Pruun kääbus

Discovery

Sellest, mida hakati nimetama pruunid kääbused, räägiti 1960ndatel. Pruunide kääbuste jaoks pakuti välja alternatiivseid nimetusi, sealhulgas planetar ja substar. Need jäid aastakümneteks hüpoteetilisteks.

Varasemad teooriad näitasid, et objekt, mille mass on väiksem kui 0,09 Päikese massi, ei läbiks kunagi tavalist tähtede arengut. Deuteeriumi põlemise avastamine kuni 0,012 päikese massile ja tolmu tekkimise mõju pruunide kääbuste jahedas välisatmosfääris 1980. aastate lõpus seadis need teooriad kahtluse alla. Selliseid objekte oli aga raske leida, sest nad ei kiirga peaaegu üldse nähtavat valgust. Nende kõige tugevam kiirgus on infrapunaspektris (IR) ja maapealsed IR-detektorid olid tol ajal liiga ebatäpsed, et ühtegi pruuni kääbust hõlpsasti tuvastada.

Palju aastaid olid pingutused pruunide päkapikkude avastamiseks viljatu. Kuid 1988. aastal avastati GD 165B, millel ei olnud ühtegi neist omadustest, mida oodatakse väikese massiga punase kääbustähe puhul. Tänapäeval on GD 165B tunnustatud kui prototüüp objektide klassist, mida nüüd nimetatakse "L-kääbusteks". Kuigi kõige jahedama kääbuse avastamine oli toona väga oluline, arutleti selle üle, kas GD 165B tuleks liigitada pruuniks kääbuseks või lihtsalt väga väikese massiga täheks, sest vaatlustega on neid kahte väga raske eristada.

Varsti pärast GD 165B avastamist teatati ka teistest pruunide kääbuste kandidaatidest. Enamik neist ei suutnud aga oma kandidatuuri täita, sest liitiumi puudumine näitas, et tegemist on tähtobjektidega. Tõelised tähed põletavad oma liitiumi veidi rohkem kui 100 miljoni aasta jooksul (minu), pruunid kääbused aga mitte. Segadusttekitavalt on pruunide kääbuste temperatuur ja heledus sarnane mõne tõelise tähega. Teisisõnu tähendab liitiumi avastamine objekti atmosfääris, et kui see on vanem kui 100 my, siis on tegemist pruuni kääbusega.

1994/5 muutus pruunide kääbuste uurimine kahe kindla substellaarse objekti (Teide 1 ja Gliese 229B) avastamisega.

Esimene kinnitatud pruun kääbus avastati 1994. aastal. Seda objekti nimetati Teide 1 ja see leiti Plejaadide lahtisest kobarast. Nature tõstis selle numbri esiküljel esile "Pruunid kääbused avastatud, ametlik". Teide 1 kaugus, keemiline koostis ja vanus tehti kindlaks, sest ta asub noores Plejaadide tähtede kogumikus. Teide 1 mass on 55 korda suurem kui Jupiteri oma ja jääb selgelt alla tähemassi piiri.

Tähelepanuväärsem oli Gliese 229B, mille temperatuur ja heledus on tunduvalt madalam kui tähtede puhul. Tähelepanuväärne on see, et selle lähiinfrapuna spektris oli selgelt näha metaani neeldumisribi 2 mikromeetri juures, mida varem oli täheldatud ainult hiidplaneetide ja Saturni kuu Titani atmosfääris. See avastus aitas luua veel ühe spektriklassi, mis on veel jahedam kui L-kääbused, mida nimetatakse T-kääbusteks ja mille prototüübiks on Gliese 229B.

Alla 65 Jupiteri massi suurune pruun kääbus ei suuda oma evolutsiooni jooksul mingil ajal termotuumasünteesi abil liitiumi põletada. Kvaliteetsed spektriandmed näitasid, et Teide 1 oli säilitanud esialgse molekulaarpilve, millest Plejaadide tähed tekkisid, esialgse liitiumikoguse. See tõestas termotuumasünteesi puudumist selle tuumas.

Teide 1 peeti mõnda aega kõige väiksemaks objektiks Päikesesüsteemist, mis on otsese vaatluse teel tuvastatud. Sellest ajast alates on tuvastatud üle 1800 pruuni kääbuse. Mõned neist on Maale väga lähedal, näiteks Epsilon Indi Ba ja Bb, mis on paar pruunid kääbused, mis on gravitatsiooniliselt seotud Päikese sarnase tähega umbes 12 valgusaasta kaugusel Päikesest, ja WISE 1049-5319, mis on pruunide kääbuste kaksiksüsteem umbes 6,5 valgusaasta kaugusel.

L-kääbuse kunstniku kujutis


T-kääbuse kunstniku kujutis


Kunstniku kujutis Y-kääbusest

Probleemid

Juba mõned aastad on vaieldud selle üle, millist kriteeriumi kasutada väga väikese massiga pruuni kääbuse ja hiidplaneedi (~13 Jupiteri massi) eristamiseks. Üks mõttekool põhineb moodustumisel, teine aga sisemuse füüsikalistel omadustel.