Gyorskeresés

Barna törpék 463

A barna törpék kis tömegű, vöröses színű, de főleg (vagy kizárólag) infravörösben sugárzó, kis luminozitású csillagok. Nagyon nehezen megfigyelhető objektumok; csak 1995-ben sikerült először lencsevégre kapni barna törpét. Nevük azért lett barna törpe - vörös színű fényük ellenére - mert amikor elméleti számítások alapján az 1960-as években feltételezték a létezésüket, a vörös törpe kifejezés már foglalt volt (a náluk valamivel nagyobb 0,08 és 0,5 naptömeg közötti csillagokra). Eredetileg fekete törpe néven futottak, de amikor rájöttek, hogy nemcsak (láthatatlan) infravörös sugárzást bocsáthatnak ki, hanem a nagyobbak kevéske látható fényt is, akkor a fekete törpe hibás elnevezésnek bizonyult, végül 1975-ben egy csillagász a barna törpe kifejezést javasolta, mert a barna valamennyire a vörösre emlékeztet, és halványságot, gyenge fényerőt is sugall. Azóta az egykor kis tömegű, de már kihűlt, halott csillagokat hívjuk fekete törpének.

állapotjelző érték
tömeg 0,013 – 0,075 naptömeg
a Nap tömegének 1,3 – 7,5 %-a
13 – 75 jupitertömeg
felszíni hőmérséklet kb. 100 – 1000 K
kb. –200 – 700 ºC
(a Napé 5800 K)
maghőmérséklet 1 – 3 millió K
(a Napé 15,7 millió K)
luminozitás 100.000-szer kevesebb, mint a Napé
fúziós időszak 100.000 év – 10 millió év

A barna törpék a gázóriás bolygóknál nagyobb tömegű képződmények, melyek szintén a nebulákban alakulnak ki. Az összehúzódás során a gravitációs potenciális energia felszabadulása bennük már képes akkora felhevülést okozni (1-3 millió K-es maghőmérséklet), hogy az anyagukban nagyon kis mennyiségű jelen lévő primordiális deutérium és lítium hidrogénnel történő fúziós folyamatai már beinduljanak. A barna törpékkel szemben a gázóriás bolygókban semmiféle fúzió nem indul be, mivel azok tömege kisebb, így a gravitációs összehúzódás kevesebb potenciális energiát szabadít fel, amitől a hőmérsékletük nem nő meg 1 millió K-ig, a legalacsonyabb küszöbhőmérsékletű fúziós folyamat (deuteron + proton) beindításáig. A barna törpéknél nagyobb tömegű csillagokban viszont már nemcsak a kevéske primordiális deutérium és lítium fuzionál, hanem a csillag anyagának nagy részét (kb. 75 tömeg%-át) adó hidrogén is, ami miatt azok nagyságrendekkel több energia termelésére képesek a hidrogénfúziójukkal. Emiatt a barna törpéket szokás félresikerült, tökéletlen, csökevényes csillagoknak is tekinteni.

A HRD-n a jobb alsó sarokban, a főág legvégén találhatók, a vörös törpék után:

A primordiális (ősrobbanásban keletkezett) stabil hidrogénatomok szinte mindegyike ${}^1H$ prócium (könnyűhidrogén) volt. A másik stabil hidrogénizotóp, a deutérium ($D$, vagy másik nevén nehézhidrogén ${}^2H)$ aránya mindössze $2,6\cdot {10}^{-5}$ atomszázalék (vagyis \(\frac{1}{40\ 000}\) rész) lett az ősrobbanás után, amikor kialakultak az Univerzumot alkotó atommagok. Ez a kevéske deutérium a kis mennyisége ellenére amiatt fontos, mert ő képes a legalacsonyabb hőmérsékleten (már 1 millió K-en) fúziós reakcióra. A barna törpékben tehát beindul a fúziós energiatermelés, de csak kb. minden 40.000-edik atommagjuk képes erre, viszont ez meghatározó jelentőségű az egész objektum számára.

(Ez nem túl demokratikus rendszer: az \(\frac{1}{40\ 000}\) rész uralma, mintha a 10 millió magyar állampolgár sorsát minden 40.000-edikük, azaz 250 fő befolyásolná jelentősen. Várjunk csak, szinte pontosan így is van, sőt, egy kicsit még durvább az arány, hiszen a parlament létszáma ennél is kisebb: 199 fő.)

A ${}^2H$ deutérium fúziós reakciójához szükség van még ${}^1H$ könnyűhidrogénre, de ennek biztosítása nem gond, hiszen a csillaganyag döntő részét pont a könnyűhidrogén adja.

$${}^2H+{}^1H\to {}^3{He}+γ+5,49\ MeV$$

Aztán a keletkező ${}^3{He}$ további fúziós reakcióra képes, méghozzá a csillag anyagában második leggyakoribb izotóppal, a ${}^4{He}$ héliummal:

$$2\ {}^3{He}\to {}^4{He}+2~{}^1H$$

A fenti két fúziós reakció minden barna törpében beindul. Emiatt a barna törpék már nem gázóriás bolygók, mint például a Jupiter.

A nagyobb tömegű barna törpékben (65 jupitertömeg fölött) a gravitáció erősebb, jobban összepréseli a csillag anyagát, így annak maghőmérséklete eléri a 2,5 millió K-t is, ekkor beindul az ott lévő két primordiális lítiumizotóp, a (${}^7{Li}$ és ${}^6{Li}$) fúziója is. Miért kell magasabb hőmérséklet a lítium izotópok hidrogénnel történő fúziójához, mint a deutériumnak a hidrogénnel történő fúziójához? Mert a Coulomb taszítás a lítium és a hidrogén magjai között erősebb, mint a deutérium és a hidrogén magok között, mivel a lítium rendszáma $Z=3$ (azaz 3 protonja van), míg a hidrogén rendszáma $Z=1$, így a deutérium magjának csak 1 protonja van. A Coulomb-erő pedig egyenesen arányos a szereplők töltéseivel, így egy lítiummag 3-szor akkora erővel taszítja a hidrogénmagot, mint amekkorával egy deutériummag teszi UGYANEZT (azonos távolságok esetén).

A csillaganyagban a primordiális ${}^7{Li}$ aránya ${10}^{-9}$ atomszázalék. Ez fuzionál a hidrogénnel:

$${}^7{Li}+{}^1{H\to }{}^8{Be}$$

ami $6,7\cdot {10}^{-17}$ sec felezési idővel (azonnal) elbomlik:

$${}^8{Be\to 2\ {}^4{He}}$$

A csillaganyagban lévő primordiális ${}^6{Li}$ még ennél is kevesebb mennyiségben van jelen, aránya csupán ${10}^{-13}$ atomszázalék. Ez is fuzionál a hidrogénnel:

$${}^6{Li}+{}^1H\to {}^7{Be}$$

A keletkező ${}^7{Be}$ elektronbefogással ${}^7{Li}$-té alakul:

$${}^7Be+e^-\to {}^7{Li}+ν$$

Az így termelődő "friss" ${}^7{Li}$ a primordiális ${}^7{Li}$-tel azonos módon fuzionál a hidrogénnel.

Mivel a primordiális deutérium és lítium mennyisége igen kicsi, így a barna törpék fúziós üzemanyaga hamar elfogy (más fúzióra pedig nem képesek, hiszen azokhoz nem elég magas a maghőmérsékletük). Ezért a barna törpék fúziós eneriatermelő időszakának hossza mindössze 100 ezer év és 10 millió év között van (szemben például a Nap 10 milliárd éves fúziós ciklusával). A legnagyobb tömegű barna törpék luminoziztása még "fénykorukban" is csak a Napénak a 100-ad része, és ez is viszonylag gyorsan csökken.

Egyes feltételezések szerint a csillagok legtöbbje barna törpe, csak nem látjuk őket a gyenge sugárzásuk miatt. Az mindenesetre biztosan állítható, hogy a barna törpék számának becslése igen nagy bizonytalanságtól terhelt, mert alig megfigyelhetőek.

Az alábbi képen az egyik elsőként lefényképezett barna törpe látható. A bal oldali nagyobb csillag a tőlünk 19 fényévre található Gliese 229 vörös törpe, mely 0,58 naptömegű és 0,69 napsugarú. Tőle jobbra a körülötte keringő kicsi fénylő folt a Gliese 229B jelű barna törpe, melynek tömegét 20 és 50 jupitertömeg közé teszik (0,02-0,05 naptömeg), felszínének effektív hőmérséklete 900-950 K. A barna törpét elször a Kaliforniában található Palomar hegyi távcsövön figyelték meg (balra), majd a Hubble űrtávcsövet is ráállították (jobbra).

 

Az alábbi képen a 2011-ben felfedezett CFBDSIR 1458+10 jelű kettős barna törpe látható, melynek kisebbik tagja csupán 100 ºC körüli felszíni hőmérsékletű , azaz csupán annyira meleg, mint a forró víz. A kép emiatt hamis színezésű, hiszen ennyire alacsony hőmérsékleten a hőmérsékleti sugárzás teljes egészében az infravörös tartományban van.

 

A tőlünk mindössze 6 fényévre lévő WISE J104915.57-531906.1B jelű (de inkább Luhman 16AB néven ismert) kettős barna törpe hiába a 3. legközelebbi csillagrendszer (az Alfa Centauri és a Bernard-csillag után), mégis csak 2013-ban fedezték fel, mivel sugárzása nagyon gyenge. Ezen már a tengely körüli forgást is sikerült megfigyelni 2014-ben, ahogy a felszíne különöző hőmérsékletű részei pár órás periódusidővel körbe forognak: