Ruskea kääpiö
Sivulta puuttuu 
Ruskea kääpiö on taivaankappale, joka on massaltaan kaasumaisen jättiläisplaneetan ja tähden välillä. Ruskeassa kääpiössä vety ei fuusioidu heliumiksi niin kuin tähdessä, mutta se saattaa loistaa, toisin kuin planeetat. Ruskea kääpiö säteilee alussa voimakkaasti, koska se fuusioi deuteriumia. Deuteriumin vähetessä kääpiö hiipuu hiljalleen näkymättömiin. Jotkin massiiviset ruskeat kääpiöt fuusioivat alussa litiumia. Ruskea kääpiö säteilee paljon infrapunaa. Ruskean kääpiön massa on noin 13-75 Jupiterin massaa. ja lämpötila suunnilleen 500-2600 K. Ruskeita kääpiöitä raskaammat kohteet ovat jo tähtiä, punaisia kääpiöitä. Ruskeita kääpiöitä arvellaan olevan runsaasti maailmankaikkeudessa, mutta niiden havaitseminen on himmeyden takia vaikeaa.
Sisällysluettelo |
[muokkaa] Ruskea kääpiö
Ensimmäisten joukossa löydetty ja ensimmäisenä varmistettu ruskea kääpiö oli Gliese 229B, joka löydettiin lokakuussa 2004 kiertämästä 15 valovuoden etäisyydellä olevaa Gliese 229 -tähteä ja joka varmistettiin vuonna 1995. Sillä arvioidaan olevan 20–50-kertainen Jupiterin massa. Sen jälkeen ruskeita kääpiöitä on löydetty useita satoja. On arveltu, että jopa yli 75 % universumimme näkyvästä massasta koostuisi ruskeista ja valkoisista kääpiöistä.
Ruskeiden kääpiöiden säteilemä vähäinen energiamäärä on peräisin tiivistymisvaiheessa syntyneestä lämmöstä sekä kehityksen alkuvaiheessa tapahtuneesta deuteriumin fuusiosta. Ruskean kääpiön pintalämpötilaksi on arvioitu 700 °C ja sillä saattaa olla samanlainen metaanikaasukehä kuin Jupiterilla. Rakenteeltaan ruskeat kääpiöt ovat täysin konvektiivisia ja tasa-aineisia, eikä niistä ole erotettavissa oikeille tähdille tyypillisiä kerrosrakenteita.
[muokkaa] Ruskean kääpiön massarajat
Ruskeat kääpiöt fuusioivat lyhyen aikaa ydinreaktioissa deuteriumia ja/tai litiumia. Tavallinen vety ei fuusioidu pp-ketjussa niin kuin varsinaisissa tähdissä. Jättiläisplaneetan, kuten Jupiterin, massa on 0,001 Auringon massaa, siinä ei syty deuteriumkaan. Vedyn tai minkä tahansa ydinpolttoaineen fuusioituminen vaatii riittävän tiheyden ja lämpötilan. Deuteriumin fuusioituminen vaatii noin 11–13 Jupiterin massaa. Tämä on ruskean kääpiön massan alaraja. Yli 65 Jupiteria massaltaan oleva ruskea kääpiö polttaa deuteriumin lisäksi litiumia. Ruskean kääpiön massan yläraja on 70–90 Jupiterin massaa. Massan ollessa alle 60 Jupiterin massaa, tähden ydinreaktiot lakkaavat 10 miljoonassa vuodessa. 65–80 kertaa Jupiterin massainen tähti fuusioi litiuminsa alle 500 miljoonassa vuodessa. Jatkuva vedyn fuusioiminen vaatii noin 84 Jupiterin massaa, tällöin on jo kyseessä M-tyypin punainen kääpiötähti. Vedyn fuusioraja vaihtelee, vanhat populaatio II:n tähdet syttyvät fuusioimaan vetyä vasta 0,09 Auringon massassa, ja nuoret populaatio II:n tähdet jo 0,07 Auringon massassa.
On myös löytynyt noin kuuden Jupiterin massan painoinen ruskeaksi kääpiöksi luokiteltu taivaankappale, joka ei kierrä mitään tähteä muttei myöskään ylläpidä fuusiota.[1]
[muokkaa] Ruskean kääpiön ominaisuuksia
| Spektriluokka[2] | Pintalämpötila | Säde, Auringon säde=1 | Absoluuttinen näennäinen kirkkaus MV | Kokonaissäteilyteho eli Bolometrinen Luminositeetti, Auringon = 1 |
Elinkelpoinen vyöhyke AU | Elokelpoinen vyöhyke km |
|---|---|---|---|---|---|---|
| M8 | 2 600K | 0,11 | +18,5 | 0,00045 | 0,021 | 3 100 000 |
| M9 | 2 500K | 0,10 | +19,3 | 0,00032 | 0,018 | 2 700 000 |
| L0 | 2 400K | 0,098 | +19,7 | 0,00030 | 0,017 | 2 500 000 |
| L2 | 2 100K | 0,095 | +20,4 | 0,00015 | 0,012 | 1 800 000 |
| L5 | 1 650K | 0,089 | +22 | 0,000060 | 0,0078 | 1 200 000 |
| T0 | 1 400K | 0,08 | +23 | 0,000028 | 0,0052 | 780 000 |
| T5 | 1 200K | 0,06 | +24 | 0,000015 | 0,0039 | 580 000 |
| T8 | 750K | 0,06 | +26 | 0,0000026 | 0,0016 | 240 000 |
[muokkaa] Ruskean kääpiön säde, kirkkaus ja lämpötila
Ruskeiden kääpiöiden säde vaihtelee korkeintaan 10-15 % laajalla massa-alueella. Vanhahkojen ruskeiden kääpiöiden kirkkaus on noin 10-5 Auringon kirkkautta mikä vastaa absoluuttista kirkkautta +17, nuorten kirkkaus yli 10-5 Auringon kirkkautta. Sisustan lämpötila on alle 3 miljoonaa astetta, joten vety ei syty. Litiumin fuusioituminen vaatii 2 miljoonaa astetta. Ruskeiden kääpiöiden pintalämpötilat vaihtelevat välillä 300-3000 K, hyvin laajalla alueella, joka ulottuu planeettojen lämpötiloista tähtien lämpötiloihin. Noin 4000 K on tähdelle tyypillinen pintalämpötila ja 1000 K jo kuuman planeetan lämpötila. Noin 1700 asteen lämpötilassa rauta tiivistyy ja sopivan lämpöisen ruskean kääpiön pinnalla tapahtuu rautasateita.
[muokkaa] Ruskeiden kääpiöiden tyypit L ja T
L-kääpiön pintalämpötila on noin 1200/1350-2000/2200 K. T-kääpiön pintalämpötilat ovat alle 1200/1350 K, monesti noin 1000 K. L-kääpiön väri-indeksi V-I on yli 4,5 ja absoluuttinen kirkkaus alle +18. T-kääpiöissä on metaanin absorptioviivoja 1200-1300 K:ta viileämpänä. Niiden massa on ehkä alle 50 Jupiterin massaa. Väitetään himmeimmän havaitun ruskean kääpiön olevan massaltaan vain 3 Jupiterin massaa.
[muokkaa] Muutamia T-kääpiöitä
Tunnettu ruskea kääpiö Gliese 229B on "hyvin kylmä" T6.5-spektriluokan kääpiö noin 900 K lämpötiloineen. Sen massa on 30-40 Jupiterin massaa, säde 0,9 Jupiterin sädettä ja ikä 2-4 miljardia vuotta. Kylmempiäkin on havaittu, esimerkiksi 2MASS 0415-0935 on T8-kääpiö, jonka lämpötila on 700 K ja kirkkaus 10-6 Auringon kirkkautta. Siten se on himmeimpiä ruskeita kääpiöitä. Kylmin on erään tiedon mukaan GJ 570D, T8-kääpiö, jonka lämpötila on noin 500 K. Orionin sumussa kelluu monia hyvin pienimassaisia ruskeita kääpiöitä, melkein kuin planeettoja, joista erään S Ori 70:n massa lienee 2-8 Jupiterin massaa. Nämä lukeutuvat tietenkin T-kääpiöiksi, jos niitä ei lasketa kelluviksi eksoplaneetoiksi. Esimerkiksi Jupiterin lämpötila on noin 100 K.
[muokkaa] L-kääpiö-esimerkki
Teide 1 on Plejadeissa sijaitseva kirkas ruskea "L"-kääpiö, jonka lämpötila on 2350 K, massa 55 Jupiterin massaa ja säde 2,1 Jupiterin sädettä. Spektri on M8, ei "L". Sen ikä on arviolta 100 miljoonaa vuotta ±30 % eli se on tähtitieteellisesti katsoen nuori. Plejadeissa on myös Teide 1:n kanssa samaan aikaan 1995 löydetyt Calar 3 ja PPL 15.
[muokkaa] Katso myös
[muokkaa] Lähteet
- ↑ http://www.avaruus.fi/uutiset/tahdet-sumut-ja-galaksit/tutkijat-loysivat-ennatyskevean-ruskean-kaapiotahden.html viitattu 19.10.2011
- ↑ The Classification of Stars Viitattu 3. toukokuuta 2007. (englanniksi)
[muokkaa] Aiheesta muualla
- M dwarfs, L dwarfs and T dwarfs
- A current list of L and T dwarfs
- A geological definition of brown dwarfs, contrasted with stars and planets (via Berkeley)
- Neill Reid's pages at the Space Telescope Science Institute:
- On spectral analysis of M dwarfs, L dwarfs, and T dwarfs
- Temperature and mass characteristics of low-temperature dwarfs
- X-ray flare
- Brown Dwarfs and ultracool dwarfs (late-M, L, T) - D. Montes, UCM
- Wild Weather: Iron Rain on Failed Stars - scientists are investigating astonishing weather patterns on brown dwarfs, Space.com
NASA Brown dwarf detectives- Detailed information in a simplified sense.
- Cha Halpha 1 stats and history
- A census of observed brown dwarfs (not all confirmed), ca 1998
- Epsilon Indi Ba and Bb, a pair of brown dwarfs 12 ly away
- Luhman et al., Discovery of a Planetary-Mass Brown Dwarf with a Circumstellar Disk
Spektriluokan mukaan: O · B · A · F · G · K · M · L · T · S
Koon mukaan: Alikääpiö · Kääpiö (Punainen · Sininen) · Pääsarja · Alijättiläinen · Jättiläinen (Punainen · Sininen) · Kirkas jättiläinen · Ylijättiläinen (Punainen · Sininen) · Hyperjättiläinen
Muut tyypit: Ruskea kääpiö · Ruskea alikääpiö · Novatähti · Neutronitähti · Pimeä tähti · Wolfin–Rayetin tähti · Valkoinen kääpiö · Musta kääpiö
