Anãs marrons são corpos cósmicos com massa de 1-8% da massa solar. Eles são muito grandes para planetas, a compressão gravitacional torna possível reações termonucleares envolvendo elementos "facilmente combustíveis". Mas sua massa é insuficiente para "inflamar" o hidrogênio e, portanto, ao contrário das estrelas de pleno direito, as anãs marrons não brilham por muito tempo.
Astrônomos não experimentam - eles obtêm informações por meio de observações. Como disse um dos representantes desta profissão, não existem aparelhos com comprimento suficiente para chegar às estrelas. No entanto, os astrônomos têm à sua disposição leis físicas que permitem não só explicar as propriedades de objetos já conhecidos, mas também prever a existência de objetos ainda não observados.
A previsão de Shiva Kumar
Muitos já ouviram falar de estrelas de nêutrons, buracos negros, matéria escura e outras substâncias exóticas cósmicas calculadas por teóricos. No entanto, existem muitas outras curiosidades no universo descobertas da mesma forma. Isso inclui corpos intermediários entre estrelas e planetas gasosos. Eles foram previstos em 1962 por Shiv Kumar, um astrônomo indiano-americano de 23 anos que acabara de concluir sua tese de doutorado na Universidade de Michigan. Kumar chamou esses objetos de anãs negras. Nomes posteriores como estrelas negras, objetos de Kumar, estrelas infravermelhas apareceram na literatura, mas no final a frase "anãs marrons", proposta em 1974 por uma estudante de graduação na Universidade da Califórnia, Jill Tarter, venceu.
Por quatro anos, uma equipe internacional de astrônomos "pesou" o anão ultracold de classe L (6,6% da massa solar) usando o telescópio Hubble, VLT e o. Keck.
Kumar vai à sua inauguração há quatro anos. Naquela época, os fundamentos da dinâmica do nascimento de estrelas já eram conhecidos, mas havia lacunas significativas nos detalhes. No entanto, Kumar como um todo descreveu as propriedades de suas "anãs negras" tão corretamente que até mesmo supercomputadores posteriores concordaram com suas conclusões. Afinal, o cérebro humano foi e continua sendo o melhor instrumento científico.
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O nascimento de understars
As estrelas surgem do colapso gravitacional das nuvens de gás cósmico, que são principalmente hidrogênio molecular. Ele também contém hélio (um para cada 12 átomos de hidrogênio) e traços de elementos mais pesados. O colapso termina com o nascimento de uma protoestrela, que se torna uma luminária completa quando seu núcleo aquece a tal ponto que uma combustão termonuclear estável de hidrogênio começa ali (o hélio não participa disso, já que temperaturas dez vezes mais altas são necessárias para acendê-lo). A temperatura mínima necessária para inflamar o hidrogênio é de cerca de 3 milhões de graus.
Kumar estava interessado nas protoestrelas mais leves com uma massa não superior a um décimo da massa do nosso sol. Ele percebeu que, para desencadear a combustão termonuclear do hidrogênio, eles devem ficar mais espessos do que os predecessores das estrelas do tipo solar. O centro da proto-estrela é preenchido por um plasma de elétrons, prótons (núcleos de hidrogênio), partículas alfa (núcleos de hélio) e núcleos de elementos mais pesados. Acontece que antes mesmo de a temperatura de ignição do hidrogênio ser atingida, os elétrons dão origem a um gás especial, cujas propriedades são determinadas pelas leis da mecânica quântica. Este gás resiste com sucesso à compressão da protoestrela e, assim, impede o aquecimento de sua zona central. Portanto, o hidrogênio não se acende de forma alguma ou se extingue muito antes de se queimar completamente. Nesses casos, em vez de uma estrela falida, uma anã marrom é formada.
A possibilidade de um gás de Fermi degenerado resistir à compressão gravitacional não é de forma alguma ilimitada, e é fácil demonstrá-lo por um lado. Conforme os elétrons preenchem níveis de energia cada vez mais elevados, suas velocidades aumentam e, eventualmente, se aproximam da luz. Nesta situação, a força da gravidade prevalece e o colapso gravitacional recomeça. A prova matemática é mais complicada, mas a conclusão é semelhante. Assim, verifica-se que a pressão quântica do gás de elétron para o colapso gravitacional apenas se a massa do sistema em colapso permanecer abaixo de um certo limite, correspondendo a 1,41 massas solares. É chamado de limite chandrasekhar - em homenagem ao notável astrofísico e cosmologista indiano que o calculou em 1930. O limite chandrasekhar especifica a massa máxima das anãs brancas,que nossos leitores provavelmente conhecem. No entanto, os precursores das anãs marrons são dezenas de vezes mais leves e não precisam se preocupar com o limite chandrasekhar.
Kumar calculou que a massa mínima de uma estrela nascente é 0,07 massas solares quando se trata de luminárias relativamente jovens da população I, que dão origem a nuvens com um conteúdo aumentado de elementos mais pesados que o hélio. Para estrelas da população II, que surgiu há mais de 10 bilhões de anos, em uma época em que o hélio e os elementos mais pesados no espaço sideral eram muito menores, é igual a 0,09 massas solares. Kumar também descobriu que a formação de uma anã marrom típica leva cerca de um bilhão de anos e seu raio não excede 10% do raio do sol. Nossa galáxia, como outros aglomerados de estrelas, deve conter uma grande variedade desses corpos, mas são difíceis de detectar devido à sua fraca luminosidade.
Como eles iluminam
Essas estimativas não mudaram muito com o tempo. Acredita-se agora que a ignição temporária do hidrogênio em uma protoestrela, nascida de nuvens moleculares relativamente jovens, ocorre na faixa de 0,07-0,075 massas solares e dura de 1 a 10 bilhões de anos (para comparação, as anãs vermelhas, as mais leves das estrelas reais, são capazes de brilhar dezenas de bilhões de anos!). Como Adam Burrows, professor de astrofísica da Universidade de Princeton, observou em uma entrevista com PM, a fusão termonuclear compensa não mais da metade da perda de energia radiante da superfície de uma anã marrom, enquanto nas estrelas reais da sequência principal, o grau de compensação é de 100%. Portanto, a estrela que falhou resfria mesmo com a “fornalha de hidrogênio” operando, e mais ainda, ela continua a resfriar depois de ser ligada.
Uma protoestrela com massa inferior a 0,07 massas solares não é capaz de inflamar o hidrogênio. É verdade que o deutério pode explodir em suas profundezas, pois seus núcleos se fundem com os prótons já em temperaturas de 600-700 mil graus, dando origem ao hélio-3 e ao gama quanta. Mas não há muito deutério no espaço (há apenas um átomo de deutério para 200.000 átomos de hidrogênio) e suas reservas duram apenas alguns milhões de anos. Os núcleos dos feixes de gás que não atingiram 0,012 massas solares (o que é 13 massas de Júpiter) não aquecem até mesmo a este limiar e, portanto, não são capazes de quaisquer reações termonucleares. Conforme enfatizado pelo professor da Universidade da Califórnia em San Diego, Adam Burgasser, muitos astrônomos acreditam que é aqui que passa a fronteira entre a anã marrom e o planeta. De acordo com representantes de outro campo,Um grupo de gás mais leve também pode ser considerado uma anã marrom se surgir como resultado do colapso da nuvem primária de gás cósmico e não tiver nascido de um disco de gás-poeira em torno de uma estrela normal que acabou de explodir. No entanto, tais definições são uma questão de gosto.
Outro esclarecimento está relacionado ao lítio-7, que, como o deutério, se formou nos primeiros minutos após o Big Bang. O lítio entra na fusão termonuclear com um aquecimento ligeiramente inferior ao do hidrogênio e, portanto, se inflama se a massa da protoestrela exceder 0,055-0,065 solar. Porém, o lítio no espaço é 2.500 vezes menor que o deutério e, portanto, do ponto de vista energético, sua contribuição é completamente desprezível.
O que eles têm dentro
O que aconteceria no interior de uma protoestrela se o colapso gravitacional não terminasse com a ignição termonuclear do hidrogênio e os elétrons se unissem em um único sistema quântico, o chamado gás de Fermi degenerado? A proporção de elétrons neste estado aumenta gradualmente e não salta em um único instante de zero a 100%. No entanto, para simplificar, assumiremos que esse processo já foi concluído.
O princípio de Pauli afirma que dois elétrons que entram no mesmo sistema não podem estar no mesmo estado quântico. Em um gás Fermi, o estado de um elétron é determinado por seu momento, posição e spin, que assume apenas dois valores. Isso significa que no mesmo lugar não pode haver mais do que um par de elétrons com os mesmos momentos (e, naturalmente, spins opostos). E uma vez que, no curso do colapso gravitacional, os elétrons são compactados em um volume cada vez menor, eles ocupam estados com momentos crescentes e, consequentemente, energias. Isso significa que, conforme a protoestrela se contrai, a energia interna do gás de elétron aumenta. Esta energia é determinada por efeitos puramente quânticos e não está relacionada ao movimento térmico; portanto, na primeira aproximação, ela não depende da temperatura (em contraste com a energia de um gás ideal clássico,cujas leis são estudadas no curso de física escolar). Além disso, em uma taxa de compressão suficientemente alta, a energia do gás Fermi é muitas vezes maior do que a energia térmica do movimento caótico dos elétrons e núcleos atômicos.
Um aumento na energia do gás elétron também aumenta sua pressão, que também não depende da temperatura e fica muito mais forte do que a pressão térmica. É exatamente isso que se opõe à gravitação da matéria proto-estrela e interrompe seu colapso gravitacional. Se isso acontecer antes que a temperatura de ignição do hidrogênio seja atingida, a anã marrom esfria imediatamente após uma curta queima do deutério em escala cósmica. Se a proto-estrela está na zona de fronteira e tem uma massa de 0,07-0,075 solar, ela queima hidrogênio por bilhões de anos, mas isso não afeta seu final. Eventualmente, a pressão quântica do gás de elétron degenerado reduz a temperatura do núcleo estelar a tal ponto que a combustão de hidrogênio para. E embora suas reservas fossem suficientes para dezenas de bilhões de anos, a anã marrom não será mais capaz de atear fogo nelas. Isso é o que a torna diferente da anã vermelha mais leve, que desliga a fornalha nuclear apenas quando todo o hidrogênio se transforma em hélio.
Todas as estrelas conhecidas no diagrama de Hertzsprung-Russell não estão uniformemente distribuídas, mas são combinadas em várias classes espectrais levando em consideração a luminosidade (classificação de Yerkes, ou MCC, pelos nomes dos astrônomos que a desenvolveram do Observatório de Yerkes - William Morgan, Philip Keenan e Edith Kellman). A classificação moderna distingue oito desses grupos principais no diagrama de Hertzsprung-Russell. Classe 0 - essas são estrelas hipergigantes, massivas e muito brilhantes, excedendo o Sol em massa por 100-200 vezes e em termos de luminosidade - em milhões e dezenas de milhões. Classe Ia e Ib - são supergigantes, dezenas de vezes mais massivos que o Sol e dezenas de milhares de vezes mais luminosos. Classe II - gigantes brilhantes intermediários entre os supergigantes e os gigantes da classe III. Classe V emdash; este é o assim chamado a sequência principal (anãs) na qual a maioria das estrelas se encontra, incluindo o nosso sol. Quando uma estrela da sequência principal fica sem hidrogênio e começa a queimar hélio em seu núcleo, ela se torna uma subgigante de classe IV. Logo abaixo da sequência principal está a classe VI - subdwarfs. E a classe VII inclui anãs brancas compactas, o estágio final na evolução das estrelas que não excedem o limite de massa de Chandrasekhar. E a classe VII inclui anãs brancas compactas, o estágio final na evolução das estrelas que não excedem o limite de massa de Chandrasekhar. E a classe VII inclui anãs brancas compactas, o estágio final na evolução das estrelas que não excedem o limite de massa de Chandrasekhar.
O professor Burrows nota mais uma diferença entre a estrela e a anã marrom. Uma estrela comum não apenas não esfria, perdendo energia radiante, mas, paradoxalmente, se aquece. Isso acontece porque a estrela se comprime e aquece seu núcleo, e isso aumenta muito a taxa de combustão termonuclear (por exemplo, durante a existência de nosso Sol, sua luminosidade aumentou em pelo menos um quarto). Uma anã marrom é uma questão diferente, cuja compressão é impedida pela pressão quântica do gás do elétron. Devido à radiação da superfície, ele esfria como uma pedra ou um pedaço de metal, embora consista em plasma quente, como uma estrela normal.
Longas pesquisas
A perseguição das anãs marrons se arrastou por muito tempo. Mesmo nos representantes mais massivos desta família, que emitem um brilho púrpura na juventude, a temperatura da superfície geralmente não ultrapassa 2.000 K, e para os mais leves e mais velhos, às vezes não chega a atingir 1.000 K. A radiação desses objetos também contém um componente óptico, embora muito fraco. Portanto, o equipamento infravermelho de alta resolução, que apareceu apenas na década de 1980, é o mais adequado para localizá-los. Ao mesmo tempo, os telescópios espaciais infravermelhos começaram a ser lançados, sem os quais é quase impossível detectar anãs marrons frias (o pico de sua radiação cai em ondas com comprimento de 3 a 5 micrômetros, que são retardadas principalmente pela atmosfera terrestre).
Foi durante esses anos que surgiram relatórios de possíveis candidatos. No início, tais declarações não resistiram à verificação, e a verdadeira descoberta da primeira das pseudo estrelas previstas por Shiv Kumar ocorreu apenas em 1995. A palma aqui pertence a um grupo de astrônomos liderados pelo professor da Universidade da Califórnia em Berkeley Gibor Basri. Os pesquisadores estudaram o objeto extremamente tênue PPl 15 no aglomerado de estrelas das Plêiades a cerca de 400 anos-luz de distância, que foi previamente descoberto pela equipe do astrônomo de Harvard John Stauffer. De acordo com dados preliminares, a massa deste corpo celeste era de 0,06 massas solares, e ele poderia muito bem ser uma anã marrom. No entanto, essa estimativa era muito aproximada e não era confiável. O professor Basri e seus colegas conseguiram resolver este problema usando uma amostra de lítio,que foi recentemente inventado pelo astrofísico espanhol Rafael Rebolo.
“Nosso grupo trabalhou no primeiro telescópio de 10 metros do Observatório Keck, que entrou em operação em 1993”, lembra o professor Basri. - Decidimos usar o teste do lítio, pois permitiu distinguir entre anãs marrons e anãs vermelhas próximas em massa. As anãs vermelhas queimam lítio-7 muito rapidamente e quase todas as anãs marrons não são capazes disso. Então, acreditava-se que a idade das Plêiades era de cerca de 70 milhões de anos, e mesmo as anãs vermelhas mais claras dessa época deveriam ter se livrado completamente do lítio. Se encontrarmos lítio no espectro PPl 15, teremos todos os motivos para afirmar que estamos lidando com uma anã marrom. A tarefa não foi fácil. O primeiro teste espectrográfico em novembro de 1994 realmente revelou lítio, mas o segundo, de controle, em março de 1995, não confirmou isso. Naturalmente,ficamos desapontados - a descoberta escapuliu de nossas mãos. No entanto, a conclusão inicial estava correta. O PPl 15 acabou sendo um par de anãs marrons orbitando um centro de massa comum em apenas seis dias. É por isso que as linhas espectrais do lítio às vezes se fundiam, depois divergiam - portanto, não as vimos durante o segundo teste. Ao longo do caminho, descobrimos que as Plêiades são mais antigas do que se pensava.
No mesmo 1995, houve relatos da descoberta de mais duas anãs marrons. Raphael Rebolo e seus colegas do Instituto Astrofísico das Ilhas Canárias descobriram o anão Teide 1 nas Plêiades, que também foi identificado pelo método do lítio. E no final de 1995, pesquisadores do Instituto de Tecnologia da Califórnia e da Universidade Johns Hopkins relataram que a anã vermelha Gliese 229, que está a apenas 19 anos-luz do sistema solar, tinha uma companheira. Esta lua é 20 vezes mais pesada que Júpiter e contém linhas de metano em seu espectro. As moléculas de metano são destruídas se a temperatura exceder 1500K, enquanto a temperatura atmosférica das estrelas normais mais frias está sempre acima de 1700K. Isso permitiu que Gliese 229-B fosse reconhecida como uma anã marrom, mesmo sem usar um teste de lítio. Agora já é conhecidoque sua superfície é aquecida a apenas 950 K, então este anão é muito frio.
Os astrônomos estão constantemente aprendendo algo novo sobre as anãs marrons. Assim, no final de novembro de 2010, cientistas do Chile, Inglaterra e Canadá anunciaram a descoberta na constelação de Virgem, a apenas 160 anos-luz do Sol, um par estelar de duas anãs de diferentes categorias de cores - branco e marrom. Este último é um dos anões da classe T mais quentes (sua atmosfera é aquecida a 1300 K) e tem uma massa de 70 Júpiter. Ambos os corpos celestes estão ligados gravitacionalmente, apesar do fato de estarem separados por uma grande distância - aproximadamente 1 ano luz. Os astrônomos observaram um par estelar de anãs marrons usando o telescópio UKIRT (United Kingdom Infrared Telescope) com um espelho de 3,8 metros. Este telescópio, localizado próximo ao cume de Mauna Kea no Havaí, a uma altitude de 4.200 m acima do nível do mar - - um dos maiores instrumentos do mundo,trabalhando na faixa do infravermelho.
L-anãs, E-anãs - o que vem a seguir?
Atualmente, há o dobro de anãs marrons conhecidas como exoplanetas - cerca de 1000 contra 500. O estudo desses corpos obrigou os cientistas a expandir a classificação de estrelas e objetos parecidos com estrelas, já que a anterior se revelou insuficiente.
Os astrônomos há muito classificam as estrelas em grupos de acordo com as características espectrais da radiação, que, por sua vez, são determinadas principalmente pela temperatura da atmosfera. Hoje, o sistema é usado principalmente, cujas bases, há mais de cem anos, foram lançadas por funcionários do Observatório da Universidade de Harvard. Em sua versão mais simples, as estrelas são divididas em sete classes, denotadas pelas letras latinas O, B, A, F, G, K e M. A classe O inclui estrelas azuis extremamente massivas com temperaturas de superfície acima de 33.000 K, enquanto a classe M inclui anãs vermelhas, gigantes vermelhas e até mesmo uma série de supergigantes vermelhas, cuja atmosfera é aquecida a menos de 3700 K. Cada classe, por sua vez, é dividida em dez subclasses - do zero mais quente ao nono mais frio. Por exemplo, nosso Sol pertence à classe G2. O sistema Harvard também tem variantes mais complexas (por exemplo, ultimamente as anãs brancas foram alocadas para uma classe especial D), mas essas são sutilezas.
A descoberta das anãs marrons resultou na introdução de novos tipos espectrais L e T. A classe L inclui objetos com temperaturas de superfície de 1300 a 2000K. Entre elas estão não apenas as anãs marrons, mas também as anãs vermelhas mais escuras, que anteriormente eram classificadas como classe M. A classe T inclui apenas uma anã marrom, cujas atmosferas são aquecidas de 700 a 1300 K. Linhas de metano são abundantes em seus espectros, então esses corpos são freqüentemente chamados de anãs de metano (isso é exatamente o que Gliese 229 B é).
“No final da década de 1990, acumulamos muitas informações sobre o espectro das estrelas mais fracas, incluindo as anãs marrons”, disse à PM o astrônomo Davey Kirkpatrick do Caltech, que faz parte de um grupo de cientistas que iniciou as novas classes. - Descobriu-se que eles têm uma série de recursos que não foram encontrados antes. As marcas espectrais de óxidos de vanádio e titânio, típicas das anãs vermelhas M, desapareceram, mas apareceram linhas de metais alcalinos - sódio, potássio, rubídio e césio. Portanto, decidimos que a classificação de Harvard deveria ser expandida. Primeiro, foi adicionada a classe L, fui eu quem sugeriu esta carta - simplesmente porque ainda não havia nada listado para ela. No entanto, o Gliese 229 B não atendeu à classe L devido à presença de metano. Tive que usar mais uma letra grátis - T, então a classe T apareceu."
Provavelmente, isso não vai terminar aí. Já foi proposto introduzir a classe y, que é reservada para hipotéticas anãs marrons ultracold aquecidas abaixo de 600K. Seus espectros também devem ter características características, como linhas claras de absorção de amônia (e em temperaturas abaixo de 400 K, vapor de água também aparecerá). Como todas as anãs marrons estão fadadas a esfriar, os corpos da classe y devem existir, embora ainda não tenham sido descobertos. É possível que sejam inaugurados após o lançamento do gigantesco telescópio infravermelho james webb, que chegará ao espaço em 2014. Talvez este observatório encontre planetas em anãs marrons, cuja existência, em princípio, é bastante aceitável. Existem muitas coisas mais interessantes aguardando os astrônomos à frente.
Alexey Levin
