メシエ 32 または M32 は、楕円形の矮銀河の一種です。 アンドロメダ座に位置します。 M32の見かけの等級は8.1秒です 角サイズ– 8 x 6 分弧。 この銀河は私たちの惑星から 290 万光年離れています。 Equinox 2000 によると、次の座標が導出されます: 赤経 0 時間 42.8 分。 赤緯+40°52分。 このおかげで、秋の間ずっと銀河を見ることができます。
メシエ 32 は、提供された画像で見ることができるアンドロメダ マグナの衛星の 2 つの楕円銀河を指します。 物体 M31 の下端に沿って銀河 M32 が最も近い銀河であるのに対し、物体 M110 は右上端に沿って最も遠い銀河です。 M31 は、明るい銀河で表される大きなアンドロメダ銀河です。 天体、肉眼での観察には許容されます。 メシエ 31、メシエ 32、メシエ 110 は局所銀河群に属します。 さんかく銀河や天の川も含まれます。
提供された画像は、M31、M32、M110 の 3 つの天体すべての非圧縮写真を示しています。 すべての写真はタカハシ E-180 アストログラフを使用して撮影されました。 近くには、メシエ 32 銀河の中心の 3 倍の拡大画像があります。
この天体はメシエのカタログに掲載されていたが、1749年にフランスの科学者ル・ジャンティによって発見された。 2010 年の先進的な研究者のデータに基づいて、この銀河のおおよそのデータを計算することが可能です。 地球からメシエ 32 までの距離は 257 万光年、おおよその質量は 3 億太陽質量の間で変化し、その直径は 6,500 光年に達します。
観察
M32 は小さな銀河ですが、明るい楕円形をしています。 アマチュアがアンドロメダ星雲を見ると、この特定の天体は奇妙に見えるでしょう。 最も普通の望遠鏡でも、銀河の拡散性質の特徴を明らかにすることができます。 それは、M31 銀河の中心から 0.5 度南に位置しています。 中程度の望遠鏡で M32 を見ると、星型の核と、徐々に明るさが減少するコンパクトな楕円形のハローが見えます。
メシエ カタログからの近くの天体
M32 銀河の最初の隣人は、その物理的な衛星であるアンドロメダ星雲です。 これは渦巻状の超巨大銀河です。 2 番目に隣接する銀河は楕円形の M110 で、3 番目はメシエ 32 の反対側にある衛星 M31 です。
矮星銀河のおかげで球状星団G156が見えます。 これはオブジェクト M31 に属します。 最高のツール観察には口径400mmの望遠鏡を使用します。
カタログにおけるメシエ 32 の説明
1764年8月
アンドロメダのベルトの下に数分間、小さな星のない星雲があります。 ベルトに比べて、この小さな星雲は光が暗いです。 1749 年 10 月 29 日にル・ジャンティによって発見され、1757 年にメシエによって観察されました。
メシエ 32 の写真の技術的詳細
オブジェクト: M32
その他の指定: NGC221
オブジェクトの種類:矮小楕円銀河
位置：ビフロスト天文台
マウント：アストロフィジックス 1200GTO
望遠鏡：双曲天文学者タカハシイプシロン 180
カメラ: Canon EOS 550D (Rebel T2i) (Baader UV/IR フィルター)
暴露： 8×300秒、f/2.8、ISO 800
元の写真のサイズ: 3454 × 5179 ピクセル (17.9 MP); 11.5インチ x 17.3インチ @ 300 dpi
科学者の研究は、このタイプの星が実際に私たちの銀河系でどれほど一般的であるか、そしてどのようにして起こるかを示しています。 積極的な参加彼らは新しい星の形成に参加します。
数字はそれを示しています 2 -3 少なくとも他のクラスのスターが占める 1 褐色矮星。
このタイプ宇宙オブジェクトは他のものより明らかに際立っています。
彼らは大きすぎて暑いです（ 15 -80 木星よりも何倍も重い）そのため、それらは惑星として分類できますが、同時に本格的な星になるには小さすぎるため、核内で安定した水素融合を維持するのに十分な質量がありません。
しかし、褐色矮星は最初は通常の星と同じように形成されるため、失敗した星と呼ばれることがあります。
でより多くの 2013 この年、天文学者たちは褐色矮星が私たちの銀河系にかなり一般的に存在するのではないかと疑い始め、この領域における褐色矮星のおおよその数を計算しました。 70 十億
しかし、全国天文学会議で新しいデータが発表されました。 M最近ハル英国大学で開催された会議では、約 100 十億
天の川全体が、大まかな推定によれば、最大で以下のものを含むことができると考えると、 400 何十億もの星がある一方で、褐色矮星の数は印象的であると同時に残念でもあります。
結果を明確にするために、天文学者たちは半径 1000 メートル以内にある 1,000 個以上の褐色矮星の研究を実施しました。 1500 光年。 このクラスの星は非常に暗いため、長距離から観察することは不可能ではないにしても、非常に困難であるように思われます。
私たちが知っている褐色矮星のほとんどは、星団として知られる新しい星が形成されている領域で発見されました。
これらのクラスターの 1 つがオブジェクト NG です C133 、通常の星とほぼ同じ数の褐色矮星が含まれています。
セント・アンドルーズ大学のアレックス・ショルツ氏と、リスボン大学の同僚のコラルカ・ムジッチ氏にとって、これは非常に奇妙に思えた。 星団内で褐色矮星の誕生頻度をより詳しく知るには さまざまな密度研究者らは、より密度の高い星団 R の中で、より遠くにある矮星を探すことにしました。 C W 38 .
およそ離れた場所にあるクラスターを表示できるようにするため 5000 光年先、天文学者は NA カメラを使用していました Cヨーロッパ南天天文台の超大型望遠鏡に補償光学装置を搭載した O。
以前の観測と同様に、今回も科学者らは、この星団内の褐色矮星の数が地球のほぼ半分であることを発見しました。 総数このことは、褐色矮星の出生率が星団の構成にまったく依存していないことを示唆しています。
「...私たちは発見しました 大きな数これらの星団内の褐色矮星。 星団の種類に関係なく、このクラスの星は非常に頻繁に見つかることがわかりました。 そして、褐色矮星は他の星と一緒にクラスターを形成するため、私たちの銀河系には本当にたくさんの褐色矮星が存在すると結論付けることができます...」
- ショルツ氏はこうコメントする。
の数字である可能性があります 100 十億 ただし、さらに多くのものが存在する可能性があります。
褐色矮星は非常に暗い恒星であるため、さらに暗い代表的なものは天文学者の視野に入らない可能性があることを思い出してください。
この記事の執筆時点では、ショルツ氏の最新の研究結果は外部の科学者による批判的なレビューを待っていたが、ギズモードでのこれらの観察に対する最初のコメントは、この研究には関与していないセント・ミゲル大学の天文学者ジョン・オミラ氏によって提供された。しかし、そこに反映されている数字は真実である可能性があると信じています。
「...彼らはその番号に行きます 100 これについては多くの仮定を置いています。 しかし実際には、星団内の褐色矮星の数に関する結論は、星団内の星の質量の分布を記述する、いわゆる初期質量関数に基づいています。 この関数を理解し、銀河が星を形成する頻度がわかれば、特定の種類の星の数を計算できます。 したがって、いくつかの仮定を省略すると、次の図は次のようになります。 100 数十億は本当に現実のようです...」
- オミラはコメントしました。
そして研究者らは、2つの異なる星団（星が密に分布している星団と星がそれほど密度が分布していない星団）の褐色矮星の数を比較することで、星が出現する環境が必ずしも星が発生する頻度を制御する重要な要素ではないことを示した。恒星の天体の種類。
「褐色矮星の形成は、一般的な星形成の普遍的かつ不可欠な部分です。」とオミラは言います。
惑星居住可能性研究所のアベル・メンデス教授 L aboratory)、同じく議論中の研究には参加していない別の天文学者は、次のように述べています。 新しい仕事特に私たちの銀河系には、大きな恒星体よりもはるかにコンパクトな恒星体が存在するという事実を考慮すると、これは確かに理にかなっているかもしれません。
「...例えば、小さな赤色矮星は、他のすべての種類の星よりもはるかに一般的です。 したがって、新しい数値は下限値である可能性が高いと思います...」
メンデスは言います。
もちろんありますが、 裏側褐色矮星のような繁殖力。 たくさんの星が欠けると、居住可能性の低下も意味します。
メンデス氏は、褐色矮星はハビタブルゾーンと呼ばれる環境を維持できるほど安定していないという。 さらに、すべての天文学者がこの用語自体を好むわけではありません 「失敗した星」.
「...個人的には、褐色矮星を「失敗した星」とは呼びたくないのです。なぜなら、私の意見では、それらは単に星の称号に値しないからです...」
— アメリカ自然史博物館の天体物理学者ジャクリーン・ファハティ氏はこうコメントする。
「...私はそれらを「生い茂った惑星」、または単に「超惑星」と呼びたいと思います。なぜなら、その質量の観点から見ると、それらは星よりもこれらの天体にまだ近いからです...」
-科学者は言います。
ロシア科学アカデミー特別天体物理天文台のイーゴリ・カラチェンツェフを含む国際天文学者チームは、矮小銀河 KDG215 を研究し、その中の星の大部分が過去 10 億年かけて形成されたのに対し、ほとんどの既知の銀河では星形成のピークは数百億年前に起こりました。 KDG215 はその構成において最も「若い」銀河の 1 つであり、その進化の過程が珍しいものではないことを示しています。 対応する記事が出版用に送信されます。 天体物理学ジャーナルレターその間、作品のテキストはコーネル大学のプレプリントサーバーで見つけることができます。
銀河がどのようにして急速に始まり始めるのかについての詳細 大量の星の形はまだ完全には明らかではありません。 状況は、銀河が最も集中的に新しい星を「誕生」させたのは100億年前であり、現在ではこのプロセスがはるかに遅くなっているという事実によって複雑になっています。 この状況は、地球の観測者から遠く離れており、しばしば非常に暗い矮銀河にとっては特に困難である。
天文学者らは、4.83メガパーセク（約1570万光年）離れた矮小銀河KDG215を研究した。 一方で、この星は比較的近いため観察に便利であり、他方では、科学者が研究する際に珍しい結果を期待できる非常に珍しい特徴を多数備えています。 KDG215 は非常に暗いです。この距離では最も暗い銀河の 1 つであり、現在の新しい星の形成率はゼロです。
研究者たちは、ハッブル宇宙望遠鏡からの画像のアーカイブに目を向けることによって、この銀河における星形成の進化を追跡しようとしました。 これを行うために、彼らは銀河の発光スペクトルを分析し、その中の主な星の集団の年齢を調べました。 その平均値は非常に低いことが判明しました。計算によると、約10億年前、銀河での星の形成が急激に急増しました。 最も控えめな推定によると、わずか 12 億 5 千万年前には、KDG215 のすべての星のうち 30 パーセントがまだ存在していませんでしたが、同時に残りの既知の銀河にある星の少なくとも 90 パーセントはすでに存在していました。 さらに、それほど保守的ではない推定では、12 億 5 千万年前には、KDG215 銀河のすべての星の 66% は存在していなかったということです。 このため、恒星の集団の平均年齢という点で非常に若いことになります。著者らは他のいくつかの矮小銀河との類似点を描いていますが、すべての星の少なくとも半分はすでに 40 ～ 70 億年前に形成されており、そうではありません。 KDG215 の場合と同様に、過去 10 億年間はまったくありませんでした。
研究者らは、KDG215 の近隣銀河を 6 メガパーセク立方体 (約 2,000 万光年離れたところ) で観察し、ほんの数十億年前に KDG215 が黒目銀河 (M64) のすぐ近くを通過した可能性があることを発見しました。
これはかなり珍しい天体で、合体した 2 つの銀河で構成されており、その周縁部は一方向に回転し、銀河の中心にはガスと塵の円盤がもう一方の方向に回転しています。 研究者らが指摘しているように、M64 からのガスとの衝突は、KDG215 内の水素雲の密度の急激な増加につながり、それに応じて星形成の爆発が起こる可能性がある。 この天体をさらに研究すると、銀河内で新しい星の質量が形成される過程の詳細が明らかになる可能性があります。
比較的明るくて巨大な発光体は肉眼で非常に簡単に見ることができますが、銀河系にはさらに多くの矮星があり、それらはたとえ銀河の近くにあったとしても、強力な望遠鏡を通してのみ見ることができます。 太陽系。 その中には、そこそこ長命の赤色矮星のほか、完全な恒星の地位に達しなかった褐色矮星や、引退して徐々に黒色矮星に変化していく白色矮星も含まれています。
星の運命は完全にそのサイズ、より正確にはその質量に依存します。 星の質量をよりよく想像するために、次の例を挙げることができます。 333,000 を 1 つのスケールに置くと 地球儀、そしてもう一方 - 太陽、その後、それらは互いにバランスをとります。 星の世界では、私たちの太陽は平均的です。 質量は最大の星よりも 100 分の 1 小さく、最も軽い恒星よりは 20 分の 1 大きいです。 その範囲は狭いように思えます。クジラ (15 トン) から猫 (4 キログラム) までとほぼ同じです。 しかし、星は哺乳類ではありません。 物理的特性質量に大きく依存します。 温度を比較してみてください。クジラとネコの温度はほぼ同じですが、星の場合は 10 倍も異なります。矮星の 2000 ケルビンから大質量星の 50,000 ケルビンまでです。 さらに強力です - 放射線のパワーは何十億倍も異なります。 そのため、私たちは空にある遠くの巨星にはすぐに気づきますが、矮星は太陽の近くにいても見えません。
しかし、注意深く計算を行ったところ、銀河系における巨人や小人の蔓延は、地球上のクジラやネコの状況と非常に似ていることが判明した。 生物圏には法則があります。生物が小さいほど、自然界にはその個体数が多くなります。 これは星にも当てはまりますが、この例えを説明するのはそれほど簡単ではありません。 生きている自然界では、大きなものが小さなものを食べるという食物連鎖が機能しています。 もし森にノウサギよりキツネの方が多かったら、キツネは何を食べるでしょうか? ただし、星は通常、互いに食べ合うことはありません。 では、なぜ巨星の数が矮星よりも少ないのでしょうか？ 天文学者はすでにこの質問に対する答えの半分を知っています。 実際のところ、大質量星の寿命は矮星の寿命よりも数千ラド短いということです。 重力崩壊から自分の体を守るために、重量級スターは体を最高の温度まで加熱する必要があります。 高温- 中心では数億度。 熱核反応はその中で非常に激しく起こり、それが巨大な放射線出力と「燃料」の急速な燃焼につながります。 巨大な星は数百万年ですべてのエネルギーを浪費するが、倹約的な矮星はゆっくりとくすぶりながら、熱核時代を数百億年以上も引き伸ばす。 つまり、銀河の年齢はわずか約 130 億年であるため、矮星がいつ生まれたかは関係なく、まだ生きています。しかし、1,000 万年以上前に誕生した巨大な星はずっと前に死んでいます。
しかし、これはなぜ宇宙に巨人がそれほど珍しいのかという疑問に対する答えの半分にすぎません。 そして残りの半分は、大質量星の誕生頻度が矮星に比べてはるかに低いということです。 私たちの太陽のような生まれたばかりの星が 100 個あるごとに、太陽の 10 倍の質量を持つ星は 1 つだけ現れます。 天体物理学者は、この「生態学的パターン」の理由をまだ解明していません。
最近まで、天体の分類には大きな隔たりがありました 大きな穴: 既知の最小の星は太陽の 10 倍軽かったが、最も重い惑星である木星は 1000 倍軽かった。 自然界には、太陽の1/1000から1/10の質量を持つ星や惑星ではなく、中間の物体は存在するのでしょうか？ この「失われたリンク」はどのようなものであるべきでしょうか? 検出できるのでしょうか？ これらの疑問は天文学者たちを長い間悩ませてきたが、その答えが明らかになり始めたのは、太陽系外の惑星を探索するプログラムが最初の成果を上げた1990年代半ばになってからである。 いくつかの太陽に似た恒星の周りを周回する巨大惑星が発見されており、それらはすべて木星よりも重い。 恒星と惑星の間の質量差は縮小し始めました。 しかし、絆は可能でしょうか?恒星と惑星の境界線はどこに引けばよいのでしょうか?
最近まで、これは非常に単純なことのように思えました。星はそれ自身の光で輝き、惑星は反射光で輝きます。 したがって、惑星のカテゴリーには、その深さでその存在全体を通じて熱核融合反応が起こらなかった天体も含まれます。 進化のある段階で、その力がその明るさに匹敵する場合（つまり、熱核反応が主なエネルギー源として機能する場合）、そのような天体は星と呼ばれるに値します。 しかし、熱核反応が起こるものの、主なエネルギー源としては決して機能しない中間物体が存在する可能性があることが判明した。 これらは 1996 年に発見されましたが、そのずっと前から褐色矮星と呼ばれていました。 これらの奇妙な物体の発見に先立って、驚くべき理論的予測から始まった 30 年間にわたる探索が行われました。
1963 年、インド出身の若いアメリカ人の天体物理学者シブ クマールは、最も質量の小さい星のモデルを計算し、宇宙体の質量が太陽の 7.5% を超えると、その核の温度は数百万度に達し、熱核温度に達することを発見しました。水素をヘリウムに変換する反応がそこから始まります。 質量が小さい場合、中心の温度がヘリウム核融合反応が起こるのに必要な値に達する前に圧縮が停止します。 それ以来、この臨界質量値は「水素発火限界」またはクマラ限界と呼ばれるようになりました。 星がこの限界に近づくほど、その中で起こる核反応は遅くなります。 たとえば、太陽の 8% の質量を持つ星は、現在の宇宙年齢の 400 倍である約 6 兆年間「くすぶり」ます。 つまり、どの時代にそのようなスターが生まれたとしても、彼らはまだ初期段階にあります。
しかし、それほど質量のない天体の生涯には、それらが通常の星に似ているときの短いエピソードがあります。 それは太陽の質量の1%から7%、つまり木星の13から75質量の天体について。 形成期間中、重力の影響で圧縮されて加熱され、赤外線でわずかに赤く光り始めます。 可視光。 表面温度は 2500 ケルビンまで上昇し、深さでは 100 万ケルビンを超えます。 これは、ヘリウムの熱核融合反応が始まるのに十分ですが、通常の水素からではなく、非常にまれな重い同位体である重水素、そして普通のヘリウムではなく軽い同位体ヘリウム-3から始まります。 宇宙物質には重水素がほとんど含まれていないため、大きなエネルギー出力が得られずに、すべてがすぐに燃えてしまいます。 これは、冷却する火の中に紙を投げ込むのと同じです。すぐに燃えますが、熱は発生しません。 「死産」した星はそれ以上加熱することができず、縮退ガスの内圧の影響で圧縮が停止します。 熱源を奪われ、通常の惑星と同様に、その後は寒くなるだけです。 したがって、これらの失敗したスターは、彼らが暖かいうちに、短い青春の間にのみ気づくことができます。 それらは、熱核燃焼の定常状態に到達する運命にあるわけではありません。
「死産」星の発見
物理学者は、保存法で禁止されていないものは許可されると確信しています。 天文学者はこれに付け加えます。 自然は私たちの想像を超えて豊かです。 もしシブ・クマールが褐色矮星を思いつくことができたなら、自然は褐色矮星を作り出すのに何の困難もなかったように思われるでしょう。 これらの薄暗い著名人の捜索は無駄に30年間も続いた。 ますます多くの研究者が研究に参加しました。 理論家のクマールでさえ、紙の上で発見した天体を見つけられることを期待して望遠鏡にしがみついていました。 彼の考えは単純だった。単一の褐色矮星を検出することは非常に難しい。なぜなら、その放射を検出するだけでなく、それが（恒星の標準から見て）冷たい大気を持つ遠くの巨星ではなく、さらには銀河でもないことを証明する必要があるからである。宇宙の果てで塵に囲まれている。 天文学で最も難しいのは、物体までの距離を測定することです。 したがって、距離がすでにわかっている通常の星の近くで矮星を探す必要があります。 しかし、明るい星は望遠鏡を盲目にし、薄暗い矮星を見ることはできません。 したがって、他のドワーフの近くでそれらを探す必要があります。 たとえば、赤い星（非常に低質量の星）や白い星の場合は、通常の星の残骸を冷却します。 1980年代、クマールや他の天文学者による検索では結果は得られませんでした。 褐色矮星の発見は何度か報告されていますが、そのたびに詳細な研究により、これらが小さな星であることが判明しています。 しかし、検索のアイデアは正しく、10 年後にはうまくいきました。
1990 年代、天文学者は新しい高感度の放射線検出器、つまり CCD マトリックスと補償光学を備えた直径最大 10 メートルの大型望遠鏡を備えていました。これにより、大気によってもたらされた歪みが補正され、地表からほぼ同じくらい鮮明な画像を受信できるようになります。宇宙から。 これはすぐに実を結び、文字通り褐色矮星に隣接する、非常に暗い赤色矮星が発見されました。
そして最初の褐色矮星は、カナリア諸島の天体物理学研究所のラファエル・レボロ率いる天文学者グループによって1995年に発見された。 ラ・パルマ島の望遠鏡を使用して、彼らはプレアデス星団の中に天体を発見し、テネリフェ島のピコ・デ・テイデ火山から名前を借りてテイデ・プレアデス1と名付けた。 確かに、この天体の性質についてはいくつかの疑問が残り、スペインの天文学者らがそれが確かに褐色矮星であることを証明していた一方で、同じ年にアメリカの天文学者らが発見を発表した。 カリフォルニア工科大学の中島正氏率いるチームは、パロマー天文台の望遠鏡を使用して、地球から19光年の距離にある、うさぎ座の隣にある非常に小さくて冷たい星グリーゼ229を発見した。低温衛星グリーゼ229B。 その表面温度はわずか1000Kで、放射力は太陽の16万分の1です。
グリーゼ 229B が非恒星であることは、1997 年にいわゆるリチウム試験によって最終的に確認されました。 通常の星では、宇宙誕生から保存されていた少量のリチウムが熱核反応ですぐに燃え尽きます。 しかし、褐色矮星はこれに耐えるほど高温ではありません。 グリーゼ 229B の大気中でリチウムが発見されたとき、それは最初の「明確な」褐色矮星となりました。 大きさは木星とほぼ同じで、質量は太陽の3～6％と推定されています。 それは、より巨大な仲間のグリーゼ 229A を半径約 40 天文単位の軌道 (太陽の周りの冥王星のようなもの) で周回します。
最大の望遠鏡でさえ「失敗した星」の探索には適していないことがすぐに明らかになりました。 最初の単一の褐色矮星は、空の系統的な調査中に通常の望遠鏡を使用して発見されました。 たとえば、うみへび座の天体 Kelu-1 は、1987 年にチリのヨーロッパ南天天文台で始まった、太陽の近くの矮星を探す長期プログラムの一環として発見されました。 チリ大学の天文学者マリア・テレサ・ルイスは、1 メートルのシュミット望遠鏡を使用して、長年にわたって定期的に空の特定の領域を撮影し、数年ごとに撮影した画像を比較してきました。 彼女は何十万もの暗い星の中から、他の星と比べて著しく位置がずれている星を探します。これは近くに輝く星があることを示す紛れもない兆候です。 このようにして、マリア・ルイスはすでに数十の白色矮星を発見しており、1997年についに茶色の矮星を発見しました。 その種類は、リチウムとメタンの線を含むスペクトルによって決定されました。 マリア・ルイスはそれをケル-1と名付けました。かつてチリ中央部に住んでいたマプチェ族の言葉で、「ケル」は赤を意味します。 太陽から約 30 光年離れたところにあり、星とは関係がありません。
1995年から1997年にかけて行われたこれらすべての発見は、星と惑星の間に位置する新しい種類の天体の原型となった。 天文学ではよくあることですが、最初の発見の直後に新しい発見が続きました。 で ここ数年ルーチン中に多くの小人が発見されました 赤外線のレビュー sky 2MASSとDENIS。
スターダスト
発見後すぐに、褐色矮星は天文学者に数十年前に確立された星のスペクトル分類の調整を強いることになりました。 星の光学スペクトルはその顔、あるいはむしろそのパスポートです。 スペクトル内の線の位置と強度は、主に表面温度だけでなく、他のパラメータ、特に化学組成、大気中のガス密度、張力を示します。 磁場約 100 年前、天文学者は星のスペクトルの分類を開発し、各クラスをラテン語のアルファベットで指定しました。 彼らの順序は何度も修正され、文字の並べ替え、削除、追加が行われ、一般に受け入れられた計画が出現し、何十年にもわたって天文学者に完璧に役立ちました。 従来の形式では、スペクトル クラスのシーケンスは次のようになります: O-B-A-F-G-K-M。 クラス O からクラス M までの星の表面温度は、100,000 度から 2000 度に低下します。英国の天文学の学生は、文字の順序を覚えるための記憶規則さえ考え出しました。 素敵な女の子になって、キスして！ そして世紀の変わり目に、この古典的なシリーズは一度に 2 文字分長くする必要がありました。 塵は、極低温の星や亜星のスペクトルの形成に非常に重要な役割を果たしていることが判明しました。
ほとんどの星の表面では、高温のため分子が存在できません。 しかし、最も冷たい M クラス星 (温度が 3000 K 未満) のスペクトルには、チタン酸化物とバナジウム酸化物 (TiO、VO) の強い吸収バンドが示されています。 当然のことながら、これらの分子線は、さらに低温の褐色矮星ではさらに強くなると予想されました。 同じ 1997 年に、白色矮星 GD 165 の近くで、表面温度 1900 K、太陽の光度 0.01% の褐色伴星 GD 165B が発見されました。 この星は、他のクールな星とは異なり、TiO と VO の吸収帯を持たないという事実に研究者を驚かせ、そのため「奇妙な星」と呼ばれていました。 温度が 2000 K 未満の他の褐色矮星のスペクトルも同様であることが判明しました。計算の結果、大気中の TiO 分子と VO 分子は凝集して固体粒子 (塵粒子) になり、典型的なもののようにスペクトルには現れなくなりました。気体分子。
この特徴を考慮するために、カリフォルニア工科大学のデイビー・カークパトリックは、翌年、従来のスペクトル分類を拡張し、表面温度が 1500 ～ 2000 K の低質量赤外線星に対してクラス L を追加することを提案しました。ほとんどの L クラス天体は、ただし、非常に古い低質量星も 2000 K 未満に冷えることがあります。
L-矮星の研究を続ける天文学者は、さらに珍しい天体を発見しました。 それらのスペクトルには、水、メタン、水素分子の強い吸収帯が見られるため、「メタン矮星」と呼ばれています。 この級の原型は、最初に発見された褐色矮星、グリーゼ 229B であると考えられています。 2000 年に、アリゾナ大学の James Liebert と同僚は、 独立したグループ温度が 1500 ～ 1000 K、さらにはそれよりわずかに低い T 型矮星。
褐色矮星は天文学者に多くの課題をもたらしますが、 興味深い質問。 星の大気が寒ければ寒いほど、観測者にとっても理論家にとっても研究が難しくなります。 塵の存在により、この作業はさらに困難になります。固体粒子の凝縮は、遊離粒子の組成を変えるだけでなく、 化学元素大気中に存在しますが、熱交換とスペクトルの形状にも影響を与えます。 特に、予測されるダストを考慮した理論モデル 温室効果 V 上位層観測によって確認される大気。 さらに、計算によれば、凝結後、ダスト粒子は沈み始める。 大気中のさまざまなレベルで濃い塵の雲が形成される可能性があります。 褐色矮星の気象学は、巨大惑星の気象学と同様に多様である可能性があります。 しかし、木星と土星の大気を詳しく研究できれば、メタン低気圧や褐色矮星の砂嵐はスペクトルからのみ解読できるようになるでしょう。
『半血』の秘密
褐色矮星の起源と存在量に関する疑問はまだ解決されていない。 プレアデス星団のような若い星団におけるその数の最初の計算は、通常の星と比較して、褐色矮星の総質量は明らかに、銀河の隠れた質量全体がそれらに「帰属する」ほど大きくないことを示しています。 しかし、この結論はまだ検証する必要があります。 星の起源について一般に受け入れられている理論は、褐色矮星がどのように形成されるかという疑問には答えていません。 このような低質量の天体は、星周円盤の中に巨大な惑星のように形成される可能性があります。 しかし、かなりの数の単独の褐色矮星が発見されており、それらすべてが誕生後すぐに、より巨大な仲間によって失われたとは想像するのが困難です。 さらに、つい最近、褐色矮星の1つの周りの軌道上で惑星が発見されました。これは、その惑星が近隣からの強い重力の影響を受けていないことを意味します。そうでなければ、矮星は惑星を失っていたでしょう。
褐色矮星の誕生のための非常に特別な経路が、LL アンドロメダ星とEF エリダ星星という 2 つの近接連星系の研究で最近明らかになりました。 その中で、より質量の大きい伴星である白色矮星が、その重力によって、より質量の小さい伴星であるいわゆる主星から物質を引き寄せます。 計算によると、これらの星系では当初、ドナー衛星は普通の星だったが、数十億年が経つとその質量が限界値を下回り、その中での熱核反応は消滅した。 さて、外見的には、これらは典型的な褐色矮星です。
LL アンドロメダ系のドナー星の温度は約 1300 K、EF エリダニ系では約 1650 K です。その質量は木星の数十倍しかなく、スペクトルにはメタンの線が見えます。 内部構造はどの程度なのか、 化学組成「本物の」褐色矮星と同様のパラメータはまだ不明です。 したがって、物質のかなりの部分を失った通常の低質量星は、褐色矮星になる可能性があります。 自然は私たちの想像よりも創意に富んでいるという天文学者の主張は正しかったです。 「星でも惑星でもない」褐色矮星は、すでに驚きをもたらし始めています。 最近判明したように、その冷たい性質にもかかわらず、それらのいくつかはラジオやX線（！）放射線の発生源です。 それで将来的にはこれ 新しいタイプ宇宙物体は私たちに多くの興味深い発見を約束します。
退化した星
通常、星の形成中、中心の密度と温度が熱核反応を引き起こすのに必要な値に達するまで重力圧縮が続き、その後、核エネルギーの放出によりガスの圧力が上昇します。自身の重力のバランスを保っています。 大質量星は温度が高く、反応は比較的低い物質密度で始まりますが、質量が低くなるほど「発火密度」は高くなります。 たとえば、太陽の中心ではプラズマが 150 グラム/立方センチメートルに圧縮されます。
しかし、依然として数百倍の密度では、物質は温度の上昇に関係なく圧力に抵抗し始め、その結果、熱核反応でのエネルギー出力が顕著になる前に星の圧縮が停止します。 圧縮を停止する理由は、物理学者が縮退電子ガスの圧力と呼ぶ量子力学的効果です。 実際のところ、電子は 1925 年に物理学者ヴォルフガング・パウリによって確立された、いわゆる「パウリの原理」に従う粒子の一種です。 この原理は、電子などの同一の粒子が同時に同じ状態になることはできない、というものです。 原子内の電子が異なる軌道を移動するのはこのためです。 星の内部には原子はなく、高密度では原子は押しつぶされ、単一の「電子の海」が存在します。 彼にとって、パウリの原理は次のように聞こえます。近くにある電子は同じ速度を持つことはできません。
1 つの電子が静止している場合、別の電子は移動し、3 番目の電子はさらに速く移動する必要があります。物理学者は、この状態の電子ガスを縮退と呼びます。 平 小さな星すべての熱核燃料が燃焼してエネルギー源を失った後、縮退した電子ガスの圧力によってその圧縮を止めることができます。 いくら物質を冷やしても、 高密度電子の動きは止まらないということは、温度に関係なく物質の圧力が圧縮に抵抗することを意味します。密度が高くなるほど、圧力も高くなります。
太陽と同じ質量を持つ死につつある星の収縮は、地球の大きさ、つまり100倍にまで縮小し、物質の密度が水の密度の100万倍になると止まります。 このようにして白色矮星が形成されるのです。 質量が小さい恒星は、重力がそれほど強くないため、密度が低くなると収縮が止まります。 非常に小さな星が故障すると、その深部の温度が「熱核点火」の閾値に達する前に退化し、収縮が停止する可能性があります。 そんな体では本当のスターにはなれない。
