Текст книги "Астрономия. Популярные лекции"

Автор книги: Владимир Сурдин

сообщить о нарушении

Текущая страница: 15 (всего у книги 16 страниц)

Рис. 12.7. Условная траектория Солнца на диаграмме Г–Р после покидания им главной последовательности, где свечение звезд обусловлено превращением водорода в гелий.

Это было лишь схематичное описание процесса, а при аккуратном расчете проявляются многие детали. В частности, выявляются критические точки жизни Солнца (рис. 12.7). Так, особенно сильно меняется светимость: Солнце будет светить (и греть Землю) в 4 тысячи раз сильнее, чем сейчас. Радиус в какой-то момент становится больше 200 сегодняшних радиусов Солнца. А сегодня его радиус в 200 раз меньше радиуса земной орбиты. Значит, однажды граница Солнца достигнет Земли. Людей на ней к тому времени давно уже не будет, но что при этом произойдет с самой планетой?

Рис. 12.8. Расчет эволюции плотности и элементного состава в центре водородно-гелиевой звезды с массой Солнца.

Земная орбита тоже не останется неизменной, ведь звезда при расширении будет терять массу, сбросит почти половину. А раз звезда «худеет», планеты по спирали удаляются от нее, потому что гравитация ослабевает. Может, это спасет Землю? Специалисты долго думали, как произвести точные расчеты, учтя всевозможные факторы, чтобы узнать, сгорит ли Земля или сможет уйти от Солнца. И такой расчет был сделан (Schröder K.-P., Smith R. C. Mon. Not. R. Astron. Soc., 2008, v. 386, p. 155–163). Что же он показал?

Радиус орбиты Земли будет постепенно расти, она действительно немного отдалится от Солнца. Но при приближении Солнца вступят в силу такие физические эффекты, как приливное трение, а впоследствии – и газодинамическое сопротивление в атмосфере Солнца. Таким образом, Земля притормозит, приблизится к Солнцу и нырнет внутрь. Марс, однако, сохранится, Юпитер тоже. Ну а Меркурий, Венера и, как выяснилось, Земля будут поглощены превращающимся в красный гигант Солнцем. Само оно этого, конечно, не заметит: масса Солнца будет в 200 тысяч раз больше массы Земли, так что оно проглотит ее и не подавится. Марс в этом смысле более перспективен, потому что, хотя он всего лишь в полтора раза дальше от Солнца, чем Земля, до него оно не доберется.

Рис. 12.9. Эволюционный путь Солнца на диаграмме Герцшпрунга—Рассела. Пунктир – протозвездная стадия (P – protostar). Точка А – начало главной последовательности (ZAMS – zero age main sequence); A–E – главная последовательность; E–F – покраснение; F–H – ветвь красных гигантов; I–L – горизонтальная ветвь. RGB:tip – вершина ветви красных гигантов; AGB:tip – вершина асимптотической ветви гигантов. Затем происходят тепловые пульсации, сброс планетарной туманности и переход к белому карлику.

А как другие звезды главной последовательности будут вести себя на диаграмме Герцшпрунга—Рассела, когда состарятся? Все они эволюционируют в направлении к красным гигантам. Если масса звезды чуть меньше массы Солнца, то от главной последовательности она уходит почти вертикально вверх (т. е. даже при тысячекратном увеличении мощности температура поверхности меняется незначительно). Но чем больше исходная масса звезды, тем меньше она «подпрыгивает» на диаграмме, т. е. температура меняется, а светимость – нет. В чем тут дело?

Рис. 12.10. Эволюция звезд разной массы после покидания главной последовательности. Тонкие диагональные прямые – линии постоянного радиуса, пунктир – начальная главная последовательность. Для звезды с массой 1 M_☉ расчет доведен до момента возгорания гелия в центре звезды, для звезд с массой 2, 3 и 5 M_☉ – до начала горения углерода, а для еще более массивных звезд – до окончания горения углерода в центральной области. Указано нынешнее положение Солнца и некоторых ярких звезд, а также положение звезды Sk1-69° 202 незадолго до ее взрыва, породившего вспышку сверхновой SN 1987A в Большом Магеллановом Облаке.

Физика этого явления очень проста. Массивные звезды являются настолько мощными источниками излучения, что главную роль в поддержании их равновесия, т. е. в противодействии гравитационным силам, играет давление не газа, а излучения. И они не могут стать еще более мощными источниками излучения, иначе их просто разорвет давление света. Такая звезда находится уже на пределе, или, как говорят, в условиях критической светимости, выше которой светимость быть не может. Возрастание мощности приводит к тому, что звезда начинает быстро расширяться, реакции в ней при этом замедляются, а тепловыделение и светимость остаются практически на том же уровне. Поэтому эволюция массивных звезд значительно сильнее отражается на температуре их поверхности, чем на светимости.

А от маломассивных звезд в правом нижнем углу на диаграмме никаких линий не нарисовано. Они светят настолько слабо, что еще многие миллиарды, а то и триллионы лет будут оставаться на главной последовательности, и ничего с ними происходить не будет. Потом они постепенно сожмутся и потухнут, но будет это отнюдь не скоро даже во вселенском масштабе времени.

Рис. 12.11. Будет ли новорожденная звезда светить долго или сразу же погаснет, существенно зависит от того, превысила ли ее масса критическую величину.

Обратите внимание, что от массы звезды на главной последовательности мощность ее излучения зависит очень сильно: звезда вдвое большей массы светит в 12–16 раз мощнее. Время жизни такой звезды, соответственно, меньше. Например, звезда в 100 раз массивнее Солнца живет лишь 2–3 миллиона лет. Несмотря на то, что запас топлива у нее в 100 раз больше, сжигает она его «моментально», потому что мощность излучения в миллион раз больше.

Длительность характерных этапов жизни звезд зависит также от массы. Массивная звезда быстро рождается: проходит около миллиона лет – и гравитация делает из нее нормальную звезду. Маломассивные звезды гравитация сжимает медленно, поэтому и живут они дольше. Этап главной последовательно"сти, когда идет «горение» водорода, и заключительный этап красного гиганта, когда «горят» гелий и более тяжелые элементы, более массивные звезды также проходят быстрее. При этом 80–90 % своей жизни звезды проводят на главной последовательности, именно поэтому данная область диаграммы Г—Р «населена» столь большим количеством звезд. Красных гигантов примерно в 10 раз меньше, поскольку звезды проходят этот этап на порядок быстрее.

Интересный вариант получается, если масса исходного тела меньше 8 % массы нашего Солнца. Такие тела, у которых масса промежуточная между маленькими звездами и большими планетами, долго искали и лишь недавно, в 1995 г., открыли. Эти звездоподобные объекты называют коричневыми карликами или бурыми карликами (brown dwarf). Их особенность в том, что основная термоядерная реакция (между протонами) в них не пойдет, уж слишком холодна звезда; начнутся только ядерные реакции с литием и бериллием. Но этих элементов в природе мало, и «выгорают» они моментально. На какое-то время эти превращения поддержат температуру «звезды», а потом она начнет остывать, потому что никаких других источников тепла, кроме гравитационного, у нее не будет. Сейчас таких объектов мы знаем лишь несколько сотен. Они интересны, но их трудно исследовать. Диапазон их масс – от 13 до 78 масс Юпитера. Если начальная масса будет еще меньше, то получится не звезда, а планета, в которой термоядерные реакции вообще не начнутся.

Рис. 12.12. Эволюция светимости двух протозвезд, массы которых чуть больше и чуть меньше нижнего предела, необходимого для протекания водородного термоядерного синтеза. Одна станет нормальной звездой, долгоживущим красным карликом, а другая – коричневым карликом с очень коротким этапом свечения.

Красивая смерть

Когда у звезды заканчивается водород и начинается термоядерный синтез с участием накопившегося гелия, ее «термоядерный котел» многократно наращивает свою мощь, и она разбухает под давлением излучения, стабилизируясь при некотором (очень большом) размере. Но почему звезда раздувается не до бесконечности, что останавливает этот процесс? В качестве модели красного гиганта можно взять воздушный шарик: пока он не надут, он непрозрачен. А когда мы его надуваем, то же самое количество вещества распределяется по большей площади поверхности, и шарик становится прозрачным. Так и лучевое давление распирает звезду до тех пор, пока она не становится достаточно прозрачной, чтобы оно могло выйти наружу.

Рис. 12.13. Зависимость «масса—светимость» для звезд главной последовательности. Для звезд типа Солнца L ~ M ⁴. Для звезд в широком диапазоне масс (0,2–20 M_☉) L ~ M^3,5.

Результаты численных расчетов показывают, что поверхность красного гиганта вовсе не однородна: на ней выделяются какие-то большие «блямбочки». Они похожи на конвективные ячейки, но у Солнца эти ячейки маленькие, а здесь почему-то сравнимы с размером звезды. Единственная пока звезда этого типа, у которой мы детально можем их сфотографировать, – это Бетельгейзе. И действительно, мы все время видим на ее поверхности темные и светлые пятна. Один из лучших портретов звезды Бетельгейзе, полученный с помощью интерферометра ближнего ИК-диапазона с базой 40 м на основе трех телескопов обсерватории Маунт-Хопкинс (Аризона), приведен на рис. 11.15. Чтобы проверить, связаны ли эти детали поверхности с конвекцией, сделали более совершенную 3D-модель (рис. 12.14). Гидростатически равновесный шар эволюционировать не будет, его состояние не будет меняться. Поэтому на его поверхность искусственно наложили малые возмущения, дали как бы исходный толчок. Визуально в самом начале это выглядит как мелкая рябь на поверхности шарика. Далее она развивается в конвективные ячейки, которые начинают расти, и вскоре каждая из них приобретает размер, сравнимый с радиусом звезды. Известно, что размер конвективных ячеек всегда сопоставим с глубиной слоя однородного флюида (жидкости или газа). Значит, полученный результат свидетельствует о том, что в атмосфере красного гиганта свойства (плотность, температура) почти не меняются с глубиной, она почти вся однородная.

Рис. 12.14. Результат цифрового моделирования конвективных процессов на Бетельгейзе.

На портретах Бетельгейзе в длинноволновых диапазонах излучения (см. рис. 11.15) видно, что звезда теряет вещество с поверхности, как всегда происходит на заключительных этапах жизни. При удалении от центра гравитация ослабевает, и получается, что звезда сбрасывает оболочку.

Рис. 12.15. С. А. Жевакин.

На нескольких последовательных фотографиях звездного неба бывает видно, что некоторые звездочки мигают, т. е. меняют свою яркость. Дело в том, что в ходе превращения в красный гигант некоторые звезды становятся неустойчивыми: то, сжимаясь, разогреваются, то, расширяясь, остывают, т. е. пульсируют, блеск их регулярно меняется (рис. 12.16). Не по синусоиде, конечно, но колебания вполне регулярные. Такие звезды называют цефеидами.

Рис. 12.16. Кривая блеска цефеиды.

Человек, который первым понял физическую причину этого явления и описал механизм пульсации звезд, – отечественный радиофизик Сергей Жевакин, он работал в Нижнем Новгороде. Генерация энергии в ядре идет непрерывно, и излучение, доходя до слоя слабоионизованного вещества (в основном гелия), возбуждает его атомы. Они теряют электроны, и среда становится прозрачной. Фотоны быстро «выпрыгивают», вещество охлаждается, электроны постепенно возвращаются на свои места, среда снова становится непрозрачной и запирает излучение. Тогда оно опять начинает нагревать этот слой, и цикл замыкается. Получается своего рода двухтактный двигатель. Оказалось, что период колебаний таких звезд однозначно связан с их светимостью, и это позволяет использовать их в качестве индикатора расстояния (рис. 12.17).

Рис. 12.17. Зависимость светимости цефеид от периода колебаний их блеска.

Как уже было упомянуто, на последнем этапе жизни звезда сбрасывает оболочку, а ядро при этом остается на месте. Мы называем такие объекты планетарными туманностями. Термин происходит от того, что астрономам, наблюдавшим их в старые телескопы, они напоминали диски планет. «Хаббл» теперь фотографирует их с высоким разрешением.

Рис. 12.18. Сферическая планетарная туманность Эйбелл 39. Фото обсерватории WIYN (Аризона).

Рис. 12.19. Планетарная туманность NGC 6720 «Кольцо». Фото космического телескопа «Хаббл».

Рис. 12.20. Планетарная туманность NGC 7662. Фото космического телескопа «Хаббл».

Рис. 12.21. Туманность NGC 2392 («Эскимос»). Фото космического телескопа «Хаббл».

Рис. 12.22. Планетарная туманность «Муравей». Фото космического телескопа «Хаббл».

Рис. 12.23. Планетарная туманность M2-9. Фото космического телескопа «Хаббл».

Рис. 12.24. Туманность «Кошачий глаз». Фото космического телескопа «Хаббл».

Загадка планетарных туманностей в том, что они очень разнообразны. Физик-теоретик сказал бы, что поскольку звезда – шар, то сбрасывает она с себя вещество симметрично, и поэтому все планетарные туманности должны быть сферическими с ядром в центре (рис. 12.18). Однако так почему-то бывает не всегда: порой возникают весьма замысловатые округлые формы (рис. 12.19–12.21). Но это еще не предел фантазии природы: вот планетарная туманность Муравей (рис. 12.22). С, казалось бы, сферической звезды газ избирательно утекает в двух направлениях, а в остальных – нет (рис. 12.23). Ну и, наконец, апофеоз – туманность NGC 6543 Кошачий Глаз (рис. 12.24). Как звезда могла организовать вокруг себя вот такую красоту, сбрасывая газ? Тут нет никаких артефактов, это реальная фотография неба. В центре этого ажурного сооружения виден остаток звезды – ее ядро, оно нагревает и освещает оболочку. Физика создания этого космического чуда архитектуры пока не ясна – астрофизикам есть над чем работать.

Краткий справочник

АЛЬБЕДО (лат. albedo белизна) – величина, характеризующая рассеивающую или отражательную способность поверхности тела. Выражается как доля падающего потока излучения или частиц, отраженная поверхностью тела. Различают несколько видов альбедо.

Истинное альбедо, или ламбертово альбедо, совпадающее с коэффициентом диффузного отражения, – это отношение потока, рассеянного плоским элементом поверхности во всех направлениях, к падающему на него потоку. Если поверхность освещается и наблюдается вертикально, то такое истинное альбедо называют нормальным. Нормальное альбедо чистого снега составляет около 1,0, а древесного угля – около 0,04.

Значение альбедо зависит от спектра падающего излучения и от свойств поверхности. Поэтому отдельно измеряют альбедо для разных спектральных диапазонов (оптическое, ультрафиолетовое, инфракрасное), поддиапазонов (визуальное, фотографическое) и даже для отдельных длин волн (монохроматическое альбедо).

В астрономии часто используют геометрическое, или плоское, альбедо – отношение освещенности у Земли, создаваемой планетой в полной фазе (т. е. ее блеска), к освещенности, которую создал бы плоский абсолютно белый экран того же размера, что и планета, отнесенный на ее место и расположенный перпендикулярно лучу зрения и солнечным лучам. Визуальное геометрическое альбедо Луны 0,12; Земли 0,367. В принципе, геометрическое альбедо может быть больше единицы (частично зеркальное отражение). Например, геометрическое альбедо Энцелада (спутник Сатурна) составляет 1,375±0,008.

Для расчета энергетического баланса планет используется сферическое альбедо (альбедо Бонда), введенное в 1861 г. американским астрономом Д. Ф. Бондом (1825–1865). Это отношение отраженного всей планетой потока излучения к падающему на нее потоку. Бондовское альбедо Земли 0,306, у лишенной атмосферы Луны оно составляет 0,067, у покрытой облаками Венеры – 0,77, а у покрытого снегом Энцелада – 0,99.

В теории переноса (рассеяния) излучения используется также понятие единичного альбедо – это отношение числа рассеянных во все стороны фотонов к числу падающих фотонов.

АСТРОНОМИЧЕСКАЯ ЕДИНИЦА (а. е.) – единица длины, практически равная среднему расстоянию между центрами Земли и Солнца, т. е. большой полуоси земной орбиты. 1 а. е. = 149 597 870 ± 2 км (в системе МАС 1976 г.). Обычно используется в астрономии при указании расстояний между объектами Солнечной системы и между звездами в двойных системах. В международных документах астрономическая единица обозначается как AU или au (от англ. astronomical unit).

Заметим, что такое определение астрономической единицы удовлетворяет не только любителей, но и большинство профессиональных астрономов. Однако специалисты по астрометрии и астродинамике предпочитают более точное определение, например такое: астрономическая единица – это исторически сложившаяся единица измерения расстояний в астрономии, равная 149 597 870 ± 2 км. При этом размер большой полуоси оскулирующей (т. е. мгновенной) орбиты Земли уже не рассматривается в качестве эталона длины, поскольку он действительно немного изменяется со временем под действием возмущений со стороны других планет. Разумеется, под «орбитой Земли» имеется в виду не траектория центра планеты Земля, а траектория барицентра (центра массы) системы Земля—Луна.

Кроме того, строго говоря, определение астрономической единицы как «среднего расстояния» тоже не совсем верно. Хотя бы потому, что при кеплеровском движении по эллипсу среднее по времени расстояние 〈r〉 не равно большой полуоси эллипс

хотя при этом верно равенство 〈1/r〉 = 1/a.

При аксиоматическом подходе астрономическую единицу определяют как радиус круговой орбиты, на которой тело пренебрежимо малой массы в отсутствие возмущений совершает оборот вокруг Солнца за 2π/k суток, где k – гравитационная постоянная Гаусса. Это расстояние чуть меньше, чем большая полуось орбиты Земли. Поскольку Гауссова гравитационная постоянная принята как константа, то действительно можно также сказать, что астрономическая единица – это исторически сложившаяся единица измерения расстояний в астрономии, равная 149 597 870 км. А большая полуось орбиты Земли в каждую эпоху немного отличается от этого значения.

Указанное выше значение астрономической единицы (149 597 870 ± ± 2 км) было получено на основе различных измерений прошлых лет и в 1976 г. принято Международным астрономическим союзом (МАС) как одна из производных постоянных в системе астрономических постоянных для стандартной эпохи J2000,0. Это значение рекомендовано для астрономических вычислений (чтобы сделать их взаимно сравнимыми), и рекомендация пока сохраняется.

Однако для вычисления траекторий полета межпланетных зондов и других высокоточных исследований требуется более высокая точность измерения астрономической единицы, поэтому значение 1 а. е. постоянно уточняется путем телеметрических измерений сигналов от самих межпланетных зондов и радиолокационных измерений расстояний до планет и астероидов. В настоящее время (2017 г.) значение астрономической единицы измерено со среднеквадратичной погрешностью 3 м и равно 149 597 870 700 ± 3 м. Это значение можно назвать «текущим». А большая полуось земной орбиты, фигурирующая в небесно-механических расчетах, составляет 149 598 261 км = 1,00000261 а. е. (эпоха J2000,0).

ЗВЕЗДНАЯ ВЕЛИЧИНА – безразмерная физическая величина, характеризующая освещенность, создаваемую небесным объектом вблизи наблюдателя. Субъективно ее значение воспринимается как блеск (у точечных источников) или яркость (у протяженных). При этом блеск одного источника указывают путем его сравнения с блеском другого, принятого за эталон. Такими эталонами обычно служат специально подобранные непеременные звезды. Звездную величину сначала ввели как указатель видимого блеска оптических звезд, но позже распространили и на другие диапазоны излучения: ИК, УФ. Шкала звездных величин логарифмическая, как и шкала децибелов. В шкале звездных величин разность на 5 единиц соответствует 100-кратному различию в потоках света от измеряемого и эталонного источников. Таким образом, разность на 1 звездную величину соответствует отношению потоков света в (100)^1/5 ≈ 2,512 раза.

Обозначают звездную величину латинской буквой «m» (от лат. magnitudo величина) в виде верхнего курсивного индекса справа от числа. Направление шкалы звездных величин обратное, т. е. чем больше значение, тем слабее блеск объекта. Например, звезда 2-й звездной величины (2^m) в 2,512 раза ярче звезды 3-й величины (3^m) и в 2,512×2,512 ≈ 6,310 раза ярче звезды 4-й величины (4^m).

Видимая звездная величина (m), или просто «звездная величина», указывает поток излучения вблизи наблюдателя, т. е. наблюдаемую яркость небесного источника, которая зависит не только от реальной мощности излучения объекта, но и от расстояния до него. Шкала видимых величин ведет начало от звездного каталога Гиппарха (до 161 – около 126 г. до н. э.), в котором все видимые глазом звезды впервые были разбиты на 6 классов по яркости. У звезд Ковша Большой Медведицы блеск около 2^m, у Веги – около 0^m. У особо ярких светил значение видимой звездной величины отрицательно: у Сириуса – около –1,5^m (т. е. поток света от него в 4 раза больше, чем от Веги), а блеск Венеры в некоторые моменты почти достигает –5^m (т. е. поток света почти в 100 раз больше, чем от Веги). Подчеркнем, что видимая звездная величина может быть измерена как невооруженным глазом, так и с помощью телескопа; как в визуальном диапазоне спектра, так и в других (фотографическом, УФ, ИК). Таким образом, в этом термине «видимая» (англ. apparent) означает «наблюдаемая», «кажущаяся» и не имеет отношения конкретно к человеческому глазу.

Для удобства сравнения измерений, проведенных на разных обсерваториях при разных зенитных расстояниях звезд, публикуемые в статьях и каталогах значения видимой звездной величины обычно исправлены за поглощение в атмосфере («вынесены за атмосферу»).

Абсолютная звездная величина (M) указывает, какую видимую звездную величину имело бы светило, если бы расстояние до него составляло 10 пк и при этом отсутствовало бы межзвездное поглощение света. Таким образом, абсолютная звездная величина, в отличие от видимой, позволяет сравнивать истинные светимости небесных объектов (в заданном диапазоне спектра).

Что касается спектральных диапазонов, то существует множество систем звездных величин, различающихся выбором конкретного диапазона измерения. При наблюдении глазом (невооруженным или через телескоп) измеряется визуальная звездная величина (m_V). По изображению звезды на обычной фотопластинке, полученному без дополнительных светофильтров, измеряется фотографическая звездная величина (m_P).

Поскольку фотоэмульсия чувствительна к синим лучам и нечувствительна к красным, на фотопластинке более яркими (чем это кажется глазу) получаются голубые звезды. Однако и с помощью фотопластинки, используя ортохроматическую эмульсию и желтый светофильтр, получают так называемую фотовизуальную шкалу звездных величин (m_PV), которая практически совпадает с визуальной.

Сопоставляя яркости источника, измеренные в различных диапазонах спектра, можно узнать его цвет, оценить температуру поверхности (если это звезда) или альбедо (если планета), определить степень межзвездного поглощения света и другие важные характеристики. Поэтому разработаны стандартные фотометрические системы, содержащие от двух до дюжины и более спектральных диапазонов, в основном определяемых подбором светофильтров. Наиболее популярна трехцветная система UBV: ультрафиолетовый (Ultraviolet), синий (Blue) и желтый (Visual). При этом желтый диапазон очень близок к фотовизуальному (V ≈ m_PV), а синий – к фотографическому (B  ≈ m_P). При записи значений звездных величин в определенных диапазонах («фильтрах») обычно используют такую форму: mP = 5, V = 11, U = 7,8 и т. п., не употребляя при цифре верхний индекс «m», поскольку и так ясно, о каких единицах измерения идет речь.

Кроме спектрально-чувствительных приемников, существуют болометры – интегральные приемники излучения. Поток излучения, просуммированный по всем диапазонам спектра, дает болометрическую звездную величину (m_b или m_bol) и позволяет (если известно расстояние до источника и степень межзвездного поглощения) вычислить светимость объекта. Знание видимой болометрической величины позволяет вычислить приходящий от источника поток энергии:

f = 2,5 · 10^–8 × dex {–0,4m_b} Вт/м².

Вычисленное (через расстояние и поглощение) значение абсолютной болометрической величины (M_b или M_bol) легко перевести в светимость (т. е. мощность излучения) звезды:

L = 3,0 × 10²⁸ × dex{–0,4M_b} Вт.

Для Солнца m_b = –26,83 и M_b = 4,74. Это соответствует светимости Солнца L_☉ = 3,85 · 10²⁶ Вт и потоку его излучения у Земли f_☉ = 1369 Вт/м².

КОРИЧНЕВЫЕ КАРЛИКИ (бурые карлики) – космические тела, занимающие по своим массам промежуточное положение между звездами и планетами. Коричневыми карликами принято называть объекты с массами приблизительно от 0,01 до 0,08 масс Солнца (M_☉). От нормальных звезд они отличаются тем, что температура в их недрах никогда не достигает значений, необходимых для протекания важнейшей термоядерной реакции – превращения легкого изотопа водорода (¹H) в гелий (⁴He), которая обеспечивает длительное свечение обычных звезд. Именно этим и определяется верхняя граница их массы: (0,075–0,08) M_☉. Но по сравнению с планетами, вообще не способными к термоядерному синтезу, коричневые карлики на начальном этапе своей жизни все же разогреваются настолько, что «сжигают» в термоядерных реакциях некоторые редкие элементы, например тяжелый изотоп водорода – дейтерий (²H), а также литий. Это делает их на короткое время похожими на звезды. Нижняя граница массы коричневых карликов, отделяющая их от планет, имеет значение около 13 масс Юпитера (≈ 0,01M_☉).

Температура поверхности коричневых карликов обычно не превышает 2000 K, а у многих даже близка к 1000 K. Поэтому они имеют темно-красный или даже инфракрасный цвет. Отсюда и английское название этих объектов — brown dwarf, которое некоторые авторы переводят на русский язык как «бурый карлик». Для таких относительно холодных объектов введены новые спектральные классы: L (1300–2000 K), T (700–1300 K) и Y (< 600 K). Светимость коричневых карликов L ~ (10^–4–10^–5) L_☉. Они излучают энергию за счет медленного сжатия ядра. Характерная длительность излучения – около 15 млн лет. Затем сжатие останавливается, и равновесие объекта поддерживается давлением вырожденного электронного газа, препятствующего гравитационному сжатию. Остывая, коричневые карлики превращаются в «черные карлики». Первый коричневый карлик был обнаружен в 1996 г. После этого у астрономов появилась надежда, что остывшие коричневые карлики, если они многочисленны, могут играть роль скрытой массы Галактики. Но предварительные подсчеты показывают, что их недостаточно для решения проблемы темного вещества.

До середины 1990-х гг. граница между звездами и планетами представлялась вполне определенной. Наиболее массивной планетой считался Юпитер, масса которого составляет всего 0,001 M_☉, а наименьшие среди известных звезд были значительно крупнее: они имели массу около 0,1 M_☉. Однако после 1995 г. были обнаружены экзопланеты во много раз массивнее Юпитера и близкие к ним по массе мини-звезды. Это потребовало точного определения понятий «звезда» и «планета» на основе физических различий в их эволюции.

Поскольку характерным признаком звезды служат протекающие в ее недрах термоядерные реакции, именно их отсутствие было положено в основу определения планеты. Согласно Б. Р. Оппенгеймеру и др. (2000), планета – это объект, в котором за всю его историю реакции ядерного синтеза не происходят ни в каком виде. Если же на каком-либо этапе эволюции мощность термоядерного синтеза была сравнима со светимостью объекта, то он достоин называться звездой.

Расчеты показывают, что в звездах с массой менее 0,07–0,08 M_☉ температура так низка, что термоядерные реакции с участием легкого изотопа водорода (т. е. реакции pp-цикла) практически не происходят. Это критическое значение массы звезды называют границей возгорания водорода, или пределом Кумара. Единственным долговременным источником энергии менее массивных звезд служит их гравитационное сжатие. Однако в процессе этого сжатия каждая протозвезда проходит короткий этап горения дейтерия. Этот тяжелый изотоп водорода вступает в термоядерную реакцию при более низкой температуре, чем легкий водород, потому что реакция с дейтерием (²D + p → ³He + γ) происходит под действием электромагнитного, а не слабого взаимодействия. Необходимые для этой реакции условия возникают в звездах с массой более 0,013 солнечной (что всего в 14 раз больше массы Юпитера). Но содержание дейтерия в космическом газе ничтожно (0,001 %), сгорает он быстро и слабо влияет на светимость звезды; основным источником ее энергии в этот период все равно остается гравитационное сжатие.

Звезды наименьшей массы, обладающие ядерным источником энергии, очень экономно расходуют запас водорода: например, звезда с массой 0,085 M_☉ может поддерживать свою невысокую светимость (около 0,04 % от солнечной) в течение 6000 млрд лет, что в 440 раз больше нынешнего возраста Вселенной! Но коричневые карлики с массой чуть ниже предела Кумара практически лишены ядерной энергии, поэтому после быстрого сгорания дейтерия и остановки гравитационного сжатия они быстро остывают и становятся невидимыми – всего за несколько миллиардов лет. Поэтому в Галактике может быть много холодных и совершенно невидимых коричневых карликов.

ЛУЧЕВАЯ СКОРОСТЬ – проекция вектора скорости объекта на луч зрения наблюдателя; ее считают положительной, если объект удаляется от наблюдателя, и отрицательной, если приближается. Например, измеряя смещение линий в спектрах небесных тел, определяют скорость их приближения или удаления (эффект Доплера), т. е. измеряют компонент скорости, направленный по лучу зрения. Термин «лучевая скорость», как правило, используют астрономы; физики обычно называют ее «радиальной скоростью».

МЕСЯЦ – промежуток времени, близкий к периоду обращения Луны вокруг Земли. В солнечных календарях год делят на календарные месяцы разной продолжительности: в григорианском календаре год состоит из 12 месяцев продолжительностью от 28 до 31 суток, не согласованных с фазами Луны.

Синодический месяц – период смены лунных фаз, который, в частности, служит основой лунных календарей. В среднем равен 29 сут 12 час 44 мин 02,78 с = 29,5305882 сут, но меняется от 29,25 сут до 29,83 сут вследствие эллиптичности лунной орбиты.

Сидерический (т. е. звездный) месяц – промежуток времени, за который Луна совершает оборот вокруг Земли и возвращается в ту же точку небесной сферы относительно звезд; равен периоду вращения Луны (27 сут 07 час 43 мин 11,47 с = 27,321661 сут).