Bruna dvärgar: definition, egenskaper och massa

Lär dig allt om bruna dvärgar: definition, egenskaper och massa — från deuteriumfusion till litiumspår, massaintervall mellan gasjättar och lätta stjärnor.

En brun dvärg är ett objekt som består av samma grundämnen som stjärnor, men som inte har tillräcklig massa för vätefusion (sammanslagning av väteatomer till heliumatomer). Det är kärnfusionen som får stjärnor att lysa. Bruna dvärgar är inte tillräckligt massiva för att upprätthålla långvarig vätefusion, så de räknas inte som fullfjädrade stjärnor. Å andra sidan skiljer de sig från vanliga jätteplaneter genom att de ofta avger eget ljus (särskilt när de är unga) och genom vissa kärnprocesser som kan ske i deras inre. Man tror att de är vanliga i Vintergatan, men många är svåra att hitta eftersom de avger mycket svagt synligt ljus och framför allt strålar i infrarött — de är alltså mycket svaga (har hög absolut magnitud) absoluta magnitud.

Massa och kärnprocesser

Deras massa ligger mellan de tyngsta gasjättarna och de lättaste stjärnorna. En övre gräns för vad som kan kallas brun dvärg ligger ungefär vid 75–80 gånger Jupiters massa (M _J), över vilken stabil vätefusion kan börja och objektet blir en riktig stjärna. Vissa viktiga trösklar:

• Runt 13 M _J: tillräckligt för att smälta deuterium under en period. Objekt över denna gräns kan genomgå temporär deuteriumfusion.
• Omkring ~65 M _J: tillräckligt för att smälta litium i större utsträckning. Mindre objekt behåller sitt litium, vilket används som en observationsmetod (”litiumtestet”) för att skilja bruna dvärgar från mycket lågmassa stjärnor.
• Över ~75–80 M _J: temperaturen och trycket i centrum kan bli så höga att stabil vätefusion startar.

Bruna dvärgar stöds i stor utsträckning av elektrondegenerationspress än av termisk gastryck, särskilt när de svalnar, vilket gör att deras radier är relativt lika över ett brett massintervall.

Temperatur, spektraltyp och färg

Bruna dvärgar har mycket lägre yttemperaturer än stjärnor som solen och delas in i spektralklasser som L, T och Y, som speglar deras temperatur och kemiska signaturer:

• L-dvärgar: ungefär 1300–2500 K. Visar starka alkali- och metalllinjer och ofta stoft i atmosfären.
• T-dvärgar: ungefär 500–1300 K. Kännetecknas av starka metanmolekylära absorptionsband i infrarött.
• Y-dvärgar: under ~500 K. De kallaste kända kategorierna, med tecken på ammoniak i spektrat och temperaturer som kan vara nära rumstemperatur för de allra kyligaste exemplaren.

Trots benämningen ”brun” ser många bruna dvärgar inte riktigt bruna ut för människans öga. Eftersom mycket av deras strålning ligger i infrarött återges färger ofta konstgjort i bilder — för det mänskliga ögat kan vissa avbildade färger uppfattas som magenta eller rödaktiga beroende på hur infrarött ljus mappas till synligt ljus i bilder. De verkliga färgerna i synligt ljus är oftast mycket svaga eller nästan osynliga.

Utveckling och upptäckt

Bruna dvärgar bildas troligen på liknande sätt som stjärnor — genom gravitationell kollaps av molnfragment — men de kan även bildas i diskar runt unga stjärnor och sedan kastas ut. När en brun dvärg föds är den relativt varm och ljus i infrarött, men eftersom den saknar långvarig vätefusion svalnar och avdunstar den gradvis och blir svagare med tiden. Det betyder att många äldre bruna dvärgar är mycket svåra att upptäcka.

Observationellt hittas bruna dvärgar främst i infrarött med hjälp av stora himmelsundersökningar som 2MASS, WISE och andra infraröda kameror. De identifieras ofta via sina karakteristiska spektra (metan, vatten, ammoniak) och genom rörelse på himlen (egenrörelse).

Atmosfär, moln och kemi

Atmosfärerna hos bruna dvärgar kan innehålla komplexa moln av silikater och järnpartiklar vid högre temperaturer, och molekyler som H2O, CO, CH4 (metan) och NH3 (ammoniak) beroende på temperatur. Kemi och molnbildning ger upphov till starka absorptionsband i infrarött som används för klassificering och för att bestämma temperatur och sammansättning.

Binaritet och planeter

Bruna dvärgar förekommer både som ensamma objekt och i binära system — med andra bruna dvärgar eller med stjärnor. De kan också ha egna planetsystem. Studier av binära bruna dvärgar ger viktiga uppgifter om deras massa och bana och hjälper till att testa modeller för deras inre struktur och utveckling.

Exempel och närhet

Den närmaste kända bruna dvärgen är WISE 1049-5319 på cirka 6,5 ljusårs avstånd, ett binärt system av bruna dvärgar som upptäcktes 2013 med rymdteleskopet WISE. Flera andra relativt nära bruna dvärgar har upptäckts under de senaste decennierna, och sökandet fortsätter efter ännu kallare och svagare exempel, särskilt i Y-klassen.

Sammanfattningsvis är bruna dvärgar mellantinget mellan stjärnor och planeter: de kan genomgå vissa kärnreaktioner som deuteriumfusion, har unika spektrala egenskaper i infrarött och svalnar med tiden tills de blir svåra att upptäcka. De är viktiga för att förstå både stjärn- och planetformation samt den övergripande befolkningen av objekt i Vintergatan.

Upptäckt

Det som kom att kallas bruna dvärgar började diskuteras på 1960-talet. Alternativa namn för bruna dvärgar föreslogs, bland annat planetar och substar. De förblev hypotetiska i årtionden.

Tidiga teorier föreslog att ett objekt som är mindre än 0,09 solmassor aldrig skulle genomgå normal stjärnutveckling. Upptäckten av deuteriumförbränning ner till 0,012 solmassor och effekterna av stoftbildning i de bruna dvärgarnas svala yttre atmosfärer i slutet av 1980-talet ifrågasatte dessa teorier. Sådana objekt var dock svåra att hitta eftersom de nästan inte avger något synligt ljus. Deras starkaste emissioner finns i det infraröda (IR) spektrumet, och markbaserade IR-detektorer var för oprecisa på den tiden för att lätt kunna identifiera några bruna dvärgar.

Under många år var försöken att upptäcka bruna dvärgar fruktlösa. År 1988 upptäcktes dock GD 165B, som inte uppvisar några av de egenskaper som förväntas av en röd dvärgstjärna med låg massa. I dag erkänns GD 165B som prototyp för en klass av objekt som nu kallas "L-dvärgar". Även om upptäckten av den svalaste dvärgen var mycket betydelsefull vid den tidpunkten diskuterades det om GD 165B skulle klassificeras som en brun dvärg eller helt enkelt som en stjärna med mycket låg massa, eftersom det observationsmässigt är mycket svårt att skilja mellan de två.

Strax efter upptäckten av GD 165B rapporterades andra kandidater till bruna dvärgar. De flesta lyckades dock inte leva upp till sin kandidatur, eftersom avsaknaden av litium visade att de var stjärnobjekt. Äkta stjärnor förbränner sitt litium inom drygt 100 miljoner år (my), medan bruna dvärgar inte gör det. Förvirrande nog har bruna dvärgar temperaturer och ljusstyrka som liknar vissa riktiga stjärnor. Med andra ord innebär upptäckten av litium i atmosfären hos ett objekt att om det är äldre än 100 my, är det en brun dvärg.

Under 1994/5 förändrades studiet av bruna dvärgar genom upptäckten av två bestämda substellära objekt (Teide 1 och Gliese 229B).

Den första bekräftade bruna dvärgen upptäcktes 1994. Objektet kallades Teide 1 och hittades i det öppna klustret Plejaderna. Nature skrev "Brown dwarfs discovered, official" på förstasidan i det numret. Teide 1:s avstånd, kemiska sammansättning och ålder fastställdes eftersom den befinner sig i den unga stjärnhopen Plejaderna. Teide 1:s massa är 55 gånger större än Jupiters och ligger klart under gränsen för stjärnmassan.

Mer anmärkningsvärd var Gliese 229B, som visade sig ha en temperatur och ljusstyrka långt under stjärnornas nivå. Anmärkningsvärt är att dess nära infraröda spektrum tydligt uppvisade ett metanabsorptionsband vid 2 mikrometer, en egenskap som tidigare endast hade observerats i atmosfären hos jätteplaneter och hos Saturnus måne Titan. Denna upptäckt bidrog till att etablera ännu en spektralklass som är ännu kallare än L-dvärgar, så kallade T-dvärgar, för vilka Gliese 229B är prototypen.

En brun dvärg som är mindre än 65 Jupitermassor kan inte bränna litium genom termonukleär fusion någon gång under sin utveckling. Spektraldata av hög kvalitet visade att Teide 1 hade behållit den ursprungliga litiummängden i det ursprungliga molekylära molnet från vilket Plejaderna-stjärnorna bildades. Detta bevisade avsaknaden av termonukleär fusion i dess kärna.

Teide 1 ansågs länge vara det minsta objektet i solsystemet som hade identifierats genom direkt observation. Sedan dess har över 1800 bruna dvärgar identifierats. Vissa är mycket nära jorden, t.ex. Epsilon Indi Ba och Bb, ett par bruna dvärgar som är gravitationellt bundna till en solliknande stjärna cirka 12 ljusår från solen, och WISE 1049-5319, ett binärt system av bruna dvärgar på cirka 6,5 ljusårs avstånd.

Konstnärligt intryck av en Y-dvärg


Konstnärligt intryck av en T-dvärg


Konstnärligt intryck av en L-dvärg

Frågor och svar

Fråga: Vad är en brun dvärg?

F: Varför betraktas bruna dvärgar inte som vanliga jätteplaneter?

F: Varför är bruna dvärgar svåra att hitta?

F: Vad är intervallet för en brun dvärgs massa?

Fråga: Vad händer när en brun dvärg har en massa på över 13 MJ?

Fråga: Vad händer när en brun dvärg har en massa över ~65 MJ?

Fråga: Vilken färg har de flesta bruna dvärgar för det mänskliga ögat?

Sök med bokstav