всё это вызвано.
После первых наблюдений учёные, ведомые Федерико Марокко (Federico Marocco) из Хартфордширского университета (Великобритания), привлекли «Очень большой телескоп» Европейской южной обсерватории в Чили — но тщетно! Красный цвет так и не думал исчезать с лица этой недозвезды.
(http://compulenta.computerra.ru/upload/iblock/def/defd713619b820de848b01210ed76a74_resized_width_448ac8076db527058b8a66ff24df1845_500_q95.jpg)
Коричневый карлик с красной облачностью в представлении художника (здесь и ниже иллюстрации RAS).
Но почему? Нельзя сказать, что астрономы совсем ничего не знают о телах такого рода. Из-за отсутствия устойчивых термоядерных реакций в ядре подобные субзвёзды нельзя назвать «красными карликами»: последние значительно массивнее. Как и планеты-гиганты, коричневые карлики затянуты облаками, но, насколько было известно, красный цвет в их «палитре» не доминирует.
Как и на других коричневых карликах, в атмосфере ULAS J222711-004547 есть следы водяного пара, метана и, быть может, аммиака. Но при этом окраску своим облакам придают не они. Облачный слой расцвечен минеральной пылью — чем-то вроде энстатита или корунда. Высокая температура, без сомнения, объясняет присутствие последних в облаках, но почему этой пыли так много и почему размеры её частиц (0,5 мкм) совпадают с «габаритами» частиц глины, то есть непохожи на то, что зафиксировано в облаках других известных нам небесных тел?
(http://compulenta.computerra.ru/upload/iblock/536/536a5126cd4ba2fc030b3825b54670f7_resized_width_6ab711fd0fd74ce1ef7aae215ec25d82_500_q95.jpg)
Карлик спектрального класса L заметно краснее других подтипов коричневых карликов. Но ULAS J222711-004547 и на таком фоне выделяется.
Исследование подобной атмосферы не первое в списке наблюдений сравнительно красных коричневых карликов, однако столь радикальная краснота, как и обнаружение множества корундовых облаков, странно. И астрономы полагают, что регулярно отслеживая объект и колебания его светимости, вызванные погодными явлениями, смогут выяснить массу деталей того, как облака перемещаются на подобных телах и что именно обусловливает их необычную окраску, отличая от гигантских планет и прочих коричневых карликов.
Отчёт об исследовании опубликован в журнале Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, а его препринт стоит полистать на сайте arXiv.
Подготовлено по материалам Королевского астрономического общества.
-
Ученые нашли удивительную "планетозвезду"-изгоя в созвездии Водолея
http://ria.ru/studies/20131010/968958095.html
Астрономы обнаружили один из самых небольших и холодных коричневых карликов, или же относительно малую и молодую планету-"изгоя", наблюдая за ночным небом в созвездии Водолея при помощи орбитального телескопа WISE и наземного телескопа Pan-STARRS1.
(http://cdn5.img22.ria.ru/images/96886/76/968867696.jpg)
МОСКВА, 10 окт — РИА Новости. Европейские астрономы обнаружили в созвездии Водолея необычный и крайне тусклый объект, чьи малые размеры, низкая температура и свечение поверхности не позволяют однозначно отнести его к числу сверхмалых звезд — коричневых карликов или же признать его планетой-"изгоем", что еще больше размывает границы между звездами и планетами.
"Планеты, которые мы находим путем "прямых" наблюдений, крайне сложно изучать, так как они находятся очень близко к звездам. В случае с нашей находкой, PSO J318.5-22 не является спутником звезды, благодаря чему за ней гораздо проще наблюдать. Она поможет нам понять, что происходит внутри таких газовых гигантов, как Юпитер, во время их рождения", — заявил Найалл Дикон из Института астрономии в Гейдельберге (Германия).
Дикон и его коллеги обнаружили один из самых небольших и холодных коричневых карликов, или же относительно малую и молодую планету-"изгоя", наблюдая за ночным небом в созвездии Водолея при помощи орбитального телескопа WISE и наземного телескопа Pan-STARRS1. Выводы ученых были опубликованы в Astrophysical Journal Letters.
В процессе этих наблюдений астрономы обнаружили относительно тусклый и небольшой объект, едва заметный даже на снимках WISE. Изучив его характеристики, ученые выяснили, что они имеют дело с крайне необычным небесным телом, которое было в 6,5 раз тяжелее Юпитера и в десятки раз "горячее" его, с температурой поверхности в 886 градусов Цельсия.
По словам ученых, подобные характеристики, вкупе с относительной молодостью объекта, 12 миллионов лет, не позволяют однозначно отнести его как к числу крупных планет-"изгоев", или же посчитать особо тусклым и небольшим красным карликом.
Таким образом, граница между планетами и коричневыми карликами продолжает размываться. Вторым примером такого "пограничного объекта" может служить еще одно небесное тело, открытое недавно астрономами Института — OTS44 в созвездии Хамелеона, описание которого было опубликовано в журнале Astronomy & Astrophysics.
-
Астрономы открыли два древних коричневых карлика
http://kosmos-x.net.ru/news/astronomy_otkryli_dva_drevnikh_korichnevykh_karlika/2013-11-21-2674
Астрономы из университета Хартфордшира (Великобритания), анализирую собранные инфракрасным телескопом WISE данные, открыли два древних коричневых карлика, возраст которых составляет более 10 миллиардов лет.
(http://kosmos-x.net.ru/_nw/26/s29189608.jpg)
Коричневый карлик на фоне Млечного пути. Иллюстрация John Pinfield
Коричневые карлики представляют собой газовые шары массой, как павило, в десятки раз больше, чем у самой большой планеты нашей Солнечной системы - Юпитера. Подобные объекты образуются по тому же сценарию, что и звезды: в результате сжатия газопылевого облака под воздействием собственной гравитации. Как и в других звездах, в коричневых карликах могут протекать термоядерные процессы, но их масса все же слишком мала, чтобы начать реакцию превращения атомов водорода в атомы гелия, являющуюся главным условием для жизни полноценной звезды. Считается, что в нашей галактике может находиться около 70 миллиардов коричневых карликов. Так как подобные объекты имеют относительно низкую температуру, то и обнаружить их очень сложно.
Найденные коричневые карлики получили обозначение WISE 0013+0634 и WISE 0833+0052, один их них находится созвездии Рыбы, а второй в созвездии Гидры. Анализ инфракрасного излучения карликов показало, что они двигаются со скоростью 100-200 километров секунду, намного быстрее как обычных звезд, так и других известных коричневых карликов. Кроме того температура на их поверхности оказалась очень низкой для коричневых карликов: от 250 до 600 градусов Цельсия. Состоят они в основном из водорода, что впрочем не удивительно, так как карлики образовались в то время, когда в нашей Вселенной было еще мало тяжелых элементов - они просто не успели еще образоваться в термоядерных котлах звезд и в вспышках сверхновых.
-
Диаграмму "масса-светимость" хорошо рассмотрел? Место этого карлика внизу. Относительно возраста врут как всегда, нет у них методов определения. А насчет собственного вращения - нет проблем: вращается очень медленно из-за присутствия множества невидимых спутников как все звезды менее горячие чем звезды класса F5:
(http://s1.bild.me/bilder/030611/5772166i_040.png)
Курсы ликбеза для записных космологов дело просто необходимое.
-
Белый карлик
Бе́лые ка́рлики — проэволюционировавшие звёзды с массой, не превышающей предел Чандрасекара (максимальная масса, при которой звезда может существовать как белый карлик), лишённые собственных источников термоядерной энергии.
Белые карлики представляют собой компактные звёзды с массами, сравнимыми с массой Солнца, но с радиусами в ~100 и, соответственно, светимостями в ~10 000 раз меньшими солнечной. Плотность белых карликов составляет 105—109 г/см³, что почти в миллион раз выше плотности обычных звёзд главной последовательности. По численности белые карлики составляют, по разным оценкам, 3—10 % звёздного населения нашей Галактики.
Открытие белых карликов
В 1844 году директор Кёнигсбергской обсерватории Фридрих Бессель обнаружил, что Сириус, ярчайшая звезда неба, периодически, хотя и весьма слабо, отклоняется от прямолинейной траектории движения по небесной сфере. Бессель пришёл к выводу, что у Сириуса должен быть близкий спутник, причём период обращения обеих звёзд вокруг общего центра масс должен быть порядка 50 лет. Сообщение было встречено скептически, поскольку слабый спутник оставался ненаблюдаемым, а его масса должна была быть достаточно велика — сравнимой с массой Сириуса.
В январе 1862 года Альван Грэхэм Кларк, юстируя 18-дюймовый рефрактор, самый большой на то время телескоп в мире (Dearborn Telescope), впоследствии поставленный семейной фирмой Кларков в обсерваторию Чикагского университета, обнаружил в непосредственной близости от Сириуса тусклую звёздочку. Это был спутник Сириуса, Сириус B, предсказанный Бесселем. Температура поверхности Сириуса B составляет 25 000 K, что, с учётом его аномально низкой светимости, указывает на очень малый радиус и, соответственно, крайне высокую плотность — 106 г/см³ (плотность Сириуса ~0,25 г/см³, плотность Солнца ~1,4 г/см³). В 1917 году Адриан ван Маанен открыл следующий белый карлик — звезду ван Маанена в созвездии Рыб.
-
Парадокс плотности
В начале XX века Герцшпрунгом и Расселлом была открыта закономерность в отношении спектрального класса (то есть температуры) и светимости звёзд — диаграмма Герцшпрунга — Расселла (Г—Р диаграмма). Казалось, что всё разнообразие звёзд укладывается в две ветви Г—Р диаграммы — главную последовательность и ветвь красных гигантов. В ходе работ по накоплению статистики распределения звёзд по спектральному классу и светимости Расселл обратился в 1910 году к профессору Эдуарду Пикерингу. Дальнейшие события Расселл описывает так:
«Я был у своего друга … профессора Э. Пиккеринга с деловым визитом. С характерной для него добротой он предложил получить спектры всех звёзд, которые Хинкс и я наблюдали … с целью определения их параллаксов. Эта часть казавшейся рутинной работы оказалась весьма плодотворной — она привела к открытию того, что все звёзды очень малой абсолютной величины (то есть низкой светимости) имеют спектральный класс M (то есть очень низкую поверхностную температуру). Как мне помнится, обсуждая этот вопрос, я спросил у Пиккеринга о некоторых других слабых звёздах…, упомянув, в частности, 40 Эридана B. Ведя себя характерным для него образом, он тут же отправил запрос в офис (Гарвардской) обсерватории, и вскоре был получен ответ (я думаю, от миссис Флеминг), что спектр этой звезды — A (то есть высокая поверхностная температура). Даже в те палеозойские времена я знал об этих вещах достаточно, чтобы сразу же осознать, что здесь имеется крайнее несоответствие между тем, что мы тогда назвали бы „возможными“ значениями поверхностной яркости и плотности. Я, видимо, не скрыл, что не просто удивлён, а буквально сражён этим исключением из того, что казалось вполне нормальным правилом для характеристик звёзд. Пиккеринг же улыбнулся мне и сказал: „Именно такие исключения и ведут к расширению наших знаний“ — и белые карлики вошли в мир исследуемого»
Удивление Расселла вполне понятно: 40 Эридана B относится к относительно близким звёздам, и по наблюдаемому параллаксу можно достаточно точно определить расстояние до неё и, соответственно, светимость. Светимость 40 Эридана B оказалась аномально низкой для её спектрального класса — белые карлики образовали новую область на Г—Р диаграмме. Такое сочетание светимости, массы и температуры было непонятно и не находило объяснения в рамках стандартной модели строения звёзд главной последовательности, разработанной в 1920-х годах.
Высокая плотность белых карликов оставалась необъяснимой в рамках классической физики и астрономии и нашла объяснение лишь в рамках квантовой механики после появления статистики Ферми — Дирака. В 1926 году Фаулер в статье «Плотная материя» («On dense matter», Monthly Notices R. Astron. Soc. 87, 114—122) показал, что, в отличие от звёзд главной последовательности, для которых уравнение состояния основывается на модели идеального газа (стандартная модель Эддингтона), для белых карликов плотность и давление вещества определяются свойствами вырожденного электронного газа (ферми-газа).
Следующим этапом в объяснении природы белых карликов стали работы Якова Френкеля и Чандрасекара. В 1928 году Френкель указал, что для белых карликов должен существовать верхний предел массы, и в 1931 году Чандрасекар в работе «Максимальная масса идеального белого карлика» («The maximum mass of ideal white dwarfs», Astroph. J. 74, 81—82) показал, что существует верхний предел масс белых карликов, то есть эти звёзды с массой выше определённого предела неустойчивы (предел Чандрасекара) и должны коллапсировать.
Происхождение белых карликов
Решение Фаулера объяснило внутреннее строение белых карликов, но не прояснило механизм их происхождения. В объяснении генезиса белых карликов ключевую роль сыграли две идеи: мысль астронома Эрнста Эпика, что красные гиганты образуются из звёзд главной последовательности в результате выгорания ядерного горючего, и предположение астронома Василия Фесенкова, сделанное вскоре после Второй мировой войны, что звёзды главной последовательности должны терять массу, и такая потеря массы должна оказывать существенное влияние на эволюцию звёзд. Эти предположения полностью подтвердились.
-
Тройная гелиевая реакция и изотермические ядра красных гигантов
В процессе эволюции звёзд главной последовательности происходит «выгорание» водорода — нуклеосинтез с образованием гелия (см. цикл Бете). Такое выгорание приводит к прекращению энерговыделения в центральных частях звезды, сжатию и, соответственно, к повышению температуры и плотности в её ядре. Рост температуры и плотности в звёздном ядре ведёт к условиям, в которых активируется новый источник термоядерной энергии: выгорание гелия (тройная гелиевая реакция или тройной альфа-процесс), характерный для красных гигантов и сверхгигантов.
При температурах порядка 108 К кинетическая энергия ядер гелия становится достаточно высокой для преодоления кулоновского барьера: два ядра гелия (4He, альфа-частицы) могут сливаться с образованием нестабильного изотопа бериллия 8Be:
(http://upload.wikimedia.org/math/c/d/c/cdc87d310a94d32426c4f0b370e0d157.png)
Бо́льшая часть 8Be снова распадается на две альфа-частицы, но при столкновении 8Be с высокоэнергетической альфа-частицей может образоваться стабильное ядро углерода 12C:
(http://upload.wikimedia.org/math/0/1/8/018f8f97fab7de24ab9168dcaefcb840.png)+ 7,3 МэВ.
Несмотря на весьма низкую равновесную концентрацию 8Be (например, при температуре ~108 К отношение концентраций [8Be]/[4He] ~10−10), скорость такой тройной гелиевой реакции оказывается достаточной для достижения нового гидростатического равновесия в горячем ядре звезды. Зависимость энерговыделения от температуры в тройной гелиевой реакции чрезвычайно высока, так, для диапазона температур ~1—2·108 К энерговыделение :(http://upload.wikimedia.org/math/b/f/4/bf4a5c0354c4993f490d3cee098e6f82.png)
где Y— парциальная концентрация гелия в ядре (в рассматриваемом случае «выгорания» водорода близка к единице).
Следует, однако, отметить, что тройная гелиевая реакция характеризуется значительно меньшим энерговыделением, чем цикл Бете: в пересчёте на единицу массы энерговыделение при «горении» гелия более чем в 10 раз ниже, чем при «горении» водорода. По мере выгорания гелия и исчерпания источника энергии в ядре возможны и более сложные реакции нуклеосинтеза, однако, во-первых, для таких реакций требуются всё более высокие температуры, и, во-вторых, энерговыделение на единицу массы в таких реакциях падает по мере роста массовых чисел ядер, вступивших в реакцию.
Дополнительным фактором, по-видимому, влияющим на эволюцию ядер красных гигантов, является сочетание высокой температурной чувствительности тройной гелиевой реакции и реакций синтеза более тяжёлых ядер с механизмом нейтринного охлаждения: при высоких температурах и давлениях возможно рассеяние фотонов на электронах с образованием нейтрино-антинейтринных пар, которые свободно уносят энергию из ядра: звезда для них прозрачна. Скорость такого объёмного нейтринного охлаждения, в отличие от классического поверхностного фотонного охлаждения, не лимитирована процессами передачи энергии из недр звезды к её фотосфере. В результате реакции нуклеосинтеза в ядре звезды достигается новое равновесие, характеризующееся одинаковой температурой ядра: образуется изотермическое ядро (рис. 2).
(http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/7/75/Solar-type_Red_Giant_structure_RU.JPG/320px-Solar-type_Red_Giant_structure_RU.JPG)
В случае красных гигантов с относительно небольшой массой (порядка солнечной) изотермические ядра состоят, в основном, из гелия, в случае более массивных звёзд — из углерода и более тяжёлых элементов. Однако в любом случае плотность такого изотермического ядра настолько высока, что расстояния между электронами образующей ядро плазмы становятся соизмеримыми с их длиной волны Де Бройля L=h/(mv), то есть выполняются условия вырождения электронного газа. Расчёты показывают, что плотность изотермических ядер соответствует плотности белых карликов, то есть ядрами красных гигантов являются белые карлики.
(http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/5/58/WhiteDwarf.in.NGC6397.jpg/220px-WhiteDwarf.in.NGC6397.jpg)
Рис. 3. Популяция белых карликов в шаровом звёздном скоплении NGC 6397. Синие квадраты — гелиевые белые карлики, фиолетовые кружки — «нормальные» белые карлики с высоким содержанием углерода.
На фотографии шарового звёздного скопления NGC 6397 (рис. 3) идентифицируются белые карлики обоих типов: и гелиевые белые карлики, возникшие при эволюции менее массивных звёзд, и углеродные белые карлики — результат эволюции звёзд с большей массой.
-
Потеря массы красными гигантами и сброс ими оболочки
Ядерные реакции в красных гигантах происходят не только в ядре: по мере выгорания водорода в ядре, нуклеосинтез гелия распространяется на ещё богатые водородом области звезды, образуя сферический слой на границе бедных и богатых водородом областей. Аналогичная ситуация возникает и с тройной гелиевой реакцией: по мере выгорания гелия в ядре она также сосредотачивается в сферическом слое на границе между бедными и богатыми гелием областями. Светимость звёзд с такими «двухслойными» областями нуклеосинтеза значительно возрастает, достигая порядка нескольких тысяч светимостей Солнца, звезда при этом «раздувается», увеличивая свой диаметр до размеров земной орбиты. Зона нуклеосинтеза гелия поднимается к поверхности звезды: доля массы внутри этой зоны составляет ~70 % массы звезды. «Раздувание» сопровождается достаточно интенсивным истечением вещества с поверхности звезды, наблюдаются такие объекты как протопланетарные туманности (см. рис. 4).
(http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/7/71/Proto-Planetary.Nebula.HD44179.large.jpg/220px-Proto-Planetary.Nebula.HD44179.large.jpg)
Такие звёзды явно являются нестабильными, и в 1956 году астроном и астрофизик Иосиф Шкловский предложил механизм образования планетарных туманностей через сброс оболочек красных гигантов, при этом обнажение изотермических вырожденных ядер таких звёзд приводит к рождению белых карликов[9]. Точные механизмы потери массы и дальнейшего сброса оболочки для таких звёзд пока неясны, но можно предположить следующие факторы, способные внести свой вклад в потерю оболочки:
Из-за крайне высокой светимости существенным становится световое давление потока излучения звезды на её внешние слои, что, по расчётным данным, может привести к потере оболочки за несколько тысяч лет.
Вследствие ионизации водорода в областях, лежащих ниже фотосферы, может развиться сильная конвективная неустойчивость. Аналогичную природу имеет солнечная активность, в случае же красных гигантов мощность конвективных потоков должна значительно превосходить солнечную.
В протяжённых звёздных оболочках могут развиваться неустойчивости, приводящие к сильным колебательным процессам, сопровождающимся изменением теплового режима звезды. На рис. 4 наблюдаются волны плотности выброшенной звездой материи, которые могут быть следствиями таких колебаний.
У красных гигантов с «двуслойным» термоядерным источником, перешедших на поздней стадии своей эволюции на асимптотическую ветвь гигантов, наблюдаются термические пульсации, сопровождающиеся «переключением» водородного и гелиевого термоядерных источников и интенсивной потерей массы.
Так или иначе, но достаточно длительный период относительно спокойного истечения вещества с поверхности красных гигантов заканчивается сбросом его оболочки и обнажением его ядра. Такая сброшенная оболочка наблюдается как планетарная туманность (см. рис. 5). Скорости расширения протопланетарных туманностей составляют десятки км/с, то есть близки к значению параболических скоростей на поверхности красных гигантов, что служит дополнительным подтверждением их образования сбросом «излишка массы» красных гигантов.
(http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/b/b5/Planetary.Nebula.NGC3132.jpg/220px-Planetary.Nebula.NGC3132.jpg)
Сейчас предложенный Шкловским сценарий конца эволюции красных гигантов является общепринятым и подкреплён многочисленными наблюдательными данными.
-
Физика и свойства белых карликов
Как уже упоминалось, массы белых карликов составляют порядка солнечной, но размеры составляют лишь сотую (и даже меньше) часть солнечного радиуса, то есть плотность вещества в белых карликах чрезвычайно высока и составляет (http://upload.wikimedia.org/math/b/0/3/b03a0a83da2080d6cb92c15895491abc.png)г/см³. При таких плотностях электронные оболочки атомов разрушаются, и вещество представляет собой электронно-ядерную плазму, причём её электронная составляющая представляет собой вырожденный электронный газ. Давление такого газа подчиняется следующей зависимости:
(http://upload.wikimedia.org/math/c/c/8/cc846a2d9a0cc8df9412b4591043919c.png)
где — (http://upload.wikimedia.org/math/f/7/f/f7f177957cf064a93e9811df8fe65ed1.png)его плотность, то есть, в отличие от уравнения Клапейрона (уравнения состояния идеального газа), для вырожденного электронного газа температура в уравнение состояния не входит — его давление от температуры не зависит, и, следовательно, строение белых карликов не зависит от температуры. Таким образом, для белых карликов, в отличие от звёзд главной последовательности и гигантов, не существует зависимость масса — светимость.
-
Зависимость масса — радиус и предел Чандрасекара
Вышеприведённое уравнение состояния действительно для холодного электронного газа, но температура даже в несколько миллионов градусов мала по сравнению с характерной ферми-энергией электронов ((http://upload.wikimedia.org/math/7/d/8/7d80781d2338bbbd8bc6470e87fb5931.png)). Вместе с тем, при росте плотности вещества из-за запрета Паули (два электрона не могут иметь одно квантовое состояние, то есть одинаковую энергию и спин), энергия и скорость электронов возрастают настолько, что начинают действовать эффекты теории относительности — вырожденный электронный газ становится релятивистским. Зависимость давления релятивистского вырожденного электронного газа от плотности уже другая:
(http://upload.wikimedia.org/math/f/d/e/fde3efdc7505b0f491d2078903fa6407.png)
Для такого уравнения состояния складывается интересная ситуация. Средняя плотность белого карлика
(http://upload.wikimedia.org/math/4/4/0/4404ad7ba8ffaefce3e83030e54d7049.png)
где M— масса, а R— радиус белого карлика. Тогда давление
(http://upload.wikimedia.org/math/5/0/4/504cdbde368934ed2b8b41dc51e5a58b.png)
и сила давления, противодействующая гравитации и равная перепаду давления по глубине:
(http://upload.wikimedia.org/math/b/b/d/bbd1a59e6a563f2760e7b699190586c4.png)
Гравитационные силы, противодействующие давлению:
(http://upload.wikimedia.org/math/7/3/8/73861b28a798969def0e05de51c584ec.png)
то есть, хотя перепад давления и гравитационные силы одинаково зависят от радиуса, но по-разному зависят от массы — как и соответственно. Следствием такого соотношения зависимостей является существование некоторого значения массы звезды, при которой гравитационные силы уравновешиваются силами давления, а при увеличении массы белого карлика его радиус уменьшается (см. рис. 6). Другим следствием является то, что если масса больше некоторого предела (предел Чандрасекара), то звезда коллапсирует.
Таким образом, для белых карликов существует верхний предел массы. Интересно, что для наблюдаемых белых карликов существует и аналогичный нижний предел: поскольку скорость эволюции звёзд пропорциональна их массе, то мы можем наблюдать маломассивные белые карлики как остатки лишь тех звёзд, которые успели проэволюционировать за время от начального периода звездообразования Вселенной до наших дней.
Особенности спектров и спектральная классификация
Спектры белых карликов сильно отличаются от спектров звёзд главной последовательности и гигантов. Главная их особенность — небольшое число сильно уширенных линий поглощения, а некоторые белые карлики (спектральный класс DC) вообще не содержат заметных линий поглощения. Малое число линий поглощения в спектрах звёзд этого класса объясняется очень сильным уширением линий: только самые сильные линии поглощения, уширяясь, имеют достаточную глубину, чтобы остаться заметными, а слабые, из-за малой глубины, практически сливаются с непрерывным спектром.
Особенности спектров белых карликов объясняются несколькими факторами. Во-первых, из-за высокой плотности белых карликов ускорение свободного падения на их поверхности составляет ~108 см/с² (или ~1000 км/с²), что, в свою очередь, приводит к малым протяжённостям их фотосфер, огромным плотностям и давлениям в них и уширению линий поглощения. Другим следствием сильного гравитационного поля на поверхности является гравитационное красное смещение линий в их спектрах, эквивалентное скоростям в несколько десятков км/с. Во-вторых, у некоторых белых карликов, обладающих сильными магнитными полями, наблюдаются сильная поляризация излучения и расщепление спектральных линий вследствие эффекта Зеемана.
Белые карлики выделяются в отдельный спектральный класс D (от англ. Dwarf — карлик), в настоящее время используется классификация, отражающая особенности спектров белых карликов, предложенная в 1983 г. Эдвардом Сионом; в этой классификации спектральный класс записывается в следующем формате:
D [подкласс] [особенности спектра] [температурный индекс],
при этом определены следующие подклассы:
DA — в спектре присутствуют линии бальмеровской серии водорода, линии гелия не наблюдаются
DB — в спектре присутствуют линии гелия He I, линии водорода или металлов отсутствуют
DC — непрерывный спектр без линий поглощения
DO — в спектре присутствуют сильные линии гелия He II, также могут присутствовать линии He I и H
DZ — только линии металлов, линии H или He отсутствуют
DQ — линии углерода, в том числе молекулярного C2
и спектральные особенности:
P — наблюдается поляризация света в магнитном поле
H — поляризация при наличии магнитного поля не наблюдается
V — звёзды типа ZZ Кита или другие переменные белые карлики
X — пекулярные или неклассифицируемые спектры
-
Эволюция белых карликов
Белые карлики начинают свою эволюцию как обнажившиеся вырожденные ядра красных гигантов, сбросивших свою оболочку — то есть в качестве центральных звёзд молодых планетарных туманностей. Температуры фотосфер ядер молодых планетарных туманностей чрезвычайно высоки — так, например, температура центральной звезды туманности NGC 7293 составляет от 90 000 К (оценка по линиям поглощения) до 130 000 К (оценка по рентгеновскому спектру)[11]. При таких температурах большая часть спектра приходится на жёсткое ультрафиолетовое и мягкое рентгеновское излучение.
Вместе с тем, наблюдаемые белые карлики по своим спектрам преимущественно делятся на две большие группы — «водородные» спектрального класса DA, в спектрах которых отсутствуют линии гелия, которые составляют ~80 % популяции белых карликов, и «гелиевые» спектрального класса DB без линий водорода в спектрах, составляющие большую часть оставшихся 20 % популяции. Причина такого различия состава атмосфер белых карликов долгое время оставалась неясной. В 1984 году Ико Ибен рассмотрел сценарии «выхода» белых карликов из пульсирующих красных гигантов, находящихся на асимптотической ветви гигантов, на различных фазах пульсации[12]. На поздней стадии эволюции у красных гигантов с массами до десяти солнечных в результате «выгорания» гелиевого ядра образуется вырожденное ядро, состоящее преимущественно из углерода и более тяжёлых элементов, окружённое невырожденным гелиевым слоевым источником, в котором идёт тройная гелиевая реакция. В свою очередь, над ним располагается слоевой водородный источник, в котором идут термоядерные реакции цикла Бете превращения водорода в гелий, окружённый водородной оболочкой; таким образом, внешний водородный слоевой источник является «производителем» гелия для гелиевого слоевого источника. Горение гелия в слоевом источнике подвержено тепловой неустойчивости вследствие чрезвычайно высокой зависимости от температуры, и это усугубляется большей скоростью преобразования водорода в гелий по сравнению со скоростью выгорания гелия; результатом становится накопление гелия, его сжатие до начала вырождения, резкое повышение скорости тройной гелиевой реакции и развитие слоевой гелиевой вспышки.
За крайне короткое время (~30 лет) светимость гелиевого источника увеличивается настолько, что горение гелия переходит в конвективный режим, слой расширяется, выталкивая наружу водородный слоевой источник, что ведёт к его охлаждению и прекращению горения водорода. После выгорания избытка гелия в процессе вспышки светимость гелиевого слоя падает, внешние водородные слои красного гиганта сжимаются, и происходит новый поджог водородного слоевого источника.
Ибен предположил, что пульсирующий красный гигант может сбросить оболочку, образовав планетарную туманность, как в фазе гелиевой вспышки, так и в спокойной фазе с активным слоевым водородным источником, и, поскольку поверхность отрыва оболочки зависит от фазы, то при сбросе оболочки во время гелиевой вспышки обнажается «гелиевый» белый карлик спектрального класса DB, а при сбросе оболочки гигантом с активным слоевым водородным источником — «водородный» карлик DA; длительность гелиевой вспышки составляет около 20 % от длительности цикла пульсации, что и объясняет соотношение водородных и гелиевых карликов DA:DB ~ 80:20.
Крупные звёзды (в 7—10 раз тяжелее Солнца) в какой-то момент «сжигают» водород, гелий и углерод и превращаются в белые карлики с богатым кислородом ядром. Звёзды SDSS 0922+2928 и SDSS 1102+2054 с кислородсодержащей атмосферой это подтверждают.[13]
Поскольку белые карлики лишены собственных термоядерных источников энергии, то они излучают за счёт запасов своего тепла. Мощность излучения абсолютно чёрного тела (интегральная мощность по всему спектру), приходящаяся на единицу площади поверхности, пропорциональна четвёртой степени температуры тела:
(http://upload.wikimedia.org/math/7/4/0/7408a59d788bdb0b21d3b9a36f150f9c.png)
где —J мощность на единицу площади излучающей поверхности, а Вт/(м²·К4) — постоянная Стефана-Больцмана.
Как уже отмечалось, в уравнение состояния вырожденного электронного газа температура не входит — то есть радиус белого карлика и излучающая площадь остаются неизменными: в результате, во-первых, для белых карликов не существует зависимость масса — светимость, но существует зависимость возраст — светимость (зависящая только от температуры, но не от площади излучающей поверхности), и, во-вторых, сверхгорячие молодые белые карлики должны достаточно быстро остывать, так как поток излучения и, соответственно, темп остывания, пропорционален четвёртой степени температуры.
-
Рентгеновское излучение белых карликов
Температура поверхности молодых белых карликов — изотропных ядер звёзд после сброса оболочек, очень высока — более 2·105 К, однако достаточно быстро падает за счёт нейтринного охлаждения и излучения с поверхности. Такие очень молодые белые карлики наблюдаются в рентгеновском диапазоне (например, наблюдения белого карлика HZ 43 спутником ROSAT). В рентгеновском диапазоне светимость белых карликов превышает светимость звезд главной последовательности: иллюстрацией могут служить снимки Сириуса, сделанные рентгеновским телескопом «Чандра» (см. Рис. 9) — на них белый карлик Сириус Б выглядит ярче, чем Сириус А спектрального класса A1, который в оптическом диапазоне в ~10 000 раз ярче Сириуса Б.
(http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/d/d6/Sirius_A_%26_B_X-ray.jpg/250px-Sirius_A_%26_B_X-ray.jpg)
Температура поверхности наиболее горячих белых карликов — 7·104 К, наиболее холодных — ~5·103 К (см., например, Звезда ван Маанена).
Особенностью излучения белых карликов в рентгеновском диапазоне является тот факт, что основным источником рентгеновского излучения для них является фотосфера, что резко отличает их от «нормальных» звёзд: у последних в рентгене излучает корона, разогретая до нескольких миллионов кельвин, а температура фотосферы слишком низка для испускания рентгеновского излучения.
В отсутствие аккреции источником светимости белых карликов является запас тепловой энергии ионов в их недрах, поэтому их светимость зависит от возраста. Количественную теорию остывания белых карликов построил в конце 1940-х годов профессор Самуил Каплан
Аккреция на белые карлики в двойных системах
При эволюции звёзд различных масс в двойных системах темпы эволюции компонентов неодинаковы, при этом более массивный компонент может проэволюционировать в белый карлик, в то время как менее массивный к этому времени может оставаться на главной последовательности. В свою очередь, при сходе в процессе эволюции менее массивного компонента с главной последовательности и его переходе на ветвь красных гигантов размер эволюционирующей звезды начинает расти до тех пор, пока она не заполняет свою полость Роша. Поскольку полости Роша компонентов двойной системы соприкасаются в точке Лагранжа L1, то на этой стадии эволюции менее массивного компонента чего через точку L1 начинается переток материи с красного гиганта в полость Роша белого карлика и дальнейшая аккреция богатой водородом материи на его поверхность (см. рис. 10), что приводит к ряду астрономических феноменов:
(http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/e/ed/Mira_1997_UV.jpg/200px-Mira_1997_UV.jpg)
Нестационарная аккреция на белые карлики в случае, если компаньоном является массивный красный карлик, приводит к возникновению карликовых новых (звёзд типа U Gem (UG)) и новоподобных катастрофических переменных звёзд.
Аккреция на белые карлики, обладающие сильным магнитным полем, направляется в район магнитных полюсов белого карлика, и циклотронный механизм излучения аккрецирующей плазмы в околополярных областях магнитного поля карлика вызывает сильную поляризацию излучения в видимой области (поляры и промежуточные поляры).
Аккреция на белые карлики богатого водородом вещества приводит к его накоплению на поверхности (состоящей преимущественно из гелия) и разогреву до температур реакции синтеза гелия, что, в случае развития тепловой неустойчивости, приводит к взрыву, наблюдаемому как вспышка новой звезды.
Достаточно длительная и интенсивная аккреция на массивный белый карлик приводит к превышению его массой предела Чандрасекара и гравитационному коллапсу, наблюдаемому как вспышка сверхновой типа Ia (см. рис. 11).
(http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/8/8c/SN1572.Companion.jpg/320px-SN1572.Companion.jpg)
-
Чёрный карлик
Чёрные ка́рлики — остывшие и вследствие этого не излучающие (или слабоизлучающие) в видимом диапазоне белые карлики. Представляет собой конечную стадию эволюции белых карликов в отсутствие аккреции.
В настоящее время в астрономической литературе термин «чёрный карлик», как правило не используется, такие объекты именуются белыми карликами (WD).
Массы чёрных карликов, подобно массам белых карликов, ограничиваются сверху пределом Чандрасекара, нижний предел массы определяется скоростью эволюции звёзд главной последовательности в белые карлики и скоростью последующего остывания.
Современные модели (2006 г.) остывания белых карликов предсказывают, что белые карлики, образованные при эволюции первого поколения звёзд (возраст ~13 миллиардов лет) должны в настоящее время иметь температуры фотосферы ~3200 K и блеск в ~16 абсолютных звёздных величин, то есть быть весьма тусклыми объектами и рассматриваются в качестве одних из кандидатов-компонентов скрытой массы, входящей в состав массивных компактных объектов галактических гало (MACHO). Одним из примеров таких «остывших» объектов является белый карлик WD 0346+246 с температурой поверхности 3900 K.
Чёрные карлики, как и массивные коричневые карлики, находятся в состоянии гидростатического равновесия, поддерживаемого давлением вырожденного электронного газа их недр.
http://www.infuture.ru/article/6019 (http://www.infuture.ru/article/6019)
Найдены белые карлики недалеко от Земли
Ученые из университета Оклахомы нашли 2 звезды, которые относятся к белым карликам, всего в 100 световых годах от нас.
Физик Макремин Килик (Mukremin Kilic) из Университета Оклахомы вместе со своими коллегами смогли обнаружить и идентифицировать двух белых карликов возрастом 11 и 12 миллиардов лет совсем близко от нашей планеты. По мнению ученых, это самые близкие и самые старые белые карлики, теперь уже известные человечеству.
(http://www.infuture.ru/filemanager/ch-cyg-binary-star-system-white-dwarf-feeds-red-giant-star-lg%281%29.jpg)
Предположительно, две эти звезды были сформированы вскоре после Большого Взрыва.
Макремин Килик сказал: "Белый карлик - как большая печь, как только заканчивается уголь, она начинает медленно остывать. Измеряя насколько холодная эта печь, мы можем понять, как долго она не получала нужное ей топливо. Две звезды, которые мы обнаружили охлаждались на протяжении нескольких миллиардов лет".
Белые карлики - проэволюционировавшие компактные звёзды с массами, сравнимыми с массой Солнца, но со светимостью намного меньше солнечной. Ученые считают, что через пять миллиардов лет наше Солнце закончит свою эволюцию и также превратится в белого карлика.
Найденные былые карлики получили названия WD 0346+246 и SDSS J110217, 48+411315.4 (J1102). Они расположены в созвездиях Тельца и Большой Медведицы.
"Большинство звезд остаются практически зафиксированными в небе, однако белый карлик двигается со скоростью 600 000 миль/час (956 606 км/час)" - говорит ученый, - "Эта звезда находится в 100 световых годах от Земли".
"В нашем исследовании мы чувствуем себя как патологоанатомы, которые изучают мертвое тело, чтобы узнать, что с ним произошло и когда конкретно. Так и мы изучаем холодные остывшие звезды, чтобы понять, когда именно они превратились в белых карликов".
-
Субкоричневый карлик
Субкори́чневые ка́рлики или кори́чневые субка́рлики — холодные формирования, по массе лежащие ниже предела коричневых карликов. Их в большей мере принято считать планетами. Масса их меньше 0,012 массы Солнца или, соответственно, 12,57 массы Юпитера, нижний предел не определён. В то же время, схема образования субкоричневых карликов схожа со схемой образования звёзд. Они рождаются путем коллапса газового облака, а не аккрецией или коллапсом ядра из материала околозвёздного диска, как планеты. Научное сообщество пока не пришло к окончательному заключению о том, что считать планетой, а что — субкоричневым карликом. На данный момент астрономы разбились на два лагеря, решающих вопрос, считать ли процесс формирования планет критерием для классификации.
Возможные субкоричневые карлики
COROT-Exo-3 b
2M1207b
2M1207 b является объектом планетарной массы, вращающимся вокруг коричневого карлика 2M1207, в созвездии Центавра, на расстоянии около 170 св. лет от Земли. Примечателен тем, что был первым кандидатом на внесолнечную планету, непосредственно наблюдаемую с Земли (в инфракрасном свете). Объект был обнаружен в апреле 2004 года с помощью телескопа VLT в Паранальской обсерватории в Чили группой из Европейской южной обсерватории, руководимой Гаэлем Шовеном (фр. Gaël Chauvin).
Объект весьма горяч, газовый гигант; предполагаемая температура поверхности приблизительно 1600 K (1300° C или 2400° F), в основном за счет гравитационного сжатия. Его масса составляет предположительно от 3 до 10 MJ, что ниже расчётного предела для горения дейтерия в коричневом карлике, который составляет 13 MJ. Проекционное расстояние между 2M1207 b и его солнцем равно примерно 40 а. е. (такое же как и между Плутоном и Солнцем). Её инфракрасный спектр показывает наличие воды в молекулярном состоянии в атмосфере. Объект — неподходящий кандидат для возникновения жизни, как на его поверхности так и на любом из его возможных спутников.
Светимость 2M1207 b приблизительно в 100 раз слабее, чем у его компаньона. Он был впервые замечен как «тусклое рыжеватое пятнышко света» в 2004 году на VLT. При первом наблюдении возник вопрос, не является ли данный объект оптически двойной звездой, но последовательные наблюдения на «Хаббле» и VLT показали, что объекты перемещаются вместе и, следовательно, являются (предположительно) двойной звёздной системой.
Первоначальная фотометрическая оценка расстояния до 2M1207 b была где-то около 70 пк. В декабре 2005 Американский астроном Эрик Мамайек сообщил об уточнённом расстоянии в (53 ± 6 парсек) до 2M1207 b используя moving cluster method[9]. Актуальный тригонометрический параллакс, который подтверждает расстояние перемещающихся кластеров, соответствует расстоянию оцениваемому как 52.75+1.04−1.00 парсек или 172 ± 3 световых лет.
Предположительные масса, размеры, и температура 2M1207b все ещё неизвестны. Хотя по спектроскопическим показателям масса составляют 8 ± 2 масс Юпитера и температура поверхности 1600 ± 100 К, теоретические модели для таких объектов предсказывают светимость в 10 раз больше наблюдаемой. Поэтому, нижняя граница массы и температуры могут быть пересмотрены. Согласно альтернативному мнению, 2M1207b может быть недоступна из-за окружающего диск пыли и газа[3]. Mamajek и Michael Meyer предполагают, что, возможно, планета в действительности намного меньше, но излучает вследствие нагрева, вызванного недавним столкновением.
Хотя масса 2M1207 b меньше чем масса, необходимая для горения дейтерия (приблизительно 13 масс Юпитера), и изображение 2M1207b широко признается как первое прямое изображение внесолнечной планеты, может возникать вопрос, действительно ли 2M1207b является планетой. Некоторые определения термина планета требуют определения планеты сформированные таким же образом как планеты в нашей Солнечной системе, вторично созданные в из аккреционного диска Протопланетный диск. С таким определением, если 2M1207 b сформировался непосредственно гравитационным коллапсом газовой туманности, в таком случае следует классифицировать предпочтительней как Субкоричневый карлик чем как планету. Аналогичные дебаты существую касаемо идентификации GQ Волка b, изображение которого получено аналогично, впервые в 2004. С другой стороны, обнаружение предельных случаев Cha 110913-773444—a свободно плавающих, объектов планетарной массы поднимает вопрос считать ли различие в формировании достоверной линией для разделения звезд/коричневых карликов и планет. В 2006 году Международный астрономический союз, рабочая группа по внесолнечным планетам охарактеризовывает 2M1207b как «возможно планетарной массы компаньон коричневого карлика».
SCR 1845-6357 B
Cha 110913-773444
Видимая звёздная величина (V) 21,59
Созвездие Хамелеон
Характеристики
Спектральный класс L
Физические характеристики
Масса 0,008 M☉
Радиус 0,18 R☉
Возраст 2 млн лет
Температура 1 350 K
UGPS J072227.51-054031.2
-
Чтобы белые карлики, проэволюционировавшие в черные, перешли в состояние, в котором они становятся неотличимыми от коричневых карликов, необходимы многие десятки миллиардов лет, то-есть намного старше Расширяющейся Вселенной и Большого Взрыва. Поэтому отрицать возможность существования таких коричневых карликов можно только предполагая возраст вселенной не более 13,7 миллиардов лет, поскольку в противном случае они реально должны существовать, и отличить их от немассивных коричневых карликов первого стандартного типа, описанного выше, невозможно.
А для того, чтобы красные карлики, проэволюционировали в голубые и белые карлики, требуются многие десятки и даже сотни триллионов лет. Естественно, что впоследствии достаточно быстро такие карлики должны затем перейти в состояние, в котором их практически невозможно отличить от маломассивных коричневых карликов стандартного типа.
Таким образом получается, что есть фактически три возможных варианта образования коричневых карликов, однако в каждом из которых они являются умирающими звездами, израсходовавшими все запасы возможной своей энергии термоядерного синтеза. Это доказывает, что нижняя граница времени существования вселенной составляет порядка сотен триллионов лет. С другой стороны стабильность протона означает практически вечное время существования вселенной, поскольку при любом сценарии эволюции вселенной через бесконечно большое время будут по крайней мере существовать в неограниченном количестве стабильные элементы таблицы Менделеева по крайней хотя бы в виде черных дыр, мертвых звезд и планет.
Следовательно для времени сосуществования Вселенной имеем оценку.
~сотни триллионов лет =< Время сосуществования вселнной =< вечность.
PS. Здесь остается пока только неясным вопрос о возрасте нашей вселенной, то-есть было ли у нее начало во времени, или она всегда существала в прошлом - то-есть вечно. Огромное множество экспериментальных данных позволяет сделать вывод, что практически наверняка вселенная уже существовала как минимум сотни триллионы лет в прошлом. Единственное, что противоречит этому выводу, это необходимость расширения вселенной и большого взрыва для обоснования состоятельности общей теории относительнсти - ОТО, поскольку в противном случае все эти теории и гипотезы оказываются полностью несостоятельными, поскольку они все противоречат экспериментальным данным и здравому смыслу.
-
Вечность протона и нестабильность антипротона -1.
Стабильность протона является одной из глобальных проблем современной физики, поскольку для определенных теорий таких, как ОТО - общая теория относительности, БВ - большой взрыв и РВ - расширяющаяся вселенная, требуется конечное время жизни протона, поскольку они предполагают конечное время существования вселенной. С другой стороны стабильность или вечность протона означает, что вселенная будет по крайней мере существовать вечно поскольку будут существовать по крайней мере первокирпичики вселенной, из которых она состоит - протоны.
Возможность распада протона вызывает интерес физиков ещё с 30-х годов XX века, но в последние десятилетия эта проблема приобрела особенно большое значение. Несмотря на то, что мнение об абсолютной стабильности протона всегда покоилось на шатких теоретических предпосылках, этот вопрос мало привлекал внимание до 1974 года, пока не был разработан ряд теоретических моделей великого объединения (GUT), в которых распад протона не только разрешён, но и вполне определённо предсказывается.
Первыми такую попытку осуществили в 1973 году Абдус Салам и Джогеш Пати (Имперский колледж Лондона). Несколько месяцев спустя гарвардские физики-теоретики Шелдон Глэшоу и Говард Джорджиen изложили собственную версию GUT, предложив первые модели расчёта времени жизни протона.
Получающиеся в самых простых вариантах этих моделей значения времени жизни (более 10^30 лет) на много порядков превосходят возраст Вселенной (примерно 10^10 лет). Минимальная SU(5)-модель предсказывала время жизни протона при распаде на пион и позитрон порядка 10^31 лет. Эксперименты, выполненные к 1990 г. (Kamiokandeen и ряд других), показали, что время жизни протона при распаде по этому каналу превосходит эту величину. В результате минимальная SU(5)-модель великого объединения была «закрыта». На сегодня лучшее ограничение на время жизни протона при распаде по этому каналу составляет 8,2·10^33 лет (эксперимент Super-Kamiokande).
Кроме того, несохранение барионного числа предсказывается в теориях суперсимметрии, и обнаружение распада протона подтвердило бы её правильность, а также объяснило бы нарушение суперсимметрии в настоящую эпоху. При этом следует отметить, что хотя спонтанный распад протона и не запрещён законом сохранения энергии, вероятность этого процесса очень мала из-за огромной массы промежуточной виртуальной частицы, которая должна при этом рождаться. Например, минимальная SU(5)-модель предсказывает появление в этом случае промежуточной виртуальной частицы с массой 10^15 ГэВ.
Поскольку распад протона — случайный процесс, было предложено в качестве объекта наблюдения выбрать большой объём воды, в одном кубометре которой содержится около 6·10^29 нуклонов (из них около половины протонов). Если теория Глэшоу и Джорджи верна, и каждый протон имеет один шанс из ~10^31 распасться в одном конкретно выбранном году, то теоретически наблюдение распада хотя бы нескольких протонов в многотонной водной мишени в течение года должно быть реальным.
-
Вечность протона и нестабильность антипротона - 2.
Физики организовали несколько крупномасштабных экспериментов, в ходе которого предполагалось наблюдать распад хотя бы единичных протонов. Поскольку вспышки так называемого черенковского излучения, которые и сигнализируют об образовании новых частиц (в том числе, в результате распада протона), могут быть вызваны космическими лучами, было решено проводить эксперимент глубоко под землёй. Детектор IMB (Irvin-Michigan-Brookhaven) разместился в выработках бывших соляных копей на берегу озера Эри в штате Огайо. Здесь 7000 тонн воды были окружены 2048 фотоумножителями. Параллельно в Японии группа учёных Токийского университета и ряда других научных организаций в подземной лаборатории Камиока создала детектор Камиоканде (Кamiokande — Кamioka Nucleon Decay Experiment), где 3000 тонн воды просматривались 1000 фотоумножителями. Однако к концу 80-х годов ни одного случая распада протона зафиксировано не было. В 1995 году коллаборация Камиоканде построила новый детектор, увеличив массу воды до 50 000 тонн (Super-Kamiokande). Наблюдения на этом детекторе продолжаются по сей день, но результат поисков распада протона на достигнутом уровне чувствительности по-прежнему отрицателен.
Кроме распада на пион и позитрон (текущее ограничение на время жизни по этому каналу, как отмечено выше, составляет 8,2·10^33 лет), выполнялись экспериментальные поиски свыше 60 других вариантов каналов распада, как для протона, так и для нейтрона (в последнем случае имеется в виду не стандартный бета-распад нейтрона, а распад с несохранением барионного числа, например n→μ+π-). Поскольку предпочтительный канал распада, вообще говоря, неизвестен, устанавливаются также экспериментальные нижние ограничения на время жизни протона независимо от канала распада. Лучшее из них на текущий момент равно 1,1·10^26 лет.
Хотя ожидается, что времена жизни протона и антипротона одинаковы, были получены экспериментальные нижние ограничения на время жизни антипротона. Они значительно уступают ограничениям на время жизни протона: лучшее ограничение — лишь порядка 10^7 лет.
Таким образом, установлено, что протон как минимум в 1000 раз стабильнее, чем это предсказано в минимальной SU(5)-теории Глэшоу и Джорджи.
Другими словами необходимо признать, что по крайней мере протон можно считать практически вечным, несмотря даже на то, что если его реальное время жизни и не равно строго бесконечности, но это для современных физических теорий это уже не играет никакого существенного значения.
Следует однако отметить, что в действительности наблюдается полная барионная ассиметрия вселенной, то-есть антивещество фактически нигде ненаблюдаемо и не обнаружено. Можно отметить что первым гипотезу гипотезу о барионной асимметрии Вселенной высказал академик Сахаров, который кстати и первым высказал предположение о нестабильности протона. На самом деле некая ассиметрия, хотя и очень незначительная, между веществом и веществом была действительно обнаружена в целом ряде опытов. При этом было установлено, что время жизни античастиц всегда оказывалось по крайней мере не больше времени жизни частиц вещества. Реально это означает что времена жизни античастиц всегда, но очень незначительно меньше времени жизни частиц вещества. Другими словами, если для протона экспериментально установлена нижняя граница времени жизни 8,2·10^33 лет, то в реально его время жизни существенно больше. Отсюда можно предположить, что скорее всего для антипротона время его жизни не должно быть больше 8,2·10^33 лет, но в то же время только незначительно от него отличаться.
Однако отсюда следует, что для формирования видимой барионной асимметрии Вселенной требуется асимптотическое бесконечное время Tба > Tp- > 10^30 лет, которое на много порядков превосходит время большого взрыва и возраст расширяющейся вселенной. Таким образом получается, что стабильность протона полностью опровергает гипотезу расширяющейся в результате большого взрыва вселенной, имеющей возраст всего около 13,7 миллиарда лет.
-
-
-
https://lenta.ru/news/2017/05/16/stars/
Определена минимальная масса звезды
(http://icdn.lenta.ru/images/2017/05/16/11/20170516113115835/pic_c1f9eae78f87adb014d151f4909fac3a.jpg)
Изображение: NASA / JPL-Caltech
Американские астрофизики оценили минимально возможную массу звезды. Препринт исследования доступен в электронной библиотеке arXiv.org, кратко о нем сообщает издание New Scientist.
Согласно оценкам ученых, объекты, которые в 15 раз легче Солнца (или в 70 раз тяжелее Юпитера), все еще могут производить достаточно энергии, чтобы светить в течение триллионов лет и считаться звездами.
В этом случае в недрах таких светил по прежнему будут протекать термоядерные реакции, что отличает их от коричневых карликов — небесных тел, занимающих промежуточное положение между звездами и планетами.
К подобным выводам астрофизики пришли, измерив массу 37 красных (самых легких и тусклых звезд) и коричневых карликов. Это позволило установить нижнее ограничение на массу звезды, которое оказалось меньше, чем считалось ранее.