Brązowy karzeł


Brązowy karzeł w encyklopedii

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii Przejdź do nawigacji Przejdź do wyszukiwania Diagram Hertzsprunga-Russella typ widmowy brązowe karły białe karły czerwone karły podkarły ciąg główny
(„karły”)
podolbrzymy olbrzymy jasne olbrzymy nadolbrzymy hiperolbrzymy absolutna
wielk.
gwiazdowa
(MV)
O B A F G K M L T 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].

Spis treści

Klasyfikacja | 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 kod

Rozpoznawanie | 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 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 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 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 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 au), natomiast układów z brązowym karłem na bliskiej orbicie (<10 au) 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 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 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 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 kod

Zobacz też | edytuj kod

Przypisy | edytuj kod

  1. a b Working Group on Extrasolar Planets: Defintion of a „Planet” (ang.). [dostęp 2012-05-05].
  2. a b 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. a b 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. a b c Reid i Hawley 2005 ↓, s. 115–125.
  9. Reid i Hawley 2005 ↓, s. 369–375.
  10. a b 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. a b 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. a b 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 kod

  • I. Neill Reid, Suzanne L. Hawley: New Light on Dark Stars. Springer-Praxis, 2005. ISBN 3-540-25124-3.

Linki zewnętrzne | edytuj kod

Kontrola autorytatywna (typ obiektu astronomicznego):
Na podstawie artykułu: "Brązowy karzeł" pochodzącego z Wikipedii
OryginałEdytujHistoria i autorzy