CO NOWEGO U BRĄZOWYCH KARŁÓW? CO NOWEGO U

widoczne rano
PERSEUSZ
widoczne przez ca³¹ noc
po³o¿enia planet w po³owie miesi¹ca i Ksiê¿yca w momen
ANDROMEDA
LUTNIA
WOLARZ
HERKULES
PEGAZ
BARAN
RYBY
BYK
WODNIK
Uran
równik
WAGA
Neptun
ERYDAN
KRUK
Pluton
WIELORYB
RYBA P£D.
ekli
WʯOWNIK
ORZE£
KOZIORO¯EC
STRZELEC
SKORPION
TEKST
TRUDNY
!!!
ASTROSERWIS: CO NOWEGO
U BRĄZOWYCH
MAJ
KARŁÓW?
Jacek Szczepanik
Jerzy Kuczyński
S³oñce:
dzieñ godzina
do 14
1
14
20
1
19
w gwiazdozbiorze Barana w znaku
Byka
w gwiazdozbiorze Byka w znaku Byka
w gwiazdozbiorze Byka w znaku BliŸni¹t
Ksiê¿yc:
dzieñ godzina
4 22:34 pe³nia
6
7
Ksiê¿yc w perygeum - 360 tys. km
od Ziemi
11 13:04 ostatnia kwadra
19
6:52 nów
21 14
Ksiê¿yc w apogeum - 406 tys. km
od Ziemi
27
9:57 pierwsza kwadra
Ponadto:
M ŁODY TECHNIK
48
4.
5.
14.
ca³kowite zaæmienie Ksiê¿yca od godziny 20:49 do 0:13,
maksimum aktywnoœci roju meteorów
eta-Akwarydy,
Merkury w maksymalnej elongacji
zachodniej, 26° od S³oñca.
Wszystkie momenty podano w czasie urzêdowym.
ka
pty
PANNA
W pewnym sensie astronomia jest bardzo w¹sk¹
dziedzin¹ - liczba typów obiektów znajduj¹cych siê w zakresie jej zainteresowania jest raczej niewielka. Z drugiej
jednak strony s¹ to obiekty raczej du¿e i maj¹ce skomplikowane w³asnoœci. Z tego te¿ powodu, do tych samych
obiektów wracamy co jakiœ czas, by zwróciæ uwagê, ¿e
wiedza o nich jest coraz wiêksza i zmienia siê. Dotyczy
to zw³aszcza obiektów niedawno odkrytych, gdzie si³¹
rzeczy nastêpuj¹ du¿e zmiany w naszej wiedzy na ich
temat. Do tego, od czasu do czasu, odkrywa siê nowy typ
obiektów. Przyk³adem tego s¹ br¹zowe kar³y - obiekty
poœrednie miêdzy gwiazdami a planetami. Dla porz¹dku
przypomnijmy - gwiazd¹ nazywa siê cia³o œwiec¹ce kosztem energii uzyskiwanej dziêki „spalaniu” wodoru na hel.
Dobrze ustalona dolna granica masy gwiazd wynosi oko³o
8% masy S³oñca, czyli oko³o 75 mas Jowisza. Cia³a
o mniejszej masie maj¹ w czêœci centralnej zbyt niskie
ciœnienie i temperaturê, by zapocz¹tkowaæ reakcjê „spalania” wodoru i tym samym gwiazdami byæ nie mog¹. Z drugiej strony, cia³a o masach przekraczaj¹cych 10 mas Jowisza trudno nazwaæ planetami. Wprawdzie tu granica nie
jest zbyt ostra, bo nie ma jednego kryterium niezaliczania
cia³ do planet i niektórzy mówi¹ o granicy 13 mas Jowisza. Ta ostatnia wartoœæ masy odpowiada warunkom
umo¿liwiaj¹cym „zapalanie siê” we wnêtrzu deuteru.
Energia z reakcji termoj¹drowej polegaj¹cej na „spalaniu”
deuteru (i trytu) jest jednak znikoma, bo tych izotopów
jest niewiele i „palenie” trwa oko³o stu milionów lat. Tym
samym wiêkszoœæ swego czasu ¿ycia cia³a o masach poni¿ej 75 mas Jowisza œwiec¹ kosztem energii grawitacyjnej.
Dlatego wiêkszoœæ znawców tematu nie zwraca zbyt wielkiej uwagi na granicê 13 mas Jowisza i zgadza siê na
5/2004
widoczne wieczorem
astronomia
ntach faz
PERSEUSZ
Mars
RAK
LEW
Wenus
Saturn
ORION
BYK
Jowisz
MA£Y PIES
HYDRA
ZAJ¥C
ERYDAN
WIELKI PIES
M ŁODY TECHNIK
„okr¹g³e” 10, nazywaj¹c cia³a z przedzia³u 10-75 mas
Jowisza br¹zowymi kar³ami. Przez wiele lat br¹zowe kar³y
by³y czysto teoretyczn¹ kategori¹ cia³ i dopiero w 1995
roku odkryto pierwszego przedstawiciela br¹zowych kar³ów. By³ to Gl 229 B - s³abszy sk³adnik gwiazdy Gl 229. Od
tego czasu odkryto oko³o 300 tego rodzaju obiektów
i obecnie wiemy ju¿ o nich ca³kiem sporo. Nie znaczy to,
¿e wiemy wszystko. Przede wszystkim bardzo s³abo znany
jest mechanizm ich powstawania. Niektórzy s¹dz¹, ¿e br¹zowe kar³y powstaj¹ w ten sam sposób co gwiazdy,
a wiêc w wyniku fragmentacji ob³oku gazowego. Obliczenia wskazuj¹, ¿e w gêstym ob³oku gazowym fluktuacje
o masie rzêdu 7 mas Jowisza - a w obecnoœci pola magnetycznego nawet bliskie 1 masy Jowisza - mog¹ pod wp³ywem w³asnej grawitacji zapadaæ siê, tworz¹c zwarte
obiekty. Tym samym na sposób „gwiazdowy” mog¹
powstawaæ nawet obiekty o masach zdecydowanie odpowiadaj¹cym masom planet. Innym sposobem powstawania
br¹zowych kar³ów jest powstawanie ich w uk³adach wielokrotnych. Je¿eli w jednym ob³oku gazowym powstaje
jednoczeœnie kilka gwiazd w wyniku akrecji (spadania)
materii na gwiezdne „embriony”, to najs³abiej przyjmuj¹ce materiê cia³a rosn¹ na tyle wolniej, ¿e w pewnej chwili
okazuj¹ siê wielokrotnie mniej masywne od swoich bliŸniaków. Symulacje komputerowe pokazuj¹, ¿e w takim
przypadku, w wyniku oddzia³ywañ grawitacyjnych, te najl¿ejsze sk³adniki s¹ zwykle usuwane z uk³adu wielokrotnego i oczywiœcie nie maj¹ szans na doroœniêcie do rozmiarów normalnej gwiazdy. Mo¿liwe jest równie¿ powstawanie br¹zowych kar³ów w niestabilnym grawitacyjnie
fragmencie dysku materii, otaczaj¹cym du¿¹ protogwiazdê
lub ciasny uk³ad podwójny takich gwiazd. Aby stwierdziæ,
która z tych mo¿liwoœci jest naprawdê realizowana, trzeba sprawdziæ konsekwencje ka¿dej teorii. Na przyk³ad,
je¿eli prawdziwa jest hipoteza wyrzucenia z uk³adu wielokrotnego, to ewentualny dysk akrecyjny otaczaj¹cy br¹zowego kar³a powinien byæ zniszczony w wyniku oddzia³ywañ prowadz¹cych do wyrzutu. Kilka grup astronomów
próbowa³o sprawdziæ ten fakt i okaza³o siê, ¿e wystêpowanie dysków materii jest raczej powszechne wokó³ m³odych br¹zowych kar³ów. Wprawdzie stwierdziæ istnienie
dysku jest ³atwo - otaczaj¹ca obiekt materia jest ch³odna
i œwieci w podczerwieni, wiêc nadmiar promieniowania
podczerwonego œwiadczy o wystêpowaniu dysku - jednak
stwierdzenie jego rozmiarów jest utrudnione. Podobnie
okazuje siê, ¿e mo¿na stwierdziæ akrecjê (spadanie) materii na nowo powsta³ego br¹zowego kar³a przez obserwa-
cjê poszerzenia linii widmowych. I okazuje siê, ¿e akrecja
ta jest wyraŸnie mniejsza (10 do 100 razy w porównaniu
z m³odymi gwiazdami o masach rzêdu masy S³oñca) od
tego, co ma miejsce w przypadku powstawania gwiazd.
W sumie wydaje siê mo¿liwe powstawanie w sposób zbli¿ony zarówno br¹zowych kar³ów, jak i gwiazd. Intensywne badania dysków akrecyjnych wokó³ m³odych gwiazd
i br¹zowych kar³ów powinny w ci¹gu kilku najbli¿szych
lat rozstrzygn¹æ ten problem.
Zagadnienie sposobu powstawania oraz liczby br¹zowych kar³ów jest bardzo wa¿ne m.in. ze wzglêdu na ich
udzia³ w ca³kowitej masie galaktyk - jednak nie mniej ciekawe s¹ w³asnoœci tych cia³. Znanych jest ich ju¿ na tyle
du¿o, ¿e mo¿na dokonaæ pewnych uogólnieñ dotycz¹cych
ich w³asnoœci. I tak uda³o siê je podzieliæ na dwa typy
widmowe L i T. Br¹zowe kar³y typu L s¹ masywniejsze
i gorêtsze, maj¹c zbli¿one w³asnoœci do gwiazd typu M.
W pewnym sensie s¹ to najmniejsze obiekty gwiazdopodobne. Znanych jest obecnie oko³o 250 przedstawicieli
tego typu widmowego, który podzielono dodatkowo na
podtypy. Zrobiono to w analogiczny sposób, jak to ma
miejsce w przypadku gwiazd i okreœlono podtypy od L0
do L8. Ch³odniejszych br¹zowych kar³ów od L8 nie stwierdzono, a podzia³ zosta³ zrobiony na podstawie analizy
czerwonej czêœci widma optycznego. Temperatury powierzchniowe br¹zowych kar³ów nigdy nie osi¹gaj¹ 3000 K
(trzeba pamiêtaæ, ¿e cia³a te doœæ szybko stygn¹, zw³aszcza w pierwszym okresie swego istnienia), a zwykle kar³y
typu L maj¹ temperatury z przedzia³u od 2000 K (L0) do
1200 K (L8). Br¹zowe kar³y typu T s¹ ch³odniejsze, a ich
temperatury powierzchniowe zawieraj¹ siê w zakresie od
800 K (T8) do 1200 K (T0). Przy tak niskich temperaturach,
klasyfikacja widmowa tych cia³ opiera siê g³ównie na w³asnoœciach widma w bliskiej podczerwieni. W widmach
br¹zowych kar³ów zidentyfikowano linie widmowe wielu
pierwiastków, m.in. sodu, potasu, wapnia, glinu, magnezu, ¿elaza i innych. Przy niskich temperaturach panuj¹cych w warstwach zewnêtrznych istnieje oczywiœcie wiele zwi¹zków chemicznych. Linie absorpcyjne wody i tlenku wêgla s¹ obecne w widmach br¹zowych kar³ów typu L.
Linie absorpcyjne metanu charakteryzuj¹ typ T. Metanu
w atmosferach br¹zowych kar³ów jest du¿o - w temperaturach rzêdu 1200 K wiêcej ni¿ tlenku wêgla - i w³aœnie
obecnoœæ linii widmowych (pasm) tego zwi¹zku czêsto
przekonuje, ¿e mamy do czynienia z obiektem „subgwiezdnym”. W br¹zowych kar³ach spotyka siê te¿ zwi¹zki ¿elaza, takie jak np. FeH. Obserwacje br¹zowych kar³ów s¹ jednak, ogólnie rzecz bior¹c, trudne. Temperatury
s¹ niezbyt wysokie, a rozmiary zbli¿one do rozmiarów
wielkich planet. Dlatego br¹zowe kar³y s¹ obiektami
o bardzo ma³ych jasnoœciach. Jednak u¿ywaj¹c bardzo
wielkich teleskopów, takich jak np. Keck i prowadz¹c
obserwacje w czerwonej i podczerwonej czêœci widma,
uda³o siê okreœliæ ich widma i przeprowadziæ podzia³ na
okreœlone typy i podtypy. Temperatury nie s¹ jednak g³ównym czynnikiem odró¿niaj¹cym od siebie br¹zowe kar³y
typów L i T. Obiekty typu T s¹ mniej masywne i maj¹
cechy podobne do tych, jakie wykazuj¹ wielkie planety
gazowe, choæ oczywiœcie s¹ du¿o bardziej masywne. Znanych ich jest znacznie mniej, bo zaledwie oko³o 50.
Wynika z tego, ¿e br¹zowe kar³y wype³niaj¹ doœæ
dok³adnie lukê miêdzy planetami i gwiazdami. Przy tym
okazuje siê, ¿e przy bli¿szej analizie ró¿nica miêdzy
49
5/2004
astronomia
gwiazdami a planetami nie jest a¿ tak du¿a, jakby siê wydawa³o i s¹ cia³a maj¹ce cechy jednych i drugich. To ostatnie stwierdzenie wymaga pewnego komentarza. Otó¿
gwiazdy typu M z niskotemperaturowego koñca ci¹gu
g³ównego, br¹zowe kar³y i wielkie planety gazowe maj¹
pewne cechy wspólne. W szczególnoœci, w ich atmosferach mog¹ tworzyæ siê... chmury. Mówienie o chmurach
w atmosferach gwiazd wydaje siê dziwne, ale po chwili
zastanowienia dochodzimy do wniosku, ¿e rzecz nie jest
wcale taka bardzo absurdalna. W atmosferach ch³odnych
gwiazd istnieje wiele zwi¹zków chemicznych, a czêœæ
z nich ma bardzo wysokie temperatury topnienia i sublimacji. Tym samym nie jest wcale niemo¿liwe kondensowanie tych zwi¹zków chemicznych do cieczy lub, co
znacznie bardziej prawdopodobne, do niewielkich kryszta³ków. W koñcu, ob³oki w atmosferze ziemskiej te¿ w
du¿ej mierze sk³adaj¹ siê z kryszta³ków lodu. Je¿eli wiêc
takie kryszta³ki skupi¹ siê w ob³ok, to w atmosferze
gwiazdy powstanie chmura. W najgorêtszych br¹zowych
kar³ach typu L i najch³odniejszych gwiazdach typu M
powodowaæ ob³oki mog¹ kryszta³y typu perowskitu i korundu (rubiny). W nieco ch³odniejszych kar³ach typu L
ob³oki mog¹ tworzyæ silikaty, czyli krzemionka i zwi¹zki
chemiczne do niej podobne, czyli najogólniej wszystko to,
co w warunkach ziemskich tworzy ska³y. W zbli¿onych
temperaturach mog¹ tworzyæ siê chmury z³o¿one z ciek³ego ¿elaza. W znacznie ch³odniejszych br¹zowych kar³ach
typu T mog¹ kondensowaæ równie¿ siarczki i sole metali
alkalicznych. W jeszcze ch³odniejszych planetach mo¿na
znaleŸæ ob³oki z³o¿one z wody czy amoniaku. I tutaj poja-
M ŁODY TECHNIK
50
wia siê bardzo interesuj¹ca mo¿liwoœæ badawcza. W warstwach zewnêtrznych atmosfer najwiêkszych planet panuj¹ niskie temperatury i mo¿na obserwowaæ chmury z³o¿one z substancji mog¹cych w tych warunkach istnieæ w
stanie sta³ym lub ciek³ym. W warstwach g³êbszych temperatury oraz ciœnienia s¹ wy¿sze i mog¹ tam kondensowaæ oraz tworzyæ ob³oki inne substancje, odporniejsze na
temperaturê i ciœnienie. Niestety, obserwacja tych ob³oków jest utrudniona, bo zachodzi to g³êbiej i jest przykryte warstwami zewnêtrznymi atmosfery. Jednak w br¹zowych kar³ach typu T warunki te panuj¹ w warstwach
zewnêtrznych i mo¿na to obserwowaæ. Rozumuj¹c dalej
w ten sposób, dochodzimy do wniosku, ¿e warstwy zewnêtrzne atmosfer kar³ów typu L umo¿liwiaj¹ obserwacje
zjawisk zachodz¹cych w warstwach g³êbszych kar³ów typu T. Na koniec mo¿na stwierdziæ, ¿e obserwacje gwiazd
typu M umo¿liwiaj¹ obserwacje zjawisk zachodz¹cych
doœæ g³êboko pod powierzchni¹ cia³ ch³odniejszych i l¿ejszych, w tym równie¿ planet gazowych. Poniewa¿ jest
w¹tpliwe, czy w ci¹gu najbli¿szych dziesiêcioleci uda siê
dokonaæ sondowania planet typu Jowisza, to obserwacja
br¹zowych kar³ów wydaje siê obiecuj¹c¹ metod¹ analizy
wnêtrza tych planet.
Tak wiêc niespodziewanie od doœæ odleg³ych br¹zowych kar³ów wróciliœmy do Uk³adu S³onecznego. I to chyba mo¿e stanowiæ konkluzjê - badania odleg³ych i wydawa³oby siê egzotycznych obiektów czêsto umo¿liwiaj¹
zrozumienie zjawisk dotycz¹cych znacznie bli¿ej po³o¿onych cia³. I warto tu dodaæ, ¿e astronomia nie jest wyj¹tkiem od tej regu³y.
5/2004