Diferente intre stele si pitice maro

Piticele maro sunt obiecte substelare – masa lor se afla intre cea a unei planete si cea a unei stele. Piticele maro (care nu sunt chiar maro, ci au culoarea de un rosu mat) sunt descrise uneori ca fiind “stele esuate”, deoarece nu sunt indeajuns de masive pentru a initia fuziunea hidrogenului in nucleele lor. Exista mai multe diferente intre stele si pitice maro. Piticele maro mai sunt numite si “verigi lipsa” intre gigantii de gaz (cum ar fi Jupiter) si piticele rosii (care sunt cele mai mici si mai putin masive stele). Numele acestor obiecte a fost inventat de Jill Tarter, in anii 1970. Prima pitica maro confirmata a fost Gliese 229b, in anul 1995, pe baza unor studii spectroscopice combinate cu determinarea masei. De-atunci s-au descoperit sute de asemenea obiecte.

Caracteristicile piticelor maro si detectarea lor in spatiu

O pitica maro poate fi definita pe doua cai principale: prin intermediul masei si datorita originii sale. Prima varianta este utilizata in mod normal pentru scopuri practice, intrucat este mai usor sa masori masa unui obiect decat sa stabilesti modul in care s-a format. Limita superioara a masei unei pitice maro este aceea la care nu se poate declansa fuziunea hidrogenului in interiorul nucleului. Pe baza considerentelor teoretice, aceasta se crede ca este cuprinsa intre 0,075 si 0,080 mase solare sau de 75-80 de ori masa lui Jupiter. Limita inferioara a masei este oarecum arbitrara, intrucat nu exista niciun punct evident de tranzitie dintre o planeta cu masa mare si o pitica maro.

Totusi, se crede ca aceasta limita este de aproximativ 0,013 mase solare sau de 13 ori masa lui Jupiter. Unii astronomi sustin ca modul de formare al piticelor maro este o distinctie mai importanta intre acestea si planete. Pe baza acestui criteriu, se crede ca piticele maro se formeaza in acelasi mod ca si stelele (ca niste condensari intr-un nor interstelar de gaz). Prin contrast, planetele se formeaza prin acumularea de material intr-un disc circumstelar.

Piticele maro sunt prea reci pentru a da prea multa lumina vizibila, insa acestea emit o cantitate importanta de radiatii infrarosii, ca urmare a contractiei gravitationale lente si a fuziunii deuteriului la scara mica. Prin urmare, acestea pot fi detectate de telescoapele cu infrarosu de la sol si de cele spatiale. Ca si in cazul planetelor extrasolare, piticele maro pot fi gasite si in cazul in care acestea orbiteaza in jurul unei stele – prezenta unei pitice maro este indicata de tremuraturile pe care le cauzeaza in miscarea stelei insotitoare de pe cer. Metoda vitezei radiale a avut succes in identificarea unui numar mare de pitice maro care se aflau in orbita in jurul stelelor.

Diferente intre piticele maro, stele si planete

Piticele maro cu masa mare se disting in general de stelele cu masa mica prin prezenta litiului in spectrul lor. Litiul este consumat rapid de reactiile nucleare din interiorul stelelor care fuzioneaza hidrogen. Cu toate acestea, exista cateva exceptii. Litiul poate fi totusi prezent in stelele foarte tinere si absent in piticele maro care au mase mai mari de 65 de mase solare si varste mai mari de 500 de milioane de ani. O alta substanta gasita in piticele maro mai batrane este metanul. In cele din urma, stelele cu cea mai mica masa ajung la cel putin 0,01% din luminozitatea soarelui, in timp ce piticele maro sunt mult mai slab iluminate.

O metoda de a distinge piticele maro cu masa mica de gigantii de gaz este prin intermediul densitatii lor, care este mai mare. In mod remarcabil, toate piticele maro au aproximativ aceeasi dimensiune, indiferent de masa lor (sunt putin mai mari ca Jupiter). Insa, deoarece piticele maro sunt mai masive decat Jupiter, densitatile lor sunt considerabil mai mari. Unele pitice maro difera de planete si prin faptul ca emit raze x. Cu cat o pitica maro este mai masiva, cu atat mai mare este temperatura de suprafata a acesteia, desi o valoare tipica este de 1000 de grade Kelvin.

Tipuri de pitice maro

La limita maxima in ceea ce priveste masa si temperatura, pe scara piticelor maro se afla piticele ultrareci, cu o atmosfera prafuita si un tip spectral M7 sau o versiune recenta. Tipurile M recente, cu temperaturi de 2200 de grade Kelvin, au apa si caracteristici puternice de oxid in spectrele lor si pot fi pitice rosii sau pitice maro, in functie de masa. Pentru piticele maro mai mici si mai reci decat cele de tip M, a fost alocata o noua categorie spectrala (tipul L). Cu temperaturi cuprinse intre 1500 si 2200 de grade Kelvin, piticele de tip L au spectre caracterizate de benzi de hidruri metalice si chiar de benzi proeminente de apa. Piticele maro de tip T, numite si pitice de metan, sunt si mai reci, temperaturile de suprafata fiind cuprinse intre 1500 si 1000 de grade Kelvin (uneori chiar si 800), iar spectrele lor prezinta o absorbtie puternica de metan si apa. Cele mai reci pitice maro sunt cele de tip Y, care au fost descoperite in anul 2011, cu ajutorul datelor obtinute de misiunea WISE – temperaturile lor sunt la fel de mici ca ale corpului uman.

Piticele maro nu stralucesc pentru mult timp. Imediat ce si-au consumat putinul deuteriu pe care-l au (lucru ce dureaza 10 milioane de ani), piticele maro ajung de la culoarea rosu inchis la negru. Cu toate acestea, exista stele care incep ca niste pitice rosii obisnuite care fuzioneaza hidrogen, iar apoi se micsoreaza si devin pitice maro. Sistemele binare LL Andromedae si EF Eridani contin pitice albe care au furat material de la insotitoarele lor, pana cand acestea au fost reduse la o dimensiune de 40 de ori cat a planetei Jupiter. Temperaturile acelor insotitoare sunt acum de 1300 de grade Kelvin, respectiv 1650 de grade Kelvin.

Unde putem gasi pitice maro?

In timp ce unele pitice maro, cum ar fi Gliese 229B, fac parte din sisteme binare, altele au fost gasite plutind singure in spatiu (in Pleiade, clusterul stelar Sigma Orionis si Trapezium). PPI 15, care se afla in Pleiade, este un sistem binar in care ambele componente sunt pitice maro. S Ori 47, care se afla in clusterul Sigma Orionis, este pitica maro cu cea mai mica masa (doar 0,015 mase solare). Unele obiecte, cum ar fi insotitoarea HD 114762, se afla aproape de granita dintre planetele masive si piticele maro cu masa mica.

S-a descoperit ca un procent surprinzator de mare de pitice maro sunt insotitoarele stelelor cu masa mica (pitice rosii sau alte pitice maro) si ca, in cadrul acestor sisteme, distanta dintre cele doua componente este in general foarte mica (aproximativ 4 unitati astronomice). Acest lucru contrazice predictia unor teoreticieni care sustin ca majoritatea acestor obiecte (stele cu masa mica si pitice maro) sunt solitare si calatoresc singure prin spatiu, dupa ce au fost expulzate din pepinierele lor stelare in timpul procesului de formare a stelelor. Observatiile de pana acum sustin cu tarie ideea ca binarele cu masa mica se formeaza printr-un proces similar cu cel al binarelor mai masive, si ca procentul de sisteme binare este similar pentru obiectele care au masa cuprinsa intre o masa solara si 0,05 mase solare.

Cu toate acestea, exista si multe pitice maro solitare, cum ar fi KELU-1, descoperita in anul 1997. Aflata la o distanta de numai 33 de ani lumina de soare, aceasta era una din cele mai apropiate pitice maro la acea vreme. Asemenea pitice maro solitare ar putea fi embrioni stelari expulzati – stele tinere care inca mai acumulau material atunci cand au fost aruncate afara din cuib de catre “fratii” mai masivi din sistemele stelare multiple. Pe de alta parte, observatiile unor pitice maro din nebuloasa Orion, care arata un exces de radiatii aproape infrarosii, indica prezenta unor discuri de praf in jurul acestor obiecte. Acest lucru sugereaza atat un proces normal de formare a stelelor, cat si posibilitatea ca piticele maro sa poata dezvolta sisteme planetare. Totusi ramane de vazut daca viata ar putea aparea vreodata pe lumi ale caror sori sunt atat de reci si slab iluminati.