Как всегда, фантаст опередил ученых. Придуманные И.А.Ефремовым маленькие тусклые красно-коричневые звезды полстолетия жили лишь на бумаге, успев за это время несколько раз изменить свое название. Впервые собственное имя микрозвездам дал знаменитый гарвардский астроном Харлоу Шепли: обсуждая в своей книге “О звездах и людях” (1958) якобы открытые у близких звезд невидимые спутники, в десятки раз превосходящие по массе Юпитер и во столько же раз уступающие Солнцу, он назвал их лилипутскими звездами. Открытие не подтвердилось, и лилипутские звезды канули в историю.

Теоретически свойства подобных звезд впервые рассмотрел астрофизик индийского происхождения Шив Кумар, работающий в университете штата Виргиния (США). В 1958 г. он заинтересовался маломассивными звездами и к 1963 г. рассчитал модели звезд-карликов, которые имеют невысокую температуру поверхности - менее 2000 К - и поэтому испускают в основном инфракрасное излучение. Спектры таких звезд должны изобиловать мощными линиями металлов (железные звезды!), а их краткая жизнь должна заканчиваться остыванием и полным исчезновением с астрономического небосвода. Кумар назвал открытые им на кончике пера объекты черными карликами, но обнаружить их долго не удавалось и новый термин успели забыть.

В середине 70-х астрономы выяснили, что помимо наблюдаемых в телескоп нормальных ярких звезд в нашей и других галактиках присутствует огромное количество невидимого вещества; подозрение пало на тусклые карликовые объекты, предсказанные Кумаром. Астроном Крис Дэвидсон из университета штата Миннесота (США) назвал эти неведомые звезды инфракрасными карликами; изобретались и другие, весьма нелепые названия, например - малиновые карлики, но самое бессмысленное предложила в 1975 г. студентка-дипломница из университета в Беркли (США) Джил Тартер - коричневые карлики; оно и прижилось. Обнаружить экзотические коричневые карлики удалось только в конце 90-х годов. Чем же они так необычны?

Маленькая свеча дольше горит В начале своей жизни каждая звезда напоминает ракету-носитель: 95% ее массы - это горючее, которое непрерывно горит в термоядерной топке звезды, пока она жива. Правда, не каждая звезда сжигает это топливо до конца. Звезды массивнее Солнца разогреты до очень высоких температур, поэтому в ходе термоядерных реакций они сначала сжигают водород, превращая его в гелий, затем гелий превращают в углерод и т.д., вплоть до железа. В звездах, похожих на Солнце и менее массивных, сжигается практически только водород, и лишь в самом конце жизни они ненадолго поджигают свое гелиевое ядро. Но именно водород служит любой звезде главным топливом; пока его запасы не истощились, звезда светит стабильно, а ее светимость и температура однозначно зависят от массы: чем звезда массивнее, тем она ярче и горячее. Именно эта зависимость проявляется в виде “главной последовательности” звезд на диаграмме “температура-светимость” (диаграмма Герцшпрунга-Рессела) и численно представлена в таблице.

Приведенные в таблице характеристики звезд установлены в результате весьма трудоемких и длительных наблюдений сравнительно небольшого числа объектов, входящих в состав затменных двойных систем (что позволяет определять массы и размеры звезд). Но поскольку все характеристики звезд связаны между собой, достаточно измерить, скажем, температуру поверхности, чтобы узнать о звезде все остальное. Благо температура определяется легко - по виду оптического спектра, по наличию или отсутствию в нем линий поглощения определенных химических элементов. Астрономы уже около ста лет используют буквенную классификацию спектров, которая в порядке уменьшения температуры имеет следующий вид:

O - B - A - F - G - K - M с разбиением каждого буквенного интервала на 10 цифровых подклассов. Так, спектральный класс Солнца - G2, Сириуса - A1, Тау Кита - G8, Эпсилон Эридана - К2, Спики (Альфа Девы) - B1. Все эти звезды “живут” на главной последовательности, поэтому, зная их спектральный класс, легко можно оценить и все остальные характеристики, пользуясь таблицей. После того как в ядре истощится водород, у звезды начинаются “старческие изменения”: сжимается ядро, распухает оболочка, звезда уходит с главной последовательности в область красных гигантов, затем теряет внешние слои и, в зависимости от исходной массы, заканчивает свою жизнь взрывом сверхновой или тихим угасанием в виде белого карлика, лишенного источника энергии и остывающего до полной невидимости.
.

Диаграмма “спектр-светимость” для звезд из окрестностей Солнца.

Вообще, собранные в таблице данные весьма любопытны, по ним можно многое узнать о жизни звезд. Например, продолжительность их жизни, которая, как легко понять, определяется запасом горючего и скоростью его сжигания. Разделив массу звезды на ее светимость, мы определим продолжительность жизни звезды по отношению к Солнцу, а солнечный век, как показывают детальные расчеты, - около 10 млрд лет. Самые массивные звезды спектральных классов O и B очень быстро сжигают свое топливо: они живут лишь несколько миллионов лет. Чем меньше масса звезды, тем она экономнее (у звезд солнечного типа светимость очень сильно зависит от массы: L ~ M⁴). Холодные красные карлики спектрального класса M живут сотни миллиардов лет. Расчеты Кумара показывают, что звезда с массой 0.08М_¤, имеющая температуру поверхности всего 2700 К, будет тлеть, пока не израсходует свой водород, около 6000 млрд лет. Это в 400 раз больше возраста Вселенной! А если у звезды масса еще меньше? Переход количества в качество Если масса объекта меньше 0.07 М_¤, то его уже нельзя называть звездой, ибо в его недрах температура никогда не поднимается до уровня, когда ядерное горение может компенсировать остывание объекта с поверхности. Значит, его нельзя охарактеризовать понятиями “главная последовательность” и “стационарное состояние”, адекватными для нормальных звезд. Похоже, что в мире небесных тел, как в известном анекдоте, нельзя быть “чуть-чуть звездой”.

Разница между маломассивной звездой (красным карликом) и чуть менее массивной “незвездой” (коричневым карликом) такая же, как между свечой, у которой поднесенная спичка зажгла фитиль, и такой же свечой-неудачницей, у которой спичка потухла, прежде чем смог загореться фитиль. Кстати, коричневые карлики иногда так и называют: звезды-неудачницы. А ведь в начале своей жизни они, казалось бы, ничем не отличаются от нормальных звезд.

Юность звезд и их мелких родственников Жизнь любой звезды, и даже звезды-неудачницы, начинается одинаково: в огромном межзвездном облаке выделяется газовое уплотнение и под действием собственной силы тяжести начинает сжиматься. В процессе ускоряющегося сжатия газ нагревается; рост температуры и плотности повышает его давление, которое в определенный момент начинает уравновешивать силу тяжести и останавливает быстрое сжатие. В этом состоянии объект светится уже весьма ярко - не столько за счет своей температуры, которая еще не очень высока, сколько за счет своего большого размера. Однако это еще не звезда. Единственным источником энергии этой протозвезды все еще служит гравитация: потеря энергии на излучение компенсируется медленным сжатием протозвезды.

Длительность протозвездного этапа зависит от массы объекта: у Солнца этот этап продолжался около 50 млн лет, у звезд впятеро массивнее Солнца он сокращается до 0.5 млн лет, а у карликов, которые впятеро легче Солнца, этап протозвезды растягивается до миллиарда лет.

В ходе сжатия увеличивается сила тяжести, на поверхности протозвезды возрастает давление, растут температура и плотность в ее центре, а светимость начинает снижаться (из-за сокращения площади поверхности). Когда температура в ядре приближается к миллиону кельвинов, там начинаются термоядерные реакции; они включаются в энергетический баланс протозвезды, частично заменяя собой гравитационный источник энергии. Первым загорается тяжелый изотоп водорода - дейтерий: захватывая протон, он превращается в легкий изотоп гелия (D + H ––> ³He). Это происходит при температуре около 1 млн К, которой достигают все протозвезды с массами более 0.013 М_¤. Но поскольку дейтерий - очень редкий изотоп (D/H = 10^–5), да и теплотворная способность указанной реакции относительно невысока, горение дейтерия приостанавливает сжатие звезды всего на несколько миллионов лет. Все же любопытно, что на это короткое время даже тело с массой всего лишь в 15 раз больше, чем у Юпитера, может почувствовать себя полноценной звездой.

Сгорел дейтерий, и сжатие продолжается. По мере роста температуры сгорает и ³He, а когда температура поднимается до 2-3 млн К, почти незаметно сгорают еще менее распространенные элементы - литий, бериллий и бор. Наконец, когда в центре газового шара температура приближается к 5 млн К, начинается реакция превращения водорода в гелий - вот и родилась полноценная звезда! Но до этого радостного этапа эволюции доходит не каждая протозвезда: наименее массивные останавливают свое сжатие, так и не достигнув температуры, требуемой для поджигания водорода. Что же, если не ядерное горение, способно остановить сжатие звезды?

Вырожденные звезды Итак, звезды проводят большую часть своей жизни в состоянии равновесия между силой тяготения и внутренним газовым давлением, которое поддерживается идущими в недрах звезды термоядерными реакциями, вырабатывающими ровно столько энергии, сколько звезда постоянно теряет в виде излучения. Когда истощается легкогорящее топливо, например водород, падает энерговыделение ядра, слегка нарушается равновесие звезды, ее центральные области немного сжимаются, в результате растут плотность и температура, отчего включаются новые цепи ядерных реакций - горят гелий и более тяжелые элементы.

Таблица. Параметры звезд главной последовательности

Масса, радиус и светимость даны в солнечных единицах: М_¤ = 2•10³⁰ кг, R_¤ = 7•10⁸ м, L_¤ = 4•10²⁶ Вт.

.

Масса, M¤	Радиус, R¤	Светимость, L¤	Температура поверхности, K	Спектральный класс
27.00	8.50	140 000.00	38 000	O 7
16.00	5.70	16 000.00	32 000	B 0
8.30	4.80	2 500.00	17 000	B 3
5.40	3.70	750.00	15 000	B 5
3.50	2.70	130.00	12 500	B 8
2.60	2.30	63.00	9 500	A 0
1.90	1.80	24.00	8 700	A 5
1.60	1.50	9.00	7 400	F0
1.35	1.20	4.00	6 400	F5
1.08	1.05	1.45	5 900	G0
1.00	1.00	1.10	5 800	G2
0.95	0.91	0.70	5 600	G5
0.83	0.83	0.36	5 100	K0
0.68	0.74	0.18	4 370	K5
0.47	0.63	0.075	3 670	M0
0.20	0.21	0.005	3 200	M4

В целом так ведут себя звезды любой массы; однако есть одно обстоятельство, которое в конце концов определяет различную судьбу звездам разной массы. Дело в том, что термоядерные реакции очень чувствительны к температуре: водород горит при Т ~ 10⁷ K, гелий - 10⁸ K, углерод - 10⁹ K. А температура звезды, пропорциональная квадрату средней тепловой скорости ее частиц v, прямо отражает напряженность ее гравитационного поля (T ~ v² ~ GM/R). Поэтому для достижения одинаковой температуры, при которой, скажем, горит водород, маломассивная звезда должна сжаться до большей плотности, чем массивная: r ~ M/R³ ~ 1/M². Это хорошо видно из приведенной выше таблицы: радиус не слишком массивных звезд практически пропорционален их массе, а значит, плотность звезды главной последовательности с ростом массы уменьшается.

Поэтому ядрам массивных звезд ничто не мешает сжиматься, а это ведет к росту гравитационной энергии и, следовательно, тепловой. Так, по мере сжатия ядра, достигаются температуры, требуемые для поджигания водорода, гелия, углерода... При этом вещество в ядре остается все еще относительно разреженным и ведет себя как идеальный газ. А вот у звезды-карлика уже при достижении относительно невысокой температуры, необходимой для горения водорода, плотность вещества настолько велика, что в игру вступают новые силы - квантовой природы. Известный принцип Паули, запрещающий двум частицам-фермионам иметь одинаковое квантовое состояние, заставляет плотно упакованные элементарные частицы одного сорта как бы отталкиваться друг от друга (это - известное в квантовой механике обменное взаимодействие). При сжатии вещества первыми начинают ощущать квантовое отталкивание легкие электроны (подчеркнем, что это не связано с их электрическими зарядами, поскольку кулоновское отталкивание скомпенсировано положительным зарядом равного количества протонов). Квантовое давление электронного газа увеличивает упругость звезды и, что самое главное, делает упругость независимой от температуры. Такое вещество физики называют вырожденным ферми-газом (или, точнее, ферми-жидкостью).

Звезда с вырожденным ядром, когда его плотность достигает определенной величины, перестает сжиматься, даже если ее температура при этом недостаточна для начала ядерного горения. Для любого тела главное - прийти в состояние равновесия, а вовсе не светить. Более того, состояние равновесия звезд на главной последовательности временное, пока не закончилось топливо, а равновесие вырожденной звезды практически вечное. Именно в таком состоянии находятся белые карлики - ядра проэволюционировавших звезд с массами, близкими к солнечной. А ядра более массивных звезд сжимаются до такой плотности, когда электроны и протоны, объединяясь, превращаются в нейтроны, и уже давление вырожденного нейтронного газа останавливает сжатие этих объектов; их называют нейтронными звездами.
.

Зависимость “масса-радиус”  для планет и остывших звезд.

Как установил Кумар, звезды с массами менее 0.07 М_¤ достигают равновесия за счет давления вырожденного электронного газа еще до того, как температура в ядре достигнет порога горения водорода. После этого сжатие тела прекращается и оно начинает остывать, так и не став полноценной звездой. Многие астрономы считают, что по этой причине было бы справедливо не только коричневые карлики, но также белые карлики и нейтронные звезды вывести из пантеона истинных звезд. Но как их в таком случае называть? Вырожденцами? Возможно, с переименованием не стоит торопиться: в астрономии и так хватает поспешных и неудачных названий. Поиски коричневых карликов Численные модели показывают, что у маломассивных звезд стабильное состояние достигается за времена: 108 лет - для температуры поверхности и 109 лет - для светимости. В отличие от них у коричневых карликов светимость и температура поверхности непрерывно снижаются. Звезды минимальной массы (М = 0.07-0.08 М_¤) имеют светимость около 5•10 ^–4L_¤. У коричневых карликов светимость может быть чуть выше в первые миллионы лет (пока происходит сжатие и сгорают в ядре легкие элементы), а затем она быстро снижается. Поэтому заметить их в телескоп можно лишь, когда они молодые, да и то только те, что находятся на небольшом расстоянии от Земли.
.

Сравнение эволюций звезды с М = 0.085 М¤ и коричневого карлика с М = 0.065 М¤.

Астрономы знают, что Солнце в основном окружено маломассивными светилами. Ближайшая к нам звезда - Проксима Кентавра, открытая в 1915 г. южноафриканским астрономом Робертом Иннесом, излучает в тысячу раз слабее Солнца и имеет массу 0.1 М_¤. Она входит в систему Альфы Кентавра - двойной звезды, главный компонент которой очень похож на Солнце. Чуть дальше них расположена Летящая звезда, открытая в 1916 г. американским астрономом Эдвардом Барнардом; она чуть-чуть массивнее Проксимы Кентавра. Третью от Солнца подобную звезду обнаружил в 1918 г. немецкий астроном Макс Вольф; звезда Wolf 359 заметно слабее Проксимы, но и она, по-видимому, является нормальной звездой главной последовательности.

Целью найти еще менее массивные звезды задался Джордж Ван-Бисбрук из Йеркской обсерватории (штат Висконсин, США). В 1940 г. он начал поиск слабых компаньонов у близких к Солнцу тусклых звезд; расстояния до этих звезд уже были измерены, поэтому определение яркости спутников сразу позволяло вычислить их светимость. В 1943 г. Ван-Бисбрук нашел у красного карлика в созвездии Орла маленького компаньона, получившего имя VB 10, который светится почти в 10 раз слабее, чем Wolf 359. До начала 80-х звезда VB 10 оставалась самым тусклым среди известных светил. Но, чтобы наверняка отнести ее к разряду коричневых карликов, нужно знать массу, которую до сих пор точно установить не удалось. Это можно было бы сделать, наблюдая взаимное движение VB 10 и ее более яркого компаньона, но их орбитальный период оказался очень велик и поэтому пока не измерен.

Среди обнаруженных Ван-Бисбруком карликовых звезд еще одна привлекла всеобщее внимание в 1984 г.: Роберт Харрингтон из Морской обсерватории (США) заметил у звезды VB 8 периодические “покачивания”, указывающие на присутствие рядом с ней более легкого спутника. Группа Доналда Маккарти из Аризонского университета с помощью метода инфракрасной спекл-интерферометрии “разглядела” спутник и даже измерила его температуру: объект VB 8B оказался слишком холодным для звезды - всего 1360 К, а его массу астрономы оценили в 0.05 М_¤. В прессе поднялся большой шум по поводу “первого открытия планеты за пределами Солнечной системы” (Сурдин В.Г. Поиск черных карликов // Земля и Вселенная. 1984. № 2. С.70-71.). Среди астрономов разгорелись нешуточные дискуссии о том, этично ли в угоду интересующейся внеземной жизнью публике называть коричневый карлик планетой. Но споры завершились совершенно неожиданно: повторные наблюдения не подтвердили существование объекта VB 8B; он оказался артефактом. Однако научный и общественный интерес к минизвездам и внесолнечным планетам уже не угасал. Поиск таких объектов начал набирать обороты.

Открытие коричневых карликов Начавшиеся более 30 лет назад поиски коричневых карликов во второй половине 80-х годов превратились в настоящий ажиотаж и регулярно до середины 90-х приносили неподтвержденные сообщения об открытиях этих объектов. Проводились специальные конференции, выходили книги, но каждый раз найденный объект при более внимательном изучении оказывался звездой.

Реального успеха эти поиски достигли за последние три-четыре года в основном благодаря созданию новой астрономической техники. Во-первых, были построены очень большие телескопы, подобные 10-метровым Кек-1 и -2, снабженные новыми инфракрасными (ИК) ПЗС-матрицами большого размера. Они позволили осуществить поиск карликов в соседних молодых звездных скоплениях, таких как Плеяды. Во-вторых, было проведено два обзора всего неба в близком ИК-диапазоне, которые выявили множество близких холодных объектов. В-третьих, вошли в эксплуатацию несколько мощных ИК-спектрографов именно в том диапазоне, где светят коричневые карлики. Наконец, высокоточное измерение лучевых скоростей звезд позволило обнаружить присутствие вблизи них планет-гигантов и сравнить их характеристики и частоту встречаемости с данными о коричневых карликах.

Большую роль в достижении успеха сыграли новые компьютерные модели маломассивных звезд и планет-гигантов, созданные группами Такаси Тсуджи из Токийского университета и Адама Барроуза из Аризонского университета. Важнейшим стало предсказание ведущей роли метана (CH₄) и пыли в формировании спектра холодных (Т<1500 К) карликов. Теоретики указали, что сильные полосы поглощения метана могут кардинально исказить спектр звезды и превратить красный цвет карликов в желтоватый. Возможность конденсации пылинок в холодных атмосферах этих звезд также была предсказана теоретически.

Первый успех принес 1996 год, когда И.Накаджима с коллегами в ходе поиска холодных компаньонов ближайших к Солнцу звезд обнаружили у звезды Gliese 229 очень холодный спутник: Т<1000 K, L = 6.4•10^–6L_¤. В точном соответствии с предсказанием спектр Gliese 229В содержал сильные полосы метана, а его цвет в ближнем ИК-диапазоне был желтоватым. Именно эти свойства стали ключевыми при поиске столь редких объектов при проведении больших обзоров неба. Так, Эдвард Розенталь, Марк Гарвелл и Пол Хо из Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики для обнаружения коричневых карликов использовали специальный светофильтр, центрированный на полосу поглощения метана.

Роль пыли также оказалась весьма важной. У самых холодных звезд класса М с температурой поверхности около 3000 К в спектре видны мощные полосы поглощения оксидов титана и ванадия (TiO, VO). Но у более холодных звезд их не оказалось. До открытия Gliese 229В самым темным и холодным (T = 1900 К, L = 1.2•10^–4 L_¤) был компаньон белого карлика, объект GD 165B, который в отличие от других холодных звезд не имел полос поглощения TiO и VO, за что был прозван странной звездой. Такими же оказались спектры и других коричневых карликов с температурой ниже 2000 К. Детальное численное моделирование показало, что молекулы TiO и VO в их атмосферах сконденсировались в твердые частицы - пылинки и уже не проявляют себя в спектре, как это свойственно молекулам.

Новый спектральный класс Классификация звездных спектров сложилась в первой половине ХХ в. Это известная гарвардская последовательность O-B-A-F-G-K-M, в основном отражающая температуру фотосферы, и дополнительные классы R, N и S, отражающие вариации химического состава холодных звезд-гигантов. Однако на этом развитие спектральной классификации не прекратилось: подавление спектральных полос TiO и VO в результате формирования пыли при T<2000 K потребовало в конце века введения нового спектрального класса. В 1998 г. Дэви Киркпатрик из Калифорнийского технологического института предложил расширить гарвардскую систему, добавив в нее класс L для маломассивных звезд, излучающих в инфракрасном диапазоне. Спектр L-карликов характеризуется сильной полосой поглощения CrH, сильными линиями щелочно-земельных металлов Cs и Rb, а также широкими линиями калия и натрия. Без информации о возрасте объекты L-класса нельзя автоматически считать коричневыми карликами: очень старые маломассивные звезды тоже могут остыть ниже 2000 К. Но большинство объектов L-класса все же должны быть именно коричневыми карликами.

Чем холоднее атмосфера звезды, тем труднее она поддается теоретическому анализу. Присутствие пыли лишь усложняет задачу: конденсация пылинок не только изменяет состав свободных химических элементов в атмосфере, но и влияет на теплообмен и форму спектра. Первые модели, учитывающие пыль, предсказывали парниковый эффект в верхних слоях атмосферы и уменьшение глубины молекулярных полос поглощения. Эти эффекты, кажется, подтверждаются. Но проблема пыли сложна: после конденсации пылинки начинают тонуть. Возможно, в атмосфере формируются отдельные облака пыли на разных уровнях. Вероятно, метеорология коричневых карликов при внимательном изучении окажется не менее разнообразной, чем у планет-гигантов. Но если изучать атмосферы планет мы можем с близкого расстояния, то метановые циклоны и пылевые бури на коричневых карликах придется выявлять только путем расшифровки их спектров.

Литиевый тест Кстати, одна из особенностей спектров коричневых карликов - наличие в них линий поглощения лития, что также было теоретически предсказано. Литий - нежный элемент: он разрушается ядерными реакциями при температуре выше 2.4•10⁶ K. Поэтому все звезды должны были сжечь свой литий еще до начала реакций с участием водорода, причем не только в ядрах: маломассивные звезды и коричневые карлики охвачены конвективным движением по всему объему, поэтому рано или поздно все их вещество проходит через ядро, и литий в конце концов сгорает без остатка (cм. также: Сурдин В.Г. Литиевая звезда // Природа. 1999. № 6. С.101-103). Звезда минимальной массы (0.07 М_¤) сжигает 99% своего лития за 2.2•10⁸ лет, а коричневый карлик с массой ниже 0.06 М_¤ сожжет такую же долю лития лишь за время более 10¹⁰ лет. Этим и обоснован так называемый литиевый тест: обнаружение у холодной звезды линии Li 6708А° сразу указывает, что ее масса меньше 0.06 М_¤.
.

Диаграмма “масса-время активной жизни”.  Зависимость длительности свечения  в оптическом или ИК-диапазонах  от массы для звезд и коричневых карликов.

Скрытая масса За последние годы было испытано несколько новых методов поиска легких компаньонов у известных звезд. Например, швейцарские астрономы Мишель Майор и Дидье Квелоц, используя измеритель лучевой скорости звезд, обнаружили у 10 из 560 просмотренных кандидатов колебания скорости, что указывало на присутствие рядом со звездами невидимых спутников с массами, типичными для коричневых карликов. Правда, сами карлики еще предстоит обнаружить.

Напомню, что на тусклые звезды астрономы возлагали надежды в попытке найти носителей невидимой массы Галактики (см. также: Гончаров Г.А. Тени звезд // Там же. 1999. № 5. С.35-41). Коричневые карлики идеально подходят для этого, поскольку уже на небольшом расстоянии от Солнца их невозможно заметить. Наличие таких звезд помогло бы объяснить скрытую массу Галактики, правда, если бы их было достаточно много. Чтобы это выяснить, следовало перестать искать их “под фонарем”, т.е. в паре с нормальной звездой: сколько бы мы ни нашли таких пар, суммарная масса коричневых карликов в них не превысит суммарной массы звезд. Поэтому, пытаясь решить парадокс скрытой массы, астрономы переключились на поиски одиночных карликов.

Одной из первых была попытка обнаружить их косвенно - по влиянию их тяготения на распространение проходящего рядом луча света. Если между Землей и какой-либо нормальной звездой случайно проходит невидимый коричневый карлик, он своим тяготением искривляет лучи света звезды и меняет яркость ее изображения в телескопе. Этот “эффект гравитационной линзы” был замечен несколько лет назад при наблюдении далеких звезд, и первые расчеты указывали на присутствие огромного количества невидимых объектов субзвездной массы в гало Галактики. Позже эти оценки были пересмотрены: количество предполагаемых коричневых карликов, вероятно, не так велико, как это казалось несколько лет назад.

Два первых изолированных коричневых карлика были открыты в 1997 г. - это Kelu-1 и DENIS-PJ1228-1547. Обнаружили “несостоявшиеся звезды” в ходе планомерных обзоров неба. Тусклый объект Kelu-1 находится в созвездии Гидры и имеет блеск всего 22.3m. Он был найден в рамках долгосрочной программы поиска карликовых звезд в окрестностях Солнца, работы по которой начались на Европейской южной обсерватории еще в 1987 г. При помощи 1.0-метровой камеры Шмидта астроном Чилийского университета Мария Тереза Руис делает фотографии некоторых участков неба, сравнивая затем снимки одних и тех же участков, полученные с интервалом в несколько лет. Среди сотен тысяч слабых звезд она ищет те, которые показывают заметное смещение относительно других светил. Только близкая звезда может за короткое время переместиться на заметный угол, а если к тому же эта звезда имеет слабый блеск, значит она действительно светит тускло.

Используя этот метод, Мария Руис открыла уже более 40 белых карликов, а в 1997 г. ей наконец попался коричневый! Тип карлика был определен по его спектру, в котором оказались линии поглощения лития и метана. Мария Руис назвала его Kelu-1; на языке народа мапуче, населявшего некогда центральную часть Чили, “келу” означает “красный”. Он расположен на расстоянии 30-40 световых лет от Солнца и не связан ни с одной звездой. “Самостоятельность” карлика делает его идеальным объектом для детального исследования тел такого рода. За этим открытием последовали и другие: за последний год несколько карликов было обнаружено в ходе инфракрасных обзоров неба по программам 2MASS и DENIS. К сожалению, у этих методик есть общий недостаток: определение точного расстояния до одиночных карликов - слишком длительная процедура, поэтому сложно найти их пространственное распределение и вклад в невидимую массу Галактики.

Есть и другой способ установить долю коричневых карликов среди прочих объектов Галактики - подсчитать их количество в молодых (<300 млн лет) звездных скоплениях. Это дает несколько преимуществ: юные карлики еще довольно ярки; расстояние до скопления и его возраст определяются довольно просто, поскольку там много нормальных звезд; знание возраста позволяет использовать модельные параметры для пересчета светимости карликов в их массу; отождествление карликов можно проводить, используя литиевый тест. Кстати, по содержанию лития удается уточнять возраст звездного скопления. Со временем свой литий сжигают все менее и менее массивные звезды. Можно рассчитать, как зависят от возраста масса и светимость, что позволяет отделять звезды с литием от звезд без него. Для звездного скопления Плеяды тест на литиевую светимость дает возраст 125 ±10 млн лет, что очень хорошо согласуется с результатами других методов.

Именно в близких к нам скоплениях Плеяды и Ясли удалось найти несколько десятков коричневых карликов. Казалось бы, можно радоваться, но астрономы недовольны - их ожидания не оправдались. Судя по тому, как быстро возрастает число маломассивных звезд, карликов могло бы быть гораздо больше. Но, видимо, природа не любит “изготавливать” слишком мелкие объекты: по крайней мере в окрестности Солнца процесс звездообразования не производит коричневых карликов в количестве, достаточном для объяснения темной массы Галактики. Придется поискать других кандидатов. А новый астрономический объект - коричневый карлик - еще только начинает приоткрывать нам свои тайны.

В 20-е годы среди астрономов бытовала такая шутка: “Красные - гиганты, а белые - карлики!”. В наши дни меняется окраска главных персонажей политической сцены: “Коричневые - карлики!”. А кто же в таком случае гиганты? Неужели голубые?