Güneş sisteminin yakınında kahverengi bir cüce bulundu. kahverengi cüce
Kızılötesinde hiç teleskopla baktınız mı? Bir yıldız olarak doğduktan sonra bir yıldız olamayan bedenleri gördünüz mü? Kaderleri, pırıl pırıl parlayan komşularını geride bırakarak milyonlarca yıl soğumaktır. İsimleri kahverengi cüceler.
Sıcaklıktan, boyuttan yoksun, dünyanın dört bir yanındaki gökbilimciler tarafından inceleniyorlar. Ve bu çalışmalara bakmak için eşsiz bir fırsat var.
Kütle ve sıcaklık ölçümleri, yüzey haritası - bunların hepsi ileride. Ve şimdi, hikayelerinin başladığı yere geri dönelim.
Ve hikaye 1962'de genç Amerikalı bilim adamı Shiv Kumar ile başladı. Kahverengi cücelerin varlığını teorik olarak kanıtlayabildi. En ilginç şey, derinliklerinde meydana gelen tüm özellikleri ve süreçleri kesinlikle doğru bir şekilde tanımlamasıdır. 23 yaşında!
Kütlesi 0,1 güneş kütlesinden (Jüpiter'in 100 kütlesi) fazla olmayan yıldızları inceleyerek, tam teşekküllü bir yıldızın doğumunun mümkün olduğu minimum kütleyi hesaplamayı başardı. Bu işarete "Kumar'ın sınırı" denir. Altında termonükleer füzyon oluşmaz.
bir yıldızın doğuşu
M42 bulutsusu, kükürt (kırmızı), hidrojen (yeşil) ve oksijen (mavi) filtreleri kullanılarak görüntülendi.
Birçok kahverengi cüce gibi yıldızlar da gaz bulutlarının çökmesinden doğarlar. Bu bulutlarda bulunan ana kimyasal element moleküler hidrojendir. Uzun bir süre, uzayda "soğuk yıldızların" ortaya çıkışı teorisi tam olarak buydu. Alt yıldızların yeni keşifleri kendi ayarlamalarını yaptı.
Bir yıldız, termonükleer füzyon derinliklerinde ilerlediğinde, yani. hidrojenin yanması. “Başlangıç” için gerekli sıcaklık 3 milyon derecedir. Yerçekimi etkisi altında sıkıştırma ile elde edilir - büzülme, gaz topunun yoğunluğu artar. Daha yüksek yoğunluk, daha yüksek sıcaklık anlamına gelir. Yoğunluk sınırına ulaştığında, hidrojen tutuşur, yani. termonükleer füzyon.
kahverengi cücenin doğuşu
Kumar sınırının altında hidrojen tutuşmaz. Maksimum, bir hidrojen izotopu olan döteryumdur. Ancak enerjisi termonükleer bir süreç için yeterli değildir. Kuantum mekaniğine göre, belirli bir anda alt yıldızların derinliklerinde bir elektron veya dejenere gaz oluşur. Yerçekimi nedeniyle ortaya çıkar, ancak sıkıştırma hidrojenin yanmasını "başlatmadan" önce bile daha fazla etkisini önler.
1995 yılında açıklanan süreçler onaylandı. Amerikalı bilim adamları Pleiades takımyıldızında 0,06 güneş kütlesi kütlesine sahip bir nesne keşfettiler. Sonunda keşiflerini doğrulamak için birçok özel test yapmak zorunda kaldılar.
Kimlik
Amerikalı bilim adamları, varsayımlarını doğrulamak için İspanyol astrofizikçi Rafael Rebolo tarafından formüle edilen bir lityum testi kullandılar. Özü basittir. Hidrojen yakan anakol yıldızları aşırı derecede yüksek sıcaklıklara ulaşır. Bağırsaklarında az miktarda bulunan lityum atomları hızla ve iz bırakmadan yanar. Ve kahverengi alt yıldızlarda, yanan döteryumla bile buharlaşması milyonlarca yıl sürer. Bu nedenle, bir kahverengi cücenin tespit edildiğinden emin olmanın kesin bir yolu bir lityum örneğidir.
Alt yıldızların küçük boyutları, düşük sıcaklıkları, ortalama gezegen göstergelerine karşılık gelir. Farklılıklar, nesnenin yoğunluğunda ve bazı cücelerde X-radyasyonu varlığındadır. Çoğu kızılötesi aralığında yayar. Dolayısıyla adı - kahverengi.
Kahverengi cüceler, onları üç gruba ayıran bir derecelendirmeye sahiptir. Size her bir spektral sınıf için yıldırım incelemesi sunuyoruz:
- L Sınıfı - 1300K'dan 2000K'ya. Bu sınıfın bedenleri en sıcak ve en büyüğüdür.
- T Sınıfı - 700K'dan 1300K'ya.
- Y Sınıfı. Bu sınıftaki nesneler en soğuk ve en "cüce" nesnelerdir. Uzun bir süre sadece bilim adamlarının varsayımsal düşüncelerinde var oldular.
yeni bilmeceler
Kahverengi cüce (üstte)
21. yüzyılın gökbilimcileri kahverengi cüceleri arıyor. Kızılötesi aralıkta gökyüzünü tararken, "soğuk" yıldızların tespiti önemli ölçüde arttı. Sıcaklıkları ve kütleleri ölçülür, atmosferleri incelenir, yüzey haritaları derlenir. Yeni veriler, bilim insanlarının yalnızca gök cisimlerinin doğasını anlamalarına yardımcı olmakla kalmıyor. Bazen yerleşik modelleri, bilgiyi çürütürler. paradoks. Ne kadar çok keşfederseniz, keşfedilecek o kadar çok şey vardır.
Bunun bir örneği, Harvard-Smithsonian Astrofizik Merkezi'ndeki bilim adamları tarafından yürütülen bir çalışmadır. 623 bilinmeyen kahverengi cüce keşfettikten sonra dördü spektroskopik analize tabi tutuldu. Elde edilen bilgiler, cücelerin ve komşu ana dizi yıldızlarının aynı anda çökme sürecinde oluştuğu fikriyle çelişiyor. Alt yıldızların, kendileriyle aynı sistemdeki yıldızlardan çok daha sonra oluştuğu ortaya çıktı. İncelenmekte olan nesnelerin tekil oluşumu hakkında yeni bir teori formüle etmem gerekiyordu.
Yeni keşifler
NASA çalışanları, kahverengi cücelerle ilgili çalışmalarda en aktif olanlardır. Sadece 29 o C sıcaklıkta soğuyan bir gaz topu bulmayı başardılar. Ayrıca şiddetli fırtınalar, alt yıldızların yüzeyinde olası sıcak taş ve erimiş metal yağmurları ile agresif bir atmosfer tanımlayabildiler.
Amerikalılar kahverengi cücenin yüzeyinin haritasını çıkarmayı başardılar. Seçim, Dünya'ya en yakın üçüncü "donmuş" cisimler sisteminde bulunan bir nesneye düştü.
Bize en yakın kahverengi cüceler, Güneş'in yörüngesinde dönen küçük kırmızı yıldız SCR-1845-6357'nin yoldaşı ve Epsilon Indi yıldızının yoldaşlarıdır. Bizden onlara olan mesafe sırasıyla 12.7 ve 11.8 ışık yılıdır. Bu yakınlık, bu bedenleri tam ölçekte incelemeyi mümkün kılar.
yeni bir gezegenin doğuşu
Önemli bir keşif, kızılötesi cisimlerden birinin etrafında bir protogezegen diskinin oluşmasıydı.
Soğuk sıcaklıklarda bu tür nesneler olmaması gereken toz parçacıkları bile bulundu. Elverişsiz bir ortamda bile madde atomları birbirine doğru çekilerek katı kozmik cisimler oluşturur. Bu keşif, gezegen oluşumu hakkındaki fikirlerin bir revizyonu olmasa da bir ilavesini öneriyor.
Çözüm
Bu alandaki araştırmalar şu anda oldukça yoğun. Yani, yeni keşifler henüz gelmedi. Eğlenceli hiçbir şeyi kaçırmamak için blog güncellemelerine abone olun.
David Wilcock, güneş sistemimizin aslında bir ikili yıldız sistemi olduğuna artık inandığını kabul ettiği kısa bir gönderi yayınladı. Bu doğruysa, Güneşimizin bir yoldaş yıldızı olduğu anlamına gelir. Wilcock'a göre bu diğer yıldız bir kahverengi cüce.
Güneş sistemimiz iki yıldızdan oluşuyorsa neden diğerini göremiyoruz diye düşünebilirsiniz. İyi soru. Cevap, bu yoldaş yıldızın bir kahverengi cüce olduğunu açıklamakta yatıyor. Bir nevi yıldızdır. Ya bizim anlayışımıza göre nükleer füzyon reaksiyonlarını ateşlemek ve sıradan bir yıldız olmak için gerekli kütleyi asla almadı. Veya termonükleer reaksiyonun durduğu bir noktaya ulaşmıştır. Kahverengi cüceler yakın zamanda tanımlandı ve genellikle Jüpiter ile karşılaştırıldı ve bilim şu anda cüce yıldızlar ile gaz devleri arasında ayrım yapılıp yapılmayacağını tartışıyor.
İkili bir sistemin parçası olmak için iki yıldız, ortak bir ağırlık merkezi - aralarındaki bir çekimsel denge noktası - etrafında dönmelidir. Görünüşe göre, sadece böyle bir senaryo, bilim adamlarının açıklamakta her zaman zorlandığı güneş sistemimizin dış kısmındaki bazı anormallikleri açıklayabilir! Ve eğer bir kahverengi cüce yoldaş yıldız varsa, onu kesinlikle göremeyeceğiz çünkü yanmıyor.
"Yumuşak" ifşa
Gökbilimcilerin, bilim adamlarının en görünür yıldız sistemlerinin ikili olduğuna inandıklarını biliyor muydunuz? Kaç kişi biliyordu. Ancak son zamanlarda birçok makalenin ikili sistemler konusunu ele aldığı dikkat çekici hale geldi. Bunu, NASA'nın Kepler teleskopunun çoğu yıldız sisteminin muhtemelen gezegenlere sahip olduğunu gösterdiği duyurusuyla birleştirin ve argüman, gezegenimizin seçkinleri tarafından zaten bilinen bir gerçekliğin bir tür "yumuşak ifşasını" gördüğümüzdür.
Bu konuyla ilgili araştırma sırasında, bilim adamlarının bu yıl Mizar takımyıldızının (Afton Gölü Kamu Gözlemevi tarafından bildirilen) aslında sadece bir ikili sistem olmadığını, altı yıldız içerdiğini duyurdukları öğrenildi!
İkiz yıldızımızla ilgili bir başka ilginç hikaye de, YouTube'da ikinci Güneş ile ilgili bir memenin ortaya çıkmasıdır. Dünyanın her yerinden her türden farklı insandan geldiği iddia edilen birçok video, gökyüzümüzde ikinci bir parlak nesne gösteriyor. Bazen çıplak gözle görülebilir, ancak çoğu durumda yalnızca bir filtreden görülebilir. Bu videoların çoğunun sahte olduğu ortaya çıkmıyor. Nasıl görünebilecekleri açık değil. Ayrıca gökyüzündeki ikinci parlak cismi de görmeye çalıştım. İki çift gözlükle güneşi engellemeye çalıştım. Bulut örtüsünün güneş diskini göze zarar vermeden görünür kılacak kadar yoğun olduğu günlerde, yalnızlık gibi göründüğünü fark ettim. Ancak hala o kadar çok video var ki, bu fenomen olası değilse de hala mümkün görünüyor. Birinin neden sahte videolar oluşturup internete koyduğunu kendimize soralım. Bir açıklama, çok güçlü birinin ikinci güneşin kollektif insan kabulünü nazikçe kolaylaştırmak istemesi olabilir.
İki güneş fotoğrafı, Cameron Wright'ın izniyle
9 Aralık 2012 | Queensland, Avustralya
Tabii ki, muhtemelen sahte değiller. Bunu video sahte olamayacağı için söylemiyorum. Bunu söylüyorum çünkü yukarıdaki resim, Queensland, Avustralya'dan arkadaşım Cameron Wright'ın kendi facebook sayfamdan. Bu fotoğrafı kendisi çekmiştir. Tabii gökyüzünün kendisi sahte değilse. Bu fotoğraflar ve videolar, olup biteni yansıtan özgün olgulardır. Ve çok yakın zamanda, son 24 saat içinde yapıldılar!
(#Astronomi@science_newworld)
Kahverengi cüce, gezegen ile yıldız arasında bir yerde bulunan astronomik bir nesnedir. Kahverengi cücelerin kütlesi genellikle 0,075 güneş kütlesinden veya yaklaşık 75 Jüpiter kütlesinden azdır. (Bu maksimum kütle, Güneş'ten daha az miktarda ağır element içeren yıldızlar için biraz daha yüksektir.) Birçok gökbilimci, kahverengi cüceler ve gezegenler arasındaki çizgiyi yaklaşık 13 Jüpiter kütlesi ile çizer.
Kahverengi cüceler ve yıldızlar arasındaki fark, yıldızların aksine, kahverengi cücelerin sıradan hidrojenin füzyonu yoluyla sabit bir parlaklık seviyesine ulaşamamasıdır. Hem yıldızlar hem de kahverengi cüceler hayatlarının ilk birkaç milyon yılında döteryumu (nadir bir hidrojen izotopu) kaynaştırarak enerji üretirler. Yıldızların çekirdekleri daha sonra yıldızlar hidrojeni kaynaştırdıkça küçülmeye ve ısınmaya devam eder. Bununla birlikte, kahverengi cüceler, çekirdekleri elektron yozlaşma basıncından varlıklarını sürdürecek kadar yoğun olduğundan, daha fazla kasılmadan kaçınırlar. Kütleleri 60 Jüpiter kütlesinin üzerinde olan bu kahverengi cüceler, hidrojeni kaynaştırmaya başlarlar, ancak daha sonra dengelenirler ve füzyon durur.
Kahverengi cücelerin rengi aslında kahverengi değil, sıcaklıklarına bağlı olarak koyu kırmızıdan mora kadar değişir. Yaklaşık 2200 K'nin altındaki sıcaklıklara sahip nesneler, atmosferlerinde mineral tanecikleri içerir. Kahverengi cücelerin yüzey sıcaklıkları hem kütlelerine hem de yaşlarına bağlıdır. En büyük ve en genç kahverengi cüceler, sıcaklık aralıklarını çok düşük kütleli yıldızlarla veya kırmızı cücelerle örtüşerek 2800 K'ye kadar ısınırlar. (Karşılaştırma için, Güneş'in yüzey sıcaklığı 5800 K'ye ulaşır.) Tüm kahverengi cüceler sonunda 1800 K'lik anakol yıldızları için minimum sıcaklığın altına soğur. En yaşlı ve en küçüğü 300 K'ye kadar soğuyabilir.
Kahverengi cücelerden ilk kez 1963 yılında Hintli astronom Shiv Kumar tarafından bahsedildi ve onlara "kara cüceler" adı verildi. Amerikalı astronom Jill Tarter, 1975'te "kahverengi cüce" adını önerdi; kahverengi cüceler hiç de kahverengi olmasalar da, bu nesnelerin büyük miktarda toz içerdiği düşünüldüğünden ve daha uygun olan "kızıl cüce" adı zaten farklı bir yıldız türünü tanımladığından bu ad takılıp kaldı.
1980'lerde ve 1990'larda kahverengi cüceleri arar birkaç adayın keşfedilmesine yol açtı; ancak hiçbirinin kahverengi cüce olduğu onaylanmadı. Kahverengi cüceleri aynı sıcaklıktaki yıldızlardan ayırt etmek için, spektrumlarında (yıldızların hidrojen füzyonuna geçtiklerinde yok ettikleri) bir lityum çizgisinin varlığını kontrol etmeniz gerekir. Veya yıldızlarınkinden daha düşük sıcaklıklara sahip daha sönük nesneler arayabilirsiniz. 1995 yılında her iki yöntem de meyvelerini verdi. Berkeley'deki California Üniversitesi'nden gökbilimciler, Pleiades cisimlerinden birinde lityumun varlığını keşfettiler, ancak bu sonuç bilim camiası tarafından hemen kabul edilmedi. Ancak bu nesne, daha sonra bulunan ilk kahverengi cüce olarak doğrulandı.
Palomar Gözlemevi ve Johns Hopkins Üniversitesi'nden gökbilimciler, Gliese 229B olarak adlandırılan düşük kütleli bir yoldaş yıldız keşfettiler. Spektrumunda metan çizgilerinin varlığı, yüzey sıcaklıklarının 1200 K'yi geçmediğini gösterdi. Olası bir kahverengi cücenin son derece düşük parlaklığının yanı sıra yıldız arkadaşının yaşı, nesnenin kütlesinin yaklaşık 50 Jüpiter olduğunu gösterdi. kitleler. Bu nedenle Gliese 229 B, çoğu bilim adamı tarafından kahverengi cüce olarak tanınan ilk nesne oldu.
Kızılötesi gökyüzü araştırmaları ve diğer teknikler artık yüzlerce kahverengi cüceyi ortaya çıkardı. Bazıları yıldızların arkadaşlarıdır, diğerleri kahverengi cücelerin ikili sistemlerinin parçasıdır; çoğu yalıtılmış nesnelerdir. Yıldızlarla hemen hemen aynı şekilde oluştukları ve evrendeki kahverengi cücelerin sayısının yıldız sayısının %1'i ile %10'u arasında olabileceği varsayılmaktadır.
Amerikalı gökbilimciler, oda sıcaklığı yalnızca 30 ° C olan bir yıldız olan WD 0806-661 B'yi keşfederek, yıldızların sıcak nesneler olduğu şeklindeki olağan fikrimizi yok ettiler. "Soğuk" yıldız, kahverengi cüceler sınıfına aittir ve Dünya'dan 63 ışıkyılı uzaklıktadır.
Uzay nesnesi, bir kahverengi cücenin parıltısını yakalayabilen Spitzer kızılötesi teleskopu kullanılarak keşfedildi. Bilim adamları keşfedilen yıldızı bir gezegen olarak sınıflandırıyor çünkü Jüpiter'in yedi katı kütleye sahip ve bir beyaz cücenin yörüngesinde dönüyor. WD 0806-661 B keşfedilmeden önce, yıldızın ait olduğu kahverengi cüceler sınıfı, sıcaklığı inanılmaz derecede yüksek olan "sıcak" yıldızlar olarak tanımlanıyordu.
kahverengi veya kahverengi cüceler 13 ila 80 Jüpiter kütlesi veya 0,012 ila 0,0767 güneş kütlesi olan yıldız altı nesnelerdir.
Astrofizikçiler kahverengi cüceleri bizden neyin gizlediği hakkında 1960'larda konuşmaya başladılar. Nispeten küçük bir kütleye sahip olan ve çöken gaz bulutlarından oluşan yoğun yıldız benzeri cisimler hakkında teoriler ileri sürülmüştür. Astrofizikçiler, kahverengi cücelerin parıltısını yalnızca kızılötesi spektrumda sabitlemenin mümkün olduğunu varsaydılar ve varsayımın doğru olduğu ortaya çıktı.
Başlangıçta, bu tür yıldızlar kara cüceler olarak tanımlandı. Daha önce bilim adamları, kararlı bir termonükleer reaksiyonu sürdürmek için bir yıldızın kütlesinin 0,8 kütle olması veya Jüpiter'in kütlesini en az 80 kat aşması gerektiğinden emindi. Kara cücelerin sınıflandırılma şekli olan karanlık yıldız altı nesnelerin kütlesi de yeterli değildi. Bununla birlikte, daha sonra, daha küçük yıldızların termonükleer bir reaksiyonu sürdürebildikleri, ancak enerji kaybını geri kazanamadıkları ortaya çıktı. Bu, kahverengi cücelerin hızla soğumasına ve gezegen tipi nesnelere dönüşmesine katkıda bulunur.
Keşfedilen ilk kahverengi cüce, 1995 yılında Ülker kümesinde keşfedilen Teide 1 idi. Bugüne kadar gökbilimciler, çoğu Samanyolu bölgesinde yer alan bu türden 100'den fazla yıldızın varlığından haberdardır. Bilim adamları, Gliese-229B ve Teide-1 gibi kahverengi cücelerin kütlelerini ölçtüler (sırasıyla 57 ve 36 Jüpiter kütlesi).
Kahverengi cüceleri sınıflandırmak için astrofizikçi Rafael Rebolo tarafından önerilen sözde "lityum testi" kullanılır. Bu yöntem, düşük kütleli yıldızların aksine kahverengi cücelerin lityum içerdiği gerçeğine dayanmaktadır. Ve bir termonükleer reaksiyonu sürdürebilen yıldızlar, kural olarak, onu hızla tüketir. Lityum ayrıca en büyük ve en genç yıldızların atmosferlerinde de bulunur. Ancak bu, kahverengi cücelerin tanımına müdahale etmez, çünkü bu nesnelerin boyutları onlardan önemli ölçüde farklıdır.
Doğru, bilim adamlarına göre, 65 ila 80 Jüpiter kütlesine sahip ağır kahverengi cüceler, lityum rezervlerini sadece 500 milyon yılda, yani varlıklarının ilk döneminde kullanabilirler. Bu gerçek, "lityum testini" bu tür nesneleri sınıflandırmak için yetersiz bir kriter haline getirir.
Testler, her türlü ölçüm ve hesaplamalar olmasına rağmen bir cismin kahverengi cüce mi yoksa sıradan bir gezegen mi olduğunu belirlemek o kadar kolay değil. Cücelerin yarıçapı, gezegenlerin yarıçaplarından yalnızca% 10 - 15 farklıdır ve yaklaşık olarak Jüpiter'in yarıçapına denk gelir. Ama yine de bir fark var. Yarıçap ve hacim göstergelerinin göreceli benzerliği ile kahverengi cüceler, yoğunluk açısından gezegenlerden farklıdır. Bu nedenle, bir nesne Jüpiter'in kütlesini 10 kattan fazla aşarsa, büyük olasılıkla bir gezegen değildir. Kahverengi cücelerin sınıflandırılması için bir diğer kriter de soğutma işlemi sırasında yaydıkları kızılötesi ve X-ışınları emisyonlarıdır.
Ve son olarak, bir kahverengi cücenin ayırt edilebileceği üçüncü kriter sıcaklıktır. Büyük yıldızların yaklaşık minimum yüzey sıcaklığı yaklaşık 4000K iken, kahverengi cücelerin yüzey sıcaklığı çok daha düşüktür, 300 ila 3000K arasında değişir. Varlıkları boyunca, iç termonükleer füzyon nedeniyle sıcaklıklarını koruyamadıkları için sürekli bir soğuma süreci içindedirler. Isı kaybı oranı yıldızın kütlesine bağlıdır: cüce ne kadar büyükse, soğuma süreci o kadar yavaş olur.
Yüzey sıcaklığı 700 K'den (400 °C) daha düşük olan kahverengi cücelerin varlığının mümkün olduğu bilim adamları uzun zamandır konuşuluyor. Ancak WD 0806-661 B gibi "soğuk" bir cücenin keşfi, bilim dünyası için bir sansasyon yarattı. Şu anda, "oda" sıcaklığının yıldızı bu sınıftaki tek yıldız, ancak sondan çok uzak olduğunu biraz güvenle söyleyebiliriz.
Yabancı sitelerde yayınlanan ve en son icatlar ve bilimsel keşiflerle ilgili büyük miktarda bilginin, dil bilgisizliği nedeniyle Rusça konuşan İnternet kullanıcılarının gözünden kaçması ne yazık. Ama gerçekten olup biten her şeyin farkında olmak istiyorum. Bir çıkış yolu var, sadece konuşma İngilizcesi de dahil olmak üzere İngilizceye hakim olmanız gerekiyor. Tercümeyi beklemeden hızlıca bilgi alın, daha uygun ne olabilir?
Adına rağmen, bir kahverengi cüce tam olarak kahverengi değildir. Bu cisimlerin kütleleri, cisimlerden 12 kat daha fazladır. Ve Güneş'in kütlesinin yarısına ulaşabilirler. Kendi kendilerine ışık yayarlar. Ama genellikle çok fazla değil. Bunların en büyüğü ve en küçüğü oldukça sıcaktır ve çok fazla ışık ve ısı yayar. Uzaktan, bu nesneler yıldız kuzenleri olan kırmızı cücelerden ayırt edilemez. Aksine, en küçüğü ve en yaşlısı zar zor fark edilir. Spektrumun yalnızca kızılötesi kısmında yayarlar.
kahverengi cüce- Enerji nereden geliyor?
Ortalama olarak, ortalama bir kahverengi cüce donuk mor tonlarla hafifçe parlar. Bu, bu nesneleri kozmik cisimler ailesinde oldukça ilginç kılıyor.
Ancak yıldızların aksine, kahverengi cüceler, derinliklerinde şiddetlenen termonükleer reaksiyonların sıcaklığından parlamazlar. Işıkları ve ısıları, orijinal oluşumlarının enerjisinin kalıntılarıdır. Bu nesneler çöken gaz ve toz bulutlarından doğdu. Tıpkı yıldızlar gibi, sadece daha küçüktürler. Yerçekimi çökmesi muazzam miktarda enerji açığa çıkardı. Ama enerji düşen malzemeye girdi ve on milyonlarca yıl içeride kaldı. Ve şimdi yavaşça ayrılıyor boşluğa sıcak ışık olarak.
Bu ısı kaybolurken, kahverengi cüce kararmaya devam ediyor. Parlak kırmızıdan, yalnızca kızılötesinde görülebilen benekli ve mor bir nesneye dönüşür. Böyle bir nesne doğduğunda kütlesi ne kadar büyükse, tuzağına o kadar fazla ısı çekmeyi başardı. Ve daha uzun süre gerçek bir yıldızı taklit edebilir. Ancak nihai kader, soyları ne olursa olsun her kahverengi cüce için aynıdır.
Helyum - 3
Kahverengi cüce pekala çok büyük, garip bir çeşit olarak sınıflandırılabilir. Ne de olsa gezegenler de yaşlandıkça sürekli olarak soğuyor. Ve onları milyarlarca veya trilyonlarca yıl sıcak tutacak yeni enerji kaynaklarına sahip değiller.
Ancak çoğu kahverengi cüce özel bir oyun oynar. Hidrojeni helyuma dönüştürmek için gerekli olan bir nesnenin çekirdeğindeki muazzam sıcaklıklara ve basınçlara ulaşmak için belirli bir kütle eşiği (Jüpiter'inkinin yaklaşık 80 katı) gerekir. Bir uzay nesnesinin kendisini bir yıldız olarak kabul etmesi için tam olarak gerekli olan şey budur. Ancak Jüpiter'in kütlesinin yaklaşık 13 katı olan çok daha düşük bir eşik vardır ve farklı türde bir füzyon meydana gelebilir.
Bu çok daha soğuk ortamda, döteryum (çekirdekte birbirine yapıştırılmış bir proton ve bir nötron) serbest bir protona çarpabilir. Bu reaksiyon döteryumu helyum-3'e çevirecek ve bir miktar enerji açığa çıkaracaktır. Sıradan yıldızlar, kısa bir döteryum yanma aşamasından geçerler ve ardından yeterince ısınırlar. Ancak kahverengi cüceler bu süreci oldukça uzun süre destekleyebilirler. Ancak asla tam ölçekli füzyona geçmezler.
Her şey çok hızlı
Ancak bu sonsuza kadar sürmez. En büyük kahverengi cüceler tüm döteryumlarını birkaç milyon yılda tüketirler. Bunun nedeni, bu tür cisimlerin ayrı katmanlara ayrılmamasıdır.
gibi yıldızlar, hidrojen ve helyumdan oluşan yoğun bir çekirdeğe sahiptir. Radyant enerjilerin baskın olduğu bir plazma tabakası ile çevrilidir. Ve bu tabaka bir çeşit "kaynayan çorba" ile çevrilidir. Ancak en küçük yıldızlar ve kahverengi cüceler böyle bir çekirdeğe sahip değildir. Malzemeyi içeri ve dışarı taşıyabilen, yüzeyden merkeze uzanan tek bir konveksiyon kabuğuna sahiptirler. En içteki bölgelerden cismin yüzeyine ve geriye doğru.
Yani bir kahverengi cücenin sahip olduğu herhangi bir döteryum sonunda merkezine doğru çekilecektir. Helyum-3'e dönüşeceği yer. (Katmanlı bir nesnede, bir miktar döteryum bazı yerlerde değişmeden kalabilir).
Küçük kahverengi cücelere ne olur? Sadece yavaş yavaş soğurlar. İç sıcaklıkları, reaksiyonu sürdürmek için gereken eşiğin altındadır. Döteryum reaksiyonlarının enerjisi onlar için mevcut değildir.
boyutlandırma
Kahverengi cüceler yıldız olarak doğarlar, bir süre ısı yayarlar ve hatta bazen içlerinde element sentezlerler. Peki, onlara yıldız demek için bir sebep var mı?
Kahverengi cüce küçük bir nesnedir. Bir yıldız için çok küçük. Tabii ki, bu nesneler Jüpiter'den daha büyük. Ancak bugüne kadar, uzayda Jüpiter'den daha büyük birçok nesne keşfedildi. Kırmızı cüce normalden çok daha büyük değil - dev.
Yıldızların bir özelliği vardır - bu, çekirdeklerinde meydana gelen termonükleer füzyonun reaksiyonudur. Serbest bırakılan enerjiler, yıldızın dış katmanlarını genişletmeye çalışarak sürekli olarak iç yerçekimi ile rekabet eder.
Ancak bildiğimiz gibi kahverengi cüceler bu özelliklere sahip değiller. Ve gezegenlerin aksine, kayalık çekirdekleri veya buzlu örtüleri yoktur. Ellerinde kalan tek şey, yozlaşma basıncı olarak bilinen egzotik bir kuantum kuvveti. Belirli bir hacme kaç parçacığın sığabileceğini belirler. Kahverengi cüceler yozlaşma baskısı tarafından tamamen desteklenir, bu nedenle kütlelerine göre mümkün olan en küçük boyuttadırlar.
Büyük gezegenler ve küçük yıldızlar arasındaki çizgi sadece bulanık değil. Tamamen ayrı bir nesne sınıfı vardır. Aynı anda hem gezegenlerin hem de yıldızların özelliklerini taşırlar. Ama ne biri ne de diğeri.
Kahverengi cücelerin göksel krallığın gençleri olduğunu söyleyebiliriz.
