Bruine dwerg

Ontdekking

In de jaren zestig werd gesproken over wat bekend werd als bruine dwergen. Er werden alternatieve namen voor bruine dwergen voorgesteld, waaronder planetar en substar. Decennialang bleven ze hypothetisch.

Vroege theorieën suggereerden dat een object kleiner dan 0,09 zonsmassa's nooit een normale stellaire evolutie zou doormaken. De ontdekking van deuteriumverbranding tot 0,012 zonsmassa's en de invloed van stofvorming in de koele buitenatmosferen van bruine dwergen aan het eind van de jaren tachtig brachten deze theorieën op losse schroeven. Dergelijke objecten waren echter moeilijk te vinden omdat ze bijna geen zichtbaar licht uitzenden. Hun sterkste emissie komt uit het infraroodspectrum (IR), en IR-detectoren op de grond waren in die tijd te onnauwkeurig om gemakkelijk bruine dwergen te identificeren.

Jarenlang waren de pogingen om bruine dwergen te ontdekken vruchteloos. In 1988 werd GD 165B ontdekt, die geen van de eigenschappen vertoonde die men van een rode dwergster met een lage massa zou verwachten. Tegenwoordig wordt GD 165B gezien als het prototype van een klasse objecten die nu "L-dwergen" worden genoemd. Hoewel de ontdekking van de koudste dwerg toen zeer belangrijk was, werd er gedebatteerd over de vraag of GD 165B zou worden geclassificeerd als een bruine dwerg of gewoon als een ster met een zeer lage massa, omdat het waarnemingskundig zeer moeilijk is om een onderscheid te maken tussen de twee.

Spoedig na de ontdekking van GD 165B werden andere bruine-dwergkandidaten gemeld. De meeste voldeden echter niet aan hun kandidatuur, omdat de afwezigheid van lithium aantoonde dat ze stellaire objecten waren. Echte sterren verbranden hun lithium binnen iets meer dan 100 miljoen jaar (my), terwijl bruine dwergen dat niet doen. Verwarrend genoeg hebben bruine dwergen temperaturen en lichtsterkten die vergelijkbaar zijn met die van sommige echte sterren. Met andere woorden, de detectie van lithium in de atmosfeer van een object betekent dat, als het ouder is dan 100 my, het een bruine dwerg is.

In 1994/5 veranderde de studie van bruine dwergen met de ontdekking van twee duidelijke substellaire objecten (Teide 1 en Gliese 229B).

De eerste bevestigde bruine dwerg werd ontdekt in 1994. Ze noemden dit object Teide 1 en het werd gevonden in de Pleiaden open cluster. Nature zette "Brown dwarfs discovered, official" op de voorpagina van dat nummer. De afstand, chemische samenstelling en leeftijd van Teide 1 werden vastgesteld omdat hij in de jonge Pleiaden-sterrenhoop staat. De massa van Teide 1 is 55 maal die van Jupiter, en duidelijk onder de stellaire-massa-grens.

Opmerkelijker was Gliese 229B, die een temperatuur en lichtkracht bleek te hebben ver beneden het stellaire bereik. Opmerkelijk is dat in zijn nabij-infraroodspectrum duidelijk een methaanabsorptieband op 2 micrometer te zien is, een eigenschap die voorheen alleen was waargenomen in de atmosferen van reuzenplaneten en die van Saturnus' maan Titan. Deze ontdekking heeft bijgedragen tot het ontstaan van een andere spectraalklasse, nog koeler dan L-dwergen, bekend als "T-dwergen", waarvoor Gliese 229B het prototype is.

Een bruine dwerg met een massa van minder dan 65 Jupitermassa's is op geen enkel moment tijdens zijn evolutie in staat lithium te verbranden door thermonucleaire fusie. Uit spectrale gegevens van hoge kwaliteit bleek dat Teide 1 de oorspronkelijke hoeveelheid lithium had behouden van de oorspronkelijke moleculaire wolk waaruit de Pleiaden-sterren waren ontstaan. Dit bewees het ontbreken van thermonucleaire fusie in zijn kern.

Teide 1 werd een tijd lang beschouwd als het kleinste object buiten het zonnestelsel dat door directe waarneming was geïdentificeerd. Sindsdien zijn er meer dan 1800 bruine dwergen geïdentificeerd. Sommige bevinden zich zeer dicht bij de aarde, zoals Epsilon Indi Ba en Bb, een paar bruine dwergen die gravitationeel gebonden zijn aan een zonachtige ster op ongeveer 12 lichtjaar van de zon, en WISE 1049-5319, een binair systeem van bruine dwergen op ongeveer 6,5 lichtjaar afstand.

Artist's impression van een L-dwarf


Artist's impression van een T-dwarf


Artist's impression van een Y-dwarf

Problemen

Al enkele jaren wordt gediscussieerd over de vraag welk criterium moet worden gehanteerd voor het bepalen van de afstand tussen een bruine dwerg met een zeer lage massa en een reuzenplaneet (~13 Jupitermassa's). De ene gedachteschool baseert zich op formatie, de andere op inwendige fysica.