Ruskea kääpiö

Wikipedia
Loikkaa: valikkoon, hakuun
Gliese 229B löytövalokuvassa ja Hubble-avaruusteleskoopin havaitsemana.

Ruskea kääpiö on taivaankappale, joka on massaltaan ja ominaisuuksiltaan kaasumaisen jättiläisplaneetan ja tähden välillä. Ruskea kääpiö on eräänlainen epäonnistunut tähti, jonka ydinreaktiot lakkaavat melko pian tähden syntymän jälkeen. Tämän jälkeen ruskea kääpiö himmenee ja viilenee vanhetessaan lopulta näkymättömiin. Ruskeita kääpiöitä raskaammat kohteet ovatkin tähtiä, mm. punaisia kääpiöitä. Nämä pystyvät käyttämään fuusioreaktioissaan tavallista vetyä kun taas ruskea kääpiö vain deuteriumia. Ruskeita kääpiöitä hieman kevyemmät yksinäiset avaruuden kohteet ovat ruskeita alikääpiöitä tai tähtienvälisiä planeettoja. Niinpä ruskean kääpiön massa on noin 13-75 Jupiterin massaa. Ruskeat kääpiöt ovat tähdeksi viileitä, niiden pintalämpötila suunnilleen 300-2600 K. Ruskea kääpiö säteilee paljon infrapunaa. Ruskeat kääpiöt jaetaan tyyppeihin M, L, T ja Y viilenevän lämpötilan mukaan.

Ruskeita kääpiöitä arvellaan olevan runsaasti maailmankaikkeudessa ja niitä pidetään eräänä pimeän aineen alalajeista.lähde? Tästä huolimatta näiden havaitseminen on vaikeaa, koska ne ovat niin himmeitä. Joiltain ruskeilta kääpiöiltä on löydetty planeettoja. Ruskeita kääpiöitä hieman massiivisemmat tähdet ovat punaisia kääpiöitä. Teide 1 ja Gliese 229B ovat tunnettuja ruskeita kääpiöitä.

Määritelmä[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Aurinko, punainen kääpiö, suuri ja pieni ruskea kääpiö sekä planeetta Jupiter.

Ero tähtiin verrattuna[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Ruskeita kääpiöitä kuvataan usein epäonnistuneiksi tähdiksi, mikä perustuu ajatukseen, että ne syntyvät samalla tavalla kuin tähdet, mutta niiden massa ei riitä fuusioreaktion ylläpitämiseen.[1] Ruskea kääpiö saattaa muistuttaa kehityksensä alussa tähteä, jotka saavat energiansa fuusiosta. Tavalliset tähdet kuitenkin tuottavat energiaa fuusioimalla vetyä pp-ketjussa ja hiilisyklissä, jotka tapahtuvat vain erittäin korkeissa lämpötiloissa. Ruskea kääpiö fuusioi litiumia ja/tai deuteriumia, joiden fuusioitumien tapahtuu alemmassa lämpötilassa kuin vedyn fuusio.

Vedyn tai minkä tahansa aineen fuusioituminen vaatii riittävän tiheyden ja lämpötilan. Mitä suurempimassainen tähti tai planeetta on, sitä tiheämpi ja kuumempi sen keskus yleensä on. Jos kappaleen massa on alle 11-13 jupiterin massaa, deuteriuminkaan fuusioreaktio ei käynnisty, ja kaasun kutistumisen tuloksena on ruskea alikääpiö, tähtienvälinen planeetta tai jättiläisplaneetta. Niinpä ruskean kääpiön massan yläraja 75-84 Jupiterin massaa on pp-ketjun vaatima minimimassa, ja alaraja 11-13 Jupiterin massaa deuteriumfuusion vaatima minimimassa.lähde?

Alle 84 Jupiterin massaisen tähtimäisen kaasupallon sisustassa on 3 miljoonaa astetta, joten vety ei syty pp-ketjuun. Litiumin fuusioituminen vaatii 2 miljoonaa astetta, joka saavutetaan yli 65 Jupiterin massaisessa kaasupallossa. 65–80 kertaa Jupiterin massainen tähti fuusioi litiuminsa alle 500 miljoonassa vuodessa. Massan ollessa alle 60 Jupiterin massaa, tähden ydinreaktiot lakkaavat 10 miljoonassa vuodessa. Vedyn fuusioraja riippuu kaasupallon alkuainekoostumuksesta. Vanhoissa tähdissä on vähemmän fuusiota edistäviä vetyä raskaampia alkuaineita. Tällöin vanhat populaatio II:n tähdet syttyvät fuusioimaan vetyä vasta 0,09 Auringon massassa, ja nuoret populaatio II:n tähdet jo 0,07 Auringon massassa.lähde?

Rakenteeltaan ruskeat kääpiöt ovat täysin konvektiivisia ja tasa-aineisia, eikä niistä ole erotettavissa oikeille tähdille tyypillisiä kerrosrakenteita. Ruskeilla kääpiöillä ei ole myöskään jättiläisplaneettojen tyyppistä kiinteää ydintä.lähde?

Ruskean kääpiön tuntomerkki on usein alhainen lämpötila ja sen seurannaisilmiöt. Koska ruskeat kääpiöt ovat tähtiä viileämpiä, niissä voi olla suuria määriä molekyyleja, mikä näkyy kohteiden spektrissä. Tavallisten tähtien kaasukehissä on vastaavasti suuria määriä ioneja tai neutraaleja atomeja. Ruskea kääpiö erottuu tähdestä useimmiten siten, että siinä on suuria määriä metaania[2] jollaista pystyy olemaan melko alhaisissa lämpötiloissa.

Ero planeettoihin verrattuna[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Koska planeetoilla ja ruskeilla kääpiöillä voi olla hyvin samanlainen massa ja ilmakehä, ei aina ole selvää onko jokin kohde himmeä ruskea kääpiö vai eksoplaneetta.[3] Tästä syystä tutkijat eivät ole päässeet yksimielisyyteen niiden välisen eron määritelmästä. Toisen määritelmän mukaan erotus tulisi tehdä kappaleen syntytavan mukaan ja toinen määritelmä korostaa kappaleen sisäistä fysiikkaa. Ensin mainitun määritelmän mukaan ruskeat kääpiöt syntyvät tiivistymällä valtavista molekyylipilvistä ja planeetat kasautumalla protoplanetaarisesta kiekosta.[3]

Jälkimmäisen määritelmän mukaan ruskeita kääpiöitä ovat tähteä pienemmät kappaleet, joiden todellinen massa on suurempi kuin deuteriumin lämpöfuusioreaktion vaatiman massan alaraja. Nykyisen arvion mukaan tämä on noin 13 Jupiterin massaa.[3] Kansainvälisen tähtitieteellisen unionin eksoplaneettatyöryhmän vuonna 2001 julkaiseman ja 2003 päivittämän työmääritelmän käyttää ruskeista kääpiöistä tätä määritelmää. Työryhmän määritelmä ei ole riippuvainen siitä miten kyseinen taivaankappale on muodostunut tai missä se sijaitsee.[4]

Massojen tarkka mittaus on helpointa silloin, kun ruskea kääpiö kiertää toista tähteä niin kuin Epsilon Indi b tai ruskealla kääpiöllä on kiertolaisenaan planeettoja tai toinen ruskea kääpiö. Ruskeaa kääpiötä hieman kevyempiä kappaleita kutsutaan joskus ruskeiksi alikääpiöiksi, jollaiset luokitellaan spektriluokkaan Y.lähde?

Havaintohistoria[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Kaksinkertainen 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. Vuoteen 2011 mennessä oli löytynyt yhteensä noin 800 L- ja T-kääpiötä ja yli 500 M-kääpiötä.[5]

Vuonna 2011 julkaistussa tutkimuksessa kerrottiin Subaru- ja VLT-teleskooppien löytäneen vain noin kuuden Jupiterin massan painoisen ruskeaksi kääpiöksi luokitellun taivaankappaleen. Se ei kierrä mitään tähteä muttei myöskään ylläpidä fuusiota.[1]

Luokittelu[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Taiteilijan näkemys T-kääpiöstä.

Ruskeat kääpiöt jaetaan luokkiin M, L, T ja Y.[3] M on kuumin, Y kylmin.

M-kääpiöt[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

M-kääpiöt ovat kuumimpia ruskeita kääpiöitä. Niiden spektriluokka on M6.5 tai myöhäisempi. Näitä kutsutaan myös "myöhäisiksi M-kääpiöiksi". Vuonna 1995 Pleijadien tähtijoukosta löydetty ensimmäinen varmistettu ruskea kääpiö Teide 1 on ulospäin luokan M8 tähti, jonka absoluuttinen kirkkaus on 12.38. Etäisyys maasta 400 valovuotta. Massa 0.052+-0.015 auringon massaa, säde noin 0,21 auringon sädettä, luminositeetti 0.001 aurinkoa. Kohteen pintalämpötila 2600 K. Ikä arviolta 120 miljoonaa vuotta. Plejadeissa on myös Teide 1:n kanssa samaan aikaan 1995 löydetyt Calar 3 ja PPL 15. OTS 44 on hyvin pieni ruskea kääpiö, jolla on ympärillään kassu- ja pölykiekko.

L-kääpiöt[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

L-kääpiön pintalämpötila on noin 1200/1350-2000/2200 K. Spektrissä näkyy metallihydridejä mm FeH ja neutraaleja alkalimetalleja mms NaI. Käytännössä ei lainkaan TiO, VO. L-kääpiön väri-indeksi V-I on yli 4,5 ja absoluuttinen kirkkaus alle +18. L-luokan kohteita ovat Cha 110913-773444,DEN 0255-4700, VW Hyi, 2MASS 1507-1627, 2MASSW J0746425+2000321 B ja eräs L-alikääpiö on LSR 1610-0040.

T-kääpiöt[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

T-kääpiön pintalämpötilat ovat alle noin 700-1350 K. Nämä tunnetaan metaanin spektriviivoista. Niiden massa on ehkä alle 50 Jupiterin massaa. Tunnettu ruskea kääpiö Gliese 229B on "hyvin kylmä" T6.5-spektriluokan kääpiö noin 900-950 K lämpötiloineen. Kohteessa on metaania. Sen massa on 30-40 Jupiterin massaa, säde 0,9 Jupiterin sädettä ja ikä 2-4 miljardia vuotta. Luminositeetti 0.00032 aurinkoa, säde suunnilleen sama kuin Jupiterin säde. Epsilon Indi Bab on ruskea kääpiöpari luokkaa T.

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. 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.

Y-kääpiöt[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Kylmimpien ruskeiden kääpiöiden neli Y-kohteiden pintalämpötila on alle 500 K, jopa alle 300 K, tällöin Y-kohteen lämpötila voi olla lähellä Maassa vallitsevia lämpötiloja. 300 K vastaa Maan pinnalla noin 27 C hellettä. Luokan Y kohteita luonnehtii spektrissä esiintyvä ammoniakki. Yhtään varsinaista ruskeaa alikääpiötä ei ole todistettavasti havaittu, vaan kaikki löydetyt Y-kohteet ovat hyvin kylmiä ruskeita kääpiöitä. Vertailun vuoksi esimerkiksi Jupiterin lämpötila on noin 100 K ja Maan keskilämpö 298 K. WISE 1541-2250 on Y0-kääpiö, jonka lämpötila on 350 K.

Ominaisuudet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Ruskeiden kääpiöiden säde vaihtelee korkeintaan 10-15 % laajalla massa-alueella. Ruskean kääpiön säde on yleensä noin 0,1-0,2 auringon sädettä eli 1-2 Jupiterin sädettä. Vanhahkojen ruskeiden kääpiöiden kirkkaus on noin 10-5 Auringon kirkkautta mikä vastaa absoluuttista kirkkautta +17, nuorten kirkkaus yli 10-5 Auringon kirkkautta. 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. Väitetään himmeimmän havaitun ruskean kääpiön olevan massaltaan vain 3 Jupiterin massaa. Ruskeissa kääpiöissä havaitaan joskus röntgensädeflareja niin kuin tähdissä. Joidenkin ruskeiden kääpiöiden ympärillä on kaasusta ja pölystä koostuvia kertymäkiekkoja, jollaisista planeettakunnat syntyvät[6].

Spektriluokka[7] 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

Planeettajärjestelmät[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Joillain ruskeilla kääpiöillä on ympärillään planeettoja tai erilaisia kaasukiekkoja, joiden ajatellaan yleensä liittyvän planeettakuntien syntyyn ja kehitykseen.

Ruskean kääpiön planeetat voivat olla teoriassa elinkelpoisia sen aikaa, kun ruskea kääpiö pysyy kyllin kirkkaana. Jotta planeetan pinnalla olisi elämää, sillä on oltava kaasukehä, hyvin lähellä ruskeaa kääpiötä ei voi olla planeettoja, koska vuorovesivoimat hajottavat planeetat niin sanotun Rochen rajan sisäpuolella. Kylmä ja himmeä 300K ruskea kääpiö lämmittää vain Rochen rajan sisäpuolella lämpötiloihin jossa voi olla elämälle välttämätöntä nestemäistä vettä. Tästä huolimatta paikallista elämää ruskean kääpiön planeetan pinnalla voi olla mm vulkaanisen lämmön auttamana.

Elinkelpoinen planeetta voi kiertää 2-3 Rochen säteen päässä noin 30 Jupiterin massaista ruskeaa kääpiötä miljardeja vuosia[8]. tarkemmin 4 miljardia vuotta 40 Jupiterin massaista ruskeaa kääpiötä ja 10 miljardia vuotta 70 jupiterin massaista ruskeaa kääpiötä[8]. Joidenkin mukaan meidän kaltaisemme nukleiinihappopohjaisen elämän synty ruskean kääpiön ympärille olisi harvinaisempaa, koska viileistä esiplanetaarisista kiekoista on havaittu vähemmän vetysyanidia, joka on adeniini-nimisen nuklaiinihapon lähtöaine[9].

Esimerkki nuoresta ruskeasta kääpiöstä on 2M J044144[10], jonka massa on 20 jupiterin massaa eli 0,02 Auringon massaa[11]. Tätä noin miljoonan vuoden ikäistä kohdetta kiertää noin 24 AU päässä kappale, joka on joko ruskea alikääpiö tai planeetta. Kohteen massa on 5-10 jupiterin massaa[12]. Niinpä kohde on tavallaan hyvin kevyt kaksoistähti. Planeetan synty ei selity monien planeettojen synnyn selittävällä perinteisellä aineen kasautumisteorialla, vaan kohde on joko tiivistynyt tähtienvälisestä pilvestä tai ruskeaa kääpiötä ympäröivästä ainekiekosta[13].

Lähteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  1. a b Sakari Nummila: Tutkijat löysivät ennätyskeveän ruskean kääpiötähden Tähdet ja Avaruus. 13.10.2011. Viitattu 27.8.2013.
  2. Brown dwarfs within 10 parsecs Sol Station
  3. a b c d Adam J. Burgasser: Brown dwarfs: Failed stars, super Jupiters. Physics Today, 6/2008, 61. vsk, nro 6, s. 70–71. American Institute of Physics. doi:10.1063/1.2947658. Artikkelin verkkoversio (pdf) Viitattu 27.8.2013. (englanniksi)
  4. AU position statement on the definition of a "planet" 28.2.2003. IAU Working Group on Extrasolar Planets. Viitattu 26.8.2012. (englanniksi)
  5. A compendium of all known L, T and Mdwarfs Cal tech
  6. Brown Dwarfs Andy Lloyd
  7. The Classification of Stars Viitattu 3.5.2007. (englanniksi)
  8. a b Brown Dwarf Planets and Habitability Paul Gilster, Canteuri Dereams2010
  9. Stars and Habitable Planets
  10. [ontent.usatoday.com/communities/sciencefair/post/2010/04/hubble-spots-puzzle-planet-orbiting-tiny-star/1#.T3gh6sUkyYE Hubble spots giant planet orbiting tiny star Hubble spots giant planet orbiting tiny star] Dan vergano, Usa Today, sciencefair 7.4.2010
  11. Star : 2M 044144 Extrasolar Planets Encyclopaedia
  12. Ruskean kääpiön seuralainen haastaa planeetan määritelmän tähdet ja avaruus 08.04.2010
  13. DISCOVERY OF A PLANETARY-MASS COMPANION TO A BROWN DWARF IN TAURUS* K. Todorov et al. 2010 ApJ 714 L84 doi:10.1088/2041-8205/714/1/L84

Aiheesta muualla[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Commons
Wikimedia Commonsissa on kuvia tai muita tiedostoja aiheesta Ruskea kääpiö.