Barna törpe

A Wikipédiából, a szabad lexikonból.

A kisebb objektum a Gliese 229B jelű barna törpe, ami a Gliese 229 körül kering. A páros a Nyúl csillagképben található, 19 fényévnyire a Földtől.

A barna törpék olyan égitestek, amelyeknek túl kicsi a tömegük ahhoz, hogy a belsejükben stabil hidrogén-hélium magfúzió jöjjön létre, és így valódi csillagokká válljanak. A reakció ugyanis csak akkor indulhat be ha egy csillag tömege elég nagy ahhoz, hogy az elnyelt gravitációs energia a csillag magjában a hőmérsékletet 3 millió K fölé emelje. Ez a tömeg nagyjából a Nap tömegének 8%-a, másként kifejezve a Jupiter tömegének nyolcvanszorosa. A barna törpék tömege ennél kisebb, a vörös törpe csillagok és az óriásbolygók tömege között van. A keletkezési modellek alapján kialakulásuk közben valamikor a magjukban beindult a magfúzió, de nem a hidrogén, hanem lítium- vagy deutériumfúzió, ehhez 13 Jupitertömeg is elegendő, ez jelöli ki alsó tömeghatárukat.

A barna törpék energiát már nem termelnek, lassan lehűlnek, felszíni hőmérsékletük 1000-3000 K, abszolút magnitúdójuk +17 körüli.

Mivel tömegük nem túl nagy és energiát nem termelnek, fényük gyengécske, megtalálásuk nehézkes, viszont újabb megfigyelések szerint legalább annyian vannak mint a látható csillagok.

Az egyik Fornax csillagképben található barna törpén röntgenkitöréseket figyeltek meg.

A barna törpék tehát még nem energiatermelő, a fehér törpék (jóval nagyobb tömegűek, max. 1,4 naptömeg) pedig már nem energiatermelő csillagok és tömegük alapján beilleszthetők a következő sorba:

holdak - bolygók (Jupiter) - barna törpék - vörös törpék - csillagok (Nap, fehér törpék) - neutroncsillagok - fekete lyukak (csillagok összeomlásából) - fúzionált fekete lyukak (galaxismagok) - gigász fekete lyukak (galaxishalmazok központja)

[szerkesztés] Felfedezésük története

1963-ban Shiv Kumar vetette fel elsőként a lehetőségét, hogy a csillagképződési folyamat során olyan égitestek is keletkezhetnek, amelyek tömege nem elegendő a hidrogénfúzióhoz szükséges hőmérséklet eléréséhez. A barna törpe elnevezést jóval később csak 1975-ben javasolta Jill Tarter. A név tulajdonképpen nem helyes, hiszen a barna törpék valójában vörös színben ragyognak, ám a vörös törpe elnevezést már a csillagok egy csoportjára felhasználták.

Az 1980-as években több kísérletet tettek, hogy ilyen égitestet találjanak, de a próbálkozások csak 1995-ben jártak sikerrel, amikor a fent látható Gliese 229B jelű objektumpárban ez első barna törpét kétségtelenül azonosították. Ebben meghatározó szerepet játszott mind a távcsövek érzékenységének jelentős növekedése, mind az elméleti modellek fejlődése, amik lehetővé tették a gyengefényű csillagok észlelését is. Néhány év alatt több száz barna törpét sikerült kétséget kizáróan azonosítani, hasonló nagyságrendű azon objektumok száma, amelyeknél csak valószínűsíthető hogy barna törpék.

A naprendszerünkhöz legközelebb lévő barna törpe - amit 2004 elején találták meg - az Epsilon Indi B csillagrendszerben 11,8 fényév távolságban található.

[szerkesztés] Keletkezés

A barna törpék keletkezési folyamata eddig még nem egyértelműen tisztázott; lényegében öt lehetőség létezik:

• Egy gázfelhőből, a csillagokkal megegyező folyamat során jönnek létre, azzal az egyedüli különbséggel, hogy a létrejövő égitest tömege nem elegendő a hidrogénfúzióhoz.
• Fejlődésük egy többtagú rendszer részeként, egy globulában kezdődik. A rendszerből azonban kidobódnak, mielőtt még a hidorgénfúzió begyújtásához szükséges tömeget elérnék.
• Bolygókhoz hasonlóan protoplanetáris korongban keletkeznek, de egy későbbi fejlődési stádiumban kilökődnek a naprendszerből.
• A fiatal, anyagban gazdag csillagalmazokban a nehéz O- és B-típusú csillagok ionizáló sugárzása a protosztelláris akkréciós korongokat tönkreteheti, még mielőtt ezen objektumok elegendő anyagot gyűjthetnének a hidrogénfúzióhoz.
• Fiatal csillaghalmazokban, más csillagokkal való közeli találkozások az akkréciós korongot elpusztíthatják, mielőtt az elérné a hidorgénfúzióhoz szükséges tömeghatárt.

A csak néhány millió éves Chameleon I csillagkeletkezési régióban 34 barna törpét találtak, ezekből háromnál bizonyítható volt az akkréciós korong létezése, mely fiatal csillagokra jellemző. A több barna törpénél kimutatott T Tauri fázis, mely eddig csak a fiatal csillagok fősorozatig vezető útjaként volt ismert, további bizonyíték az azonos keletkezési történetre - legalábbis a barna törpék egy részénél.

[szerkesztés] A barna törpék tulajdonságai

A fiatal barna törpék alig különböztethetőek meg a csillagoktól. A kép a kb. 12 millió éves TWA 5B nevű barna törpét ábrázolja (fent) a Chandra Röngentávcső felvételén (NASA)

A barna törpék a csillagokhoz hasonló elemösszetételt mutatnak; csak az akkréciós korongban keletkezett barna törpéknél feltételezhető kőmag létezése. Ez idáig azonban e keletkezési módra még nincsenek bizonyítékok.

A könnyű törpecsillagok esetében a mag a tömegtől függetlenül 3 millió K egyensúlyi hőmérsékletre áll be, ahol a hidrogénfúzió ugrásszerűen beindul. A hőmérséklet változatlansága egy, a tömeg és a csillag sugara között megközelítően fennálló reciprocitást mutat, azaz minél alacsonyabb a tömeg, annál magasabb a mag sűrűsége. Növekvő magsűrűségnél a Pauli-elv alapján részben degenerált elektronok járulékos nyomást fejtenek ki a gravitációs összehúzódás ellen, ami a mag kisebb felhevüléséhez vezet. Ez a Naphoz hasonló metallicitás esetében ahhoz vezet, hogy 75 jupitertömeg alatt a hőmérséklet nem éri el a hidrogénfúzióhoz szükséges értéket és barna törpe jön létre. Mivel sem az elektrondegeneráció folyamata, sem pedig a legkönnyebb csillagok tulajdonságai nem ismertek minden vonatkozásukban, így a szakirodalomban megadott értékek 70 és 78, az újabb számítások alapján 72-75 jupitertömeg körül mozognak. Az elektronok kvantummechanikai degenerációja alapján a barna törpéket – a fehér törpékhez, neutroncsillagokhoz és fekete lyukakhoz hasonlóan – kompakt objektumoknak is nevezik.

A fiatal barna törpéknél ugyan a fúziós folyamatok hozzáadódnak az energiaegyensúlyhoz, azonban ez a tétel a fejlődés egyik fázisában sem hasonlítható össze a gravitációs energia hozzájárulásával. Ez ahhoz vezet, hogy a barna törpék már az akkréció végén elkezdenek lehűlni, miközben a fúzió csak megközelítően 10-50 millió évvel tudja késleltetni e folyamatot.

[szerkesztés] Energiaszállítás

A nehezebb csillagokkal ellentétben a barna törpéknél - hasonlóan a 0,3 naptömegűnél kisebb csillagokhoz - nem alakul ki héjszerkezet. Teljesen konvektívek, azaz az anyagszállítás a magtól egészen a felszínig ér, amely teljes anyagkeveredéshez vezet és egyben meghatározza a teljes belső rész hőmérsékleteloszlását. A metántörpék - mint pl. a Gliese 229B - vizsgálatai azonban azt a vélekedést erősítik, mely szerint az öregebb és hidegebb barna törpék konvekciós rétege nem éri el a felszínt, és ehelyett egy, a gázóriásokhoz hasonló atmoszféra alakul ki.

[szerkesztés] Méret

Az elektronok degenerációja miatt a barna törpék sugara a tömegtől függ (R~M^-1/3). A degeneráció csak a barna törpék tömeghatára alatt veszti el jelentőségét, és konstans tömeg esetében a tömeg-sugár arány az R~M^+1/3 értéket veszi fel. A barna törpék gyenge reciprok tömegfüggősége a teljes tömegtarományon belül megközelítően konstans sugárhoz vezet, amely kb. a Jupiterének felel meg, miközben a könnyebb barna törpék nagyobbak, mint a nehezebbek.

[szerkesztés] Színképosztály

A csillagok estében definiált színképtípusok szorosabb értelemben nem alkalmazhatók a barna törpékre, mivel ezek nem csillagok. A megfigyelések alapján az 1800-2000 K feletti hőmérsékletek esetében a barna törpék azonban az L és M típusú csillagok tartományába esnek, mivel az optikai tulajdonságok csak a hőmérséklettől valamint az összetételtől függenek. Így a barna törpék esetében is alkalmazzák a színképosztályokat, ez azonban esetükben nem adja meg a pontosan a tömeget, hanem csak a tömeg és a kor kombinációját.

Egy nehéz, fiatal barna törpe a középső M tartományban, 2900 K hőmérsékletnél kezdi életét, és az összes későbbi M- és L-színképosztályt végigjárja. A könnyebb barna törpék már eleve egy későbbi típusnál indulnak. A fősorozat alsó határa nem ismert pontosan, de feltehetően az L2 és L4 színképosztályok között, azaz az 1800-2000 K hőmérséklet-tartományban található. A későbbi, hidegebb színképtípusúak biztosan barna törpék. A hidegebb barna törpék számára – mint pl. a 950 K hőmérsékletű Gliese 229B – a T-típussal egy új színképosztályt vezettek be, amely az 1450 K alatti hőmérséklet-tartományával már nem alkalmazható csillagokra. Mivel a színképet ezekben a hőmérséklet-tartományokban elsősorban erős metánvonalak jellemzik, így a T-típusú barna törpéket többnyire metántörpéknek nevezik. A jelenlegi leghidegebb barna törpe, a T9 színképosztályú 2MASS J0415-0935 a 600 és 950 K közötti hőmérsékletével már eltéréseket mutat a többi T-törpéhez képest, így a még hidegebb objektumok felfedezésénél minden bizonnyal új színképosztályt kell bevezetni. Ezt megelőzően a kb. 800 K hőmérsékletű Gliese 570D számított a leghidegebb ismert barna törpének.

[szerkesztés] Gyakoriságuk

A csillagszerű objektumok tömegükhöz viszonyított relatív gyakoriságának leírására létezik egy egyszerű tömegfüggvény, a kialakulási/kezdeti tömegfüggvény (Initial Mass Function, IMF). Ez a tömegfüggvény feltehetően változatlanul alkalmazható a nagyobb tömegű barna törpék esetében, mivel a csillagok keletkezési folyamatának első fázisa, a gázfelhő összehúzódása független a kialakuló égitest jellegétől, azaz a felhő nem "tudhatja", hogy a folyamat végén csillag, avagy barna törpe keletkezik-e. Ez a tömegfüggvény azonban a kisebb tömegű barna törpék esetében eltérést mutat, mivel egyrészt a különböző keletkezési folyamatok is szerepet játszhatnak, másrészt a csillagok keletkezési folyamata során létrejövő objektumok alsó tömeghatára alig ismert. A barna törpék gyakoriságának pontos meghatározása ezért nem csak a barna törpék keletkezési folyamata szempontjából fontos, hanem általánosságban is hozzájárul a csillagok keletkezési folyamatának megértéséhez. A Gliese 229B felfedezése óta több száz barna törpét találtak, főleg a 2MASS (2 Micron All Sky Survey), a DENIS (DEep Near Infrared Sky survey) és az SDSS (Sloan Digital Sky Survey) valamint nyílt csillaghalmazok és csillagkeletkezési területek feltérképezése során.

[szerkesztés] Kimutatási eljárások

A barna törpék fényereje kimondottan alacsony, és ezért csak nehezen megfigyelhetőek; a korai fejlődési stádiumukban pedig könnyen összetéveszthetőek a vörös törpékkel. Egyértelmű kimutatásukra több eljárás létezik:

Fényesség 

A barna törpék energiatermelésben a fúziós folyamatok csak alárendelt szerepet játszanak, ezért ezen objektumok fényessége a fejlődés során egyre csökken. Amennyiben a mért fényesség a legkönnyebb csillagoké alatt marad, amely Napunk fényességének 10^-4-szerese, úgy csak egy barna törpéről lehet szó. A fényesség azonban csak akkor használható kritériumként, ha a távolság ismert, mint pl. csillaghalmazok esetében. E módszert az 1980-as években, a barna törpék kimutatásának kezdetén használták, de kimondottan megbízhatatlannak bizonyult, mivel a legtöbb barna törpe jelölt esetében később bizonyítható volt a távolság hibás meghatározása.

Hőmérséklet 

A Stefan-Boltzmann törvény segítségével az L fényerő hozzárendelhető a T_e effektív felszíni hőmérséklethez (T_e~L^1/4), amely azonban jóval kevésbé változik mint a hőmérséklet. A hőmérséklet pedig nagyon könnyen meghatározható az objektum színképéből. Amennyiben a mért hőmérséklet jelentősen alacsonyabb a csillagok minimális hőmérsékleténél, az 1800 K-nél, úgy csak barna törpéről lehet szó.

Tömeg 

Egy barna törpét tartalmazó kettős rendszer esetében a tömeg megállapítható a közös tömegközéppont körüli mozgásból, még akkor is, ha a barna törpe nem megfigyelhető; ez a helyzet hasonlít az exobolygókéhoz. A tömeg közvetlen meghatározása az egyetlen lehetőség a barna törpék felső tömeghatár körüli azonosítására.

Metán-vonalak 

A barna törpék légkörében komplex molekulák – elsősorban metán – is képződhetnek. Mivel ez a csillagok légkörében nem lehetséges, így a színképben a metán kimutatásával egyértelműen egy barna törpére lehet következtetni. Ebben az esetben egy öreg, hideg T-típusú barna törpéről van szó.

Lítium-vonalak 

A színképben található semleges lítium kimutatása kiváló lehetőséget nyújt a barna törpék azonosítására, és egyben széles tartományban alkalmazható. A tesztet 1992-ben javasolta Rafael Rebolo és először Gibor Basri alkalmazta 1996-ban.

[szerkesztés] Lítiumteszt

65 jupitertömeg fölött a ⁷Lítium ⁴Héliummá alakul át. E folyamat révén a legkönnyebb csillagok kb. 50 millió év alatt felhasználják a lítiumkészletüket, míg a barna törpék esetében ez a szakasz 250 millió évre nyúlik. Mivel a könnyű csillagok a barna törpékhez hasonlóan teljesen konvektívek, így a Lítium gyakorisága – ellentétben a nehezebb csillagokéval, mint pl. a Nap – nem csak a mag fúziós tartományában csökken, hanem a közvetlenül a felszínen is megfigyelhető. A lítiumteszt azonban önmagában nem vezet egyértelmű eredményre, egyrészt mert a Lítium nagyon fiatal csillagoknál is igazolható, másrészt az idősebb, 65 jupitertömegűnél nehezebb barna törpéknél a lítium már nem kimutatható. Ha azonban határozott ⁷Lítium vonalak mutathatók ki egy 2800 K-nél alacsonyabb hőmérsékletű csillagszerű objektumnál, úgy csak barna törpéről lehet szó. A semleges Lítium spektrális vonalai ráadásul a vörös tartományba esnek, így földi telepítésű távcsövekkel is könnyen vizsgálhatóak. Ez az eljárás a jó kimutatási eredmények miatt a barna törpék standard azonosítási eljárásaként honosodott meg.

Habár a barna törpék kutatása még gyerekcipőben jár, máris egy új ablakot nyitott a világegyetem kutatásában.

[szerkesztés] Külső hivatkozások

• Brown Dwarfs (angol nyelvű; Gibor Basri oldala)
• M dwarfs, L dwarfs and T dwarfs (angol nyelvű)