Vikipēdija

Brūnais punduris

astronomisks objekts, kas masas ziņā atrodas starp planētām un zvaigznēm

Brūnais punduris ir astronomisks objekts, kas masas ziņā atrodas starp planētām un zvaigznēm, svārstoties no aptuveni 13 līdz 75–80 Jupitera masām (MJ) jeb 0,013 līdz 0,075–0,08 Saules masām (M☉).[2][4] Atšķirībā no zvaigznēm brūnie punduri savās dzīlēs nevar uzsākt ilgstošas kodolreakcijas (process, kurā ūdeņradis pārvēršas hēlijā), tāpēc tos uzskata par debess ķermeņiem, kas ir sava veida "neizdevušās" zvaigznes – objekti, kuriem nepietiek masas, lai kļūtu par pilntiesīgām zvaigznēm.[4] Par spīti tam brūnie punduri ir pietiekami masīvi, lai savās dzīlēs veidotu īslaicīgas kodolreakcijas, piemēram, radītu deitēriju jeb smago ūdeņradi (no 13 MJ) un litiju (no 65 MJ), ar ko tie galvenokārt atšķiras no lielākajām gāzu planētām.[4][5]

Brūnais punduris
Brūnais punduris mākslinieka skatījumā
Fizikālās īpašības
Spektra klase: M, L, T un Y[1]
Masa: 13 līdz 75–80 MJ
Diametrs: 0,8–1,2 DJ
Temperatūra (virsmas): 300–2800 K (no 27°C līdz 2527°C)[2]
Sastāvs: ūdeņradis (70–75%)
hēlijs (25–30%)
citi smagāki elementi (ogleklis, skābeklis, dzelzs utt.)
Papildinformācija
Dzīves cikls: eksistē mūžīgi (nemitīgi atdziest un kļūst par aukstiem un tumšiem objektiem, saglabājot savu identitāti kā brūnie punduri)[3]
Pirmais atklātais: 1995. gadā (Teide 1)
Tuvākais Saules sistēmai: Lūmans 16 (6,5 ly attālumā)

Vēsture

labot šo sadaļu

Amerikāņu astronoms Šivs Kumārs (Shiv Kumar) 1963. gadā pirmais izvirzīja hipotēzi par brūno punduru eksistenci kā vidusposmu starp planētām un zvaigznēm.[2][6] Sākotnēji viņš tos nosauca par "melnajiem punduriem", iztēlojoties tos kā tumšus zemzvaigžņu objektus, kas brīvi pārvietojas kosmosā un nav pietiekami masīvi, lai uzturētu ūdeņraža kodolsintēzi.[7] Tomēr, tā kā jēdziens "melnais punduris" jau tika izmantots, lai aprakstītu objektus zvaigžņu evolūcijas beigu stadijā, un termins "sarkanais punduris" attiecās uz mazākajām, vēsākajām zvaigznēm, par atbilstošu kompromisu kļuva jēdziens "brūnais punduris", ko 1975. gadā piedāvāja amerikāņu astronome Džila Tārtere (Jill Tarter).[2][7]

Tā kā brūnie punduri ir ļoti grūti identificējami redzamajā gaismā un optiskajos teleskopos var būt pilnīgi neredzami – pat ja tie atrodas diezgan tuvu Zemei –, tos ilgstoši nebija iespējams atklāt.[8] Šī iemesla dēļ pirmais atklātais brūnais punduris – Teide 1 – tika uziets tikai 1995. gadā, un tā spektroskopiskā analīze atklāja litija klātbūtni tā sastāvā, ko zvaigznes iznīcina, kad sākas ūdeņraža kodolsintēze.[2][8] Savukārt 2013. gadā astronomiem izdevās atklāt Zemei tuvāko brūno punduru dubultsistēmu Lūmans 16, kas atrodas tikai 6,5 gaismas gadu (ly) attālumā, un ir trešā tuvākā sistēma Saulei, aiz Centauras Alfas un Bārnarda zvaigznes.[9]

Kopš 20. gadsimta beigām infrasarkano staru debess izpēte un citas metodes mūsdienās ir atklājušas simtiem brūno punduru, kur daži no tiem ir zvaigžņu pavadoņi, citi – bināri brūnie punduri, bet daudzi no tiem ir izolēti objekti.[2] Līdz 2015. gada beigām astronomiem bija izdevies identificēt 3780 brūnos pundurus, no kuriem 2850 bija oficiāli apstiprināti, bet 930 vēl atradās kandidātu statusā. No tiem 644 bija M spektra klases punduri, 1743 — L klases punduri, 794 — T klases punduri, 27 — Y klases punduri, bet 572 punduriem spektra klase nebija noteikta.[1] Zinātnieki uzskata, ka Piena Ceļa galaktikā brūnie punduri ir sastopami vairākos miljardos.[10]

Raksturojums

labot šo sadaļu

Pašreiz neeksistē vispārpieņemta definīcija, kura precīzi definētu, kas ir brūnais punduris. Par brūnajiem punduriem dēvē debess ķermeņus, kuru masa ir mazāka kā zvaigznēm, jo to dzīlēs nenotiek zvaigznēm tipiskas kodolreakcijas, kurās ūdeņradis pārvēršas hēlijā, tomēr tie ir lielāki par planētām (jeb debess ķermeņiem ar masu, lielāku par 13 Jupitera masām (MJ)[11]). Lai arī brūno punduru dzīlēs nenotiek ūdeņraža kodolreakcijas, tomēr objektos, kuri ir masīvāki par 13 MJ var notikt deitērija kodolreakcijas, masīvākos par 65 MJ var notikt litija kodolreakcijas.[12] Brūnie punduri veidojas līdzīgi kā zvaigznes, saspiežoties starpzvaigžņu gāzes un putekļu mākoņiem.

Brūnie punduri izstaro galvenokārt infrasarkano starojumu, kurš rodas, tiem lēnām saspiežoties. Kad saspiešanās ir beigusies, brūnais punduris pakāpeniski atdziest. Lai arī nosaukumā tiek lietots vārds „brūnais”, mēs tos, visticamāk, redzētu kā purpursarkanus [13] vai oranžsarkanus[14] objektus.

Pirmais atklātais brūnais punduris bija Teide 1, kas atrodas Plejādēs apmēram 400 gaismas gadu attālumā no Zemes un kura esamība tika apstiprināta 1995. gadā.[15] Zinātnieku vidū valda uzskats, ka brūnie punduri Piena Ceļa galaktikā ir sastopami vairākos miljardos.[16]

Tuvākie zināmie brūnie punduri ir dubultzvaigzne WISE 1049-5319 jeb Lūmans 16. Tā atrodas 6,5 gaismas gadu attālumā no Saules Buru zvaigznājā.[17]

Brūnos pundurus iedala pēc spektra klasēm, izšķir M, L, T un Y spektra klases brūnos pundurus.[13]

Atsauces

labot šo sadaļu
  1. ↑ 1,0 1,1 Michael Perryman. The Exoplanet Handbook (2. izd.). Cambridge : Cambridge University Press, 2018. 435. lpp. ISBN 978-1-108-41977-2.
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 2,5 Gibor Basri. «Brown dwarf». britannica.com. Encyclopedia Britannica, 2025. gada 9. februāris. Skatīts: 2025. gada 11. marts.
  3. ↑ Katelyn Allers. «Brown Dwarfs Could Reveal Secrets of Planet and Star Formation». scientificamerican.com. Scientific American, 2021. gada 1. augusts. Skatīts: 2025. gada 12. marts.
  4. ↑ 4,0 4,1 4,2 Robert Lea. «Brown dwarfs: The stars that 'fail'». space.com. Space.com, 2024. gada 20. decembris. Skatīts: 2025. gada 11. marts.
  5. ↑ Conor Feehly. «A Failed Star can Form Brown Dwarf Stars, Which Host Their Own Planetary Systems». discovermagazine.com. Discover Magazine, 2024. gada 20. septembris. Skatīts: 2025. gada 11. marts.
  6. ↑ «Brown dwarfs». asc-csa.gc.ca. Kanādas kosmosa aģentūra. 2022. gada 30. jūnijs. Skatīts: 2025. gada 12. marts.
  7. ↑ 7,0 7,1 «What are brown dwarfs?». earthsky.org. Earth Sky. 2023. gada 20. aprīlis. Skatīts: 2025. gada 12. marts.
  8. ↑ 8,0 8,1 Phil Plait. «This Nearby Brown Dwarf May Have Auroras—And a Moon, Too». scientificamerican.com. Scientific American, 2024. gada 19. janvāris. Skatīts: 2025. gada 12. marts.
  9. ↑ Alison Klesman. «Hubble spies on nearby brown dwarfs». astronomy.com. Astronomy Magazine, 2017. gada 12. jūnijs. Skatīts: 2025. gada 12. marts.
  10. ↑ «First Brown Dwarf Discovered is Actually Twins». amnh.org. American Museum of Natural History. 2024. gada 16. oktobris. Skatīts: 2025. gada 11. marts.
  11. ↑ The Deuterium-Burning Mass Limit for Brown Dwarfs and Giant Planets
  12. ↑ Dense Exoplanet Creates Classification Calamity
  13. ↑ 13,0 13,1 «Brown dwarfs: Failed stars, super Jupiters». Arhivēts no oriģināla, laiks: 2013. gada 8. maijā. Skatīts: 2013. gada 22. decembrī.
  14. ↑ If Brown Isn’t a Color, What Color are Brown Dwarfs? Read more: http://www.universetoday.com/23247/if-brown-isnt-a-color-what-color-are-brown-dwarfs/#ixzz2oDvpjE00
  15. ↑ «Teide 1». web.archive.org. 2009-05-02. Arhivēts no oriģināla, laiks: 2009-05-02. Skatīts: 2025-03-11.
  16. ↑ «First Brown Dwarf Discovered is Actually Twins». amnh.org. American Museum of Natural History. 2024. gada 16. oktobris. Skatīts: 2025. gada 11. marts.
  17. ↑ Bedin, L. R.; Dietrich, J.; Burgasser, A. J.; Apai, D.; Libralato, M.; Griggio, M.; Fontanive, C.; Pourbaix, D. (2024). "HST astrometry of the closest brown dwarfs-II. Improved parameters and constraints on a third body" (en). Astronomische Nachrichten 345 (1): e230158. doi:10.1002/asna.20230158. ISSN 1521-3994.

Ārējās saites

labot šo sadaļu
Saturs iegūts no "https://lv.wikipedia.org/w/index.php?title=Brūnais_punduris&oldid=4248621"