Brązowy karzeł

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Skocz do: nawigacja, szukaj

HR-diag-no-text-2.svg

brązowe karły
Gwiazda 54 Piscium i krążący wokół niej brązowy karzeł 54 Psc B, sfotografowane przez Kosmiczny Teleskop Spitzera

Brązowy karzeł – obiekt gwiazdopodobny o masie zbyt małej (poniżej ok. 8% masy Słońca – 80 mas Jowisza), by mogły zachodzić w nim reakcje przemiany wodoru w hel, które są głównym źródłem energii gwiazd ciągu głównego. Od planet-olbrzymów odróżnia je to, że są zdolne do syntezy deuteru przynajmniej na początku swojego istnienia[1]. Brązowe karły często występują samotnie w przestrzeni. Określa się je czasem (potocznie) mianem "niewypałów", "superplanet", bądź "nieudanych gwiazd"[2].

Pierwszego brązowego karła, Gliese 229B, zidentyfikowano w 1995 roku. Wcześniej zaobserwowano inne obiekty, które też mogą być brązowymi karłami: GD 165B (w 1988) oraz HD 114762 b (w 1989)[3]. Oszacowania wskazywały, że w naszej Galaktyce istnieje dwukrotnie więcej brązowych karłów niż zwykłych gwiazd, chociaż ich łączna masa stanowi do 15% masy Galaktyki[4]. Jednak obserwacje teleskopu kosmicznego WISE wskazują, że brązowych karłów w otoczeniu Słońca jest znacznie mniej – średnio jeden na sześć gwiazd. Zespół naukowy WISE zaznacza, że szacunki te mogą się zmienić z odkryciem dalszych chłodnych obiektów typu Y, jednak stosunek liczby brązowych karłów do gwiazd zapewne nie przekroczy 1:4[5].

Klasyfikacja[edytuj | edytuj kod]

Podwójny brązowy karzeł (typ T9+Y0) CFBDSIR 1458+10 widziany w podczerwieni

Brązowe karły klasyfikuje się na podstawie typu widmowego, tak jak gwiazdy. Zalicza się je do czterech typów:

Brązowy karzeł po uformowaniu i krótkim okresie syntezy deuteru (pierwsze kilka milionów lat), ze względu na brak wewnętrznego źródła energii, stale stygnie[8]. Typ widmowy brązowego karła odzwierciedla zatem jego wiek; wszystkie brązowe karły przez krótki czas są obiektami gorętszego typu L (2200-1400 K), następnie przekształcają się w obiekty typu T i stygną dalej, ku typowi Y[9].

Charakterystyka obserwacyjna[edytuj | edytuj kod]

Rozpoznawanie[edytuj | edytuj kod]

Najczęściej stosowanym kryterium, pozwalającym odróżnić brązowe karły od gwiazd o małej masie, jest obecność litu, który występuje w gwiazdach jedynie przez krótki okres, na początku ich ewolucji. Zaraz po zapoczątkowaniu reakcji termojądrowych gwiazdy szybko tracą swój zapas tego pierwiastka poprzez reakcję 7Li z jądrem wodoru (protonem), której produktem są dwie cząstki 4He.

7Li + 1H → 2 4He + 17,347 MeV

Temperatura niezbędna do zajścia tej przemiany jest niewiele niższa od temperatury potrzebnej do przemiany wodoru w hel. Ruchy konwekcyjne wewnątrz gwiazdy sprawiają, że praktycznie cały lit trafia w obszar wysokiej temperatury i zostaje przekształcony w hel. W brązowych karłach pierwiastek ten zazwyczaj występuje (choć obiekty o masie większej od 0,06 masy Słońca „spalają” lit), tworząc w widmie łatwe do zaobserwowania linie, których nie ma w widmie gwiazdy.

Inną cechą brązowych karłów jest silniejsze promieniowanie w podczerwieni niż w innych długościach fal, wynikające z niskiej temperatury tych obiektów. Gwiazdy należące do późnych typów widmowych (M i L) również mają maksimum emisji w bliskiej podczerwieni, zgodnie z prawem Wiena, ale dla brązowych karłów może ono przypadać na dłuższe fale. Emitowane w wąskim zakresie światło widzialne nadaje im czerwonawą barwę.

Atmosfery[edytuj | edytuj kod]

Ilustracja warstwowej struktury atmosfery brązowego karła 2MASSJ22282889-431026

W 2002 roku na brązowych karłach odkryto ślady zmian pogodowych, wcześniej obserwowanych wyłącznie na planetach. Nieregularne wahania jasności wskazują, że obiekty te mogą posiadać nieprzezroczyste atmosfery, w których przy temperaturze sięgającej 2000 °C powstają chmury z kropli ciekłej krzemionki i żelaza[10].

Obserwacje teleskopów kosmicznych Hubble'a i Spitzera ukazały zmiany jasności brązowego karła 2MASS J22282889-431026, zachodzące co około 90 minut, wraz z obrotem karła wokół osi. Rezultat ten jest interpretowany jako obserwacja wielkich, zorganizowanych systemów chmur, przypuszczalnie podobnych do antycyklonów w atmosferze Jowisza, takich jak Wielka Czerwona Plama. Skala i charakter (faza) zmian jasności okazała się zależna od długości fal, w jakich obserwowany był ten karzeł, co oznacza, że obserwowane były warstwy chmur, znajdujące się na różnej głębokości w atmosferze tego ciała[11].

W miarę ochładzania coraz mniej związków chemicznych może utrzymać się w stanie gazowym. Gdy chmury zanikną całkowicie, odsłonięcie powierzchni przypuszczalnie wywołuje nagły wzrost jasności karła (w zakresie podczerwieni)[10].

Dyski protoplanetarne[edytuj | edytuj kod]

Wizja artystyczna brązowego karła otoczonego dyskiem protoplanetarnym

Ostatnie obserwacje wykazały, że brązowe karły - podobnie jak zwyczajne gwiazdy - we wczesnym stadium rozwoju bardzo często otoczone są przez dysk protoplanetarny. W jego wnętrzu mogą powstawać planetoidy, komety oraz planety.

Obiekt 2M1207b, krążący wokół brązowego karła 2M1207, jest pierwszą sfotografowaną planetą pozasłoneczną (według jednej definicji[12]), bądź - według innej definicji - brązowym podkarłem.

Powstawanie[edytuj | edytuj kod]

Mechanizm powstawania brązowych karłów nie jest jeszcze całkowicie znany ze względu na ubogi materiał obserwacyjny. Uważa się, że jest on podobny do procesu powstawania gwiazd, czyli w wyniku kolapsu obłoku molekularnego. Niewielka masa i niska temperatura brązowych karłów mogłaby sugerować, że potrzeba szczególnych warunków - chłodnego obłoku o dużej gęstości - aby przekroczyć masę Jeansa i zainicjować powstawanie takiego obiektu. Kłóci się to jednak z ich obserwowaną dużą liczebnością. Prawdopodobne jest, że powstają one w większych obłokach molekularnych, z których zostają w pewnym momencie wyrzucone w przestrzeń kosmiczną. Model zakładający wyrzucenie już uformowanego karła przewiduje, że obiekt taki będzie miał co najwyżej szczątkowy dysk protoplanetarny i jest mało prawdopodobne, aby posiadał towarzysza, podczas gdy obserwacje wskazują na znaczny odsetek podwójnych brązowych karłów (>15%) i istnienie dysków akrecyjnych o dużej masie. Innym problemem jest wyjaśnienie obecności brązowych karłów w gromadach otwartych, z których łatwo mogłyby zostać wyrzucone[13]. Jeżeli jednak zostaje wyrzucona część wirującego obłoku, z której dopiero w późniejszym czasie uformuje się brązowy karzeł, to może on zachować dostatecznie dużo materii w swoim otoczeniu, aby powstał dysk lub towarzysz[14].

"Pustynia brązowych karłów"[edytuj | edytuj kod]

Gwiazdom ciągu głównego dość często towarzyszą inne gwiazdy i planety, natomiast stosunkowo rzadko brązowe karły. Krążą one zazwyczaj po orbitach dalekich od głównego składnika (>100 j.a.), natomiast układów z brązowym karłem na bliskiej orbicie (<10 j.a.) jest bardzo mało. To zjawisko zostało nazwane "pustynią brązowych karłów" przez Geoffreya Marcy'ego, odkrywcę wielu planet pozasłonecznych. Prawdopodobnie ma ono przyczynę w odmiennej genezie planet i brązowych karłów[15][16]. Także gwiazdy o małej masie, choć bardzo pospolite w Galaktyce, rzadko towarzyszą gwiazdom podobnym do Słońca[15].

Brązowe karły a gwiazdy[edytuj | edytuj kod]

Współczesne modele stawiają granicę masy karła, poniżej której nie jest możliwa synteza wodoru w hel w jądrze, pomiędzy 0,070 a 0,075 M. Obiekty o masie wyższej niż 0,08 M są zdolne do podtrzymywania syntezy wodoru w hel i świecą jako gwiazdy, podczas gdy te o masie mniejszej niż 0,07 M wypromieniowują tylko nagromadzone ciepło. Interesującym przewidywaniem modeli ewolucji jest istnienie, w wąskim zakresie mas, obiektów pośrednich. Ciała o masie ok. 0,075 M są zdolne do zainicjowania syntezy wodoru w hel i podtrzymywania jej przez czas rzędu nawet 1010 lat, ale malejąca temperatura jądra (w związku z rosnącą degeneracją) ostatecznie przekracza wartość graniczną, synteza wygasa i obiekt stygnie dalej jak brązowy karzeł[8].

Początkowo źródłem energii brązowego karła o masie nie mniejszej niż 1,3% masy Słońca są reakcje jądrowe z udziałem deuteru (D + p → 3He), albo litu (jeśli masa karła przekracza 6% M), niewymagające tak wysokich temperatur, jak pełny cykl protonowy. Ustają one jednak po kilku milionach lat, a karzeł wydziela zgromadzone ciepło – jego jądro ogrzewa się wcześniej nawet do ok. 2 milionów kelwinów[8]. Brązowy karzeł powoli stygnie, tym wolniej im większą ma masę.

Brązowe karły a planety pozasłoneczne[edytuj | edytuj kod]

Obecnie przyjęta robocza definicja stwierdza, że każde ciało nie będące gwiazdą, o rzeczywistej masie powyżej 13 mas Jowisza (przy zawartości metali takiej jak w przypadku Słońca), jest brązowym karłem[1]. Na tej podstawie część spośród odkrytych do tej pory planet pozasłonecznych należałoby zaliczyć do brązowych karłów, chociaż można spotkać się z inną definicją, według której planetą jest każdy obiekt powstały w dysku protoplanetarnym wokół gwiazdy lub obiektu niegwiazdowego[12]. Najczęściej stosowana technika pomiarów prędkości radialnej daje tylko dolne oszacowanie na masę obiektu. Obiekt o masie minimalnej kilka razy większej niż masa Jowisza, w rzeczywistości może być znacznie masywniejszy. W niektórych wypadkach znane jest także nachylenie orbity planety, np. obserwowane są przejścia planet przed tarczą gwiazdy, co pozwala z całą pewnością stwierdzić, że nie mamy do czynienia z brązowym karłem.

Jednak niektórzy uczeni uważają, że na miano brązowego karła zasługują wszystkie obiekty, które formują się podobnie jak gwiazdy, bezpośrednio z zapadającej się chmury gazu i pyłu, a nie na skutek kolizji mniejszych ciał. Takie zjawiska mogą też zachodzić w dyskach protoplanetarnych i niewykluczone, że w ten sposób powstały np. Jowisz i Saturn w Układzie Słonecznym. Ta definicja ma więc poważną wadę – na jej podstawie można by uznać wszystkie gazowe olbrzymy za mało masywne brązowe karły.

Znane obiekty[edytuj | edytuj kod]

Brązowy karzeł Gliese 229B (na prawo od gwiazdy Gliese 229A), na zdjęciach wykonanych w Obserwatorium Palomar oraz przez Teleskop Hubble'a (NASA)

Dotychczas odkryto kilkaset brązowych karłów, jednakże są one prawdopodobnie bardzo liczne, choć kilkukrotnie mniej pospolite niż gwiazdy w Drodze Mlecznej[5], których liczba jest rzędu 1011. Główną trudnością w ich wykrywaniu jest bardzo mała jasność, która przy obecnym stanie techniki praktycznie uniemożliwia wykrycie obiektów o masach mniejszych niż kilkanaście mas Jowisza, o ile nie są składnikami układów podwójnych lub wielokrotnych. Obserwacje prowadzone w podczerwieni ukazują dziesiątki brązowych karłów w każdym obszarze, gdzie zachodzą procesy gwiazdotwórcze.

Wybrane brązowe karły[edytuj | edytuj kod]

Oznaczenie Odległość
od Słońca
(lata świetlne)
Typ widmowy Masa
(masy Jowisza)
Gwiazdozbiór Uwagi
Gliese 229B 18 T7 40 Zając pierwszy pewny brązowy karzeł
OTS 44 500 M9,5 15 Kameleon wyraźny dysk protoplanetarny
WISE 1049-5319 (Luhman 16) 6,5 L7,5 + T0,5 ~50 + ~40 Żagiel para najbliższych Ziemi brązowych karłów; trzeci najbliższy układ gwiezdny
TWA 5B 180 ok. 15-40 Hydra emituje promieniowanie rentgenowskie
2M1207 173 M8 21 Hydra posiada planetę
CFBDSIR 1458+10 75 T9 + Y0 ok. 6-15 Wolarz składnik B: jeden z zimniejszych znanych
MOA-2007-BLG-192L 3000 41-93 Strzelec posiada planetę
WISE J0254+0223 15 T8 Wieloryb bliski Słońca
WISE J1741+2553 18 T9 Herkules bliski Słońca
WISE 0855-0714 7,2 Y 3–10 Hydra temperatura powierzchni poniżej 0 °C; jeden z najbliższych
2MASS 2139 47 Wodnik największe zmiany jasności
2MASS J1047+21 najchłodniejszy znany brązowy karzeł emitujący fale radiowe

Zobacz też[edytuj | edytuj kod]

Przypisy

  1. 1,0 1,1 Working Group on Extrasolar Planets: Defintion of a "Planet" (ang.). [dostęp 2012-05-05].
  2. 2,0 2,1 Adam J. Burgasser. Brown dwarfs: Failed stars, super Jupiters. „Physics Today”, s. 70-71, czerwiec 2008. American Institute of Physics (ang.). 
  3. Reid i Hawley 2005 ↓, s. 246-254.
  4. Low-Mass Stars and Brown Dwarfs in 2MASS (ang.). caltech.edu. [dostęp 2012-05-01].
  5. 5,0 5,1 WISE Finds Few Brown Dwarfs Close to Home (ang.). JPL, 2012-06-08. [dostęp 2013-06-28].
  6. Reid i Hawley 2005 ↓, s. 36-66.
  7. Reid i Hawley 2005 ↓, s. 281-283.
  8. 8,0 8,1 8,2 Reid i Hawley 2005 ↓, s. 115-125.
  9. Reid i Hawley 2005 ↓, s. 369-375.
  10. 10,0 10,1 Harlan Lebo: Astronomers Find Jupiter-Like Weather on Brown Dwarfs. W: UCLA Newsroom [on-line]. University of California, Los Angeles, 2002-05-23. [dostęp 2013-08-28].
  11. NASA Telescopes See Weather Patterns in Brown Dwarf (ang.). JPL, 2013-01-08. [dostęp 2013-06-28].
  12. 12,0 12,1 Steven Soter. What Is a Planet?. „The Astronomical Journal”. 132, s. 2513–2519, grudzień 2006. doi:10.1086/508861 (ang.). 
  13. Reid i Hawley 2005 ↓, s. 134-139.
  14. Shantanu Basu, Eduard I. Vorobyov. A Hybrid Scenario for the Formation of Brown Dwarfs and Very Low Mass Stars. „The Astrophysical Journal”, 2012-03-01.  arXiv:1203.0274 (ang.)
  15. 15,0 15,1 Reid i Hawley 2005 ↓, s. 516-528.
  16. Peter H. Jumper, Robert T. Fischer. Shaping the Brown Dwarf Desert: Predicting the Primordial Brown Dwarf Binary Distributions from Turbulent Fragmentation. „The Astrophysical Journal”. arXiv:1206.1045 (ang.)

Bibliografia[edytuj | edytuj kod]

  • I. Neill Reid, Suzanne L. Hawley: New Light on Dark Stars. Springer-Praxis, 2005. ISBN 3540251243.

Linki zewnętrzne[edytuj | edytuj kod]

Wikimedia Commons