Posted by ყავისფერი ჯუჯების მასა მზის მასის 1-8%-ს უტოლდება. გრავიტაციული შეკუმშვა მათში თერმობირთვული რეაქციის დაწყებას შესაძლებელს ხდის, ”ადვილად აალებადი” ელემენტების მონაწილეობით. წყალბადის (თერმობირთვული) ”წვის” წამოსაწყებად მათი მასა საკმარისი არაა, ამიტომ სრულფასოვანი ვარსკვლავებისგან განსხვავებით, ყავისფერი ჯუჯების ნათება არც თუ ისე დიდი ხანი გრძელდება.
არ არსებობს ინსტრუმენტი, რომლითაც ვარსკვლავს მიწვდები, თუმცა, ასტრონომების განკარგულებაშია ფიზიკის კანონები, რომლებიც საშუალებას იძლევა არა მხოლოდ უკვე ცნობილი ობიექტების თვისებები აიხსნას, არამედ წინასწარ განისაზღვროს იმათიც, რომლებზე დაკვირვება ჯერ კიდევ არ მომხდარა.
შივა კუმარის წინასწარმეტყველება
ნეიტრონულ ვარსკვლავებზე, შავ ხვრელებზე, ბნელ 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 არის მოქცეული. მათი არსებობა შივა 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).
ვარსკვლავების დაბადება
ვარსკვლავები, კოსმოსური გაზის (ძირითადად მოლეკულური წყალბადი) გრავიტაციული კოლაფსით (შეკუმშვა) ჩნდება. 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 სიმკვრივისთვის უნდა მიეღწია, ვიდრე მზისმაგვარ ვარსკვლავთა წინამორბედებს.
პროტოვარსკვლავის ცენტრი ელექტრონების, პროტონების (წყალბადის ბირთვები), ალფა-ნაწილაკების (ჰელიუმის ბირთვები) და მეტი მასის ნაწილაკებისგან შემდაგრი პლაზმით არის შევსებული. წყალბადის ანთებამდე, ელექტრონებისგან ე.წ. დეგენერირებული გაზი წარმოიქმნება, 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.
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, ჩვეულებრივი 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 ყავისფერ ჯუჯებსა და პლანეტებს შორის ზღვარი 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, ელექტრონები კი დეგენერირებულ ფერმი-გაზად შეგროვდა? ამ მდგომარეობაში ელექტრონების რაოდენობა ნელა იზრდება და არა ნახტომისებურად ნულიდან 100%-მდე. თუმცა, სიმარტივისთვის ჩავთვალოთ, რომ ეს პროცესი უკვე შეჩერებულია.
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, ელექტრონული 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, ჰელიუმად მთელი წყალბადის გადაქცევის მერე ნელდება.
ყავისფერი ჯუჯებისგან განსხვავებით, ჩვეულებრივი ვარსკვლავი არა მარტო არ ცივდება, კარგავს რა სხივურ ენერგიას, 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.
ინფრაწითელი გამოსხივების ტალღის სიგრძე, ხილული სინათლის ტალღის სიგრძეზე გაცილებით დიდია და გაზებში შთანთქმის გარეშე გადის. ცენტრალური ობიექტი, შემოსაზღვრული წრით, კატალოგში WISE 1828+2650-ის სახელით არის შეტანილი, ის, ჩვენიდან 40 სინათლის წლით დაშორებული ყავისფერი ჯუჯაა.
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.
ვარსკვლავი თუ პლანეტა?
(20/09/2018) ა.შ.შ. და ბრიტანელმა მეცნიერებმა, ორი ყავისფერი ჯუჯა ვარსკვლავის პარამეტრები დაადგინეს, რომლებიც ვარსკვლავ ინდიელის იპსილონის(ε) გარშემო მოძრაობენ. აღმოჩნდა, რომ მათი მასები სუბვარსკვლავური ობიექტებისთვის დასაშვებს აჭარბებს და მათ წიაღში ტერმობირთვული რეაქცია უნდა მიმდინარეობდეს, რაც ვარსკვლავების შეასახებ თანამედროვე წარმოდგენებით ვერ აიხსნება (The Astrophysical Journal/arXiv.org).
სუბვარსკვლავებს უწოდებენ ობიექტებს, რომელთა მასა 0,08 მზის მასას არ აჭარბებს. ყავისფერი ჯუჯები, პლანეტისმაგვარი ობიექტებია, რომლებიც ხილულ სინათლეს პრაქტიკულად არ ასხივებენ, თუმცა ძლიერი ინფრაწითელი ნათებით გამოირჩევიან. მცირე ხნით, თუმცა, არსებობის გარკვეულ ეტაპზე მათ წიაღში ბირთვული სინთეზი მაინც იწყება.
სისტემა ინდიელის ε-მდე მანძილი 11,73 სინათლის წელია. ის ნარინჯისფერი ვარსკვლავისა და ორი ყავისფერი ჯუჯასგან შედგება, შეიძლება იყოს გიგანტური პლანეტაც.
ასტრონომებმა ანალიზი ჩაატარეს მონაცემებისა, რომლებიც სერო ტოლოლოს ინტერ-ამრიკული და ლასკამპანასის(ჩილე) ობსერვატორიებიდან მიიღეს. ინდიელის ε-ის b-ს მასა დაახლოებით 75 იუპიტერის მასის ტოლი აღმოჩნდა, ხოლო ინდიელის ε-ის с-ს – 70 იუპიტერისაზე ოდნავ მეტი. ეს მონაცემი იმ მინიმუმს აჭარბებს, რომელიც ვარსკვლავში თერმობირთვული რეაქცის წამოსაწყებად არის საჭირო.
სუბვარსკვლავური ობიექტების ევოლუციის რომელი მოდელი შეიძლება მიუდგეს ამ დაკვირვებებით მიღებულ მონაცემებს? ალბათ, ყავისფერი ჯუჯების ინდიელის ε-ის b და с-ს წიაღში თერმობირთვული რეაქცია არასოედეს დაწყებულა, რადგან მათი ტემპერატურა 1200 და 900 კელვინია, შესაბამისად, რაც ვარსკვლავებსა და ყავისფერ ჯუჯებს შორის არსებულ ზღვარზე გაცილებით ქვემოთაა (კიდევ ერთი ყავისფერი ჯუჯა მზესთან ახლოს; ვარსკვლავი).