Ang medyo maliwanag at napakalaking luminaries ay medyo madaling makita sa mata, ngunit marami pa sa Galaxy mga dwarf na bituin, na makikita lamang sa malalakas na teleskopyo, kahit na matatagpuan malapit sa solar system. Kabilang sa mga ito ay may parehong katamtaman na mga centenarian - red dwarf, at brown dwarf na hindi umabot sa ganap na stellar status at retiradong white dwarf, unti-unting nagiging itim.

Ang kapalaran ng isang bituin ay ganap na nakasalalay sa laki, o sa halip sa masa. Upang mas mahusay na isipin ang masa ng isang bituin, maaari nating ibigay ang sumusunod na halimbawa. Kung maglalagay ka ng 333 thousand sa isang sukat mga globo, at sa kabilang banda - ang Araw, pagkatapos ay balansehin nila ang bawat isa. Sa mundo ng mga bituin, ang ating Araw ay karaniwan. Ito ay 100 beses na mas mababa sa masa sa karamihan malalaking bituin at 20 beses na mas mataas kaysa sa pinakamagaan. Mukhang maliit ang saklaw: humigit-kumulang mula sa isang balyena (15 tonelada) hanggang sa isang pusa (4 na kilo). Ngunit ang mga bituin ay hindi mga mammal, kanilang pisikal na katangian ay higit na nakadepende sa masa. Ihambing ang hindi bababa sa temperatura: para sa isang balyena at isang pusa, ito ay halos pareho, ngunit para sa mga bituin ito ay naiiba sampung beses: mula 2000 Kelvin para sa mga dwarf hanggang 50,000 para sa malalaking bituin. Kahit na mas malakas - bilyun-bilyong beses ang kapangyarihan ng kanilang radiation ay naiiba. Iyon ang dahilan kung bakit madali nating napapansin ang malalayong higanteng mga bituin sa kalangitan, at hindi tayo nakakakita ng mga dwarf kahit sa paligid ng Araw.

Ngunit nang ginawa ang maingat na mga kalkulasyon, lumabas na ang pagkalat ng mga higante at dwarf sa Galaxy ay malakas na kahawig ng sitwasyon sa mga balyena at pusa sa Earth. Mayroong panuntunan sa biosphere: mas maliit ang organismo, mas maraming indibidwal ang likas na katangian nito. Ito ay lumalabas na totoo rin ito para sa mga bituin, ngunit ang pagpapaliwanag sa pagkakatulad na ito ay hindi napakadali. Sa wildlife act mga kadena ng pagkain Ang malalaki ay kumakain ng maliliit. Kung mas maraming fox sa kagubatan kaysa hares, ano ang kakainin ng mga fox na ito? Gayunpaman, ang mga bituin sa pangkalahatan ay hindi kumakain sa isa't isa. Saka bakit higanteng mga bituin mas mababa sa dwarf? Alam na ng mga astronomo ang kalahati ng sagot sa tanong na ito. Ang katotohanan ay ang buhay ng isang napakalaking bituin ay libu-libong rad na mas maikli kaysa sa isang dwarf. Upang mapanatili ang sariling katawan mula sa gravitational collapse, ang mga mabibigat na bituin ay kailangang magpainit hanggang mataas na temperatura daan-daang milyong digri sa gitna. Thermo mga reaksyong nuklear pumunta sa kanila nang napakatindi, na humahantong sa isang napakalaking kapangyarihan ng radiation at mabilis na pagkasunog ng "gasolina". Ang isang napakalaking bituin ay gumugugol ng lahat ng enerhiya nito sa loob ng ilang milyong taon, at ang mga matipid na dwarf, na dahan-dahang umuusok, ay umaabot sa kanilang termonuklear na buhay sa sampu o higit pang bilyun-bilyong taon. Kaya, sa tuwing ipinanganak ang isang duwende, ito ay buhay pa rin, dahil ang edad ng Galaxy ay halos 13 bilyong taong gulang lamang, ngunit ang napakalaking bituin na ipinanganak higit sa 10 milyong taon na ang nakalilipas ay matagal nang namatay.

Gayunpaman, ito ay kalahati lamang ng sagot sa tanong kung bakit bihira ang mga higante sa kalawakan. At ang iba pang kalahati ay ang napakalaking bituin ay ipinanganak na mas madalas kaysa sa mga dwarf. Para sa isang daang bagong panganak na bituin tulad ng ating Araw, isang bituin lamang ang lumilitaw na may mass na 10 beses na mas malaki kaysa sa Araw. Ang dahilan nito mga pattern sa kapaligiran Ang mga astrophysicist ay hindi pa naiisip ito.

Hanggang kamakailan lamang, nakanganga ang pag-uuri ng mga bagay na pang-astronomiya malaking butas: pinakamaliit sikat na bituin ay 10 beses na mas magaan kaysa sa Araw, at ang pinaka-napakalaking planeta - Jupiter - 1000 beses. Mayroon bang mga intermediate na bagay sa kalikasan, maliban sa mga bituin o planeta, na may mass sa pagitan ng 1/1000 at 1/10 ng solar mass? Paano ito dapat magmukhang? nawawalang link"? Maaari ba itong matukoy? Ang mga tanong na ito ay matagal nang nag-aalala sa mga astronomo, ngunit ang sagot ay nagsimulang mabuo lamang noong kalagitnaan ng dekada 1990, nang ang mga programa sa paghahanap ng mga planeta sa labas ng solar system ay nagbunga ng mga unang bunga. Ang mga higanteng planeta ay natuklasan sa mga orbit sa paligid ng ilang mga bituin na tulad ng araw, at lahat sila ay naging mas malaki kaysa sa Jupiter. Ang mass gap sa pagitan ng mga bituin at mga planeta ay nagsimulang lumiit. Ngunit posible ba ang isang bono, at saan iguguhit ang hangganan sa pagitan ng bituin at planeta?

Hanggang kamakailan, tila ito ay medyo simple: ang bituin ay kumikinang sa sarili nitong liwanag, at ang planeta na may nakalarawan na liwanag. Samakatuwid, ang mga bagay na iyon ay nabibilang sa kategorya ng mga planeta, sa kalaliman kung saan, sa buong panahon ng kanilang pag-iral, ang mga reaksyon ay hindi nangyayari. thermonuclear fusion. Kung, sa ilang yugto ng ebolusyon, ang kanilang kapangyarihan ay maihahambing sa ningning (iyon ay, ang mga reaksiyong thermonuclear ay nagsilbing pangunahing pinagmumulan ng enerhiya), kung gayon ang naturang bagay ay nararapat na tawaging isang bituin. Ngunit maaaring may mga intermediate na bagay kung saan nagaganap ang mga reaksiyong thermonuclear, ngunit hindi kailanman nagsisilbing pangunahing mapagkukunan ng enerhiya. Natuklasan ang mga ito noong 1996, ngunit bago iyon tinawag silang brown dwarf. Ang pagbubukas ng mga ito kakaibang bagay na nauna sa isang tatlumpung taong paghahanap, na nagsimula sa isang kahanga-hangang teoretikal na hula.

Noong 1963, isang batang Amerikanong astrophysicist na Indian na pinanggalingan, si Shiv Kumar, ay nagkalkula ng mga modelo ng pinakamaliit na malalaking bituin at nalaman na kung ang masa ay katawan ng kosmiko lumampas sa 7.5% ng araw, pagkatapos ay ang temperatura sa core nito ay umabot sa ilang milyong degree at ang R thermonuclear reactions ng conversion ng hydrogen sa helium ay nagsisimula dito. Sa mas maliit na masa, humihinto ang compression bago maabot ng temperatura sa gitna ang halaga na kinakailangan para magpatuloy ang reaksyon ng helium fusion. Simula noon, ang kritikal na mass value na ito ay tinawag na "hydrogen ignition limit", o ang Kumar limit. Kung mas malapit ang isang bituin sa limitasyong ito, mas mabagal ang mga reaksyong nuklear nito. Halimbawa, na may mass na 8% solar star ay "mag-uusok" sa loob ng humigit-kumulang 6 na trilyong taon - 400 beses na higit pa kaysa sa kasalukuyang edad ng Uniberso! Kaya, sa anumang panahon na ipinanganak ang gayong mga bituin, lahat sila ay nasa kanilang kamusmusan.

Gayunpaman, sa buhay ng hindi gaanong napakalaking mga bagay ay may isang maikling yugto kapag sila ay kahawig ng isang normal na bituin. Ito ay tungkol tungkol sa mga katawan na may masa mula 1% hanggang 7% ng masa ng Araw, iyon ay, mula 13 hanggang 75 masa ng Jupiter. Sa panahon ng pagbuo, pag-urong sa ilalim ng impluwensya ng grabidad, sila ay nagpainit at nagsisimulang kuminang sa infrared at kahit na medyo pula - nakikitang liwanag. Ang temperatura ng kanilang ibabaw ay maaaring tumaas sa 2500 Kelvin, at sa kalaliman ay lumampas sa 1 milyong Kelvin. Ito ay sapat na upang simulan ang reaksyon ng thermonuclear fusion ng helium, ngunit hindi mula sa ordinaryong hydrogen, ngunit mula sa isang napakabihirang mabigat na isotope - deuterium, at hindi ordinaryong helium, ngunit ang light isotope ng helium-3. Dahil napakakaunting deuterium sa cosmic matter, lahat ng ito ay mabilis na nasusunog, nang hindi nagbibigay ng makabuluhang pagpapalabas ng enerhiya. Ito ay tulad ng paghahagis ng isang piraso ng papel sa isang lumalamig na apoy: ito ay masusunog kaagad, ngunit hindi ito magbibigay ng init. Ang isang "stillborn" na bituin ay hindi maaaring magpainit nang mas malakas - ang compression nito ay humihinto sa ilalim ng impluwensya ng panloob na presyon ng degenerate na gas. Nawalan ng mga pinagmumulan ng init, lumalamig lamang ito sa hinaharap, tulad ng isang ordinaryong planeta. Samakatuwid, ang mga nabigong bituin na ito ay mapapansin lamang sa kanilang maikling kabataan, habang sila ay mainit-init. Hindi sila nakatakdang maabot ang nakatigil na rehimen ng thermonuclear combustion.

Pagtuklas ng "stillborn" na mga bituin

Sigurado ang mga physicist na pinapayagan ang hindi ipinagbabawal ng mga batas sa konserbasyon. Idinagdag ito ng mga astronomo; ang kalikasan ay mas mayaman kaysa sa ating imahinasyon. Kung nakapag-imbento si Shiv Kumar ng mga brown dwarf, mukhang hindi magiging mahirap ang kalikasan na likhain sila. Sa loob ng tatlong dekada, nagpatuloy ang walang kabuluhang paghahanap para sa mga malalabong luminary na ito. Parami nang parami ang mga mananaliksik na kasama sa gawain. Maging ang theorist na si Kumar ay kumapit sa teleskopyo sa pag-asang mahanap ang mga bagay na natuklasan niya sa papel. Ang kanyang ideya ay simple: ang pag-detect ng isang solong brown dwarf ay napakahirap, dahil kailangan mo hindi lamang ayusin ang radiation nito, kundi pati na rin upang patunayan na ito ay hindi isang malayong higanteng bituin na may malamig (ayon sa mga pamantayan ng bituin) na kapaligiran o kahit isang kalawakan na napapalibutan. sa pamamagitan ng alikabok sa gilid ng uniberso. Ang pinakamahirap na bagay sa astronomiya ay upang matukoy ang distansya sa isang bagay. Samakatuwid, kinakailangang maghanap ng mga dwarf malapit sa normal na mga bituin, ang mga distansya na alam na. Pero maliwanag na Bituin bubulagin ang teleskopyo at hindi ka papayag na makita ang dim dwarf. Samakatuwid, kailangan mong hanapin ang mga ito sa tabi ng iba pang mga dwarf! Halimbawa, na may pula - mga bituin na may napakaliit na masa o puti - mga lumalamig na labi ng mga normal na bituin. Noong 1980s, walang laman ang mga paghahanap ni Kumar at ng iba pang astronomo. Bagaman mayroong mga ulat ng pagtuklas ng mga brown dwarf nang higit sa isang beses, isang detalyadong pag-aaral sa bawat oras ay nagpakita na ang mga ito ay maliliit na bituin. Gayunpaman, ang ideya ng paghahanap ay tama, at pagkaraan ng isang dekada, gumana ito.

Noong 1990s, nakakuha ang mga astronomo ng mga bagong sensitibong radiation detector - mga array ng CCD at malalaking teleskopyo hanggang sa 10 metro ang lapad na may adaptive optics, na nagbabayad para sa mga distortion na ipinakilala ng atmospera at nagbibigay-daan sa iyo upang makakuha ng mga larawan mula sa ibabaw ng Earth na halos kasinglinaw ng mula sa kalawakan. Kaagad itong nagbunga: natuklasan ang mga napakadilim na pulang dwarf, na literal na nasa hangganan ng mga kayumanggi.

At ang unang brown dwarf ay natagpuan noong 1995 ng mga grupo ng mga astronomo na pinamumunuan ni Rafael Rebolo mula sa Institute of Astrophysics sa isla ng Canary. Gamit ang isang teleskopyo sa isla ng La Palma, nakakita sila ng isang bagay sa Pleiades star cluster, na tinawag nilang Teide Pleiades 1, na hiniram ang pangalan mula sa Pico de Teide volcano sa isla ng Tenerife. Totoo, nanatili ang ilang pag-aalinlangan tungkol sa likas na katangian ng bagay na ito, at habang pinatunayan ng mga astronomong Espanyol na isa nga itong brown dwarf, inihayag ng kanilang mga kasamahan sa Amerika ang kanilang pagtuklas sa parehong taon. Isang grupo na pinamumunuan ni Tadashi Nakajima mula sa California Institute of Technology sa tulong ng mga teleskopyo ng Palomar Observatory, sa layong 19 light-years mula sa Earth sa constellation Hare, sa tabi ng napakaliit at malamig na bituin na Gliese 229, ang mas maliit at mas malamig na satellite nito na Gliese 229B. Ang temperatura ng ibabaw nito ay 1000 K lamang, at ang lakas ng radiation ay 160 libong beses na mas mababa kaysa sa araw.

Ang hindi-stellar na katangian ng Gliese 229B ay sa wakas ay nakumpirma noong 1997 ng tinatawag na lithium test. Sa normal na mga bituin, ang isang maliit na halaga ng lithium, na napanatili mula sa panahon ng kapanganakan ng Uniberso, ay mabilis na nasusunog sa mga reaksiyong thermonuclear. Gayunpaman, ang mga brown dwarf ay hindi sapat na mainit para dito. Nang matuklasan ang lithium sa kapaligiran ng Gliese 229B, ang bagay na ito ang naging unang "tiyak" na brown dwarf. Sa laki, halos tumutugma ito sa Jupiter, at ang masa nito ay tinatantya sa 3-6% ng masa ng Araw. Umiikot ito sa mas malaking kasama nitong si Gliese 229A sa isang orbit na may radius na humigit-kumulang 40 mga yunit ng astronomiya(tulad ng Pluto sa paligid ng Araw).

Mabilis na naging malinaw na hindi ang pinakamalaking teleskopyo ang angkop para sa paghahanap ng "mga nabigong bituin". Ang unang nag-iisang brown dwarf ay natuklasan sa isang ordinaryong teleskopyo sa panahon ng sistematikong mga survey sa kalangitan. Halimbawa, ang bagay na Kelu-1 sa konstelasyon na Hydra ay natuklasan bilang bahagi ng isang pangmatagalang paghahanap para sa mga dwarf star sa paligid ng Araw, na nagsimula sa European Southern Observatory sa Chile noong 1987. Gamit ang 1-meter Schmidt telescope, ang astronomer ng Unibersidad ng Chile na si Maria Teresa Ruiz ay regular na kumukuha ng mga bahagi ng kalangitan sa loob ng maraming taon, at pagkatapos ay inihahambing ang mga larawang kinunan sa pagitan ng mga taon. Sa daan-daang libong malabong mga bituin, hinahanap niya ang mga kapansin-pansing inilipat sa iba - ito hindi mapag-aalinlanganang tanda mga kalapit na ilaw. Sa ganitong paraan, natuklasan na ni Maria Ruiz ang dose-dosenang white dwarf, at noong 1997 ay nakakuha na rin siya ng brown. Ang uri nito ay tinutukoy ng spectrum, kung saan ang mga linya ng lithium at methane ay naging. Tinawag itong Kelu-1 ni Maria Ruiz: sa wika ng mga taong Mapuche na dating nanirahan gitnang bahagi Chile, "kelu" ay nangangahulugang pula. Ito ay matatagpuan sa layo na humigit-kumulang 30 light years mula sa Araw at hindi nauugnay sa anumang bituin.

Ang lahat ng mga natuklasan na ito, na ginawa noong 1995-1997, ay naging mga prototype ng isang bagong klase ng mga astronomical na bagay, na naganap sa pagitan ng mga bituin at mga planeta. Gaya ng karaniwang nangyayari sa astronomiya, ang mga unang pagtuklas ay sinundan kaagad ng mga bago. AT mga nakaraang taon maraming dwarf ang natuklasan sa mga nakagawiang 2MASS at DENIS infrared sky survey.

alikabok ng bituin

Di-nagtagal pagkatapos ng pagtuklas, pinilit ng mga brown dwarf ang mga astronomo na gumawa ng mga pagsasaayos sa itinatag na mga dekada na ang nakalipas parang multo na pag-uuri mga bituin. Optical spectrum ang mga bituin ay ang kanyang mukha, o sa halip, ang kanyang pasaporte. Ang posisyon at intensity ng mga linya sa spectrum ay pangunahing nagpapahiwatig ng temperatura sa ibabaw, pati na rin ang iba pang mga parameter, sa partikular, ang komposisyon ng kemikal, density ng gas sa kapaligiran, at lakas ng field. magnetic field atbp. Humigit-kumulang 100 taon na ang nakalilipas, ang mga astronomo ay bumuo ng isang klasipikasyon ng stellar spectra, na nagtalaga ng bawat klase na may titik alpabetong Latin. Ang kanilang pagkakasunud-sunod ay binago ng maraming beses, muling inayos, inalis at idinagdag ang mga titik, hanggang sa nabuo ang isang pangkalahatang tinatanggap na pamamaraan na nagsilbi nang walang kamali-mali sa mga astronomo sa loob ng maraming dekada. AT tradisyonal na anyo ganito ang sequence ng spectral classes: O-B-A-F-G-K-M. Ang temperatura sa ibabaw ng mga bituin mula sa klase O hanggang sa klase M ay bumababa mula 100,000 hanggang 2000 K. Ang mga mag-aaral ng astronomiya sa Ingles ay nakabuo pa nga ng isang mnemonic rule para sa pag-alala sa pagkakasunud-sunod ng mga titik na “Oh! Be A Fine Girl, Kiss Me!" At sa pagpasok ng siglo, ang klasikong hilera na ito ay kailangang palawigin ng dalawang titik nang sabay-sabay. Ito ay lumabas na ang pagbuo ng spectra ng sobrang malamig na mga bituin at mga substar ay napaka mahalagang papel naglalaro ng alikabok.

Sa ibabaw ng karamihan sa mga bituin, dahil sa mataas na temperatura, walang mga molekula ang maaaring umiral. Gayunpaman, sa pinakamalamig na M-class na mga bituin (na may temperatura sa ibaba 3000 K), ang mga malakas na banda ng pagsipsip ng titanium at vanadium oxides (TiO, VO) ay makikita sa spectra. Natural, inaasahan na kahit na ang mas malalamig na brown dwarf ay magkakaroon ng mga ito mga linya ng molekular magiging mas malakas pa. Sa parehong 1997, natuklasan ang isang brown na kasamang GD 165B malapit sa white dwarf GD 165, na may temperatura sa ibabaw na 1900 K at luminosity na 0.01% solar. Nagulat ang mga mananaliksik sa katotohanan na, hindi tulad ng iba pang malamig na bituin, wala itong mga banda ng pagsipsip ng TiO at VO, kung saan tinawag itong " kakaibang bituin". Ang spectra ng iba pang mga brown dwarf na may temperaturang mas mababa sa 2000 K ay naging pareho. Ang mga kalkulasyon ay nagpakita na ang mga molekula ng TiO at VO sa kanilang mga atmospheres ay namumuo sa mga solidong particle - mga particle ng alikabok, at hindi na nagpapakita ng kanilang sarili sa spectrum, tulad ng katangian ng gas mga molekula.

Upang isaalang-alang ang feature na ito, iminungkahi ni Davy Kirkpatrick mula sa California Institute of Technology na palawakin ang tradisyonal na spectral classification sa susunod na taon sa pamamagitan ng pagdaragdag ng L class para sa low-mass infrared na bituin na may temperatura sa ibabaw na 1500-2000 K. Karamihan sa L-class ang mga bagay ay dapat na mga brown dwarf, bagama't ang napakatandang mga bituin na mababa ang masa ay maaari ding lumamig sa ibaba 2000 K.

Sa pagpapatuloy ng pag-aaral ng L-dwarfs, natuklasan ng mga astronomo ang higit pang mga kakaibang bagay. Ang kanilang spectra ay nagpapakita ng malakas na mga banda ng pagsipsip ng tubig, mitein, at molekular na hydrogen, kaya naman tinawag silang "methane dwarfs". Ang prototype ng klase na ito ay itinuturing na unang natuklasang brown dwarf Gliese 229B. Noong 2000, nakilala ni James Liebert at mga kasamahan mula sa Unibersidad ng Arizona malayang grupo T-dwarf na may temperatura na 1500-1000 K at kahit na bahagyang mas mababa.

Ang mga brown dwarf ay nagpapakita sa mga astronomo ng maraming kumplikado at napaka mga kawili-wiling tanong. Ang mas malamig na kapaligiran ng isang bituin, mas mahirap pag-aralan ito para sa parehong mga tagamasid at mga teorista. Ang pagkakaroon ng alikabok ay nagpapahirap sa gawaing ito: paghalay particulate matter hindi lamang nagbabago ang komposisyon ng libre mga elemento ng kemikal sa atmospera, ngunit nakakaapekto rin sa paglipat ng init at sa hugis ng spectrum. Sa partikular, teoretikal na mga modelo isinasaalang-alang ang hinulaang alikabok Greenhouse effect sa itaas na kapaligiran, na kinumpirma ng mga obserbasyon. Bilang karagdagan, ang mga kalkulasyon ay nagpapakita na pagkatapos ng paghalay, ang mga particle ng alikabok ay nagsisimulang lumubog. Marahil sa iba't ibang antas makapal na ulap ng alikabok ang nabubuo sa atmospera. Ang meteorolohiya ng mga brown dwarf ay maaaring magkakaiba-iba gaya ng sa mga higanteng planeta. Ngunit kung ang mga atmospera ng Jupiter at Saturn ay maaaring pag-aralan nang malapitan, kung gayon ang pag-decode ng mga methane cyclone at mga bagyo ng alikabok Ang mga brown dwarf ay makikita lamang sa kanilang spectra.

Mga Lihim ng "Half-Bloods"

Ang mga tanong tungkol sa pinagmulan at kasaganaan ng mga brown dwarf ay bukas pa rin. Ang mga unang bilang ng kanilang bilang sa kabataan mga kumpol ng bituin Ang uri ng Pleiades ay nagpapakita na kumpara sa mga normal na bituin kabuuang timbang Ang mga brown dwarf, tila, ay hindi gaanong kalaki upang "isulat" ang buong nakatagong masa ng Galaxy sa kanila. Ngunit ang konklusyong ito ay kailangang patunayan. Ang pangkalahatang tinatanggap na teorya ng pinagmulan ng mga bituin ay hindi sumasagot sa tanong kung paano nabuo ang mga brown dwarf. Ang mga bagay na tulad ng mababang masa ay maaaring mabuo tulad ng mga higanteng planeta sa mga circumstellar disk. Ngunit medyo ilang solong brown dwarf ang natuklasan, at mahirap ipagpalagay na lahat sila ay nawala sa kanilang mas malalaking mga kasama pagkatapos ng kapanganakan. Bilang karagdagan, kamakailang natuklasan ang isang planeta sa orbit sa paligid ng isa sa mga brown dwarf, na nangangahulugang hindi ito sumailalim sa malakas na impluwensya ng gravitational mga kapitbahay, kung hindi ay nawala ang dwarf sa kanya.

Talagang espesyal na paraan Ang kapanganakan ng mga brown dwarf ay kamakailang binalangkas sa pag-aaral ng dalawang malapit na binary system - LL Andromeda at EF Eridani. Mayroon silang mas malaking kasama, Puting dwende, na may gravity nito ay humihila ng bagay mula sa isang hindi gaanong napakalaking kasama, ang tinatawag na star-to-burrow. Ipinapakita ng mga kalkulasyon na sa simula sa mga sistemang ito ang mga donor satellite ay ordinaryong bituin, ngunit sa loob ng ilang bilyong taon ang kanilang masa ay bumaba sa ibaba ng limitasyong halaga at ang mga thermonuclear na reaksyon sa kanila ay namatay. Ngayon sa pamamagitan ng panlabas na mga palatandaan sila ay karaniwang mga brown dwarf.

Ang temperatura ng donor star sa LL Andromeda system ay humigit-kumulang 1300 K, at sa EF Eridani system ay humigit-kumulang 1650 K. Ang mga ito ay ilang sampung beses lamang na mas malaki kaysa sa Jupiter sa masa, at ang mga linya ng methane ay makikita sa kanilang spectra . Magkano panloob na istraktura at komposisyong kemikal katulad ng sa mga "tunay" na brown dwarf ay hindi pa rin kilala. Kaya, ang isang normal na low-mass star, na nawala ang isang makabuluhang bahagi ng bagay nito, ay maaaring maging isang brown dwarf. Tama ang sinabi ng mga astronomo na ang kalikasan ay mas mapag-imbento kaysa sa ating imahinasyon. Ang mga brown dwarf, ang mga "hindi mga bituin at hindi mga planeta", ay nagsimula nang magsorpresa. Tulad ng nangyari kamakailan, sa kabila ng kanilang pagiging malamig, ang ilan sa kanila ay pinagmumulan ng radyo at maging ang X-ray (!) Radiation. Kaya sa hinaharap ito bagong uri mga bagay sa kalawakan nangangako sa amin ng maraming kawili-wiling pagtuklas.

Mababang mga bituin

Karaniwan, sa panahon ng pagbuo ng isang bituin, ang gravitational contraction nito ay nagpapatuloy hanggang sa maabot ng density at temperatura sa gitna ang mga halaga na kinakailangan upang simulan ang mga thermonuclear reaction, at pagkatapos ay dahil sa paglabas. enerhiyang nuklear ang presyon ng gas ay binabalanse ang sarili nito gravity attraction. Sa napakalaking bituin, ang temperatura ay mas mataas at ang mga reaksyon ay nagsisimula sa isang medyo mababang density ng bagay, ngunit kaysa mas kaunting masa, mas mataas ang "densidad ng pag-aapoy". Halimbawa, sa gitna ng Araw, ang plasma ay naka-compress sa 150 gramo bawat cubic centimeter.

Gayunpaman, sa isang density kahit na daan-daang beses na mas malaki, ang bagay ay nagsisimula upang labanan ang presyon anuman ang pagtaas ng temperatura, at bilang isang resulta, ang compression ng bituin ay huminto bago ang enerhiya na nagbubunga sa thermonuclear reaksyon ay nagiging makabuluhan. Ang dahilan ng paghinto ng compression ay isang quantum mechanical effect, na tinatawag ng mga physicist na degenerate pressure. e gas. Ang katotohanan ay ang mga electron ay kabilang sa uri ng mga particle na sumusunod sa tinatawag na "Pauli principle", na itinatag ng physicist na si Wolfgang Pauli noong 1925. Ang prinsipyong ito ay nagsasaad na ang magkatulad na mga particle, tulad ng mga electron, ay hindi maaaring nasa parehong estado sa parehong oras. Iyon ang dahilan kung bakit ang mga electron sa atom ay gumagalaw sa iba't ibang mga orbit. Walang mga atomo sa kalaliman ng isang bituin: sa isang mataas na density, sila ay durog at mayroong isang solong "electronic na dagat". Para sa kanya, ang prinsipyo ng Pauli ay ganito: ang mga electron na matatagpuan sa malapit ay hindi maaaring magkaroon ng parehong bilis.

Kung ang isang electron ay nakapahinga, ang isa ay dapat gumalaw, at ang pangatlo ay dapat gumalaw nang mas mabilis, at iba pa.Ang estadong ito ng electron gas ay tinatawag na degeneracy ng physics. Kahit na nasunog ng isang maliit na bituin ang lahat ng fusion fuel nito at nawala ang pinagmumulan ng enerhiya nito, ang pag-urong nito ay maaaring ihinto ng presyon ng degenerate electron gas. Kahit gaano pa kalamig ang materyal, mataas na density Ang paggalaw ng mga electron ay hindi titigil, na nangangahulugan na ang presyon ng sangkap ay lalaban sa compression anuman ang temperatura: mas malaki ang density, mas mataas ang presyon.

Ang pag-urong ng isang namamatay na bituin na may mass na katumbas ng araw ay titigil kapag bumaba ito sa halos kasing laki ng Earth, iyon ay, 100 beses, at ang density ng bagay nito ay nagiging isang milyong beses na mas mataas kaysa sa density ng tubig. Ito ay kung paano nabuo ang mga puting dwarf. Ang isang bituin na may mas maliit na masa ay tumitigil sa pagbagsak sa mas mababang density, dahil ang gravitational force nito ay hindi masyadong malakas. Ang isang napakaliit na bagsak na bituin ay maaaring bumagsak at huminto sa pagkontrata bago tumaas ang temperatura sa loob nito sa threshold ng "thermonuclear ignition." Ang gayong katawan ay hindi kailanman magiging isang tunay na bituin.

Ang anumang bituin ay isang malaking bola ng gas, na binubuo ng helium at hydrogen, pati na rin ang mga bakas ng iba pang mga elemento ng kemikal. May mga bituin malaking halaga at lahat ng mga ito ay naiiba sa kanilang sukat at temperatura, at ang ilan sa mga ito ay binubuo ng dalawa o higit pang mga bituin, na pinagsama-sama sa pamamagitan ng puwersa ng grabidad. Mula sa Earth, ang ilang mga bituin ay nakikita ng mata, habang ang iba ay makikita lamang sa pamamagitan ng teleskopyo. Gayunpaman, kahit na may mga espesyal na kagamitan, hindi lahat ng bituin ay maaaring tingnan sa paraang gusto mo, at kahit na may malalakas na teleskopyo, ang ilang mga bituin ay magmumukhang walang iba kundi ang mga kumikinang na tuldok.

Kaya, ang isang simpleng tao na may sapat na magandang visual acuity ay nakakakita mula sa isang kalangitan sa malinaw na panahon sa kalangitan sa gabi. hemisphere mga 3000 bituin, gayunpaman, sa katunayan, marami pa sa kanila sa Galaxy. Ang lahat ng mga bituin ay inuri ayon sa laki, kulay, temperatura. Kaya, mayroong mga dwarf, higante at supergiants.

Ang mga dwarf star ay may mga sumusunod na uri:

• dilaw na duwende. Ang ganitong uri ay isang maliit na bituin pangunahing pagkakasunod-sunod spectral class G. Ang kanilang masa ay mula 0.8 hanggang 1.2 solar masa.
• orange dwarf. Kasama sa ganitong uri ang maliliit na bituin ng pangunahing pagkakasunud-sunod ng spectral class K. Ang kanilang masa ay 0.5 - 0.8 solar masa. Unlike dilaw na dwarf, ang mga orange dwarf ay may mas mahabang buhay.
• pulang duwende. Pinagsasama ng ganitong uri ang maliliit at medyo malamig na pangunahing sequence na mga bituin ng parang multo na uri M. Ang kanilang mga pagkakaiba mula sa iba pang mga bituin ay medyo binibigkas. Mayroon silang diameter at mass na hindi hihigit sa 1/3 ng Araw.
• asul na duwende. Ang ganitong uri ng bituin ay hypothetical. Ang mga asul na dwarf ay nag-evolve mula sa mga pulang dwarf bago masunog ang lahat ng hydrogen, pagkatapos nito ay malamang na sila ay nag-evolve sa mga puting dwarf.
• Puting dwende. Ito ang uri ng mga na-evolved na bituin. Mayroon silang misa na hindi hihigit sa misa ng Chandrasekhar. Ang mga white dwarf ay pinagkaitan sariling source enerhiyang thermonuclear. Nabibilang sila sa klase ng DA spectral.
• itim na duwende. Ang ganitong uri ay isang pinalamig na puting dwarf, na, nang naaayon, ay hindi nagpapalabas ng enerhiya, i.e. huwag kuminang, o naglalabas nito nang napakahina. Kinakatawan nila ang huling yugto sa ebolusyon ng mga white dwarf sa kawalan ng accretion. Ang masa ng mga itim na dwarf, pati na rin ang mga puti, ay hindi lalampas sa masa ng Chandrasekhar.
• brown dwarf. Ang mga bituin na ito ay mga substellar na bagay na may mass na 12.57 hanggang 80.35 Jupiter mass, na, naman, ay tumutugma sa 0.012 - 0.0767 solar masa. Ang mga brown dwarf ay naiiba sa pangunahing-sequence na mga bituin dahil hindi sila naglalaman ng reaksyon ng pagsasanib na nagiging sanhi ng ibang mga bituin na magpalit ng hydrogen sa helium.
• subbrown dwarfs o brown subdwarfs. Ang mga ito ay ganap na malamig na mga pormasyon, ang masa nito ay nasa ibaba ng limitasyon ng mga brown dwarf. AT higit pa sila ay itinuturing na mga planeta.

Kaya, mapapansin na ang mga bituin na kabilang sa mga white dwarf ay ang mga bituin na sa simula ay maliit ang laki at nasa kanilang huling yugto ng ebolusyon. Ang kasaysayan ng pagtuklas ng mga white dwarf ay bumalik sa relatibong kamakailang taon 1844. Sa oras na iyon na ang Aleman na astronomo at matematiko na si Friedrich Bessel, habang pinagmamasdan si Sirius, ay natuklasan ang isang bahagyang paglihis ng bituin mula sa rectilinear na paggalaw. Bilang resulta nito, iminungkahi ni Friedrich na si Sirius ay may hindi nakikitang napakalaking kasamang bituin. Ang palagay na ito ay nakumpirma noong 1862 ng Amerikanong astronomo at taga-disenyo ng teleskopyo na si Alvan Graham Clark sa panahon ng pagsasaayos ng pinakamalaking refractor noong panahong iyon. Isang madilim na bituin ang natuklasan malapit sa Sirius, na kalaunan ay tinawag na Sirius B. Ang bituin na ito ay nailalarawan sa mababang ningning, at ang gravitational field nito ay lubos na nakakaapekto sa maliwanag na kasosyo nito. Ito naman ay isang kumpirmasyon na ang bituin na ito ay may napakaliit na radius na may makabuluhang masa.

Anong mga bituin ang mga duwende

Ang mga dwarf ay mga evolved na bituin na may masa na hindi lalampas sa limitasyon ng Chandrasekhar. Ang pagbuo ng isang puting dwarf ay nangyayari bilang isang resulta ng pagkasunog ng lahat ng hydrogen. Kapag nasunog ang hydrogen, ang core ng bituin ay na-compress sa mataas na densidad, sa parehong oras, ang mga panlabas na layer ay malakas na lumalawak at sinamahan ng isang pangkalahatang pagkupas ng ningning. Kaya, ang bituin ay unang nagiging isang pulang higante, na naglalabas ng shell nito. Ang pagbuga ng shell ay nangyayari dahil sa ang katunayan na ang mga panlabas na layer ng bituin ay may labis mahinang koneksyon na may gitnang mainit at napakasiksik na core. Kasunod nito, ang shell na ito ay lumalawak planetary nebula. Ito ay nagkakahalaga ng pagbibigay pansin sa katotohanan na ang mga pulang higante at puting dwarf ay may napakalapit na relasyon.

Ang lahat ng mga puting dwarf ay nahahati sa dalawang grupo ng parang multo. Kasama sa unang grupo ang mga dwarf na may "hydrogen" parang parang multo DA, na hindi parang multo na mga linya helium. Ang ganitong uri ang pinakakaraniwan. Ang pangalawang uri ng white dwarfs ay DB. Ito ay mas bihira at tinatawag na "helium white dwarf". Sa spectrum ng mga bituin ng ganitong uri walang nakitang mga linya ng hydrogen.

Ayon sa American astronomer na si Iko Iben mga tinukoy na uri Ang mga puting dwarf ay nabuo sa ganap na magkakaibang paraan. Ito ay dahil sa ang katunayan na ang helium combustion sa mga pulang higante ay hindi matatag at ang isang helium sheet flash ay bubuo nang pana-panahon. Iminungkahi din ni Iko Iben ang isang mekanismo kung saan nahuhulog ang shell iba't ibang yugto pagbuo ng isang helium flash - sa tuktok nito at sa pagitan ng mga flash. Alinsunod dito, ang pagbuo nito ay apektado ng mekanismo ng pagbuga ng shell.

Ang larawan ay nagpapakita ng dwarf galaxy sa konstelasyon na Sculptor (Sculptor Dwarf Galaxy). Ang imahe ay kinuha gamit ang Wide Field Imager sa 2.2-meter MPG/ESO telescope sa European Southern Observatory sa La Silla. Ang kalawakang ito ay isa sa mga kapitbahay ng ating Milky Way. Ngunit, sa kabila ng pagiging malapit sa isa't isa, ang dalawang kalawakan na ito ay may ganap ibang kwento pinagmulan at ebolusyon, maaari nating sabihin na ang kanilang mga karakter ay ganap na naiiba. Ang dwarf galaxy sa Sculptor ay mas maliit at mas matanda kaysa sa Milky Way, na ginagawa itong isang napakahalagang bagay para sa pag-aaral ng mga proseso na humantong sa pagsilang ng mga bagong bituin at iba pang mga galaxy sa unang bahagi ng Uniberso. Gayunpaman, dahil sa katotohanan na ito ay naglalabas ng napakakaunting liwanag, ang pag-aaral nito ay napakahirap.

Ang dwarf galaxy sa constellation Sculptor ay kabilang sa isang subclass ng dwarf spheroidal galaxies at isa sa labing-apat na satellite galaxies na umiikot sa Milky Way. Ang lahat ng mga ito ay matatagpuan malapit sa isa't isa sa rehiyon ng halo ng ating Galaxy, na isang spherical na rehiyon na umaabot nang malayo sa mga hangganan ng mga spiral arm. Gaya ng ipinahihiwatig ng pangalan, ang dwarf galaxy na ito ay matatagpuan sa konstelasyon na Sculptor at nasa layong 280,000 light-years mula sa Earth. Sa kabila ng kalapitan nito, natuklasan lamang ito noong 1937 sa pagdating ng mga bagong makapangyarihang instrumento, dahil ang mga bituin na bumubuo dito ay napakahina at tila nakakalat sa buong kalangitan. Gayundin, huwag ipagkamali ang kalawakan na ito sa NGC 253, na matatagpuan sa parehong konstelasyon na Sculptor, ngunit mukhang mas maliwanag at isang barred spiral.

Dwarf galaxy sa konstelasyon na Sculptor. Pinagmulan: ESO

Impormasyon sa larawan

Impormasyon sa larawan

Sa kabila ng kahirapan ng pagtuklas nito, ang dwarf galaxy na ito ay kabilang sa mga unang malabong dwarf na bagay na natuklasan sa rehiyon sa palibot ng Milky Way. kanya kakaibang hugis nagpapaisip sa mga astronomo mula sa sandali ng pagtuklas hanggang ngayon. Ngunit sa ating panahon, nasanay na ang mga astronomo sa mga spheroidal galaxies at napagtanto na ang mga bagay na iyon ay nagpapahintulot sa atin na tumingin sa malayo sa nakaraan ng Uniberso.

Ito ay pinaniniwalaan na Milky Way, gayunpaman, tulad ng lahat malalaking kalawakan, na nabuo sa pamamagitan ng pagsasama sa mas maliliit na bagay noong mga unang taon ng uniberso. At kung ang ilan sa mga maliliit na kalawakan na ito ay umiiral pa rin ngayon, kung gayon ang mga ito ay dapat na naglalaman ng maraming napakatandang bituin. Iyon ang dahilan kung bakit natutugunan ng Dwarf Galaxy sa constellation Sculptor ang lahat ng mga kinakailangan na naaangkop sa orihinal na mga galaxy. Ang mga sinaunang bituin na ito lamang ang makikita sa larawang ito.

Natutunan ng mga astronomo na matukoy ang edad ng mga bituin sa kalawakan sa pamamagitan ng mga katangiang lagda na naroroon sa kanilang mga bituin. luminous flux. Ang radiation na ito ay nagdadala ng napakakaunting ebidensya ng pagkakaroon ng mabibigat na elemento ng kemikal sa mga bagay na ito. Ang punto ay ganyan mga kemikal na compound may posibilidad na maipon sa mga kalawakan habang nagbabago ang mga henerasyon ng mga bituin. Kaya, ang mababang konsentrasyon ng mabibigat na molekula ay nagpapahiwatig na average na edad Ang mga bituin sa spheroidal galaxy na ito ay medyo mataas.

Isang rehiyon ng kalangitan sa paligid ng dwarf galaxy sa constellation Sculptor.

Maaaring napakaliit ng mga dwarf galaxies, ngunit mayroon silang kahanga-hangang kapangyarihan na maaaring magsilang ng mga bagong bituin. Mga Bagong Obserbasyon kasama ang teleskopyo sa kalawakan Ipinakita ng Hubble na gumaganap ang proseso ng pagbuo ng bituin sa dwarf galaxies malaking papel sa maagang uniberso kaysa ngayon ay karaniwang pinaniniwalaan.

Habang ang mga kalawakan sa buong uniberso ay bumubuo pa rin ng mga bagong bituin, karamihan sa kanila ay nabuo sa pagitan ng dalawa at anim na bilyong taon pagkatapos Big Bang. Pinag-aaralan ito maagang panahon ang kasaysayan ng sansinukob ay pangunahing punto kung gusto nating maunawaan kung paano lumitaw ang mga unang bituin at kung paano lumago at umunlad ang mga unang kalawakan.

Ang larawang ito ay nagpapakita ng isang seksyon ng kalangitan na minarkahan ng dwarf galaxy kung saan ang mga pagsabog ng pagbuo ng bituin ay sinusunod. Ang larawan ay kinuha bilang bahagi ng programang GOODS (Great Observatories Origins Deep Survey) at nagpapakita lamang ng isang frame mula sa buong survey. Pinagmulan: NASA, ESA, ang GOODS Team at M. Giavalisco (STScI/University of Massachusetts)

Ang isang bagong pag-aaral ng Hubble at ang instrumento nitong Wide Field Camera 3 (WFC3) ay nagpasulong sa mga astronomo ng higit pang hakbang sa pag-unawa sa panahong iyon sa pamamagitan ng pagsusuri iba't ibang uri dwarf galaxies ng unang bahagi ng uniberso at, lalo na, pinipili lamang mula sa kanila ang mga may halatang proseso ng aktibong pagbuo ng bituin. Ang ganitong mga kalawakan ay karaniwang tinatawag na starburst galaxies. Sa ganitong mga bagay, mas mabilis na bumubuo ang mga bagong bituin. karaniwang halaga sa ibang galaxy. Ang mga nakaraang pag-aaral ay pangunahing nakatuon sa pagsusuri ng katamtaman at mataas na masa na mga kalawakan at hindi isinasaalang-alang ang malaking bilang ng mga dwarf galaxies na umiral sa aktibong panahong ito. Ngunit ang sisihin dito ay hindi gaanong sa mga siyentipiko na ayaw mag-explore ng dwarf galaxies. Ito ay malamang dahil sa kawalan ng kakayahang makita ang maliliit na bagay na ito, dahil napakalayo nila sa atin. Hanggang kamakailan lamang, ang mga astronomo ay maaaring mag-obserba ng maliliit na galaxy sa mas maliliit na distansya o malalaking galaxy sa mas malalayong distansya.

Ngayon, gayunpaman, gamit ang mga grism, nagawa ng mga astronomo na sumilip sa mga dwarf low-mass galaxy sa malayong uniberso at isinasaalang-alang ang kontribusyon ng kanilang mga pagsabog ng pagbuo ng bituin, na tinatantya ang impormasyon sa posibleng bilang ng maliliit na kalawakan na umiiral noon. Ang grism ay isang layunin na prisma, isang kumbinasyon ng isang prisma at rehas na bakal, na nagpapadala ng liwanag nang hindi inililipat ang spectrum nito. Ang titik na "G" sa pamagat ay mula sa rehas na bakal (sala-sala).

"Palagi nating ipinapalagay na ang mga starburst dwarf galaxies ay magkakaroon ng malaking epekto sa pagsilang ng mga bagong bituin sa isang batang uniberso, ngunit ito ang unang pagkakataon na nasusukat natin ang aktwal na epekto ng mga ito. At, tila, naglaro sila ng isang makabuluhang, kung hindi pangunahing tungkulin”, - Hakim Atek mula sa Swiss Polytechnic University.

"Ang mga kalawakan na ito ay bumubuo ng mga bituin nang napakabilis na maaari nilang doblehin ang kanilang buong stellar mass sa loob lamang ng 150 milyong taon. Para sa paghahambing, ang mga stellar mass para sa mga ordinaryong kalawakan ay doble sa average sa loob ng 1-3 bilyong taon, "dagdag ng co-author na si Jean-Paul Kneib.

Isang larawan ng mga galaxy sa grism mode gamit ang halimbawa ng Wide Field Camera 3 na naka-install sa Hubble at gumagana sa spectroscopy mode na ito. Ang mga pinahabang linya ng bahaghari ay hindi hihigit sa mga kalawakan na nahuli sa lens, ngunit sa grism mode ang mga ito ay kinakatawan bilang isang spectrum ng bahaghari. Dahil dito, nasusuri ng mga siyentipiko ang kemikal na komposisyon ng mga bagay sa kalawakan.