Brun dvärg

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

Under några år har det diskuterats vilket kriterium som ska användas för att definiera separationen mellan en brun dvärg med mycket låg massa och en jätteplanet (~13 Jupitermassor). En skola av tankar bygger på bildning och en annan på inre fysik.