Nykštukinės galaktikos gali būti labai mažos, tačiau jos turi fenomenalią galią, galinčią pagimdyti naujas žvaigždes. Nauji Hablo kosminio teleskopo stebėjimai rodo, kad žvaigždžių formavimasis nykštukinėse galaktikose ankstyvojoje visatoje vaidina didesnį vaidmenį, nei manoma šiuo metu.
Ir nors galaktikos visoje visatoje vis dar formuoja naujas žvaigždes, dauguma jų susiformavo nuo dviejų iki šešių milijardų metų po Didžiojo sprogimo. Šios ankstyvosios Visatos istorijos eros studijavimas yra labai svarbus, jei norime suprasti, kaip atsirado pirmosios žvaigždės ir kaip augo bei vystėsi pirmosios galaktikos.
Šiame paveikslėlyje pavaizduotas dangaus lopinėlis, pažymėtas nykštukinėmis galaktikomis, kurios išgyvena žvaigždžių formavimosi pliūpsnius. Vaizdas buvo padarytas kaip GOODS (Great Observatories Origins Deep Survey) programos dalis ir rodo tik vieną visos apklausos kadrą. Šaltinis: NASA, ESA, GOODS komanda ir M. Giavalisco (STScI / Masačusetso universitetas)
Naujas tyrimas, naudojant Hablo plataus lauko kamerą 3 (WFC3), leido astronomams žengti žingsnį į priekį, kad suprastų epochą, tiriant įvairius ankstyvosios visatos nykštukinių galaktikos tipus ir ypač atrinkus tik tas, kuriose yra akivaizdžių žvaigždžių formavimosi procesų. Tokios galaktikos paprastai vadinamos žvaigždžių sprogimo galaktikomis. Tokiuose objektuose naujos žvaigždės formuojasi daug greičiau nei įprasta kitose galaktikose. Ankstesni tyrimai daugiausia buvo skirti vidutinės ir didelės masės galaktikoms ir nebuvo atsižvelgta į didžiulį nykštukinių galaktikų, egzistavusių šioje aktyvioje eroje, skaičių. Tačiau čia kalti ne tiek mokslininkai, kurie nenorėjo tyrinėti nykštukinių galaktikų. Greičiausiai taip yra dėl nesugebėjimo matyti šių mažų objektų, nes jie yra labai toli nuo mūsų. Dar visai neseniai astronomai galėjo stebėti mažas galaktikas mažesniais atstumais arba dideles galaktikas didesniais atstumais.
Tačiau dabar, naudodamiesi grismu, astronomai sugebėjo pažvelgti į mažos masės nykštukines galaktikas tolimoje visatoje ir atsižvelgti į jų žvaigždžių formavimosi sprogimų indėlį, priartindami informaciją prie galimo tada egzistavusių mažų galaktikų skaičiaus. Grizma yra objektyvi prizmė, prizmės ir difrakcinės gardelės derinys, praleidžianti šviesą nekeisdama jos spektro. Raidė „G“ pavadinime kilusi iš grotelių.
„Mes visada manėme, kad žvaigždžių sprogimo nykštukinės galaktikos turės reikšmingos įtakos naujų žvaigždžių formavimuisi jaunoje visatoje, tačiau tai pirmas kartas, kai galėjome išmatuoti jų poveikį. Ir, matyt, jie suvaidino reikšmingą, jei ne pagrindinį vaidmenį“, – Hakimas Atekas iš Šveicarijos politechnikos universiteto.
„Šios galaktikos taip greitai suformuoja žvaigždes, kad iš tikrųjų galėtų padvigubinti visą savo žvaigždžių masę vos per 150 milijonų metų. Palyginimui, įprastų galaktikų žvaigždžių masė padvigubėja vidutiniškai kas 1–3 milijardus metų“, – priduria bendraautorius Jeanas-Paulas Kneibas.
Galaktikų vaizdas grismo režimu, naudojant Hablo įdiegtos ir šiuo spektroskopijos režimu veikiančios Wide Field Camera 3 pavyzdį. Išplėstos vaivorykštės linijos yra ne kas kita, kaip objektyvo sugautos galaktikos, tačiau grizmo režimu jos pateikiamos kaip vaivorykštės spektras. Dėl to mokslininkai gali įvertinti kosminių objektų cheminę sudėtį.
Mokslininkų atliktas tyrimas parodo, kaip iš tikrųjų mūsų galaktikoje yra paplitusios šio tipo žvaigždės ir kaip aktyviai jos dalyvauja kuriant naujas žvaigždes.
Skaičiai tai rodo 2 -3 kitų klasių žvaigždės sudaro bent jau 1 rudasis nykštukas.
Šio tipo kosminiai objektai aiškiai išsiskiria iš kitų.
Jie per dideli ir karšti (in 15 -80 kartų masyvesnės nei mūsų Jupiteris), kad jas būtų galima priskirti prie planetų, tačiau kartu jos yra per mažos, kad būtų visavertės žvaigždės – jos neturi pakankamai masės, kad palaikytų stabilią vandenilio sintezę šerdyje.
Tačiau rudosios nykštukės iš pradžių formuojasi taip pat, kaip ir paprastos žvaigždės, todėl jos dažnai vadinamos nesėkmingomis žvaigždėmis.
Daugiau į 2013 astronomai pradėjo įtarti, kad rudosios nykštukės mūsų galaktikoje yra gana paplitusios, skaičiuodami apytikslį jų skaičių regione 70 milijardo
Tačiau Nacionalinėje astronomijos konferencijoje pristatyti nauji duomenys M eeting, neseniai surengtas Anglijos Haulio universitete, jie sako, kad gali būti apie 100 milijardo
Atsižvelgiant į tai, kad visame Paukščių Take, apytiksliais skaičiavimais, gali būti iki 400 milijardai žvaigždžių, rudųjų nykštukų skaičius yra įspūdingas ir nuviliantis.
Norėdami patikslinti rezultatus, astronomai atliko daugiau nei tūkstančio rudųjų nykštukų, esančių ne didesniu kaip spinduliu. 1500 šviesmečiai. Kadangi šios klasės žvaigždės yra labai blankios, jas stebėti didesniais atstumais atrodo itin sunku, o gal net neįmanoma.
Dauguma mums žinomų rudųjų nykštukų buvo aptikti regionuose, kur formuojasi naujos žvaigždės, vadinamos spiečiais.
Vienas iš šių grupių yra objektas NG C133 , kuriame rudųjų nykštukų yra beveik tiek pat, kiek ir paprastose žvaigždžių.
Alexui Scholzui iš St Andrews universiteto ir jo kolegei Koralkai Muzičiui iš Lisabonos universiteto tai atrodė gana keista. Norėdami gauti išsamesnį supratimą apie rudųjų nykštukų, gimusių įvairaus tankio žvaigždžių spiečius, dažnį, mokslininkai nusprendė tankesniame žvaigždžių spiečiuje R ieškoti tolimesnių nykštukų. C W 38 .
Kad būtų galima matyti tolimą klasterį, esantį maždaug 5000 šviesmečių atstumu astronomai naudojo NA kamerą C O su adaptyvia optika, sumontuota ant Europos pietinės observatorijos labai didelio teleskopo.
Kaip ir ankstesniuose stebėjimuose, šį kartą mokslininkai taip pat išsiaiškino, kad rudųjų nykštukų skaičius šiame klasteryje yra beveik pusė viso jame esančių žvaigždžių skaičiaus, o tai savo ruožtu rodo, kad rudųjų nykštukų gimimo dažnis visiškai nepriklauso. ant pačios žvaigždės žvaigždžių spiečių sudėties.
„...Šiose klasteriuose aptikome daug rudųjų nykštukų. Pasirodo, kad nepriklausomai nuo spiečiaus tipo, šios klasės žvaigždžių sutinkama gana dažnai. Ir kadangi rudosios nykštukės formuojasi kartu su kitomis žvaigždėmis spiečių, galime daryti išvadą, kad mūsų galaktikoje jų tikrai daug...“
– komentuoja Scholzas.
Tai gali būti skaičius 100 milijardo Tačiau jų gali būti ir daugiau.
Prisiminkime, kad rudieji nykštukai yra labai blankūs žvaigždžių objektai, todėl net blausesni jų atstovai tiesiog negalėjo patekti į astronomų akiratį.
Šio rašymo metu naujausių Scholzo tyrimų rezultatai laukė kritinės išorės mokslininkų peržiūros, tačiau pirmuosius komentarus apie šiuos stebėjimus Gizmodo pateikė astronomas Johnas Omira iš Saint Migelio koledžo, kuris nedalyvavo darbe. tačiau mano, kad jame pateikti skaičiai gali būti teisingi.
„...Jie ateina į numerį 100 milijardų, darant tam daug prielaidų. Tačiau iš tikrųjų išvada apie rudųjų nykštukų skaičių žvaigždžių spiečiuje grindžiama vadinamąja pradine masės funkcija, kuri apibūdina žvaigždžių masių pasiskirstymą spiečiuje. Kai žinote šią funkciją ir žinote dažnį, kuriuo galaktika formuoja žvaigždes, galite apskaičiuoti tam tikro tipo žvaigždžių skaičių. Todėl, jei praleisime keletą prielaidų, tada skaičius in 100 milijardai tikrai atrodo realūs...“
– pakomentavo Omira.
Palyginę rudųjų nykštukų skaičių dviejuose skirtinguose klasteriuose – viename su tankiu, o kitame – ne tokia tankiu žvaigždžių pasiskirstymu – mokslininkai parodė, kad aplinka, kurioje pasirodo žvaigždės, ne visada yra pagrindinis veiksnys, reguliuojantis šios grupės atsiradimo dažnumą. žvaigždės objekto tipas.
„Rudųjų nykštukų formavimasis yra universali ir neatsiejama žvaigždžių formavimosi apskritai dalis.“, – sako Omira.
Profesorius Abelis Mendezas iš Planetų apgyvendinimo laboratorijos L aboratory, kitas astronomas, kuris taip pat nedalyvavo aptariamame tyrime, teigia, kad naujajame darbe pateikti skaičiai iš tiesų gali turėti prasmę, ypač turint omenyje tai, kad mūsų galaktikoje yra žymiai daugiau kompaktiškų žvaigždžių objektų nei didesniuose.
„...Pavyzdžiui, mažos raudonosios nykštukės yra daug dažnesnės nei visų kitų tipų žvaigždės. Todėl siūlyčiau, kad naujieji skaičiai greičiausiai būtų net apatinė riba...“
sako Mendezas.
Žinoma, yra ir neigiama rudųjų nykštukų prigimtis. Didelis žlugusių žvaigždžių skaičius taip pat reiškia tinkamumo gyventi potencialo sumažėjimą.
Mendezas sako, kad rudosios nykštukės nėra pakankamai stabilios, kad išlaikytų aplinką, vadinamą gyvenamąja zona. Be to, ne visiems astronomams patinka pats terminas „Nevykusios žvaigždės“.
„...Asmeniškai aš nemėgstu rudųjų nykštukų vadinti „nevykusiomis žvaigždėmis“, nes, mano nuomone, jie tiesiog neverti žvaigždžių titulo...“
- komentuoja Jacqueline Faherty, Amerikos gamtos istorijos muziejaus astrofizikė.
„... aš jas verčiau pavadinčiau „apaugusiomis planetomis“ arba tiesiog „superplanetomis“, nes savo masės požiūriu jos vis tiek yra arčiau šių astronominių objektų nei žvaigždžių...“
– sako mokslininkas.
Ir vėl mano svajonė mane kankina,
Kad kažkur ten, kitame visatos kampelyje,
Tas pats sodas ir ta pati tamsa,
Ir tos pačios žvaigždės nenutrūkstamo grožio.
N. Zabolotskis
Vieno ar kito tipo astronominių (ir ne tik astronominių) objektų prigimties tyrimas dažniausiai vyksta keliais etapais. Iš pradžių nėra aiškaus supratimo, yra daugybė įvairių vienas kitą paneigiančių prielaidų. Tada kristalizuojasi visuotinai priimtas požiūris, leidžiantis bent kokybiškai paaiškinti stebimą vaizdą pagrindinėmis detalėmis. Tiriami objektai nustoja būti nesuprantami nuo jų iki anksčiau žinomų objektų ar reiškinių.
Ir po kurio laiko prasideda trečiasis etapas. Nauji stebėjimai ar teoriniai skaičiavimai rodo, kad viskas nėra taip paprasta, kaip atrodė. Nors senieji paaiškinimai gali išlikti savo esme, tyrimo objektai vėl glumina savo nenoru tilpti į paprastas ir aiškias schemas. Reikia naujų idėjų, naujų skaičiavimų. Galiausiai, kitame, ketvirtame etape, vėl susidaro nuoseklus ir sudėtingesnis vaizdas nei anksčiau. Supratimas pakilo į naują, aukštesnį lygį. Ateityje viskas gali pasikartoti – atsiradus netikėtiems stebėjimo faktams ir su kitokiu teoriniu požiūriu.
Nykštukinių elipsinių galaktikų (dE galaktikų) tyrimas, kuris bus aptartas šiame skyriuje, šiuo metu yra antrame etape. Iš visų nykštukinių galaktikų tai mums labiausiai suprantami objektai. Jie neatstovauja jokiai grupei, kuri ryškiai išsiskiria savo bruožais, o jų savybės „tęsia“ įprastų elipsinių galaktikų savybes, ekstrapoliuodami į mažo šviesumo ir dydžio sritį.
Arčiausiai mūsų esančios dE galaktikos yra keturi elipsiniai Andromedos ūko palydovai. Dvi iš jų – galaktikos M 32 ir NGC 205 – stebimos visai arti milžiniškos spiralinės galaktikos, o dvi silpnesnės – NGC 185 ir NGC 147 – yra keliais kampiniais laipsniais į šiaurę nuo jos. Pirmieji du atrodo kaip šviesios dėmės bet kurioje Andromedos ūko nuotraukoje, projektuotoje ant jo išorinių sričių; M 32 galaktika yra kompaktiškas, beveik apvalus darinys, o NGC 205 galaktika nuotraukoje turi neryškesnį, pastebimai pailgą vaizdą. Jų absoliutus dydis yra artimas -16 m, todėl šios galaktikos yra ant įprastos ribos, skiriančios nykštukus nuo „įprastų“ galaktikų.
Šių nykštukinių galaktikų nuotraukose užfiksuoti atskiras žvaigždes, t. y., kaip sako astronomai, paversti galaktikas į žvaigždes didelių pastangų kaina 40-ajame dešimtmetyje W. Baade'as, dirbęs prie didžiausio pasaulyje teleskopo. tuo metu – 2,5 metro Mount Palomar atšvaitas. Reikia pasakyti, kad ir dabar, net ir pasitelkus geriausius teleskopus, Andromedos ūko palydovus išskirti į žvaigždes nėra lengva užduotis.
Ilgą laiką šių mažų galaktikų žvaigždžių sudėtis, kaip ir pats Andromedos ūko centrinis regionas, išliko paslaptingas: ryškiausių žvaigždžių – mėlynųjų supergigantų – buvimas nuotraukose nebuvo pastebimas, nors šios žvaigždės yra įsitikinusios. pastebėtas netoliese esančio Andromedos ūko spiralinėse šakose.
Iškėlęs užduotį Andromedos ūko centrinę dalį ir jo elipsinius palydovus paversti žvaigždėmis, V. Baade pradėjo rimtai ruoštis jo įgyvendinimui. Buvo žinoma, kad šie objektai yra rausvos spalvos, ir jis manė (teisingai), kad tai buvo ryškiausių juose esančių žvaigždžių spalva. Todėl W. Baade atsisakė į mėlynus spindulius reaguojančių plokščių, dažniausiai naudojamų astronominėje fotografijoje, ir pasirinko tuo metu pačias jautriausias fotoplokštes, kurios suvokia oranžinę ir raudoną spalvas. Tačiau šios plokštelės buvo žymiai mažesnio jautrumo nei „mėlynosios“, o norint jį padidinti, prieš naudojant plokšteles reikėjo jas specialiai apdoroti amoniaku.
Tačiau net ir po to jautrumas pasirodė ne per didelis, o norint turėti vilties užfiksuoti žvaigždes, kurios buvo nepasiekiamos „mėlynosioms“ plokštėms, reikėjo pasikliauti daugybe valandų ekspozicijos. Faktas yra tas, kad ilgalaikės ekspozicijos negalima daryti ant labai jautrių „mėlynų“ plokščių: jau po 1,5 valandos silpnas naktinio dangaus švytėjimas jas uždengė tankiu šydu. Remiantis V. Baade skaičiavimais, šis metodas turėjo leisti „raudonose“ plokštelėse gauti 0,5 žvaigždes T(1,6 karto) silpnesni nei ant „mėlynųjų“.
Kaip dar galite padidinti teleskopo prasiskverbimo galią, ty jo gebėjimą aptikti silpnas žvaigždes?
Žmonės, išmanantys astronominių stebėjimų specifiką, puikiai žino, kad teleskopo, kaip optinio instrumento, galimybės naktį labai skiriasi, net jei jos yra vienodai giedros, o kartais ir tą pačią naktį. Taip yra dėl skirtingos atmosferos būsenos, o dideliems teleskopams – ir dėl veidrodžio lęšio būklės, kurio atspindintis paviršius gali deformuotis dėl temperatūrų skirtumų tarp skirtingų veidrodžio dalių ir tarp veidrodžio. ir oro aplinką. Ir tik neseniai jie išmoko gaminti didelius veidrodžius iš medžiagos, kuri praktiškai nėra veikiama šiluminio plėtimosi.
Vėliau V. Baade apie tai rašė: „Negalima tikėtis sėkmės, jei į 2,5 metro teleskopo kasetę tiesiog įkišau „raudoną“ plokštelę, padarytum ekspoziciją, išryškintų ir bandytų kažką įžiūrėti. Buvo visiškai aišku, kad žvaigždės bus labai silpnos ir, greičiausiai, labai arti. Tai yra ties 2,5 metro teleskopo skiriamosios gebos riba, ir akivaizdu, kad reikia būti labai atsargiems, kad nepasinaudotų menkiausia galimybe.
Norint išlaikyti kuo didesnę skiriamąją gebą, pirmiausia reikėjo atlikti stebėjimus tik tada, kai gaunami geriausi vaizdai, kai turbulentinis žvaigždžių diskas yra labai mažas. Antra, buvo verta stebėti tik tomis naktimis, kai veidrodžio forma buvo artima idealiai, be kraštų „sugriuvimo“, dėl ko visada padidėja žvaigždės diskas. Trečia (ir tai buvo pagrindinė problema), reikėjo kažką daryti dėl fokusavimo pokyčių, atsiradusių dėl to, kad 2,5 metro teleskopo veidrodis buvo pagamintas iš senos firmos stiklo. Net kai naktys buvo patenkinamos šia prasme, židinio nuotolis pakito nuo 1,5 iki 2 mm, taip pat buvo naktų, kai šie pokyčiai siekė 5-6 mm.
Dėl to V. Baade'ui teko sugalvoti savo būdą, kaip nuolat tikrinti teisingą vaizdo fokusavimą, kuris leido nenutraukti daugelio valandų ekspozicijos.
Pasirengimas lemiamiems stebėjimams truko daugiau nei metus. Galiausiai 1943 m. rudenį per keletą naktų su išskirtinai gera vaizdo kokybe buvo gauti ilgai laukti negatyvai, kuriuose Andromedos ūko palydovai (taip pat ir jo centrinė dalis, susidedanti iš panašių žvaigždžių) buvo išbarstyti. mažiausi žvaigždžių taškai. Taip atrodė ryškiausios nykštukinių elipsinių galaktikų žvaigždės iš beveik 700 tūkstančių vnt atstumo. Reikia pasakyti, kad viena svarbi aplinkybė prisidėjo prie jų atradimo sėkmės. Virš observatorijos naktys buvo tikrai tamsios, nes su karu susijęs milžiniško Los Andželo miesto ir jo gyvybingų priemiesčių užtemimas dar nebuvo panaikintas.
Iki to laiko astronomai buvo gerai susipažinę su pačių įvairiausių tipų žvaigždėmis, tačiau V. Baade'o nufotografuotos žvaigždės mokslininką glumino. Jie buvo per šviesūs įprastoms raudonoms žvaigždėms. Atrodė keista, kad stebimoje Saulės žvaigždžių kaimynystėje tokių žvaigždžių beveik nėra, o nykštukinėse elipsinėse galaktikose jos daugiausia prisideda prie galaktikos spinduliavimo.
Tik po kurio laiko V. Baade suprato, kad mūsų Galaktikos rutuliniai spiečiai susideda iš lygiai tų pačių žvaigždžių. Šios grupės yra gana tolimos šimtų tūkstančių žvaigždžių asociacijos (artimiausia iš jų yra kelių tūkstančių šviesmečių atstumu nuo mūsų). Jų amžius viršija 10 milijardų metų, t.y. jie yra tikri žvaigždžių pasaulio reliktai.
Tolesni tyrimai patvirtino V. Baade spėjimą. Ryškiausios nykštukinių elipsinių galaktikų žvaigždės, taip pat rutuliniai spiečiai, pasirodė esantys didelio šviesumo raudonieji milžinai – žvaigždės, kurios labai išsipūtė ir pakeitė savo vidinę struktūrą, nes per ilgą jų gyvavimo laiką pagrindinis branduolinis kuras (vandenilis) buvo daugiausiai. išsekęs žvaigždžių interjere. Būdingas nykštukinių galaktikų žvaigždžių bruožas yra mažas sunkiųjų cheminių elementų kiekis žvaigždžių atmosferoje (nors ir ne toks mažas kaip rutulinėse spiečių). Žvelgdami į ateitį pastebime, kad šis vadinamasis sunkiųjų elementų trūkumas būdingas visų tipų nykštukinėms galaktikoms.
„Įprastos“ elipsinės galaktikos, kurios pagal savo šviesumą nepriskiriamos nykštukinėms, taip pat susideda iš senų žvaigždžių, nors ir ne taip stipriai išeikvotos sunkiųjų elementų kaip nykštukinėse galaktikose. Matyt, žvaigždžių formavimasis „įprastose“ E galaktikose praktiškai baigėsi prieš daug milijardų metų. dE galaktikų istorija, kaip paaiškėjo, gali būti kitokia. Tai aiškiai matyti tų pačių Andromedos ūko palydovų pavyzdyje.
Pavyzdžiui, Andromedos ūko palydovo M 32 spektro modelį galima paaiškinti teiginiu, kad nors žvaigždžių formavimasis galaktikoje dabar nevyksta, ji ten egzistavo prieš kelis milijardus metų.
Dviejuose kituose Andromedos ūko palydovuose NGC 205 ir NGC 185 tiesiogiai stebimos kelios dešimtys didelio šviesumo mėlynų žvaigždžių, paslėptų tarp išsibarsčiusių senų raudonų žvaigždžių. Remiantis astronominėmis laiko skalėmis, tokios žvaigždės ką tik susiformavo, nes dėl didelių energijos sąnaudų jos trumpaamžės. Mažai tikėtina, kad jų amžius viršys 100 milijonų metų, o tai yra labai mažai žvaigždėms. Pavyzdžiui, saulė egzistuoja 50 kartų ilgiau. Todėl šiose galaktikose vis dar vyksta žvaigždžių formavimasis.
Žinoma, kartu su karštomis didelio šviesumo žvaigždėmis ten gali susidaryti ir mažos masės žvaigždės (kur kas daugiau), tačiau tarp ryškesnių, bet senesnių galaktikos žvaigždžių jų rasti nepavyks. Todėl žvaigždžių formavimosi centrus lemia tik mėlynųjų žvaigždžių padėtis, kurios dažniausiai yra lokalizuotos nedidelėse galaktikos vietose. Pavyzdžiui, NGC 185 galaktikoje visos mėlynos žvaigždės užima mažiau nei 300 pc dydžio sritį (visos galaktikos dydis yra dešimtis kartų didesnis).
Nedidelio jaunų žvaigždžių skaičiaus kai kuriose dE galaktikose egzistavimo problema kelia didelį susidomėjimą. Iš tiesų, masyviose elipsinėse galaktikose žvaigždžių formavimosi trūkumas dažniausiai siejamas su tarpžvaigždinių dujų nebuvimu, t. Visais atvejais jaunų mėlynų žvaigždžių buvimas pastebimas tik tose galaktikose, kuriose stebima tarpžvaigždinė terpė. Tačiau kol kas tik dviejose dE galaktikose tiesioginiais stebėjimais pavyko aptikti šaltas tarpžvaigždines dujas – Andromedos ūko palydovuose NGC 205, NGC 185 (ir net čia jis itin mažas – maždaug 0,01 % visos masės). galaktikos).
Nepaisant to, netoliese esančių dE galaktikų stebėjimai parodė, kad jaunos žvaigždės jose taip pat yra susijusios su tarpžvaigždine terpe. Galaktikose NGC 205 ir NGC 185, kuriose jaunos mėlynos žvaigždės stebimos „po vieną“, pastebimi tamsių dulkių ūkai, susieti, kaip žinome iš mūsų Galaktikos pavyzdžio, su santykinai tankių ir šaltų dujų sritimis. Žinoma, jo ten mažai, bet žvaigždžių formavimasis, galima sakyti, vos mirga.
Iš kur šios dujos?
Pasirodo, net jei galaktika bus visiškai „išvalyta“ nuo dujų, laikui bėgant ji vėl pasirodys nedideliais kiekiais. Jį į tarpžvaigždinę erdvę pristato senstančios žvaigždės. Tiesioginiai įrodymai, kad toks procesas vyksta netoliese esančioms galaktikoms, gaunamas stebint planetinius ūkus – besiplečiančius dujų apvalkalus, kuriuos tam tikru savo gyvenimo etapu išmeta žvaigždės. Tokie ūkai buvo rasti visose netoliese esančiose dE galaktikose. Laikui bėgant iš žvaigždžių išmetamos dujos užpildo visą tarpžvaigždinę erdvę. Ir tada, priklausomai nuo konkrečių fizinių sąlygų galaktikoje, ji arba palieka galaktiką, patenka į tarpgalaktinę erdvę, arba palaipsniui atvėsta ir susitraukia, kad vėl virstų žvaigždėmis,
Žvaigždžių išmetamų dujų likimas priklauso nuo elipsės formos galaktikos masės. Teoriniai skaičiavimai parodė, kad mažose elipsinėse galaktikose tarpžvaigždinės dujos atvėsta ir susitraukia greičiau. Kokybiškai tai galima paaiškinti tuo, kad žvaigždės jose juda lėčiau, o atskirų žvaigždžių išmetamų dujų masių susidūrimai nesukelia tokio stipraus dujų įkaitimo, kokio galima tikėtis didelėse galaktikose. Galbūt todėl elipsinėse „normaliose“, ne nykštukinėse, galaktikose dujų ir jaunų žvaigždžių pėdsakai yra labai reti. Bet kas žino, jei kokia nors milžiniška elipsės formos galaktika būtų ne toliau nuo mūsų nei Andromedos ūkas, galbūt joje galėtume rasti atskirų mėlynų žvaigždžių?
Nors nykštukinės elipsinės galaktikos pasižymi silpnu žvaigždžių formavimu, jos paprastai yra labai tylios ir labai lėtai besikeičiančios žvaigždžių sistemos. Juose nėra jokių aktyvių procesų, susijusių su ne žvaigždžių energijos šaltiniais - medžiagų emisijos, nešilumos radijo spinduliuotė, branduolinis aktyvumas. Ir daugeliu atvejų dE galaktikose nėra šerdies įprastine šio žodžio prasme, nors pačiame NGC 205 ir M 32 centre matomas mažas žvaigždės formos objektas („šerdis“), panašus į masyvią rutulinį spiečius. žvaigždžių. Tolimesnėse galaktikose tokie dariniai nebepasiekiami stebėti.
Žinoma, dE galaktikos neapsiriboja Andromedos ūko palydovais. Tarp nykštukų tai yra gana didelio šviesumo galaktikos, todėl jos yra prieinamos stebėjimams kelių dešimčių milijonų šviesmečių atstumu. Daug dE galaktikų buvo rasta, pavyzdžiui, artimiausiame dideliame Mergelės žvaigždyno galaktikų spiečiuje. Tačiau tarp daugybės dE galaktikų tik vienu atveju galima įtarti objektą su aktyviu branduoliu – savotišką nykštukinę radijo galaktiką. Apie šį objektą verta papasakoti plačiau, norint parodyti, su kokiais sunkumais kartais susiduria tyrinėtojai, bandydami išsiaiškinti stebimo šaltinio prigimtį.
Radijo galaktikos, galingiausi radijo bangų šaltiniai gamtoje, paprastai yra milžiniškos elipsės formos galaktikos, kurių aktyvusis branduolys skleidžia reliatyvistinių (t.y. kurių greitis labai artimas šviesos greičiui) protonų ir elektronų srautus. Tokios galaktikos randamos tyrinėjant nuotraukas tų dangaus sričių, kuriose stebimas vienas ar kitas radijo šaltinis.
Kai 60-aisiais buvo nustatyta, kad radijo šaltinio, pažymėto 3S 276, koordinatės sutampa su mažo kampinio dydžio elipsės galaktikos koordinatėmis, tai negalėjo sukelti daug nuostabos. Tai galėjo būti įprasta radijo galaktika, nutolusi į milžinišką atstumą, iš kurios ji atrodė kaip 15-ojo dydžio objektas. Galaktikos spektras nebuvo žinomas, tačiau ji pati buvo paminėta dviejuose išsamiausiuose galaktikų kataloguose – Voroncovo-Velyaminovo ir Zwicky kataloguose. Paaiškėjo, kad jis turi šiek tiek melsvą vidinę gana didelio paviršiaus ryškumo sritį ir „raudonesnį“ apvalkalą, kurio ilgis yra apie 1 colio.
„Įprasta“ radijo galaktika galėtų atrodyti taip maždaug iš 100 Mpc atstumo. Kadangi galaktikų pasaulyje yra gerai įvykdytas dėsnis, pagal kurį kuo toliau galaktika, tuo didesnis jos radialinis greitis (Hablo dėsnis), galima tikėtis, kad jos greitis turėtų būti maždaug 6-8 tūkst. s. Įsivaizduokite nuostabą, kai jo spektras, nufotografuotas netrukus po identifikavimo su radijo šaltiniu 3S 276, parodė, kad jo greitis tesiekė 30 km/s (be to, spektre nebuvo laukiamų radijo galaktikoms būdingų spinduliavimo linijų).
1970 metais Kanados astronomas S. van den Bergas, dirbdamas JAV prie milžiniško 5 metrų teleskopo, naudodamas elektronų optinį konverterį gavo naują galaktikos spektrogramą, kad patikrintų netikėto įvertinimo tikslumą. Naudojant aštuonias sugerties linijas, buvo nustatyta tikslesnė jo judėjimo greičio reikšmė (santykinai su Saule): 10±8 km/s. Šis greitis labiau būdingas ne galaktikoms, o arčiausiai Saulės esančioms žvaigždėms.
Tuo remdamasis sovietų astronomas Yu P. Pskovskis pasiūlė, kad čia kalbama ne su radijo galaktika, o su silpnu radijo šaltiniu mūsų Galaktikos viduje. Ar šis objektas gali būti įprasta Krabo ūko tipo supernovos liekana? Atrodė, kad tai patvirtina faktas, kad radijo šaltinio ZS 276 padėtis skyrėsi tik 1° nuo Supernovos padėties, kurią XIII amžiuje stebėjo Kinijos astronomai.
Tačiau dėl naujų objekto tyrimų toks paaiškinimas buvo mažai tikėtinas. Aukštos kokybės jo nuotraukos, darytos dideliais teleskopais, parodė, kad jame nėra tokios gijinės struktūros, kuri būdinga supernovos liekanoms, o stebima stipri ryškumo koncentracija jame link centro labai būdinga elipsinėms galaktikoms. Galiausiai S. van den Bergas išsiaiškino, kad objekto emisijos spektras visiškai panašus į rutulinių spiečių, išeikvotų sunkiųjų elementų spektrą, ko, kaip žinome, galima tikėtis, jei prieš mus yra dE galaktika.
Nors šios dE galaktikos judėjimo greitis Saulės atžvilgiu yra artimas nuliui, greitis mūsų Galaktikos centro atžvilgiu, atsižvelgiant į Saulės judėjimą orbitoje, yra maždaug 200 km/s. Pagal Hablo dėsnį, tai atitinka tik kelis kartus didesnį atstumą nei iki Andromedos ūko. Tiesa, tokių nereikšmingų greičių galaktikoms atstumas nustatomas nepatikimai pagal Hablo dėsnį. Galima būtų išsiaiškinti, ar galaktikoje buvo pastebėtos atskiros žvaigždės, bet, deja, jų nepavyko aptikti, nepaisant specialiai atliktų paieškų.
Mažas objekto ZS 276 greitis neabejotinai rodo, kad jis negali būti labai toli. Pasirodo, tai netoliese esanti nykštukinių žvaigždžių sistema. Tačiau net jei atstumas iki jo yra 2-3 Mpc, tai ne šiaip nykštukinė elipsinė galaktika, o objektas, unikalus savo mažu šviesumu, kuris yra tik 3-10 7 Lc. Tarp žinomų dE galaktikų nėra nei vienos, kurios šviesumas būtų net artimas šiai vertei. Spindulys taip pat pasirodė rekordinis - tik 150-200 vnt. Ir iš čia visiškai nesuprantama, kaip tokia mažytė galaktika gali turėti aktyvų branduolį ir savo radijo spinduliuotės galia nenusileisti tokiai milžiniškai galaktikai kaip Andromedos ūkas.
Koks sprogimas paskatino radijo bangas skleidžiančius debesis, kurie, sprendžiant iš radijo spinduliuotės pasiskirstymo, dabar užima daug kartų didesnį tūrį nei paties paslaptingo objekto tūris?
Susipažinę su nykštukinėmis elipsinėmis galaktikomis, pereikime prie galaktikų, kurios žvaigždžių sudėtimi yra labai panašios į jas, tačiau gamtoje yra daug mažiau suprantamos.
Tarptautinė astronomų komanda, įskaitant Igorį Karachentsevą iš Rusijos mokslų akademijos Specialiosios astrofizikos observatorijos, ištyrė nykštukinę galaktiką KDG215 ir nustatė, kad didžioji dalis joje esančių žvaigždžių susiformavo per pastaruosius milijardus metų, o daugumoje žinomų galaktikų žvaigždžių formavimosi pikas įvyko prieš dešimtis milijardų metų. KDG215 yra viena iš „jauniausių“ galaktikų savo sudėtyje, o tai rodo, kad jos evoliucijos procesai nėra neįprasti. Atitinkamas straipsnis siunčiamas publikuoti Astrofizikos žurnalo laiškai, tuo tarpu darbo tekstą galima rasti Kornelio universiteto išankstinio spausdinimo serveryje.
Išsami informacija apie tai, kaip galaktikos pradeda greitai ir dideliais kiekiais formuoti žvaigždes, lieka neaiškios. Situaciją apsunkina tai, kad prieš 10 milijardų metų galaktikos intensyviausiai „gimdė“ naujas žvaigždes, o šiandien šis procesas vyksta daug lėčiau. Ypač sudėtinga padėtis nykštukinėms galaktikoms, kurios yra toli nuo žemiškų stebėtojų ir dažnai yra gana blankios.
Astronomai tyrinėjo nykštukinę galaktiką KDG215, esančią už 4,83 megaparseko (apie 15,7 mln. šviesmečių). Viena vertus, jis yra gana arti ir todėl patogus stebėti, kita vertus, turi nemažai itin neįprastų savybių, kurios leido mokslininkams jį tiriant tikėtis neįprastų rezultatų. KDG215 yra itin silpnas – šiuo atstumu ji yra viena blankiausių galaktikų, o dabartinis naujų žvaigždžių formavimosi greitis yra lygus nuliui.
Tyrėjai bandė atsekti žvaigždžių formavimosi evoliuciją šioje galaktikoje, atsivertę Hablo kosminio teleskopo vaizdų archyvą. Norėdami tai padaryti, jie išanalizavo galaktikos emisijos spektrus ir išsiaiškino pagrindinės joje esančių žvaigždžių populiacijos amžių. Paaiškėjo, kad jo vidutinės vertės yra itin mažos: remiantis skaičiavimais, maždaug prieš milijardą metų galaktikoje įvyko staigus žvaigždžių formavimosi antplūdis. Konservatyviausiais skaičiavimais, vos prieš 1,25 milijardo metų 30 procentų visų KDG215 žvaigždžių dar neegzistavo, o likusiose žinomose galaktikose tuo pačiu metu jau egzistavo mažiausiai 90 procentų žvaigždžių. Be to, ne toks konservatyvus vertinimas rodo, kad prieš 1,25 milijardo metų 66 procentai visų KDG215 galaktikos žvaigždžių neegzistavo. Dėl to ji yra itin jauna pagal vidutinį žvaigždžių populiacijos amžių: nors autoriai brėžia paraleles su dar pora nykštukinių galaktikų, tačiau bent pusė visų žvaigždžių ten susiformavo jau prieš 4–7 milijardus metų, o ne iš viso per pastaruosius milijardus metų, kaip tai gali būti KDG215 atveju.
Tyrėjai pažvelgė į kaimynines KDG215 galaktikas šešių megaparsekų kube (apie 20 milijonų šviesmečių atstumu) ir nustatė, kad jis galėjo prasiskverbti gana arti Black Eye galaktikos (M64) ne daugiau nei prieš kelis milijardus metų.
Tai gana neįprastas objektas, susidedantis iš dviejų susijungusių galaktikų, kurių periferija sukasi viena kryptimi, o dujų ir dulkių diskas galaktikos centre – kita. Kaip pažymi tyrėjai, susidūrimas su dujomis iš M64 gali smarkiai padidinti vandenilio debesų tankį KDG215 ir, atitinkamai, žvaigždžių formavimosi protrūkį. Tolesnis šio objekto tyrimas gali išsiaiškinti naujų žvaigždžių masinio formavimosi galaktikose procesų detales.
Palyginti ryškius ir masyvius šviesulius gana lengva pamatyti plika akimi, tačiau galaktikoje yra daug daugiau nykštukų žvaigždžių, kurios matomos tik per galingus teleskopus, net jei jos yra arti Saulės sistemos. Tarp jų yra ir kuklių ilgaamžių raudonųjų nykštukų, ir iki pilno žvaigždžių statuso nepasiekusių rudųjų nykštukų, ir į pensiją išėjusių baltųjų nykštukų, pamažu virstančių juodaisiais.
Žvaigždės likimas visiškai priklauso nuo jos dydžio, tiksliau – nuo masės. Norėdami geriau įsivaizduoti žvaigždės masę, galime pateikti tokį pavyzdį. Jei į vieną mastelį sudėliosite 333 tūkstančius žemės gaublių, o į kitą – Saulę, jie subalansuos vienas kitą. Žvaigždžių pasaulyje mūsų Saulė yra vidutinė. Ji yra 100 kartų mažesnė už didžiausias žvaigždes ir 20 kartų didesnė už lengviausia. Atrodytų, diapazonas nedidelis: maždaug tiek pat, kiek nuo banginio (15 tonų) iki katės (4 kilogramai). Tačiau žvaigždės nėra žinduoliai, jų fizinės savybės daug labiau priklauso nuo masės. Tiesiog palyginkite temperatūrą: banginiui ir katei ji beveik vienoda, o žvaigždėms ji skiriasi dešimteriopai: nuo 2000 kelvinų nykštukams iki 50 000 masyvių žvaigždžių. Dar stipresnis – jų spinduliavimo galia skiriasi milijardus kartų. Todėl danguje nesunkiai pastebime tolimas milžiniškas žvaigždes, bet nykštukų nematome net Saulės apylinkėse.
Tačiau atlikus kruopščius skaičiavimus paaiškėjo, kad milžinų ir nykštukų paplitimas Galaktikoje labai panašus į situaciją su banginiais ir katėmis Žemėje. Biosferoje galioja taisyklė: kuo mažesnis organizmas, tuo daugiau jo individų yra gamtoje. Pasirodo, tai galioja ir žvaigždėms, tačiau analogiją paaiškinti nėra taip paprasta. Gyvojoje gamtoje veikia mitybos grandinės: dideli valgo mažuosius. Jei miške būtų daugiau lapių nei kiškių, ką šios lapės valgytų? Tačiau žvaigždės paprastai viena kitos nevalgo. Kodėl tada milžiniškų žvaigždžių yra mažiau nei nykštukų? Astronomai jau žino pusę atsakymo į šį klausimą. Faktas yra tas, kad masyvios žvaigždės gyvenimas yra tūkstančiais radų trumpesnis nei nykštukinės žvaigždės. Norėdami apsaugoti savo kūną nuo gravitacinio žlugimo, sunkiosios žvaigždės turi įkaisti iki aukštos temperatūros – šimtų milijonų laipsnių centre. Juose labai intensyviai vyksta termobranduolinės reakcijos, kurios lemia milžinišką radiacijos galią ir greitą „kuro“ degimą. Masyvi žvaigždė išeikvoja visą savo energiją per kelis milijonus metų, o taupūs nykštukai, lėtai rūkstantys, savo termobranduolinį amžių tęsia dešimtis ar daugiau milijardų metų. Taigi, nesvarbu, kada gimė nykštukas, jis vis dar gyvas, nes Galaktikos amžius yra tik apie 13 milijardų metų, tačiau masyvios žvaigždės, gimusios daugiau nei prieš 10 milijonų metų, jau seniai mirė.
Tačiau tai tik pusė atsakymo į klausimą, kodėl milžinai kosmose yra tokie reti. O kita pusė – masyvios žvaigždės gimsta daug rečiau nei nykštukinės. Kiekvienam šimtui naujagimių žvaigždžių, tokių kaip mūsų Saulė, atsiranda tik viena žvaigždė, kurios masė 10 kartų didesnė už Saulės masę. Astrofizikai dar neišsiaiškino šio „ekologinio modelio“ priežasties.
Dar visai neseniai astronominių objektų klasifikacijoje buvo didelė skylė: mažiausios žinomos žvaigždės buvo 10 kartų lengvesnės už Saulę, o masyviausia planeta Jupiteris – 1000 kartų lengvesnė. Ar gamtoje yra tarpinių objektų – ne žvaigždžių ar planetų, kurių masė nuo 1/1000 iki 1/10 Saulės? Kaip turėtų atrodyti ši „trūkstama nuoroda“? Ar galima jį aptikti? Šie klausimai jau seniai jaudina astronomus, tačiau atsakymas ėmė ryškėti tik praėjusio amžiaus dešimtojo dešimtmečio viduryje, kai už Saulės sistemos ribų esančių planetų paieškos programos davė pirmuosius vaisius. Milžiniškos planetos buvo aptiktos orbitoje aplink kelias į saulę panašias žvaigždes, kurios visos yra masyvesnės už Jupiterį. Masinis atotrūkis tarp žvaigždžių ir planetų pradėjo mažėti. Bet ar įmanomas ryšys ir kur turėtume nubrėžti ribą tarp žvaigždės ir planetos?
Dar visai neseniai atrodė, kad tai gana paprasta: žvaigždė šviečia savo šviesa, o planeta – atspindėta šviesa. Todėl planetų kategorijai priskiriami tie objektai, kurių gelmėse per visą jų egzistavimą neįvyko termobranduolinės sintezės reakcijos. Jei tam tikru evoliucijos etapu jų galia buvo panaši į jų šviesumą (ty termobranduolinės reakcijos buvo pagrindinis energijos šaltinis), tada tokį objektą verta vadinti žvaigžde. Tačiau paaiškėjo, kad gali būti tarpinių objektų, kuriuose vyksta termobranduolinės reakcijos, tačiau jie niekada nėra pagrindinis energijos šaltinis. Jie buvo aptikti 1996 m., tačiau gerokai prieš tai buvo vadinami rudaisiais nykštukais. Prieš šių keistų objektų atradimą buvo trisdešimt metų trukusios paieškos, prasidėjusios nuostabia teorine prognoze.
1963 metais jaunas indų kilmės amerikiečių astrofizikas Shiv Kumar apskaičiavo mažiausios masės žvaigždžių modelius ir nustatė, kad jei kosminio kūno masė viršija 7,5% Saulės, tai jo šerdyje temperatūra siekia kelis milijonus laipsnių ir termobranduolinės. ten prasideda vandenilio pavertimo heliu reakcijos. Esant mažesnei masei, suspaudimas sustoja, kol temperatūra centre pasiekia vertę, reikalingą helio sintezės reakcijai įvykti. Nuo tada ši kritinės masės vertė buvo vadinama „vandenilio užsidegimo riba“ arba Kumara riba. Kuo žvaigždė arčiau šios ribos, tuo lėtesnės joje vyksta branduolinės reakcijos. Pavyzdžiui, turėdama 8% Saulės masės, žvaigždė „ruks“ maždaug 6 trilijonus metų - 400 kartų daugiau nei dabartinis Visatos amžius! Taigi, kad ir kokioje epochoje gimė tokios žvaigždės, visos jos vis dar tik formuojasi.
Tačiau mažiau masyvių objektų gyvenime yra trumpas epizodas, kai jie primena įprastą žvaigždę. Mes kalbame apie kūnus, kurių masė yra nuo 1% iki 7% Saulės masės, tai yra, nuo 13 iki 75 Jupiterio masės. Formavimosi laikotarpiu, susispaudę veikiami gravitacijos, jie įkaista ir pradeda švytėti infraraudonųjų ir net šiek tiek raudonos spalvos matoma šviesa. Jų paviršiaus temperatūra gali pakilti iki 2500 kelvinų, o gylyje viršyti 1 milijoną kelvinų. To pakanka, kad prasidėtų helio termobranduolinės sintezės reakcija, bet ne nuo paprasto vandenilio, o nuo labai reto sunkaus izotopo – deuterio, ir ne įprasto helio, o lengvojo izotopo helio-3. Kadangi kosminėje medžiagoje deuterio yra labai mažai, visas jis greitai sudega, nesuteikdamas reikšmingos energijos. Tai tas pats, kas įmesti popieriaus lapą į vėstančią ugnį: jis akimirksniu sudegs, bet nesuteiks šilumos. „Negyva“ žvaigždė nebegali įkaisti, jos suspaudimas sustoja veikiant išsigimusių dujų vidiniam slėgiui. Neturėdamas šilumos šaltinių, jis vėliau tik atvėsta, kaip įprasta planeta. Todėl šias nesėkmingas žvaigždes galima pastebėti tik per trumpą jaunystę, kol jos šiltos. Jiems nelemta pasiekti stacionarų termobranduolinio degimo režimą.
„Negyvų“ žvaigždžių atradimas
Fizikai įsitikinę, kad tai, ko nedraudžia gamtosaugos įstatymai, yra leidžiama. Prie to prisideda astronomai; gamta turtingesnė už mūsų vaizduotę. Jei Shiv Kumar sugebėjo sugalvoti ruduosius nykštukus, atrodytų, kad gamtai jas sukurti nekiltų sunkumų. Bevaisės šių blankių šviesuolių paieškos tęsėsi tris dešimtmečius. Į darbą įsitraukė vis daugiau tyrinėtojų. Net teoretikas Kumaras prikibo prie teleskopo, tikėdamasis rasti objektus, kuriuos atrado popieriuje. Jo idėja buvo paprasta: aptikti vieną rudą nykštuką labai sunku, nes reikia ne tik aptikti jos spinduliuotę, bet ir įrodyti, kad tai nėra tolima milžiniška žvaigždė su šalta (žvaigždžių standartais) atmosfera ar net galaktika. Visatos pakraštyje apsuptas dulkių. Sunkiausias dalykas astronomijoje yra nustatyti atstumą iki objekto. Todėl nykštukų reikia ieškoti prie įprastų žvaigždžių, kurių atstumai jau žinomi. Tačiau ryški žvaigždė apakins teleskopą ir neleis įžiūrėti blankios nykštuko. Todėl jų reikia ieškoti šalia kitų nykštukų! Pavyzdžiui, su raudonomis – itin mažos masės žvaigždėmis, arba baltomis – vėsinančiomis įprastų žvaigždžių likučiais. Devintajame dešimtmetyje Kumaro ir kitų astronomų paieškos nedavė rezultatų. Nors pranešimų apie rudųjų nykštukų atradimą buvo gauta ne kartą, detalūs tyrimai kiekvieną kartą parodydavo, kad tai mažos žvaigždės. Tačiau paieškos idėja buvo teisinga ir po dešimtmečio ji pasiteisino.
Dešimtajame dešimtmetyje astronomai turėjo naujus jautrius spinduliuotės detektorius – CCD matricas ir didelius iki 10 metrų skersmens teleskopus su adaptyvia optika, kuri kompensuoja atmosferos sukeliamus iškraipymus ir leidžia gauti beveik tokius pat aiškius vaizdus iš Žemės paviršiaus kaip. iš kosmoso. Tai iš karto davė vaisių: buvo aptiktos itin blankios raudonos nykštukės, tiesiogine prasme besiribojančios su rudosiomis.
O pirmąją rudąją nykštukę 1995 metais rado astronomų grupė, vadovaujama Rafaelio Rebolo iš Astrofizikos instituto Kanarų salose. Naudodami teleskopą La Palmos saloje, jie rado objektą Pleiades žvaigždžių spiečiuje, kurį pavadino Teide Pleiades 1, pasiskolinęs pavadinimą iš Pico de Teide ugnikalnio Tenerifės saloje. Tiesa, tam tikrų abejonių dėl šio objekto prigimties išliko, ir kol ispanų astronomai įrodinėjo, kad tai tikrai rudasis nykštukas, tais pačiais metais apie savo atradimą paskelbė jų kolegos amerikiečiai. Tadashi Nakajima iš Kalifornijos technologijos instituto vadovaujama komanda, naudodama teleskopus Palomaro observatorijoje, aptikta 19 šviesmečių atstumu nuo Žemės Kiškio žvaigždyne, šalia labai mažos ir šaltos žvaigždės Gliese 229, jos dar mažesnė ir šaltesnis palydovas Gliese 229B. Jo paviršiaus temperatūra yra tik 1000 K, o spinduliuotės galia yra 160 tūkstančių kartų mažesnė nei saulės.
Nežvaigždinė Gliese 229B prigimtis galutinai patvirtinta 1997 m. atlikus vadinamąjį ličio testą. Įprastose žvaigždėse nedidelis kiekis ličio, išsaugoto nuo Visatos gimimo eros, greitai sudega termobranduolinėse reakcijose. Tačiau rudieji nykštukai tam nėra pakankamai karšti. Kai Gliese 229B atmosferoje buvo aptiktas litis, jis tapo pirmuoju „tiksliu“ ruduoju nykštuku. Jis yra beveik tokio pat dydžio kaip Jupiteris, o jo masė yra 3–6% Saulės masės. Jis skrieja aplink savo masyvesnį kompanioną Gliese 229A maždaug 40 astronominių vienetų spindulio orbita (kaip Plutonas aplink Saulę).
Greitai tapo aišku, kad net patys didžiausi teleskopai nėra tinkami „nepavykusių žvaigždžių“ paieškai. Pirmieji pavieniai rudieji nykštukai buvo aptikti naudojant įprastą teleskopą sistemingai tyrinėjant dangų. Pavyzdžiui, objektas Kelu-1 Hidros žvaigždyne buvo aptiktas vykdant ilgalaikę nykštukinių žvaigždžių paieškos netoli Saulės programą, kuri prasidėjo Europos pietinėje observatorijoje Čilėje dar 1987 m. Naudodama 1 metro Schmidto teleskopą, Čilės universiteto astronomė Maria Teresa Ruiz daugelį metų reguliariai fotografuoja tam tikras dangaus sritis, o vėliau lygina nuotraukas, darytas metų intervalais. Tarp šimtų tūkstančių silpnų žvaigždžių ji ieško tų, kurios yra pastebimai pasislinkusios, palyginti su kitomis - tai neabejotinas šalia esančių šviesulių ženklas. Tokiu būdu Maria Ruiz jau atrado dešimtis baltųjų nykštukų, o 1997 metais pagaliau aptiko rudą. Jo tipas buvo nustatytas pagal spektrą, kuriame buvo ličio ir metano linijos. Maria Ruiz pavadino jį Kelu-1: mapuche žmonių, kurie kadaise gyveno Čilės centre, kalboje „quelu“ reiškia raudoną. Jis yra maždaug 30 šviesmečių nuo Saulės ir nėra susijęs su jokia žvaigžde.
Visi šie atradimai, padaryti 1995–1997 m., tapo naujos klasės astronominių objektų, užėmusių vietą tarp žvaigždžių ir planetų, prototipais. Kaip paprastai astronomijoje, po pirmųjų atradimų iškart atsirado nauji. Pastaraisiais metais daug nykštukų buvo aptikta atliekant įprastinius infraraudonųjų spindulių dangaus tyrimus 2MASS ir DENIS.
Žvaigždžių dulkės
Netrukus po atradimo rudosios nykštukės privertė astronomus pakoreguoti žvaigždžių spektrinę klasifikaciją, kuri buvo nustatyta prieš dešimtmečius. Optinis žvaigždės spektras yra jos veidas, tiksliau, jos pasas. Linijų padėtis ir intensyvumas spektre pirmiausia rodo paviršiaus temperatūrą, taip pat kitus parametrus, ypač cheminę sudėtį, dujų tankį atmosferoje, magnetinio lauko stiprumą ir kt. Maždaug prieš 100 metų astronomai sukūrė žvaigždžių spektrų klasifikaciją, nurodant kiekvieną lotyniškos abėcėlės klasės raidę. Jų tvarka buvo daug kartų peržiūrima, pertvarkant, pašalinant ir pridedant raidžių, kol atsirado visuotinai priimta schema, kuri daugelį dešimtmečių nepriekaištingai tarnavo astronomams. Tradicine forma spektrinių klasių seka atrodo taip: O-B-A-F-G-K-M. Žvaigždžių paviršiaus temperatūra nuo O klasės iki M klasės sumažėja nuo 100 000 iki 2000 K. Anglų astronomijos studentai netgi sugalvojo mnemoninę taisyklę, kaip prisiminti raidžių tvarką „O! Būk puiki mergina, pabučiuok mane! O amžių sandūroje šią klasikinę seriją teko pailginti iš karto dviem raidėmis. Paaiškėjo, kad dulkės vaidina labai svarbų vaidmenį formuojant itin šaltų žvaigždžių ir požvaigždžių spektrus.
Daugumos žvaigždžių paviršiuje dėl aukštos temperatūros negali egzistuoti jokių molekulių. Tačiau šalčiausių M klasės žvaigždžių (kurių temperatūra žemesnė nei 3000 K) spektruose yra stiprios titano ir vanadžio oksidų (TiO, VO) sugerties juostos. Natūralu, kad šios molekulinės linijos bus dar stipresnės dar vėsesnėse rudose nykštukuose. Tais pačiais 1997 m. šalia baltosios nykštukės GD 165 buvo aptiktas rudas kompanionas GD 165B, kurio paviršiaus temperatūra buvo 1900 K, o saulės šviesumas – 0,01 %. Jis nustebino tyrėjus tuo, kad, skirtingai nei kitose šauniose žvaigždėse, jame nėra TiO ir VO sugerties juostų, dėl kurių ji buvo praminta „keista žvaigžde“. Kitų rudųjų nykštukų, kurių temperatūra žemesnė nei 2000 K, spektrai pasirodė tokie patys. Skaičiavimai parodė, kad jų atmosferoje esančios TiO ir VO molekulės kondensuojasi į kietas daleles – dulkių grūdelius ir nebepasireiškia spektre, kaip būdinga. dujų molekulių.
Kad būtų atsižvelgta į šią savybę, Davy Kirkpatrick iš Kalifornijos technologijos instituto pasiūlė kitais metais išplėsti tradicinę spektrinę klasifikaciją, įtraukiant L klasę mažos masės infraraudonųjų spindulių žvaigždėms, kurių paviršiaus temperatūra yra 1500–2000 K. Dauguma L klasės objektų turėtų būti rudos nykštukės, nors labai senos mažos masės žvaigždės taip pat gali atvėsti žemiau 2000 K.
Tęsdami L-nykštukų tyrimus, astronomai atrado dar egzotiškesnių objektų. Jų spektrai rodo stiprias vandens, metano ir molekulinio vandenilio sugerties juostas, todėl jie vadinami „metano nykštukais“. Šios klasės prototipu laikomas pirmasis atrastas rudasis nykštukas Gliese 229B. 2000 m. Jamesas Libertas ir kolegos iš Arizonos universiteto nustatė T-nykštukus, kurių temperatūra yra 1500-1000 K ir net šiek tiek žemesnė kaip atskira grupė.
Rudosios nykštukės astronomams kelia daug sudėtingų ir labai įdomių klausimų. Kuo žvaigždės atmosfera šaltesnė, tuo sunkiau tyrinėti ir stebėtojams, ir teoretikams. Dulkių buvimas dar labiau apsunkina šią užduotį: kietųjų dalelių kondensacija ne tik keičia laisvųjų cheminių elementų sudėtį atmosferoje, bet ir turi įtakos šilumos perdavimui bei spektro formai. Visų pirma, teoriniai modeliai, kuriuose atsižvelgiama į dulkes, numatė šiltnamio efektą viršutinėje atmosferoje, o tai patvirtina stebėjimai. Be to, skaičiavimai rodo, kad po kondensacijos dulkių grūdeliai pradeda skęsti. Gali būti, kad įvairiuose atmosferos lygiuose susidaro tankūs dulkių debesys. Rudųjų nykštukų meteorologija gali būti ne mažiau įvairi nei milžiniškų planetų. Bet jei Jupiterio ir Saturno atmosferas galima iš arti ištirti, tai metano ciklonus ir rudųjų nykštukų dulkių audras teks iššifruoti tik iš jų spektrų.
„PUSĖS kraujo“ paslaptys
Klausimai dėl rudųjų nykštukų kilmės ir gausos vis dar lieka atviri. Pirmieji jų skaičiaus jaunose žvaigždžių grupėse, tokiose kaip Plejados, skaičiavimai rodo, kad, palyginti su įprastomis žvaigždėmis, bendra rudųjų nykštukų masė nėra tokia didelė, kad joms būtų galima „priskirti“ visą paslėptą Galaktikos masę. Tačiau šią išvadą dar reikia patikrinti. Visuotinai priimta žvaigždžių kilmės teorija neatsako į klausimą, kaip susidaro rudosios nykštukės. Tokios mažos masės objektai gali susidaryti kaip milžiniškos planetos žiediniuose diskuose. Tačiau buvo aptikta nemažai pavienių rudųjų nykštukų, ir sunku įsivaizduoti, kad visas jas netrukus po gimimo prarado masyvesni jų palydovai. Be to, visai neseniai aplink vieną iš rudųjų nykštukų buvo aptikta planeta, o tai reiškia, kad jos kaimynai nepaveikė stiprios gravitacinės įtakos, kitaip nykštukas būtų ją praradęs.
Labai ypatingas rudųjų nykštukų gimimo kelias neseniai buvo nubrėžtas tiriant dvi artimas dvejetaines sistemas – LL Andromeda ir EF Eridani. Juose masyvesnis kompanionas, baltasis nykštukas, savo gravitacija traukia materiją iš ne tokios masyvios kompanionės, vadinamosios šeimininkės žvaigždės. Skaičiavimai rodo, kad iš pradžių šiose sistemose palydovai donorai buvo paprastos žvaigždės, tačiau per kelis milijardus metų jų masė nukrito žemiau ribinės vertės ir termobranduolinės reakcijos juose užgeso. Dabar, atrodo, tai yra tipiški rudieji nykštukai.
LL Andromedos sistemos žvaigždės donorės temperatūra yra apie 1300 K, o EF Eridani sistemoje – apie 1650 K. Jų masė tik keliasdešimt kartų didesnė nei Jupiterio, o jų spektruose matomos metano linijos. Kol kas nežinoma, kiek jų vidinė struktūra ir cheminė sudėtis yra panaši į „tikrųjų“ rudųjų nykštukų struktūrą. Taigi normali mažos masės žvaigždė, praradusi didelę materijos dalį, gali tapti rudąja nykštuke. Astronomai buvo teisūs, teigdami, kad gamta yra išradingesnė nei mūsų vaizduotė. Rudosios nykštukės, šios „nei žvaigždės, nei planetos“, jau pradėjo teikti staigmenas. Kaip neseniai paaiškėjo, nepaisant šalto pobūdžio, kai kurie iš jų yra radijo ir net rentgeno (!) spinduliuotės šaltiniai. Taigi ateityje šis naujo tipo kosminis objektas mums žada daug įdomių atradimų.
Išsigimusios žvaigždės
Paprastai žvaigždės formavimosi metu jos gravitacinis suspaudimas tęsiasi tol, kol tankis ir temperatūra centre pasiekia reikšmes, būtinas termobranduolinėms reakcijoms sukelti, o tada dėl branduolinės energijos išsiskyrimo dujų slėgis subalansuoja jos slėgį. savo gravitacinę trauką. Masyvios žvaigždės turi aukštesnę temperatūrą, o reakcijos prasideda esant santykinai mažam medžiagos tankiui, tačiau kuo mažesnė masė, tuo didesnis „užsiliepsnojimo tankis“. Pavyzdžiui, Saulės centre plazma suspaudžiama iki 150 gramų kubiniame centimetre.
Tačiau esant vis dar šimtus kartų didesniam tankiui, medžiaga pradeda priešintis slėgiui, nepaisant temperatūros padidėjimo, ir dėl to žvaigždės suspaudimas sustoja, kol termobranduolinių reakcijų energija tampa reikšminga. Suspaudimo sustabdymo priežastis – kvantinis mechaninis efektas, kurį fizikai vadina išsigimusių elektronų dujų slėgiu. Faktas yra tas, kad elektronai yra dalelių rūšis, kuri paklūsta vadinamajam „Pauli principui“, kurį 1925 m. nustatė fizikas Wolfgangas Pauli. Šis principas teigia, kad identiškos dalelės, pavyzdžiui, elektronai, negali tuo pačiu metu būti toje pačioje būsenoje. Štai kodėl elektronai atome juda skirtingomis orbitomis. Žvaigždės viduje atomų nėra: esant dideliam tankiui, jie susmulkinami ir yra viena „elektronų jūra“. Jam Pauli principas skamba taip: šalia esantys elektronai negali turėti vienodo greičio.
Jei vienas elektronas yra ramybės būsenoje, kitas turi judėti, o trečias – dar greičiau ir tt Fizikai tokią elektrono dujų būseną vadina degeneracija. Net jei maža žvaigždė sudegino visą savo termobranduolinį kurą ir prarado energijos šaltinį, jos suspaudimą gali sustabdyti išsigimusių elektronų dujų slėgis. Kad ir kiek medžiaga atvėstų, esant dideliam tankiui elektronų judėjimas nesustos, o tai reiškia, kad medžiagos slėgis priešinsis suspaudimui nepriklausomai nuo temperatūros: kuo didesnis tankis, tuo didesnis slėgis.
Mirstančios žvaigždės, kurios masė lygi Saulei, susitraukimas nustos, kai ji susitrauks iki maždaug Žemės dydžio, tai yra 100 kartų, ir jos medžiagos tankis taps milijoną kartų didesnis už vandens tankį. Taip susidaro baltieji nykštukai. Mažesnės masės žvaigždė nustoja trauktis esant mažesniam tankiui, nes jos gravitacinė jėga nėra tokia stipri. Labai maža žlugusi žvaigždė gali išsigimti ir nustoti trauktis net prieš tai, kai temperatūra jos gelmėse pakils iki „termobranduolinio užsidegimo“ slenksčio. Toks kūnas niekada netaps tikra žvaigžde.
