Brune dværge: Hvad er de? Massegrænser, fusion og egenskaber
Brune dværge: Lær om massegrænser, kernefusion (deuterium/lithium), forskelle fra stjerner og gasgiganter samt deres egenskaber og opdagelser.
En brun dværg er et substellart objekt, sammensat af de samme grundstoffer som stjerner, men uden tilstrækkelig masse til at kunne fusionere brint (sammenføjning af brintatomer til heliumatomer). Det er kernefusion, der får stjerner til at gløde. Brune dværge kan derfor hverken klassificeres som normale stjerner eller som typiske kæmpeplaneter: de lyser svagt og køler gradvis ned med tiden. Man regner med, at de er talrige i Mælkevejen, men kun få er fundet, fordi deres absolutte størrelse er meget lav og de udsender mest energi i infrarødt.
Massegrænser og fusion
Brune dværges masser ligger mellem de tungeste gasgiganter og de letteste stjerner. En almindelig angivet øvre grænse for, hvornår et objekt kan begynde stabil hydrogenfusion, ligger omkring 75–80 gange Jupiters masse (M J), men den nøjagtige grænse afhænger svagt af sammensætning (metallicitet) og rotation.
Vigtige tærskler:
- Omkring 13 M J: objekter over denne grænse kan midlertidigt fusionere deuterium. Deuteriumfusion forbruger kun en lille del af brændstoffet og varer typisk kort i forhold til systemets alder.
- Omkring ~65 M J: tungere brune dværge kan begynde at fusionere lithium, og derfor kan fravær eller tilstedeværelse af lithium i spektre bruges som diagnostisk test (”lithium-test”) for at skelne mellem stjerner og brune dværge.
- Ved ~75–80 M J og derover opnås de centrale temperaturer nødvendige for stabil brintfusion, og objektet betragtes som en rigtig stjerne.
Temperatur, spektralklasser og køling
Brune dværge dækker et bredt temperaturinterval, fra få tusinde kelvin ned til kun nogle hundrede kelvin. De klassificeres ofte i spektralklasserne L, T og Y:
- L-klassen (ca. 1300–2500 K): stærke metal- og oxidemissioner, rødlig til brun farvetone.
- T-klassen (ca. 500–1300 K): tydelige CH4 (methan) og H2O absorptioner i infrarødt.
- Y-klassen (< ca. 500 K): de koldeste kendte, viser bl.a. ammoniakabsorption.
Brune dværge køler og svinder langsomt ind over tid, da de ikke har vedvarende kernefusion. Deres indre kan delvist blive støttet af elektrondegenerationstryk, hvilket hæmmer videre kontraktion og holder dem som substellare objekter.
Farve og observation
På trods af navnet vil mange brune dværge for et menneskeligt øje se magenta ud i svagt synligt lys. Det skyldes, at deres emission er svag i synligt lys og præget af stærke molekylære absorptionsbånd (f.eks. TiO, VO i varme objekter og CH4, H2O i koldere), hvilket kan give en lilla-rød nuance, når den lidt blåere del af spektrummet kombineres med rød emission. I praksis observeres brune dværge oftest i infrarødt, hvor de er langt lysere.
Dannelse og sondring fra planeter
Der er to hovedmåder, et tungt substellar objekt kan opstå på: direkte gravitationel kollaps i en gasklump (ligesom stjerner) eller langsom opbygning omkring en kerne i en protoplanetarisk skive (core accretion). Grænsen mellem ”stor planet” og ”brun dværg” diskuteres stadig; nogle objekter med masse >13 M J kan teknisk set brænde deuterium, men kan alligevel være dannet som planeter. Derfor bruges både masse og dannelsesmekanisme i definitioner.
Hvordan finder vi dem?
Brune dværge opdages og studeres ved hjælp af:
- Infrarøde himmelskortlægningsmissioner (f.eks. WISE, 2MASS, Spitzer).
- Spektralanalyse for at identificere molekylære absorptionslinjer og bestemme temperatur og sammensætning.
- Direkte billeddannelse og målinger af binære systemer eller kredsløb, hvor massesbestemmelser kan gives via banedynamik.
- Transit-, radialhastigheds- og mikrolinseobservationer i enkelte tilfælde.
Et nært eksempel er WISE 1049-5319 (også kaldet Luhman 16), et binært system af brune dværge cirka 6,5 lysår væk, opdaget i 2013. Fund som dette viser, at brune dværge kan findes relativt tæt på Solen, men mange er endnu uopdagede, især de ældre og koldere Y-dværge.
Betydning for astronomien
Brune dværge udfylder den vigtige mellemposition mellem planeter og stjerner. De er laboratorier for studiet af lavtemperaturatmosfærer, molekylær kemi under ekstreme forhold og dannelsesprocesser i galaktisk sammenhæng. Ved at måle deres spektra, masse og alder får vi indsigt i både stjernedannelse og grænserne for, hvad der kan omtales som en planet.
Det mindre objekt er Gliese 229B, der har en masse på 20 til 50 gange Jupiters masse og kredser om stjernen Gliese 229. Den befinder sig i stjernebilledet Lepus, ca. 19 lysår fra Jorden.
Opdagelse
Man talte om det, der blev kendt som brune dværge i 1960'erne. Der blev foreslået alternative navne for brune dværge, herunder planetar og substar. De forblev hypotetiske i årtier.
Tidlige teorier foreslog, at et objekt på mindre end 0,09 solmasser aldrig ville gennemgå normal stjerneteknisk udvikling. Opdagelsen af deuteriumforbrænding ned til 0,012 solmasser og virkningen af støvdannelse i de brune dværgers kølige ydre atmosfære i slutningen af 1980'erne satte spørgsmålstegn ved disse teorier. Sådanne objekter var imidlertid svære at finde, fordi de næsten ikke udsender synligt lys. Deres stærkeste emissioner er i det infrarøde (IR) spektrum, og jordbaserede IR-detektorer var dengang for upræcise til at kunne identificere brune dværge uden videre.
I mange år var bestræbelserne på at finde brune dværge forgæves. I 1988 blev GD 165B imidlertid opdaget, og den viste ingen af de kendetegn, som man kunne forvente af en rød dværgstjerne med lav masse. I dag er GD 165B anerkendt som prototype på en klasse af objekter, der nu kaldes "L-dværge". Selv om opdagelsen af den koldeste dværg var meget betydningsfuld på det tidspunkt, blev det diskuteret, om GD 165B skulle klassificeres som en brun dværg eller blot en stjerne med meget lav masse, fordi det observationelt er meget vanskeligt at skelne mellem de to.
Kort efter opdagelsen af GD 165B blev der rapporteret om andre brune dværg-kandidater. De fleste af dem kunne dog ikke leve op til deres kandidatur, fordi fraværet af lithium viste, at de var stjernedunkle objekter. Ægte stjerner vil forbrænde deres lithium inden for lidt over 100 millioner år (my), mens brune dværge ikke vil gøre det. Forvirrende nok har brune dværge temperaturer og lysstyrker svarende til nogle ægte stjerner. Med andre ord betyder påvisningen af lithium i atmosfæren af et objekt, at hvis det er ældre end 100 my, er det en brun dværg.
I 1994/5 ændrede studiet af brune dværge sig med opdagelsen af to konkrete substellare objekter (Teide 1 og Gliese 229B).
Den første bekræftede brune dværg blev opdaget i 1994. Den blev kaldt Teide 1 og blev fundet i den åbne Plejadernehob. Nature fremhævede "Brune dværge opdaget, officielt" på forsiden af det nummer. Afstanden, den kemiske sammensætning og Teide 1's alder blev fastlagt, fordi den befinder sig i den unge stjernehob Plejaderne. Teide 1's masse er 55 gange Jupiters masse og ligger klart under grænsen for stjernemasse.
Mere bemærkelsesværdigt var Gliese 229B, som viste sig at have en temperatur og luminositet langt under stjernernes område. Bemærkelsesværdigt nok viste dens nær-infrarøde spektrum tydeligt et metanabsorptionsbånd ved 2 mikrometer, et træk, som tidligere kun var blevet observeret i atmosfæren hos kæmpeplaneter og Saturns måne Titan. Denne opdagelse bidrog til at etablere endnu en anden spektralklasse, som er endnu koldere end L-dværge, nemlig "T-dværge", som Gliese 229B er prototypen for.
En brun dværg med en masse på under 65 Jupitermasser er ikke i stand til at forbrænde lithium ved termonuklear fusion på noget tidspunkt i løbet af sin udvikling. Spektraldata af høj kvalitet viste, at Teide 1 havde bevaret den oprindelige lithiummængde fra den oprindelige molekylære sky, hvorfra Plejaderne blev dannet. Dette beviste, at der ikke var termonuklear fusion i dens kerne.
Teide 1 blev i nogen tid betragtet som det mindste objekt i solsystemet, der var blevet identificeret ved direkte observation. Siden da er der blevet identificeret over 1800 brune dværge. Nogle er meget tæt på Jorden, f.eks. Epsilon Indi Ba og Bb, et par brune dværge, der er gravitationelt bundet til en sollignende stjerne omkring 12 lysår fra Solen, og WISE 1049-5319, et binært system af brune dværge omkring 6,5 lysår fra Solen.
Kunstnerisk indtryk af en L-dværg
Kunstnerisk indtryk af en T-dværg
Kunstnerisk indtryk af en Y-dværg
Problemer
I nogle år har der nu været debat om, hvilket kriterium der skal bruges til at definere adskillelsen mellem en brun dværg med meget lav masse og en kæmpeplanet (~13 Jupitermasser). En skole af tanker er baseret på dannelse, og en anden på indvendig fysik.
Spørgsmål og svar
Spørgsmål: Hvad er en brun dværg?
A: En brun dværg er et objekt lavet af de samme materialer som stjerner, men de mangler masse nok til brintfusion, som er det, der får stjerner til at gløde, hvilket betyder, at de ikke er almindelige stjerner.
Spørgsmål: Hvorfor betragtes brune dværge ikke som almindelige kæmpeplaneter?
Svar: Brune dværge betragtes ikke som almindelige kæmpeplaneter, fordi de lyser, hvilket ikke er et kendetegn for kæmpeplaneter.
Spørgsmål: Hvorfor er brune dværge svære at finde?
Svar: Brune dværge er svære at finde på grund af deres lille absolutte størrelse, selv om der findes mange.
Spørgsmål: Hvad er intervallet for en brun dværgs masse?
Svar: En brun dværgs masse ligger mellem de tungeste gasgiganter og de letteste stjerner, med en øvre grænse på omkring 75-80 gange Jupiters masse.
Spørgsmål: Hvad sker der, når en brun dværg har en masse på over 13 MJ?
Svar: Når en brun dværg fusionerer deuterium, menes den at have en masse på over 13 MJ.
Spørgsmål: Hvad sker der, når en brun dværg har en masse på over ~65 MJ?
Svar: Brune dværge, der har en masse på over ~65 MJ, menes også at fusionere lithium.
Spørgsmål: Hvilken farve ville de fleste brune dværge have for det menneskelige øje?
Svar: På trods af at de hedder "brune" dværge, vil de fleste af dem se magenta ud for det menneskelige øje.
Søge