Ruskea kääpiö

Ruskea kääpiö on taivaankappale, joka on massaltaan ja ominaisuuksiltaan kaasumaisen jättiläisplaneetan ja tähden välillä. Ruskeita kääpiöitä kuvataan usein epäonnistuneiksi tähdiksi, mikä perustuu ajatukseen, että ne syntyvät samalla tavalla kuin tähdet, mutta niiden massa ei riitä fuusioreaktion ylläpitämiseen. Ruskea kääpiö erottuu tähdestä useimmiten siten, että siinä on suuria määriä metaania. Ruskeita kääpiöitä hieman massiivisemmat tähdet ovat punaisia kääpiöitä. Koska planeetoilla ja ruskeilla kääpiöillä voi olla hyvin samanlainen massa ja kaasukehä, ei aina ole selvää onko jokin kohde himmeä ruskea kääpiö vai eksoplaneetta. Tästä syystä tutkijat eivät ole päässeet yksimielisyyteen niiden välisen eron määritelmästä. Toisen määritelmän mukaan erotus tulisi tehdä kappaleen syntytavan mukaan ja toinen määritelmä korostaa kappaleen sisäistä fysiikkaa. Ensin mainitun määritelmän mukaan ruskeat kääpiöt syntyvät tiivistymällä valtavista molekyylipilvistä ja planeetat kasautumalla protoplanetaarisesta kiekosta. Jälkimmäisen määritelmän mukaan ruskeita kääpiöitä ovat tähteä pienemmät kappaleet, joiden todellinen massa on suurempi kuin deuteriumin lämpöfuusioreaktion vaatiman massan alaraja. Nykyisen arvion mukaan tämä on noin 13 Jupiterin massaa. Kansainvälisen tähtitieteellisen unionin eksoplaneettatyöryhmän vuonna 2001 julkaiseman ja 2003 päivittämän työmääritelmän käyttää ruskeista kääpiöistä tätä määritelmää. Työryhmän määritelmä ei ole riippuvainen siitä miten kyseinen taivaankappale on muodostunut tai missä se sijaitsee. Ruskeat kääpiöt jaetaan luokkiin M, L, T ja Y. Vuoteen 2011 mennessä oli löytynyt yhteensä noin 800 L- ja T-kääpiötä ja yli 500 M-kääpiötä. Vuonna 2011 julkaistussa tutkimuksessa kerrottiin Subaru- ja VLT-teleskooppien löytäneen vain noin kuuden Jupiterin massan painoisen ruskeaksi kääpiöksi luokitellun taivaankappaleen. Se ei kierrä mitään tähteä muttei myöskään ylläpidä fuusiota. == Planeettajärjestelmät == Joidenkin ruskeiden kääpiöiden ympärillä on kaasusta ja pölystä koostuvia kertymäkiekkoja, jollaisista planeettakunnat syntyvät. Ruskean kääpiön planeetat voivat olla teoriassa elinkelpoisia sen aikaa, kun ruskea kääpiö pysyy kyllin kirkkaana. Jotta planeetan pinnalla olisi elämää, sillä on oltava kaasukehä. Hyvin lähellä ruskeaa kääpiötä ei voi olla planeettoja, koska vuorovesivoimat hajottavat planeetat niin sanotun Rochen rajan sisäpuolella. Kylmä ja himmeä ruskea kääpiö lämmittää vain Rochen rajan sisäpuolella lämpötiloihin, joissa voi olla elämälle välttämätöntä nestemäistä vettä. Tästä huolimatta paikallista elämää ruskean kääpiön planeetan pinnalla voi olla muun muassa vulkaanisen lämmön auttamana. Elinkelpoinen planeetta voi kiertää 2–3 Rochen säteen päässä noin 30 Jupiterin massaista ruskeaa kääpiötä miljardeja vuosia, tarkemmin 4 miljardia vuotta 40 Jupiterin massaista ruskeaa kääpiötä ja 10 miljardia vuotta 70 Jupiterin massaista ruskeaa kääpiötä. Joidenkin mukaan meidän kaltaisemme nukleiinihappopohjaisen elämän synty ruskean kääpiön ympärille olisi harvinaisempaa, koska viileistä esiplanetaarisista kiekoista on havaittu vähemmän vetysyanidia, joka on adeniini-nimisen nukleiinihapon lähtöaine. Esimerkki nuoresta ruskeasta kääpiöstä on 2M J044144, jonka massa on 20 Jupiterin massaa eli 0,02 Auringon massaa. Tätä noin miljoonan vuoden ikäistä kohdetta kiertää noin 24 AU päässä kappale, joka on joko ruskea alikääpiö tai planeetta. Kohteen massa on 5–10 Jupiterin massaa. Niinpä kohde on tavallaan hyvin kevyt kaksoistähti. Planeetan synty ei selity monien planeettojen synnyn selittävällä perinteisellä aineen kasautumisteorialla, vaan kohde on joko tiivistynyt tähtienvälisestä pilvestä tai ruskeaa kääpiötä ympäröivästä ainekiekosta. == Lähteet == == Aiheesta muualla == * * * * * * * Luokka:Seulonnan keskeiset artikkelit