Ближайшая к нам звезда α Кентавра обладает многими благоприятными для ее изучения качествами. Во-первых, она относительно близка. Во-вторых, это двойная звезда, оба компонента которой — A и B — весьма похожи на Солнце. Вероятно, в эту систему входит и третий член, маленький красный карлик Проксима Кентавра, отстоящий от двух главных звезд значительно дальше, чем они удалены друг от друга, и поэтому не оказывающий на них никакого влияния.

Проксима — одна из самых легких среди известных звезд. Она в 7 раз легче Солнца, а по размеру всего в 1,5 раза больше Юпитера. Хотя Проксима — ближайшая звезда, тем не менее невооруженным глазом она не видна, а доступна лишь телескопу. Это не удивительно, ведь в оптическом диапазоне она светит в 18 000 раз слабее Солнца. Расчеты показали, что Проксима едва-едва способна к термоядерным реакциям и поэтому, как любой объект переходного типа, вызывает большой интерес астрофизиков. Объекты с предельными характеристиками лучше других «рассказывают» о том, какие физические процессы участвуют в их формировании и эволюции.

Например, формирование звезд из холодного и разреженного межзвездного вещества по-прежнему таит в себе много загадок. До сих пор астрофизики имеют лишь самое общее представление о том, как из вещества, гораздо более разреженного, чем лабораторный вакуум, и более холодного, чем современные сверхпроводники, получается вещество плотнее железа и горячее термоядерной плазмы. Чем шире номенклатура изученных объектов, тем понятнее становятся механизмы формирования звезд. До недавних пор в астрономических коллекциях зияла большая дыра: самая легкая из известных звезд была всего раз в 10 легче Солнца, а самая массивная планета — Юпитер — в 1000 раз легче Солнца. Существуют ли в природе объекты промежуточной массы, от ¹/₁₀ до ¹/₁₀₀₀ — не звезды и не планеты? Как должно выглядеть это «недостающее звено» и возможно ли его обнаружить?

В 1963 г. американский астрофизик Шив Кумар рассчитал модели самых маломассивных звезд. Выяснилось, что если масса протозвезды составляет более 7,5% массы Солнца, то температура в ее ядре в процессе сжатия достигает нескольких миллионов градусов, и начинаются термоядерные реакции превращения легкого изотопа водорода в гелий (¹H + ¹H + ¹H + ¹H ⇒ ⁴He). При этом сжатие прекращается, потери тепла компенсируются ядерными реакциями, и звезда на некоторое время стабилизируется в таком состоянии. Если учесть, что звезда почти целиком состоит из легкого изотопа водорода, а при столь низкой температуре реакция синтеза протекает медленно, то ясно, что такие звезды светят очень долго. Например, звезда с массой 0,08 Μ_Θ должна «тлеть» около 6 000 млрд лет. Это в 400 раз больше современного возраста Вселенной! В какую бы эпоху ни родились такие звезды, все они еще находятся в младенческом возрасте.

Однако медленное горение, как известно, чревато затуханием. Расчеты Кумара показали, что при массе тела менее 0,07 M_Θ его сжатие останавливается раньше, чем температура в центре достигает значения, необходимого для протекания реакции синтеза гелия из водорода. Причиной остановки сжатия служит повышение внутреннего давления за счет квантовомеханического эффекта, известного как вырождение электронного газа. Это критическое значение массы называют «границей возгорания водорода» или просто пределом Кумара.

Выяснилось, однако, что в жизни менее массивных объектов, этих «неудавшихся звезд», все же бывает краткий эпизод, когда они напоминают нормальную звезду. Речь идет о телах с массами от 1 % до 7% массы Солнца, то есть от 13 до 75 масс Юпитера. В период формирования они ведут себя как будущие звезды. Сжимаясь под действием гравитации, они разогреваются и начинают светиться в инфракрасной и немного в красной, видимой, областях спектра. Температура их поверхности может подняться до 2500 K, а в центре достичь 3 млн K. Этого уже достаточно, чтобы началась реакция термоядерного синтеза гелия из водорода, но не из легкого изотопа водорода (¹H), а из тяжелого изотопа ²Н, то есть дейтерия, который вступает в реакцию при более низкой температуре. Но содержание дейтерия в космическом веществе очень мало (~10⁵), поэтому он весь быстро превращается в легкий изотоп гелия (²Н + ¹H ⇒ ³He), не давая существенного выхода энергии. Это похоже на попытку согреться, бросив в остывающий костер лист бумаги: сгорит мгновенно, а тепла не даст. А разогреться сильнее «мертворожденная» звезда не может — ее сжатие окончательно останавливается давлением вырожденного газа, которое не зависит от температуры. Лишенная источников тепла, в дальнейшем звезда-неудачница лишь остывает, как обычная планета. Поэтому заметить эти объекты можно только в период их недолгой молодости, пока они теплые. Выйти на стационарный режим термоядерного горения им не суждено.

Не сразу было решено, к какой категории отнести эти странные, теоретически возможные объекты. Ясно, что в категорию планет следует зачислить только те объекты, в недрах которых за все время их существования реакции термоядерного синтеза не протекают ни в каком виде. Если же на каком-либо этапе эволюции мощность термоядерного синтеза была сравнима с мощностью излучения объекта, то есть термоядерные реакции были главным источником его энергии, то такой объект достоин называться звездой. Но вот вопрос: а в какую из этих двух групп зачислить промежуточные объекты, в которых термоядерные реакции, вообще говоря, происходят, но никогда не служат основным источником энергии? Их решили выделить в особую категорию, название для которой появилось не сразу.

Открыв «на кончике пера» возможность существования звезд-неудачниц, Кумар назвал их черными карликами, но обнаружить предсказанные объекты долго не удавалось, и новый термин забылся. Однако сама идея существования в Галактике невидимых тел неожиданно стала актуальной. В середине 1970-х гг. астрономы выяснили, что помимо наблюдаемых в телескоп нормальных ярких звезд в нашей и других галактиках присутствует огромное количество невидимого вещества: оно проявляет себя только через гравитацию, искривляя траектории видимых звезд, но само не «светится» ни в каком диапазоне спектра. Естественно, подозрение пало на тусклые карликовые объекты, предсказанные Кумаром, и они вновь стали популярны. Теоретики начали детально изучать их свойства, а наблюдатели пытались отыскать их в космосе.

Стали поступать и новые предложения по наименованию черных карликов Кумара. Учитывая, что они все же не совсем черные, Крис Дэвидсон (Университет штата Миннесота, США) предложил назвать эти объекты инфракрасными карликами, другие астрономы пытались называть их малиновыми карликами, но в 1975 г. студентка-дипломница из университета в Беркли (США) Джил Тартер предложила термин «browndwarf», и он быстро прижился. На русский язык его перевели как «коричневый карлик», позже появился вариант «бурый карлик», хотя в действительности эти объекты имеют инфракрасный цвет, так что, возможно, точнее было бы переводить brownкак темный или тусклый. Но уже поздно: в нашей научной литературе их называют коричневыми карликами, а в научно-популярной встречаются и «бурые карлики». Время покажет, какой из терминов сохранится.

Все же придумать название оказалось легче, чем обнаружить эти странные объекты. Три десятилетия продолжались безрезультатные поиски тусклых светил. В работу включались всё новые исследователи. Даже теоретик Кумар прильнул к телескопу в надежде найти объекты, открытые им на бумаге. Его идея поиска была проста. Обнаружить одиночный коричневый карлик чрезвычайно сложно: нужно не только зафиксировать его излучение, но и доказать, что это именно близкий карлик, а не далекая гигантская звезда с холодной атмосферой или даже окруженная пылью галактика на краю Вселенной. Самое трудное — определить расстояние до объекта. Поэтому нужно искать карлики рядом с нормальными звездами, расстояния до которых уже известны. Но яркая звезда ослепит телескоп и не позволит разглядеть коричневый карлик. Следовательно, искать карлики надо рядом с... карликами! Например, рядом с красными карликами — звездами предельно малой массы, или же рядом с белыми карликами — остывающими остатками нормальных звезд. В 1980-х гг. поиски Кумара и других астрономов не принесли результата. Хотя не раз появлялись сообщения об открытии коричневых карликов, детальное исследование каждый раз показывало, что это маленькие звезды. Однако идея поиска была правильной, и спустя десятилетие она сработала.

В 1990-е гг. были созданы крупные телескопы и чувствительные приемники излучения. К тому же появилась возможность с помощью адаптивных оптических систем повышать четкость изображений, компенсируя атмосферные искажения. Это сразу же принесло плоды: были обнаружены слабо излучающие звезды предельно малой массы, буквально пограничные с коричневыми карликами. Одной из таких «микрозвезд» стал самый мелкий член четырехкратной системы AB Золотой Рыбы (AB Doradus), удаленной от нас на 15 пк. Эта система постепенно раскрывала свои тайны. В начале 1990-х гг. было замечено, что AB Dor — двойная звезда, компоненты которой разделены расстоянием в 135 а.е. Затем выяснилось, что один из компонентов (AB Dor B) сам является двойной звездой, члены которой разделены расстоянием всего в 1 а. е. Присмотревшись ко второму компоненту (AB Dor A), астрономы поняли, что и он не одинок: небольшие «покачивания» звезды доказали, что рядом с ней есть невидимый спутник. Но заметить это миниатюрное светило смогли только новые приборы Европейской южной обсерватории.

Рис. 1. Два близких компонента системы AB Doradus, новое исследование которых было предпринято
в ESO в 2007 г. Слева - исходное изображение; тонкими линиями показаны уровни одинаковой
поверхностной яркости. Справа - результат математической обработки, позволяющей выделить
изображение слабого компонента AB Dor C.

Адаптивная оптика 8-метрового телескопа позволила в сиянии яркой звезды различить слабый блеск ее тусклого спутника (AB Dor C). Он светит в 120 раз слабее своей соседки и виден на угловом расстоянии от нее всего 0,156″. Любопытно, что космический телескоп «Хаббл» пытался обнаружить эту звезду, но не смог. А наземный телескоп с системой адаптивной оптики не только обнаружил звезду, но и измерил ее характеристики. Оказалось, что масса миниатюрной звезды составляет всего около 9% массы Солнца, что лишь чуть-чуть больше максимальной массы коричневых карликов. Температура поверхности звезды AB Dor C всего 3 000 K, а светит она в 1000 раз слабее Солнца. Детальное изучение этой звезды помогло теоретикам создать более точные модели мелких звезд и крупных коричневых карликов.

В конце 1980-х и начале 1990-х гг. не раз появлялись сообщения об открытии истинных коричневых карликов, но каждый раз анализ показывал, что это маломассивные звезды. Даже крупнейшие телескопы способны обнаруживать коричневые карлики на расстоянии не более 100 пк от Солнца, а в таком сравнительно небольшом объеме пространства их должно быть довольно мало. Чтобы выявить хотя бы несколько, пришлось провести детальный обзор всего неба.

Впервые коричневый карлик был обнаружен в 1995 г. группой под руководством Рафаэля Реболо (Институт астрофизики на Канарских островах). С помощью телескопа, установленного на острове Ла-Пальма, они нашли этот объект в звездном скоплении Плеяды и назвали Teide Pleiades 1 (Пико-де-Тейде - это вулканическая гора на острове Тенерифе, Канары). Правда, некоторые сомнения в природе этого объекта оставались, и пока испанские астрономы доказывали, что это действительно коричневый карлик, в том же году о своем открытии заявили их американские коллеги. Группа под руководством Тадаши Накаджима (Калифорнийский технологический институт) с помощью телескопов Паломарской обсерватории обнаружила на расстоянии 6 пк от Земли, в созвездии Заяц, рядом с очень маленькой и холодной звездой Глизе 229 еще более мелкий и холодный ее спутник, Глизе 229В, с температурой поверхности всего 1000 K и мощностью излучения в 160 тыс. раз слабее солнечной. Его незвездная природа была окончательно подтверждена в 1997 г. с помощью «литиевого теста»: в недрах нормальных звезд литий быстро сгорает в термоядерных реакциях, а коричневые карлики для этого недостаточно горячи. В атмосфере Глизе 229В был обнаружен литий, и этот объект стал первым несомненным коричневым карликом. Его размер почти в точности равен размеру Юпитера, а масса оценивается в 3-6% массы Солнца. Он обращается вокруг своего более массивного компаньона Глизе 229А по орбите радиусом около 40 а.е. с период ок. около 200 лет (как Плутон вокруг Солнца).

В том же 1997 г. были открыты два первых изолированных коричневых карлика (Kelu-1 и DENIS-PJ1228-1547), а также было доказано, что коричневым карликом является объект GD165В, компаньон белого карлика. Вот эти находки 1995-1997 гг. стали прототипами нового класса астрономических объектов, занявших свое место между звездами и планетами.

Рис. 2. Двойной красный карлик TWA-5A (яркий объект
внизу) и коричневый карлик TWA-5B на фото,
полученной телескопом VLT 21 февраля 2000 г.

Методика поиска коричневых карликов рядом с красными карликами прекрасно себя оправдала. С ее помощью группа астрофизиков из Германии и США под руководством Ральфа Нойхойзера (R. Neuhaeuser) в 1998 г. обнаружила коричневый карлик TWA-5B. Название указывает, что он спутник (В) звезды № 5 из группы светил вокруг известной переменной звезды TW Гидры. Аббревиатура TWA означает «TW Association». Как оказалось, TWA-5B — спутник двойной звезды, компоненты которой имеют массы по 0,75 M_Θ. Эта система удалена от нас на 55 пк. TWA-5B обращается вокруг своего двойного соседа с периодом около 900 лет на расстоянии около 110 а. е. Изучать TWA-5B трудно: его блеск в 100 раз слабее, чем у соседа, а угловое расстояние между ними всего 2″. Поэтому TWA-5B исследовали с помощью лучших телескопов планеты: космического телескопа «Хаббл» и 8-метровых телескопов VLTESO. В спектре TWA-5B, отнесенном к типу M9, обнаружились сильные молекулярные линии (TiO и VO), типичные для атмосфер самых холодных звезд; действительно, температура в его атмосфере всего 2500 K. Но в спектре видна и линия излучения водорода (Hα), а это означает, что над плотной холодной фотосферой находится довольно горячая хромосфера - типичный признак молодой звезды.

Объект TWA-5B имеет массу от 15 до 40 масс Юпитера; в этом смысле среди коричневых карликов он ближе к планете, чем к звезде. Его возраст около 12 млн лет; столь же молода и входящая с ним в систему двойная звезда. Это чрезвычайно удачная находка, ведь перед ними не «готовые», а еще только формирующиеся объекты. Особенности спектра показывают, что коричневый карлик TWA-5B слишком «толст» для своей массы: очевидно, он еще продолжает сжатие и не достиг равновесного состояния.

Постепенно выяснилось, что для поиска «несостоявшихся звезд» годятся не только самые крупные телескопы. Первые изолированные коричневые карлики были открыты в ходе планомерных обзоров неба на рядовом телескопе. Так, тусклый объект Kelu-1 находится в созвездии Гидры и имеет блеск всего 22,З^m. Он был найден в рамках долгосрочной программы поиска карликовых звезд в окрестностях Солнца, которая началась на ESO в 1987 г. При помощи 1-метрового телескопа системы Шмидта астроном Чилийского университета Мария Тереза Руиз уже много лет регулярно делает фотографии некоторых участков неба, сравнивая затем снимки одних и тех же участков, полученные с интервалом в годы. Среди сотен тысяч слабых звезд она ищет те, которые показывают смещение относительно других светил: только близкая звезда может за короткое время переместиться на заметный угол, а если к тому же эта звезда имеет слабый блеск, значит, она действительно светит тускло. Используя этот метод, Мария Руиз открыла уже десятки белых карликов, а в 1997 г. ей попался коричневый! Тип карлика был определен по его спектру, в котором оказались линии лития и метана. Мария Руиз назвала его Kelu-1; на языке народа мапуче, населявшего некогда центральную часть Чили, «келу» означает «красный». Он расположен на расстоянии 9 пк от Солнца и не связан ни с одной звездой. «Самостоятельность» карлика делает его идеальным объектом для детального исследования такого рода тел. За этим открытием последовали и другие: немало коричневых карликов было обнаружено в ходе рутинных инфракрасных обзоров неба 2MASS и DENIS.

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

Источники

См. также