Les naines brunes sont des corps cosmiques avec une masse de 1 à 8% de la masse solaire. Elles sont trop massives pour les planètes, la compression gravitationnelle permet des réactions thermonucléaires avec la participation d'éléments «hautement combustibles». Mais leur masse est insuffisante pour «enflammer» l'hydrogène, et donc, contrairement aux étoiles à part entière, les naines brunes ne brillent pas longtemps.
Les astronomes n'expérimentent pas - ils obtiennent des informations grâce aux observations. Comme l'a dit l'un des représentants de cette profession, il n'existe pas d'instruments assez longs pour atteindre les étoiles. Cependant, les astronomes ont à leur disposition des lois physiques qui permettent non seulement d'expliquer les propriétés d'objets déjà connus, mais aussi de prédire l'existence d'objets qui n'ont pas encore été observés.
La prévoyance de Shiva Kumar
Beaucoup ont entendu parler des étoiles à neutrons, des trous noirs, de la matière noire et d'autres exotiques cosmiques calculés par les théoriciens. Cependant, il existe de nombreuses autres curiosités dans l'univers découvertes de la même manière. Ceux-ci incluent des corps intermédiaires entre les étoiles et les planètes gazeuses. Ils ont été prédits en 1962 par Shiv Kumar, un astronome indo-américain de 23 ans qui venait de terminer son doctorat à l'Université du Michigan. Kumar a appelé ces objets des nains noirs. Plus tard, des noms tels que les étoiles noires, les objets Kumar, les étoiles infrarouges sont apparus dans la littérature, mais à la fin, l'expression «naines brunes», proposée en 1974 par une étudiante diplômée de l'Université de Californie, Jill Tarter, l'emporta.
Pendant quatre ans, une équipe internationale d'astronomes a "pesé" l'ultra froid nain de classe L (6,6% de la masse solaire) à l'aide du télescope Hubble, du VLT et du. Keck.
Kumar va à son ouverture depuis quatre ans. À cette époque, les bases de la dynamique de la naissance des étoiles étaient déjà connues, mais il y avait des lacunes importantes dans les détails. Cependant, Kumar dans son ensemble a si correctement décrit les propriétés de ses «nains noirs» que plus tard, même les supercalculateurs ont approuvé ses conclusions. Après tout, le cerveau humain a été et reste le meilleur instrument scientifique.
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La naissance des sous-interprètes
Les étoiles proviennent de l'effondrement gravitationnel des nuages de gaz cosmiques, qui sont principalement de l'hydrogène moléculaire. Il contient également de l'hélium (un pour 12 atomes d'hydrogène) et des traces d'éléments plus lourds. L'effondrement se termine par la naissance d'une proto-étoile, qui devient une étoile à part entière lorsque son noyau s'échauffe à tel point qu'une combustion thermonucléaire stable d'hydrogène y commence (l'hélium n'y participe pas, car des températures dix fois plus élevées sont nécessaires pour l'allumer). La température minimale requise pour enflammer l'hydrogène est d'environ 3 millions de degrés.
Kumar était intéressé par les protoétoiles les plus légères dont la masse ne dépassait pas un dixième de la masse de notre Soleil. Il s'est rendu compte que pour déclencher la combustion thermonucléaire de l'hydrogène, ils doivent s'épaissir à une densité plus élevée que les prédécesseurs des étoiles de type solaire. Le centre de la protoétoile est rempli d'un plasma d'électrons, de protons (noyaux d'hydrogène), de particules alpha (noyaux d'hélium) et de noyaux d'éléments plus lourds. Il arrive que même avant que la température d'inflammation de l'hydrogène ne soit atteinte, les électrons donnent naissance à un gaz spécial dont les propriétés sont déterminées par les lois de la mécanique quantique. Ce gaz résiste avec succès à la compression de la protoétoile et empêche ainsi l'échauffement de sa zone centrale. Par conséquent, l'hydrogène ne s'enflamme pas du tout ou s'éteint bien avant l'épuisement complet. Dans de tels cas, au lieu d'une étoile défaillante, une naine brune se forme.
La possibilité pour un gaz de Fermi dégénéré de résister à la compression gravitationnelle n'est en aucun cas illimitée, et il est facile de la montrer d'une part. À mesure que les électrons remplissent des niveaux d'énergie de plus en plus élevés, leurs vitesses augmentent et finissent par s'approcher de la lumière. Dans cette situation, la force de gravité prévaut et l'effondrement gravitationnel reprend. La preuve mathématique est plus difficile, mais la conclusion est similaire. Il s'avère donc que la pression quantique du gaz d'électrons n'arrête l'effondrement gravitationnel que si la masse du système d'effondrement reste en dessous d'une certaine limite, correspondant à 1,41 masse solaire. Cela s'appelle la limite de chandrasekhar - en l'honneur de l'astrophysicien et cosmologiste indien exceptionnel qui l'a calculé en 1930. La limite du chandrasekhar spécifie la masse maximale des naines blanches,que nos lecteurs connaissent probablement. Cependant, les précurseurs des naines brunes sont des dizaines de fois plus légers et n'ont pas à se soucier de la limite du chandrasekhar.
Kumar a calculé que la masse minimale d'une étoile naissante est de 0,07 masse solaire lorsqu'il s'agit de luminaires relativement jeunes de la population I, qui donnent naissance à des nuages avec une teneur accrue en éléments plus lourds que l'hélium. Pour les étoiles de la population II, apparues il y a plus de 10 milliards d'années, à une époque où l'hélium et les éléments plus lourds dans l'espace étaient beaucoup moins nombreux, il est égal à 0,09 masse solaire. Kumar a également constaté que la formation d'une naine brune typique prend environ un milliard d'années et que son rayon ne dépasse pas 10% du rayon du Soleil. Notre galaxie, comme d'autres amas d'étoiles, devrait contenir une grande variété de ces corps, mais ils sont difficiles à détecter en raison de leur faible luminosité.
Comment ils s'illuminent
Ces estimations n'ont pas beaucoup changé au fil du temps. On pense maintenant que l'inflammation temporaire de l'hydrogène dans une protoétoile, née de nuages moléculaires relativement jeunes, se produit dans la gamme de 0,07-0,075 masses solaires et dure de 1 à 10 milliards d'années (à titre de comparaison, les naines rouges, les plus légères des vraies étoiles, sont capables de briller des dizaines de milliards d'années!). Comme Adam Burrows, professeur d'astrophysique à l'Université de Princeton, l'a noté dans une interview avec PM, la fusion thermonucléaire ne compense pas plus de la moitié de la perte d'énergie radiante de la surface d'une naine brune, tandis que dans les étoiles de la séquence principale réelle, le degré de compensation est de 100%. Par conséquent, l'étoile défaillante se refroidit même lorsque le "four à hydrogène" fonctionne, et plus encore, elle continue de se refroidir après son obturation.
Une protoétoile d'une masse inférieure à 0,07 masse solaire n'est pas du tout capable d'enflammer de l'hydrogène. Certes, le deutérium peut éclater dans ses profondeurs, car ses noyaux fusionnent avec des protons déjà à des températures de 600 à 700 000 degrés, donnant naissance à des quanta d'hélium-3 et de gamma. Mais il n'y a pas beaucoup de deutérium dans l'espace (il n'y a qu'un seul atome de deutérium pour 200 000 atomes d'hydrogène), et ses réserves ne durent que quelques millions d'années. Les noyaux des grappes de gaz qui n'ont pas atteint 0,012 masse solaire (soit 13 masses de Jupiter) ne chauffent même pas jusqu'à ce seuil et ne sont donc pas capables de réactions thermonucléaires. Comme l'a souligné le professeur de l'Université de Californie à San Diego Adam Burgasser, de nombreux astronomes pensent que c'est là que passe la frontière entre la naine brune et la planète. Selon les représentants d'un autre camp,Un bouquet de gaz plus léger peut également être considéré comme une naine brune s'il est né à la suite de l'effondrement du nuage primaire de gaz cosmique et n'est pas né d'un disque de poussière de gaz entourant une étoile normale nouvellement évasée. Cependant, ces définitions sont une question de goût.
Une autre clarification concerne le lithium-7, qui, comme le deutérium, s'est formé dans les premières minutes après le Big Bang. Le lithium entre en fusion thermonucléaire à un chauffage légèrement inférieur à celui de l'hydrogène et s'enflamme donc si la masse du protoétoile dépasse 0,055-0,065 solaire. Cependant, le lithium dans l'espace est 2 500 fois inférieur au deutérium, et donc, d'un point de vue énergétique, sa contribution est totalement négligeable.
Qu'ont-ils à l'intérieur
Que se passe-t-il à l'intérieur d'une protoétoile si l'effondrement gravitationnel ne s'est pas terminé par un allumage thermonucléaire d'hydrogène et que les électrons se sont réunis en un seul système quantique, le gaz de Fermi dégénéré? La proportion d'électrons dans cet état augmente progressivement, et ne saute pas en un seul instant de zéro à 100%. Cependant, par souci de simplicité, nous supposerons que ce processus est déjà terminé.
Le principe de Pauli stipule que deux électrons entrant dans le même système ne peuvent pas être dans le même état quantique. Dans un gaz de Fermi, l'état d'un électron est déterminé par son élan, sa position et son spin, qui ne prend que deux valeurs. Cela signifie qu'au même endroit, il ne peut y avoir plus d'une paire d'électrons avec les mêmes impulsions (et, naturellement, des spins opposés). Et comme au cours de l'effondrement gravitationnel, les électrons sont entassés dans un volume toujours décroissant, ils occupent des états avec des impulsions croissantes et, par conséquent, des énergies. Cela signifie que lorsque la protoétoile se contracte, l'énergie interne du gaz d'électrons augmente. Cette énergie est déterminée par des effets purement quantiques et n'est pas associée au mouvement thermique; par conséquent, en première approximation, elle ne dépend pas de la température (contrairement à l'énergie d'un gaz idéal classique,dont les lois sont étudiées dans le cours de physique scolaire). De plus, à un taux de compression suffisamment élevé, l'énergie du gaz de Fermi est plusieurs fois supérieure à l'énergie thermique du mouvement chaotique des électrons et des noyaux atomiques.
Une augmentation de l'énergie du gaz d'électrons augmente également sa pression, qui ne dépend pas non plus de la température et devient beaucoup plus forte que la pression thermique. C'est précisément cela qui s'oppose à la gravitation de la matière protoétoile et arrête son effondrement gravitationnel. Si cela se produit avant que la température d'inflammation de l'hydrogène ne soit atteinte, la naine brune se refroidit immédiatement après un bref épuisement du deutérium à l'échelle cosmique. Si la proto-étoile est dans la zone frontalière et a une masse solaire de 0,07 à 0,075, elle brûle de l'hydrogène pendant des milliards d'années, mais cela n'affecte pas sa finale. Finalement, la pression quantique du gaz d'électrons dégénéré abaisse tellement la température du noyau stellaire que la combustion de l'hydrogène s'arrête. Et bien que ses réserves suffiraient pour des dizaines de milliards d'années, la naine brune ne pourra plus y mettre le feu. C'est ce qui la différencie de la naine rouge la plus légère, qui n'éteint le four nucléaire que lorsque tout l'hydrogène s'est transformé en hélium.
Toutes les étoiles connues sur le diagramme Hertzsprung-Russell ne sont pas uniformément réparties, mais sont combinées en plusieurs classes spectrales en tenant compte de la luminosité (classification de Yerkes, ou MCC, par les noms des astronomes qui l'ont développée à partir de l'observatoire de Yerkes - William Morgan, Philip Keenan et Edith Kellman). La classification moderne distingue huit de ces groupes principaux sur le diagramme de Hertzsprung-Russell. Classe 0 - ce sont des étoiles hypergéantes, massives et très brillantes, dépassant le Soleil en masse de 100 à 200 fois, et en termes de luminosité - en millions et en dizaines de millions. Classe Ia et Ib - ce sont des supergéantes, des dizaines de fois plus massives que le Soleil et des dizaines de milliers de fois supérieures en luminosité. Classe II - des géants brillants intermédiaires entre les supergéantes et les géants de classe III. Classe V - c'est le soi-disant la séquence principale (nains) sur laquelle reposent la plupart des étoiles, y compris notre Soleil. Lorsqu'une étoile de la séquence principale manque d'hydrogène et commence à brûler de l'hélium dans son noyau, elle devient une sous-géante de classe IV. Juste en dessous de la séquence principale se trouve la classe VI - sous-nains. Et la classe VII comprend des naines blanches compactes, dernière étape de l'évolution des étoiles qui ne dépassent pas la limite de masse de Chandrasekhar. Et la classe VII comprend des naines blanches compactes, dernière étape de l'évolution des étoiles qui ne dépassent pas la limite de masse de Chandrasekhar. Et la classe VII comprend des naines blanches compactes, dernière étape de l'évolution des étoiles qui ne dépassent pas la limite de masse de Chandrasekhar.
Le professeur Burrows note une autre différence entre l'étoile et la naine brune. Une étoile ordinaire non seulement ne se refroidit pas, perd de l'énergie rayonnante, mais, paradoxalement, se réchauffe. Cela se produit parce que l'étoile compresse et réchauffe son noyau, ce qui augmente considérablement le taux de combustion thermonucléaire (par exemple, pendant l'existence de notre Soleil, sa luminosité a augmenté d'au moins un quart). Une naine brune est une autre matière, dont la compression est empêchée par la pression quantique du gaz d'électrons. En raison du rayonnement de la surface, il se refroidit comme une pierre ou un morceau de métal, bien qu'il se compose de plasma chaud, comme une étoile normale.
Recherches longues
La poursuite des nains bruns a duré longtemps. Même chez les représentants les plus massifs de cette famille, qui émettent une lueur violette dans leur jeunesse, la température de surface ne dépasse généralement pas 2000 K, et pour ceux qui sont plus légers et plus âgés, elle n'atteint parfois même pas 1000 K. Le rayonnement de ces objets contient également un composant optique, bien que très faible. Par conséquent, les équipements infrarouges haute résolution, apparus seulement dans les années 1980, sont les mieux adaptés pour les trouver. Dans le même temps, des télescopes spatiaux infrarouges ont commencé à être lancés, sans lesquels il est presque impossible de détecter des naines brun froid (le pic de leur rayonnement tombe sur des ondes d'une longueur de 3 à 5 micromètres, qui sont principalement retardées par l'atmosphère terrestre).
C'est au cours de ces années que sont apparus des rapports de candidats potentiels. Au début, de telles déclarations n'ont pas résisté à la vérification, et la véritable découverte de la première des pseudo étoiles prédite par Shiv Kumar n'a eu lieu qu'en 1995. Le palmier appartient ici à un groupe d'astronomes dirigé par un professeur de l'Université de Californie à Berkeley Gibor Basri. Les chercheurs ont étudié l'objet extrêmement faible PPl 15 dans l'amas d'étoiles des Pléiades, à environ 400 années-lumière de distance, qui avait été précédemment découvert par l'équipe de l'astronome de Harvard John Stauffer. Selon des données préliminaires, la masse de ce corps céleste était de 0,06 masse solaire, et il pourrait bien se révéler être une naine brune. Cependant, cette estimation était très approximative et ne pouvait être invoquée. Le professeur Basri et ses collègues ont pu résoudre ce problème à l'aide d'un échantillon de lithium,qui a été récemment inventé par l'astrophysicien espagnol Rafael Rebolo.
«Notre groupe a travaillé sur le premier télescope de 10 mètres de l'observatoire de Keck, qui est entré en service en 1993», se souvient le professeur Basri. - Nous avons décidé d'utiliser le test au lithium, car il permettait de distinguer les naines brunes et les naines rouges proches d'elles en masse. Les naines rouges brûlent le lithium-7 très rapidement, et presque toutes les naines brunes ne sont pas capables de cela. Ensuite, on pensait que l'âge des Pléiades était d'environ 70 millions d'années, et même les naines rouges les plus légères pendant cette période auraient dû se débarrasser complètement du lithium. Si nous trouvions du lithium dans le spectre PPl 15, alors nous aurions toutes les raisons d'affirmer qu'il s'agit d'une naine brune. La tâche n'était pas facile. Le premier test spectrographique en novembre 1994 a révélé du lithium, mais le second, témoin, en mars 1995, ne l'a pas confirmé. Naturellement,nous avons été déçus - la découverte nous a échappé. Cependant, la conclusion initiale était correcte. PPl 15 s'est avéré être une paire de naines brunes en orbite autour d'un centre de masse commun en seulement six jours. C'est pourquoi les raies spectrales du lithium fusionnaient parfois, puis divergeaient - nous ne les avons donc pas vues lors du deuxième test. En cours de route, nous avons découvert que les Pléiades sont plus anciennes qu'on ne le pensait auparavant."
Dans le même 1995, il y avait des rapports de la découverte de deux autres naines brunes. Raphael Rebolo et ses collègues de l'Institut d'astrophysique des îles Canaries ont découvert le nain Teide 1 dans les Pléiades, qui a également été identifié en utilisant la méthode du lithium. Et à la toute fin de 1995, des chercheurs du California Institute of Technology et de l'Université Johns Hopkins ont rapporté que la naine rouge Gliese 229, qui n'est qu'à 19 années-lumière du système solaire, a un compagnon. Cette lune est 20 fois plus lourde que Jupiter et contient des raies de méthane dans son spectre. Les molécules de méthane sont détruites si la température dépasse 1500K, tandis que la température atmosphérique des étoiles normales les plus froides est toujours supérieure à 1700K. Cela a permis à Gliese 229-B d'être reconnu comme une naine brune sans même utiliser un test au lithium. Maintenant c'est déjà connuque sa surface est chauffée à seulement 950 K, donc ce nain est très froid.
Les astronomes apprennent constamment de nouvelles choses sur les naines brunes. Ainsi, à la fin de novembre 2010, des scientifiques du Chili, d'Angleterre et du Canada ont signalé la découverte dans la constellation de la Vierge, à seulement 160 années-lumière du Soleil, une paire stellaire de deux nains de catégories de couleurs différentes - blanc et marron. Cette dernière est l'une des naines de classe T les plus chaudes (son atmosphère est chauffée à 1300 K) et a une masse de 70 Jupiters. Les deux corps célestes sont liés gravitationnellement, malgré le fait qu'ils sont séparés par une distance énorme - environ 1 an-lumière. Les astronomes ont observé une paire stellaire de naines brunes à l'aide du télescope UKIRT (United Kingdom Infrared Telescope) avec un miroir de 3,8 mètres. Ce télescope, situé près du sommet du Mauna Kea à Hawaï à une altitude de 4200 m au-dessus du niveau de la mer - - l'un des plus grands instruments du monde,travaillant dans le domaine infrarouge.
L-nains, E-nains - quelle est la prochaine étape?
À l'heure actuelle, il y a deux fois plus de naines brunes appelées exoplanètes - environ 1000 contre 500. L'étude de ces corps a forcé les scientifiques à élargir la classification des étoiles et des objets en forme d'étoile, la précédente étant insuffisante.
Les astronomes classent depuis longtemps les étoiles en groupes en fonction des caractéristiques spectrales du rayonnement, qui, à leur tour, sont principalement déterminées par la température de l'atmosphère. Aujourd'hui, le système est principalement utilisé, dont les fondations ont été posées par le personnel de l'Observatoire de l'Université de Harvard il y a plus de cent ans. Dans sa version la plus simple, les étoiles sont divisées en sept classes, désignées par les lettres latines O, B, A, F, G, K et M. La classe O comprend des étoiles bleues extrêmement massives avec des températures de surface supérieures à 33000K, tandis que la classe M comprend naines rouges, géantes rouges et même un certain nombre de supergéantes rouges, dont l'atmosphère est chauffée à moins de 3700 K. Chaque classe, à son tour, est divisée en dix sous-classes - du zéro le plus chaud au neuvième le plus froid. Par exemple, notre Soleil appartient à la classe G2. Le système de Harvard a également des variantes plus complexes (par exemple, dernièrement, les naines blanches ont été attribuées à une classe spéciale D), mais ce sont des subtilités.
La découverte de naines brunes a abouti à l'introduction de nouveaux types spectraux L et T. La classe L comprend des objets avec des températures de surface de 1300 à 2000K. Parmi eux, il y a non seulement les naines brunes, mais aussi les naines rouges les plus sombres, qui étaient auparavant classées dans la classe M. La classe T ne comprend qu'une seule naine brune, dont les atmosphères sont chauffées de 700 à 1300 K. Les raies de méthane sont abondantes dans leurs spectres, donc ces corps sont souvent appelés naines de méthane (c'est exactement ce qu'est Gliese 229 B).
«À la fin des années 1990, nous avions amassé beaucoup d'informations sur le spectre des étoiles les plus faibles, y compris les naines brunes», a déclaré à PM l'astronome de Caltech Davey Kirkpatrick, qui fait partie d'un groupe de scientifiques qui ont initié les nouvelles classes. - Il s'est avéré qu'ils avaient un certain nombre de fonctionnalités qui n'avaient pas été rencontrées auparavant. Les marques spectrales des oxydes de vanadium et de titane, typiques des naines M rouges, ont disparu, mais des lignes de métaux alcalins - sodium, potassium, rubidium et césium - sont apparues. Nous avons donc décidé que la classification de Harvard devait être élargie. Tout d'abord, la classe L a été ajoutée, c'est moi qui ai suggéré cette lettre - simplement parce que rien n'était encore répertorié pour elle. Cependant, le Gliese 229 B ne répondait pas à la classe L en raison de la présence de méthane. J'ai dû utiliser une autre lettre gratuite - T, donc la classe T est apparue."
Très probablement, cela ne s'arrêtera pas là. Il a déjà été proposé d'introduire la classe y, réservée aux hypothétiques naines brunes ultra-froides chauffées en dessous de 600K. Leurs spectres devraient également avoir des caractéristiques caractéristiques, telles que des raies d'absorption claires de l'ammoniac (et à des températures inférieures à 400 K, de la vapeur d'eau apparaîtra également). Puisque toutes les naines brunes sont vouées à se refroidir, des corps de classe y doivent exister, bien qu'ils n'aient pas encore été découverts. Il est possible qu'ils soient ouverts après le lancement du télescope infrarouge géant James Webb, qui ira dans l'espace en 2014. Peut-être que cet observatoire trouvera même des planètes dans des naines brunes, dont l'existence, en principe, est tout à fait acceptable. Il y a encore beaucoup de choses intéressantes à faire pour les astronomes.
Alexey Levin