Pitică brună

Piticele brune (sau piticele brune ) sunt obiecte substelare care au caracteristici fizice intermediare între planete și stele . Masele lor variază de la aproximativ 0,013 până la 0,075 M ⊙ . Piticile brune pot susține reacții termonucleare în interiorul lor, dar puterea reacțiilor din ele nu se compară niciodată cu propria lor luminozitate, astfel încât astfel de obiecte nu ating o luminozitate constantă, precum stelele, ci se micșorează și se estompează.

Piticele brune au luminozități și temperaturi foarte scăzute: luminozitățile sunt mai mici de 0,04 L ⊙ și de obicei ordine de mărime mai mici. Temperaturile nu depășesc 2800 K , iar pentru cele mai reci pitice maro - aproximativ 300 K. Razele piticilor maro, indiferent de masele lor, sunt apropiate de raza lui Jupiter . În regiunile centrale, reacțiile termonucleare au loc de ceva timp: arderea nucleară a deuteriului poate continua chiar și în cele mai mici pitice brune, iar cele mai masive sunt capabile să susțină arderea nucleară a litiului sau chiar arderea nucleară a hidrogenului. . Cu toate acestea, deuteriul și litiul se epuizează rapid, iar arderea hidrogenului la piticele brune se oprește rapid, spre deosebire de stele.

În ciuda izolării fizice a piticelor maro de stele și planete, în practică este dificil să distingem aceste obiecte unele de altele. Cele mai masive și tinere pitice maro au luminozități comparabile cu cele mai slabe stele, în timp ce piticele maro vechi și cu masă mică sunt similare cu planetele gigantice . În primul caz, pentru a determina tipul de obiect, se pot măsura cantitatea de litiu , pe care stelele o consumă mai repede decât piticele maro, iar în al doilea, accelerația căderii libere în apropierea suprafeței, care este mult mai mare pentru piticele maro decât pentru planete. Piticele brune pot aparține uneia dintre cele patru clase spectrale (enumerate în ordinea descrescătoare a temperaturii): M, L, T, Y. Stelele cu masă mică pot aparține, de asemenea, primelor două clase.

Piticile brune se formează în cea mai mare parte în același mod ca stelele: prin prăbușirea norilor moleculari , deși este posibil ca piticele brune de masă mică să se formeze ca planetele: în discuri circumstelare masive . În al doilea caz, acestea trebuie să aibă un miez solid, dar să poată suporta și reacții termonucleare. Asemenea stelelor, după formare, piticele brune țin deuteriul să ardă o perioadă de timp, iar după ce acesta este epuizat, eliberează energie datorită compresiei. Spre deosebire de stele, piticele brune nu ajung în secvența principală , unde ar ajunge la echilibru datorită reacțiilor termonucleare, dar opresc contracția din cauza degenerării materiei și a respingerii coulombiane . Probabil, la sfârșitul evoluției lor, pierzându-și sursele de energie, piticele brune continuă să se estompeze, transformându-se în pitice negre .

Existența piticelor brune a fost prezisă teoretic de Shiv Kumar în 1963, iar în 1995 au fost descoperite; Gliese 229 B este considerat primul care a fost confirmat . Modelele teoretice ulterioare ale piticelor brune s-au îmbunătățit, iar cercetările în infraroșu ale cerului au dus la descoperirea unui număr mare de ele. Pentru 2019, sunt cunoscute peste 11 mii de astfel de obiecte.

Caracteristici

Definiție

Piticele brune (sau piticele maro [1] ) sunt obiecte substelare care sunt intermediare ca caracteristici fizice între planete și stele . Spre deosebire de planete, ele pot susține reacții termonucleare în interiorul lor (vezi mai jos ). Cu toate acestea, spre deosebire de stele, piticele maro nu ating niciodată puterea de eliberare a energiei în reacții suficiente pentru a compensa costul propriei luminozități. Din această cauză, ei sunt forțați să elibereze energie din cauza compresiei și să se estompeze fără a ajunge la o luminozitate constantă. Aceasta definește valorile limită pentru masele piticelor brune: masa maximă este de 0,075 M ⊙ (75 M J ) pentru obiectele cu compoziție chimică solară, iar minimul este luat egal cu 0,013 M ⊙ (sau 13 M J ) ca masa minimă pentru arderea deuteriului , deși aceste valori se modifică ușor în funcție de compoziția chimică (vezi mai jos ) [2] [3] [4] . Din această cauză, piticele maro sunt uneori denumite stele eșuate [5] [6] [7] .

Uneori se folosește o definiție diferită care separă piticele maro de planete după origine: piticele maro sunt obiecte care s-au format ca stelele (vezi mai jos ) [4] . Conform acestei definiții, piticele brune sunt, de asemenea, obiecte care s-au format ca stelele, dar au o masă mai mică de 13 MJ și nu sunt capabile să susțină reacții termonucleare [5] . În schimb, obiectele mai masive care s-au format ca planete nu se potrivesc cu această definiție și uneori nu sunt considerate pitice maro [8] [9] [10] . Cu toate acestea, Grupul de lucru pe planete extrasolare al Uniunii Astronomice Internaționale a decis să folosească posibilitatea de a arde deuteriu într-un obiect ca graniță între planete și piticele maro. Obiectele formate ca stelele, dar având o masă mai mică, se numesc pitici subbrunii [11] [12] .  

Setări generale

Cele mai masive pitice maro au o luminozitate de cel mult 0,04 L⊙ în primul milion de ani de viață , iar temperaturile sunt de obicei sub 2800 K. Pentru obiectele mai puțin masive, aceste valori sunt și mai mici, în plus, temperatura și luminozitatea scad cu timpul (vezi mai jos ). Deci, de exemplu, o pitică maro tipică cu o masă de 0,04 M ⊙ și o vârstă de 1 miliard de ani va avea o temperatură de aproximativ 1270 K și o luminozitate de 2⋅10 −5 L ⊙ [13] , în timp ce temperatura dintre cele mai reci cunoscute este de 300 K . Piticile brune radiază în principal în intervalul infraroșu , culoarea lor vizibilă este roșu închis [2] [3] . Razele acestor obiecte sunt apropiate de raza lui Jupiter (vezi mai jos ) [5] . Asemenea stelelor, unele pitice maro au planete [14] .

De remarcat este și rotația rapidă a piticelor maro: perioada de rotație a unora dintre ele este de aproximativ 2 ore, iar viteza de rotație este apropiată de prima viteză spațială  - pentru comparație, perioada de rotație a lui Jupiter este de 10 ore. Piticile brune, precum stelele , dobândesc o astfel de viteză de rotație în timpul formării, dar, spre deosebire de ele, nu își pierd momentul unghiular în viitor: atmosferele lor nu au o încărcătură, astfel încât piticele maro nu suferă de tracțiune magnetică .[5] .

Clădire

Temperatura centrală a celor mai masive pitice brune poate ajunge până la 3⋅10 6 K [15] . Densitatea centrală în timp poate ajunge la 10 3 g/cm 3 [16] . Pentru comparație, acești parametri pentru Soare sunt 1,5⋅10 7 K și, respectiv, 10 2 g/cm 3 . În astfel de condiții, reacțiile termonucleare pot avea loc în regiunile centrale (vezi mai jos ) [5] [17] .

În condițiile care se realizează în miezurile unor astfel de obiecte, compresia acestora dintr-un anumit moment este împiedicată de presiunea internă. Pentru piticele maro masive, este cauzată de degenerarea electronilor , ca și în cazul piticelor albe  - energia Fermi poate fi cu un ordin de mărime mai mare decât energia particulelor. Pentru piticele brune de masă mică, principala contribuție la presiune o are respingerea coulombiană a particulelor, ca în interiorul planetelor [2] . În orice caz, autogravitația piticelor brune este echilibrată de presiunea gazului degenerat și, astfel, razele piticelor brune depind foarte puțin de masele lor și sunt apropiate de raza lui Jupiter. Hidrogenul din nucleele lor se află în stare metalică [5] . Este posibilă și existența unor pitice brune cu nuclee solide, precum planetele (vezi mai jos ) [8] [9] [10] .

Piticile brune sunt complet convective , la fel ca majoritatea stelelor de masă mică. Singurele excepții sunt cele mai reci pitice brune, în care convecția joacă și ea un rol important, dar nu se extinde până la suprafața obiectului [5] [18] .

În atmosferele piticelor brune, temperaturile sunt destul de scăzute, în ele pot exista molecule și se pot forma particule de praf [19] . La temperaturi sub 2500 K se pot forma nori în atmosferele piticilor maro . Probabil din cauza rotației rapide a piticelor brune, norii ar trebui să formeze un model similar cu cel observat la Jupiter [5] , iar fenomene meteorologice asemănătoare cu cele care apar pe planetele gigantice [2] apar în atmosfere .

Nucleosinteza

Ca și în stele, unele reacții de fuziune pot apărea la piticele maro. În primul rând, aceasta este arderea deuteriului , care se realizează chiar și la cele mai mici pitice brune cu masă și temperatura necesară pentru care este 5⋅10 5 K [20] . Piticile brune suficient de masive cu mase peste 0,055–0,060 M ⊙ sunt, de asemenea, capabile să susțină arderea litiului , pentru care temperatura în miez ar trebui să fie de cel puțin 2⋅10 6 K [21] . Cu toate acestea, deuteriul și litiul  sunt elemente destul de rare și se epuizează rapid în reacții (vezi mai jos ) [22] . Cele mai masive pitice brune, cu mase peste [20]în interiorul lorsă ardă hidrogenulK și6sunt capabile să atingă temperaturi centrale de 3⋅10⊙M0,060–0,065 [2] [3] [5] .

Caracteristici comparative ale stelelor, piticelor brune și planetelor [23]
Tipul obiectului Masa ( M ⊙ ) Fuziunea termonucleară Prezența elementelor
H → El D → El Li D
Stea 0,1-0,075 Lung Mic de statura Nu Nu
pitică brună 0,075-0,065 Mic de statura Mic de statura Există [com. unu] Nu
pitică brună 0,065-0,013 Nu Mic de statura Există [com. unu] Nu
Planetă < 0,013 Nu Nu Există Există

Prevalență

Datorită luminozității scăzute a piticilor maro, detectarea lor și determinarea abundenței lor este destul de dificilă. Potrivit Gaia , există 85 de pitice brune și trei candidate pentru pitice brune în 10 parsecs de Pământ și există 373 de stele în această regiune [24] . Înainte de descoperirea primelor pitice brune, exista o ipoteză că acestea ar putea fi candidați pentru rolul materiei întunecate barionice în Univers , dar după descoperirea lor și primele estimări ale abundenței lor, a devenit clar că ele constituie doar un mică parte din masa Căii Lactee și nu poate constitui o fracțiune semnificativă din masa materiei întunecate [2] [6] .

Cel mai adesea, piticele maro sunt singure, aproximativ 20% aparțin sistemelor binare . O caracteristică a unor astfel de sisteme este că, în aproape toate, distanța dintre stea și pitica maro este mai mare de 3 unități astronomice. Spre deosebire de piticele maro, stelele din sistemele binare sunt adesea situate aproape una de alta, la fel ca planetele gigantice față de stele. Această trăsătură a fost numită „ deșerturi pitice brune ” [25] .

Funcția de masă inițială a piticelor brune este o continuare a celei pentru stelele cu masă mică [26] .

Caracteristici observaționale

În ciuda izolării fizice a piticelor maro de stele și planete , în practică este dificil să se distingă aceste obiecte de piticele maro dacă este imposibil să se măsoare masa din parametrii orbitali în sisteme binare . De exemplu, în spectrele piticelor brune și stelelor, nu există caracteristici spectrale vizibile care să poată fi folosite pentru a distinge fără ambiguitate între stele și piticele maro [21] [27] .

Diferențele față de stele

Deoarece piticele maro și stelele cu masă mică sunt complet convective, compoziția chimică de pe suprafața unor astfel de obiecte este similară cu cea din regiunile centrale. Astfel, teoretic, prin prezența sau absența anumitor elemente, se poate face distincția între stele și piticele brune [21] [22] .

De exemplu, timpul de ardere a litiului scade odată cu creșterea masei obiectului și în cele mai mici stele cu masă este de aproximativ 100 de milioane de ani. Aceasta înseamnă că prezența acestui element într-un obiect mai vechi va fi un semn că este o pitică maro și, dimpotrivă, absența litiului într-un obiect mai tânăr indică faptul că este o stea de masă mică. Această tehnică se numește testul cu litiu ( în engleză  lithium test ) [5] [22] [21] . Cu toate acestea, testul cu litiu nu este perfect deoarece nu este întotdeauna posibil să se determine vârsta unui obiect [27] . De asemenea, o trăsătură distinctivă a piticelor brune destul de vechi este prezența metanului [4] .

În plus, cele mai mici stele de masă au luminozități de ordinul a 10 −4 L ⊙ , prin urmare, obiectele cu luminozități mai mici sunt pitice maro. Cu toate acestea, contrariul nu este adevărat: în stadiile incipiente ale evoluției, în timp ce piticul brun se micșorează și arde deuteriu în interior, acesta poate fi mult mai strălucitor și luminozitatea sa poate ajunge la 0,04 L ⊙ . Prin urmare, luminozitatea nu determină întotdeauna în mod unic tipul unui obiect [5] [21] .

Diferențele față de planete

Razele piticelor maro sunt comparabile cu razele planetelor gigantice , dar piticele maro au o masă mai mare și, prin urmare, o densitate mai mare și o accelerație de cădere liberă . Acest lucru face posibilă distincția spectroscopică între planete și piticele maro: de exemplu, o accelerație gravitațională mai mare duce la o lățime mai mare a liniilor de absorbție [5] . În plus, piticele brune pot fi surse de raze X [4] .

Spectre și clasificare

Datorită temperaturii scăzute de suprafață, piticele maro au o culoare roșie închisă, iar în spectre se observă benzi de absorbție moleculară . În clasificarea spectrală, piticele brune aparțin claselor M, L, T, Y, de la cea mai fierbinte la cea mai rece [4] [5] . În același timp, nu numai piticele brune, ci și stelele pot aparține claselor M și L [28] .

Clasa M

Cele mai tinere și mai masive pitice brune au o temperatură relativ ridicată - mai mult de 2500 K și aparțin clasei M. În exterior, ele sunt asemănătoare piticilor roșii , deși diferă pe o rază mare, deoarece nu au avut încă timp să se micșoreze [29] , și aparțin subclaselor M7 și celor ulterioare [4] [5] .

Clasa M este caracterizată în primul rând prin benzile de absorbție ale TiO , precum și alte molecule: VO , MgH , CaH , CrH , FeH și CaOH . Se observă, de asemenea, linii de elemente precum Ca II, Mg I, Na I, K I, Rb I, Cs I [comm. 2] . De regulă, subclasa M exactă este determinată din intensitatea benzilor de TiO [30] .

Tipul spectral M include, de exemplu, piticul brun Teide 1 din subclasa M8 [31] .

Clasa L

Clasa L include pitici maro mai reci: cu temperaturi de la 1300 la 2500 K. Stele suficient de vechi cu mase mai mici de 0,085 M ⊙ pot aparține și ele clasei L. Subclasele L variază de la cel mai vechi L0 la cel mai recent L8 [32] [ 33] .

Spectrele din clasa L sunt dominate de linii de metale alcaline : Na I, KI, Rb I, Cs I și uneori Li I. Subclasele L timpurii au, de asemenea, linii pronunțate TiO, VO și hidrură , ca în clasa M; la subclasele mijlocii, liniile Na I și KI ating cea mai mare intensitate, în timp ce liniile TiO și VO practic dispar. La orele târzii dispar și liniile de hidrură, dar apar liniile de apă [34] .

Un exemplu de pitică maro din clasa L este GD 165B , subclasa sa este L4 [35] .

Clasa T

Clasa T include pitice maro cu temperaturi de la 600 la 1300 K. Se presupune că spectrele unor astfel de pitice maro ar trebui să fie similare cu spectrele Jupiterilor fierbinți  - giganți gazosi extrasolari situati aproape de steaua lor. Subclasele lui T sunt de la T0 la T8 [5] [32] [36] .

O trăsătură distinctivă a acestei clase de pitice brune sunt benzile de absorbție a metanului , motiv pentru care sunt numite și pitice metan [4] . Pe lângă benzile de metan, spectrele unor astfel de obiecte conțin, de asemenea, benzi de absorbție a apei și linii de metale alcaline. Liniile CO sunt vizibile în spectrele subclaselor T timpurii, dar dispar la cele târzii [37] .

Clasa T include, de exemplu, Gliese 229B . Subclasa acestui obiect este T7 [38] .

Clasa Y

Cele mai reci pitice brune, cu temperaturi sub 600 K, aparțin clasei Y. Spectroscopic, ele diferă de clasa T prin prezența liniilor de amoniac , iar liniile de apă sunt, de asemenea, puternice în spectre [5] [32] .

Un exemplu de pitică brună de clasa Y este WISE 1541-2250 din subclasa Y0 [39] .

Evoluție

Formare

Piticile brune se formează în același mod ca și stelele: prin prăbușirea norilor moleculari , așa cum este indicat, în special, de prezența discurilor de acreție în unele dintre ele [5] [40] . Masele de nori moleculari care pot începe să se prăbușească sunt de cel puțin 10 3 M ⊙ , dar atunci când sunt comprimați, norii sunt fragmentați și, ca urmare, se formează protostele cu masă stelară [41] . Limita inferioară teoretică a masei unui obiect care se poate forma în acest fel este de 1–5 MJ [ 42] [43] , dar mecanismul real care duce la izolarea obiectelor cu masele de pitice brune și stele de masă mică. încă nu este complet clar. Există diverse teorii care sunt concepute pentru a explica acest fenomen, ele pot fi bazate pe următoarele idei [44] :

Mulți parametri observabili, cum ar fi funcția de masă inițială sau abundența sistemelor binare, sunt la fel de bine prezise de aceste scenarii. Cu toate acestea, scenariul cel mai probabil pentru formarea piticelor brune pare să se bazeze pe ultima ipoteză - acest lucru este indicat de fapte precum posibilitatea formării de pitice brune în sisteme binare separate și izolat, precum și independența distribuția acestor obiecte din prezența stelelor OB din apropiere. Cu toate acestea, este probabil ca și alte scenarii să conducă la formarea de pitice brune [43] [44] .

Există și o altă teorie: că piticele maro pot fi formate pe discuri circumstelare masive , precum planetele , și apoi aruncate în spațiul înconjurător [2] [44] . Acest scenariu descrie formarea obiectelor de masă mică, care pot avea un miez solid și sunt, de asemenea, capabile să susțină în continuare arderea deuteriului dacă masa lor depășește aproximativ 13 MJ [ 8] [9] [10] .

Evoluție ulterioară

La un moment dat, atât la stele, cât și la piticele brune, încep reacțiile termonucleare. Prima astfel de reacție este arderea deuteriului: la cele mai masive pitice brune, durează 4 milioane de ani, iar în cea mai puțin masivă - 50 de milioane de ani [22] . Masa limită pentru această reacție este considerată egală cu 13 M J , dar limita nu este strictă: în funcție de masă, piticele brune pot consuma o fracțiune diferită din deuteriu disponibil . În plus, odată cu creșterea metalicității , masa limită scade, iar estimările sale, ținând cont de acest lucru, pot avea valori de la 11 la 16 M J [45] .

În timpul arderii deuteriului, raza și luminozitatea piticelor maro, precum și a stelelor, rămân practic neschimbate, iar arderea deuteriului compensează o parte semnificativă a costurilor energetice pentru luminozitate: de exemplu, într-o pitică maro cu o masă de 0,04 M ⊙ în vârstă de 3 milioane de ani, rata de eliberare a energiei în reacțiile nucleare este de 93% din luminozitatea sa [13] [16] .

După ce deuteriul este epuizat, piticele brune și stelele cu masă mică continuă să se micșoreze. În acest caz, se eliberează energie, care este cheltuită cu radiații. În acest caz, luminozitatea scade, în timp ce temperatura poate scădea sau rămâne practic neschimbată. După ceva timp, în obiectele care devin stele, începe arderea nucleară a hidrogenului, care de la un moment dat echilibrează complet energia cheltuită cu radiații. Din această cauză, steaua încetează să se mai micșoreze și intră în secvența principală — pentru cele mai mici stele de masă, acest proces durează mai mult de 10 9 ani [13] [16] . Masa limită la care are loc tranziția se numește limita Kumar [46] și depinde de compoziția chimică: conform estimărilor moderne, poate lua valori de 0,064–0,087 M ⊙ (64–87 M J ) [16] [47] .

Spre deosebire de stele, compresia piticelor maro dintr-un anumit moment începe să fie împiedicată de degenerarea materiei sau de respingerea coulombiană (vezi mai sus ). Până în acest moment, ei nu sunt capabili să se micșoreze suficient pentru a arde hidrogenul pentru a aduce obiectul la echilibru, deși, în principiu, cei mai masivi dintre ei pot susține această reacție pentru ceva timp. După ce compresia se oprește, piticul brun este lipsit de surse de energie și își evidențiază propria energie termică. Pitica brună se răcește și se estompează, transformându-se într-o pitică neagră [2] [3] [5] . În acest caz, evoluția târzie a piticelor brune se dovedește a fi similară cu evoluția piticelor albe [48] .

Răcindu-se în timp, piticele maro își schimbă tipul spectral (vezi mai sus ). Astfel, cele mai tinere și destul de masive pitice brune, de câteva milioane de ani sau mai puțin, aparțin clasei M. Piticele brune mai bătrâne, în funcție de masa lor, aparțin clasei L - piticii de masă mică aparțin acestei clase până la vârste de până la aproximativ 10 8 ani, iar timpul de rezidență al piticilor suficient de masivi din această clasă ajunge la 10 10 ani. După aceea, piticele brune trec în clasa T, iar apoi în clasa Y [5] [49] .

Locuibilitatea

Piticile brune de masă mică pot fi la temperatura potrivită pentru ca apa lichidă să existe pe suprafața lor. Prin urmare, astfel de obiecte pot fi potrivite pentru viața care utilizează radiația infraroșie a piticii maro . Deși accelerația căderii libere asupra acestor obiecte este mare și poate fi cu două ordine de mărime mai mare decât cea de pe Pământ, acest lucru nu exclude posibilitatea dezvoltării vieții: unele organisme găsite pe Pământ sunt capabile să suporte astfel de supraîncărcări. Absența unei suprafețe solide la piticele maro poate interfera cu dezvoltarea vieții, dar este posibil ca organismele să plutească, de exemplu, în atmosferă. De asemenea, lipsa de potasiu , calciu și fier , care sunt necesare pentru desfășurarea proceselor biologice , poate preveni apariția vieții pe piticele brune [50] [51] .

Planetele care orbitează în jurul piticelor maro pot fi în zona locuibilă și pot fi locuibile [50] . Pentru a face acest lucru, o pitică maro trebuie să fie suficient de masivă - cel puțin 40 MJ , deoarece piticii cu masă mică se estompează rapid și planetele lor sunt în afara zonei locuibile într-un timp insuficient pentru dezvoltarea vieții. În plus, piticele brune cu masă mică produc foarte puține radiații ultraviolete , care sunt necesare dezvoltării vieții [14] .

Istoria studiului

Înainte de deschidere

Existența piticelor brune a fost propusă pentru prima dată de Shiv Kumar în 1963 [2] [3] . Din 1958, Kumar studiază evoluția stelelor mai mici de 0,1 M ⊙ și a constatat că există o masă minimă la care o stea poate susține arderea hidrogenului: este de 0,07 M ⊙ pentru obiectele din populația I și de 0,09 M ⊙ pentru populația II . în plus, această estimare practic nu s-a schimbat de atunci [46] [52] .

Kumar a propus inițial denumirea obiectelor de pitici negre de masă mai mică , deși termenul a fost deja folosit pentru a descrie alte obiecte. Denumirea modernă „pitic maro” a fost introdus de Jill Tarter în 1975: în ciuda faptului că culoarea acestor obiecte este mai degrabă roșie, a fost folosită și denumirea de „ pitic roșu ” [2] [3] . Pentru aceste obiecte au fost propuse și alte denumiri, precum „pitic infraroșu”, „pitic roșu extrem”, dar nu s-au răspândit [53] .

Descoperire

Căutările sistematice ale piticilor bruni în anii 1980 și începutul anilor 1990 au fost fără succes pentru o lungă perioadă de timp: au fost găsiți mai mulți candidați pentru pitice brune, dar niciunul dintre ei nu a fost confirmat. Până în 1994, existența piticelor brune a fost pusă la îndoială și a făcut obiectul unor controverse științifice [54] . În cele din urmă, în 1995 au fost confirmate descoperiri independente ale primelor pitice brune [2] [3] :

Dintre aceste descoperiri, cea din urmă a fost acceptată cel mai rapid și fără echivoc de comunitatea științifică, iar Gliese 229 B [3] [4] este de obicei considerată prima pitică brună confirmată .

Studii suplimentare

Odată cu descoperirea piticelor brune, s-au introdus tipurile spectrale L și T. Inițial nu erau cunoscute piticii mai reci decât clasa T, dar s-a ajuns la concluzia că liniile spectrale de amoniac ar trebui să fie vizibile în spectrele piticilor mai reci [62] . Pentru ei a fost identificată clasa Y, primul obiect descoperit din această clasă a fost WD 0806-661 B , descoperit în 2011 [63] , deși masa sa este de doar aproximativ 7 M J [64] .

După descoperirea piticelor brune, modelele teoretice ale acestor obiecte s-au îmbunătățit și ele. În special, structura lor internă a fost descrisă mai detaliat, ținând cont de o ecuație mai precisă a stării materiei din ele și au fost dezvoltate modele mai precise ale atmosferei lor , ținând cont, printre altele, de prezența prafului și a norilor. . Ca urmare, s-au obținut modele mai detaliate ale evoluției piticelor brune [65] .

Descoperirea unui număr mare de pitice brune a fost facilitată de sondaje ale cerului în infraroșu precum DENIS , 2MASS și SDSS , precum și UKIDSS[5] . Un număr mare de pitice maro reci au fost descoperite de telescopul spațial în infraroșu WISE . Începând cu 2019, sunt cunoscute peste 11.000 de pitici brune [66] .

Note

Comentarii

  1. ↑ 1 2 Cu o masă mai mare de 0,055-0,060 M ⊙ - doar la început.
  2. ↑ O cifră romană după un element indică gradul său de ionizare. I este un atom neutru, II este un element ionizat individual, III este dublu ionizat și așa mai departe.

Surse

  1. ↑ Baturin V.A., Mironova I.V. Pitic brun . Glosar al Astronetului . Preluat la 16 iunie 2021. Arhivat din original la 11 februarie 2021.
  2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Surdin V. G. Pitici brune . Marea Enciclopedie Rusă . Preluat la 16 iunie 2021. Arhivat din original la 4 martie 2021.
  3. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Pitic brun | astronomie  (engleză) . Enciclopedia Britannica . Preluat la 16 iunie 2021. Arhivat din original la 4 mai 2021.
  4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Dragă D. pitică brună . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 16 iunie 2021. Arhivat din original la 28 aprilie 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. Pitici bruni  (engleză)  // Scholarpedia . - 2007. - 17 decembrie ( vol. 2 , iss. 12 ). — P. 4475 . — ISSN 1941-6016 . doi : 10.4249 /scholarpedia.4475 . Arhivat 21 mai 2021.
  6. ↑ 12 Pitic brun . Asrtonomie . Universitatea de Tehnologie Swinburne . Preluat la 19 iunie 2021. Arhivat din original la 30 mai 2021.
  7. ↑ Astronomii au crescut populația de pitice brune . Știri R.A.S. Moscova : Academia Rusă de Științe . Preluat la 28 iunie 2021. Arhivat din original la 28 iunie 2021.
  8. ↑ 1 2 3 Mollière P., Mordasini C. Arderea deuteriului în obiectele care se formează prin scenariul de acreție de bază. Pitici brune sau planete?  (engleză)  // Astronomie și astrofizică . - Les Ulis: EDP Sciences , 2012. - 1 noiembrie ( vol. 547 ). — P. A105 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201219844 . Arhivat din original pe 13 iulie 2021.
  9. ↑ 1 2 3 Bodenheimer P., D'Angelo G., Lissauer JJ, Fortney JJ, Saumon D. Deuterium Burning in Massive Giant Planets and Low-mass Brown Dwarfs Formed by Core-nucleated Accretion  //  The Astrophysical Journal . - Btristol: Editura IOP , 2013. - 1 iunie ( vol. 770 ). — P. 120 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1088/0004-637X/770/2/120 . Arhivat din original pe 8 august 2018.
  10. ↑ 1 2 3 Baraffe I., Chabrier G., Barman T. Structure and evolution of super-Earth to super-Jupiter exoplanets. I. Îmbogățirea elementelor grele în interior  // Astronomie și Astrofizică  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2008. - 1 aprilie ( vol. 482 ). — P. 315–332 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361:20079321 . Arhivat din original pe 10 decembrie 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. - Brussel: International Astronomical Union , 2007. - 1 martie ( vol. 26 ) . — P. 183–186 . - doi : 10.1017/S1743921306004509 . Arhivat din original pe 13 iulie 2021.
  12. ↑ Boss AP, Basri G., Kumar SS, Liebert J., Martín EL Nomenclature: Brown Dwarfs, Gas Giant Planets, and ?  (Engleză)  // Actele Simpozionului IAU #211. - San Francisco: Societatea Astronomică a Pacificului , 2003. - 1 iunie ( vol. 211 ). — P. 529 . Arhivat din original pe 3 iulie 2019.
  13. ↑ 1 2 3 Baraffe I., Chabrier G., Barman TS, Allard F., Hauschildt PH Modele evolutive pentru pitice brune reci și planete gigantice extrasolare. Cazul HD 209458  // Astronomie și Astrofizică  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2003. - 1 mai ( vol. 402 ). — P. 701–712 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361:20030252 . Arhivat din original pe 22 iulie 2019.
  14. ↑ 1 2 Lingam M., Ginsburg I., Loeb A. Prospects for Life on Temperate Planets around Brown Dwarfs  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2020. - 1 ianuarie ( vol. 888 ). — P. 102 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.3847/1538-4357/ab5b13 . Arhivat din original pe 13 iulie 2021.
  15. ↑ Gray, Corbally, 2009 , p. 369.
  16. ↑ 1 2 3 4 Burrows A., Hubbard WB, Saumon D., Lunine JI Un set extins de modele de pitică maro și stele cu masă foarte mică  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1993. - 1 martie ( vol. 406 ). - P. 158-171 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/172427 . Arhivat din original pe 7 octombrie 2019.
  17. ↑ Soare.  _ _ Enciclopedia Britannica . Consultat la 18 iunie 2021. Arhivat din original pe 9 iunie 2021.
  18. ↑ Mohanty S., Baraffe I., Chabrier G. Convection in brown Dwarfs  //  Convection in Astrophysics. - Cambridge: Cambridge University Press , 2007. - Mai ( vol. 239 ). — P. 197–204 . — ISSN 1743-9221 . - doi : 10.1017/S1743921307000427 . Arhivat din original pe 13 iulie 2021.
  19. ↑ A. Reiners, D. Homeier, P.H. Hauschildt, F. Allard. Un atlas spectral de înaltă rezoluție al piticelor brune  // Astronomie și astrofizică  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2007. - 1 octombrie ( vol. 473 ). — P. 245–255 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361:20077963 . Arhivat din original pe 13 iulie 2021.
  20. ↑ 1 2 Caballero JA O revizuire a obiectelor substelare sub limita de masă de ardere a deuteriului: planete, pitice brune sau ce?  (engleză)  // Geoștiințe. - Basel: MDPI , 2018. - 1 septembrie ( vol. 8 ). — P. 362 . — ISSN 2076-3263 . - doi : 10.3390/geosciences8100362 . Arhivat din original pe 13 iulie 2021.
  21. ↑ 1 2 3 4 5 Basri G. The Lithium Test for Young Brown Dwarfs (revizuire invitată  )  // Proceedings of a Workshop tenu în Puerto de la Cruz. - Tenerife: ASP, 1998. - Vol. 134 . — P. 394 . Arhivat din original pe 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 octombrie ( vol. 542 ). - P.L119–L122 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/312941 . Arhivat din original pe 13 iulie 2021.
  23. ↑ Surdin V. G. Astronomie: secolul XXI. - Ed. a 3-a. - Fryazino: Secolul 2, 2015. - S. 139. - 608 p. — ISBN 978-5-85099-193-7 .
  24. ↑ Reylé C., Jardine K., Fouqué P., Caballero JA, Smart RL The 10 parsec sample in the Gaia era  //  arXiv e-prints. - 2021. - 1 aprilie ( vol. 2104 ). — P.arXiv:2104.14972 . Arhivat din original pe 13 iulie 2021.
  25. ↑ Persson CM, Csizmadia S., Mustill AJ, Fridlund M., Hatzes AP Greening of the brown-warf desert - EPIC 212036875b: a 51 MJ object in a 5-day orbita around an 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 . Arhivat din original pe 28 iunie 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: Editura IOP , 2000. - 1 septembrie ( vol. 540 ). - P. 1016-1040 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/309365 .
  27. ↑ 1 2 Reiners A., Homeier D., Hauschildt PH, Allard F. A high resolution spectral atlas of brown Dwarfs  // Astronomy & Astrophysics  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2007. - 1 octombrie ( vol. 473 ). — P. 245–255 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361:20077963 . Arhivat din original pe 13 iulie 2021.
  28. ↑ Gray, Corbally, 2009 , p. 339.
  29. ↑ Gray, Corbally, 2009 , p. 348.
  30. ↑ Gray, Corbally, 2009 , p. 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 septembrie ( vol. 469 , iss. 1 ). — P.L53 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/310263 . Arhivat din original pe 25 iunie 2021.
  32. ↑ 1 2 3 Clasificare stelar | astronomie  (engleză) . Enciclopedia Britannica . Preluat la 23 iunie 2021. Arhivat din original la 3 mai 2021.
  33. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 339, 354, 368, 568.
  34. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 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 iulie ( vol. 519 , iss. 2 ). — P. 802–833 . — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 . - doi : 10.1086/307414 . Arhivat 27 octombrie 2020.
  36. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 388, 400, 568.
  37. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 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 februarie ( vol. 637 ). — P. 1067–1093 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/498563 . Arhivat din original pe 17 august 2019.
  39. ↑ Kirkpatrick JD, Cushing MC, Gelino CR, Griffith RL, Skrutskie MF Primele sute de pitici brune descoperite de Wide-Field Infrared Survey Explorer (WISE  )  // The Astrophysical Journal Supplement Series . - Bristol: IOP Publishing , 2011. - 22 noiembrie ( vol. 197 , iss. 2 ). — P. 19 . — ISSN 1538-4365 0067-0049, 1538-4365 . - doi : 10.1088/0067-0049/197/2/19 . Arhivat din original pe 24 martie 2021.
  40. ↑ Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner KJ Fundamental Astronomy . — ediția a 5-a. — Berlin; Heidelberg; N. Y. : Springer , 2007. - P. 244-247. — 510p. — ISBN 978-3-540-34143-7 . Arhivat pe 24 iunie 2021 la Wayback Machine
  41. ↑ Kononovich E. V., Moroz V. I. Curs general de astronomie / ed. V. V. Ivanova . — al 2-lea, corectat. — M .: URSS , 2004. — S. 387. — 544 p. — ISBN 5-354-00866-2 .
  42. ↑ Whitworth AP, Stamatellos D. Masa minimă pentru formarea stelelor și originea piticelor brune binare  // Astronomy & Astrophysics  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2006. - 1 noiembrie ( vol. 458 , iss. 3 ). — P. 817–829 . — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.1051/0004-6361:20065806 . Arhivat din original pe 24 februarie 2021.
  43. ↑ 1 2 Stamatellos D. The Formation of Low-Mass Stars and Brown Dwarfs // The Labyrinth of Star Formation, Astrophysics and Space Science Proceedings  . - Cham: Springer International Publishing Switzerland , 2014. - Vol. 36. - p. 17. - 526 p. - ISBN 978-3-319-03040-1 . - doi : 10.1007/978-3-319-03041-8_3 . Arhivat pe 9 iulie 2021 la Wayback Machine
  44. ↑ 1 2 3 Luhman KL Formarea și evoluția timpurie a stelelor cu masă joasă și a piticelor brune  // Annual Review of Astronomy and Astrophysics [  . - Palo Alto: Annual Reviews , 2012. - 1 septembrie ( vol. 50 ). — P. 65–106 . — ISSN 0066-4146 . - doi : 10.1146/annurev-astro-081811-125528 . Arhivat din original pe 20 iunie 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 ianuarie ( vol. 727 ). — P. 57 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1088/0004-637X/727/1/57 . Arhivat din original pe 21 septembrie 2019.
  46. ↑ 1 2 O scurtă biografie a Dr. Shiv  S. Kumar www.galileoinstitute.org . Institutul de Fizică Teoretică Galileo Galilei . Preluat la 25 iunie 2021. Arhivat din original la 25 iunie 2021.
  47. ↑ Auddy S., Basu S., Valluri SR Modelele analitice ale piticilor bruni și limita de masă substelară  //  Advances in Astronomy. - 2016. - Vol. 2016 . — P. 574327 . - doi : 10.1155/2016/5743272 . Arhivat din original pe 13 iulie 2021.
  48. ↑ Salaris M., Cassisi S. Evolution of Stars and Stellar Populations  . - Chichester: John Wiley & Sons , 2005. - P. 116. - 338 p. — ISBN 978-0-470-09219-X .
  49. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 367-369.
  50. ↑ 1 2 Dragă D. pitice brune și viață extraterestră . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 16 iunie 2021. Arhivat din original la 27 iunie 2021.
  51. ↑ Sokol J. Viața extraterestră ar putea prospera în norii stelelor eșuate  (engleză)  // Știință . - Washington: Asociația Americană pentru Progresul Științei , 2016. - 1 decembrie. Arhivat din original pe 28 iunie 2021.
  52. ↑ Joergens, 2014 , pp. 2-3.
  53. ↑ Joergens, 2014 , pp. 19-20.
  54. ↑ Joergens, 2014 , pp. VII, 26.
  55. ↑ Joergens, 2014 , pp. 25-26.
  56. ↑ Rebolo R., Zapatero Osorio MR, Martín EL Descoperirea unei pitici brune în clusterul de stele Pleiade   // Nature . - N. Y. : NPG , 1995. - 1 septembrie ( vol. 377 ). — P. 129–131 . — ISSN 0028-0836 . - doi : 10.1038/377129a0 . Arhivat din original pe 17 octombrie 2019.
  57. ↑ Joergens, 2014 , pp. 59-73.
  58. ↑ Basri G., Marcy GW, Graham JR Primul pitic maro cu litiu: PPL 15  // Buletinul Societății Americane de Astronomie  . - Washington: Societatea Americană de Astronomie , 1995. - 1 iunie ( vol. 186 ). — P. 60,03 . Arhivat din original pe 13 iulie 2021.
  59. ↑ 12 Joergens , 2014 , pp. 85-96.
  60. ↑ Nakajima T., Oppenheimer BR, Kulkarni SR, Golimowski DA, Matthews K. Discovery of a cool brown Dwarf   // Nature . - N. Y .: NPG , 1995. - 1 noiembrie ( vol. 378 ). — P. 463–465 . — ISSN 0028-0836 . - doi : 10.1038/378463a0 . Arhivat din original pe 6 septembrie 2019.
  61. ↑ Oppenheimer BR, Kulkarni SR, Matthews K., Nakajima T. Infrared Spectrum of the Cool Brown Dwarf Gl 229B  // Science  . — Washington: Asociația Americană pentru Avansarea Științei , 1995. — 1 decembrie ( vol. 270 ). - P. 1478-1479 . — ISSN 0036-8075 . - doi : 10.1126/science.270.5241.1478 . Arhivat din original pe 13 iulie 2021.
  62. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 434-435.
  63. ↑ Joergens, 2014 , pp. 114-130.
  64. ↑ Luhman KL, Burgasser AJ, Bochanski JJ Descoperirea unui candidat pentru cel mai tare pitic maro cunoscut  //  The Astrophysical Journal Letters . - Bristol: IOP Publishing , 2011. - 1 martie ( vol. 730 ). — P.L9 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1088/2041-8205/730/1/L9 . Arhivat din original pe 13 septembrie 2019.
  65. ↑ Joergens, 2014 , pp. 141-157.
  66. ↑ Carnero Rosell A., Santiago B., dal Ponte B. , Burningham B., da Costa LN  . . - N. Y. : Wiley-Blackwell , 2019. - 1 noiembrie ( vol. 489 ). — P. 5301–5325 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/stz2398 . Arhivat din original pe 13 iulie 2021. 

Literatură

  Accesați articolul Wikidata  Dicționare și enciclopedii
În cataloagele bibliografice