Цифровой журнал «Компьютерра» № 148 полностью

Опубликовано 19 ноября 2012 года

В ноябре 2012 года в интернете появилась новость об открытии одиночной планеты в окрестностях Солнечной системы. В оригинальной статье обнаруженный объект назван «свободно плавающей планетой» (free-floating planet). В пресс-релизе для пущего драматизма применили красочный термин «rogue planet». И фантазия переводчиков развернулась вовсю. Бездомная планета, беглая планета, планета-бомж, планета-странник, планета-бродяга, планета-призрак. Кто-то пугает тем, что «таинственная планета-изгой» не просто близка к Солнечной системе, но приблизилась к ней, кому-то опять мерещится Нибиру... Осенью, да ещё всего за месяц до конца света, сто́ит, наверное, немного детальнее разобраться, что именно наблюдали Филип Делорм (Институт планетологии и астрофизики в Гренобле, Франция) и его коллеги. Есть ли вообще какие-то основания считать этот объект именно планетой, а не маломассивным реликтом процесса звёздообразования?

В 1955 году Эдвин Солпитер попытался дать ответ на вопрос, каких звёзд — массивных или маломассивных — рождается больше. Он первым вывел начальную функцию масс (НФМ) — распределение формирующихся звёзд по массам — в виде степенного закона dN(M) ~ M^-2.35. После работы Солпитера появилось множество других форм записи НФМ, но ни одна из них не может сравниться с солпитеровской по распространённости. В конце 1990-х, начиная заниматься эволюцией галактик, мы спросили у одного из специалистов по НФМ, каким именно её вариантом нужно воспользоваться, чтобы быть в тренде. «Не умничайте, — ответил он, — берите Солпитера. Выше одной массы Солнца он работает, а что происходит с НФМ при меньших массах, всё равно никто не знает».

Причины понятны. Во-первых, мы лишь в особенных ситуациях можем определить массу звезды. В подавляющем большинстве случаев измеряется её светимость (и то лишь при условии, что известно расстояние), которая затем каким-то образом пересчитывается в массу. Во-вторых, чтобы построить распределение звёзд по массам, их недостаточно пронаблюдать; их нужно пересчитать. С уменьшением массы светимость резко падает, поэтому и пересчитать, и даже просто увидеть маломассивные звёзды весьма непросто.

До поры до времени НФМ Солпитера действительно казалась вполне адекватным отражением реальности, точнее, отражением какого-то механизма, управляющего дроблением родительского газопылевого облака на протозвёздные сгустки различных масс. Однако по мере совершенствования наблюдательной техники выяснилось, что в области малых масс НФМ становится иной. Но какой? В частности, существует ли предельно малая масса протозвёздных сгустков?

Теория подсказывает, что термоядерные реакции не загораются в протозвёздном сгустке, если его масса меньше 0,08 массы Солнца (80 масс Юпитера) — так называемого предела Кумара. Однако она не запрещает таким сгусткам образовываться. Из них просто получаются не звёзды, а субзвёздные объекты или коричневые карлики. Таким образом, для построения НФМ необходимо ответить на вопрос, какова минимальная масса фрагмента молекулярного облака, способного сжаться в индивидуальный объект — уже не звезду, а коричневый карлик.

Теория звёздообразования здесь пока пасует, поэтому приходится полагаться на наблюдения. Но с наблюдениями коричневых карликов даже в солнечной окрестности всё сложнее, чем с маломассивными звёздами. Мало того, что карлики тусклы. Будучи лишёнными внутреннего источника энергии, они светятся лишь за счёт тепла, накопленного при начальном сжатии, и потому их излучение, и без того убогое, быстро угасает с возрастом. В результате сам по себе поиск коричневых карликов является нелёгкой задачей, не говоря уже об определении их минимальной массы и тем более об оценке численности.

Ещё одна сложность состоит в том, чтобы уверенно классифицировать найденный объект как коричневый карлик. Низкая яркость далеко не всегда позволяет получить качественный спектр. Чтобы оценить массу без спектра, по полной светимости, нужно знать не только расстояние, но и возраст, чтобы не спутать молодой маломассивный карлик со старым массивным. Поэтому для уверенной идентификации субзвёздного объекта необходима привязка к какой-то звёздной группировке, для которой возраст и расстояние определены независимо.