W czasie zagęszczania się masy brązowego karła rozpoczyna się proces zwany degeneracją, którego efektem jest między innymi to, iż są to obiekty o rozmiarach Jowisza lecz znacznie od niego gęściejsze. Podczas stopniowego zagęszczania się brązowego karła w jego jądrze rośnie ciśnienie cieplne i przeciwstawia się siłom grawitacyjnym. Wszystkie elektrony zostają uwolnione ze swoich jąder poprzez ciepło, a wiele z nich jest zmuszonych do zajmowania wysokich poziomów energetycznych. Te wszystkie zmiany powodują formę ciśnienia, które jest niewrażliwe na temperaturę. W przypadku gwiazd nie dochodzi do degeneracji jądra. Zamiast tego przemiany wodorowe powodują ciśnienie, które przeciwstawia gwiazdę jej własnej grawitacji. W momencie rozpoczęcia reakcji wodoru zatrzymany zostaje proces zagęszczania i gwiazda osiąga stabilny rozmiar, jasność i temperaturę. Brązowe karły w miarę upływu czasu kurczą się, ochładzają się, a ich jasność — i tak niewielka — ulega stopniowemu zmniejszeniu.

W jaki sposób odróżnić brązowego karła od typowej planety olbrzyma? Czy istnieje jakaś graniczna masa, poniżej której możemy mówić o planecie? Podstawowym wyznacznikiem wydaje się być sposób formowania się obiektów. Jak już wspomniałam powyżej, gwiazda formuje się z obłoku pyłu i gazu. Wielkie gazowe planety tworzą się z małych odłamków skał i lodu. Z czasem ich jądra przyciągają sporą otoczkę gazową. Oczywiście obserwacje to przeprowadzane były na przykładach z naszego systemu solarnego. Ostatnio jednak odkryto planety giganty znajdujące się poza naszym systemem, odbiegające od typowego wzorca jaki występuje w naszym układzie słonecznym.

Przypuszczalnie najlepszą i najpewniejszą cechą odróżniającą brązowe karły od planet gigantów jest zdolność do przeprowadzania reakcji jądrowych. Graniczną masą przy której następuje przemiana deuteru jest 13 mas jowiańskich. Brązowe karły prawdopodobnie najczęściej występują w systemach binarnych szczególnie jako towarzysze mniej masywnych gwiazd. Spotyka się też podwójne systemy brązowych karłów. Przykładem może być pobliski system gwiezdny Epsilon Indi znajdujący się w stosunkowo niewielkiej odległości od Ziemi około 12 lat świetlnych. Epsilon Indi posiada towarzysza w postaci brązowego karła Epsilon Indi Ba. Ostatnie przeprowadzone przez naukowców badania sugerują, iż obiekt ten również posiada swojego towarzysza, którym jest znacznie mniejszy drugi brązowy karzeł. Nowy obiekt został nazwany Epsilon Indi Bb ^{[ 5 ]}. Jest on chłodniejszy i mniej masywny niż Epsilon Indi Ba, a co za tym idzie ma bardzo słabą jasność i dlatego jest obiektem trudnym do zaobserwowania. Pomocne do jego namierzenia okazały się badania na absorpcję metanu. Jak już wspomniałam wcześniej, występuje on w chłodnym środowisku jakie posiadają planety i gwiazdy o małej masie. Oba karły zaliczane są do nowo odkrytych typów astronomicznych obiektów tzw. brązowych karłów klasy T. Brązowe karły klasy T posiadają średnicę równą w przybliżeniu średnicy Jowisza, lecz są od niego masywniejsze. Mimo wszystko nie są na tyle masywne, aby wytwarzać energię na drodze przemian jądrowych. Oba z nich promieniują z powodu ciepła wytwarzanego przez zapadająca się do ich wnętrza masę.

Udoskonalone techniki pozwalają odkrywać coraz to nowe obiekty. W 1998 roku teleskop Hubble namierzył całe roje nowopowstałych brązowych karłów w odległej o 1500 lat świetlnych gromadzie Trapezu w mgławicy Oriona. Przy użyciu aparatu czułego na promieniowanie podczerwone udało się zlokalizować aż 50 takich obiektów. Są to młode gwiazdy, powstałe jakiś milion lat temu i z tego powodu łatwe do wykrycia, gdyż emitują nadal dosyć jasne światło. To odkrycie jest dowodem na liczne występowanie w przestrzeni tych dawniej nader enigmatycznych i rarytasowych obiektów. Przypuszczalnie mogą być tak liczne jak i pospolite gwiazdy. Badania nad tymi obiektami wchodzą jak na razie w fazę początkową. Stanowią nadal astronomiczną zagadkę, nieznany jest bowiem ani sposób ich powstawania, ani ich dokładna ilość, ani też rozmaite procesy zachodzące w czasie życia takich gwiazd. Przypuszczalnie najlepszą metodą badania tych obiektów będą dalsze obserwacje i studia prowadzone nad najmłodszymi grupami gwiezdnymi. W tych rejonach można bowiem prześledzić stopniowy proces narodzin gwiazd, ich ewolucję i wzajemne kontrreakcje.

*

Źródła:
The discovery of brown dwarfs, Gibor Basri, Scientific American, vol.14, nr 4.
Brown dwarfs: A possible missing link between stars and planets, S.R. Kulkarni, Science, vol.276, pages 1350-1354, May 1997.
Brown dwarfs and extrasolar planets, R.Rebolo, E.L.Martin, M.R.Zapatero Osorio, Astronomical Society of the Pacific Conference Series, vol.134, 1998.
The backyard astronomer's guide, T.Dickinson, A.Dyer.
Closest known brown dwarf has a companion, Space, September 2003.
Brown dwarfs detectives, Astrobiology Magazine, September 2004

Po przeczytaniu tego tekstu, czytelnicy często wybierają też: Gruby włos Rodzaje i ewolucja gwiazd

Comment on this article..   See comments (3)..

Send text to e-mail address..

Print-out version..    PDF    MS Word