Brun dverg

En brun dverg er en stjerne 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, uten kjemisk forskjell i dybde. Brune dverger har masser som ligger mellom en gasskjempe og de minste stjernene, med en øvre grense mellom 75^[1] og 80 Jupitermasser (M_J).

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)

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 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 stjerner over ~65 M_J er det også fusjon av litium. Noen brune dverger har også planeter i bane rundt seg.

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 prosessen fortsetter. Til slutt blir sentrum fast nok til å holde på energien. Temperaturen i sentrum stiger drastisk over tid, og sammentreningen av gassen avtar, helt til forholdene er varme nok til å starte kjernefysisk fusjon i protostjernen. 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 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 elektroner 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:

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

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

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

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

• Litium er generelt til stede 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 ⁷Li og et proton produserer to ⁴He nuklider. 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 M_J 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 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 jevnt gjennom livsløpet, som fører til at gamle brune dverger er for svake til å bli registrert.

• Jernregn 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

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

En unik evne ved brune dverger, er at alle har om lag samme radius som Jupiter. På den høye enden av masseskalaen (60-90 M_J), er volumet til de brune dvergene hovedsakelig styrt av elektrondegenereringstrykk,^[2] som i hvite dverger. På den lave enden av skalaen (10 M_J), er volumet hovedsakelig styrt av coulomb-barriere, som i planeter. Resultatet er at radiusen til brune dverger varierer bare med om lag 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 ned så raskt at de ikke lenger har fusjon etter en tidsperiode på ca. 10 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 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 infrarødt til de kjøles til planetlike temperaturer (under 1 000 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 solsystemet (Jupiter, Saturn og Neptun) sender ut mer varme en de mottar fra sola, og alle fire kjempene har sitt eget «planetsystem» – månene sine. I tillegg, har det blitt vist at brune dverger kan ha, som planeter, eksentriske baner.

Ifølge Den internasjonale astronomiske union regnes objekter med masse over grensen for kjernefysisk fusjon av deuterium (13 M_J 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.^[3]

Grensen på 13 M_J 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 M_J er noe midt i mellom. Mengden deuterium som brenner kommer også an på komposisjonen av objektet, på mengden helium og deuterium til stede.^[4] Extrasolar Planets Encyclopaedia inkluderer objekter opp til 20 M_J, og Exoplanet Data Explorer opp til 24 M_J.

Observasjoner

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

Referanser

1. Boss, Alan (3. april 2001). «Are They Planets or What?». Carnegie Institution of Washington. Arkivert fra originalen 28. september 2006. Besøkt 8. juni 2006. «Arkivert kopi». Archived from the original on 28. september 2006. Besøkt 14. februar 2011.CS1-vedlikehold: Uheldig URL (link)
2. «Planetesimals to Brown Dwarfs: What is a Planet?». 20. august 2006. Besøkt 31. mars 2008.
3. «Working Group on Extrasolar Planets: Definition of a "Planet"». IAU position statement. 28. februar 2003. Arkivert fra originalen 16. september 2006. Besøkt 9. september 2006.
4. The Deuterium-Burning Mass Limit for Brown Dwarfs and Giant Planets, David S. Spiegel, Adam Burrows, John A. Milsom

Portal: Astronomi