Redigerer Brun dverg

[[Fil:Brown Dwarf Gliese 229B.jpg|thumb|250px|right|Den brune dvergen (til høyre) går i omløp rundt stjernen [[Gliese 229]]. Systemet ligger i stjernebildet [[Haren]] omtrent 19 lysår fra jorden. Den brune dvergen, kalt [[Gliese 229B]], er rundt 20 til 50 ganger mer massiv enn [[Jupiter]].]]
{{HR-diagram|width=280}}
'''Brune dverger''' er i utgangspunktet [[stjerne]]r som aldri har fått nok [[masse]] til å starte [[Kjernefysisk fusjon|fusjonsprosessen i kjernen]]. En brun dverg kan minne mye om en [[planet]], men har noen viktige forskjeller. Til tross for at fusjonsprosessen aldri har satt i gang, er overflatetemperaturen vesentlig høyere enn det vi finner på en planet. I tillegg er brune dverger mange ganger mer massive enn planeter. Brune dverger har [[konveksjon]]erende overflater og innsider, uten kjemisk forskjell i dybde. Brune dverger har masser som ligger mellom en [[gasskjempe]] og de minste stjernene, med en øvre grense mellom 75<ref name="CIoW" /> og 80 [[Jupitermasse]]r (M<sub>J</sub>).

For øyeblikket er det noe debatt om hvordan man definerer separasjonen mellom en brun dverg og en kjempeplanet når den brune dvergen har lav masse (~13&nbsp;M<sub>J</sub>), og om brune dverger er pålagt å ha hatt fusjon en gang i tiden. I begge tilfeller har brune stjerner som er tyngre enn 13&nbsp;M<sub>J</sub> fusjon av [[deuterium]], og i stjerner over ~65&nbsp;M<sub>J</sub> er det også fusjon av [[litium]]. Noen brune dverger har også planeter i [[bane]] rundt seg.

==Teori==
Den vanlige mekanismen for [[Stjernedannelse|stjernefødsler]] er gjennom [[gravitasjonskollaps]] av en kald sky av [[gass]] og [[Støv (verdensrommet)|støv]]. Mens skyen trekker seg sammen, blir den varmet opp av frigjøringen av [[potensiell energi]]. Tidlig i prosessen stråles mesteparten av energien vekk, og prosessen fortsetter. Til slutt blir sentrum fast nok til å holde på energien. [[Temperatur]]en i sentrum stiger drastisk over tid, og sammentreningen av gassen avtar, helt til forholdene er varme nok til å starte [[kjernefysisk fusjon]] i [[protostjerne]]n. For de fleste stjerner vil gass- og strålingstrykk skapt av den kjernefysiske fusjonen i stjernens kjerne holde den fra å trekke seg ytterliger sammen. Stjernen har nådd [[hydrostatisk likevekt]] og vil bruke mesteparten av livet sitt til å fusjonere [[hydrogen]] til [[helium]].

Dersom massen til en protonstjerne er under 0,08&nbsp;ganger solas, vil imidlertid ikke kjernefysisk fusjon starte i kjernen. Kollapsen vil ikke varme stjernen veldig effektivt, og før temperaturen i kjernen er høy nok til å starte fusjon, vil tettheten nå et punkt hvor [[elektron]]er blir pakket sammen nok til å skape et elektrondegenereringstrykk hvor to elektroner pakkes for tett sammen. Det ene elektronet øker i energinivå, og dermed trykket. Etter modeller av brune dvergers indre, er typiske forhold for kjernens [[tetthet]], temperatur og [[trykk]] forventet å være:

::<math>\rho_c \sim 10 - 10^3\,\mathrm{\tfrac{g}{cm^3}} </math>
::<math>T_c \lesssim 3 \times 10^6\,\mathrm{K} </math>
::<math>P_c \sim 10^5\,\mathrm{Mbar}</math>
Videre kollaps forhindres og resultatet er en «feilet stjerne», eller en brun dverg som kjøles ned ved å stråle vekk sin indre [[Termisk energi|termiske energi]].

===Skille mellom dverger med høy masse og stjerner med lav masse===
*[[Litium]] er generelt tilstede i brune dverger og ikke i stjerner med lav masse. Stjerner, som har høy nok temperatur for fusjon av hydrogen, blir fort kvitt sitt litium. Dette skjer ved at en kollisjon mellom <sup>7</sup>[[Litium|Li]] og et [[proton]] produserer to <sup>4</sup>[[Helium|He]] [[nuklide]]r. Temperaturen nødvendig for at dette skal skje, er rett under temperaturen nødvendig for hydrogenfusjon. Derfor er tilstedeværelsen av litiumlinjen i den mistenkte brune dvergens spektrum et sterkt tegn på at den faktisk er substellar. Bruken av litium til å finne ut om et objekt er en brun dverg eller en stjerne med liten masse, ble lagt fram av Rafael Rebolo og hans kolleger, og blir normalt referert til som «litiumtesten».

Litium kan imdidlertid også bli sett i veldig unge stjerner, som ikke har hatt sjansen til å forbrenne det. Tunge stjerner som vår sol kan ha litium i sin ytre [[atmosfære]], som aldri blir varm nok til kvitte seg med litium. Disse stjernene er imidlertid enkle å skille fra store dverger på grunn av størrelsen. På samme måte, kan brune dverger av høy masse ha nok termisk energi til å kvitte seg med sitt litium når de er unge. Dverger med masse større enn 65&nbsp;M<sub>J</sub> kan ha forbrent sitt litium innen de er en halv milliard år gamle, og derfor er ikke testen perfekt.

*I motsetning til stjerner, er eldre dverger noen ganger kalde nok til at atmosfæren over lengre perioder kan samle observerbar mengde av [[metan]]. Dverger konstatert på denne måten er blant annet [[Gliese 229 b]].

*Stjerner i hovedserien kjøles ned, men når til slutt en minimum [[lys]]styrke som de kan opprettholde gjennom stødig fusjon. Dette varierer fra stjerne til stjerne, men er generelt ikke lavere enn 0.01 % av lysstyrken til [[Solen|sola]]. Brune dverger kjøles og mørkner jevnt gjennom livsløpet, som fører til at gamle brune dverger er for svake til å bli registrert. 

*[[Jern]]regn som en del av de atmosfæriske prosessene er kun mulig på brune dverger, ikke på små stjerner. Dette er et fenomen med lite kunnskap om, og ikke alle brune stjerner vil ha slik atmosfærisk tilstand.

===Skille mellom brune dverger med lav masse og planeter med høy masse===
[[Fil:Dwarf size illust.jpg|thumb|250px|right|(Fra venstre til høyre) [[Solen|Sola]], brun dverg, [[Jupiter]] og [[Jorden|jorda]].]]
En unik evne ved brune dverger, er at alle har omlag samme [[radius]] som [[Jupiter]]. På den høye enden av masseskalaen (60-90&nbsp;[[Jupitermasse|M<sub>J</sub>]]), er volumet til de brune dvergene hovedsakelig styrt av elektrondegenereringstrykk,<ref name="PtBD" /> som i hvite dverger. På den lave enden av skalaen (10&nbsp;M<sub>J</sub>), er volumet hovedsakelig styrt av [[coulomb-barriere]], som i planeter. Resultatet er at radiusen til brune dverger varierer bare med omlag 10-15 % over alle de forskjellige massene. Dette gjør at de er vanskelige å skille fra planeter.

I tillegg, er mange brune dverger uten fusjon. De som er på den lave delen av masseskalaen (under 13&nbsp;M<sub>J</sub>) er aldri varme nok til å fusjonere [[deuterium]], mens de som er på den andre enden av skalaen (over 60&nbsp;M<sub>J</sub>) kjøles ned så raskt at de ikke lenger har fusjon etter en tidsperiode på ca. 10&nbsp;millioner år. Det finnes imidlertid andre måter å skille dverger fra planeter:

*Tetthet er en klar avslører. Brune dverger har alle samme radius, så alt som har over 10&nbsp;M<sub>J</sub> er neppe en planet. 
*Røntgen- og [[infrarød stråling]] er klare tegn. Noen brune dverger sender ut [[røntgenstråling]], og alle «varme» dverger fortsetter å lyse klart rødt og infrarødt til de kjøles til planetlike temperaturer (under {{formatnum:1000}}&nbsp;[[Kelvin|K]]).

Gasskjemper har noen av karakteristikkene til brune dverger. For eksempel består både [[Jupiter]] og [[Saturn]] hovedsakelig av hydrogen og helium, som sola. Saturn er nesten like stor som Jupiter, selv om den kun har 30 % av massen. Tre av kjempene i vårt solsystem (Jupiter, Saturn og [[Neptun (planet)|Neptun]]) sender ut mer varme en de mottar fra sola, og alle fire kjempene har sitt eget «[[planetsystem]]» – [[Naturlig satellitt|månene]] sine. I tillegg, har det blitt vist at brune dverger kan ha, som planeter, eksentriske baner. 

I følge [[Den internasjonale astronomiske union]] regnes objekter med masse over grensen for kjernefysisk fusjon av deuterium (13&nbsp;M<sub>J</sub> for objekter med solar [[metallisitet]]) for brune dverger, mens objekter under denne massen (og som går i bane rundt en stjerne eller stjernefragmenter) regnes som planeter.<ref name="WGoEP" />

Grensen på 13&nbsp;M<sub>J</sub> er mer en [[tommelfingerregel]] enn en presis fysisk vitenskap. Store objekter brenner mesteparten av sitt deuterium, og mindre vil bare brenne litt, og verdien på 13&nbsp;M<sub>J</sub> er noe midt i mellom. Mengden deuterium som brenner kommer også an på komposisjonen av objektet, på mengden helium og deuterium tilstede.<ref name="Mass Limit" /> [[Extrasolar Planets Encyclopaedia]] inkluderer objekter opp til 20&nbsp;M<sub>J</sub>, og Exoplanet Data Explorer opp til 24&nbsp;M<sub>J</sub>.

==Observasjoner==
Brune dverger er normalt av [[spektralklasse]] M6,5 eller senere. De er for kalde til å ha en tidligere klasse.

==Referanser==
{{Referanser|refs=
<ref name="CIoW">{{cite web|first = Alan|last = Boss|date = 2001-04-03|url = http://www.carnegieinstitution.org/News4-3,2001.html|title = Are They Planets or What?|publisher = Carnegie Institution of Washington|accessdate = 2006-06-08 |archiveurl = http://web.archive.org/web/20060928065124/http://www.carnegieinstitution.org/News4-3,2001.html|archivedate = 2006-09-28}}</ref>

<ref name="Mass Limit">[http://arxiv.org/abs/1008.5150 The Deuterium-Burning Mass Limit for Brown Dwarfs and Giant Planets], David S. Spiegel, Adam Burrows, John A. Milsom</ref>

<ref name="PtBD">{{cite web|title=Planetesimals to Brown Dwarfs: What is a Planet?|date=2006-08-20|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0608417|accessdate=2008-03-31}}</ref>

<ref name="WGoEP">{{cite web|title=Working Group on Extrasolar Planets: Definition of a "Planet"|work=IAU position statement|date=2003-02-28|url=http://www.dtm.ciw.edu/boss/definition.html|accessdate=2006-09-09}}</ref>
}}

{{universet}}
{{Portal|Astronomi}}
[[Kategori:Stjernetyper]]
[[Kategori:Artikler i astronomiprosjektet]]

{{Link AA|de}}
{{Link UA|hu}}

[[af:Bruin dwerg]]
[[ar:قزم بني]]
[[bg:Кафяво джудже]]
[[ca:Nana marró]]
[[cs:Hnědý trpaslík]]
[[da:Brun dværg]]
[[de:Brauner Zwerg]]
[[el:Φαιός νάνος]]
[[en:Brown dwarf]]
[[es:Enana marrón]]
[[eo:Bruna nano]]
[[eu:Nano marroi]]
[[fa:کوتوله قهوه‌ای]]
[[fr:Naine brune]]
[[ga:Abhac donn]]
[[gl:Anana marrón]]
[[ko:갈색 왜성]]
[[hi:भूरा बौना]]
[[hr:Smeđi patuljak]]
[[id:Katai coklat]]
[[it:Nana bruna]]
[[he:ננס חום]]
[[la:Pumilio fusca]]
[[lb:Brongen Zwerg]]
[[lt:Rudoji nykštukė]]
[[li:Brojnen dwerg]]
[[hu:Barna törpe]]
[[mk:Кафеаво џуџе]]
[[ml:തവിട്ടുകുള്ളൻ]]
[[nl:Bruine dwerg]]
[[ja:褐色矮星]]
[[nn:Brun dverg]]
[[nds:Bruun Dwarg]]
[[pl:Brązowy karzeł]]
[[pt:Anã marrom]]
[[ro:Pitică cenușie]]
[[ru:Коричневый карлик]]
[[scn:Nana bruna]]
[[simple:Brown dwarf]]
[[sk:Hnedý trpaslík]]
[[sl:Rjava pritlikavka]]
[[sr:Браон патуљак]]
[[fi:Ruskea kääpiö]]
[[sv:Brun dvärg]]
[[tl:Brown dwarf]]
[[ta:பழுப்புக் குறுமீன்]]
[[th:ดาวแคระน้ำตาล]]
[[tr:Kahverengi cüce]]
[[uk:Коричневий карлик]]
[[ur:بھورا بونا]]
[[vi:Sao lùn nâu]]
[[zh:棕矮星]]