ბნელი მნათობები: ყავისფერი ჯუჯები ყავისფერ ჯუჯათა ორმაგი სისტემა - 2M J044144(ილუსტრაცია,NASA).

ბნელი მნათობები: ყავისფერი ჯუჯები

 ყავისფერი ჯუჯების მასა მზის მასის 1-8%-ს უტოლდება. გრავიტაციული შეკუმშვა, მათში თერმობირთვული რეაქციის დაწყებას შესაძლებელს ხდის, ”ადვილად აალებადი” ელემენტების მონაწილეობით. წყალბადის ”წვის” წამოსაწყებად მათი მასა საკმარისი არაა, ამიტომ სრულფასოვანი ვარსკვლავებისგან განსხვავებით, ყავისფერი ჯუჯების ნათება არც თუ ისე დიდი ხანი გრძელდება.

 ერთ-ერთი ასტრონომის თქმით, არ არსებობს ინსტრუმენტი, რომლითაც ვარსკვლავს მიწვდები, თუმცა, ასტრონომების განკარგულებაშია ფიზიკის კანონები, რომლებიც საშუალებას იძლევა არა მხოლოდ უკვე ცნობილი ობიექტების თვისებები აიხსნას, არამედ წინასწარ განსაზღვროს იმათიც, რომლებზე დაკვირვება ჯერ კიდევ არ მომხდარა.

 შივა კუმარის წინასწარმეტყველება

 ნეიტრონულ ვარსკვლავებზე, შავ ხვრელებზე, ბნე მატერიაზე და სხვა ეგზოტებზე, რომლებიც ჯერ თეორეტიკოსებმა ”აღმოაჩინეს”, ბევრი გსმენიათ. სამყაროში სხვა უცნაურობებიც მოიძებნება, აღმოჩენილი იგივე მეთოდებით. მათ რიცხვს მიეკუთვნება ობიექტები, რომლებიც ვარსკვლავებსა და გაზის პლანეტებს შორის არიან მოქცეული. მათი არსებობა შივ კუმარმა 1962 წელს იწინასწარმეტყველა, ინდური წარმოშობის 23 წლის ამერიკელმა ასტრონომმა. კუმარმა ამ ობიექტებს შავი ჯუჯები უწოდა. შემდეგ კი შავ ვარსკვლავებს, კუმარის ობიექტებს, ინფრაწითლ ვარსკვლავებსაც უწოდებდნენ, საბოლოოდ კი ტერმინი ყავისფერი ჯუჯა”(brown dwarfs) დამკვიდრდა, შემოთავაზებული 1974 წელს, კალიფორნიის უნივერსიტეტის ასპირანტის, ჯილ თართერის მიერ(კავშირი არ არის, სიჩუმეა).

L კლასის ულტრაცივ ჯუჯას(მზის მასის 6,6%) ასტრონომთა საერთაშორისო ჯგუფი ოთხი წელი ”წონიდა”, ”ჰაბლის”, VLT-სა და კეკის საშუალებით.

 ვარსკვლავების დაბადება

 ვარსკვლავები, კოსმოსური გაზის(ძირითადად მოლეკულური წყალბადი) გრავიტაციული კოლაფსით(შეკუმშვა) ჩნდებიან. ამ გაზში არის ჰელიუმიც(ერთი ატომი თორმეტზე) და უფრო მძიმე ელემენტების კვალიც. კოლაფსი, პროტოვარსკვლავის დაბადებით სრულდება, რომელიც სრულფასოვან მნათობად ბირთვის იქამდე გაცხელებით გადაიქცევა, რომელზეც თერმობირთვული რეაქციის დაწყებაა შესაძლებელი(ჰელიუმი ამაში არ მონაწილეობს, მის ასანთებად ათეულობითჯერ მეტი ტემპერატურაა საჭირო). წყალბადის თერმობირთვული აალებისთვის საჭირო მინიმალური ტემპერატურა დაახლოებით 3 მილიონი გრადუსია(თერმობირთვული რეაქცია – ვარსკვლავების ენერგიის წყარო).

 კუმარს ყველაზე უფრო მსუბუქი პროტოვარსკვლავები აინტერესებდა, მზის მასის მეათედზე ნაკლები მასით. ის მიხვდა, რომ წყალბადის თერმობირთვული წვის ასამოქმედებლად ამ ვარსკვლავურ ჩანასახებს მაღალი სიმკვრივისთვს უნდა მიღწია, ვიდრე მზისმაგვარ ვარსკვლავთა წინამორბედებს.

 პროტოვარსკვლავის ცენტრი ელექტრონების, პროტონების(წყალბადის ბირთვები), ალფა-ნაწილაკების(ჰელიუმის ბირთვები) და მეტი მასის ნაწილაკებისგან შემდაგრი პლაზმით არის შევსებული. წყალბადის ანთებამდე, ელექტრონები განსაკუთრებუ გაზი წარმოქმნება, რომლის თვისებები კვანტური მექანიკის კანონებით აღიწერება. ეს გაზი შეკუმშვას ეწინააღმდეგება და ცენტრალური ზონის გაცხელებას აფერხებს. ამის გამო, წყალბადი ან სულაც არ ინთება, ან მთლიანად დაწვამდე გაცილებით ადრე ცივდება. სწორედ ასეთ შემთხვევაში ფორმირდება ყავისფერი ჯუჯა.

დეგენერირებული ფერმი-გაზი გრავიტაციულ შეკუმშვას უსასრულოდ ვერ შეეწინააღმდეგება. ელექტრონების მიერ ზედა ენერგეტიკული დონეების დაკავებასთან ერთად, მათი სიჩქარე იზრდება, თითქმის სინათლის სხივის სიჩქარემდე. გრავიტაცია იმარჯვებს და კოლაფსი გრძელდება. მათემატიკური მტკიცებულება რთულია, თუმცა დასკვნა ანალოგიურია. ელეტრონების გაზის კვანტური წნევა, გრავიტაციულ კოლაფსს იმ შემთხვევაში აჩერებს, თუ კოლაფსირებადი სისტემის მასა გარკვეული ზღვრის ქვემოთ რჩება, რომელსაც ჩანდრასეკარის ზღვარი ეწოდება – 1,41 მზის მასა. ეს რიცხვი თეთრი ჯუჯების მაქსიმალურ მასას გვიჩვენებს. ყავისფერების წინამორბედი პროტოვარსკვლავების მასა კი ათეულობითჯერ მცირეა, ამიტომ ჩანდრასეკარის ზღვრამდე საქმე არც მიდის(ჩანდრასეკარის ზღვარი).

 კუმარმა გამოითვალა, რომ დაბადების პროცესში მყოფი ვარსკვლავის მინიმალური მასა მზის მასის 0,07-ს უტოლდება, თუ შედარებით ახალგაზრდა I პოპულაციის მნათობებზეა საუბარი, რომლებიც ჰელიუმზე მძიმე ელემნტების შემცველობით გამორჩეულ გაზის ღრუბლებში იბადებიან. II პოპულაციის ვარსკვლავებისთვის, დაბადებულებს 10 მილიარდზე მეტი წლის წინათ, როცა ჰელიუმი და სხვა მძიმე ელემენტების რაოდენობა ძალიან მცირე იყო, ეს მასა 0,09 მზის მასას უტოლდება. კუმარმა დაადგინა, რომ ტიპიური ყავისფერი ჯუჯას ჩამოყალიბება დაახლოებით მილიარდი წელი გრძელდება, ხოლო მისი რადიუსი მზის რადიუსის 10%-ს არ აჭარბებს(ეს მონაცემები დიდად არც შეცვლილა). ჩვენი და სხვა გალაქტიკები უამრავი რაოდენობის ასეთ ობიექტებს უნდა შეიცავდეს, თუმცა დაბალი ნათობის გამო მათი აღმოჩენა ძალიან ძნელია.

 ანთება

 შედარებით ახალგაზრდა გაზის ღრუბელში დაბადებულ პროტოვარსკვლავში წყალბადის თერმობირთვული წვის წამოწყება 0,07-0,75 მზის მასაზე ხდება და 1-დან 10 მილიარდი წელი გრძელდება(შედარებისთვის, ნამდვილი ვარსკვლავებიდან ყველაზე უფრო მსუბუქები – წითელი ჯუჯები, ათეულობით მილიარდი წელი ანათებს!). როგორც პრისტონელი ასტროფიზიკოსი ადამ ბაროუზი ამბობს, თერმობირთვული რეაქცია ყავისფერი ჯუჯას ზედაპირიდან სხივური ენერგიის დანაკარგის ნახევარს აკომპენსირებს, მაშინ, როცა მთავარი მიმდევრობის ნამდვილ ვარსკვლავებში 100%-იანი კომპენსირება ხდება. აქედან გამომდინარე, შეუმდგარი ვარსკვლავი მაშინაც ცივდება, როცა მისი ”თერმობირთვული ღუმელი” მოქმედებაშია, მით უმეტეს,  ღუმელის ჩაქრობის მერე.

0,07 მზის მასის პროტოვარსკვლავს წყალბადის ანთება არ შეუძლია. შეიძლება აინთოს დეითერიუმი(წყალბადის იზოტოპი(სამყაროს პირველი ელემენტები: წყალბადი, ჰელიუმი, ლითიუმი)), რომლის ბირთვები უკვე 600-700 ათას გრადუსზე ერწყმის პროტონებს, ჰელიუმ-3-ისა და გამა-კვანტების გაჩენით. კოსმოსში კი დეითერიუმი ძალიან ცოტაა(წყალბადის 200 000 ატომზე, დეითერიუმის ერთი ატომი მოდის), მისი მარაგი რამდენიმე მილიონ წელიწადში იწურება. მზის მასის 0,012(13 იუპიტერის მასა)-ზე ბსუბუქი ღრუბლების შესქელებები ამ ზღვრამდეც კი ვერ ცხელდება და ვერანაირი თერმობირთვული რეაქცია მათ წიაღში ვერ წავა. ასტრონომთა ნაწილი თვლის, რომ ზღვარი ყავისფერ ჯუჯებსა და პლანეტებს შორის სწორედ აქ გადის. სხვების აზრით, ყავისფერ ჯუჯად უფრო მსუბუქი გაზის შესქელებაც შეიძლება ჩაითვალოს, თუ ის პირველადი კოსმოსური გაზის კოლაფსით გაჩნდა, არა გაზისა და მტვრის დისკოსგან, რომელიც ახალგაზრდა სრულფასოვანი ვარსკვლავის გარშემო ბრუნავს(გემოვნების საკითხია).

 კიდევ ერთი დაზუსტება ლითიუმ-7-ს უკავშირდება, რომელიც დეითერიუმის მსგავსად დიდი აფეთქების დროს წარმოიქმნა(იხილეთ წინა ბმული). ლითიუმი, შედარებით ნაკლებ ტემპერატურაზე შედის თერმობირთვულ რეაქციაში, ვიდრე წყალბადი, ამიტომ ის 0,055-0,065 მზის მასის პროტვარსკვლავშიც ინთება. ამ ელმენტის რაოდენობა სამყაროში 2500-ჯერ მცირეა, ვიდრე დეითერიუმისა, ამიტომ ენერგეტიკული თვალსაზრისით მისი წვლილი მიზერულია.

წიაღი

 რა ხდება პროტოვარსკვლავის წიაღში, თუ მისი გრავიტაციული კოლაფსი წყალბადის ანთებით არ დასრულდა, ხოლო ელექტრონები დეგენერირებულ ფერმი-გაზად შეგროვდა? ამ მდგომარეობაში ელექტრონების რაოდენობა ნელა იზრდება და არა ნახტომისებურად ნულიდან 100%-მდე. თუმცა, სიმარტივისთვის, ჩავთვალოთ, რომ ეს პროცესი უკვე შეჩერებულია.

ასე შეიძლება გამოიყურებოდეს ყავისფერი ჯუჯა.

 პაულის პრინციპის მიხედვით(პაულის პრინციპი), ერთ სისტემაში შემავალი ორი ელექტრონი, ერთნაირ კვანტურ მდგომარეობაში ვერ იქნება. ფერმი-გაზში ელექტრონის მდგომარეობა მისი იმპულსით, მდებარეობითა და სპინით(რა არის სპინი?) განისაზღვრება, რომელიც მხოლოდ ორ მნიშვნელობას იღებს. ანუ, ერთსა და იგივე ადგილზე ელეტქონთა მხოლოდ ერთი წყვილი თუ იქნება, ერთნაირი იმპულსითა და საპირისპირო სპინით. გრავიტაციული კოლაფსის მიმდინარეობასთან ერთად, ელექტრონები სულ უფრო კომპაქტურ სივრცეში ექცევა, მათი იმპულსი(ენერგია) იმატებს, ელექტორნული გაზის წნევა იზრდება. ამ ენერგიას კვანტური ეფექტები განაპირობებს და სითბურ მოძრაობას არ უკავშირდება, ამიტომ ტემპერატურაზე არ არის დამოკიდებული(კლასიკური იდელური გაზისგან განსხვავებით). უფრო მეტიც, საკმარისი შეკუმშვის შემთხვევაში, ფერმი-გაზის ენერგია მრავალჯერ აჭარბებს ელექტრონებისა და ატომების ქაოსური სითბური მოძრაობის ენერგიას.

 ელექტრონული გაზის ენერგიის მატება მის წნევასაც ზრდის, რომელიც სითბურ წნევაზე გაცილებით მეტად იზრდება. სწორედ ის ეწინააღმდეგება პროტოვარსკვლავის შემადგენელი ნივთიერებების მიზიდულობას და გრავიტაციულ კოლაფსს აჩერებს. თუ ეს, წყალბადის ანთების ტემპერატურის მიღწევამდე ადრე მოხდა, ყავისფერი ჯუჯა მაშინვე ცივდება, კოსმოსური მასშტაბების მიხედვით, დეითერიუმის არც თუ ისე ხანგრძლივ დროში ”ამოწვის” მერე. თუ პროტოვარსკვლავი ზღვართან ახლოს რჩება და 0,07−0,075 მზის მასა აქვს, წყალბადის წვას მილიარდობით წლები აგრძელებს. საბოლოოდ, დეგენერირებული გაზის კვანტური წნევა ისე აცივებს ვარსკვლავის ბითვს, რომ თერმობირთვული რეაქცია ჩერდება. წყალბადის მარაგი კიდევ ათეულობით მილიარდი წელი ეყოფოდა, თუმცა მის ანთებას ყავისფერი ჯუჯა უკვე ვეღარ შეძლებს. სწორედ ამით განსხვავდება ის ყველაზე უფრო მსუბუქი წითელი ჯუჯასგან, რომლის ბირთვული ღუმელი, მთელი წყალბადის ჰელიუმად გადაქცევის მერე ნელდება.

ჰერცშპრუნგ-რასელის დიაგრამაზე ვარსკვლავები არა თანაბრად, არამედ რამდენიმე სპექტრულ კლასებად არის განაწილებული ნათობის გათვალისწინებით. შვიდი ასეთი ძირითადი ჯგუფი გვაქვს. კლასი 0 – მზეზე 100-200-ჯერ მასიური ჰიპერგიგანტები, მილიონობითა და ათეულ მილიონობით მეტი ნათობით. კლასები Ia და Ib  – მზეზე ათეულობითჯერ მასიური ელვარე გიგანტები, ათეულობით ათასჯერ მეტი ნათობით. კლასი II – ელვარე გიგანტები, შუალედური მდგომარეობით III-ს ზეგიგანტებსა და გიგანტებს შორის. კლასი V – ე.წ. მთავარი მიმდევრობა(ჯუჯები), ვარსკვლავების უმრავლესობით, ჩვენი მზის ჩათვლით. როცა მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავი წყალბადის მარაგს ამოწურავს და მის წიაღში ჰელიუმის წვა იწყება, ის კლასი V-ს კუთვნილი სუბგიგანტი ხდება. მთავარი მიმდვრობის ქვემოთაა კლასი VI – სუბჯუჯები. კლასი VII – კომპაქტური თეთრი ჯუჯები, ვარსკვლავთა ევოლუციის ბოლო სტადია, რომელთა მასა ჩანდრასეკარის ზღვარს არ აჭარბებს.

 ყავისფერი ჯუჯებისგან განსხვავებით, ჩვეულებრივი ვარსკვლავი არა მარტო არ ცივდება, კარგავს რა სხივურ ენერგია, რაც არ უნდა უჩვეულო იყოს, პირიქით – ცხელდება. ეს იმიტომ ხდება, რომ ვარსკვლავი კიდევ უფრო მეტად კუმშავას და აცხელებს თავის ბირთვს, რაც თერმობირთვული წვის ტემპს ზრდის(მზის არსებობის განმავლობაში მისი ნათობა მეოთხედით გაიზარდა).

 ძებნა

 ყავისფერი ჯუჯების ძებნა ძალიან გაიწელა დროში. მათი ყველაზე უფრო მასიურ წარმომადგენელების ზედაპირის ტემპერატურა, რომლებიც ახალგაზრდობაში მეწამულ ნათებას უშვებდნენ, 2000 კელვინს არ აჭარბებდა, ხოლო კიდევ უფრო მსუბუქებისა და ხნიერების ზედაპირის ტემპერატურა 1000 კელვინამდეც ვერ ადის. ამ გამოსხივებაში იპტიკური კომპონენტიც არის, ოღონდ ძალიან სუსტი. მათ დასანახავად, ინფრაწითელ დიაპაზონში მომუშავე მაღალი გარჩევადობის აპარატურა იყო საჭირო, რომლებიც წინა საუკუნის 80-იან წლებში გამოჩნდა. უმნიშვნელოვანესი იყო ამ დიაპაზონის კოსმოსური ტელესკოპები, რადგან ცივი ყავისფერი ჯუჯების გამოსხივებას(3−5 მიკრომეტრი) დედამიწის ატმოსფერო ბლოკავს. შივა კუმარის ვარაუდების დამტკიცება მხოლოდ 1995 წელს მოხერხდა, როცა კალიფორნიის უნივერსიტეტის ასტრონომებმა, დედამიწიდან 400 სინათლის წლის მანძლიზე მდებარე ძალიან მკრთალი ყავისფერი ჯუჯა – PPl 15 აღმოაჩინეს.

 სურათზე, რომელიც ინფრაწითელ დიაპაზონში მომუშავე ნასას კოსმოსურმა ობსერვატორიამ – WISE,  ფართო კუთხიანი კამერით გადაიღო, ქნარის თანავარსკვლავედთან ახლოს მდებარე  უამრავი ვარსკვლავია აღბეჭდილი.

გამოსხივების ტალღის სიგრძე, ხილული სინათლის ტალღის სიგრძეზე გაცილებით დიდია. ცენტრალური ობიექტი, შემოსაზღვრული წრით, კატალოგში WISE 1828+2650-ის სახელით არის შეტანილი, ის, ჩვენიდან 40 სინათლის წლით დაშორებული ყავისფერი ჯუჯაა.

 ინფრაწითელი დიაპაზონის ორბიტული ტელესკოპი WISE(NASA).

 რამდენად ცივია ჯუჯა WISE 1828+2650? ჩვეულებრივი ჯუჯების საშუალო ტემპერატურა 1400 გრადუსია ცელსიუსით. ეს ჯუჯა კი სპეციალურ სპექტრულ კლასს – Y-ს მიაკუთვნეს: მისი ზედაპირის ტემპერატურა კარგად გამთბარი ოთხისას უტოლდება – 27 გრადუსი ცელსიუსით(კიდევ ერთი ყავისფერი ჯუჯა მზესთან ახლოსვარსკვლავი)

Show Comments Hide Comments

კომენტარის დატოვება

თქვენი ელფოსტის მისამართი გამოქვეყნებული არ იყო. აუცილებელი ველები მონიშნულია *