Судьба звезды определяется ее массой, от которой зависит также и то, станет ли сконденсировавшийся из межзвездной материи комок вещества звездой. Для этого необходимо, чтобы в его недрах начались термоядерные реакции. Чем выше начальная масса газового шара, тем больше будет плотность и температура в его центре. Соответственно, есть некоторая критическая масса, при достижении которой происходит синтез элементов. Водород начинает превращаться в гелий. Если масса меньше критической, то придется, увы, забыть о звездной карьере. Объекты с массой ниже критической и являются бурыми карликами.
Термин brown dwarfs – коричневый карлик – ввела в 1975 году в своей диссертации Джилл Тартер (Jill Tarter). Сейчас Джилл работает в известном институте по поиску внеземных цивилизаций (SETI Institute). Поначалу такой термин вызывал возражения, но потом прижился. На русский язык его обычно переводят не дословно, а как «бурые карлики».
Интересно, что у бурых и белых карликов, несмотря на разные судьбы, есть важная общая черта. Вещество и в тех и в других находится в виде так называемого газа вырожденных электронов. В таком состоянии электроны находятся настолько близко друг к другу, что становятся важны квантовые законы. По той же причине, из-за которой электроны в атоме вынуждены занимать разные орбитали, в бурых и белых карликах возникает давление вырожденного газа, которое и ограничивает дальнейшее сжатие протозвезды и рост ее температуры. Впервые это предположил американский астрофизик Кумар в 1963 году, поэтому предельная масса, отличающая «активные» звезды от потухших и неродившихся звезд, иногда называется пределом Кумара. Он равен примерно 0,07-0,08 солнечной массы (точное значение зависит от химического состава).
Существование бурых карликов было предсказано более 40 лет назад. Однако в 60-е, 70-е и 80-е годы эти объекты «жили» только на бумаге. Первый был открыт только в 1995 году. Сейчас во многом благодаря наблюдениям на космическом телескопе «Хаббл» известно уже множество источников этого типа. Известны двойные бурые карлики, бурые карлики с планетами и другие. Бурых карликов достаточно много, поэтому они должны быть и в самой ближайшей солнечной окрестности. Однако, поскольку это слабые объекты, увидеть их нелегко – особенно если они одиноки.
В январе 2006 года появилась статья Биллера (B.A. Biller) и его коллег, в которой рассказывается об открытии близкого бурого карлика. У слабой красной звездочки SCR 1845-6357, находящейся от нас на расстоянии всего около 13 световых лет, обнаружен спутник. Вот он-то и является бурым карликом. Нет больших сомнений в том, что должны быть и более близкие объекты этого типа, но их поиск опять же дело будущего.
Возможно, примерно так выглядит вблизи бурый карлик OTS44, окруженный протопланетным диском
Рождение бурых карликовВ образовании звезд и звездоподобных объектов есть еще немало загадок. По всей видимости, механизм образования бурых карликов такой же, как и для маломассивных звезд. Однако полной ясности нет. Астрофизики рассматривают несколько возможностей. Опишем три из них: механизм, связанный с турбулентностью в межзвездной среде, возникновение бурых карликов в околозвездных дисках из-за неустойчивостей и, наконец, выброс бурых карликов из мест их формирования до того, как они успели набрать большую массу.
В первом случае нужно, чтобы турбулентные движения, приводящие к фрагментации протозвездных облаков, создавали не только дозвездные ядра больших масс, но и такие, из которых могут образовываться бурые карлики. Численные расчеты показывают, что это вполне возможно, но физика такого процесса очень сложна. Пока компьютерные модели учитывают не все процессы, важные для решения данной задачи. Нужно строить более проработанные сценарии турбулентной фрагментации и роста звезд из получившихся ядер.
Второй механизм подразумевает, что бурые карлики образуются как побочный продукт формирования более массивных звезд. Из протозвездного ядра выделяется центральная конденсация (из нее потом образуется звезда), окруженная массивным диском. Если в этом диске возникнут неустойчивости, то он может распасться на несколько фрагментов, из которых потом и сформируются бурые карлики. Так могут появляться карлики, вращающиеся вокруг нормальных звезд.
Наконец, в ходе сжатия протозвездного ядра оно может разделиться на несколько кусков. Из-за динамического взаимодействия друг с другом какие-то (вероятно, более легкие) фрагменты могут быть выкинуты из системы. Если это произошло до того, как масса выброшенного объекта достигла предела Кумара, то образуется бурый карлик.