כוכב - ננס חום - היסטוריה

המונח ננס חום נטבע על ידי ג'יל טרטר בשנת 1975 (במקום המונח המקובל עד אז - ננס שחור) כדי לתאר גופים כהים תת-כוכביים שלא מסתובבים סביב כוכב אחר ומסתם נמוכה מכדי לקיים היתוך מימן בצורה יציבה. (כיום המושג ננס שחור משמש לננס לבן שהתקרר עד שהוא לא פולט חום או אור משמעותיים). שמות חלופיים שהוצעו הם Planetar (שילוב של Planet - כוכב לכת ו-Star - כוכב) ו-Substar (תת-כוכב).

תאוריות ראשוניות לגבי אופי כוכב בעל מסה נמוכה ולגבי המסה הנדרשת להיתוך מימן, שיערו שאובייקט בעל 0.07 מסות שמש ומטה מאוכלוסייה I, או 0.09 מסות שמש מאוכלוסייה II לעולם לא ייכנס למחזור החיים של כוכב, ויהיה כוכב מנוון לחלוטין‏ (שריפת הדאוטריום מעל ל-0.013 מסות שמש בננסים חומים התגלתה רק בשנות ה-80 המאוחרות). לא נמצאו ננסים חומים באותן שנים מכיוון שספקטרום הפליטה שלהם הוא בעיקר בתחום הספקטרום התת-אדום וכמעט ולא בתחום הספקטרום הנראה. מצפי התת-אדום הקרקעיים באותה תקופה היו לא מדויקים מספיק כדי לזהות ננסים חומים.

 

מאז הניסיונות הראשונים נעשו מספר חיפושים בשיטות שונות כדי למצוא ננסים חומים. בין השיטות שנוסו: מדידת שינויים במהירות רדיאלית (מהירות הגוף ביחס לצופה) של כוכבים כדי לאתר לוויינים קרובים, סקירת צבירי כוכבים צעירים.

במשך שנים רבות כל הניסיונות למצוא ננסים חומים העלו חרס. עד שבשנת 1988, הפרופסורים אריק בקלין ובן זקרמן מאוניברסיטת קליפורניה בלוס אנג'לס חיפשו באמצעות אינפרא אדום ננסים לבנים, ומצאו לוויין עמום לGD 165. הספקטרום של GD 165B (הלוויין) היה מאד אדום ומסתורי, מראה שלא תאם את המצופה מננס אדום. התברר ש-GD 165B צריך להיות מסווג כאובייקט הרבה יותר קר מהננס האדום הכי קר שידוע. GD 165B נשאר ייחודי במשך כמעט עשור עד לתחילת פרויקט 2MASS‏ (Two Micron All Sky Survey- פרויקט לסקירת כל השמים בתת-אדום באורך גל 2 מיקרומטר), כשדייוי קירקפטריק מהמכון הטכנולוגי של קליפורניה, וחוקרים נוספים מצאו גופים רבים נוספים בעלי ספקטרום וצבע דומים.

 

כיום GD 165B מזוהה כאבטיפוס למחלקה של אובייקטים שנקראים "ננסי L". הסיווג של ננסי L עדיין שנוי במחלוקת - האם הם ננסים חומים או ננסים אדומים בעלי מסה נמוכה מאד, ומאד קשה על-פי הנתונים שנאספו עד כה להבחין בין שניהם.

 

מיד לאחר גילוי GD 165B, הוצעו מועמדים רבים נוספים לננסים חומים. אך התברר שננסים חומים צעירים יחסית (עד מיליארד שנה) לעתים בהירים וחמים ברמה דומה לחלק מהכוכבים, ולכן דרושים מאפיינים ייחודיים אחרים כדי להבדיל בין ננס חום לכוכב. אחת מהשיטות היא בדיקת אחוז הליתיום בכוכב. בעוד שכוכב רגיל מכלה בהיתוך גרעיני את הליתיום בתוך כמיליון שנה, לננס חום אין טמפרטורת ליבה מספיק גבוהה כדי להתיך ליתיום ולכן זיהוי ליתיום באובייקט מבטיח זיהוי וודאי. על ידי בדיקת ליתיום התברר שרבים מהמועמדים אינם ננסים חומים.

 

בשנת 1995 המחקר בנושא קפץ קדימה כשהתגלו באופן ברור שלושה נסים חומים, חלקם זוהו בעזרת גילוי נוכחות של ליתיום. במיוחד ראוי לציון גליזה 229B שהבהירות והטמפרטורה שלו נמוכים באופן ניכר מכוכב רגיל. למרבה הפלא לגליזה 229B ספקטרום בליעה של מתאן תכונה שנצפתה קודם רק בענקי גזים ובטיטאן‏. הימצאות מתאן לא צפויה בכוכבי הסדרה הראשית. גילוי זה סייע לביסוס קבוצה ספקטרלית חדשה "ננסי T" הקרה יותר מננסי L, אב הטיפוס של הקבוצה הוא גליזה 229B.

 

מאז שנת 1995, שבה אושר לראשונה זיהוי של ננס חום על ידי האסטרונומית הצ'יליאנית מריה טרזה רואיז, זוהו מעל אלף ננסים חומים. ננסים חומים קרובים לכדור הארץ הם אפסילון באינדיאני Ba ו Bb, זוג ננסים שקשורים כבידתית לכוכב דמוי שמש במרחק של כ-12 שנות אור מהשמש.