Rjava pritlikavka: definicija, lastnosti in pomen v astronomiji

Rjava pritlikavka je nebesno telo sestavljeno iz enakih osnovnih snovi kot zvezde, vendar nima dovolj mase, da bi trajno vzdrževalo vodikovo fuzijo (tj. združevanje atomov vodika v helija). Ker zvezde oddajajo svetlobo zaradi jedrske fuzije, rjave pritlikavke tovrstne stabilne fuzije nimajo in zato ne štejejo za prave zvezde. Hkrati pa se razlikujejo od običajnih velikih planetov, saj ob začetnem nastanku in zaradi sproščanja gravitacijske energije svetijo in imajo opazne toplotne in spektralne lastnosti. Domneva se, da v galaksiji obstaja veliko rjavih pritlikavk, vendar jih je odkritih razmeroma malo, ker je njihova vidna svetlost majhna in so najlažje opazne v infrardečem delu spektra (absolutna magnituda je nizka).

Masa, jedrske reakcije in meje

Rjave pritlikavke ležijo med najtežjimi plinskimi velikani in najlažjimi zvezdami. Splošno sprejeta zgornja meja za začetek vzdrževanja stabilne vodikove fuzije je približno 75–80-kratna masa Jupitra. Spodnja meja masa, pri kateri se lahko občasno zgodi taljenje izotopov, poteka tako:

• Pri približno 13 M_J (13-kratna masa Jupitra) lahko dovolj masivne rjave pritlikavke začasno talijo devterij.
• Pri približno ~65 M_J in več se lahko talijo tudi lažji izotopi, npr. litij, zato je prisotnost ali odsotnost litija v spektru pogosto uporabljen kriterij (t. i. litijev test) za razlikovanje med bolj masivnimi rjavimi pritlikavkami in resničnimi zvezdami.

Ker rjave pritlikavke nimajo dovolj mase za dolgotrajno vodikovo fuzijo, se skozi čas ohlajajo in bledijo — njihova svetlost in temperatura sta močno odvisni od starosti in mase.

Spektralne vrste, temperature in atmosfere

Rjave pritlikavke so razvrščene v posebne spektralne razrede, zlasti L, T in Y, ki jih ločujemo glede na temperaturo in značilne molekularne absorpcijske linije:

• Razred L: T ~ 1.300–2.200 K. V spektru prevladujejo absorpcije kovin in molekul; atmosfere imajo oblake iz silikatov in kovinskih kapljic, kar daje rjavim pritlikavkam rdečkasto–magenta barvo (opazno v optičnem območju). Ta lastnost pojasnjuje, zakaj kljub imenu večina rjavih pritlikavk človeškemu očesu deluje magenta.
• Razred T: T ~ 500–1.300 K. V spektru so izrazitejše absorpcijske črte metana (CH4) in vode (H2O); oblaki se pogosteje razgrajujejo, pojavijo se jasnejše infrardeče linije.
• Razred Y: T < ~500–600 K. Najhladnejše vrste, pri katerih se v atmosferi kažejo dodatne molekule (npr. amonijak) in zelo šibka infrardeča svetlost.

Atmosfere rjavih pritlikavk so kompleksne: vsebujejo H2, He, vode, CO, CH4, NH3 in oblake iz raznih kondenzatov. Zaradi raznolikih vremenskih pojavov so mnoge rjave pritlikavke spremenljive v svetilnosti — opazimo jih kot periodične ali neregularne spremembe, ki kažejo na "vreme" in dinamične oblake.

Kako jih odkrivamo in zakaj jih je težko najti

Rjave pritlikavke oddajajo največ energije v infrardečem delu spektra, zato so glavne metode odkritja širokokotne infrardeče preiskave (npr. 2MASS, WISE) in namenski infrardeči spektroskopski pregledi. Zaradi nizke svetlosti v vidnem delu in hlajenja s starostjo so starejše rjave pritlikavke zelo šibke in zato težko zaznavne. Kljub temu so sodobni infrardeči teleskopi in vesoljske misije občutno povečali število odkritih primerkov.

Pomen v astronomiji

• Razumevanje preloma med planeti in zvezdami: rjave pritlikavke nudijo vpogled v nastanek zvezd in velikih planetov, vključno s procesi fragmentacije oblakov in nastanka objektov z majhnimi masami.
• Preizkušanje teorij o notranji zgradbi in jedrskih reakcijah: pragovi za taljenje devterija in litija pomagajo določiti modele o notranjemu ogrevanju, prenosu toplote in kemičnih spremembah.
• Polje eksoplanetov: primerjava atmosferskih lastnosti rjavih pritlikavk z atmosfere velikih eksoplanetov (npr. vročih Jupitrov) izboljšuje razumevanje kemičnih in dinamičnih procesov v gostih atmosferah.

Primeri in bližnji sistemi

Najbližji znani sistem rjavih pritlikavk je WISE 1049-5319 (znan tudi kot Luhman 16), binarni sistem dveh rjavih pritlikavk, odkrit leta 2013 in oddaljen približno 6,5 svetlobnega leta. Njegova relativna bližina in dvojnost sta omogočili podrobne študije spektralne sestave, rotacije in atmosferske variabilnosti.

Zaključek

Rjave pritlikavke so ključni objekti za razumevanje meja med planetarnimi in zvezdnimi telesi. Zaradi svoje posebne zgradbe, spektralnih značilnosti in evolucije ponujajo naraven laboratorij za testiranje teorij o nastanku in napredovanju nebesnih teles z nizko maso. Napredek v infrardeči opazovalni tehnologiji še naprej razkriva nove primerke in poglablja naše poznavanje teh zanimivih "nesvetlih zvezd".

Odkritje

O tako imenovanih rjavih pritlikavkah so začeli govoriti v šestdesetih letih prejšnjega stoletja. Za rjave pritlikavke so bila predlagana alternativna imena, med drugim planetarna in substar. Desetletja so ostale hipotetične.

Zgodnje teorije so predvidevale, da objekt z maso, manjšo od 0,09 mase Sonca, ne bo nikoli doživel običajnega zvezdnega razvoja. Odkritje izgorevanja devterija do mase 0,012 Sonca in vpliv nastajanja prahu v hladnih zunanjih atmosferah rjavih pritlikavk v poznih osemdesetih letih prejšnjega stoletja sta te teorije postavila pod vprašaj. Vendar je bilo takšna telesa težko najti, saj ne oddajajo skoraj nobene vidne svetlobe. Najmočnejše emisije imajo v infrardečem (IR) spektru, zemeljski detektorji IR pa so bili takrat preveč nenatančni, da bi zlahka prepoznali rjave pritlikavke.

Dolga leta so bila prizadevanja za odkritje rjavih pritlikavcev brezplodna. Leta 1988 pa so odkrili GD 165B, ki ni imela nobenih značilnosti, ki bi jih pričakovali od rdeče pritlikavke z majhno maso. Danes je GD 165B prepoznana kot prototip razreda objektov, ki se zdaj imenujejo "pritlikavke L". Čeprav je bilo odkritje najhladnejše pritlikavke v tistem času zelo pomembno, so razpravljali o tem, ali bi GD 165B uvrstili med rjave pritlikavke ali preprosto med zvezde z zelo majhno maso, saj je opazovalno zelo težko razlikovati med obema.

Kmalu po odkritju GD 165B so poročali o drugih kandidatkah za rjavo pritlikavko. Vendar večina ni izpolnila pogojev za kandidaturo, saj je odsotnost litija pokazala, da gre za zvezdne objekte. Prave zvezde bodo svoj litij sežgale v nekaj več kot 100 milijonih let, rjave pritlikavke pa ne. Zmedeno je, da imajo rjave pritlikavke podobne temperature in svetilnost kot nekatere prave zvezde. Z drugimi besedami, odkritje litija v atmosferi objekta pomeni, da je rjava pritlikavka, če je objekt starejši od 100 milijonov let.

V letih 1994/5 se je preučevanje rjavih pritlikavk spremenilo z odkritjem dveh določenih subzvezdnih objektov (Teide 1 in Gliese 229B).

Prva potrjena rjava pritlikavka je bila odkrita leta 1994. Objekt so poimenovali Teide 1 in so ga našli v odprti kopici Plejade. Na prvi strani takratne številke revije Nature je bil objavljen članek "Odkrita rjava pritlikavka, uradno". Razdalja, kemična sestava in starost Teide 1 so bili ugotovljeni, ker se nahaja v mladi zvezdni kopici Plejade. Teide 1 ima 55-krat večjo maso od Jupitra in je očitno pod mejo zvezdne mase.

Pomembnejša je bila Gliese 229B, za katero so ugotovili, da sta njena temperatura in svetilnost precej pod zvezdnim območjem. Zanimivo je, da je bil v njenem bližnjem infrardečem spektru jasno viden absorpcijski pas metana pri 2 mikrometrih, kar je bilo doslej opaženo le v atmosferah planetov velikanov in Saturnove lune Titana. To odkritje je pripomoglo k vzpostavitvi še enega spektralnega razreda, ki je še hladnejši od pritlikavk L, t. i. pritlikavk T, katerih prototip je Gliese 229B.

Rjava pritlikavka z maso pod 65 mas Jupitra ne more izgorevati litija s termonuklearno fuzijo kadar koli med svojim razvojem. Visokokakovostni spektralni podatki so pokazali, da je Teide 1 ohranil začetno količino litija iz prvotnega molekularnega oblaka, iz katerega so nastale zvezde Plejad. To je dokazalo, da v njenem jedru ni termonuklearne fuzije.

Teide 1 je nekaj časa veljal za najmanjše telo v Osončju, ki je bilo identificirano z neposrednim opazovanjem. Od takrat je bilo identificiranih več kot 1800 rjavih pritlikavk. Nekatere so zelo blizu Zemlje, na primer Epsilon Indi Ba in Bb, par rjavih pritlikavk, gravitacijsko vezanih na Soncu podobno zvezdo približno 12 svetlobnih let od Sonca, in WISE 1049-5319, binarni sistem rjavih pritlikavk, oddaljen približno 6,5 svetlobnega leta.

Umetnikov vtis pritlikavca L


Umetnikov vtis pritlikavca T


Umetnikov vtis pritlikavca Y

Vprašanja in odgovori

V: Kaj je rjava pritlikavka?

V: Zakaj rjave pritlikavke ne veljajo za običajne orjaške planete?

V: Zakaj je rjave pritlikavke težko najti?

V: Kakšen je razpon mase rjave pritlikavke?

V: Kaj se zgodi, ko ima rjava pritlikavka maso nad 13 MJ?

V: Kaj se zgodi, če ima rjava pritlikavka maso nad ~65 MJ?

V: Kakšne barve je večina rjavih pritlikavk videti človeškemu očesu?

Išči po črki