Большинство галактик, как и наш Млечный Путь, окружены десятками небольших спутников, которые обращаются по орбитам вокруг них. Эти спутники крайне тусклы - из них лишь самые яркие и близкие были замечены в окрестности нашей Галактики и ближайшего соседа, галактики Андромеда. Но эти карликовые галактики-спутники летают не хаотично: все они расположены примерно в одной плоскости, кажущейся нам прямой линией.

Компланарность кажется неожиданной. Компьютерные модели эволюции галактик показывали, что в каждом направлении небесной сферы должно располагаться примерно одинаковое число галактик-спутников. Долгое время считалось, что такое сферически симметричное распределение - естественное следствие существования темной материи, загадочной субстанции, которая взаимодействует с обычной материей лишь посредством гравитации. Астрономы полагают, что темная материя преобладает во Вселенной и играет ключевую роль в формировании галактик и расширении пространства.

Однако загадка компланарности карликовых галактик не давала покоя и привела некоторых астрономов, включая Крупу, к вопросу, существует ли темная материя вообще. ≪Гипотеза о темной материи показала свою несостоятельность, - заявил он, прерывая мой доклад, - поскольку сделанные на ее основе предсказания о том, что спутники должны быть распределены сферически симметрично вокруг Млечного Пути, находятся в прямом противоречии с тем, что мы наблюдаем≫.

Я представлял другой взгляд на проблему, который пытается объяснить странное расположение галактических спутников наличием космических структур темной материи, больших, чем наш Млечный Путь. Хотя небольшое число скептиков вроде Крупы остаются при своем мнении, недавние работы, включая мою, показывают, как гигантская паутина темной материи способна объяснить уникальное расположение галактик-спутников на небосводе.

Недостающая материя

Гипотеза о темной материи, лежащая в центре этой полемики, впервые была высказана для объяснения других загадочных свойств галактик. В 1930-е гг. великий астроном Фриц Цвикки захотел «взвесить» скопление Волосы Вероники, гигантскую группу почти из тысячи галактик. Начал он с измерения скоростей, с которыми движутся галактики в этом скоплении. К своему удивлению, он обнаружил огромные скорости - тысячи километров в секунду, - достаточно большие, чтобы скопление разорвалось на части. Почему же оно не разлетелось на куски? Цвикки предположил, что скопление заполнено неким невидимым веществом, которое удерживает галактики вместе силой своей гравитации. Эту недостающую субстанцию впоследствии назвали темной материей.

С тех пор как 80 лет назад Цвикки впервые высказал свое предположение, призрак темной материи возникает то тут то там по всей Вселенной, почти в каждой изученной галактике. В нашей собственной - Млечном Пути - астрономы выявили ее существование исходя из характера движения звезд на задворках галактики. Так же как и галактики в скоплении Волосы Вероники, эти звезды движутся слишком быстро, чтобы их могло удержать все видимое вещество. А дюжина карликовых галактик вблизи Млечного Пути, по-видимому, богаче темной материей.

Вездесущность темной материи укрепила уверенность в ее существовании. И действительно, большинство космологов полагают, что темная материя составляет примерно 84% всей материи, перевешивая нормальные атомы в отношении примерно пять к одному.

Такое обилие темной материи предполагает, что она, по-видимому, играет исключительную роль в эволюции Вселенной. Один из путей изучения этой эволюции- использование компьютерных моделей. Начиная с 1970-х гг. ученые в области вычислительной космологии предпринимали попытки моделировать историю Вселенной с помощью компьютерных программ. Методика проста: задайте воображаемый прямоугольный объем; поместите туда в узлах почти совершенной решетки воображаемые точечные частицы, которые в этой модели имитируют сгустки темной материи; рассчитайте гравитационное притяжение каждой частицы со стороны всех остальных и позвольте им двигаться в соответствии с действующим на них гравитационным полем: проследите этот процесс на интервале в 13 млрд лет.

С 1970-х гг. стратегии такого рода значительно развились и стали гораздо более сложными, но в основе своей этот метод используется по сей день. Сорок лет назад программа могла работать лишь с несколькими сотнями частиц. Современные методы компьютерного моделирования позволяют рассчитывать поведение миллиардов частиц в объеме, приближающемся к размеру наблюдаемой Вселенной.

Компьютерное моделирование Вселенной оказалось невероятно удобным способом исследовать отдельные галактики, но при этом оно породило и ряд непростых загадок. Например, компьютерные модели указывают, что темная материя, заполняющая гало вокруг Млечного Пути, стягивает газ и пыль в отдельные сгустки. Эти сгустки должны сжиматься под действием гравитации, образуя звезды и карликовые галактики. Вокруг Млечного Пути, окруженного темной материей, должны быть тысячи малых галактик. Однако, наблюдая ночное небо, мы видим их всего лишь несколько десятков. Неудача всех попыток их обнаружить стала очевидной в 1990-е гг., и с тех пор это называют «проблемой недостающих спутников».

За прошедшие годы астрономы придумали несколько возможных объяснений этой дилеммы. Первая и самая убедительная состоит в том, что не все спутники, появляющиеся в компьютерных моделях, строго соответствуют реально существующим галактикам-спутникам. Массы самых малых сгустков темной материи (и их гравитационное притяжение), возможно, недостаточны, чтобы захватить газ и сформировать звезды. Продолжая эту линию рассуждений, можно предположить, что наблюдаемые галактики-спутники-лишь видимая вершина темного айсберга: возможно, сотни, если не тысячи, темных галактик-спутников, не имеющих звезд, существуют вблизи. Просто мы их не видим.

Второе: даже если в небольших скоплениях темной материи сформировались звезды, возможно, они слишком тусклы, чтобы мы могли увидеть их в наши телескопы. Тогда по мере развития техники и роста чувствительности телескопов астрономы обнаружат новые галактики-спутники. Действительно, за прошедшие несколько лет число известных галактик-спутников, обращающихся вокруг Млечного Пути, удвоилось.

Кроме того, сам диск нашей галактики, вероятно, мешает нам заметить некоторые спутники. Этот диск, по сути, - плотное плоское скопище звезд, настолько яркое, что для невооруженного глаза выглядит полосой белой жидкости (отсюда и название «Млечный Путь»). Очень трудно обнаружить спутники, прячущиеся за диском, столь же трудно, как днем увидеть Луну, - тусклый свет галактики-спутника тонет в сиянии Млечного Пути.

Все эти аргументы вместе взятые решают проблему недостающих галактик-спутников и убеждают большинство астрофизиков. Они спасают идею темной материи, защищая ее от самых серьезных наблюдательных контраргументов. Однако странное пространственное расположение галактик-спутников по-прежнему ставит ученых в тупик.

Новая угроза карлика

В нескольких статьях, опубликованных в конце 1970-х - начале 1980-х гг.. Дональд Линден-Белл (Donald Lynclen-Bell). астрофизик Кембриджского университета, отметил, что многие из галактик-спутников, обращающихся вокруг Млечного Пути, по всей видимости, расположены водной плоскости. Как объяснить такую странную картину? В 2005 г. Крупа и его группа из Боннского университета убедили мир, что такое компланарное расположение не могло быть случайным. Они предположили, что спутники из темной материи были равномерно распределены вокруг Млечного Пути, как и предсказывало компьютерное моделирование, и что только один из сотни этих карликов был достаточно велик, чтобы в нем образовались звезды ион стал заметен в телескоп. С учетом этих абсолютно разумных допущений они задались вопросом: как часто мы можем ожидать, что обнаружим систему вроде Млечного Пути, вокруг которой светящиеся спутники оказались бы выстроенными в ряд? Ответ произвел взрыв в космологии: вероятность этого - менее одной миллионной.

«Если бы формированием галактик управляла темная материя, - возражает Крупа. - то галактики-спутники никогда бы не выстроились вдоль плоскости». Описывая в статье свои результаты. Крупа предложил собственное решение. «Единственный выход из положения, - писал он. - предположить, что спутники Млечного Пути сформировалась не в результате агрегации темной материи». Темной материи, утверждал он. не существует.

Будучи хорошим теоретиком. Крупа предложил альтернативу. Он полагает, что спутники- это осколки крупной галактики -прародительницы, которая когда-то в прошлом пролетела близ Млечного Пути. Так же как астероид, пролетая сквозь атмосферу Земли, раскалывается и оставляет за собой хвост из обломков, возможно, и спутники Млечного Пути возникли из вещества, отобранного у более крупного предка.

Когда мы вглядываемся во Вселенную, говорит Крупа, у некоторых сталкивающихся галактик мы видим длинные мосты звездного вещества, называемые приливными рукавами. Часто приливные рукава содержат небольшие галактики-спутники, которые образовались в результате сжатия захваченного вещества. При подходящих условиях сам процесс отрыва приводит к тому, что захваченное вещество собирается водной плоскости, подобно спутникам Млечного Пути.

Объяснение Крупы было элегантным, простым и самое главное, небесспорным. Оно быстро попало под шквал атак. Например, звезды в галактиках-спутниках Млечного Пути движутся слишком быстро в случае одной лишь обычной материи. Должно быть, вместе их удерживает темная материя, так же как она удерживает все части Млечного Пути. (Действительно, наблюдения указывают, что карликовые спутники Млечного Пути - это галактики с самым большим во Вселенной содержанием темной материи.) А приливный сценарий образования карликовых галактик предполагает, что в них нет темной материи, оставляя открытым вопрос, что не дает им разлететься на части.

Во-вторых, так же как при столкновении один автомобиль повреждает другой, столкновения между дисковыми галактиками разрушают диски. Почти всегда конечный результат столкновения галактик - бесформенный сгусток звезд. Млечный Путь имеет четко выраженную структуру и довольно тонкий диск. Мы не наблюдаем никаких признаков того, что в недавнем прошлом он пострадал в результате какого-либо столкновения или слияния.

Темная паутина

Альтернативное решение загадки необычного выравнивания карликовых галактик требует взглянуть дальше в глубины космоса. В работах по численному моделированию, которые начались в 1970-е гг., непросто изучается эволюция отдельных галактик, в них моделируются гигантские объемы Вселенной. Когда мы делаем это в самых больших масштабах, то видим, что галактики распределены не хаотически. Наоборот, они стремятся объединиться в строга определенную нитевидную структуру, называемую космической паутиной. Мы отчетливо различаем предсказанную структуру, когда рассматриваем карты распределения в пространстве реальных галактик.

Эта космическая паутина состоит из величественных слоев, заполненных миллионами галактик и протянувшихся на сотни миллионов световых лет. Эти слои соединены сигарообразными нитями. В промежутках между нитями лежат пустоты, в которых галактик нет. Большие галактики, такие как наша, обычно располагаются в тех точках паутины, где пересекаются множество нитей.

Будучи аспирантом Даремского университета в Англии, я строил компьютерные модели этих плотных областей. Однажды я принес распечатку последних результатов в кабинет моего научного руководителя Карлоса Френка (Carlos Frenk). Модель, над которой я работал, прослеживала формирование Млечного Пути и его окрестностей на протяжении 13 млрд лет истории Вселенной — Френк несколько секунд внимательно рассматривал компьютерный рисунок, а затем взмахнул листком и воскликнул: «Оставь все остальное! Галактики-спутники, которые ты изучаешь, все до одной лежат в той самой невероятной плоскости Крупы!» Наша модель не воспроизводила результаты сделанных ранее компьютерных моделей - равномерное распределение галактик-спутников в гало Млечного Пути. Вместо этого компьютер предсказывал формирование спутников водной плоскости- очень близко к тому, что наблюдают астрономы. Мы почувствовали, что с нашей модели начнется разгадка тайны того, как карликовые спутники смогли так странно расположиться в пространстве.

«Почему бы тебе не проследить эволюцию спутников обратно во времени, чтобы посмотреть, откуда они взялись?» - предложил Френк. У нас был конечный результат; теперь пришло время исследовать промежуточные этапы эволюции.

Когда мы изучали ход моделирования в обратном направлении, то увидели, что карликовые галактики не возникли в областях, непосредственно примыкавших к Млечному Пути. Как правило, они группировались немного дальше, внутри нитей космической паутины. Нити- это области более высокой плотности, чем космические пустоты. Вероятно, поэтому они притягивают находящиеся поблизости пыль и газ и собирают их в нарождающиеся галактики.

Относительно яркие и массивные светила довольно просто увидеть невооруженным глазом, но в Галактике куда больше карликовых звезд, которые видны только в мощные телескопы, даже если расположены вблизи от Солнечной системы. Среди них есть как скромные долгожители — красные карлики, так и недотянувшие до полноценного звездного статуса коричневые и отошедшие на покой белые карлики, постепенно превращающиеся в черные.

Судьба звезды целиком зависит от размера, а точнее от массы. Чтобы лучше представить себе массу звезды, можно привести такой пример. Если положить на одну чашу весов 333 тысячи земных шаров, а на другую — Солнце, то они уравновесят друг друга. В мире звезд наше Солнце — середнячок. Оно в 100 раз уступает по массе самым крупным звездам и раз в 20 превосходит самые легкие. Казалось бы, диапазон невелик: приблизительно как от кита (15 тонн) до кота (4 килограмма). Но звезды — не млекопитающие, их физические свойства гораздо сильнее зависят от массы. Сравнить хотя бы температуру: у кита и кота она почти одинаковая, а у звезд различается в десятки раз: от 2000 Кельвинов у карликов до 50 000 у массивных звезд. Еще сильнее — в миллиарды раз различается мощность их излучения. Именно поэтому на небе мы легко замечаем далекие гигантские звезды, а карликов не видим даже в окрестностях Солнца.

Но когда были проведены аккуратные подсчеты, выяснилось, что распространенность гигантов и карликов в Галактике сильно напоминает ситуацию с китами и котами на Земле. В биосфере есть правило: чем мельче организм, тем больше его особей в природе. Оказывается, это справедливо и для звезд, но объяснить эту аналогию не так-то просто. В живой природе действуют пищевые цепи: крупные поедают мелких. Если бы лис в лесу стало больше, чем зайцев, то чем бы питались эти лисы? Однако звезды, как правило, не едят друг друга. Тогда почему же гигантских звезд меньше, чем карликов? Половину ответа на этот вопрос астрономы уже знают. Дело в том, что жизнь массивной звезды в тысячи рад 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. Так что, когда бы ни родился карлик, он здравствует до сих пор, ведь возраст Галактики всего около 13 миллиардов лет, А вот массивные звезды, появившиеся на свет более 10 миллионов лет назад, давно уже погибли.

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.

До недавних пор и классификации астрономических объектов зияла большая дыра: самые маленькие известные звезды были раз в 10 легче Солнца, а самая массивная планета — Юпитер — в 1000 раз. Существуют ли в природе промежуточные объекты — не звезды и не планеты с массой от 1/1000 до 1/10 солнечной? Как должно выглядеть это «недостающее звено»? Можно ли его обнаружить? Эти вопросы давно волновали астрономов, но ответ стал намечаться лишь в середине 1990-х годон, когда программы поиска планет за пределами Солнечной системы принесли первые плоды. На орбитах вокруг нескольких солнцеподобных звезд обнаружились планеты-гиганты, причем все они оказались массивнее Юпитера. Промежуток по массе между звездами и планетами стал сокращаться. Но возможна ли смычка, и где пронести границу между звездой и планетой?

Еще недавно казалось, что это совсем просто: звезда светит собственным светом, а планета — отраженным. Поэтому в категорию планет попадают те объекты, в недрах которых за все время существованиям не протекают реакции термоядерного синтеза. Если же на некотором этапе эволюции их мощность была сравнима со светимостью (то есть термоядерные реакции служили главным источником энергии), то такой объект достоин называться звездой. Но оказалось, что могут существовать промежуточные объекты, в которых термоядерные реакции происходят, но никогда не служат основным источником энергии. Их обнаружили в 1996 году, но еще задолго до того они получили название коричневых карликов. Открытию этих странных объектов предшествовал тридцатилетний поиск, начавшийся с замечательного теоретического предсказания.

В 1963 году молодой американский астрофизик индийского происхождения Шив Кумар рассчитал модели самых мало массивных звезд и выяснил, что если масса космического тела превосходит 7,5% солнечной, то температура в его ядре достигает нескольких миллионов градусов и R нем начинаются термоядерные реакции превращения водорода в гелий. При меньшей массе сжатие останавливается раньше, чем температура в центре достигает значения, необходимого для протекания реакции синтеза гелия. С тех пор это критическое значение массы называют «границей возгорания водорода», или пределом Кумара. Чем ближе звезда к этому, пределу, тем медленнее идут в ней ядерные реакции. Например, при массе 8% солнечной звезда будет «тлеть» около 6 триллионов лет — в 400 раз больше современного возраста Вселенной! Так что, в какую бы эпоху ни родились такие звезды, все они еще находятся в младенческом возрасте.

Впрочем и в жизни менее массивных объектов 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, сжимаясь под действием гравитации, они разогреваются и начинают светиться инфракрасным и даже чуть-чуть красным — видимым светом. Температура их поверхности может подняться до 2500 Кельвинов, а в недрах превысить 1 миллион кельвинов. Этого хватает, чтобы началась реакция термоядерного синтеза гелия, но только не из обычного водорода, а из очень редкого тяжелого изотопа — дейтерия, и не обычного гелия, а легкого изотопа гелия-3. Поскольку дейтерия в космическом веществе очень мало, весь он быстро сгорает, не давая существенного выхода энергии. Это все равно, что бросить в остывающий костер лист бумаги: сгорит моментально, но тепла не даст. Разогреться сильнее «мертворожденная» звезда не может — ее сжатие останавливается под действием внутреннего давления вырожденного газа. Лишенная источников тепла, она в дальнейшем лишь остывает, как обычная планета. Поэтому заметить эти неудавшиеся звезды можно только в период их недолгой молодости, пока они теплые. Выйти на стационарный режим термоядерного горения им не суждено.

Открытие «мертворожденных» звезд

Физики уверены: что не запрещено законами сохранения, то разрешено. Астрономы добавляют к этому; природа богаче нашего воображения. Если Шив Кумар смог придумать коричневые карлики, то природе, казалось бы, не составит труда их создать. Три десятилетия продолжались безрезультатные поиски этих тусклых светил. В работу включались все новые и новые исследователи. Даже теоретик Кумар прильнул к телескопу в надежде найти объекты, открытые им на бумаге. Его идея была проста: обнаружить одиночный коричневый карлик очень сложно, поскольку нужно не только зафиксировать его излучение, но и доказать, что это не далекая гигантская звезда с холодной (по звездным меркам) атмосферой или даже окруженная пылью галактика на краю Вселенной. Самое трудное в астрономии – 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 раз-глядеть тусклый карлик. Следовательно, искать их надо рядом с другими карликами! Например с красными — звездами предельно малой массы или же белыми — остывающими остатками нормальных звезд. В 1980-х годах поиски Кумара и других астрономов не принесли результата. Хотя не раз появлялись сообщения об открытии коричневых карликов, но детальное исследование каждый раз показывало, что это — маленькие звезды. Однако идея поиска была правильная и спустя десятилетие она сработала.

В 1990-е годы у астрономов появились новые чувствительные приемники излучения — ПЗС-матрицы и крупные телескопы диаметром до 10 метров с адаптивной оптикой, которая компенсирует вносимые атмосферой искажения и позволяет с поверхности Земли получать почти такие же четкие изображения, как из космоса. Это сразу же принесло плоды: были обнаружены предельно тусклые красные карлики, буквально пограничные с коричневыми.

А первого коричневого карлика отыскала в 1995 году группам астрономов под руководством Рафаэля Реболо из Института астрофизики на Канарских островах. С помощью телескопа на острове Ла-Пальма они нашли в звездном скоплении Плеяды объект, который назвали Teide Pleiades 1, позаимствовав название у вулкана Пико-де-Тейде на острове Тенерифе. 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 из Калифорнийского технологического института с помощью телескопов Паломарской обсерватории обнаружила на расстоянии 19 световых лет от Земли в созвездии Зайца, рядом с очень маленькой и холодной звездой Глизе 229, еще более мелкий и холодный ее спутник Глизе 229В. Температура его поверхности — всего 1000 К, а мощность излучения в 160 тысяч раз ниже солнечной.

Незвездная природа Глизе 229В окончательно подтвердилась в 1997 году так называемым литиевым тестом. В нормальных звездах небольшое количество лития, сохранившегося с эпохи рождения Вселенной, быстро сгорает в термоядерных реакциях. Однако коричневые карлики для этого недостаточно горячи. Когда в атмосфере Глизе 229В был обнаружен литий, этот объект стал первым «несомненным» коричневым карликом. По размерам он почти совпадает с Юпитером, а его масса оценивается в 3- 6% массы Солнца. Он обращается вокруг своего более массивного компаньона Глизе 229А по орбите радиусом около 40 астрономических единиц (как Плутон вокруг Солнца).

Очень быстро выяснилось, что для поиска «несостоявшихся звезд» годятся и не самые крупные телескопы. Первых одиночных коричневых карликов открыли на рядовом телескопе в ходе планомерных обзоров неба. Например, объект Kelu-1 в созвездии Гидры обнаружен в рамках долгосрочной программы поиска карликовых звезд в окрестностях Солнца, которая началась на Европейской Южной обсерватории в Чили еще в 1987 году. При помощи 1-метрового телескопа системы Шмидта астроном Чилийского университета Мария Тереза Руиз уже много лет регулярно фотографирует некоторые участки неба, а затем сравнивает снимки, полученные с интервалом в годы. Среди сотен тысяч слабых звезд она ищет те, которые заметно смещаются относительно других — это безошибочный признак близких светил. Таким способом Мария Руиз открыла уже десятки белых карликов, а в 1997 году ей наконец попался коричневый. Его тип определили по 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 около 30 световых лет от Солнца и не связан ни с одной звездой.

Все эти находки, сделанные в 1995-1997 годах, и стали прототипами нового класса астрономических объектов, который занял место между звездами и планетами. Как это обычно бывает в астрономии, за первыми открытиями сразу последовали новые. В последние годы множество карликов обнаружено в ходе рутинных инфракрасных обзоров неба 2MASS и DENIS.

Звездная пыль

Уже вскоре после открытия бурые карлики заставили астрономов внести коррективы в устоявшуюся десятки лет назад спектральную классификацию звезд. Оптический спектр звезды — это ее лицо, а точнее — паспорт. Положение и интенсивность линий в спектре прежде всего говорят о температуре поверхности, а также о других параметрах, в частности химическом составе, плотности газа в атмосфере, напряженности магнитного поля и т. п. Около 100 лет назад астрономы разработали классификацию звездных спектров, обозначив каждый класс буквой латинского алфавита. Их порядок многократно пересматривали, переставляя, убирая и добавляя буквы, пока не сложилась общепринятая схема, безупречно служившая астрономам многие десятки лет. В традиционном виде последовательность спектральных классов выглядит так: O-B-A-F-G-K-M. Температура поверхности звезд от класса О до класса М убывает со 100 000 до 2000 К. Английские студенты-астрономы даже придумали мнемоническое правило для запоминания порядка следования букв «Oh! Be A Fine Girl, Kiss Me!» И вот на рубеже веков этот классический ряд пришлось удлинить сразу на две буквы. Оказалось, что в формировании спектров экстремально холодных звезд и субзвезд весьма важную роль играет пыль.

На поверхности большинства звезд из-за высокой температуры никакие молекулы существовать не могут. Однако у самых холодных звезд класса М (с температурой ниже 3000 К) в спектрах видны мощные полосы поглощения окисей титана и ванадия (TiO, VO). Естественно, ожидалось, что у еще более холодных коричневых карликов эти молекулярные линии будут еще сильнее. Все в том же 1997 году у белого карлика GD 165 был открыт коричневый компаньон GD 165В, с температурой поверхности 1900 К и светимостью 0,01% солнечной. Он поразил исследователей тем, что в отличие от других холодных звезд не имеет полос поглощения TiO и VO, за что был прозван «странной звездой». Такими же оказались спектры и других коричневых карликов с температурой ниже 2000 К. Как показали расчеты, молекулы TiO и VO в их атмосферах конденсируются в твердые частицы — пылинки, и уже не проявляют себя в спектре, как это свойственно молекулам газа.

Чтобы учесть эту особенность, Дэви Киркпатрик из Калифорнийского технологического института уже на следу-ющий год предложил расширить традиционную спектральную классификацию, добавив в нее класс L для мало-массивных инфракрасных звезд, с температурой поверхности 1500-2000 К. Большинство объектов L-класса должны быть коричневыми карликами, хотя очень старые маломассивные звезды тоже могут остыть ниже 2000 К.

Продолжая исследования L-карликов, астрономы обнаружили еще более экзотические объекты. В их спектрах видны мощные полосы поглощения воды, метана и молекулярного водорода, поэтому их называют «метановыми карликами». Прототипом этого класса считается первый открытый бурый карлик Глизе 229В. В 2000 году Джеймс Либерт с коллегами из Аризонского университета выделили в самостоятельную группу Т-карлики с температурой 1500-1000 К и даже чуть ниже.

Коричневые карлики ставят перед астрономами много сложных и очень интересных вопросов. Чем холоднее атмосфера звезды, тем труднее изучать ее как наблюдателям, так и теоретикам. Присутствие пыли делает эту задачу еще сложнее: конденсация твердых частиц не только изменяет состав свободных химических элементов в атмосфере, но и влияет на теплообмен и форму спектра. В частности, теоретические модели с учетом пыли предсказали парниковый эффект в верхних слоях атмосферы, что подтверждается наблюдениями. Вдобавок расчеты показывают, что после конденсации пылинки начинают тонуть. Возможно, на разных уровнях в атмосфере формируются плотные облака пыли. Метеорология коричневых карликов может оказаться не менее разнообразной, чем у планет-гигантов. Но если атмосферы Юпитера и Сатурна можно изучать вблизи, то расшифровывать метано-вые циклоны и пылевые бури коричневых карликов придется только по их спектрам.

Секреты «ПОЛУКРОВОК»

Вопросы о происхождении и численности коричневых карликов пока остаются открытыми. Первые подсчеты их количества в молодых звездных скоплениях типа Плеяд показывают, что по сравнению с нормальными звездами общая масса коричневых карликов, видимо, не так велика, чтобы «списать» на них всю скрытую массу Галактики. Но этот вывод еще нуждается в проверке. Общепринятая теория происхождения звезд не дает ответа и на вопрос, как образуются коричневые карлики. Объекты столь малой массы могли бы формироваться подобно планетам-гигантам в околознездных дисках. Но обнаружено довольно много одиночных коричневых карликов, и трудно предположить, что все они вскоре после рождения были потеряны своими более массивными компаньонами. К тому же совсем недавно на орбите вокруг одного из коричневых карликов открыли планету, а значит, он не подвергался сильному гравитационному влиянию соседей, иначе карлик бы ее потерял.

Совершенно особый путь рождения коричневых карликов наметился недавно при исследовании двух тесных двойных систем — LL Андромеды и EF Эридана. В них более массивный компаньон, белый карлик, своей гравитацией стягивает вещество с менее массивного спутника, так называемой звезды-до нора. Расчеты показывают, что первоначально в этих системах спутники-доноры были обычными звездами, но за несколько миллиардов лет их масса упала ниже предельного значения и термоядерные реакции в них угасли. Теперь по внешним признакам это типичные коричневые карлики.

Температура звезды-донора в системе LL Андромеды около 1300 К, а в системе EF Эридана — около 1650 К. По массе они лишь в несколько десятков раз превосходят Юпитер, а в их спектрах видны линии метана. Насколько их внутренняя структура и химический состав сходны с аналогичными параметрами «настоящих» коричневых карликов, пока неизвестно. Таким образом, нормальная маломассивная звезда, потеряв значительную долю своего вещества, может стать коричневым карликом. Правы были астрономы, утверждая, что природа изобретательнее нашей фантазии. Коричневые карлики, эти «не звезды и не планеты», уже начали преподносить сюрпризы. Как выяснилось недавно, несмотря на свой холодный характер, некоторые из них являются источниками радио- и даже рентгеновского (!) излучения. Так что в будущем этот новый тип космических объектов обещает нам немало интересных открытий.

Вырожденные звезды

Обычно в период формирования звезды ее гравитационное сжатие продолжается до тех пор, пока плотность и температура в центре не достигнут значений, необходимых для запуска термоядерных реакций, и тогда за счет выделения ядерной энергии давление газа уравновешивает его собственное гравитационное притяжение. У массивных звезд температура выше и реакции начинаются при относительно не-большой плотности вещества, но чем меньше масса, тем выше оказывается «плотность зажигания». Например, в центре Солнца плазма сжата до 150 граммов на кубический сантиметр.

Однако при плотности, еще в сотни раз большей, вещество начинает сопротивляться давлению независимо от роста температуры, и в итоге сжатие звезды прекращается прежде, чем выход энергии в термоядерных реакциях становится значимым. Причиной остановки сжатия служит квантово-механический эффект, который физики называют давлением вырожденного электронного газа. Дело в том, что электроны относятся к тому типу частиц, который подчиняется так называемому «принципу Паули», установленному физиком Вольфгангом Паули в 1925 году. Этот принцип утверждает, что тождественные частицы, например электроны, не могут одновременно находиться в одном и том же состоянии. Именно поэтому в атоме элек-троны движутся по разным орбитам. В недрах звезды нет атомов: при большой плотно-сти они раздавлены и существует единое «электронное море». Для него принцип Паули звучит так: расположенные рядом электроны не могут иметь одинаковые скорости.

Если один электрон покоится, другой должен двигаться, а третий - двигаться еще быстрее, и т. д. Такое состояние электронного газа физики называют вырождением. Даже если небольшая звезда сожгла все термоядерное топливо и лишилась источника энергии, ее сжатие может быть остановлено давлением вырожденного электронного газа. Как бы сильно ни охладилось вещество, при высокой плотности движение электронов не прекратится, а значит, давление вещества будет противостоять сжатию независимо от температуры: чем больше плотность, тем выше давление.

Сжатие умирающей звезды с массой, равной солнечной, остановится, когда она уменьшится примерно до размера Земли, то есть в 100 раз, а плотность ее вещества станет в миллион раз выше плотности воды. Так образуются белые карлики. Звезда меньшей массы прекращает сжатие при меньшей плотности, поскольку сила ее тяготения не так велика. Очень маленькая звезда-неудачник может стать вырожденной и прекратить сжатие еще до того, как в ее недрах температура поднимется до порога «термо-ядерного зажигания». Такому телу никогда не стать настоящей звездой.

Международная группа астрономов, среди которых был Игорь Караченцев из Специальной астрофизической обсерватории РАН, изучила карликовую галактику KDG215 и обнаружила, что основная часть звезд в ней сформировалась за последний миллиард лет, в то время как в большинстве известных галактик пик звездообразования случился десяток миллиардов лет назад. KDG215 - одна из самых «молодых» по своему составу галактик, что указывает не необычность процессов ее эволюции. Соответствующая статья направлена на публикацию в Astrophysical Journal Letters , а пока что с текстом работы можно ознакомиться на сервере препринтов Корнелльского университета.

Детали того, как именно галактики начинают быстро и в больших количествах образовывать звезды, остаются не вполне ясными. Ситуация осложнена тем, что интенсивнее всего галактики «рожали» новые звезды 10 миллиардов лет назад, а сегодня этот процесс идет намного медленнее. Особенно сложная ситуация - для карликовых галактик, которые удалены от земных наблюдателей и зачастую довольно тусклы.

Астрономы изучили карликовую галактику KDG215 в 4,83 мегапарсека от нас (примерно 15,7 миллиона световых лет). Она, с одной стороны, сравнительно близка и потому удобна для наблюдения, а с другой - обладает рядом крайне необычных черт, которые позволяли ученым надеяться и на необычные результаты при ее исследовании. KDG215 крайне тусклая - это одна из самых тусклых галактик на таком удалении, а текущая скорость образования новых звезд в ней равна нулю.

Исследователи попытались проследить эволюцию звездообразования в этой галактике, обратившись к архиву снимков космического телескопа «Хаббл». Для этого они проанализировали спектры излучения галактики и выяснили, каков возраст основной популяции звезд в ней. Оказалось, что его средние значения экстремально низки: по расчетам, около миллиарда лет назад в галактике произошел резкий всплеск звездообразования. По самым консервативным оценкам, всего 1,25 миллиарда лет назад 30 процентов всех звезд в KDG215 еще не существовало, тогда как в остальных известных галактиках в это же время существовало уже не менее 90 процентов звезд. Более того, по менее консервативной оценке результатов расчетов, 1,25 миллиарда лет назад не существовало 66 процентов всех звезд галактики KDG215. Это делает ее экстремально молодой в плане среднего возраста ее звездного населения: хотя авторы и проводят параллели с парой других карликовых галактик, однако и там не менее половины всех звезд образовалось уже 4-7 миллиардов лет назад, а вовсе не в последний миллиард лет, как, возможно, обстоит дело в KDG215.

Исследователи взяли соседние с KDG215 галактики в кубе со стороной в шесть мегапарсеков (порядка 20 миллионов световых лет) и обнаружили, что не более нескольких миллиардов лет назад она могла пройти весьма близко к галактике Черный глаз (M64).

Это достаточно необычный объект, состоящий из двух слившихся галактик, причем периферия ее вращается в одну сторону, а газопылевой диск в центре галактики - в другую. Как отмечают исследователи, столкновение с газом из M64 могло привести к резкому повышению плотности облаков водорода в KDG215 и, соответственно, вспышке звездообразования. Дальнейшее изучение этого объекта способно прояснить детали процессов массового образования новых звезд в галактиках.

На изображении показана Карликовая галактика в созвездии Скульптор (Sculptor Dwarf Galaxy). Снимок был получен прибором Wide Field Imager, который установлен на 2.2-метровом телескопе MPG/ESO Европейской южной обсерватории в Ла-Силья. Эта галактика является одним из соседей нашего Млечного Пути. Но, несмотря на такое близкое расположение друг к другу, у этих двух галактик совершенно различные история возникновения и эволюции, можно сказать, что их характеры совершенно разные. Карликовая галактика в Скульпторе намного меньше и старее Млечного Пути, из-за чего она стала очень ценным объектом для изучения тех процессов, которые приводили к рождению новых звёзд и других галактик в ранней Вселенной. Однако, из-за того, что она излучает очень мало света, её изучение сильно затруднено.

Карликовая галактика в созвездии Скульптор относится к подклассу карликовых сфероидальных галактик и является одной из четырнадцати галактик-спутников, которые вращаются вокруг Млечного Пути. Все они расположены близко друг к другу в области гало нашей Галактики, которая представляет собой сферическую область, простирающуюся далеко за границами спиральных рукавов. Как следует из названия, эта карликовая галактика расположилась в созвездии Скульптора и лежит на расстоянии 280000 световых лет от Земли. Несмотря на её близость, она была обнаружена только в 1937 году с появлением новых мощных приборов, поскольку звёзды её составляющие очень слабы и кажется , будто они разбросаны по всему небу. Также не стоит путать эту галактику и NGC 253, которая расположилась в том же созвездии Скульптор, но выглядит намного ярче и является спиральной с перемычкой.

Карликовая галактика в созвездии Скульптор. Источник: ESO

Информация о снимке

Информация о снимке

Несмотря на всю трудность своего обнаружения, эта карликовая галактика была среди первых слабых карликовых объектов, обнаруженных в области вокруг Млечного Пути. Её странная форма заставляет задумываться астрономов с момента открытия и до сегодняшнего дня. Но в наше время астрономы уже привыкли к сфероидальным галактикам и поняли, что такие объекты позволяют заглянуть далеко в прошлое Вселенной.

Считается, что Млечный Путь, впрочем, как и все большие галактики, сформировался в результате слияния с меньшими объектами в течение первых лет существования Вселенной. И если некоторые из этих малых галактик всё ещё существуют в наши дни, то они должны содержать в себе много чрезвычайно старых звёзд. Именно поэтому Карликовая галактика в созвездии Скульптор отвечает всем требованиям, которые предъявляются к первородным галактикам. Как раз эти древние звёзды и можно наблюдать на данном изображении.

Астрономы научились определять возраст зв ёзд в галактике по характерным подписям, которые присутствуют в их световом потоке. Это излучение несёт в себе очень мало признаков наличия в этих объектах тяжёлых химических элементов. Дело в том, что такие химические соединения имеют тенденцию накапливаться в галактиках при смене поколений звёзд. Таким образом, малые концентрации тяжёлых молекул указывают на то, что средний возраст зв ёзд в этой сфероидальной галактике достаточно высокий.

Область неба вокруг карликовой галактики в созвездии Скульптор.

Карликовые галактики могут быть очень маленькими, но они обладают феноменальной мощностью, которая способна рождать новые звезды. Новые наблюдения с помощью космического телескопа Хаббл показали, что процесс звездообразования в карликовых галактиках играет большую роль в ранней вселенной, чем это принято считать сейчас.

И хотя галактики по всей вселенной до сих пор продолжают формировать новые звезды, большинство их было образовано между двумя и шестью миллиардами лет после Большого Взрыва. Изучение этой ранней эпохи истории вселенной является ключевым моментом, если мы хотим понять как появились первые звезды и как вырастал и развивались первые галактики.

На этом снимке показан участок неба с отмеченными карликовыми галактиками в которых наблюдаются вспышки звездообразования. Снимок получен в рамках программы GOODS (Great Observatories Origins Deep Survey) и демонстрирует только один кадр со всего обзора. Источник: NASA, ESA, the GOODS Team and M. Giavalisco (STScI/University of Massachusetts)

Новое исследование, выполненное с помощью Хаббла и его прибора Wide Field Camera 3 (WFC3) позволило астрономам сделать шаг вперед в понимании той эры, изучив различные виды карликовых галактик ранней вселенной и, в частности, выбрав из них только те, с явными процессами активного звездообразования. Подобные галактики принято называть галактиками со вспышками звездообразования. В таких объектах новые звезды формируются значительно быстрее обычного значения в других галактиках. Предыдущие изучения сосредотачивались в основном на анализе галактик со средней и высокой массой и не учитывали того огромного числа карликовых галактик, которые существовали в эту активную эпоху. Но вина здесь не столько на ученых, которые не хотели исследовать карликовые галактики. Скорее всего это связано с невозможностью увидеть эти маленькие объекты, поскольку они находятся от нас очень далеко. До недавнего времени астрономы могли наблюдать малые галактики на меньших расстояниях или большие галактики на больших расстояниях.

Однако сейчас, с использованием гризмы, астрономы смогли вглядеться в карликовые низкомассовые галактики в отдаленной вселенной и учесть вклад их вспышек звездообразования, аппроксимировав информацию на возможное число существовавших тогда малых галактик. Гризма – это объективная призма, комбинация призмы и дифракционной решётки, которая пропускает свет не смещая его спектр. Буква “Г” в названии от grating (решётка).

“Мы всегда предполагали, что карликовые галактики со вспышками звездообразования будут существенно влиять на процессы рождения новых звезд в молодой вселенной, но это – первый раз, когда мы в состоянии измерить тот эффект, которым они фактически обладают. И, по всей видимости, они играли существенную, если не ключевую роль”, – Хаким Атек из швейцарского Политехнического университета.

“Эти галактики формируют звезды так быстро, что они могли фактически удвоить всю свою звездную массу всего через 150 миллионов лет. Для сравнения, показатели звездной массы для обычных галактик удваиваются в среднем за 1-3 миллиарда лет”, – добавляет соавтор работы Жан-Поль Кнейб.

Снимок галактик в режиме гризмы на примере камеры Wide Field Camera 3, установленной на Хаббле и работающей в этом режиме спектроскопии. Протяженные радужные линии есть ни что иное как галактики, попавшие в объектив, но в режиме гризмы они представлены в виде радужного спектра. Благодаря этому ученые в состоянии оценивать химический состав космических объектов.