Rudosios nykštukės: kas tai, savybės ir atradimai

Sužinokite apie rudosias nykštukes: jų savybes, masės ribas, sintezės procesus ir svarbiausius atradimus — išsamus vadovas apie kosmoso „tarpinius“ objektus.

Rudoji nykštukė - tai objektas, sudarytas iš tų pačių medžiagų, kaip ir žvaigždės, tačiau jo masė nepakankama vandenilio sintezei (vandenilio atomų jungimuisi į helio atomus). Branduolių sintezė yra tai, dėl ko žvaigždės švyti. Rudosios nykštukės nėra pakankamai masyvios, kad tai galėtų vykti, todėl jos nėra įprastos žvaigždės. Kita vertus, jos nėra ir įprastos planetos milžinės, nes švyti. Manoma, kad jų yra daug, tačiau jų rasta nedaug, nes jų absoliutus dydis yra mažas.

Jų masė yra tarp sunkiausių dujinių milžinių ir lengviausių žvaigždžių, o viršutinė riba yra maždaug 75-80 kartų didesnė už Jupiterio masę (M _J). Manoma, kad didesnės nei 13 M _Jrudosios nykštukės degina deuterį, o didesnės nei ~65 M _J, degina ir litį.

Nepaisant jų pavadinimo, dauguma rudųjų nykštukių žmogaus akiai atrodo purpurinės spalvos. Artimiausia žinoma rudoji nykštukė yra WISE 1049-5319, esanti už maždaug 6,5 šviesmečių nuo mūsų - 2013 m. atrasta rudųjų nykštukių dvinarė sistema.

Kas jos yra ir kaip jos susidaro

Rudosios nykštukės — tai tarpplanetiniai ir tarpžvaigždiniai objektai, susidarantys panašiai kaip žvaigždės: iš besikraunančios dujinės debesies. Tačiau jų masė per maža, kad centre užsivestų pastovi vandenilio branduolių sintezė. Gali būti ir kitų formacijos scenarijų: fragmentacija protoplanetiniuose diskuose ar susidarymas kaip „perdidėta“ planeta. Dėl skirtingo susidarymo būdo jų masės, orbitos ir aplinkos savybės gali būti įvairios.

Fizikinės savybės

• Masė: paprastai ~13–80 M_J, viršutinė riba (~75–80 M_J) — kiek maždaug reikalinga, kad prasidėtų pastovi vandenilio sintezė.
• Termobranduoliniai procesai: deuterio deginimas vyksta maždaug nuo 13 M_J, o ličio degeneracija/degimas — maždaug >60–65 M_J. Tai vienas iš būdų atskirti masyvesnes rudąsias nykštukes nuo lengvesnių.
• Spindulys: dėl elektronų degeneracijos slėgio spindulys yra panašus į Jupiterio, ir net didėjant masei spindulys keičiasi nežymiai.
• Temperatūra ir spalva: paviršinės temperatūros svyruoja nuo kelių tūkstančių kelvinų (šviesiausios L klasės) iki kelių šimtų kelvinų (Y klasė). Matomoje šviesoje jos dažnai atrodo raudonos arba purpurinės (purpurinės spalvos nuoroda), tačiau didžioji jų emisija yra infraraudonajame diapazone.

Spektroklasifikacija ir atmosfera

Rudųjų nykštukių spektrai priskiriami klasėms L, T ir Y, kurios atspindi skirtingas temperatūras ir chemines aplinkas. Atmosferose randama molekulinių absorbcijų ženklų (pvz., CH4 — metanas, H2O — vanduo) ir metalų bei alka­lių linijų. Karštesnėse L klasės nykštukėse gali formuotis debesys iš geležies ir silikatų; vėsesnėse T ir Y klasėse matomi stiprūs metano ir amoniako požymiai.

Observavimo ypatumai

Rudųjų nykštukių aptikimas dažniausiai vyksta naudojant infraraudonųjų spindulių teleskopus ir plačius apžvalgos projektus, tokius kaip WISE, 2MASS ar SDSS. Dėl mažo švytėjimo ir žemos temperatūros jos yra labai blankios matomoje šviesoje, todėl radimas priklauso nuo jautrių IR stebėjimų. Absoliutus švytėjimas (žr. absoliutus dydis) daugeliu atvejų yra silpnas, todėl daug jaunų ar tolimų rudųjų nykštukių lieka nepastebėtos.

Evoliucija ir amžiaus įtaka

Skirtingai nei žvaigždės, rudosios nykštukės neturi ilgalaikės branduolinės energijos šaltinio; jos pamažu vėssta ir tamsėja. Todėl jų spindulys ir temperatūra labai priklauso nuo amžiaus: jaunos, masyvios rudės nykštukės gali būti šiltesnės ir šviesesnės nei senos, mažesnės masės, net jei turi tą pačią masę — tai sukelia amžiaus ir masės neapibrėžtumą stebėjimuose (age–mass degeneracy).

Ribos tarp planetos ir nykštukės

Skirtis tarp didelės planetos ir rudosios nykštukės dažnai nustatoma pagal masę ir branduolinių reakcijų galimybę: deuterio degeneravimo slenkstis (~13 M_J) ir vandenilio sintezės riba (~75–80 M_J). Tačiau kilmė (ar objektas susiformavo kaip žvaigždė, ar kaip planeta protoplanetiniame diske) taip pat yra svarbi klasifikacijoje ir kartais sunkiai nustatoma.

Įdomūs faktai ir pavyzdžiai

• WISE 1049-5319 (dar vadinama Luhman 16) — artimiausia žinoma rudoji nykštukė; įvardijama straipsnyje kaip WISE 1049-5319, atrasta 2013 m. Tai dvinarė sistema maždaug už 6,5 šviesmečių.
• Rudingas pavadinimas kilęs iš to, kad seniau manyta, jog jos yra rudos — tačiau stebint infraraudonai dažnai vyrauja purpuriniai/ružavi atspalviai matomoje šviesoje (purpurinės spalvos).
• Daugelis yra įvardijami kaip „perėjimo“ objektai tarp planetų milžinių ir žvaigždžių, todėl jų tyrimai svarbūs suprantant planetų bei žvaigždžių formavimąsi.

Kodėl jos svarbios astronomijai?

Rudosios nykštukės padeda suprasti žvaigždžių ir planetų formavimosi procesus, atmosferų fiziką prie žemų temperatūrų, taip pat prisideda prie galaktinės masės ir kintamųjų objektų skaitlingumo įvertinimo. Jas aptikti ir ištirti galima infraraudonaisiais instrumentais, o nauji teleskopai (tiek žemėje, tiek kosmose) leidžia aptikti vėsesnes, silpnesnes Y klasės nykštukes ir geriau suprasti jų populiacijas.

Santrauka: rudosios nykštukės — tarpiniai objektai tarp planetų ir žvaigždžių, kurių masė per maža, kad vyktų pastovi vandenilio sintezė. Jos vėsta ir tamsėja su laiku, dažniausiai geriausiai matomos infraraudonajame diapazone, turi įdomias atmosferas ir vaidina svarbų vaidmenį kosmologijoje bei formavimosi teorijose.

Atradimas

Apie vadinamąsias rudąsias nykštukes pradėta kalbėti 1960-aisiais. Buvo siūlomi alternatyvūs rudųjų nykštukių pavadinimai, tarp jų - planetar ir substar. Dešimtmečius jie išliko hipotetiniai.

Ankstyvosios teorijos teigė, kad mažesnio nei 0,09 Saulės masės objekto žvaigždžių evoliucija niekada nebus įprasta. Deuterio degimo iki 0,012 Saulės masės atradimas ir dulkių susidarymo vėsiose išorinėse rudųjų nykštukių atmosferose poveikis aštuntojo dešimtmečio pabaigoje privertė suabejoti šiomis teorijomis. Tačiau tokius objektus buvo sunku surasti, nes jie beveik neskleidžia matomos šviesos. Stipriausias jų spinduliavimas yra infraraudonųjų spindulių (IR) spektre, o antžeminiai IR detektoriai tuo metu buvo per daug netikslūs, kad būtų galima lengvai nustatyti rudąsias nykštukes.

Daugelį metų pastangos atrasti ruduosius nykštukus buvo bevaisės. Tačiau 1988 m. buvo atrasta GD 165B, kuri nepasižymėjo nė vienu iš mažos masės raudonosios nykštukės požymių. Šiandien GD 165B pripažįstama kaip objektų, dabar vadinamų "L nykštukėmis", klasės prototipas. Nors vėsiausios nykštukės atradimas tuo metu buvo labai reikšmingas, buvo diskutuojama, ar GD 165B bus priskirta rudosioms nykštukėms, ar tiesiog labai mažos masės žvaigždėms, nes stebėjimais jas atskirti labai sunku.

Netrukus po GD 165B atradimo buvo pranešta apie kitas rudąsias nykštukes kandidates. Tačiau dauguma jų nepateisino savo kandidatūros, nes ličio nebuvimas parodė, kad tai yra žvaigždiniai objektai. Tikros žvaigždės sudegina savo litį per kiek daugiau nei 100 mln. metų (mano), o rudosios nykštukės - ne. Painiojasi tai, kad rudųjų nykštukių temperatūra ir šviesis yra panašūs į kai kurių tikrųjų žvaigždžių. Kitaip tariant, ličio aptikimas objekto atmosferoje reiškia, kad jei objektas yra senesnis nei 100 my, jis yra rudoji nykštukė.

1994-2005 m. rudųjų nykštukių tyrimai pasikeitė, nes buvo atrasti du aiškūs subžvaigždiniai objektai (Teidė 1 ir Gliese 229B).

Pirmoji patvirtinta rudoji nykštukė buvo atrasta 1994 m. Šį objektą pavadino Teidė 1 ir jis buvo aptiktas Plejadžių žvaigždyne. To numerio pirmajame puslapyje "Nature" išskyrė straipsnį "Atrastos rudosios nykštukės, oficialu". Teidės 1 atstumas, cheminė sudėtis ir amžius buvo nustatyti, nes ji yra jauname Plejadžių žvaigždžių spiečiuje. Teidės 1 masė yra 55 kartus didesnė už Jupiterio masę ir akivaizdžiai mažesnė už žvaigždės masės ribą.

Labiau pastebimas Gliese 229B, kurio temperatūra ir švytėjimas buvo gerokai mažesni už žvaigždžių temperatūrą ir švytėjimą. Pažymėtina, kad jos artimosios infraraudonosios srities spektre aiškiai matoma metano absorbcijos juosta ties 2 mikrometrais - ši savybė anksčiau buvo pastebėta tik milžiniškų planetų ir Saturno mėnulio Titano atmosferose. Šis atradimas padėjo sukurti dar vieną spektrinę klasę, dar šaltesnę nei L nykštukės, vadinamą "T nykštukėmis", kurios prototipas yra Gliese 229B.

Mažesnės nei 65 Jupiterio masės rudosios nykštukės negali sudeginti ličio termobranduolinės sintezės būdu bet kuriuo savo evoliucijos metu. Aukštos kokybės spektriniai duomenys parodė, kad Teidė 1 išlaikė pradinį ličio kiekį, buvusį pirminiame molekuliniame debesyje, iš kurio susiformavo Plejadžių žvaigždės. Tai įrodė, kad jos branduolyje nebuvo termobranduolinės sintezės.

Teidė 1 kurį laiką buvo laikoma mažiausiu Saulės sistemos objektu, kurį pavyko nustatyti tiesiogiai stebint. Nuo to laiko nustatyta daugiau kaip 1800 rudųjų nykštukių. Kai kurios jų yra labai arti Žemės, pavyzdžiui, Epsilon Indi Ba ir Bb - rudųjų nykštukių pora, gravitaciškai susijusi su į Saulę panašia žvaigžde, esančia už maždaug 12 šviesmečių nuo Saulės, ir WISE 1049-5319 - rudųjų nykštukių dvinarė sistema, esanti už maždaug 6,5 šviesmečių nuo Žemės.

L nykštuko įspūdis


T nykštuko įspūdis


Y nykštuko įspūdis

Klausimai ir atsakymai

K: Kas yra rudoji nykštukė?

K: Kodėl rudosios nykštukės nelaikomos įprastomis planetomis milžinėmis?

K: Kodėl rudąsias nykštukes sunku surasti?

K: Kokios yra rudosios nykštukės masės ribos?

K: Kas atsitinka, kai rudosios nykštukės masė viršija 13 MJ?

K: Kas atsitinka, kai rudosios nykštukės masė viršija ~65 MJ?

K: Kokios spalvos žmogaus akiai atrodo dauguma rudųjų nykštukių?

Paieška pagal raidę