brązowy karzeł

Brązowe karły to ciała niebieskie, które zajmują szczególną pozycję pomiędzy gwiazdami a planetami .

W mniej niż 75 mas Jowisza, ich masy są  nie wystarczające, aby wprawić w ruch fuzji wodoru w ich wnętrzu , podobnie jak w najlżejszych gwiazd, czerwonych karłów . Z drugiej strony, przy co najmniej 13 masach Jowisza (tj. masywniejszych niż gazowe olbrzymy planetarne ), są one wystarczająco ciężkie, aby rozpocząć fuzję deuteru .

Demarkacja

Gliese 229 B : po lewej: odkrycie w obserwatorium Palomar po
prawej: Kosmiczny Teleskop Hubble'a ( NASA ) (w środku każdego zdjęcia)

Wszystkie obiekty, które są poniżej limitu masy dla fuzji wodoru i powyżej limitu masy dla fuzji deuteru, są klasyfikowane jako brązowe karły:

  • Fuzja wodoru to proces charakteryzujący gwiazdę. Przeciwdziała grawitacji przynajmniej przez część życia gwiazdy, a tym samym ją stabilizuje. Osiągana jest minimalna temperatura dla syntezy wodoru – przy składzie zbliżonym do naszego Słońca – przy masie około 0,07 razy większej niż masa Słońca – czyli 75 razy większej niż masa Jowisza (ok. 1,39 · 10 29  kg). Od tej minimalnej masy w górę powstaje gwiazda. Jednak górna granica masy dla brązowego karła zależy od jego metaliczności : dla metaliczności 0, tj. H. dla obiektów z początkowej fazy Wszechświata jest to około 90 mas Jowisza.
  • Jednak u brązowych karłów zachodzą pewne procesy fuzji, które zachodzą w niższych temperaturach niż fuzja wodoru. Są to zasadniczo
    • fuzyjne litu , około 65 razy większej od masy Jupiter lub w rdzeniu temperatury powyżej 2 milionów w Kelvina litu -7- rdzenia z A protonów reaguje i
    • fuzji deuteru , w którym od około 13 razy większa niż masa Jupiter deuteru jądro i protonem w hel łączenia -3-rdzeń.

Obiekty o masie mniejszej niż 13 mas Jowisza nazywane są

Wiele znanych egzoplanet ma – oprócz dużych mas, z których część może nawet mieścić się w zakresie brązowych karłów – z dużymi mimośrodami i małymi odległościami od gwiazdy centralnej , parametry orbity, których można by oczekiwać od gwiezdnego towarzysza, a nie od planet; w rzeczywistości co najmniej jedna egzoplaneta jest również klasyfikowana jako kandydatka na brązowego karła. Jednak w przypadku obiektów o masie poniżej 13 mas Jowisza nie można przewidzieć jednolitego nazewnictwa.

W pierwszych badaniach brązowych karłów zastosowano kryterium tworzenia : wszystkie obiekty nazwano brązowymi karłami, które podobnie jak gwiazdy powstają w wyniku kurczenia się obłoku gazu ( obłok H-II , obłok molekularny ), ale w którym nie ma wodoru zaczyna się fuzja - w przeciwieństwie do skał - i gazowych planet , które powstają w dyskach akrecyjnych gwiazd. Jednak ta definicja jest bardzo problematyczna, ponieważ historię pochodzenia lżejszych przedmiotów można wyjaśnić tylko przy dużym wysiłku, jeśli w ogóle. Kryterium łączenia nie jest jeszcze powszechnie stosowane, ale na początku XXI wieku jest stosowane znacznie częściej niż kryterium wyłaniania się, które jest stosowane tylko przez kilku starszych pionierów w tej dziedzinie badań.

Powstanie

Proces rozwoju brązowych karłów nie został jeszcze jasno wyjaśniony, ale zasadniczo istnieje sześć możliwości:

  • Powstają z obłoku gazu (patrz obłok molekularny ) według tych samych mechanizmów co gwiazdy, z tą tylko różnicą, że masa powstałego ciała nie jest wystarczająca do fuzji wodoru.
  • Rozpoczynają swój rozwój jako część wielorakiego systemu w kuli . Jednak są wyrzucane z układu, zanim osiągną masę niezbędną do zapłonu fuzji wodorowej.
  • Podobnie jak planety, powstają one w dysku protoplanetarnym i są wyrzucane z układu planetarnego na późniejszym etapie rozwoju.
  • U młodych, masywnych gromad gwiazdowych , promieniowanie jonizujące od masywnych O i B gwiazdy mogą zniszczyć protostellar dysk akrecyjny zanim obiekty te mogą gromadzić wystarczającą masę do fuzji wodoru.
  • Bliskie spotkania z innymi gwiazdami w młodej gromadzie gwiazd mogą zniszczyć dysk akrecyjny przed osiągnięciem granicy fuzji wodoru.
  • W ciasnych układach podwójnych można biały karzeł z czerwonego karła masowej narastać i od czerwonego karła tyle masowej Usuń że ten zmutowany w brązowym karłem. Proces ten ma miejsce w wielu zmiennych kataklizmicznych, które rozwijają się w podwójny układ gwiazd składający się z białego i brązowego karła na przestrzeni kilkuset milionów lat.

W gwiazdę regionu tworzącego Chamaeleon  I , który jest tylko kilka milionów lat, 34 brązowe karły zostały znalezione; w trzech z nich można było również wykryć dysk akrecyjny , co jest typowe dla młodych gwiazd.

Dowód fazy T-Tauri w kilku brązowych karłach, który był wcześniej znany tylko u młodych gwiazd na ich drodze do ciągu głównego , jest dowodem na to, że przynajmniej niektóre z brązowych karłów mają taką samą historię powstawania jak gwiazdy.

nieruchomości

Podczas obserwacji trudno odróżnić młode brązowe karły od pobliskich gwiazd: około 12 milionów lat brązowego karła TWA 5B (powyżej) na zdjęciu rentgenowskim ( Chandra , NASA)

Brązowe karły mają podobny skład pierwiastków jak gwiazdy. Brązowe karły uformowane w dyskach akrecyjnych mogą mieć rdzeń skalny, chociaż nie znaleziono jeszcze dowodów na tę ścieżkę.

W przypadku bardzo lekkich gwiazd karłowatych, niezależnie od ich masy, w jądrze ustala się temperatura równowagi na poziomie około 3 milionów kelwinów, w której procesy syntezy wodoru rozpoczynają się skokowo. Stałość temperatury oznacza w przybliżeniu proporcjonalność między masą a promieniem, tj. to znaczy im niższa masa, tym wyższa gęstość w rdzeniu. Wraz ze wzrostem gęstości jądrowej elektrony wywierają dodatkowy nacisk na skurcz grawitacyjny, który jest spowodowany częściową degeneracją elektronów na zasadzie Pauliego i prowadzi do mniejszego nagrzewania jądra. Przy metaliczności podobnej do Słońca przy masie mniejszej niż 75 mas Jowisza oznacza to, że temperatury wymagane do syntezy wodoru nie są już osiągane i powstaje brązowy karzeł. Ponieważ ani przebieg degeneracji elektronów, ani właściwości najjaśniejszych gwiazd nie są rozumiane we wszystkich aspektach, starsze wartości literaturowe wahają się od 70 do 78 mas Jowisza, nowsze wartości od 72 do 75 razy.

Chociaż procesy fuzji przyczyniają się do bilansu energetycznego młodych brązowych karłów, nie można ich porównywać z wkładem energii grawitacyjnej w żadnej fazie rozwoju . W rezultacie brązowe karły zaczynają się ochładzać pod koniec fazy akrecji, a procesy fuzji spowalniają ten proces tylko na około 10 do 50 milionów lat.

Przenikanie ciepła

W przypadku brązowych karłów i gwiazd o masie mniejszej niż 0,3 mas Słońca, nie tworzy się żadna struktura powłoki, jak w przypadku cięższych gwiazd. Są całkowicie konwekcyjne , co oznacza, że ​​materia jest transportowana z rdzenia na powierzchnię, co prowadzi do całkowitego wymieszania i determinuje rozkład temperatury w całym wnętrzu.

Badania karłów metanowych m.in. B. Gliese 229 B sugeruje jednak, że w starszych, chłodniejszych brązowych karłach ta strefa konwekcji nie rozciąga się już na powierzchnię i zamiast tego może rozwinąć się atmosfera podobna do gazowych olbrzymów .

rozmiar

Porównanie wielkości Słońca, brązowego karła, Jowisza i Ziemi (od lewej, NASA)
Porównanie wielkości i temperatury planet, brązowych karłów i gwiazd. Szacunkowe względne rozmiary Jowisza i brązowych karłów WISE1828, Gliese 229B i Teide 1 w porównaniu do Słońca i czerwonego karła. (Źródło: MPIA / V. Joergens)

W brązowych karłach degeneracja elektronów prowadzi do masowej zależności promienia

.

Ta słaba odwrotna zależność od masy powoduje w przybliżeniu stały promień w całym zakresie mas, co odpowiada mniej więcej promieniowi Jowisza ; jaśniejsze brązowe karły są większe niż te cięższe.

Dopiero poniżej granicy masy brązowych karłów zwyrodnienie traci na znaczeniu, a przy stałej gęstości zachodzi zależność masy od .

Klasy spektralne

Klasy widmowe określone dla gwiazd nie mają ścisłego zastosowania do brązowych karłów, ponieważ nie są one gwiazdami. Jednak przy temperaturach powierzchni powyżej 1800 do 2000 K, podczas obserwacji mieszczą się one w zakresie gwiazd L i M, ponieważ właściwości optyczne zależą tylko od temperatury i składu. Klasy widmowe stosuje się zatem również do brązowych karłów, chociaż nie dostarczają one bezpośredniej informacji o masie, a jedynie o kombinacji masy i wieku.

Ciężki młody brązowy karzeł zaczyna się w środkowym zakresie M około 2900 K i przechodzi przez wszystkie późniejsze typy M i L, jaśniejsze brązowe karły zaczynają się już od późniejszego typu. Dolny koniec ciągu głównego nie jest dokładnie znany, ale prawdopodobnie znajduje się między L2 a L4, tj. H. w temperaturach poniżej 1800 do 2000 K. Później chłodniejszymi typami są zdecydowanie brązowe karły.

Dla chłodniejszych brązowych karłów takich jak B. Gliese 229B o temperaturze około 950 K, wprowadzono kolejną klasę widmową typu T , która nie ma już zastosowania do gwiazd o temperaturze poniżej około 1450 K. Ponieważ widmo w tym zakresie temperatur charakteryzuje się głównie silnymi liniami metanu , brązowe karły typu T są zwykle nazywane karłami metanowymi .

Do 2011 roku 2MASS J04151954-0935066 był uważany za najfajniejszego znanego brązowego karła. W temperaturze od 600 do 750 K, jako karzeł T9, już wykazuje odchylenia od innych karłów T. Przed 2MASS J0415-0935 Gliese 570D był najfajniejszym znanym brązowym karłem o temperaturze około 800 K.

W 2011 roku wprowadzono klasę widmową Y dla ekstremalnie zimnych brązowych karłów. Ponieważ mają temperaturę powierzchni jedynie od 25 do 170°C, nie emitują światła widzialnego , a jedynie promieniowanie podczerwone i są bardzo trudne do zaobserwowania. Były więc przewidywane tylko teoretycznie przez długi czas, zanim pierwsza obserwacja przez Wise Observatory była możliwa w 2011 roku . Jeden z tych karłów Y, WISE 1828 + 2650, ma temperaturę powierzchni 27 ° C zgodnie z pomiarami satelity. WISE 0855-0714 znaleziony w 2014 r. ma nawet temperaturę powierzchni nie wyższą niż -13 ° C, chociaż ze względu na jego niską masę (od 3 do 10 mas Jowisza) nie jest jasne, czy należy go sklasyfikować jako brązowy karzeł, czy obiekt masy planety .

Okresy rotacji

Wszystkie brązowe karły w wieku od ponad 10 milionów do kilku miliardów lat mają okresy rotacji krótsze niż jeden dzień i pod tym względem bardziej odpowiadają planetom gazowym niż gwiazdom.

Podczas gdy okres rotacji czerwonych karłów wydłuża się wraz z wiekiem, prawdopodobnie ze względu na aktywność magnetyczną , tego związku nie obserwuje się u brązowych karłów .

zmienność

Niskie temperatury w atmosferach brązowych karłów o typie widmowym od późnego L do T sugerują, że pojawią się formacje chmur . W połączeniu z rotacją brązowych karłów, zmienna jasność w bliskiej podczerwieni, jak na Jowiszu, powinna być wykrywalna, przy czym czas trwania rotacji powinien być rzędu godzin. W przypadku 2MASS J21392676 + 0220226 z typem widmowym T1.5 można było wykryć okres 7,72 godziny przez kilka nocy. Zmienność amplitudy z cyklu na cykl wspiera interpretację, że jest to wynikiem formowania się chmur o wysokim kontraście w atmosferze brązowych karłów.

Ponadto, brązowe karły pokazują również wahań natężenia ich promieniowania radiowego . Rozbłyski zaobserwowano z 2MASS J10475385 + 2124234 z typem widmowym T6.5 w połączeniu z bardzo niską intensywnością podstawową. Zakłada się, że przyczyną tych zjawisk jest aktywność magnetyczna, ale nie może być stymulowana przez dynamo alfa-omega , ponieważ całkowicie konwekcyjne brązowe karły nie mają niezbędnego obszaru tachokliny .

częstotliwość

Istnieje prosta funkcja masy opisująca względną liczbę obiektów gwiazdopodobnych w stosunku do ich masy, pierwotna funkcja masy . Ta funkcja masy powinna pozostać niezmieniona w obszarze cięższych brązowych karłów, ponieważ przynajmniej początkowa faza procesu powstawania gwiazd z zapadnięciem się obłoku gazu jest niezależna od rodzaju powstającego obiektu; re. Innymi słowy, obłok nie może „wiedzieć”, czy w końcu pojawi się gwiazda, czy brązowy karzeł.

Jednak ta funkcja masy będzie wykazywać odchylenia w obszarze jaśniejszych brązowych karłów, ponieważ z jednej strony inne procesy formowania mogą również mieć swój wkład ( patrz rozdział Formacja ), a z drugiej niewiele wiadomo na temat minimalne masy obiektów, które mogą powstać podczas procesów gwiazdotwórczych.

Dokładne określenie częstotliwości lub funkcji masy brązowych karłów jest zatem ważne nie tylko dla procesów powstawania brązowych karłów, ale także przyczynia się do ogólnego zrozumienia procesów powstawania gwiazd.

Od czasu odkrycia Gliese 229B odkryto kilkaset brązowych karłów, głównie podczas przeglądów gwiazd 2MASS ( 2 Micron All Sky Survey ), DENIS ( Deep Near Infrared Sky Survey ) i SDSS ( Sloan Digital Sky Survey ), a także intensywnych przeglądów tereny otwarte Gromady gwiazd i regiony powstawania gwiazd.

The Citizen Science projekt Backyard światy: Planet 9 przez NASA, uruchomiony w lutym 2017 roku , aby ocenić zdjęcia z Kosmicznego Teleskopu Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE), ujawnił odkrycie 95 brązowych karłów w promieniu 65 lat świetlnych od sierpnia 2020. Wskazuje to na istnienie do 100 miliardów brązowych karłów w Drodze Mlecznej.

Metody wykrywania

Brązowe karły mają bardzo niską jasność i dlatego są trudne do zaobserwowania, a we wczesnych stadiach rozwoju można je również łatwo pomylić z czerwonymi karłami . Istnieje kilka opcji jednoznacznego wykrywania brązowych karłów:

Jasność
U brązowych karłów procesy fuzji odgrywają jedynie podrzędną rolę w uwalnianiu energii, dlatego jasność tych obiektów zmniejsza się w trakcie ich rozwoju. Jeśli zmierzona jasność jest poniżej jasności najjaśniejszych gwiazd, co odpowiada 10-4- krotności jasności Słońca, to może to być tylko brązowy karzeł.
Jasność może być jednak stosowana jako kryterium tylko wtedy, gdy znana jest odległość, np. B. w gromadach gwiazd. Metoda ta została zastosowana w pierwszych próbach wykrywania brązowych karłów w latach 80. XX wieku i okazała się bardzo zawodna, a większość kandydatów stwierdziła, że ​​można później wykryć nieprawidłowe określenie odległości .
temperatura
Używanie prawo Stefana-Boltzmanna The jasność L może być przypisany jest skuteczna temperatura powierzchni  T eff , które jednak znacznie się zmienia poniżej jasności; jednak temperaturę można bardzo łatwo określić na podstawie widma obiektu. Jeśli zmierzona temperatura jest znacznie niższa niż minimalna temperatura około 1800 K dla gwiazd, mogą to być tylko brązowe karły.
Wymiary
W układach podwójnych z brązowym karłem masę można określić, mierząc ruch wokół wspólnego środka ciężkości , nawet jeśli samego brązowego karła nie można zaobserwować, podobnie jak w przypadku egzoplanet . Bezpośrednie określenie masy to jedyny sposób na wykrycie młodych brązowych karłów przy górnej granicy masy.
metan
Bardziej złożone cząsteczki , zwłaszcza metan, mogą tworzyć się w atmosferze brązowych karłów . Ponieważ nie jest to możliwe w atmosferach gwiazdowych, wykrycie metanu w widmach wyraźnie wskazuje na brązowego karła. Jest to więc stary i chłodny brązowy karzeł typu T.
lit
Wykrywanie obojętnego litu w widmie daje bardzo dobrą możliwość identyfikacji brązowych karłów i może być stosowane w bardzo szerokim zakresie. Test litowy został zaproponowany przez Rafaela Rebolo w 1992 roku i po raz pierwszy użyty przez Gibor Basri w 1996 roku. Jeśli masa jest ponad 65 razy większa od masy Jowisza, lit -7 jest przekształcany w hel -4. W wyniku tego procesu rezerwy litu bardzo jasnych gwiazd zużywają się po około 50 milionach lat, aw przypadku brązowych karłów okres ten wydłuża się do 250 milionów lat. Ponieważ jasne gwiazdy, takie jak brązowe karły, są całkowicie konwekcyjne, obfitość litu wzrasta w przeciwieństwie do cięższych gwiazd, takich jak B. B. słońce nie tylko w obszarze fuzji rdzenia, ale może być obserwowane bezpośrednio na powierzchni.
Wykrycie samego litu nie daje jednoznacznych wyników, z jednej strony lit może być również wykrywany w bardzo młodych gwiazdach, z drugiej zaś lit nie jest już wykrywalny w starszych brązowych karłach o masach ponad 65 mas Jowisza.
Jeśli jednak można wykryć wyraźne linie litu-7 w obiekcie podobnym do gwiazdy o temperaturze poniżej 2800 K, to jest to wyraźnie brązowy karzeł. Linie neutralnego litu również znajdują się w czerwonym zakresie spektralnym i dlatego mogą być również bardzo dobrze badane za pomocą teleskopów naziemnych . Ze względu na dobrą identyfikowalność metoda ta stała się standardem w wykrywaniu brązowych karłów.

dystrybucja

Gromady gwiazd

Wiele brązowych karłów zostało już znalezionych w młodych gromadach gwiazd, takich jak B. wykrył Plejady , ale jak dotąd żaden stos nie został całkowicie przeszukany. Ponadto na tych obszarach znanych jest wielu innych kandydatów, których przynależność do brązowych karłów lub samej gromady gwiazd nie została jeszcze wyjaśniona. Wstępne analizy można pogodzić z funkcją masy gwiazdowej w zakresie oszacowania błędu, ale zdarzają się silne odchylenia. Jest jeszcze za wcześnie, aby jednoznacznie stwierdzić, że w obszarze brązowych karłów następuje zmiana funkcji masy.

Obszary powstawania gwiazd

Wykrywanie brązowych karłów w obszarach powstawania gwiazd jest bardzo trudne, ponieważ różnią się one bardzo niewiele od jasnych gwiazd ze względu na swój mały wiek i związaną z nim wysoką temperaturę. Innym problemem w tych rejonach jest wysoki udział pyłu , co utrudnia obserwację ze względu na wysokie współczynniki ekstynkcji . Stosowane tu metody są silnie zależne od modelu, dlatego tylko nieliczni kandydaci są jednoznacznie potwierdzeni jako brązowe karły. Wyprowadzone do tej pory funkcje masy w znacznym stopniu odbiegają od funkcji masy gwiazdy, ale nadal są obarczone dużymi błędami.

Systemy podwójne

W przypadku systemów z brązowymi karłami pierwsze wyniki przeglądów gwiazd przedstawiają następujący obraz:

  • Dzięki kompletnym przeglądom gwiazd od F do M0 w środowisku słonecznym, tylko kilka brązowych karłów zostało znalezionych w ciasnych układach podwójnych w odległości mniejszej niż trzy jednostki astronomiczne  (AU) od siebie, podczas gdy odległości te występują w 13% wszystkich binarne systemy gwiezdne ; ta obserwacja jest najczęściej opisywana w literaturze jako pustynia brązowego karła . Na bardzo dużych odległościach ponad 1000 AU nie wydaje się, aby istniała żadna różnica między gwiezdnymi towarzyszami a brązowymi karłami, ale wniosek ten opiera się na ekstrapolacji bardzo niewielu obserwacji i dlatego jest nadal bardzo niepewny.
  • Około 20 procent L-karłów, z których większość to prawdopodobnie brązowe karły, ma innego brązowego karła jako towarzysza, ale nie znaleziono żadnych układów podwójnych o odległości większej niż 20 jednostek astronomicznych.

Chociaż wartości liczbowe wyników są nadal bardzo niepewne, zasadnicza różnica między dwoma systemami F-M0 gwiazda / brązowy karzeł i L-karzeł / brązowy karzeł jest uważana za pewną. Przyczyny leżą przypuszczalnie w procesie formowania brązowych karłów, zwłaszcza zwolenników „wyrzuconych embrionów gwiezdnych”, tj. H. pojawienie się w systemie wielorakim i katapultowanie się we wczesnej fazie rozwoju, uważają te rozkłady za naturalną konsekwencję tej teorii.

Pojedyncze brązowe karły

Badania 2MASS i DENIS wykazały już setki brązowych karłów, chociaż badania nie są jeszcze zakończone. Wstępne analizy wskazują, że funkcja masy gwiazdowej sięga bardzo daleko w zakres brązowych karłów. Proces powstawania brązowych karłów, z wyjątkiem bardzo jasnych, wydaje się być bardzo blisko związany z procesami powstawania gwiazd, co prawdopodobnie wyjaśnia również populację brązowych karłów.

Określanie wieku młodych gromad gwiazd

W przypadku gromad gwiazd test litu zapewnia „efekt uboczny” limitu masy, do którego lit może być wykryty i który nazywa się granicą wyczerpania litu . Masę tę można wykorzystać do określenia wieku hałdy. Jednak ta metoda działa tylko wtedy, gdy gromada jest młodsza niż około 250 milionów lat, w przeciwnym razie granica masy jest stała i wynosi 65 razy masę Jowisza.

W ten sposób w 1999 roku wiek Plejad został skorygowany w górę o ponad 50 procent do około 125 milionów lat. Podobne poprawki zostały następnie wykonane dla innych gromad gwiazd, w tym dla grupy α-Persei i IC2391 . Chociaż brązowe karły będą trudne do wykrycia na większych odległościach, a test litowy może być użyty tylko do określenia wieku bardzo młodych gromad, ta metoda nadal umożliwia bardzo dobrą kalibrację innych metod datowania .

historia

W 1963 Shiv Kumar po raz pierwszy pomyślał, że proces formowania się gwiazd może również stworzyć obiekty, które ze względu na swoją małą masę nie osiągną temperatury wymaganej do syntezy wodoru, ale nazwę brązowy karzeł zaproponowaładopiero Jill Tarter w 1975 roku. Nazwa jest w rzeczywistości niepoprawna, ponieważ brązowe karły również wydają się czerwone, ale termin czerwony karzeł nadano już najjaśniejszym gwiazdom.

W latach 80. podjęto różne próby znalezienia tych hipotetycznych ciał, ale dopiero w 1995 r  . wykryto jednoznacznie pierwszego brązowego karła, Gliese 229 B. Decydujące znaczenie dla tak było, z jednej strony, znaczące postępy w wrażliwości na teleskopach , a z drugiej strony, modele teoretyczne były także poprawie, co pozwoliło lepiej rozróżniać słabo świecących gwiazd. W ciągu kilku lat wykryto kilkaset brązowych karłów, a liczba innych potencjalnych kandydatów również mieści się w tym zakresie.

Dwa brązowe karły najbliżej Słońca tworzą układ podwójny Luhman 16 w odległości 6,6  lat świetlnych (stan na 2017 rok).

Badania brązowych karłów są wciąż w powijakach, ale już wniosły duży wkład w naszą wiedzę i zrozumienie wszechświata, porównywalne z otwarciem nowych okien obserwacyjnych lub odkryciem innych nowych efektów.

Zobacz też

literatura

linki internetowe

Commons :  album brązowy karzeł ze zdjęciami, filmami i plikami audio

Indywidualne dowody

  1. ↑ A. Whitworth, MR Bate, Å. Nordlund, B. Reipurth, H. Zinnecker: Formacja brunatnych karłów: Teoria . W: Proto Stars and Planets V, (redakcja: B. Reipurth, D. Jewitt, K. i Wedge), University of Arizona Press, Tucson, 951 s. . 2007, s. 459-476. arxiv : astro-ph / 9908015 .
  2. ↑ Bo Reipurth, Cathie Clarke: Formacja brązowych karłów jako wyrzucone gwiezdne zarodki . W: The Astronomical Journal #12 . 1 marca 2001, s. 432-439. arxiv : astro-ph / 0103019 .
  3. ↑ Simon P. Goodwin, Ant Whitworth: Powstawanie brązowych karłów przez rozerwanie binarne . W: Astronomia i astrofizyka #466 . 6 marca 2007, s. 943-948. arxiv : astro-ph / 0703106 .
  4. ↑ Dimitris Stamatellos, David Hubber, Anthony Whitworth: Powstawanie brązowego karła przez grawitacyjną fragmentację masywnych, rozciągniętych dysków protogwiazdowych . W: Comiesięczne Zawiadomienia Królewskiego Towarzystwa Astronomicznego: Listy nr 382 . 21 sierpnia 2007, s. L30-L34. arxiv : 0708.2827 .
  5. ^ C. Littlefield i in .: Nowy podokres minimalny CV z częściowym zubożeniem wodoru i dowodami na spiralną strukturę dysku . W: Astrofizyka. Astrofizyka Słońca i gwiazd . 2013, arxiv : 1301.7480 .
  6. ^ KL Luhman, Paola D'Alessio, Nuria Calvet, Lori E. Allen, Lee Hartmann, ST Megeath, PC Myers, GG Fazio: Spitzer Identyfikacja najmniej masywnego znanego brązowego karła z dyskiem okołogwiazdowym . W: Czasopismo Astrofizyczne # 620 . 4 lutego 2005, s. 51-54. arxiv : astro-ph / 0502100 .
  7. ^ KL Luhman, Lucia Adame, Paola D'Alessio, Nuria Calvet, Lee Hartmann, ST Megeath, GG Fazio: Odkrycie brunatnego karła o masie planetarnej z dyskiem okołogwiazdowym . W: Czasopismo Astrofizyczne nr 635 . 29 listopada 2005, s. 93-96. arxiv : astro-ph / 0511807 .
  8. ↑ Michael C. Cushing i in.: Odkrycie krasnoludków Y przy użyciu danych z Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE). Zgłoszony 11 czerwca i zaakceptowany 2 sierpnia do publikacji w Astrophysical Journal
  9. ↑ Michael C. Cushing i in.: Odkrycie krasnoludków Y przy użyciu danych z Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE). arxiv : 1108.4678
  10. ↑ Mądra misja NASA odkrywa najfajniejszą klasę gwiazd
  11. ↑ Kevin Luhman: Odkrycie brązowego karła o mocy ok. 250 K w odległości 2 szt. od Słońca . arxiv : 1404.6501 .
  12. ↑ Aleks Scholz: Moment pędu i ewolucja dysku w układach o bardzo małych masach . W: Astrofizyka. Astrofizyka Słońca i Gwiazdy . 2013, arxiv : 1306.5703v1 .
  13. ↑ Jacqueline Radigan, Ray Jayawardhana, David Lafreniere, Etienne Artigau, Mark Marley i Didier Saumon: Duże zmiany amplitudy brązowego karła z przejścia L/T: Obserwacje na wielu długościach fali niejednolitych, wysokokontrastowych cech chmur . W: Astrofizyka. Astrofizyka Słońca i Gwiazdy . 2012, arxiv : 1201.3403v1 .
  14. ^ Peter KG Williams, Edo Berger i B. Ashley Zauderer: quasi-spokojna emisja radiowa z pierwszego karła T emitującego fale radiowe . W: Astrofizyka. Astrofizyka Słońca i gwiazd . 2013, arxiv : 1301.2321 .
  15. ^ KL Luhman, GH Rieke, Erick T. Young, Angela S. Cotera, H. Chen, Marcia J. Rieke , Glenn Schneider, Rodger I. Thompson: Początkowa funkcja masy gwiazd o niskiej masie i brązowych karłów w młodych skupiskach . W: The Astrophysical Journal nr 540 . 27 kwietnia 2000, s. 1016-1040. arxiv : astro-ph / 0004386 .
  16. ^ Ingo Thies, Pavel Kroupa : Nieciągłość w funkcji masy początkowej o małej masie . W: The Astrophysical Journal # 671 . 10 grudnia 2007, s. 767-780. arxiv : 0708.1764 .
  17. ↑ Gwiazdy o małej masie i brązowe karły w 2MASS. University of Massachusetts, California Institute of Technology, dostęp 17 listopada 2009 .
  18. ↑ Backyard Worlds: Planet 9. NASA , 17 marca 2017, dostęp 20 sierpnia 2020 .
  19. ↑ 95 krasnali w naszej okolicy. scinexx , 19 sierpnia 2020, dostęp 20 sierpnia 2020 .
  20. ↑ Basri, Gibor, Marcy, Geoffrey W.; Graham, James R.: Lit w brązowych karłach Kandydatów: masa i wiek najsłabszych gwiazd Plejad . W: Czasopismo Astrofizyczne . 1996, s. V.458, s. 600 .. kod bib : 1996ApJ ... 458..600B .
  21. ↑ Basri, Gibor: Test litu dla młodych brązowych karłów . W: Seria konferencji ASP nr 134 . 1998. kod bib : 1998ASPC..134..394B .
  22. ^ Daniel Grether, Charles H. Lineweaver, Richard S. Freedman: Jak sucha jest brązowa pustynia karłowata?: Ilościowe określenie względnej liczby planet, brązowych karłów i gwiezdnych towarzyszy wokół pobliskich gwiazd podobnych do Słońca . W: Czasopismo Astrofizyczne nr 640 . 13 grudnia 2005, s. 1051-1062. arxiv : astro-ph / 0412356 .
  23. ^ S. Kumar: Struktura gwiazd o bardzo małej masie . W: Czasopismo Astrofizyczne . 137, 1963, s. 1121. doi : 10.1086/147589 .
  24. ^ Jill Tarter: 50 lat brązowych karłów - od przewidywania przez odkrycie do czołówki badań . W: Viki Joergens (red.): Astrophysics and Space Science Library . taśma 401 . Springer, 2014, ISBN 978-3-319-01162-2 , Brąz nie jest kolorem: wprowadzenie terminu „brązowy karzeł”, pp. 19–24 (ang., rozdz. , prace kompletne [dostęp 19.08.2014]).
Ta wersja została dodana do listy artykułów, które warto przeczytać 13 września 2009 roku .