Brun dverg

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.

Hertzsprung-Russell-diagram

Spektralklasse

Brune dverger

Hvite dverger

Røde dverger

Subdverger

Hovedserien
("dverger")

Subkjemper

Kjemper

Lyse kjemper

Superkjemper

Hyperkjemper

absolutt

størrelses-

klasse

(M_V)

Brune dverger er i utgangspunktet stjerner som aldri har fått nok masse til å starte 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 konveksjonerende overflater og innsider, med ingen kjemisk forskjell i dybde. Brune dverger har masser mellom den av en kjempegassplanet og den laveste stjernemassen; denne øvre grensen er mellom 75 og 80 Jupiters masse ($M_{J}$). For øyeblikket er det noe debatt om hvordan man definere separasjonen mellom en brun dverg og en kjempeplanet, når den brune dvergen har lav masse (~13 $M_{J}$ ), 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 $M_{J}$ fusjon av deuterium og i de stjernene over ~65 $M_{J}$ er det også fusjon av lithium. Noen planeter er kjent å gå i bane rundt en brun dverg:2M1207b, MOA-2007-BLG-192Lb, og 2MASS J044144‎.

Teori

Den vanlige mekanismen for stjernefødsler er gjennom gravitasjonskollaps av en kald sky av gass og støv. Mens skyen trekker seg sammen, blir den varmet opp av frigjøringen av potensiell energi. Tidlig i prosessen stråles mesteparten av energien vekk, og lar prosessen fortsette. Til slutt er sentrum fast nok til å holde på energien. Temperaturen i sentrum stiger drastisk over tid, og slakker sammentrekningen av gassen, helt til forholdene er varme nok til å starte kjernefysisk fusjon i protostjernen. For de fleste stjerner vil gass og strålings trykk skapt av den kjernefysiske fusjonen i stjernens kjerne holde den fra å trekke seg sammen videre. Stjernen har nådd hydrostatisk likevekt og vil bruke mesteparten av livet sitt til å fusjonere hydrogen til helium.

Men, viss massen av protonstjernen er under 0.08 ganger den av sola, vil 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 elektroner blir pakket sammen nok til å skape elektron degenererings trykk, hvor to elektroner pakkes for tett sammen, og det ene elektronet øker energi nivå, og dermed trykket. Etter modeller av brune dvergers indre, er typiske forhold for kjernens tetthet, temperatur og trykk, forventet å være:

$\rho _{c}\sim 10-10^{3}\,\mathrm {\tfrac {g}{cm^{3}}}$

$T_{c}\lesssim 3\times 10^{6}\,\mathrm {K}$

$P_{c}\sim 10^{5}\,\mathrm {Mbar}$

Videre kollaps forhindres, og resultatet er en "feilet stjerne", eller en brun dverg som kjøles ned ved å stråle vekk sin indre termiske energi.

Skille mellom dverger med høy masse og stjerner med lav masse

Lithium: Lithium 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 lithium. Dette skjer ved at en kollisjon mellom Lithium-7 og et proton produserer to Helium-4 nuklider. Temperaturen nødvendig for at dette skal skje, er rett under temperaturen nødvendig for hydrogenfusjon. Derfor er tilstedeværelsen av lithiumlinjen i den mistenkte brune dvergens spektrum et sterkt tegn på at den faktisk er substellar. Bruken av lithium 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 lithium-test.

• Men, lithium kan også bli sett i veldig unge stjerner, som ikke har hatt sjansen til å brenne det vekk. Tunge stjerner som vår sol kan ha lithium i sin ytre atmosfære, som aldri blir varm nok til kvitte seg med lithium, men disse stjernene er lett å skille fra store dverger på grunn av sin størrelse.
• På samme måte, kan brune dverger av høy masse ha nok termisk energi til å kvitte seg med sitt lithium når de er unge. Dverger med masse større enn 65 $M_{J}$ kan ha brent vekk sitt lithium innen de er en halv milliard år gamle, og derfor er ikke testen perfekt.

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

Lys: Stjerner i hovedserien kjøles ned, men når til slutt en minimum lysstyrke som de kan opprettholde gjennom stødig fusjon. Dette varierer fra stjerne til stjerne, men er generelt ikke lavere enn 0.01% av lysstyrken til Sola. Brune dverger kjøles og mørkner stødig 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 dette kun mulig på brune dverger, ikke på små stjerner. Dette er et fenomen vi vet lite om, og ikke alle brune stjerner vil alltid ha slik atmosfærisk tilstand.

Skille mellom brune dverger med lav masse og planeter med høy masse

(Fra venstre til høyre) Sola, brun dverg, Jupiter og Jorda.

En unik evne ved brune dverger er at alle har omlag samme radius som Jupiter. På den høye enden av masseskalaen (60-90 Jupitermasser), er volumet til de brune dvergene styrt hovedsakelig av elektron-degenererings-trykk, som i hvite dverger. På den lave enden av skalaen (10 Jupitermasser), er volumet styrt hovedsakelig 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 $M_{J}$) er aldri varme nok til å fusjonere deuterium, mens de som er på den andre enden av skalaen (over 60 $M_{J}$) kjøles raskt nok til at de ikke lenger har fusjon etter en tidsperiode på omlag 10 millioner år. Men det er også andre måter å skille dverger fra planeter:

Tetthet er en klar avslører. Brune dverger har alle samme radius, så alt som har over 10 $M_{J}$ 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 infrarød til de kjøler til planetlike temperaturer (under 1000K).

Gasskjemper har noen karakteristikker av brune dverger. For eksempel Jupiter og Saturn er begge hovedsakelig 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) sender ut mer varme en de mottar fra Sola. Og alle fire kjemper har sitt eget "planetsystem" – månene sine. I tillegg, har det blitt vist at brune dverger kan ha, som planeter, eksentriske baner.

Akkurat nå er, i følge Den internasjonale astronomiske union, objekter med masse over grensen for kjernefysisk fusjon av deuterium (regnes som 13 $M_{J}$ for objekter av solar metallisitet) regnet som brune dverger, mens objekter under denne massen (og som går i bane rundt en stjerne eller stjernefragmenter) er regnet som en planet.

Grensen på 13 $M_{J}$ er mer en tommelregel enn en presis fysisk viktighet. Store objekter brenner mesteparten av sitt deuterium, og mindre vil bare brenne litt, og verdien på 13 $M_{J}$ er noe midt i mellom. Mengden deuterium som brenner kommer også an på komposisjonen av planeten, på mengden helium og deuterium tilstede. Extrasolar Planets Encyclopaedia inkluderer objekter opp til 20 $M_{J}$, og Exoplanet Data Explorer opp til 24 $M_{J}$.

Observasjoner

Brune dverger kommer normalt med sektralklasse M6.5 eller senere. De er for kalde til å ha en tidligere klasse.

Referanser

Denne artikkelen er en spire. Du kan hjelpe Wikipedia ved å utvide den.