Смеђи патуљак

С Википедије, слободне енциклопедије
Уметников концепт смеђег патуљка типа Т
Поређење: већина смеђих патуљака је нешто мања од Јупитера (15–20%),[1] али је и даље и до 80 пута масивнија због веће густине. Слика није на скали; Јупитеров радијус је 10 пута већи од Земљиног, а Сунчев радијус 10 пута већи од Јупитеровог.
Смеђи патуљак (мањи објекат) кружи око звезде Gliese 229, која се налази у сазвежђу Зец, око 19 светлосних година од Земље. Смеђи патуљак, Gliese 229b, има масу око 20 до 50 пута већу од масе Јупитера.

Смеђи патуљак (понекад браон патуљак или мрки патуљак) је субстеларни објекат чија маса је испод нивоа неопходног за одржавање фузионих реакција сагоревањем водоника (1H) into helium in their cores, unlike main sequence stars. Смеђи патуљци имају масу између великих планета гасних џинова, и звезда најмање масе; горња граница је између 75[2] и 80 маса Јупитера (). Тренутно траје дебата о томе који критеријум да се користи за разликовање смеђих патуљака од великих планета код смеђих патуљака врло малих маса (~13 ),[3][4] и да ли је неопходно да су смеђи патуљци доводили до фузије у неком тренутку у својој историји. У сваком случају, смеђи патуљци тежи од 13 врше фузију деутеријума, а они изнад ~65 врше и фузију литијума. Једина планета за коју је познато да кружи око смеђег патуљка је 2M1207b.[4]

Астрономи класирају самосветлеће објекте према спектралној класи. Ове разлике су уско повезане са површинском температуром, а смеђи патуљци заузимају типове M, L, T и Y.[5][6] Како се смеђи патуљци не подвргавају стабилној фузији водоника, временом се хладе, прогресивно пролазећи кроз касније спектралне типове како старе.

Упркос свом имену, гледано голим оком смеђи патуљци би се појављивали у различитим бојама у зависности од њихове температуре.[5] Најтоплији су вероватно наранџасти или црвени,[7] док би хладнији смеђи патуљци вероватно изгледали магентно за људско око.[5][8] Смеђи патуљци могу бити потпуно конвективни, без слојева или хемијске диференцијације по дубини.[9]

Историја[уреди | уреди извор]

Рано теоретисање[уреди | уреди извор]

Планете, смеђи патуљци, звезде

О објектима који се сада називају „смеђи патуљци“ теоретисао је Шив С. Кумар шездесетих година прошлог века и првобитно су се звали црни патуљци,[10] по класификацији за тамне подзвездане објекте који слободно плутају свемиром који нису били довољно масивни да могу одржавати фузију водоника. Међутим: (а) термин црни патуљак већ је био у употреби да се односи на хладног белог патуљка; (б) црвени патуљци врше фузију водоника; и (ц) ови објекти могу бити свети на видљивим таласним дужинама рано у свом животу. Због тога су предложени алтернативни називи за ове објекте, укључујући планетарне и подзвездане. Гоеине 1975, Џил Тартер је предложио термин „смеђи патуљак“, користећи „смеђу“ као приближну боју.[7][11][12]

Израз „црни патуљак“ и даље се односи на белог патуљка који се охладио до те мере да више не емитује значајне количине светлости. Међутим, рачуна се да је време потребно чак и да се бели патуљак најниже масе охлади на ову температуру дужe од тренутне старости свемира; стога се очекује да такви објекти још увек не постоје.

Ране теорије које се баве природом звезда са најмањом масом и границом сагоревања водоника сугерисале су да објекат популације I са масом мањом од 0,07 соларне масе (M) или објекат популације II са мање од 0,09 0.09 M никада неће проћи кроз нормалу звездану еволуцију и постати потпуно дегенерисана звезда.[13] Први самоконсистентни прорачун минималне масе која сагорева водоник потврдио је вредност између 0,07 и 0,08 Сунчеве масе за објекте популације I.[14][15]

Види још[уреди | уреди извор]

Извори[уреди | уреди извор]

  1. ^ Sorahana, S.; et al. (2013). „On the Radii of Brown Dwarfs Measured with AKARI Near-infrared Spectroscopy”. The Astrophysical Journal. 767 (1): 77. Bibcode:2013ApJ...767...77S. arXiv:1304.1259Слободан приступ. doi:10.1088/0004-637X/767/1/77Слободан приступ. »We find that the brown dwarf radius ranges between 0.64-1.13 RJ with an average radius of 0.83 RJ.« 
  2. ^ Boss, Alan (3. 4. 2001). „Are They Planets or What?” (на језику: енглески). Carnegie Institution of Washington. Архивирано из оригинала на датум 28. 09. 2006. Приступљено 8. 6. 2006. 
  3. ^ Boss, Alan (2001-04-03). „Are They Planets or What?”. Carnegie Institution of Washington. Архивирано из оригинала на датум 2006-09-28. Приступљено 2006-06-08. 
  4. ^ а б Nicholos Wethington (6. 10. 2008). „Dense Exoplanet Creates Classification Calamity”. Universetoday.com. Приступљено 30. 1. 2013. 
  5. ^ а б в Burgasser, A. J. (јун 2008). „Brown dwarfs: Failed stars, super Jupiters” (PDF). Physics Today. 61 (6): 70—71. Bibcode:2008PhT....61f..70B. doi:10.1063/1.2947658. Архивирано из оригинала (PDF) на датум 8. 5. 2013. Приступљено 11. 1. 2016. 
  6. ^ Cushing, Michael C. (2014), „Ultracool Objects: L, T, and Y Dwarfs”, Ур.: Joergens, Viki, 50 Years of Brown Dwarfs – From Prediction to Discovery to Forefront of Research, Astrophysics and Space Science Library, 401, Springer, стр. 113—140, ISBN 978-3-319-01162-2, doi:10.1007/978-3-319-01162-2_7 
  7. ^ а б Cain, Fraser (6. 1. 2009). „If Brown Isn't a Color, What Color are Brown Dwarfs?”. Приступљено 24. 9. 2013. 
  8. ^ Burrows, A.; Hubbard, W.B.; Lunine, J.I.; Liebert, J. (2001). „The Theory of Brown Dwarfs and Extrasolar Giant Planets”. Reviews of Modern Physics. 73 (3): 719—765. Bibcode:2001RvMP...73..719B. S2CID 204927572. arXiv:astro-ph/0103383Слободан приступ. doi:10.1103/RevModPhys.73.719. 
  9. ^ Ian O'Neill (13. 9. 2011). „Violent Storms Rage on Nearby Brown Dwarf”. Seeker.com. 
  10. ^ Kumar, Shiv S. (1962). „Study of Degeneracy in Very Light Stars”. Astronomical Journal. 67: 579. Bibcode:1962AJ.....67S.579K. doi:10.1086/108658Слободан приступ. 
  11. ^ Tarter, Jill (2014), „Brown is Not a Color: Introduction of the Term 'Brown Dwarf', Ур.: Joergens, Viki, 50 Years of Brown Dwarfs – From Prediction to Discovery to Forefront of Research, Astrophysics and Space Science Library, 401, Springer, стр. 19—24, ISBN 978-3-319-01162-2, doi:10.1007/978-3-319-01162-2_3 
  12. ^ Croswell, Ken (1999). Planet Quest: The Epic Discovery of Alien Solar Systems. Oxford University Press. стр. 118—119. ISBN 9780192880833. 
  13. ^ Kumar, S. (1963). „The Structure of Stars of Very Low Mass”. Astrophysical Journal. 137: 1121. Bibcode:1963ApJ...137.1121K. doi:10.1086/147589. 
  14. ^ Hayashi, C.; Nakano, T. (1963). „Evolution of Stars of Small Masses in the Pre-Main-Sequence Stages”. Progress of Theoretical Physics. 30 (4): 460—474. Bibcode:1963PThPh..30..460H. doi:10.1143/PTP.30.460Слободан приступ. 
  15. ^ Nakano, Takenori (2014), „Pre-main Sequence Evolution and the Hydrogen-Burning Minimum Mass”, Ур.: Joergens, Viki, 50 Years of Brown Dwarfs – From Prediction to Discovery to Forefront of Research, Astrophysics and Space Science Library, 401, Springer, стр. 5—17, ISBN 978-3-319-01162-2, doi:10.1007/978-3-319-01162-2_2 

Литература[уреди | уреди извор]

Спољашње везе[уреди | уреди извор]

Историја[уреди | уреди извор]

  • S. S. Kumar, Low-Luminosity Stars. Gordon and Breach, London, 1969—an early overview paper on brown dwarfs
  • The Columbia Encyclopedia

Детаљи[уреди | уреди извор]

Звезде[уреди | уреди извор]