Brūnais punduris (bieži saukts arī par brūno rūķi) ir objekts, kas sastāv no tām pašām galvenajām vielām kā zvaigznes — galvenokārt ūdeņraža un helija — taču tam nav pietiekamas masas, lai ilgstoši uzturētu ūdeņraža kodolsintēzi (ūdeņraža kodolsintēzei, t.i., ūdeņraža atomu savienošanai hēlija atomos). Kodolsintēze ir tas process, kas liek zvaigznēm spīdēt; brūnie rūķi to nespēj ilgstoši veikt, tādēļ tie atrodas starp zvaigznēm un planētām — bieži tos dēvē par "neizdevušām zvaigznēm". No otras puses, tie nav parastas milzu planētas, jo spīd termiski un tiem ir zvaigžņai līdzīgas atmosfēras īpašības.
Definīcija un masa
Brūno rūķu masa parasti ir starp smagākajiem gāzes milžiem un vieglākajām zvaigznēm. Augšējā robeža, kur sākas stabila ūdeņraža kodolsintēze, ir aptuveni 75–80 reizes lielāka par Jupitera masu (M J); zem šīs robežas objekts netiek pārvērsts par parastu zvaigzni.
Ir vairāki fizikāli atšķirīgi "žesti", kas bieži lietoti brūno rūķu klasifikācijā:
- Ap 13 M J — kļūst iespējam siltuma avots īslaicīgai deiterija (deiteriju) kodolsintēzei; tas tiek uzskatīts par zemo robežu, pēc kuras objekts spēj īslaicīgi "sadedzināt" deiteriju.
- Ap ~65 M J — sākt var litija (litiju) iztukšošana.
- Ap 75–80 M J — pietiekami karsti un blīvi, lai tiktu iedarbināta stabila ūdeņraža kodolsintēze; tas atdala īstas zvaigznes no brūnajiem rūķiem.
Ir svarīgi saprast, ka masu sliekšņi nav stingri — daudzi faktori (vecums, ķīmiskā sastāva metālitāte) ietekmē, vai un cik ilgstoši notiek deiterija vai litija dedzināšana. Tāpat atzīmējam, ka deiterija dedzināšana notiek salīdzinoši īsā laikā un tikai tad, ja objekts ir pietiekami masīvs.
Temperatūra, krāsas un spektrālās klases
Brūnie rūķi ir daudz vēsāki par zvaigznēm — to virsmas temperatūras aptver plašu diapazonu, aptuveni no dažiem simtiem Kelvina (pārnēsājamiem Y-klases rūķiem) līdz vairākiem tūkstošiem Kelvina (L-klases rūķiem). Šīs zemās temperatūras dod rezultātā molekulāras atmosfēras un īpašas absorbcijas līnijas.
Neraugoties uz nosaukumu, lielākā daļa brūno rūķu cilvēka acīm izskatās purpursarkani vai sarkanīgi — tas ir saistīts ar zemo temperatūru un molekulāro absorbciju, nevis ar "brūnu" pigmentu. Jāatzīmē arī, ka dažiem ļoti vēsiem rūķiem (T un Y spektrālajās klasēs) dominē infrasarkanais starojums un tie redzamajā gaismā būs ļoti vāji vai gandrīz neredzami.
Spektrālās klases, kas tiek lietotas brūnajiem rūķiem, parasti ir L, T un Y, kur:
- L-klase: silti brūnie rūķi ar metālu hidrīdu un alkālu līnijām, bieži redzamas debesis krāsas (sarkanīgas/oranžas).
- T-klase: vēsāki, dominē metāna (CH4) absorbcija infrasarkanajā zonā — atmosfēras molekulas padara signālu atšķirīgu no zvaigznēm.
- Y-klase: vēl vēsāki objekti ar iespējamām amonjaka (NH3) līnijām; tie ir tuvāk planētu temperatūrām.
Atmosfēra un mākoņu fenomens
Brūno rūķu atmosfēras satur molekulas kā ūdens (H2O), metānu (CH4), oglekļa oksīdu (CO), metāla hidrīdus un alkālmetālu līnijas. Karstākām L-klases rūķu atmosfērām raksturīgas dzelzs un silikāta mākoņu plēves, kas var ietekmēt to spilgtumu un krāsu. Ar atdzišanu mākoņi mainās, un T-klases rūķiem tipiska ir metāna absorbcija.
Kā rodas brūnie rūķi
Brūnie rūķi, visticamāk, veidojas līdzīgi zvaigznēm — gravitācijas kolapsa procesā no gāzes un putekļu mākoņiem. Tomēr ir gadījumi, kad līdzīgas masas objekti var veidoties arī protoplanētas disku procesos un vēlāk tikt izmesti, tādēļ brūno rūķu rašanās mehānisms var būt dažāds.
Atklāšana un novērošana
Brūnos rūķus ir grūti atrast, jo to absolūtā lieluma lielums un redzamais spožums ir zems — daudz no to izstarošanas notiek infrasarkanajā diapazonā. Galvenās metodes to atklāšanai ir:
- infrasarkanās debesu kartēšanas (piem., 2MASS, WISE),
- mērījumi par pareizajiem kustības (proper motion) — tuvie brūnie rūķi parāda salīdzinoši lielu kustību pret fona zvaigznēm,
- spektrālā analīze, kas ļauj noteikt molekulāras līnijas un klasifikāciju (L, T, Y),
- bināro sistēmu studijas — brūnie rūķi reizēm sastopami pāros vai zvaigžņu tuvumā, kas palīdz noteikt masu ar dinamiskām metodēm.
Tuvākais zināmais brūnais rūķītis ir WISE 1049-5319, kas (pazīstams arī kā Luhman 16) — tas atrodas aptuveni 6,5 gaismas gadu attālumā no Saules. 2013. gadā tika atklāta brūno rūķīšu bināra sistēma, kas kļuva par svarīgu objektu masas, temperatūras un atmosfēras pētījumiem.
Fizikālie rādītāji un noteikšanas testi
Daži no biežāk lietotajiem testiem un rādītājiem, lai atšķirtu brūna rūķa un planētu vai zemas masas zvaigznes, ir:
- deiterija dedzināšanas slieksnis ~13 M J — objekti, kas to pārsniedz, var īslaicīgi dedzināt deiteriju;
- litija tests — litija saglabāšana spektrā liecina par to, ka objekts nav sasniedzis pietiekami augstu temperatūru, lai to iznīcinātu; litiju parasti dedzina objekti, kas ir masīvāki par ~65 M J;
- vecums — jo vecāks brūnais rūķis, jo vairāk tas atdziest un kļūst tumšāks, tāpēc masas un vecuma noteikšana prasa modelēšanu un salīdzināšanu ar novērojumiem.
Kāpēc brūnie rūķi ir svarīgi
Brūnie rūķi palīdz saprast:
- zvaigžņu un planētu veidošanās procesus un to pārejas reģionu,
- atmosfēru fizikā — mākoņu, molekulārās ķīmijas un siltuma pārneses procesus, kas ir līdzīgi eksoplanētām,
- lokālo zvaigžņu apgabalu — jo daudzi tuvākie objekti var būt tieši brūnie rūķi.
Piemēri un novērojumi
Bez jau minētā WISE 1049-5319, kas (Luhman 16) ir atrastas daudzas citas brūno rūķu sistēmas, gan brīvi pārvietojošās, gan kopā ar zvaigznēm vai citiem rūķiem. Pēdējo desmitgažu laikā, pateicoties infrasarkanajām misijām (piem., WISE) un uzlabotai instrumentācijai, brūno rūķu skaits zināmajā katalogā ir strauji pieaudzis, tomēr tie joprojām ir salīdzinoši grūti novērojami objektu vājā spožuma dēļ.
Kopsavilkums
Brūnie rūķi ir starpposma objekti starp planētām un zvaigznēm: tiem nav pietiekami daudz masas ilgstošai ūdeņraža kodolsintēzei, taču tiem ir daudzas zvaigznēm līdzīgas iezīmes — termiska spīdēšana, molekulāras atmosfēras un īpašas spektrālās pazīmes. To masas robežas parasti atrodas starp dažu Jupitera masu un aptuveni 75–80 M J. Brūnie rūķi ir nozīmīgi, lai saprastu debess ķermeņu veidošanos, atmosfēru fizikā un tuvās kosmiskās vides sastāvu.
