Pruun kääbus — definitsioon, omadused ja massipiirid

Pruun kääbus — definitsioon, omadused ja massipiirid. Õpi, kuidas 13–80 MJ piirid, deuteeriumi/liitiumi sulamine ja avastused eristavad neid tähtedest.

Pruun kääbus on objekt, mis koosneb samadest asjadest kui tähed, kuid millel ei ole piisavalt massi vesinikufusiooniks (vesiniku aatomite liitumine heeliumi aatomiteks). Tuumasüntees on see, mis paneb tähed helendama. Pruunid kääbused ei ole selleks piisavalt massiivsed, seega ei ole nad tavalised tähed. Teisalt ei ole nad ka tavalised hiidplaneedid, sest nad helendavad. Neid arvatakse olevat palju, kuid neid on leitud vähe, sest nende absoluutne suurus on väike.

Nende mass jääb kõige raskemate gaasihiiglaste ja kõige kergemate tähtede vahele, ülemine piir on umbes 75-80 korda suurem kui Jupiteri mass (M _J). Arvatakse, et pruunid kääbused, mille mass on suurem kui 13 M, _Jsulatavad deuteeriumi ja need, mille mass on suurem kui ~65 M _J, sulatavad ka liitiumi.

Vaatamata oma nimele, näib enamik pruunidest kääbustest inimsilmale magenta värvusega. Lähim teadaolev pruun kääbus on umbes 6,5 valgusaasta kaugusel asuv WISE 1049-5319, mis on 2013. aastal avastatud pruunide kääbuste kaksiksüsteem.

Mis need on ja kuidas nad eristuvad tähtedest ja planeetidest?

Pruun kääbus on taevakeha, mis on massilt ja sisemiselt tähtede ja hiidplaneetide vahepealne. Erinevalt tähtedest ei ole neil pidevat vesiniktuumasünteesi tuumas; erinevalt planeetidest võivad nad mõne aja jooksul kiirata nähtavat või peamiselt infrapuna kiirgust, sest alguses on neil järele jäänud soojus ja nad võivad lühiajaliselt põleda deuteeriumi.

Omadused ja nähtavus

• Pindtemperatuur ja spekter: pruunide kääbuste pindatemperatuurid võivad olla umbes mõnesajast kuni mitme tuhande kelvinini. Neid klassifitseeritakse spektritüüpideks L, T ja Y vastavalt jahedusele: L-dvärfid on kõige soojemad (umbes 1300–2000 K), T-dvärfid näitavad tugevaid metaanimärgid (umbes 600–1300 K) ja Y-dvärfid on jahedaimad (<~600 K).
• Värvus: kuigi neid loogiliselt kutsutakse “pruunideks”, paistavad paljud inimsilmale magenta või punakaskruvina, sest nende väljaheitevool on suures osas infrapunas ja silm ei tabagi neid samamoodi nagu päeva- või tähevalgust. Infrapunas peitub suur osa nende kiirgusest.
• Keemilised tunnused: pruunide kääbuste spektrites on näha vesiniku ja heeliumi kõrval alkali-metalide (näiteks naatriumi ja kaaliumi), veeauru, metaani ja mõnel juhul ammoonia absorptsioonijooneid — need tunnused aitavad neid klassifitseerida ja vanust/massi hinnata.
• Vanus ja jahtumine: kuna neil puudub püsiv tuumasüntees, jahtuvad pruunid kääbused aja jooksul ja muutuvad nõrgemaks ning külmemaks. Noored pruunid kääbused on heledamad ja kergemini avastatavad.

Massipiirid ja tuumasüntees

Massipiirid on ligikaudsed ja sõltuvad koostisest (peamiselt heeliumi- ja metalli sisaldusest) ning mudelitest:

• Vesinikufusioon: selleks, et alustada stabiilset vesiniktuumasünteesi (tavaline tähtedesse iseloomulik protsess), tuleb objekte olla umbes 75–80 korda suurem kui Jupiteri mass (M_J), mis vastab ligikaudu 0,07–0,08 M (päikesemassile).
• Deuteeriumipõlemine: deuteeriumi süttimine (lühiajaline tuumasüntees) toimub tavaliselt objektidel üle ~13 M_J, kuid see piir võib varieeruda olenevalt sisemisest koostisest ja täpsematest teooriatest.
• Liitiumi hävitamine: liitium põleb objektide sees kiiremini kui vesinik; liitiumi puudumine spektris võib viidata massile üle ~65 M_J, mistõttu liitiumi tuvastamine on sageli kasutatav “liitiumi test” pruunide kääbuste määramiseks.

Tekkeviisid ja jaotus

Pruunide kääbuste teke võib toimuda mitmel viisil:

• Tähekujuline gravitatsiooniline kollaps otse molekulaarpilvest — sarnane tähtede tekkega, kuid algne mass jääb liiga väikseks püsiva vesinikufusiooni käivitamiseks.
• Planetaarne moodustumine protoplanetaarse ketta sees, kus aglomereerumine ja akretsioon võivad tekkitada väga massiivseid planeete või ketastükkidest moodustuvaid keerukaid objekte.
• Fragmentatsioon või dünaamiline väljaheitmine noortest süsteemidest, mille tagajärjel võivad tekkinud pruunid kääbused olla kas stabiilsed kaaslased või vabanenud “vabalangemisele” ehk vabalt rändavad objektid galaktikas.

Avastamine ja tähendus

Pruunid kääbused on raskesti avastatavad, sest nad kiirgavad peamiselt infrapunas ja vananedes muutuvad väga nõrgaks. Olulised vaatlussüsteemid ja uuringud, mis on aidanud neid leida, on olnud 2MASS, SDSS ja eelkõige WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer), mis leidis mitu jahedat kääbust. Leidude abil on täpsemalt uuritud nende arvu, massijaotust ja levikut Linnuteel.

Tuntud näited

Üks lähimaid ja tuntumaid näiteid on WISE 1049-5319, mis on 2013. aastal avastatud pruunide kääbuste kaksiksüsteem (tuntud ka kui Luhman 16). Sellised lähedased süsteemid on olulised, kuna neid saab suhteliselt hästi läbi vaatluste iseloomustada (spektrid, orbiidid, temperatuuri ja massi hinnangud).

Kokkuvõttes tähistavad pruunid kääbused huvitavat ja teadusele olulist üleminekurühma: nad ühendavad teadmisi tähe- ja planeetide moodustumisest, pakuvad infot keemilise koostise ja jahtumisprotsesside kohta ning aitavad mõista, kui mitmekesine võib olla meie galaktika “mittetäheliste” kehadest koosnev elanikkond.

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

Küsimused ja vastused

K: Mis on pruun kääbus?

K: Miks pruuni kääbust ei peeta tavalisteks hiidplaneetideks?

K: Miks on pruuni kääbust raske leida?

K: Milline on pruuni kääbuse massi ulatus?

K: Mis juhtub, kui pruuni kääbuse mass on üle 13 MJ?

K: Mis juhtub, kui pruuni kääbuse mass on üle ~65 MJ?

K: Millise värvusega paistab inimsilmale enamik pruune kääbuseid?

Otsing