Ruskeat kääpiöt ovat kosmisia kappaleita, joiden massa on 1-8% aurinkomassasta. Ne ovat liian massiivisia planeetoille, gravitaatiokompressio mahdollistaa lämpöydinreaktiot "palavien" alkuaineiden mukana. Mutta niiden massa on riittämätön "sytyttämään" vetyä, ja siksi toisin kuin täysimittaiset tähdet, ruskeat kääpiöt eivät loista kauan.
Tähtitieteilijät eivät kokeile - he saavat tietoa havaintojen avulla. Kuten yksi tämän ammatin edustajista sanoi, ei ole laitteita, jotka ovat riittävän pitkiä tähtien saavuttamiseksi. Tähtitieteilijöillä on kuitenkin käytössään fyysiset lait, jotka sallivat paitsi selittää jo tunnettujen esineiden ominaisuuksia myös ennustaa sellaisten esineiden olemassaolon, joita ei ole vielä havaittu.
Shiva Kumarin ennakointi
Monet ovat kuulleet neutronitähdistä, mustista aukoista, pimeästä aineesta ja muista teoreetikoiden laskemista kosmisista eksooteista. Universumissa on kuitenkin monia muita samalla tavalla löydettyjä uteliaisuuksia. Näitä ovat kappaleet, jotka ovat tähtien ja kaasuplaneetojen välillä. Vuonna 1962 heidät ennusti Shiv Kumar, 23-vuotias intiaani-amerikkalainen tähtitieteilijä, joka oli juuri suorittanut väitöskirjansa Michiganin yliopistossa. Kumar kutsui näitä esineitä mustiksi kääpiöiksi. Myöhemmät nimet, kuten mustat tähdet, Kumar-objektit, infrapunatähdet, ilmestyivät kirjallisuudessa, mutta lopulta voitti lause "ruskeat kääpiöt", jonka Kalifornian yliopiston jatko-opiskelija Jill Tarter ehdotti vuonna 1974.
Neljän vuoden ajan kansainvälinen tähtitieteilijöiden tiimi "punnitsi" ultrakylmää L-luokan kääpiötä (6,6% aurinkomassasta) Hubble-teleskoopilla, VLT: llä ja. Keck.
Kumarin avaaminen kesti neljä vuotta. Tuolloin tähtien syntymän dynamiikan perusteet olivat jo tiedossa, mutta yksityiskohdissa oli merkittäviä aukkoja. Kumar kuvasi kuitenkin niin oikein "mustien kääpiöiden" ominaisuuksia, että myöhemmin jopa supertietokoneet olivat samaa mieltä hänen johtopäätöksistään. Loppujen lopuksi ihmisen aivot ovat olleet ja ovat edelleen paras tieteellinen väline.
Mainosvideo:
Alahahmojen syntymä
Tähdet syntyvät kosmisten kaasupilvien gravitaatioromahduksista, jotka ovat enimmäkseen molekyylivetyä. Se sisältää myös heliumia (yksi jokaista 12 vetyatomia kohden) ja pieniä määriä raskaampia alkuaineita. Romahdus loppuu syntymällä prototähti, josta tulee täysimittainen valaisin, kun sen ydin lämpenee siinä määrin, että siellä alkaa vetyjen vakaa terminen ydinpoltto (helium ei osallistu tähän, koska sen sytyttämiseen tarvitaan kymmenen kertaa korkeammat lämpötilat). Vedyn syttymiseen vaadittava vähimmäislämpötila on noin 3 miljoonaa astetta.
Kumaria kiinnostivat kevyimmät prototähdet, joiden massa on enintään kymmenesosa aurinkomme massasta. Hän tajusi, että vedyn termisen ydinpolton laukaisemiseksi niiden täytyy sakeutua suurempaan tiheyteen kuin aurinkotyyppisten tähtien edeltäjät. Prototähden keskusta on täynnä elektronien, protonien (vetyytimien), alfahiukkasten (heliumituumien) ja raskaampien alkioiden ytimiä. Tapahtuu, että jo ennen vetysyttymislämpötilan saavuttamista elektronista syntyy erityinen kaasu, jonka ominaisuudet määrittävät kvanttimekaniikan lait. Tämä kaasu vastustaa onnistuneesti prototähden puristumista ja estää siten sen keskusvyöhykkeen kuumenemisen. Siksi vety joko ei syty lainkaan tai sammuu kauan ennen täydellistä palamista. Tällaisissa tapauksissa epäonnistuneen tähden sijasta muodostuu ruskea kääpiö.
Degeneroituneen Fermi-kaasun mahdollisuus vastustaa painovoimaa ei ole missään nimessä rajaton, ja se on helppo osoittaa yhdellä kädellä. Kun elektronit täyttävät yhä korkeammat energiatasot, niiden nopeudet kasvavat ja lopulta lähestyvät valoa. Tässä tilanteessa painovoima vallitsee ja painovoiman romahdus jatkuu. Matemaattinen todiste on vaikeampi, mutta johtopäätös on samanlainen. Joten käy ilmi, että elektronikaasun kvanttipaine pysäyttää painovoiman romahduksen vain, jos romahtavan järjestelmän massa pysyy tietyn rajan alapuolella, mikä vastaa 1,41 aurinkomassaa. Sitä kutsutaan chandrasekhar-rajaksi - Intian erinomaisen astrofyysikon ja kosmologin kunniaksi, joka laski sen vuonna 1930. Chandrasekhar-raja-arvossa määritetään valkoisten kääpiöiden suurin massa,josta lukijamme luultavasti tietävät. Ruskojen kääpiöiden esiasteet ovat kuitenkin kymmeniä kertoja kevyempiä, eikä niiden tarvitse huolehtia chandrasekhar-rajasta.
Kumar laski, että syntyvän tähden vähimmäispaino on 0,07 aurinkomassaa, kun kyse on suhteellisen nuorista I-väestön valaisimista, jotka synnyttävät pilviä, joissa on enemmän heliumia raskaampia alkuaineita. II väestön tähdille, jotka nousivat yli 10 miljardia vuotta sitten, aikana, jolloin heliumia ja avaruuden raskaampia alkuaineita oli paljon vähemmän, se on yhtä suuri kuin 0,09 aurinkomassaa. Kumar havaitsi myös, että tyypillisen ruskean kääpiön muodostuminen kestää noin miljardi vuotta, eikä sen säde ylitä 10% Auringon säteestä. Galaksissamme, kuten muissakin tähtijoukoissa, tulisi olla paljon erilaisia tällaisia kappaleita, mutta niitä on vaikea havaita heikon valovoimansa vuoksi.
Kuinka ne syttyvät
Nämä arviot eivät ole muuttuneet paljon ajan myötä. Uskotaan nyt, että vedyn väliaikainen syttyminen suhteellisen nuorista molekyylipilvistä syntyneessä prototähdessä tapahtuu välillä 0,07–0,075 aurinkomassaa ja kestää 1–10 miljardia vuotta (vertailun vuoksi punaiset kääpiöt, todellisten tähtien kevyimmät, pystyvät loistamaan kymmeniä miljardeja vuosia!). Kuten Princetonin yliopiston astrofysiikan professori Adam Burrows totesi PM: n haastattelussa, lämpöydinfuusio kompensoi korkeintaan puolet ruskean kääpiön pinnalta tulevan säteilyenergian menetyksestä, kun taas todellisissa pääjärjestyksessä tähdissä kompensointiaste on 100%. Siksi epäonnistunut tähti jäähtyy jopa "vetyuunin" ollessa toiminnassa, ja vielä enemmän se jatkaa jäähtymistä tukkeutumisensa jälkeen.
Prototähti, jonka massa on alle 0,07 aurinkomassaa, ei kykene sytyttämään vetyä ollenkaan. Totta, deuterium saattaa syttyä syvyydessä, koska sen ytimet sulautuvat protoneihin jo 600–700 tuhannen asteen lämpötilassa, mikä johtaa helium-3: n ja gammakvanttien syntymiseen. Mutta avaruudessa ei ole paljon deuteriumia (deuteriumatomia on vain yksi 200 000 vetyatomille), ja sen varannot kestävät vain muutaman miljoonan vuoden. Kaasunippujen ytimet, jotka eivät ole saavuttaneet 0,012 aurinkopainoa (mikä on 13 Jupiterin massaa), eivät kuumene edes tähän kynnykseen, eivätkä siksi kykene mihinkään lämpöydinreaktioihin. Kuten San Diegon yliopiston Kalifornian yliopiston professori Adam Burgasser korosti, monet tähtitieteilijät uskovat, että ruskea kääpiön ja planeetan välinen raja kulkee täältä. Toisen leirin edustajien mukaanKevyempää kaasukimppua voidaan myös pitää ruskeaksi kääpiöksi, jos se syntyi kosmisen kaasun ensisijaisen pilven romahtamisen seurauksena eikä syntynyt tavallista tähtiä ympäröivästä kaasupölylevystä. Tällaiset määritelmät ovat kuitenkin makun asia.
Toinen selvennys liittyy litium-7: ään, joka deuteriumin tavoin muodostui ensimmäisissä minuuteissa alkuräjähdyksen jälkeen. Litium siirtyy lämpöydinfuusioon hieman pienemmällä lämmöllä kuin vety ja syttyy siksi, jos prototähden massa ylittää 0,055-0,065 aurinkoa. Avaruudessa oleva litium on kuitenkin 2500 kertaa pienempi kuin deuterium, ja siksi sen energiankulutus on täysin merkityksetön.
Mitä heillä on sisällä
Mitä tapahtuu prototähden sisätiloissa, jos gravitaatioromahdus ei pääty vetyn lämpösydämen syttymiseen ja elektronit ovat yhdistyneet yhdeksi kvanttijärjestelmäksi, niin kutsutuksi rappeutuneeksi Fermi-kaasuksi? Elektronien osuus tässä tilassa kasvaa asteittain eikä hyppää yhdessä hetkessä nollasta 100%: iin. Oletamme kuitenkin yksinkertaisuuden vuoksi, että tämä prosessi on jo saatu päätökseen.
Paulin periaate toteaa, että kaksi samaan järjestelmään tulevaa elektronia eivät voi olla samassa kvanttitilassa. Fermi-kaasussa elektronin tila määräytyy sen liikemäärän, sijainnin ja spinin perusteella, joka saa vain kaksi arvoa. Tämä tarkoittaa, että samassa paikassa voi olla enintään elektronipari, jolla on sama liikemäärä (ja luonnollisesti päinvastaiset pyörivät). Ja koska gravitaatioromahduksen aikana elektronit pakataan jatkuvasti pienenevään tilavuuteen, ne vievät tilaa kasvavilla momenteilla ja vastaavasti energioilla. Tämä tarkoittaa, että prototähden supistuessa elektronikaasun sisäinen energia kasvaa. Tämä energia määräytyy puhtaasti kvanttivaikutusten perusteella eikä se liity lämpöliikkeeseen; siksi se ei ensimmäisessä likiarvossa riippu lämpötilasta (toisin kuin klassisen ihanteellisen kaasun energia,joiden lakeja tutkitaan fysiikan kurssilla). Lisäksi riittävän korkealla puristussuhteella Fermi-kaasun energia on monta kertaa suurempi kuin elektronien ja atomiytimien kaoottisen liikkeen lämpöenergia.
Elektronikaasun energian kasvu lisää myös sen painetta, joka ei myöskään ole riippuvainen lämpötilasta ja kasvaa paljon voimakkaammaksi kuin lämpöpaine. Juuri tämä vastustaa prototähti-aineen painovoimaa ja pysäyttää sen painovoiman romahduksen. Jos tämä tapahtui ennen vedyn syttymislämpötilan saavuttamista, ruskea kääpiö jäähtyy välittömästi lyhyen kosmisen deuteriumin palamisen jälkeen. Jos prototähti on rajavyöhykkeellä ja sen massa on 0,07-0,075 aurinkoa, se polttaa vetyä miljardeja vuosia, mutta tämä ei vaikuta sen lopulliseen. Lopulta rappeutuneen elektronikaasun kvanttipaine laskee tähtiydin lämpötilaa siinä määrin, että vedyn palaminen pysähtyy. Ja vaikka sen varannot riittäisivätkin kymmeniä miljardeja vuosia, ruskea kääpiö ei enää pysty sytyttämään heitä. Siksi se eroaa kevyimmästä punaisesta kääpiöstä, joka sammuttaa ydinuunin vasta, kun kaikki vety on muuttunut heliumiksi.
Kaikki Hertzsprung-Russell-kaavion tunnetut tähdet eivät ole jakautuneet tasaisesti, vaan ne on yhdistetty useisiin spektriluokkiin ottaen huomioon kirkkaus (Yerkes-luokitus tai MCC Yerkesin observatoriosta kehittäneet tähtitieteilijät - William Morgan, Philip Keenan ja Edith Kellman). Moderni luokittelu erottaa kahdeksan tällaista pääryhmää Hertzsprung-Russell-kaaviossa. Luokka 0 - nämä ovat hypergigantteja, massiivisia ja erittäin kirkkaita tähtiä, jotka ylittävät Auringon massan 100-200 kertaa ja kirkkauden suhteen - miljoonina ja kymmeninä miljoonina. Luokat Ia ja Ib - nämä ovat suurjättejä, kymmeniä kertoja massiivisempia kuin Aurinko ja kymmeniä tuhansia kertoja ylivoimaisemmat valovoimalla. Luokka II - kirkkaat jättiläiset, jotka ovat välissä superjättien ja luokan III jättiläisten välillä. Luokka V - tämä on ns pääjärjestys (kääpiöt), jolla suurin osa tähdistä on, mukaan lukien Aurinko. Kun pääsekvenssitähdestä loppuu vety ja se alkaa polttaa heliumia ytimessään, siitä tulee luokan IV alijätti. Hieman pääjärjestyksen alapuolella on luokka VI - alikääpiöt. Ja luokka VII sisältää pienikokoiset valkoiset kääpiöt, viimeisen vaiheen tähtien kehityksessä, jotka eivät ylitä Chandrasekhar-massarajaa. Ja luokka VII sisältää pienikokoiset valkoiset kääpiöt, viimeisen vaiheen tähtien kehityksessä, jotka eivät ylitä Chandrasekhar-massarajaa. Ja luokka VII sisältää pienikokoiset valkoiset kääpiöt, viimeisen vaiheen tähtien kehityksessä, jotka eivät ylitä Chandrasekhar-massarajaa.
Professori Burrows huomauttaa vielä yhden eron tähden ja ruskean kääpiön välillä. Tavallinen tähti ei vain jäähty, menettää säteilyenergiaa, vaan paradoksaalisesti lämpenee. Tämä tapahtuu, koska tähti puristaa ja lämmittää sen ytimen, ja tämä lisää huomattavasti lämpöydinpolttonopeutta (esimerkiksi aurinkomme olemassaolon aikana sen kirkkaus on kasvanut vähintään neljänneksellä). Ruskea kääpiö on eri asia, jonka puristuminen estetään elektronikaasun kvanttipaineella. Pinnalta tulevan säteilyn vuoksi se jäähtyy kuin kivi tai metallinpalan, vaikka se koostuu kuumasta plasmasta, kuten normaali tähti.
Pitkät haut
Ruskojen kääpiöiden tavoittelu jatkui pitkään. Jopa tämän perheen kaikkein massiivisimmissa edustajissa, jotka purkautuvat purppuranhohtoisena nuoruudessaan, pintalämpötila ei yleensä ylitä 2000 K, ja kevyemmissä ja vanhemmissa, joskus jopa 10 000 K. Näiden esineiden säteily sisältää myös optisen komponentin, vaikka erittäin heikko. Siksi korkean resoluution infrapunalaitteet, jotka ilmestyivät vasta 1980-luvulla, soveltuvat parhaiten niiden löytämiseen. Samanaikaisesti alettiin laukaista infrapuna-avaruusteleskooppeja, joita ilman on melkein mahdotonta havaita kylmiä ruskeita kääpiöitä (niiden säteilyn huippu tapahtuu aalloilla, joiden pituus on 3-5 mikrometriä ja jotka viivästyvät pääasiassa maan ilmakehässä).
Näinä vuosina ilmestyi raportteja mahdollisista ehdokkaista. Aluksi tällaiset lausunnot eivät sietäneet todentamista, ja Shiv Kumarin ennustaman ensimmäisen pseudotähden todellinen löytö tapahtui vasta vuonna 1995. Palmu täällä kuuluu tähtitieteilijöiden ryhmään, jota johtaa Kalifornian yliopiston professori Berkeley Gibor Basrissa. Tutkijat tutkivat Pleiades-tähtijoukossa noin 400 valovuoden päässä sijaitsevaa erittäin heikkoa esinettä PPl 15, jonka Harvardin tähtitieteilijä John Stauffer löysi aiemmin. Alustavien tietojen mukaan tämän taivaankappaleen massa oli 0,06 aurinkomassaa, ja se saattoi hyvinkin osoittautua ruskeaksi kääpiöksi. Tämä arvio oli kuitenkin hyvin karkea, eikä siihen voitu luottaa. Professori Basri ja hänen kollegansa pystyivät ratkaisemaan tämän ongelman litiumnäytteellä,jonka äskettäin keksi espanjalainen astrofyysikko Rafael Rebolo.
"Tiimimme työskenteli Keckin observatorion ensimmäisen 10 metrin teleskoopin parissa, joka otettiin käyttöön vuonna 1993", muistelee professori Basri. - Päätimme käyttää litiumtestiä, koska sen avulla pystyttiin erottamaan ruskeat kääpiöt ja lähellä niitä olevat punaiset kääpiöt. Punainen kääpiö polttaa litium-7: tä hyvin nopeasti, ja melkein kaikki ruskeat kääpiöt eivät pysty siihen. Sitten uskottiin, että Pleiadien ikä on noin 70 miljoonaa vuotta, ja jopa kevyimpien punaisten kääpiöiden olisi pitänyt päästä eroon litiumista tänä aikana. Jos löysimme litiumia PPl 15 -spektristä, meillä olisi kaikki syyt väittää, että kyseessä on ruskea kääpiö. Tehtävä ei ollut helppo. Ensimmäinen spektrografinen testi marraskuussa 1994 paljasti litiumin, mutta toinen, vertailutesti, maaliskuussa 1995, ei vahvistanut tätä. Luonnollisesti,olimme pettyneitä - löytö liukastui suoraan käsistämme. Alkuperäinen johtopäätös oli kuitenkin oikea. PPl 15 osoittautui pariksi ruskeaa kääpiötä, jotka kiertelivät yhteisen massakeskuksen ympärillä vain kuudessa päivässä. Siksi litiumin spektriviivat sulautuivat toisinaan ja poikkesivat toisistaan - joten emme nähneet niitä toisen testin aikana. Matkan varrella huomasimme, että Pleiadit ovat vanhempia kuin aiemmin ajateltiin.
Samana vuonna 1995 raportoitiin vielä kahden ruskean kääpiön löytämisestä. Raphael Rebolo ja hänen kollegansa Kanariansaarten astrofysiikan instituutista löysivät kääpiön Teide 1: n Pleiadeilta, joka tunnistettiin myös litiummenetelmällä. Ja vuoden 1995 lopussa Kalifornian teknillisen instituutin ja Johns Hopkinsin yliopiston tutkijat ilmoittivat, että punaisella kääpiöllä Gliese 229: llä, joka on vain 19 valovuoden päässä aurinkokunnasta, on toveri. Tämä kuu on 20 kertaa raskaampi kuin Jupiter, ja sen spektrissä on metaanilinjoja. Metaanimolekyylit tuhoutuvat, jos lämpötila ylittää 1500 K, kun taas kylmimpien normaalien tähtien ilmakehän lämpötila on aina yli 1700 K. Tämä mahdollisti Gliese 229-B: n tunnistamisen ruskeaksi kääpiöksi edes litiumkoetta käyttämättä. Nyt se on jo tiedossaettä sen pinta lämmitetään vain 950 K: seen, joten tämä kääpiö on hyvin kylmä.
Tähtitieteilijät oppivat jatkuvasti uusia asioita ruskeasta kääpiöstä. Joten marraskuun 2010 lopussa tutkijat Chilestä, Englannista ja Kanadasta ilmoittivat löytöstään Neitsyt-tähdistöstä, vain 160 valovuoden päässä Auringosta, tähtiparin kahdesta kääpiöstä, joilla on eri väriluokka - valkoinen ja ruskea. Jälkimmäinen on yksi kuumimmista T-luokan kääpiöistä (sen ilmakehä lämmitetään 1300 K: iin) ja sen massa on 70 Jupiteria. Molemmat taivaankappaleet ovat sitoutuneet painovoimalla huolimatta siitä, että ne on erotettu toisistaan valtavalla etäisyydellä - noin yksi valovuosi. Tähtitieteilijät havaitsivat tähtiparin ruskoja kääpiöitä UKIRT-teleskoopilla (Yhdistyneen kuningaskunnan infrapunateleskooppi), jossa oli 3,8 metrin peili. Tämä kaukoputki, joka sijaitsee lähellä Mauna Kean huipua Havaijilla 4200 metrin korkeudella merenpinnasta - - yksi maailman suurimmista soittimista,työskentelee infrapuna-alueella.
L-kääpiöt, E-kääpiöt - mitä seuraavaksi?
Tällä hetkellä eksoplaneettoina tunnettuja ruskeita kääpiöitä on kaksinkertainen määrä - noin 1000 vs. 500. Näiden ruumiiden tutkimus pakotti tutkijat laajentamaan tähtien ja tähtimäisten esineiden luokitusta, koska edellinen ei ollut riittävä.
Tähtitieteilijät ovat pitkään luokitelleet tähdet ryhmiin säteilyn spektriominaisuuksien mukaan, jotka puolestaan määräytyvät ensisijaisesti ilmakehän lämpötilan perusteella. Nykyään järjestelmää käytetään pääasiassa, jonka perustan Harvardin yliopiston observatorion henkilökunta loi yli sata vuotta sitten. Yksinkertaisimmassa muodossaan tähdet on jaettu seitsemään luokkaan, jotka on merkitty latinalaisin kirjaimin O, B, A, F, G, K ja M. Luokkaan O sisältyy erittäin massiivisia sinisiä tähtiä, joiden pintalämpötila on yli 33 000 K, kun taas luokka M sisältää punaiset kääpiöt, punaiset jättiläiset ja jopa joukko punaisia superjätteitä, joiden ilmakehä lämpenee alle 3700 K. Kukin luokka puolestaan on jaettu kymmeneen alaluokkaan - kuumimmasta nollasta kylmimpään yhdeksänteen. Esimerkiksi aurinkomme kuuluu G2-luokkaan. Harvardin järjestelmässä on myös monimutkaisempia muunnelmia (esimerkiksi viime aikoina valkoiset kääpiöt on osoitettu erityisluokkaan D), mutta nämä ovat hienovaraisuuksia.
Ruskojen kääpiöiden löytäminen johti uusien spektrityyppien L ja T. käyttöönottoon. Luokkaan L kuuluvat kohteet, joiden pintalämpötila on 1300 - 2000 K. Niiden joukossa ei ole vain ruskeita kääpiöitä, vaan myös himmeimmät punaiset kääpiöt, jotka aiemmin luokiteltiin M-luokkaan. Luokkaan T kuuluu vain yksi ruskea kääpiö, jonka ilmakehää lämmitetään 700: sta 1300 K: seen. Metaanilinjoja on runsaasti spektrissään, joten näitä kappaleita kutsutaan usein metaanikääpiöiksi (juuri tämä on Gliese 229 B).
"1990-luvun loppupuolella olimme keränneet paljon tietoa heikoimpien tähtien, mukaan lukien ruskeat kääpiöt, spektristä", Caltechin tähtitieteilijä Davey Kirkpatrick, joka on osa uusien luokkien aloittaneita tutkijoita, kertoi pääministerille. - Kävi ilmi, että niillä on useita ominaisuuksia, joita ei ole aiemmin havaittu. Punaisille M-kääpiöille tyypilliset vanadium- ja titaanioksidien spektrimerkit ovat kadonneet, mutta alkalimetallien - natrium, kalium, rubidium ja cesium - linjat ovat ilmestyneet. Joten päätimme, että Harvardin luokitusta tulisi laajentaa. Ensinnäkin lisättiin luokka L, minä ehdotin tätä kirjettä - yksinkertaisesti siksi, että sille ei vielä ollut mitään. Gliese 229 B ei kuitenkaan vastannut luokkaa L metaanin läsnäolon vuoksi. Minun täytyi käyttää vielä yhtä ilmaista kirjainta - T, joten T-luokka ilmestyi."
Todennäköisesti tämä ei pääty tähän. On jo ehdotettu luokan y käyttöönottoa, joka on varattu hypoteettisille ultrakylmille ruskeille kääpiöille, jotka on lämmitetty alle 600 K. Niiden spektreillä tulisi olla myös ominaisia piirteitä, kuten selkeät ammoniakin absorptioviivat (ja alle 400 K: n lämpötiloissa ilmestyy myös vesihöyryä). Koska kaikki ruskeat kääpiöt ovat tuomittuja jäähtymään, y-luokan ruumiita on oltava olemassa, vaikka niitä ei ole vielä löydetty. On mahdollista, että ne avataan avattuaan vuonna 2014 avaruuteen menevän jättiläismäisen james-web-infrapunateleskoopin. Ehkä tämä observatorio löytää jopa ruskojen kääpiöiden planeettoja, joiden olemassaolo on periaatteessa täysin hyväksyttävää. Tähtitieteilijöillä on vielä monia mielenkiintoisia asioita.
Alexey Levin