Ruskea kääpiö
Ruskea kääpiö on kappale, joka koostuu samoista aineista kuin tähdet, mutta jonka massa ei riitä vetyfuusioon (vetyatomien yhdistyminen heliumatomeiksi). Ydinfuusio saa tähdet hehkumaan. Ruskeilla kääpiöillä ei ole tarpeeksi massaa tähän, joten ne eivät ole tavallisia tähtiä. Toisaalta ne eivät ole myöskään tavallisia jättiläisplaneettoja, koska ne hehkuvat. Niitä uskotaan olevan paljon, mutta niitä on löydetty vain vähän, koska niiden absoluuttinen magnitudi on pieni.
Niiden massa on raskaimpien kaasujättiläisten ja kevyimpien tähtien välillä, ja niiden massa on noin 75-80 kertaa Jupiterin massa (M J). Yli 13 M:n Jmassaisten ruskeiden kääpiöiden uskotaan polttavan deuteriumia ja yli ~65 M:n Jmassaisten kääpiöiden myös litiumia.
Nimestään huolimatta useimmat ruskeat kääpiöt näyttävät ihmissilmälle magentanpunaisilta. Lähin tunnettu ruskea kääpiö on noin 6,5 valovuoden päässä sijaitseva WISE 1049-5319, joka on vuonna 2013 löydetty ruskeiden kääpiöiden kaksoissysteemi.
Pienempi kohde on Gliese 229B, joka on noin 20-50 kertaa Jupiterin massainen ja kiertää Gliese 229 -tähteä. Se sijaitsee Lepuksen tähdistössä, noin 19 valovuoden päässä Maasta.
Discovery
Ruskeista kääpiöistä alettiin puhua 1960-luvulla. Ruskeille kääpiöille ehdotettiin vaihtoehtoisia nimiä, kuten planetar ja substar. Ne pysyivät hypoteettisina vuosikymmeniä.
Varhaisissa teorioissa esitettiin, että alle 0,09 Auringon massainen kappale ei koskaan läpäisisi normaalia tähtien kehitystä. Deuteriumin palamisen havaitseminen 0,012 auringon massaan asti ja pölynmuodostuksen vaikutus ruskeiden kääpiöiden viileässä ulkoilmakehässä 1980-luvun lopulla kyseenalaistivat nämä teoriat. Tällaisia kohteita oli kuitenkin vaikea löytää, koska ne eivät säteile juuri lainkaan näkyvää valoa. Niiden voimakkaimmat päästöt ovat infrapunaspektrissä (IR), ja maanpäälliset IR-ilmaisimet olivat tuohon aikaan liian epätarkkoja, jotta ruskeita kääpiöitä olisi voitu tunnistaa helposti.
Monien vuosien ajan ruskeiden kääpiöiden löytäminen ei tuottanut tulosta. Vuonna 1988 löydettiin kuitenkin GD 165B, jossa ei ollut mitään pienimassaiselta punaiselta kääpiötähdeltä odotettuja piirteitä. Nykyään GD 165B:tä pidetään prototyyppinä kohteille, joita nykyään kutsutaan L-kääpiöiksi. Vaikka viileimmän kääpiön löytyminen oli tuolloin erittäin merkittävä, keskusteltiin siitä, luokiteltaisiinko GD 165B ruskeaksi kääpiöksi vai yksinkertaisesti hyvin pienimassaiseksi tähdeksi, koska havaintojen perusteella näitä kahta on hyvin vaikea erottaa toisistaan.
Pian GD 165B:n löytymisen jälkeen raportoitiin muista ruskean kääpiön ehdokkaista. Useimmat niistä eivät kuitenkaan pystyneet täyttämään ehdokkuuttaan, koska litiumin puuttuminen osoitti niiden olevan tähtimäisiä kohteita. Todelliset tähdet polttavat litiuminsa hieman yli 100 miljoonassa vuodessa (my), kun taas ruskeat kääpiöt eivät. Hämmentävää kyllä, ruskeilla kääpiöillä on samanlaiset lämpötilat ja valovoimat kuin joillakin todellisilla tähdillä. Toisin sanoen litiumin havaitseminen kohteen ilmakehässä tarkoittaa, että jos kohde on yli 100 my:n ikäinen, se on ruskea kääpiö.
Vuosina 1994/5 ruskeiden kääpiöiden tutkimus muuttui, kun löydettiin kaksi varmaa tähtien alaista kohdetta (Teide 1 ja Gliese 229B).
Ensimmäinen vahvistettu ruskea kääpiö löydettiin vuonna 1994. Kohde sai nimekseen Teide 1, ja se löydettiin Plejadien avoimesta tähtijoukosta. Nature korosti kyseisen numeron etusivulla "Brown dwarfs discovered, official" (Ruskeat kääpiöt löydetty, virallinen). Teide 1:n etäisyys, kemiallinen koostumus ja ikä saatiin selville, koska se sijaitsee nuoressa Plejadien tähtijoukossa. Teide 1:n massa on 55 kertaa Jupiterin massa, ja se on selvästi alle tähtimassan rajan.
Merkittävämpi oli Gliese 229B, jonka lämpötila ja luminositeetti olivat selvästi alle tähtialueen. Huomionarvoista oli, että sen lähi-infrapunaspektrissä näkyi selvästi metaanin absorptiokaista 2 mikrometrin kohdalla, mikä on piirre, joka oli aiemmin havaittu vain jättiläisplaneettojen ja Saturnuksen Titan-kuun ilmakehissä. Tämä löytö auttoi perustamaan vielä toisen, vielä L-kääpiöitäkin viileämmän spektriluokan, niin sanotut T-kääpiöt, joiden prototyyppi Gliese 229B on.
Alle 65 Jupiterin massainen ruskea kääpiö ei kykene missään vaiheessa evoluutionsa aikana polttamaan litiumia lämpöydinfuusiolla. Laadukkaat spektritiedot osoittivat, että Teide 1:ssä oli säilynyt alkuperäisen molekyylipilven, josta Plejadien tähdet muodostuivat, alkuperäinen litiummäärä. Tämä todisti, ettei sen ytimessä ole lämpöydinfuusiota.
Teide 1:tä pidettiin jonkin aikaa aurinkokunnan pienimpänä suoralla havainnolla tunnistettuna kohteena. Sittemmin on tunnistettu yli 1800 ruskeaa kääpiötä. Jotkut niistä ovat hyvin lähellä Maata, kuten Epsilon Indi Ba ja Bb, pari ruskeaa kääpiötä, jotka ovat painovoimaisesti sidoksissa auringon kaltaiseen tähteen noin 12 valovuoden päässä Auringosta, ja WISE 1049-5319, ruskean kääpiön kaksoissysteemi noin 6,5 valovuoden päässä.
Taiteilijan vaikutelma L-kääpiöstä
Taiteilijan vaikutelma T-kääpiöstä
Taiteilijan kuva Y-kääpiöstä
Asiat
Jo muutaman vuoden ajan on keskusteltu siitä, mitä kriteeriä tulisi käyttää määriteltäessä hyvin pienimassaisen ruskean kääpiön ja jättiläisplaneetan (~13 Jupiterin massaa) välistä eroa. Yksi koulukunta ajattelee muodostumisen perusteella ja toinen sisäisen fysiikan perusteella.
Kysymyksiä ja vastauksia
K: Mikä on ruskea kääpiö?
A: Ruskea kääpiö on kohde, joka on tehty samoista materiaaleista kuin tähdet, mutta sen massa ei riitä vetyfuusioon, joka saa tähdet hehkumaan, eli se ei ole tavallinen tähti.
K: Miksi ruskeita kääpiöitä ei pidetä tavallisina jättiläisplaneettoina?
V: Ruskeita kääpiöitä ei pidetä tavallisina jättiläisplaneettoina, koska ne hehkuvat, mikä ei ole jättiläisplaneettojen ominaisuus.
K: Miksi ruskeita kääpiöitä on vaikea löytää?
V: Ruskeita kääpiöitä on vaikea löytää niiden pienen absoluuttisen magnitudin vuoksi, vaikka niitä on paljon.
K: Mikä on ruskean kääpiön massan vaihteluväli?
V: Ruskean kääpiön massa vaihtelee raskaimpien kaasujättiläisten ja kevyimpien tähtien välillä, ja yläraja on noin 75-80 kertaa Jupiterin massa.
K: Mitä tapahtuu, kun ruskean kääpiön massa on yli 13 MJ?
V: Kun ruskea kääpiö sulattaa deuteriumia, sen massan uskotaan olevan yli 13 MJ.
K: Mitä tapahtuu, kun ruskean kääpiön massa on yli ~65 MJ?
V: Ruskeiden kääpiöiden, joiden massa on yli ~65 MJ, uskotaan sulattavan myös litiumia.
K: Minkä värisiltä useimmat ruskeat kääpiöt näyttävät ihmissilmälle?
V: Vaikka niitä kutsutaan ruskeiksi kääpiöiksi, useimmat niistä näyttäisivät ihmissilmälle magentanpunaisilta.
