Eduardo Martín je profesor na Inštitutu za astrofiziko na Kanarskih otokih. Foto: IAC.
Kaj so rjave pritlikavke oziroma “falirane zvezde”? Zakaj so poimenovane tako?
Rjave pritlikavke so v 60-tih letih napovedali ameriški fizik Shiv Kumar in japonska astronoma Takenori Nakano in Chushiro Hayashi. Slednji je znan po t.i. Hayashijevih poteh (angl. Hayashi tracks), ki opisujejo evolucijo mladih zvezd pred prihodom na glavno vejo. Ti astronomi so ugotovili, da zaradi kvantnih pojavov obstaja spodnja meja za maso zvezde, ki pripada glavni veji. Ko se nastajajoča zvezda krči, se namreč snov močno stisne, postane ionizirana, in naenkrat dobimo ogromno prostih elektronov. Če stiskamo še naprej, naletimo na omejitev zaradi Paulijevega izključitvenega načela, in elektroni na to odreagirajo z odbijajočo silo. Ne gre za električno (Coulombovo) silo, ampak za jedrsko, ki je močnejša in lahko ustavi gravitacijsko krčenje. To pomeni, da obstaja meja, do katere se jedro nastajajoče zvezde lahko skrči.
Vodik, ki je nastal ob velikem poku, je najpogostejši element v vesolju, zato je glavna sestavina vseh zvezd. Mlade zvezde zasijejo zato, ker se v njihovem jedru začne fuzijska reakcija. V jedru se segrejejo do zelo visokih temperatur zaradi gravitacijskega krčenja. Ko se temperatura dvigne nad približno tri milijone Kelvinov, delovanje močne jedrske sile zadostuje, da steče proces fuzije, ki vodikove atome spaja v helijeve. Pri tem se del mase izgubi, saj ima helijevo jedro nekoliko manjšo maso kot vodikova jedra, iz katerih je nastal. Po slavni Einsteinovi enačbi E=mc2 pretvorba že zelo majhnega dela mase zaradi kvadrata svetlobne hitrosti da zelo veliko številko, torej ogromno energije. Na ta način lahko že iz zelo malo mase dobimo ogromno energije, in tako sveti naše Sonce in tudi vse druge zvezde.
Toda za ta proces obstaja spodnja masna meja. Zvezde z vse manjšo maso potrebujejo vse daljši čas, na milijone, lahko tudi sto milijonov let, da se v jedru segrejejo dovolj za začetek jedrskih reakcij. Pri tem tekmujeta dva pojava: po eni strani ta proces traja dlje, po drugi pa morajo biti jedra teh objektov bolj kompaktna oziroma bolj gosta. Ker imajo manjšo maso, plasti nad jedrom tehtajo manj, in zato proces krčenja traja dlje. Ob nekem trenutku doseže mejo, imenovano meja degeneracije, ko pride do kvantnih pojavov. Snov se od takrat dalje ne obnaša več normalno. Za običajno snov veljajo enačbe idealnega plina: če povečamo tlak, se s tem poveča tudi temperatura. Toda degenerirana snov se obnaša ravno obratno: tak plin se ob krčenju ohlaja, namesto da bi se segreval. Bolj ko se taka snov krči, večja postaja odbojna sila. Ko stopnja degeneracije postane prevelika, tako ni več možnosti, da bi nastala zvezda. Nastane pa degeneriran objekt, ki ni sposoben vzdrževati stabilne fuzije vodika. Nikoli ne postane zvezda, in zato ga včasih imenujemo tudi “falirana zvezda”.
Včasih, ko tovrstnih objektov še niso poznali in so bili le teoretično napovedani, so jih pogosto imenovali “črne pritlikavke”. Potem pa jih je v 1970-tih astronomka Jill Tarter v svojem doktoratu poimenovala rjave pritlikavke. Čeprav ji je njen mentor zabrusil zdaj že slavne besede, da “rjava” ni dobra izbira, ker to sploh ni barva, je vztrajala, in ime se je obdržalo. Obstajajo pa tudi variacije. V Mehiki npr. rjavi barvi pravijo café, torej imajo kavne pritlikavke, kar mi je še posebej všeč.
Tudi nama! Rjave pritlikavke torej nastanejo iz istega oblaka plinov in prahu kot zvezde, le da imajo premajhno maso, da bi v njih potekale jedrske reakcije. Niso torej zvezde, ampak nekaj drugega.
Tako je, so nekaj drugega, kar se obnašajo drugače. V poenostavljeni sliki si lahko predstavljamo molekularne oblake, ki so veliki oblaki plina in prahu. Na slikah čudovitih spiralnih galaksij na primer vidimo ogromno megličastih območij. To so plini in prah, kjer nastajajo zvezde. Če ravnovesja v teh meglicah nič ne bi zmotilo, zvezde nikoli ne bi nastale. Toda obstajajo šoki in interakcije, ki zmotijo te oblake, tam pa potem pride do gravitacijskega krčenja. Lahko si na primer predstavljamo kozarec, ki stoji na mizi in je v ravnovesju. Če ga po nesreči prevrnemo in pade na tla, se razbije. Nekateri drobci stekla so veliki, drugi srednje velikosti, toda večina jih je zelo majhnih, včasih celo tako majhnih, da jih ne vidiš. Molekularni oblak v galaksiji se obnaša tako kot ta kozarec, ki lebdi v vesolju. Nato ga nekaj prevrne in razbije. Iz največjih drobcev bodo nastale masivne zvezde, ki lahko celo uničijo molekularni oblak. Čez nekaj časa lahko celo eksplodirajo kot supernove. Toda večina zvezd ima majhno maso, manjšo od Sonca. Rjave pritlikavke so na skrajnem koncu teh majhnih drobcev.
V 50. in 60. letih so rjave pritlikavke napovedali teoretično, potem pa so jih astronomi pričeli iskati na nebu. Leta 1995 ste bili del ekipe, ki je odkrila prvo rjavo pritlikavko. Zanima nas zgodba iz zakulisja, kako je potekalo iskanje in kako ste jo odkrili.
Na začetku kariere sem se na Inštitutu za astrofiziko v Parizu z mentorjema Claudom Bertoutjem in Giborjem Basrijem začel ukvarjati z zvezdami pred prihodom na glavno vejo. To je faza med nastankom protozvezd in trenutkom, ko se usedejo na glavno vejo, kjer poteka vodikova fuzija. Po dveh letih sem se vrnil na Tenerife, od koder sem doma. Tam sem začel z doktoratom, ki je trajal tri leta. Želel sem nadaljevati z isto temo, vendar sem fokus nekoliko spremenil. Moj mentor je sodeloval z italijanskim podoktorskim raziskovalcem, ki so ga zanimale zelo mlade zvezde z zelo majhno maso. Skupaj smo se odpravili na opazovanje s teleskopom Isaac Newton na La Palmi. Takrat je bil to eden izmed največjih teleskopov na svetu s premerom zrcala 2,5 metra. Na La Palmo so ga preselili z greenwiškega observatorija v Londonu. Imeli smo seznam za opazovanje, ki je vključeval zvezde tipa T Tauri, in tudi nekaj vizualnih dvojnih zvezd. V kontrolni sobi smo imeli ekran, ki je prikazoval, katere zvezde so v vidnem polju teleskopa. Uporabljali smo spektrograf z dolgo režo (angl. long-slit spectrograph). Dobili smo idejo, da bi režo premaknili in zavrteli tako, da bi opazovali obe zvezdi hkrati. Na ta način bi prihranili čas in opazovali več zvezd. Tako smo opazovali sistem UX Tau. To je znana vizualna dvojnica, zvezdi pa sta na medsebojni razdalji okoli 6 ločnih sekund. Opazovanja pri običajni razmazanosti (angl. seeingu) so torej udobna. Toda tisto noč je bilo zelo temno, razmazanost pa zelo majhna. Operater teleskopa je med opazovanjem omenjenega ekrana rekel: “Hm, mislim, da vidim tretji objekt… Je to možno?” Tudi sami smo s presenečenjem ugotovili, da je tam še nekaj, česar nismo pričakovali. Šlo je za tretji, temnejši objekt, ki je bil med obema znanima zvezdama, ampak bližje svetlejši. Nemudoma smo na internetu prečesali znane kataloge, vendar nismo našli ničesar, zato smo mislili, da gre za nekaj novega. Opustili smo prvotni načrt opazovanja in prosili operaterja, da teleskop usmeri v ta nov objekt. Naredili smo vse sorte možnih spektroskopskih opazovanj, in tako smo celo noč, pa tudi naslednjo, porabili za opazovanje tega objekta. Bili smo zelo navdušeni, ker smo mislili, da smo odkrili nov objekt. Kasneje se je izkazalo, da to ni bilo čisto res. V katalogu smo našli kratek komentar, kjer je George Herbig zapisal, da je z Observatorija Lick na noč z majhno razmazanostjo s trimetrskim teleskopom opazil šibek objekt blizu UX Tau A (svetlejša zvezda). Odkritelj je bil torej on, vendar smo bili mi prvi, ki smo pridobili optični spekter. Analiza spektra je pokazala, da gre za zelo hladen objekt. Nekateri teoretični modeli so napovedali, da bi njegova masa lahko ustrezala rjavi pritlikavki. Objekt bi torej lahko bil pod zvezdno mejo, o kateri smo se pogovarjali prej. To je masa, ki ustreza okoli 80 masam Jupitra. Toda med različnimi modeli je prihajalo do razlik. Nekateri so napovedali maso nad, drugi pa pod podzvezdno mejo. Tako smo spoznali, da imamo kandidatko za rjavo pritlikavko, vendar je bila ocena njene mase odvisna od modela in je nismo mogli neizpodbitno potrditi. Ampak v nas je prebudila zanimanje in preusmerila pozornost.
Spoznali smo tudi, da je zelo težko razlikovati med zvezdo z majhno maso in rjavo pritlikavko. Ko je namreč taka zvezda zelo stara, je lahko zelo hladna, medtem ko so mlade rjave pritlikavke lahko dokaj tople. Pravzaprav se temperature mladih rjavih pritlikavk in zvezd z zelo majhno maso po teoretični napovedi prekrivajo. Z oceno temperature torej ni možno razlikovati med zvezdo in rjavo pritlikavko na tej meji. Potrebujemo nekaj drugega. Ta problem nam ni dal miru, in tako smo prišli do naslednje ideje. Pri podzvezdni meji gre pravzaprav za vprašanje, ali objekt kuri vodik ali ne. Na srečo obstaja element, ki se vžge pred vodikom, torej pri malo nižji temperaturi. Torej vsak mlad objekt, iz katerega bo nastala zvezda, pokuri ta lažji in bolj občutljiv element. Govorim seveda o litiju. Tako smo izumili litijev test in pričeli s testiranjem. Prepotovali smo svet, vse od Čila do Havajev in Kanarskih otokov, in opazovali z največjimi teleskopi na svetu. V kandidatkah za rjave pritlikavke iz literature smo iskali sledi litija, toda našli nismo ničesar. Opazovali smo vse, kar smo našli v literaturi, ampak potrditi nismo mogli niti ene. Nobena ni kazala znakov ohranitve litija, za katerega smo ugotovili, da je značilnost rjavih pritlikavk.
To je bilo med letoma 1991 in 1994. Leta 1994 je bila organizirana mednarodna konferenca v Garchingu pri Münchnu, kjer je sedež Evropskega južnega observatorija. Naslov konference je bil “The Bottom of the Main Sequence – And Beyond”. Res je, da je bila to takrat še majhna skupnost, ampak tam so bili vsi! In vsa poročila o iskanju so bila negativna. Konferenca je bila zelo depresivna. Naša skupina je poročala o litijevem testu – vse negativno. Geoff Marcy je poročal o iskanju s pomočjo merjenja radialnih hitrosti, vendar ni našel ničesar. Nekateri kolegi teoretiki so celo napovedali, da rjave pritlikavke sploh ne obstajajo. Menili so, da je preveč gretja v jedrih nastajajočih zvezd, in da je masna meja, do katere še lahko nastanejo zvezde, nad tem, kar danes imenujemo podzvezdna meja. Po tej teoriji rjave pritlikavke torej ne obstajajo. To je bil zaključek srečanja v letu 1994. Naslednje leto so objavili odkritje prvega eksoplaneta okoli Soncu podobne zvezde, prve rjave pritlikavke v kopici Plejade, in prve rjave pritlikavke v paru z bližnjo rdečo pritlikavko! Vse to eno leto po tej depresivni konferenci. Eno leto po konferenci je disciplina podzvezdnih objektov popolnoma eksplodirala. Del te igre smo bili tudi mi – odkrili smo prvo neizpodbitno potrjeno mlado rjavo pritlikavko v Plejadah. Bilo je eno izmed treh velikih odkritij, in vsa so bila oznanjena na enem srečanju, in sicer na konferenci Cool Stars v Firencah oktobra 1995. Michel Mayor in Didier Queloz sta imela članek, ki je bil sprejet v revijo Nature, vendar takrat tega še nihče ni vedel, razen seveda njiju dveh, organizatorjev konference in recenzentov. Na tej konferenci so torej z oznanilom odkritja povzročili veliko senzacijo. Mi smo oznanili odkritje naše rjave pritlikavke v Plejadah med vabljenim predavanjem. Seveda ni šlo za tako senzacijo kot pri odkritju 51 Pegaza b, to pa zato, ker smo ljudje, in kot taki smo pristranski. Mislimo si, da je planet okoli Soncu podobne zvezde veliko bolj pomemben kot rjava pritlikavka v Plejadah. To je zelo subjektivno mnenje, ker nas seveda zanima, ali smo v vesolju sami. Odkritje planeta okoli Soncu podobne zvezde je bilo takoj povezano z iskanjem življenja in z veliki vprašanji o tem, ali obstaja izvenzemeljsko življenje. Italijanski mediji so naslednji dan na naslovnici celo objavili Marsovce. To je bila velika senzacija. Na istem srečanju je bil kolega iz Caltecha, ki je nekaj delal na svojem prenosniku. Nenadoma je vstal, prekinil konferenco in pričel kričati “Odkrili so rjavo pritlikavko, ki je v dvojnem sistemu z rdečo pritlikavko – toda na Caltechu”. Članka še ni bilo, ampak tako smo izvedeli o Gliese 229b, in to na isti konferenci. Bilo je res izjemno!
Zakaj smo rjavo pritlikavko v Plejadah zaznali prvi pred vsemi drugimi? Pri iskanju namreč nismo bili edini. Plejade so bile pravzaprav znane kot priljubljeno “lovišče” za rjave pritlikavke. Astronomi, kot npr. John Stauffer, so jih iskali na začetku 90-tih na globokih posnetkih in našli nekaj kandidatov. Iskali so jih tudi astronomi s Havajev – Eric Becklin je npr. objavil članek s kandidati. Potem je bila še britanska skupina iz Univerze v Leicesterju, ki jo je vodil Richard Jameson. Uporabljali so teleskop Isaaca Newtona – isti teleskop, ki smo ga uporabljali tudi mi za opazovanje UX Tau in preverjanje prisotnosti litija. Vse te skupine so pridobivale globoke posnetke Plejad in iskale šibke objekte. Naš pristop je bil drugačen v tem, da smo pridobili še en posnetek, ki je bil posnet čez nekaj časa. To je bilo ključno, saj smo tako lahko izmerili lastna gibanja zvezd. To je bila ključna meritev, ki smo jo imeli pred drugimi. Ponovno smo torej opazovali nekatera polja, ki jih je že opazovala britanska skupina okoli štiri leta pred nami. S tako časovno razliko smo našli objekt, ki je bil zelo šibek, ampak je imel lastno gibanje, ki se je ujemalo s tistim od kopice. Ta objekt je bil tako šibek, da so vsi modeli napovedali, da je to morala biti rjava pritlikavka z maso okoli 50 mas Jupitra. To je daleč pod podzvezdno mejo. Zaradi tega smo bili prvi, ki smo imeli potrditev fotometrične kandidatke preko njenega lastnega gibanja.
To je neprecenljiv vpogled v procese, ki vodijo do znanstvenih odkritij.
Lahko povem še kaj več. Sta dve stvari, ki sta mi zelo všeč. Prva so govorice, ki sem jih slišal od kolegov Richarda Jamesona. Ko je ta slišal za odkritje naše rjave pritlikavke, je poklical študenta, ki je bil zadolžen za analizo njihovih podatkov, in ga vprašal: “Kako si lahko spregledal ta objekt? Si bil pijan?” Ta objekt v resnici sploh ni bil na seznamu njihovih fotometričnih kandidatov. Zgrešili so ga, čeprav je bil na njihovih posnetkih. Bil je sicer na robu detektorja, ampak ni ga bilo pa v fotometričnem katalogu, ki so ga objavili. To je torej ena zabavna prigoda z Richardom Jamesonom, ki je drugače bil uglajen gospod. Upam, da še vedno je. Mislim, da je sedaj upokojen, ampak že dolgo nisem slišal o njem. Ampak predstavljam si, da je bil precej besen, ker ta objekt ni bil niti na njihovem seznamu kandidatov.
Druga zanimiva, oz. kar smešna zgodba, je o ameriški skupini. Geoff Marcy in Paul Butler sta iskala eksoplanete in poročala o negativnih rezultatih eno leto pred odkritjem švicarske skupine. V resnici sta odkrila vroči jupiter – planet jupitrove mase zelo blizu zvezde Sončevega tipa. V podatkih sta našla dva vroča jupitra, ki bi jih lahko objavila leta 1994. Imela sta podatke, vendar jih nista pravilno analizirala. Zaradi teoretičnih napovedi nista pričakovala, da bi planet – vroči jupiter – lahko bil tako blizu zvezde. Zbirala sta podatke in si mislila, da jih bosta analizirala čez deset let, ker bi planet Jupitrove mase moral imeti dolgo periodo. Švicarska ekipa je začela kasneje in odkrila prvi planet, čeprav sta Američana imela podatke pred njo. Geoff mi je nekoč rekel, da sta tako izgubila Nobelovo nagrado. In to se je res zgodilo, švicarska ekipa je dobila Nobelovo nagrado, onadva pa ne.
Prva rjava pritlikavka je bila odkrita v kopici Plejade. To je mlada kopica, v kateri so zvezde nastale nedavno. Je bil to razlog, da ste rjave pritlikavke iskali ravno tam?
Da. Plejade so mlade, ampak ne tako mlade, da bi še vedno imeli veliko medzvezdne ekstinkcije ali pa ostankov materiala ob nastajanju zvezd. Dovolj so stare, da se je medzvezdni prah počistil. Na Plejade imamo zato jasen pogled, poleg tega pa so zelo blizu Sonca, pravzaprav so ena izmed najbližjih razsutih kopic. Zaradi te kombinacije so bile najbolj priljubljeno lovišče večih ekip – mi namreč nismo bili prvi, ki smo jih iskali v Plejadah. Bili smo četrta ali peta skupina, ampak naše raziskave smo gradili na delu kolegov. Prišli smo na idejo o potrditvi članstva rjave pritlikavke v kopici preko njenega lastnega gibanja, ki mora biti enako lastnemu gibanju kopice. To je bil ključen faktor, ki je prepričal znanstveno skupnost, da naš objekt res pripada kopici. To pa zato, ker lahko preko članstva v kopici oceniš starost objekta. Starost je odločilna, saj šele z njenim poznavanjem lahko razločiš med rjavimi pritlikavkami in zvezdami z majhno maso. Kot sem že omenil, zelo stare zvezde z zelo majhno maso lahko izgledajo tako kot zelo mlade rjave pritlikavke. Obstaj torej dvoumnost, ki smo jo razblinili s potrditvijo članstva preko lastnega gibanja.
Nekaj let kasneje smo ugotovili, da v spektrih rjavih pritlikavk lahko najdemo nekatere indikacije, ki jih lahko uporabimo za oceno površinske gravitacije. Preko spektra tako ne ocenimo le temperature, ampak tudi površinsko gravitacijo. Če je ta majhna, potem je objekt rjava pritlikavka, ker ima majhno maso in je mlad. Mladi objekti so nekoliko večji, ker so še vedno v zgodnjih fazah krčenja. Kombinacija mladosti in mase, manjše od zvezdne, povzroči manjšo gravitacijo na površini objekta. Potem so tu detajli v spektroskopskih indikatorjih, ki so na to občutljivi. To metodologijo smo razvili po litijevem testu in po metodi z lastnim gibanjem, in je danes uveljavljeno orodje pri raziskovanju rjavih pritlikavk.
Poznamo različne vrste zvezd. Nekatere se bolj vroče od Sonca in izgledajo modre, tiste bolj hladne pa so rdeče. Kaj pa rjave pritlikavke, so vse enake, ali pa tudi tukaj poznamo različne vrste?
Rjave pritlikavke so zelo raznolike, tako kot vsi objekti v naravi. Narava je raznolika, in rjave pritlikavke niso izjema. Raziskuje jih veliko ljudi, raziskovalne skupine so sedaj večje in bolj številčne. Novi pregledi neba in nove zmogljivosti so nam omogočile napredek pri razumevanju rjavih pritlikavk in tudi spoznanje, da vsekakor obstajajo različni tipi rjavih pritlikavk. Skupnost je iznašla različne načine klasifikacij, ki upoštevajo diverziteto.
V poznih 90. se je ta raziskovalna disciplina zelo hitro razvila. Leta 1994 nismo poznali ne rjavih pritlikavk ne eksoplanetov, leto kasneje pa sta bila odkrita oba tipa objektov. Leta 1997 smo že poznali nekaj rjavih pritlikavk in nekaj eksoplanetov in opazili smo, da so eni in drugi med seboj raznoliki. Ena prvih stvari, ki smo jih opazili, je bilo to, da so bili spektri prvih rjavih pritlikavk drugačni od zvezdnih. Klasifikacijski sistem zvezdnih spektrov je star več kot stoletje. Razvila ga je Annie Jump Cannon na Harvardu, in tako je ostalo skoraj stoletje. Klasifikacija je slavno zaporedje črk OBAFGKM, pri čemer s črko M zaznamujemo najhladnejše zvezde. Nekatere rjave pritlikavke so imele spektre, ki so bili drugačni od spektrov pritlikavk tipa M, to pa zato, ker so hladnejše. Ker nimajo fuzije in niso stabilne, se ohlajajo. Preverili smo, katere črke še niso uporabljene v klasifikacijskem sistemu, in bilo je nekaj izbire (op.a. na primer Tabela 5 v tem članku). Črka L je bila najbolj očitna izbira iz več razlogov – tudi zato, ker se moje srednje ime začne s to črko. Šalim se [smeh]. Leta 1997 smo se torej odločili, da jih bomo poimenovali pritlikavke tipa L, leto kasneje pa smo s pogljobljenimi raziskavami našli prvo v Plejadah. Leta 1999 je prišlo prelomno odkritje z odkritjem ducatov objektov tipa L v podatkih pregleda neba 2MASS (raziskave je vodil Davy Kirkpatrick), in pa v podatkih pregleda neba DENIS, ki ga je vodila evropska skupina. Leta 1999 smo tako odkrili veliko rjavih pritlikavk in jih poimenovali pritlikavke tipa L.
Nekaj let kasneje so na globokih posnetkih zaznali šibkejše objekte in opazili novo vrsto. Poimenovali so jih pritlikavke tipa T. So hladnejši od pritlikavk tipa L in tako hladni, da v njihovih atmosferah prevladujejo molekule metana. Tega sicer ne opazimo v pritlikavkah tipa L, ker niso dovolj hladne. Spekter pritlikavk tipa T je precej podoben Jupitrovemu. Pravzaprav je bil spekter rjave pritlikavke, ki so jo odkrili leta 1995 okoli bližnje zvezde Gliese 229, podoben Jupitrovemu, vendar tega takrat še nismo dobro razumeli, ker je bil to edini znani primer. Leta 2000 smo poznali že veliko objektov, ki so bili hladnejši kot tip L, in tako smo v klasifikacijsko shemo dodali novo črko: T. V nekaj letih smo tako v več kot stoletje star klasifikacijski sistem dodali dve novi črki. Pred kratkim je bila dodana še ena črka za objekte, ki so še hladnejši. Njihova temperatura je podobna Zemljini, torej gre za rjave pritlikavke s sobno temperaturo. Imenujemo jih pritlikavke tipa Y.
To so torej tri vrste rjavih pritlikavk in njihove glavne razlike. Vendar se razlikujejo tudi v podrobnostih, npr. v kemični sestavi. Tiste, ki so revne s kovinami, se imenujejo podpritlikavke (angl. subdwarf), ekstremne podpritlikavke in ultrapodpritlikavke, odvisno od tega, kako revne so.
Rjave pritlikavke nastajajo skupaj z zvezdami v velikem številu. Kako pogoste so v naši Galaksiji v primerjavi z zvezdami? Koliko jih poznamo blizu Sonca? Ali lahko vsaj delno razložijo manjkajočo nevidno snov, npr. temno snov?
Rjave pritlikavke so bile vedno med kandidati za temno snov v galaksijah, vendar njihovo doslej znano število ni dovolj veliko, da bi lahko pojasnilo ta pojav. Toda temna snov se večinoma ne nahaja v okolici Sonca, ampak na velikih razdaljah. To je nepoznan teren, ki ga začenjamo raziskovati z vesoljskim teleskopom Evklid. Maruša trenutno dela na tem, to je zelo vroča tema, ampak trenutno še ne vemo dovolj, da bi lahko to potrdili ali zavrgli.
Glede na trenutne ocene so zelo številčne. Tudi v okolici Sonca so številke znatne: takih objektov je 20 odstotkov. Odkrite rjave pritlikavke so številčne, ampak ne tako številčne kot zvezde. Toda sumimo, da seznam objektov v okolici Sonca ne vsebuje vsega, in da nekaterih še nismo odkrili. Tako moramo nadaljevati z iskanjem, da bi izboljšali naše znanje. Medtem ko se nekatera področja razvijajo zelo hitro, druga potrebujejo več časa. Ta tema je tako še vedno odprta.
Za to potrebujete zmogljive teleskope, kot je na primer Evklid. Trenutno vodite projekt z imenom Substellar, ki uporablja njegove podatke. Nam lahko predstavite projekt in njegove glavne cilje?
Vesoljska misija Evklid opazuje temno vesolje, da bi odgovorila na kozmološka vprašanja. Glavna cilja misije sta raziskovanje temne snovi in temne energije. Misija opazuje okoli eno tretjino celega neba, kar je veliko območje. Gre za t.i. ekstragalaktično nebo, torej področja, kjer ni prahu. Teleskop se tako izogiba Rimski cesti in ekliptiki, ker želijo doseči zelo globoke posnetke, da bi lahko izdelali karto strukture vesolja. Uporabljajo različne metode, npr. šibko gravitacijsko lečenje, da bi lahko raziskovali strukturo vesolja in naravo temne snovi in temne energije. To misijo je podprla Evropska vesoljska agencija (ESA) leta 2011. Leto kasneje je ESA objavila razpis za sodelovanje v Neodvisnih projektih. To so projekti, ki uporabljajo Evklidove podatke, zasnovane za kozmologijo, vendar z njimi obravnavajo tudi druga pomembna povezana vprašanja, na katera lahko ti podatki odgovorijo. Leta 2012 sem se prijavil za ta projekt in ESA me je izbrala za to, da bi preučeval rjave pritlikavke, ker so povezane z vprašanjem temne snovi, pa tudi zato, ker so zmožnosti Evklida za zaznavanje rjavih pritlikavk tako dobre – boljše kot katerikoli drug instrument doslej. Ta ideja je tako dobila status Neodvisnega projekta v Evklidovi znanstveni ekipi.
Evklid je postajal vedno bolj resničen kljub nekaj zamudam, npr. zaradi vojne v Ukrajini, saj naj bi po prvotnem načrtu teleskop izstrelila Sovjetska raketa, potem pa so to odpovedali zaradi ruske invazije. Situacija je bila negotova. Takrat sem pomislil, da bi bilo dobro, če bi zaprosil za financiranje s strani Evropskega raziskovalnega sveta (ERC), da bi lahko sestavil ekipo, še preden bi Evklid začel z opazovanji. Uspel sem prepričati komiteje in podelili so mi napredni projekt ERC (angl. advanced ERC grant). Ekipa je danes realnost in z njo raziskujemo podatke. Vse gre po načrtih, in izkazalo se je, da je Evklid res najmočnejši stroj za opazovanje zelo hladnih pritlikavk (angl. ultracool dwarfs) – mnoge med njimi so rjave pritlikavke. Zelo hladne pritlikavke so vsi objekti, ki so na meji med zvezdnim in podzvezdnim režimom – lahko so rjave pritlikavke, lahko pa tudi ne. Najprej jih klasificiramo v ta razred, potem pa uporabimo več podatkov, da jih analiziramo podrobneje in določimo, ali je res rjava pritlikavka ali gre za zvezdo z zelo majhno maso.
V astronomiji smo v zadnjem desetletju vstopili v obdobje velepodatkov, kar se sedaj preko Evklidovih podatkov dogaja tudi pri raziskavah rjavih pritlikavk. Lahko, da smo na pragu pomembnih odkritij. Kaj so največja vprašanja, na katera trenutno želimo odgovoriti?
Ta vprašanja se navezujejo na temeljne probleme v astrofiziki. Vprašanje temne snovi, kaj jo sestavlja, je povezano s številom rjavih pritlikavk, in celo objektov, ki imajo še manjšo maso. Rjave pritlikavke z zelo majhno maso imajo namreč lahko tako maso kot planeti. Včasih jih imenujemo objekti z maso planetov (angl. planetary-mass objects) ali prosto-lebdeči planeti. Eksperimenti z gravitacijskim mikrolečenjem so pokazali, da bi ti objekti lahko bili zelo številčni, in to je vredno nadaljnega raziskovanja. Na to moramo pogledati z različnih perspektiv.
Naslednje veliko vprašanje je povezano s tem, da se lastnosti rjavih pritlikavk prekrivajo z lastnostmi eksoplanetov. Učimo se iz obeh strani. S preučevanjem rjavih pritlikavk se naučimo o objektih, ki imajo temperaturo atmosfere tako kot eksoplaneti. Hladne rjave pritlikavke imajo celo temperaturo, ki je enaka tisti na planetih, ki so naseljivi. Veliko se torej lahko naučimo o lastnostih takih atmosfer in preučujemo znake življenja (angl. biosignatures). Zanima nas, kaj bi lahko bile indikacije, da tam poteka biološka aktivnost. Preučevanje rjavih pritlikavk, ki imajo temperature, ki so v režimu naseljivosti, je lahko zelo uporabno. Zadnja leta spoznavamo tudi, da rjave pritlikavke spreminjajo svetlost zaradi vremenski vzorcev. Zanima nas njihova klimatologija, s tem pa lahko izboljšamo razumevanje Zemeljske klime, pa tudi tistih na drugih planetih. Te raziskave so možne zato, ker nimajo blizu nobene svetle zvezde, ki bi jih osvetljevala in ogrevala, in tako lahko pridobimo podatke višje kakovosti. To sta torej dve veliki vprašanji, ki sta pomembni za celotno človeštvo.