Brun dværg

Brune dværge (eller brune dværge ) er substellare objekter , der har mellemliggende fysiske egenskaber mellem planeter og stjerner . Deres masser varierer fra ca. 0,013 til 0,075 M⊙ . Brune dværge kan understøtte termonukleare reaktioner i deres indre, men reaktionskraften i dem kan aldrig sammenlignes med deres egen lysstyrke, så sådanne objekter når ikke en konstant lysstyrke, som stjerner, men krymper og dæmpes.

Brune dværge har meget lave lysstyrker og temperaturer: lysstyrker er mindre end 0,04 L ⊙ , og normalt størrelsesordener mindre. Temperaturerne overstiger ikke 2800 K , og for de koldeste brune dværge - omkring 300 K. Brune dværges radier, uanset deres masse, er tæt på Jupiters radius . I de centrale regioner forekommer termonukleare reaktioner i nogen tid: Nuklear forbrænding af deuterium kan fortsætte selv i de mest lavmassende brune dværge, og mere massive er i stand til at understøtte nuklear forbrænding af lithium eller endda nuklear forbrænding af brint . Deuterium og lithium bliver dog hurtigt opbrugt, og forbrændingen af ​​brint hos brune dværge stopper hurtigt i modsætning til stjerner.

På trods af den fysiske isolation af brune dværge fra stjerner og planeter, er det i praksis svært at skelne disse objekter fra hinanden. De mest massive og unge brune dværge har lysstyrker, der kan sammenlignes med de svageste stjerner, mens de gamle og brune dværge med lav masse ligner gigantiske planeter . I det første tilfælde, for at bestemme typen af ​​objekt, kan de måle mængden af ​​lithium , som stjerner forbruger hurtigere end brune dværge, og i det andet, accelerationen af ​​frit fald nær overfladen, som er meget større for brune dværge end for planeter. Brune dværge kan tilhøre en af ​​fire spektralklasser (angivet i faldende temperaturrækkefølge): M, L, T, Y. Lavmassestjerner kan også tilhøre de to første klasser.

Brune dværge dannes for det meste på samme måde som stjerner: ved sammenbrud af molekylære skyer , selvom det er muligt, at brune dværge med lav masse dannes som planeter: i massive cirkumstellære skiver . I det andet tilfælde skal de have en fast kerne, men også kunne understøtte termonukleære reaktioner. Ligesom stjerner efter dannelse holder brune dværge deuterium brændende i nogen tid, og efter at det er opbrugt, frigiver de energi på grund af kompression. I modsætning til stjerner når brune dværge ikke hovedsekvensen , hvor de ville nå ligevægt på grund af termonukleære reaktioner, men stoppe sammentrækningen på grund af degeneration af stof og Coulomb-frastødning . Formodentlig, i slutningen af ​​deres evolution, efter at have mistet deres energikilder, fortsætter brune dværge med at falme og bliver til sorte dværge .

Eksistensen af ​​brune dværge blev teoretisk forudsagt af Shiv Kumar i 1963, og i 1995 blev de opdaget; Gliese 229 B anses for at være den første til at blive bekræftet . Senere teoretiske modeller af brune dværge blev forbedret, og infrarøde undersøgelser af himlen førte til opdagelsen af ​​et stort antal af dem. For 2019 er mere end 11 tusinde sådanne genstande kendt.

Karakteristika

Definition

Brune dværge (eller brune dværge [1] ) er substellare objekter , der er mellemliggende i fysiske karakteristika mellem planeter og stjerner . I modsætning til planeter kan de understøtte termonukleare reaktioner i deres indre (se nedenfor ). Men i modsætning til stjerner når brune dværge aldrig kraften til energifrigivelse i reaktioner, der er tilstrækkelige til at kompensere for omkostningerne ved deres egen lysstyrke. På grund af dette er de tvunget til at frigive energi på grund af kompression og dæmpe uden at nå en konstant lysstyrke. Dette definerer grænseværdierne for masserne af brune dværge: den maksimale masse er 0,075 M ⊙ (75 M J ) for objekter med solkemisk sammensætning, og minimum er taget lig med 0,013 M ⊙ (eller 13 M J ) som minimumsmassen for afbrænding af deuterium , selvom disse værdier ændres lidt afhængigt af den kemiske sammensætning (se nedenfor ) [2] [3] [4] . På grund af dette bliver brune dværge nogle gange omtalt som mislykkede stjerner [5] [6] [7] .

Nogle gange bruges en anden definition, der adskiller brune dværge fra planeter efter oprindelse: brune dværge er objekter, der er dannet som stjerner (se nedenfor ) [4] . Ifølge denne definition er brune dværge også objekter, der er dannet som stjerner, men som har en masse mindre end 13 MJ og er ude af stand til at understøtte termonukleære reaktioner [5] . I modsætning hertil passer mere massive objekter, der er dannet som planeter, ikke denne definition og betragtes nogle gange ikke som brune dværge [8] [9] [10] . Arbejdsgruppen om ekstrasolare planeter i Den Internationale Astronomiske Union besluttede imidlertid at bruge muligheden for at brænde deuterium i et objekt som en grænse mellem planeter og brune dværge. Objekter dannet som stjerner, men med en mindre masse, kaldes subbrune dværge [11] [12] .  

Generelle indstillinger

De mest massive brune dværge har en lysstyrke på højst 0,04 L ⊙ i de første millioner år af livet , og temperaturen er normalt under 2800 K. For mindre massive genstande er disse værdier endnu lavere, desuden falder temperaturen og lysstyrken med tiden (se nedenfor ). Så for eksempel vil en typisk brun dværg med en masse på 0,04 M ⊙ og en alder på 1 milliard år have en temperatur på omkring 1270 K, og en lysstyrke på 2⋅10 −5 L ⊙ [13] , mens temperaturen af de koldeste kendte er 300 K . Brune dværge udstråler hovedsageligt i det infrarøde område , deres synlige farve er mørkerød [2] [3] . Radierne af disse objekter er tæt på Jupiters radius (se nedenfor ) [5] . Som stjerner har nogle brune dværge planeter [14] .

Også bemærkelsesværdig er den hurtige rotation af brune dværge: rotationsperioden for nogle af dem er omkring 2 timer, og rotationshastigheden er tæt på den første rumhastighed  - til sammenligning er rotationsperioden for Jupiter 10 timer. Brune dværge, som stjerner , opnår en sådan rotationshastighed under dannelsen, men i modsætning til dem mister de ikke vinkelmomentum i fremtiden: deres atmosfærer har ikke en ladning, så brune dværge oplever ikke magnetisk træk[5] .

Bygning

Den centrale temperatur for de mest massive brune dværge kan nå op til 3⋅10 6 K [15] . Den centrale tæthed kan over tid nå op på 10 3 g/cm 3 [16] . Til sammenligning er disse parametre for Solen henholdsvis 1,5⋅10 7 K og 10 2 g/cm 3 . Under sådanne forhold kan termonukleære reaktioner finde sted i de centrale områder (se nedenfor ) [5] [17] .

Under de betingelser, der opnås i kernerne af sådanne genstande, forhindres deres kompression fra et bestemt øjeblik af internt tryk. For massive brune dværge er det forårsaget af elektrondegeneration , som i hvide dværge  - Fermi-energien kan være mere end en størrelsesorden større end partikelenergien. For brune dværge med lav masse er hovedbidraget til trykket af Coulomb-afstødningen af ​​partikler, som i planeternes indre [2] . Under alle omstændigheder afbalanceres brune dværges selvtyngdekraft af trykket fra den degenererede gas, og brune dværges radier afhænger således meget lidt af deres masser og er tæt på Jupiters radius. Hydrogen i deres kerner er i metallisk tilstand [5] . Det er også muligt, at der findes brune dværge med faste kerner, såsom planeter (se nedenfor ) [8] [9] [10] .

Brune dværge er fuldt konvektive , ligesom de fleste lavmassestjerner. De eneste undtagelser er de koldeste brune dværge, hvor konvektion også spiller en vigtig rolle, men ikke strækker sig til selve overfladen af ​​objektet [5] [18] .

I brune dværges atmosfærer er temperaturerne ret lave, der kan eksistere molekyler i dem, og der kan dannes støvpartikler [19] . Ved temperaturer under 2500 K kan der dannes skyer i brune dværges atmosfærer . Sandsynligvis på grund af brune dværges hurtige rotation skulle skyer danne et mønster svarende til det, der observeres i Jupiter [5] , og meteorologiske fænomener, der ligner dem, der opstår i kæmpeplaneterne [2] forekommer i atmosfærerne .

Nukleosyntese

Som i stjerner kan nogle fusionsreaktioner forekomme hos brune dværge. Først og fremmest er dette afbrændingen af ​​deuterium , som opnås selv i de mest lavmassende brune dværge, og den nødvendige temperatur er 5⋅10 5 K [20] . Tilstrækkeligt massive brune dværge med masser over 0,055–0,060 M ⊙ er også i stand til at opretholde lithiumforbrænding , for hvilken temperaturen i kernen bør være mindst 2⋅10 6 K [21] . Deuterium og lithium er dog  ret sjældne grundstoffer og udtømmes hurtigt i reaktioner (se nedenfor ) [22] . De mest massive brune dværge, med masser over [20]i deres indrebrændende brintK og6er i stand til at nå centrale temperaturer på 3⋅10⊙M0,060-0,065 [2] [3] [5] .

Sammenlignende karakteristika for stjerner, brune dværge og planeter [23]
Objekttype Messe ( M ⊙ ) Termonuklear fusion Tilstedeværelse af elementer
H → Han D → Han Li D
Stjerne 0,1-0,075 Lang Kort Ikke Ikke
brun dværg 0,075-0,065 Kort Kort Der er [komm. en] Ikke
brun dværg 0,065-0,013 Ikke Kort Der er [komm. en] Ikke
Planet < 0,013 Ikke Ikke Der er Der er

Prævalens

På grund af den lave lysstyrke af brune dværge er deres påvisning og bestemmelse af deres overflod ret vanskelig. Ifølge Gaia er der 85 brune dværge og tre brune dværgkandidater inden for 10 parsec af Jorden, og der er 373 stjerner i denne region [24] . Før opdagelsen af ​​de første brune dværge var der en hypotese om, at de kunne være kandidater til rollen som baryonisk mørkt stof i universet , men efter deres opdagelse og de første skøn over deres overflod blev det klart, at de kun udgør en lille del af Mælkevejens masse og kan ikke udgøre en væsentlig brøkdel af massen af ​​det mørke stof [2] [6] .

Oftest er brune dværge single, omkring 20% ​​tilhører binære systemer . Et træk ved sådanne systemer er, at i næsten alle af dem er afstanden mellem stjernen og den brune dværg mere end 3 astronomiske enheder. I modsætning til brune dværge er stjerner i binære systemer ofte placeret tæt på hinanden, ligesom gigantiske planeter til stjerner. Denne funktion er blevet kaldt " brune dværgeørkener " [25] .

Den oprindelige massefunktion for brune dværge er en fortsættelse af den for stjerner med lav masse [26] .

Observationsfunktioner

På trods af den fysiske isolation af brune dværge fra stjerner og planeter er det i praksis svært at skelne disse objekter fra brune dværge, hvis det er umuligt at måle massen ud fra orbitalparametre i binære systemer . For eksempel i spektrene af brune dværge og stjerner er der ingen mærkbare spektrale træk, der kan bruges til entydigt at skelne mellem stjerner og brune dværge [21] [27] .

Forskelle fra stjernerne

Da brune dværge og lavmassestjerner er fuldt konvektive, svarer den kemiske sammensætning på overfladen af ​​sådanne objekter til den i de centrale områder. Ved tilstedeværelsen eller fraværet af visse grundstoffer er det således teoretisk muligt at skelne mellem stjerner og brune dværge [21] [22] .

For eksempel falder lithiums brændetid med stigende masse af objektet og er i de mest lavmassestjerner omkring 100 millioner år. Det betyder, at tilstedeværelsen af ​​dette element i et ældre objekt vil være et tegn på, at det er en brun dværg, og omvendt indikerer fraværet af lithium i et yngre objekt, at det er en lavmassestjerne. Denne teknik kaldes lithiumtesten ( engelsk  lithiumtest ) [5] [22] [21] . Lithiumtesten er dog ikke perfekt, fordi det ikke altid er muligt at bestemme alderen på en genstand [27] . Et karakteristisk træk ved ret gamle brune dværge er tilstedeværelsen af ​​metan [4] .

Derudover har de mest lavmassestjerner lysstyrker i størrelsesordenen 10 −4 L ⊙ , derfor er objekter med lavere lysstyrker brune dværge. Det modsatte er dog ikke sandt: i de tidlige stadier af evolutionen, mens den brune dværg krymper og forbrænder deuterium i det indre, kan den være meget lysere, og dens lysstyrke kan nå op på 0,04 L ⊙ . Derfor er lysstyrken ikke altid entydigt bestemmende for typen af ​​et objekt [5] [21] .

Forskelle fra planeter

Radierne af brune dværge er sammenlignelige med radierne for kæmpeplaneter , men brune dværge har en større masse og derfor en større tæthed og frit faldsacceleration . Dette gør det muligt at skelne mellem planeter og brune dværge spektroskopisk: For eksempel fører større gravitationsacceleration til en større bredde af absorptionslinjer [5] . Derudover kan brune dværge være kilder til røntgenstråler [4] .

Spektra og klassifikation

På grund af den lave overfladetemperatur har brune dværge en mørkerød farve, og molekylære absorptionsbånd observeres i deres spektre . I spektralklassifikationen hører brune dværge til klasserne M, L, T, Y, fra de varmeste til de koldeste [4] [5] . Samtidig kan ikke kun brune dværge, men også stjerner tilhøre M- og L-klasserne [28] .

Klasse M

De yngste og mest massive brune dværge har en relativt høj temperatur - mere end 2500 K , og tilhører M-klassen . Udadtil ligner de røde dværge , selvom de adskiller sig i en stor radius, da de endnu ikke har haft tid til at skrumpe [29] , og de tilhører underklasserne M7 og senere [4] [5] .

M-klassen er primært karakteriseret ved absorptionsbåndene af TiO , såvel som andre molekyler: VO , MgH , CaH , CrH , FeH , og CaOH . Linjer af sådanne elementer som Ca II, Mg I, Na I, K I, Rb I, Cs I observeres også [komm. 2] . Som regel bestemmes den nøjagtige underklasse M ud fra intensiteten af ​​TiO-båndene [30] .

Spektral type M omfatter for eksempel den brune dværg Teide 1 af underklasse M8 [31] .

Klasse L

L-klassen omfatter køligere brune dværge: med temperaturer fra 1300 til 2500 K. Tilstrækkeligt gamle stjerner med en masse mindre end 0,085 M ⊙ kan også tilhøre L-klassen. L-underklasserne spænder fra den tidligste L0 til den seneste L8 [32] [ 33] .

Klasse L-spektre er domineret af alkalimetallinjer : Na I, KI, Rb I, Cs I og nogle gange Li I. De tidlige L-underklasser har også udtalte TiO-, VO- og hydridlinjer , som i klasse M; til mellemunderklasserne når Na I- og KI-linjerne den højeste intensitet, mens TiO- og VO-linjerne praktisk talt forsvinder. Ved sene klasser forsvinder også hydridlinjerne, men vandlinjerne optræder [34] .

Et eksempel på en L-klasse brun dværg er GD 165B , dens underklasse er L4 [35] .

Klasse T

T-klassen omfatter brune dværge med temperaturer fra 600 til 1300 K. Formodentlig skulle spektrene for sådanne brune dværge svare til spektrene for varme Jupiters  - ekstrasolare gasgiganter placeret tæt på deres stjerne. Underklasser af T er fra T0 til T8 [5] [32] [36] .

Et karakteristisk træk ved denne klasse af brune dværge er metan - absorptionsbånd , hvorfor de også kaldes metan-dværge [4] . Ud over metanbånd indeholder sådanne genstandes spektre også vandabsorptionsbånd og alkalimetallinjer. CO- linjerne er mærkbare i spektrene af tidlige T-underklasser, men forsvinder med de sene [37] .

Klasse T omfatter for eksempel Gliese 229B . Underklassen af ​​dette objekt er T7 [38] .

Klasse Y

De koldeste brune dværge, med temperaturer under 600 K, tilhører klassen Y. Spektroskopisk adskiller de sig fra T-klassen ved tilstedeværelsen af ​​ammoniaklinjer , og vandlinjer er også stærke i deres spektre [5] [32] .

Et eksempel på en Y-klasse brun dværg er WISE 1541-2250 af Y0 underklassen [39] .

Evolution

Formation

Brune dværge dannes på samme måde som stjerner: ved sammenbrud af molekylære skyer , som især indikeret af tilstedeværelsen af ​​tilvækstskiver i nogle af dem [5] [40] . Masserne af molekylære skyer, der kan begynde at kollapse, er mindst 10 3 M ⊙ , men når de komprimeres, fragmenteres skyerne, og som følge heraf dannes stjernemasse- protostjerner [41] . Den teoretiske nedre grænse for massen af ​​et objekt, der kan dannes på denne måde, er 1–5 MJ [ 42] [43] , men den egentlige mekanisme, der fører til isolering af objekter med masserne af brune dværge og lavmassestjerner er stadig ikke helt klar. Der er forskellige teorier, der er designet til at forklare dette fænomen, de kan være baseret på følgende ideer [44] :

Mange observerbare parametre, såsom den indledende massefunktion eller overfloden af ​​binære systemer, er lige så godt forudsagt af disse scenarier. Ikke desto mindre synes det mest sandsynlige scenarie for dannelsen af ​​brune dværge at være baseret på sidstnævnte hypotese - dette indikeres af sådanne fakta som muligheden for dannelsen af ​​brune dværge i adskilte binære systemer og i isolation, samt uafhængigheden af fordelingen af ​​disse objekter fra tilstedeværelsen af ​​nærliggende OB-stjerner. Det er dog sandsynligt, at andre scenarier også fører til dannelsen af ​​brune dværge [43] [44] .

Der er også en anden teori: at brune dværge kan dannes i massive cirkumstellære skiver , ligesom planeter , og derefter slynges ud i det omgivende rum [2] [44] . Dette scenarie beskriver dannelsen af ​​objekter med lille masse, som kan have en fast kerne og også er i stand til yderligere at understøtte forbrændingen af ​​deuterium, hvis deres masse overstiger cirka 13 MJ [ 8] [9] [10] .

Yderligere udvikling

På et bestemt tidspunkt, både i stjerner og hos brune dværge, begynder termonukleære reaktioner. Den første sådan reaktion er afbrændingen af ​​deuterium: hos de mest massive brune dværge varer den 4 millioner år, og i de mindst massive - 50 millioner år [22] . Den begrænsende masse for denne reaktion tages lig med 13 M J , men grænsen er ikke streng: afhængigt af massen kan brune dværge forbruge en anden brøkdel af det tilgængelige deuterium . Derudover falder den begrænsende masse med stigende metallicitet , og dens estimater, under hensyntagen til dette, kan have værdier fra 11 til 16 M J [45] .

Under afbrændingen af ​​deuterium forbliver radius og lysstyrke af brune dværge såvel som stjerner praktisk talt uændrede, og afbrænding af deuterium kompenserer for en betydelig del af energiomkostningerne for lysstyrke: for eksempel i en brun dværg med en masse af 0,04 M ⊙ i en alder af 3 millioner år, er energifrigivelseshastigheden i kernereaktioner 93 % af dens lysstyrke [13] [16] .

Efter at deuterium er opbrugt, fortsætter brune dværge og lavmassestjerner med at skrumpe. I dette tilfælde frigives energi, som bruges på stråling. I dette tilfælde falder lysstyrken, mens temperaturen kan falde eller forblive praktisk talt uændret. Efter nogen tid, i objekter, der bliver til stjerner, begynder den nukleare forbrænding af brint, som fra et bestemt øjeblik fuldstændig balancerer den energi, der bruges på stråling. På grund af dette holder stjernen op med at skrumpe og går ind i hovedsekvensen — for de mest lavmassestjerner tager denne proces mere end 109 år [13] [16] . Den begrænsende masse, ved hvilken overgangen sker, kaldes Kumar -grænsen [46] og afhænger af den kemiske sammensætning: ifølge moderne skøn kan den tage værdier på 0,064-0,087 M ⊙ (64-87 M J ) [16] [47] .

I modsætning til stjerner begynder kompression af brune dværge fra et bestemt øjeblik at blive forhindret af degeneration af stof eller Coulomb-frastødning (se ovenfor ). Indtil dette punkt er de ikke i stand til at krympe nok til at forbrænde brint for at bringe objektet i ligevægt, selvom de mest massive af dem i princippet kan understøtte denne reaktion i nogen tid. Efter at kompressionen stopper, bliver den brune dværg frataget energikilder og fremhæver sin egen termiske energi. Den brune dværg afkøles og dæmpes og bliver til en sort dværg [2] [3] [5] . I dette tilfælde viser den sene udvikling af brune dværge sig at ligne udviklingen af ​​hvide dværge [48] .

Afkøling over tid ændrer brune dværge deres spektraltype (se ovenfor ). De yngste og ret massive brune dværge, flere millioner år eller derunder, tilhører således M-klassen Ældre brune dværge tilhører afhængigt af deres masse L-klassen - lavmassedværge tilhører denne klasse op til alderen ca. omkring 10 8 år, og opholdstiden for tilstrækkeligt massive dværge i denne klasse når 10 10 år. Derefter flytter brune dværge til T-klassen og derefter til Y-klassen [5] [49] .

Beboelighed

Brune dværge med små masse kan have den rigtige temperatur til, at flydende vand kan eksistere på deres overflade. Derfor kan sådanne genstande være egnede til liv , der bruger den brune dværgs infrarøde stråling . Selvom accelerationen af ​​frit fald på disse objekter er stor og kan være to størrelsesordener højere end på Jorden, udelukker dette ikke muligheden for udvikling af liv: nogle organismer fundet på Jorden er i stand til at udholde sådanne overbelastninger. Fraværet af en fast overflade hos brune dværge kan forstyrre udviklingen af ​​liv, men det er muligt, at organismer for eksempel kan flyde i atmosfæren. Også manglen på kalium , calcium og jern , som er nødvendige for forløbet af biologiske processer , kan forhindre fremkomsten af ​​liv på brune dværge [50] [51] .

Planeter, der kredser om brune dværge, kan være i den beboelige zone og være beboelige [50] . For at gøre dette skal en brun dværg være massiv nok - mindst 40 MJ , da dværge med lav masse hurtigt falmer, og deres planeter er ude af den beboelige zone på en tid, der er utilstrækkelig til udvikling af liv. Derudover producerer lavmasse brune dværge meget lidt ultraviolet stråling , hvilket er nødvendigt for udviklingen af ​​liv [14] .

Studiehistorie

Før åbning

Eksistensen af ​​brune dværge blev først foreslået af Shiv Kumar i 1963 [2] [3] . Siden 1958 har Kumar studeret udviklingen af ​​stjerner mindre end 0,1 M ⊙ og fundet ud af, at der er en minimumsmasse, ved hvilken en stjerne kan opretholde brintforbrænding: den er 0,07 M ⊙ for population I - objekter og 0,09 M ⊙ for population II . desuden har dette skøn praktisk talt ikke ændret sig siden det tidspunkt [46] [52] .

Kumar foreslog oprindeligt at kalde objekter med lavere masse for sorte dværge , selvom udtrykket allerede er blevet brugt til at beskrive andre objekter. Det moderne navn "brun dværg" blev introduceret af Jill Tarter i 1975: på trods af at farven på disse genstande er ret rød, er navnet " rød dværg " også blevet brugt [2] [3] . Andre navne er blevet foreslået for disse objekter, såsom "infrarød dværg", "ekstrem rød dværg", men de har ikke spredt sig [53] .

Discovery

Systematiske søgninger efter brune dværge i 1980'erne og begyndelsen af ​​1990'erne var mislykkede i lang tid: Flere brune dværgkandidater blev fundet, men ingen af ​​dem blev bekræftet. Indtil 1994 blev eksistensen af ​​brune dværge sat i tvivl og var genstand for videnskabelig kontrovers [54] . Endelig blev uafhængige opdagelser af de første brune dværge i 1995 bekræftet [2] [3] :

Blandt disse opdagelser blev sidstnævnte hurtigst og utvetydigt accepteret af det videnskabelige samfund, og Gliese 229 B [3] [4] betragtes normalt som den første bekræftede brune dværg .

Yderligere undersøgelse

Med opdagelsen af ​​brune dværge blev der introduceret spektraltyperne L og T. I starten kendte man ikke til dværge, der var køligere end klasse T, men det blev konkluderet, at ammoniakspektrallinjer skulle være synlige i spektrene for køligere dværge [62] . Klasse Y blev identificeret for dem, det første opdagede objekt i denne klasse var WD 0806-661 B , opdaget i 2011 [63] , selvom dens masse kun er omkring 7 M J [64] .

Efter opdagelsen af ​​brune dværge blev de teoretiske modeller af disse objekter også forbedret. Især blev deres indre struktur beskrevet mere detaljeret under hensyntagen til en mere nøjagtig ligning af stoftilstand i dem, og mere nøjagtige modeller af deres atmosfærer blev udviklet , under hensyntagen til blandt andet tilstedeværelsen af ​​støv og skyer . Som et resultat blev der opnået mere detaljerede modeller af udviklingen af ​​brune dværge [65] .

Opdagelsen af ​​et stort antal brune dværge blev lettet af infrarøde himmelundersøgelser såsom DENIS , 2MASS og SDSS , samt UKIDSS[5] . Et stort antal kølige brune dværge er blevet opdaget af det infrarøde rumteleskop WISE . Fra 2019 kendes mere end 11.000 brune dværge [66] .

Noter

Kommentarer

  1. ↑ 1 2 Med en masse på mere end 0,055-0,060 M ⊙ - kun i begyndelsen.
  2. ↑ Et romertal efter et grundstof angiver dets ioniseringsgrad. I er et neutralt atom, II er et enkelt ioniseret grundstof, III er dobbeltioniseret og så videre.

Kilder

  1. ↑ Baturin V.A., Mironova I.V. Brun dværg . Ordliste for Astronet . Hentet 16. juni 2021. Arkiveret fra originalen 11. februar 2021.
  2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Surdin V. G. Brune dværge . Stor russisk encyklopædi . Hentet 16. juni 2021. Arkiveret fra originalen 4. marts 2021.
  3. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Brun dværg | astronomi  (engelsk) . Encyclopedia Britannica . Hentet 16. juni 2021. Arkiveret fra originalen 4. maj 2021.
  4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Darling D. brun dværg . Internet Encyclopedia of Science . Hentet 16. juni 2021. Arkiveret fra originalen 28. april 2021.
  5. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 Allard F., Homeier D. Brown dwarfs  (engelsk)  // Scholarpedia . - 2007. - 17. december ( bind 2 , udg. 12 ). — S. 4475 . — ISSN 1941-6016 . doi : 10.4249 /scholarpedia.4475 . Arkiveret 21. maj 2021.
  6. ↑ 12 Brun dværg . Asrtonomi . Swinburne University of Technology . Hentet 19. juni 2021. Arkiveret fra originalen 30. maj 2021.
  7. ↑ Astronomer har øget bestanden af ​​brune dværge . R.A.S. Nyheder . Moskva : Det Russiske Videnskabsakademi . Hentet 28. juni 2021. Arkiveret fra originalen 28. juni 2021.
  8. ↑ 1 2 3 Mollière P., Mordasini C. Deuteriumbrænding i genstande, der dannes via kernetilvækstscenariet. Brune dværge eller planeter?  (engelsk)  // Astronomi og astrofysik . - Les Ulis: EDP Sciences , 2012. - 1. november ( vol. 547 ). — P. A105 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201219844 . Arkiveret fra originalen den 13. juli 2021.
  9. ↑ 1 2 3 Bodenheimer P., D'Angelo G., Lissauer JJ, Fortney JJ, Saumon D. Deuterium-brænding i massive kæmpeplaneter og lavmasse-brune dværge dannet af kerne-kerne-tilvækst  //  The Astrophysical Journal . - Btristol: IOP Publishing , 2013. - 1. juni ( vol. 770 ). — S. 120 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1088/0004-637X/770/2/120 . Arkiveret fra originalen den 8. august 2018.
  10. ↑ 1 2 3 Baraffe I., Chabrier G., Barman T. Struktur og udvikling af super-Jorden til super-Jupiter exoplaneter. I. Berigelse af tunge grundstoffer i interiøret  // Astronomi og astrofysik  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2008. - 1. april ( vol. 482 ). — S. 315–332 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361:20079321 . Arkiveret fra originalen den 10. december 2018.
  11. ↑ Boss AP, Butler RP, Hubbard WB, Ianna PA, Kürster M. Working Group on Extrasolar Planets  //  Transactions of the International Astronomical Union, Series A. - Bruxelles: International Astronomical Union , 2007. - 1. marts ( vol. 26 ) . — S. 183–186 . - doi : 10.1017/S1743921306004509 . Arkiveret fra originalen den 13. juli 2021.
  12. ↑ Boss AP, Basri G., Kumar SS, Liebert J., Martín EL Nomenclature: Brown Dwarfs, Gas Giant Planets, and ?  (engelsk)  // Proceedings of IAU Symposium #211. - San Francisco: Astronomical Society of the Pacific , 2003. - 1. juni ( vol. 211 ). — S. 529 . Arkiveret fra originalen den 3. juli 2019.
  13. ↑ 1 2 3 Baraffe I., Chabrier G., Barman TS, Allard F., Hauschildt PH Evolutionære modeller for kølige brune dværge og ekstrasolare kæmpeplaneter. Sagen om HD 209458  // Astronomi og astrofysik  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2003. - 1. maj ( vol. 402 ). — S. 701–712 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361:20030252 . Arkiveret fra originalen den 22. juli 2019.
  14. ↑ 1 2 Lingam M., Ginsburg I., Loeb A. Prospects for Life on Temperated Planets around Brown Dwarfs  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2020. - 1. januar ( vol. 888 ). — S. 102 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.3847/1538-4357/ab5b13 . Arkiveret fra originalen den 13. juli 2021.
  15. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 369.
  16. ↑ 1 2 3 4 Burrows A., Hubbard WB, Saumon D., Lunine JI Et udvidet sæt af brune dværg- og stjernemodeller med meget lav masse  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1993. - 1. marts ( vol. 406 ). - S. 158-171 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/172427 . Arkiveret fra originalen den 7. oktober 2019.
  17. ↑ Søn.  _ _ Encyclopedia Britannica . Hentet 18. juni 2021. Arkiveret fra originalen 9. juni 2021.
  18. ↑ Mohanty S., Baraffe I., Chabrier G. Convection in brown dwarfs  //  Convection in Astrophysics. - Cambridge: Cambridge University Press , 2007. - Maj ( vol. 239 ). — S. 197–204 . — ISSN 1743-9221 . - doi : 10.1017/S1743921307000427 . Arkiveret fra originalen den 13. juli 2021.
  19. ↑ A. Reiners, D. Homeier, P.H. Hauschildt, F. Allard. Et spektralatlas med høj opløsning af brune dværge  // Astronomi og astrofysik  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2007. - 1. oktober ( vol. 473 ). — S. 245–255 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361:20077963 . Arkiveret fra originalen den 13. juli 2021.
  20. ↑ 1 2 Caballero JA En gennemgang af understjerneobjekter under Deuteriums brændende massegrænse: Planeter, brune dværge eller hvad?  (engelsk)  // Geovidenskab. - Basel: MDPI , 2018. - 1. september ( bind 8 ). — S. 362 . — ISSN 2076-3263 . - doi : 10.3390/geosciences8100362 . Arkiveret fra originalen den 13. juli 2021.
  21. ↑ 1 2 3 4 5 Basri G. Lithiumtesten for unge brune dværge (inviteret anmeldelse  )  // Proceedings of a Workshop holdt i Puerto de la Cruz. - Tenerife: ASP, 1998. - Vol. 134 . — S. 394 . Arkiveret fra originalen den 20. august 2019.
  22. ↑ 1 2 3 4 Chabrier G., Baraffe I., Allard F., Hauschildt P. Deuterium Burning in Substellar Objects  //  The Astrophysical Journal Letters . - Bristol: IOP Publishing , 2000. - 1. oktober ( vol. 542 ). - P.L119–L122 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/312941 . Arkiveret fra originalen den 13. juli 2021.
  23. ↑ Surdin V. G. Astronomi: XXI århundrede. - 3. udg. - Fryazino: Century 2, 2015. - S. 139. - 608 s. — ISBN 978-5-85099-193-7 .
  24. ↑ Reylé C., Jardine K., Fouqué P., Caballero JA, Smart RL Prøven på 10 parsec i Gaia-æraen  //  arXiv e-prints. - 2021. - 1. april ( bind 2104 ). — P.arXiv:2104.14972 . Arkiveret fra originalen den 13. juli 2021.
  25. ↑ Persson CM, Csizmadia S., Mustill AJ, Fridlund M., Hatzes AP Greening of the brown-dwarf desert - EPIC 212036875b: a 51 MJ object in a 5-day orbit around a F7 V  star  Astronomy// . - Les Ulis: EDP Sciences , 2019. - 1. august ( vol. 628 ). —P.A64 . _ — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.1051/0004-6361/201935505 . Arkiveret fra originalen den 28. juni 2021.
  26. ↑ Luhman KL, Rieke GH, Young ET, Cotera AS, Chen H. The Initial Mass Function of Low-Mass Stars and Brown Dwarfs in Young Clusters  //  The Astrophysical Journal . - Brislol: IOP Publishing , 2000. - 1. september ( vol. 540 ). - S. 1016-1040 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/309365 .
  27. ↑ 1 2 Reiners A., Homeier D., Hauschildt PH, Allard F. Et højopløseligt spektralatlas over brune dværge  // Astronomy & Astrophysics  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2007. - 1. oktober ( vol. 473 ). — S. 245–255 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361:20077963 . Arkiveret fra originalen den 13. juli 2021.
  28. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 339.
  29. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 348.
  30. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 341.
  31. ↑ Rebolo R., Martín EL, Basri G., Marcy GW, Zapatero-Osorio MR Brown Dwarfs in the Pleiades Cluster Confirmed by the Lithium Test*  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1996. - 20. september ( vol. 469 , iss. 1 ). — P.L53 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/310263 . Arkiveret fra originalen den 25. juni 2021.
  32. ↑ 1 2 3 Stjerneklassifikation | astronomi  (engelsk) . Encyclopedia Britannica . Hentet 23. juni 2021. Arkiveret fra originalen 3. maj 2021.
  33. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 339, 354, 368, 568.
  34. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 351-352.
  35. ↑ Kirkpatrick JD, Reid IN, Liebert J., Cutri RM, Nelson B. Dwarfs Cooler than "M": The Definition of Spectral Type "L" Using Discoveries from the 2 Micron All-Sky Survey (2MASS  )  // The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1999. - 10. juli ( vol. 519 , iss. 2 ). — S. 802–833 . — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 . - doi : 10.1086/307414 . Arkiveret 27. oktober 2020.
  36. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 388, 400, 568.
  37. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 391-396.
  38. ↑ Burgasser AJ, Geballe TR, Leggett SK, Kirkpatrick JD, Golimowski DA A Unified Near-Infrared Spectral Classification Scheme for T Dwarfs  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2006. - 1. februar ( vol. 637 ). — S. 1067–1093 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/498563 . Arkiveret fra originalen den 17. august 2019.
  39. ↑ Kirkpatrick JD, Cushing MC, Gelino CR, Griffith RL, Skrutskie MF De første hundrede brune dværge opdaget af Wide-Field Infrared Survey Explorer (WISE  )  // The Astrophysical Journal Supplement Series . - Bristol: IOP Publishing , 2011. - 22. november ( vol. 197 , iss. 2 ). — S. 19 . — ISSN 1538-4365 0067-0049, 1538-4365 . - doi : 10.1088/0067-0049/197/2/19 . Arkiveret fra originalen den 24. marts 2021.
  40. ↑ Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner KJ Fundamental Astronomy . — 5. udgave. — Berlin; Heidelberg; N. Y .: Springer , 2007. - S. 244-247. - 510 sider. — ISBN 978-3-540-34143-7 . Arkiveret 24. juni 2021 på Wayback Machine
  41. ↑ Kononovich E. V., Moroz V. I. Generelt astronomikursus / red. V. V. Ivanova . — 2., rettet. — M .: URSS , 2004. — S. 387. — 544 s. — ISBN 5-354-00866-2 .
  42. ↑ Whitworth AP, Stamatellos D. Minimumsmassen for stjernedannelse og oprindelsen af ​​binære brune dværge  // Astronomy & Astrophysics  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2006. - 1. november ( vol. 458 , iss. 3 ). — S. 817–829 . — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.1051/0004-6361:20065806 . Arkiveret fra originalen den 24. februar 2021.
  43. ↑ 1 2 Stamatellos D. Dannelsen af ​​lavmassestjerner og brune dværge // Labyrinten af ​​stjernedannelse, astrofysik og rumvidenskabelige forløb  . - Cham: Springer International Publishing Switzerland , 2014. - Vol. 36. - S. 17. - 526 s. - ISBN 978-3-319-03040-1 . - doi : 10.1007/978-3-319-03041-8_3 . Arkiveret 9. juli 2021 på Wayback Machine
  44. ↑ 1 2 3 Luhman KL Dannelsen og den tidlige udvikling af lavmassestjerner og brune dværge  // Årlig gennemgang af astronomi og astrofysik [  . - Palo Alto: Annual Reviews , 2012. - 1. september ( bind 50 ). — S. 65–106 . — ISSN 0066-4146 . - doi : 10.1146/annurev-astro-081811-125528 . Arkiveret fra originalen den 20. juni 2019.
  45. ↑ Spiegel DS, Burrows A., Milsom JA The Deuterium-burning Mass Limit for Brown Dwarfs and Giant Planets  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2011. - 1. januar ( vol. 727 ). — S. 57 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1088/0004-637X/727/1/57 . Arkiveret fra originalen den 21. september 2019.
  46. ↑ 1 2 En kort biografi om Dr. Shiv  S. Kumar www.galileoinstitute.org . Galileo Galilei Institut for Teoretisk Fysik . Hentet 25. juni 2021. Arkiveret fra originalen 25. juni 2021.
  47. ↑ Auddy S., Basu S., Valluri SR Analytiske modeller af brune dværge og den substellære massegrænse  //  Fremskridt i astronomi. - 2016. - Bd. 2016 . — S. 574327 . - doi : 10.1155/2016/5743272 . Arkiveret fra originalen den 13. juli 2021.
  48. ↑ Salaris M., Cassisi S. Udviklingen af ​​stjerner og stjernepopulationer  . - Chichester: John Wiley & Sons , 2005. - S. 116. - 338 s. — ISBN 978-0-470-09219-X .
  49. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 367-369.
  50. ↑ 1 2 Darling D. brune dværge og udenjordisk liv . Internet Encyclopedia of Science . Hentet 16. juni 2021. Arkiveret fra originalen 27. juni 2021.
  51. ↑ Sokol J. Fremmedliv kunne trives i skyerne af mislykkede stjerner  (engelsk)  // Videnskab . - Washington: The American Association for the Advancement of Science , 2016. - 1. december. Arkiveret fra originalen den 28. juni 2021.
  52. ↑ Jørgens, 2014 , pp. 2-3.
  53. ↑ Jørgens, 2014 , pp. 19-20.
  54. ↑ Jørgens, 2014 , pp. VII, 26.
  55. ↑ Jørgens, 2014 , pp. 25-26.
  56. ↑ Rebolo R., Zapatero Osorio MR, Martín EL Opdagelse af en brun dværg i Plejadernes stjernehob   // Natur . - N. Y .: NPG , 1995. - 1. september ( vol. 377 ). — S. 129–131 . — ISSN 0028-0836 . - doi : 10.1038/377129a0 . Arkiveret fra originalen den 17. oktober 2019.
  57. ↑ Jørgens, 2014 , pp. 59-73.
  58. ↑ Basri G., Marcy GW, Graham JR The First Lithium Brown Dwarf: PPL 15  // Bulletin of the American Astronomical Society  . - Washington: American Astronomical Society , 1995. - 1. juni ( vol. 186 ). — S. 60,03 . Arkiveret fra originalen den 13. juli 2021.
  59. ↑ 12 Jørgens , 2014 , pp. 85-96.
  60. ↑ Nakajima T., Oppenheimer BR, Kulkarni SR, Golimowski DA, Matthews K. Opdagelse af en kølig brun dværg   // Nature . - N. Y .: NPG , 1995. - 1. november ( vol. 378 ). — S. 463–465 . — ISSN 0028-0836 . - doi : 10.1038/378463a0 . Arkiveret fra originalen den 6. september 2019.
  61. ↑ Oppenheimer BR, Kulkarni SR, Matthews K., Nakajima T. Infrared Spectrum of the Cool Brown Dwarf Gl 229B  // Videnskab  . - Washington: The American Association for the Advancement of Science , 1995. - 1. december ( vol. 270 ). - S. 1478-1479 . — ISSN 0036-8075 . - doi : 10.1126/science.270.5241.1478 . Arkiveret fra originalen den 13. juli 2021.
  62. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 434-435.
  63. ↑ Jørgens, 2014 , pp. 114-130.
  64. ↑ Luhman KL, Burgasser AJ, Bochanski JJ Opdagelse af en kandidat til den sejeste kendte brune dværg  //  The Astrophysical Journal Letters . - Bristol: IOP Publishing , 2011. - 1. marts ( vol. 730 ). — P.L9 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1088/2041-8205/730/1/L9 . Arkiveret fra originalen den 13. september 2019.
  65. ↑ Jørgens, 2014 , pp. 141-157.
  66. ↑ Carnero Rosell A., Santiago B., dal Ponte B., Burningham B., da Costa LN Brun dværgtælling med Dark Energy Survey år 3 data og den tynde skiveskalahøjde af tidlige L-  typer  Månedlige// . - N. Y .: Wiley-Blackwell , 2019. - 1. november ( vol. 489 ). — S. 5301–5325 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/stz2398 . Arkiveret fra originalen den 13. juli 2021.

Litteratur

  Gå til Wikidata-elementet  Ordbøger og encyklopædier
I bibliografiske kataloger