Ta en titt på natthimlen. Ser du alla dessa stjärnor? För var och en av dessa ljusa ljuspunkter kan det finnas ett föremål som inte lyckades lysa. Men astronomer har ägnat årtionden åt att försöka lista ut varför vissa gaskulor lyser ljust medan andra gömmer sig i mörkret.
Men nu, för första gången, har astronomer hittat en misslyckad stjärna som är lika stor som en framgångsrik - och den utmanar vad vi vet om stjärnbildning.
I en papper publicerad i Astrophysical Journal, forskare från Carnegie Institute of Science tittade på ett bisarrt stjärnsystem cirka 12 ljusår bort. Trippelsystemet involverar en stjärna något mindre än solen – Epsilon Indi A – och två misslyckade stjärnor, Epsilon Indi B och C.
Astronomer identifierade dessa två misslyckade stjärnor, eller "bruna dvärgar", år 2002, men deras exakta massa hade aldrig mätts. Teamet tillbringade år med att övervaka objekten och de subtila effekterna de hade på sin moderstjärna som gör att den avviker något från sin centrala position i systemet.
Vad de hittade var överraskande: att gå bara med massa, åtminstone en av dessa borde vara en stjärna, och den andra är inte långt efter. Faktum är att de är de två högsta T-dvärgarna som någonsin hittats. (T-dvärgar är en sorts brun dvärg som är rikligt med metan.)
"Vi såg att dessa massor befann sig i ett mycket kritiskt område - precis vid gränsen mellan stjärnor och bruna dvärgar”, säger Sergio Dieterich, en observationsastronom vid Carnegie och huvudförfattare på studie.
Epsilon Indi B har en massa som är ungefär 75 gånger större än Jupiter, den största planeten i vårt solsystem. En av stjärnorna med lägsta massa för vilken en exakt massa är känd är VB10, en dubbelstjärna till Gliese 752. Det har också 75 Jupitermassor. Epsilon Indi C är 70 Jupitermassor, vilket är runt den absolut lägsta massa en stjärna teoretiskt sett skulle kunna vara.
Det som skiljer Epsilon Indi B och Epsilon Indi C från VB10 är värme. Medan VB10 tar väteatomer och smälter samman dem till heliumatomer, avger energi och värme (och glöder av egen kraft), är Epsilon Indi B och C kalla. "Vi vet att dessa föremål är bruna dvärgar eftersom de är väldigt, väldigt kalla. Området är allmänt accepterat att vara mellan 70 och 80 Jupitermassor för att upprätthålla fusion. De är kallare än stjärnor någonsin skulle kunna vara, säger Dieterich.
Även om det finns massor av kandidatobjekt i den tvetydiga zonen mellan stjärna och brun dvärg, är deras massor inte välkända. Men Epsilon Indi-stjärnsystemet erbjuder en perfekt observationsmöjlighet för forskare. Att se stjärnor interagera med objekt runt dem hjälper till att bestämma massan av nämnda objekt och stjärnan själv. I det här fallet kan astronomer observera hur mycket dessa bruna dvärgar "drager" på sin hemstjärna.
"Detta är de första otvetydiga bruna dvärgarna (i detta massintervall)," säger Dieterich. "Det finns flera andra föremål som vi känner till massorna, men eftersom de är varma vet vi inte exakt om de är stjärnor eller mycket unga bruna dvärgar."
Det är en avgörande skillnad. Bruna dvärgar med hög massa bildas av samma byggstenar som stjärnor och kan till och med ha en viss initial fusion (en kärnreaktion som sker naturligt i stjärnor). Bruna dvärgar brinner också varma under denna tid och ser ut som vilken annan protostjärna som helst. "Unga i sina liv, under de första miljoner åren, får de en kick av fusion, men det är först i sina sena liv som de kommer att bosätta sig som antingen en brun dvärg eller en stjärna," säger Dieterich. De flesta stjärnor, säger Dieterich, kommer också att brinna över 2100 K – ett annat sätt att skilja den ena från den andra – även om Särskilt unga bruna dvärgar kan fortfarande vara ganska varma från sin bildning och därmed fortfarande ge ifrån sig en del ljus. (Epsilon Indi B och C avger inget ljus och är runt 900 K respektive 1 300 K.)
"För mig är det ett mycket överraskande resultat, men det är ett mycket viktigt resultat för vår förståelse av dessa objekt," Emily Rice, en docent i astronomi och fysik vid CUNY State Island och forskarassistent vid American Museum of Natural History, säger. Rice var inte involverad i studien.
Epsilon Indi B och C kan ha haft sporadiska bitar av fusion, säger Rice, men hon jämför det med att försöka starta en bil, där nyckeln kommer att vända, men bilen slår inte på helt. Med stjärnor, "så länge du låter motorn gå, bör de inte stängas av", säger Rice.
Dieterich och hans team har ägnat några år åt att leta efter föremål som detta, inklusive publicering av en papper under 2013 och beskriver några kandidater. När det gäller varför Epsilon Indi B, trots att han var nära stjärnmassan, aldrig blev en stjärna, säger Dieterich att det kan ha att göra med hur många tunga element finns i dess atmosfär, och om gasmolnen som utgör föremålet aldrig var tillräckligt täta för att sparka saker av.
I allmänhet kallas alla grundämnen som är tyngre än helium i det periodiska systemet "metaller". Under vissa modeller, vissa objekt som är relativt fria från metaller kanske inte blir stjärnor förrän mycket högre massor har uppnåtts - massorna obestridligen desamma som stjärnor. "Om du inte har några som helst metaller, ett urobjekt av bara väte, så går den stjärngränsen till 98 solmassor," säger Dieterich. Men den sortens objekt har inte funnits i vår galax sedan otroligt tidigt i dess historia.
Kommande år kan komma att medföra ännu fler konstiga föremål vid denna gräns mellan stjärnor och bruna dvärgar. Forskare hittar små, extremt coola stjärnor som TRAPPIST-1, som är nära 80 Jupiter-massor. De kan också hitta fler föremål som Epsilon Indi B, som kryper upp mot stjärngränsen. Det här är några av de konstigaste objekten i universum – och vi kommer närmare att ta reda på vad som verkligen ger en stjärna dess stjärnkraft.
