Ruskea kääpiö

Ruskeat kääpiöt (tai ruskeat kääpiöt ) ovat tähtienalaisia ​​esineitä , joilla on planeettojen ja tähtien välisiä fyysisiä ominaisuuksia . Niiden massat vaihtelevat noin 0,013 - 0,075 M ⊙ . Ruskeat kääpiöt voivat tukea lämpöydinreaktioita sisätiloissaan, mutta niissä tapahtuvien reaktioiden voimaa ei koskaan verrata omaan kirkkauteensa, joten tällaiset esineet eivät saavuta jatkuvaa kirkkautta, kuten tähdet, vaan kutistuvat ja himmenevät.

Ruskeilla kääpiöillä on erittäin alhaiset valot ja lämpötilat: valoisuudet ovat alle 0,04 L ⊙ ja yleensä suuruusluokkaa pienempiä. Lämpötilat eivät ylitä 2800 K ja kylmimmillä ruskeilla kääpiöillä noin 300 K. Ruskeiden kääpiöiden säteet ovat niiden massasta riippumatta lähellä Jupiterin sädettä . Keskialueilla tapahtuu lämpöydinreaktioita jonkin aikaa: deuteriumin ydinpoltto voi jatkua pienimassaisimmissakin ruskeissa kääpiöissä, ja massiivisemmat pystyvät tukemaan litiumin ydinpolttoa tai jopa vedyn ydinpolttoa. . Deuterium ja litium kuluvat kuitenkin nopeasti loppuun, ja vedyn palaminen ruskeissa kääpiöissä lakkaa nopeasti, toisin kuin tähdissä.

Huolimatta ruskeiden kääpiöiden fyysisestä eristämisestä tähdistä ja planeetoista, käytännössä näitä esineitä on vaikea erottaa toisistaan. Massiivisimpien ja nuorimpien ruskeiden kääpiöiden valovoima on verrattavissa himmeimpien tähtien valoon, kun taas vanhat ja pienimassaiset ruskeat kääpiöt ovat samanlaisia ​​kuin jättimäiset planeetat . Ensimmäisessä tapauksessa he voivat mitata kohteen tyypin määrittämiseksi litiumin määrän , jonka tähdet kuluttavat nopeammin kuin ruskeat kääpiöt, ja toisessa tapauksessa vapaan pudotuksen kiihtyvyyden lähellä pintaa, mikä on paljon suurempi ruskeilla kääpiöillä kuin planeetoille. Ruskeat kääpiöt voivat kuulua yhteen neljästä spektriluokasta (lueteltu lämpötilan alenevassa järjestyksessä): M, L, T, Y. Pienimassaiset tähdet voivat kuulua myös kahteen ensimmäiseen luokkaan.

Ruskeat kääpiöt muodostuvat enimmäkseen samalla tavalla kuin tähdet: molekyylipilvien romahtaessa , vaikka on mahdollista, että pienimassaiset ruskeat kääpiöt muodostuvat planeetoiksi: massiivisiin tähtien ympärillä oleviin levyihin . Toisessa tapauksessa niillä on oltava kiinteä ydin, mutta niiden on myös pystyttävä tukemaan lämpöydinreaktioita. Kuten tähdet, muodostumisen jälkeen ruskeat kääpiöt pitävät deuteriumin palamassa jonkin aikaa, ja kun se on kulunut loppuun, ne vapauttavat energiaa puristuksen seurauksena. Toisin kuin tähdet, ruskeat kääpiöt eivät saavuta pääsekvenssiä , jossa ne saavuttaisivat tasapainon lämpöydinreaktioiden seurauksena, mutta lopettavat supistumisen aineen rappeutumisen ja Coulombin hylkimisen vuoksi . Oletettavasti ruskeat kääpiöt haalistuvat evoluutionsa lopussa, kun ne ovat menettäneet energialähteensä, ja muuttuvat mustiksi kääpiöiksi .

Ruskeiden kääpiöiden olemassaolon ennusti teoreettisesti Shiv Kumar vuonna 1963, ja vuonna 1995 ne löydettiin; Gliese 229 B katsotaan ensimmäisenä vahvistetuksi . Myöhemmin ruskeiden kääpiöiden teoreettiset mallit paranivat, ja taivaan infrapunatutkimukset johtivat suuren joukon niitä löytymiseen. Vuodelta 2019 tunnetaan yli 11 tuhatta tällaista kohdetta.

Ominaisuudet

Määritelmä

Ruskeat kääpiöt (tai ruskeat kääpiöt [1] ) ovat tähtienalaisia ​​esineitä , jotka ovat fyysisiltä ominaisuuksiltaan planeettojen ja tähtien välissä . Toisin kuin planeetat, ne voivat tukea lämpöydinreaktioita sisätiloissaan (katso alla ). Toisin kuin tähdet, ruskeat kääpiöt eivät kuitenkaan koskaan saavuta energian vapautumisvoimaa reaktioissa, jotka ovat riittävät kompensoimaan oman valovoimansa kustannukset. Tästä johtuen ne joutuvat vapauttamaan energiaa puristuksen vuoksi ja himmenevät saavuttamatta jatkuvaa valoisuutta. Tämä määrittelee ruskeiden kääpiöiden massojen raja-arvot: suurin massa on 0,075 M ⊙ (75 M J ) kohteille, joilla on auringon kemiallinen koostumus, ja minimi on 0,013 M ⊙ (tai 13 M J ). deuteriumin polton vähimmäismassa , vaikka nämä arvot muuttuvat hieman kemiallisesta koostumuksesta riippuen (katso alla ) [2] [3] [4] . Tämän vuoksi ruskeita kääpiöitä kutsutaan joskus epäonnistuneiksi tähdiksi [5] [6] [7] .

Joskus käytetään erilaista määritelmää, joka erottaa ruskeat kääpiöt planeetoista alkuperän perusteella: ruskeat kääpiöt ovat esineitä, jotka muodostuivat tähtien tavoin (katso alla ) [4] . Tämän määritelmän mukaan ruskeat kääpiöt ovat myös kohteita, jotka muodostuivat kuin tähdet, mutta joiden massa on alle 13 MJ ja jotka eivät pysty tukemaan lämpöydinreaktioita [5] . Sitä vastoin planeetoiksi muodostuneet massiiviset esineet eivät sovi tähän määritelmään, eikä niitä toisinaan pidetä ruskeina kääpiöinä [8] [9] [10] . Kansainvälisen tähtitieteellisen liiton aurinkokunnan ulkopuolisia planeettoja käsittelevä työryhmä päätti kuitenkin käyttää mahdollisuutta polttaa deuterium esineessä planeettojen ja ruskeiden kääpiöiden välisenä rajana. Tähtien kaltaisia, mutta massaltaan pienempiä esineitä kutsutaan subruskeiksi kääpiöiksi [11] [12] .  

Yleiset asetukset

Massiivisimpien ruskeiden kääpiöiden valoisuus on enintään 0,04 L⊙ ensimmäisten miljoonien elinvuosien aikana , ja lämpötilat ovat yleensä alle 2800 K. Vähemmän massiivisten kohteiden kohdalla nämä arvot ovat vielä pienempiä, lisäksi lämpötila ja valoisuus laskevat ajan myötä (katso alla ). Joten esimerkiksi tyypillisen ruskean kääpiön, jonka massa on 0,04 M ⊙ ja jonka ikä on 1 miljardi vuotta, lämpötila on noin 1270 K ja valoisuus 2⋅10 −5 L ⊙ [13] , kun taas lämpötila kylmimmistä tunnetuista on 300 K . Ruskeat kääpiöt säteilevät pääasiassa infrapuna-alueella , niiden näkyvä väri on tummanpunainen [2] [3] . Näiden kohteiden säteet ovat lähellä Jupiterin sädettä (katso alla ) [5] . Kuten tähdet, joillakin ruskeilla kääpiöillä on planeettoja [14] .

Huomionarvoista on myös ruskeiden kääpiöiden nopea pyöriminen: joidenkin pyörimisaika on noin 2 tuntia, ja pyörimisnopeus on lähellä ensimmäistä avaruusnopeutta  - vertailun vuoksi Jupiterin kiertoaika on 10 tuntia. Ruskeat kääpiöt, kuten tähdet , saavuttavat sellaisen pyörimisnopeuden muodostumisen aikana, mutta toisin kuin he eivät menetä kulmaliikettä tulevaisuudessa: niiden ilmakehässä ei ole varausta, joten ruskeat kääpiöt eivät koe magneettista vastusta[5] .

Rakennus

Massiivisimpien ruskeiden kääpiöiden keskilämpötila voi nousta jopa 3⋅10 6 K [15] . Keskitiheys ajan myötä voi olla 10 3 g/cm 3 [16] . Vertailun vuoksi nämä Auringon parametrit ovat 1,5⋅10 7 K ja 10 2 g/cm 3 . Tällaisissa olosuhteissa lämpöydinreaktiot voivat tapahtua keskusalueilla (katso alla ) [5] [17] .

Olosuhteissa, jotka saavutetaan tällaisten esineiden ytimissä, niiden puristuminen tietystä hetkestä on estetty sisäisellä paineella. Massiivisilla ruskeilla kääpiöillä se johtuu elektronien rappeutumisesta , kuten valkoisissa kääpiöissä  - Fermi-energia voi olla enemmän kuin suuruusluokkaa suurempi kuin hiukkasten energia. Pienimassaisten ruskeiden kääpiöiden osalta pääasiallinen vaikutus paineeseen on hiukkasten Coulombin hylkiminen , kuten planeettojen sisällä [2] . Joka tapauksessa ruskeiden kääpiöiden itsepainovoimaa tasapainottaa rappeutuneen kaasun paine, joten ruskeiden kääpiöiden säteet riippuvat hyvin vähän niiden massasta ja ovat lähellä Jupiterin sädettä. Niiden ytimissä oleva vety on metallitilassa [5] . On myös mahdollista, että on olemassa ruskeita kääpiöitä, joissa on kiinteä ydin, kuten planeetat (katso alla ) [8] [9] [10] .

Ruskeat kääpiöt ovat täysin konvektiivisia , kuten useimmat pienimassaiset tähdet. Ainoat poikkeukset ovat kylmimmät ruskeat kääpiöt, joissa konvektiolla on myös tärkeä rooli, mutta se ei ulotu kohteen pintaan [5] [18] .

Ruskeiden kääpiöiden ilmakehissä lämpötilat ovat melko alhaiset, niissä voi esiintyä molekyylejä ja muodostua pölyhiukkasia [19] . Alle 2500 K lämpötiloissa ruskeiden kääpiöiden ilmakehään voi muodostua pilviä . Todennäköisesti ruskeiden kääpiöiden nopeasta pyörimisestä johtuen pilvien pitäisi muodostaa samanlainen kuvio kuin Jupiterissa [5] , ja ilmakehissä esiintyy samanlaisia ​​meteorologisia ilmiöitä kuin jättiläisplaneetoilla [2] .

Nukleosynteesi

Kuten tähdissä, joitain fuusioreaktioita voi tapahtua ruskeissa kääpiöissä. Ensinnäkin tämä on deuteriumin palamista , joka saavutetaan jopa pienimassaisissa ruskeissa kääpiöissä ja jonka vaadittu lämpötila on 5⋅10 5 K [20] . Riittävän massiiviset ruskeat kääpiöt, joiden massa on yli 0,055–0,060 M ⊙ , pystyvät myös ylläpitämään litiumin palamista , jolloin ytimen lämpötilan tulisi olla vähintään 2⋅10 6 K [21] . Deuterium ja litium ovat kuitenkin  melko harvinaisia ​​alkuaineita ja ne loppuvat nopeasti reaktioissa (katso alla ) [22] . Massiivisimmat ruskeat kääpiöt, joiden massat ovat yli [20]sisätiloissaanvedyn polttaminenK:n keskilämpötilan ja6pystyvät saavuttamaan 3⋅10⊙M0,060–0,065 [2] [3] [5] .

Tähtien, ruskeiden kääpiöiden ja planeettojen vertailuominaisuudet [23]
Objektityyppi Massa ( M ⊙ ) Termoydinfuusio Elementtien läsnäolo
H → Hän D → Hän Li D
Tähti 0,1-0,075 Pitkä Lyhyt Ei Ei
ruskea kääpiö 0,075-0,065 Lyhyt Lyhyt Siellä on [comm. yksi] Ei
ruskea kääpiö 0,065-0,013 Ei Lyhyt Siellä on [comm. yksi] Ei
Planeetta < 0,013 Ei Ei On On

Yleisyys

Ruskeiden kääpiöiden vähäisen kirkkauden vuoksi niiden havaitseminen ja runsauden määrittäminen on melko vaikeaa. Gaian mukaan maapallon 10 parsekin sisällä on 85 ruskeaa kääpiötä ja kolme ruskea kääpiöehdokasta, ja tällä alueella on 373 tähteä [24] . Ennen ensimmäisten ruskeiden kääpiöiden löytämistä oli hypoteesi, että ne voisivat olla ehdokkaita baryonisen pimeän aineen rooliin universumissa , mutta niiden löytämisen ja ensimmäisten niiden runsautta koskevien arvioiden jälkeen kävi selväksi, että ne muodostavat vain pieni osa Linnunradan massasta eikä se voi muodostaa merkittävää osaa pimeän aineen massasta [2] [6] .

Useimmiten ruskeat kääpiöt ovat yksittäisiä, noin 20% kuuluu binäärijärjestelmiin . Tällaisten järjestelmien ominaisuus on, että melkein kaikissa niissä tähden ja ruskean kääpiön välinen etäisyys on yli 3 tähtitieteellistä yksikköä. Toisin kuin ruskeat kääpiöt, tähdet binäärijärjestelmissä sijaitsevat usein lähellä toisiaan, samoin kuin jättiläisplaneetat tähtiin. Tätä ominaisuutta on kutsuttu " ruskeiksi kääpiöaavikoiksi " [25] .

Ruskeiden kääpiöiden alkuperäinen massafunktio on jatkoa pienimassaisten tähtien massafunktiolle [26] .

Havainnointiominaisuudet

Huolimatta ruskeiden kääpiöiden fyysisestä eristämisestä tähdistä ja planeetoista , käytännössä on vaikea erottaa näitä esineitä ruskeista kääpiöistä, jos massaa on mahdotonta mitata binäärijärjestelmissä kiertoradan parametreistä . Esimerkiksi ruskeiden kääpiöiden ja tähtien spektrissä ei ole havaittavia spektrin piirteitä, joiden avulla voitaisiin yksiselitteisesti erottaa tähdet ja ruskeat kääpiöt [21] [27] .

Erot tähdistä

Koska ruskeat kääpiöt ja pienimassaiset tähdet ovat täysin konvektiivisia, tällaisten esineiden pinnan kemiallinen koostumus on samanlainen kuin keskialueilla. Siten teoriassa tiettyjen alkuaineiden läsnäolon tai puuttumisen perusteella on mahdollista erottaa tähdet ja ruskeat kääpiöt [21] [22] .

Esimerkiksi litiumin palamisaika lyhenee esineen massan kasvaessa ja pienimassaisissa tähdissä on noin 100 miljoonaa vuotta. Tämä tarkoittaa, että tämän elementin esiintyminen vanhemmassa esineessä on merkki siitä, että se on ruskea kääpiö, ja päinvastoin, litiumin puuttuminen nuoremmasta esineestä osoittaa, että se on pienimassainen tähti. Tätä tekniikkaa kutsutaan litiumtestiksi ( englanniksi  litiumtesti ) [5] [22] [21] . Litiumtesti ei kuitenkaan ole täydellinen, koska esineen ikää ei aina voida määrittää [27] . Melko vanhojen ruskeiden kääpiöiden erottuva piirre on myös metaanin läsnäolo [4] .

Lisäksi pienimassaisten tähtien luminositeetit ovat luokkaa 10 −4 L ⊙ , joten kohteet, joilla on pienempi valoisuus, ovat ruskeita kääpiöitä. Päinvastoinen ei kuitenkaan pidä paikkaansa: evoluution alkuvaiheessa, kun ruskea kääpiö kutistuu ja polttaa deuteriumia sisätiloissa, se voi olla paljon kirkkaampi ja sen kirkkaus voi olla 0,04 L ⊙ . Siksi valoisuus ei aina määritä yksiselitteisesti kohteen tyyppiä [5] [21] .

Erot planeetoista

Ruskeiden kääpiöiden säteet ovat verrattavissa jättiläisplaneettojen säteisiin , mutta ruskeilla kääpiöillä on suurempi massa ja siten suurempi tiheys ja vapaan pudotuksen kiihtyvyys . Tämä mahdollistaa planeettojen ja ruskeiden kääpiöiden erottamisen spektroskooppisesti: esimerkiksi suurempi painovoimakiihtyvyys johtaa suurempaan absorptioviivojen leveyteen [5] . Lisäksi ruskeat kääpiöt voivat olla röntgensäteiden lähteitä [4] .

Spektrit ja luokitus

Matalasta pintalämpötilasta johtuen ruskeilla kääpiöillä on tummanpunainen väri ja niiden spektrissä havaitaan molekyyliabsorptiojuovia . Spektriluokituksessa ruskeat kääpiöt kuuluvat luokkiin M, L, T, Y, kuumimmasta kylmimpään [ 4] [5] . Samaan aikaan M- ja L-luokkiin voivat kuulua ruskeat kääpiöt, mutta myös tähdet [28] .

Luokka M

Nuorimpien ja massiivisimpien ruskeiden kääpiöiden lämpötila on suhteellisen korkea - yli 2500 K , ja ne kuuluvat M-luokkaan . Ulkoisesti ne ovat samanlaisia ​​kuin punaiset kääpiöt , vaikka ne eroavat suurelta säteeltä, koska ne eivät ole vielä ehtineet kutistua [29] , ja ne kuuluvat alaluokkiin M7 ja myöhempiin [4] [5] .

M-luokalle on ominaista ensisijaisesti TiO :n ja muiden molekyylien absorptionauhat: VO , MgH , CaH , CrH , FeH ja CaOH . Havaitaan myös sellaisia ​​alkuaineita kuten Ca II, Mg I, Na I, K I, Rb I, Cs I [comm. 2] . Tarkka alaluokka M määräytyy pääsääntöisesti TiO-kaistojen intensiteetistä [30] .

Spektrityyppi M sisältää esimerkiksi alaluokan M8 ruskean kääpiön Teide 1 [31] .

Luokka L

L-luokkaan kuuluvat viileämmät ruskeat kääpiöt: joiden lämpötila on 1300-2500 K. Riittävän vanhat tähdet, joiden massa on alle 0,085 M ⊙ , voivat myös kuulua luokkaan L. L-alaluokat vaihtelevat varhaisimmista L0:sta uusimpaan L8:aan [32] [ 33] .

Luokan L spektrejä hallitsevat alkalimetalliviivat : Na I, KI, Rb I, Cs I ja joskus Li I. Varhaisissa L-alaluokissa on myös selvät TiO-, VO- ja hydridiviivat , kuten luokassa M; keskialaluokkiin Na I- ja KI-linjat saavuttavat suurimman intensiteetin, kun taas TiO- ja VO-linjat käytännössä katoavat. Myöhäisillä luokilla myös hydridiviivat katoavat, mutta vesiviivat ilmestyvät [34] .

Esimerkki L-luokan ruskeasta kääpiöstä on GD 165B , sen alaluokka on L4 [35] .

Luokka T

T-luokkaan kuuluvat ruskeat kääpiöt, joiden lämpötila on 600-1300 K. Oletettavasti tällaisten ruskeiden kääpiöiden spektrien pitäisi olla samanlaisia ​​kuin kuumien Jupiterien spektrit  - niiden tähteen lähellä sijaitsevien auringon ulkopuolisten kaasujättiläisten spektrit . T:n alaluokat ovat T0:sta T8:aan [5] [32] [36] .

Tämän ruskeiden kääpiöiden luokan erottuva piirre on metaanin absorptionauhat , minkä vuoksi niitä kutsutaan myös metaanikääpiöiksi [4] . Tällaisten esineiden spektrit sisältävät metaanivyöhykkeiden lisäksi myös veden absorptiovyöhykkeitä ja alkalimetalliviivoja. CO - viivat ovat havaittavissa varhaisten T-alaluokkien spektreissä, mutta häviävät myöhäisillä [37] .

Luokkaan T kuuluu esimerkiksi Gliese 229B . Tämän objektin alaluokka on T7 [38] .

Luokka Y

Kylmimmät ruskeat kääpiöt, joiden lämpötila on alle 600 K, kuuluvat Y-luokkaan. Spektroskooppisesti ne eroavat T-luokasta ammoniakkiviivojen esiintymisellään ja vesiviivat ovat myös spektrillään vahvoja [5] [32] .

Esimerkki Y-luokan ruskeasta kääpiöstä on Y0-alaluokan WISE 1541-2250 [39] .

Evoluutio

Muodostelu

Ruskeat kääpiöt muodostuvat samalla tavalla kuin tähdet: molekyylipilvien romahtaessa , kuten osoittaa erityisesti akkretion kiekkojen läsnäolo joissakin niistä [5] [40] . Molekyylipilvien massat, jotka voivat alkaa romahtaa, ovat vähintään 10 3 M⊙ , mutta puristuessaan pilvet pirstoutuvat ja seurauksena muodostuu tähtimassaisia ​​prototähtiä [41] . Tällä tavalla muodostuvan esineen massan teoreettinen alaraja on 1–5 MJ [ 42] [43] , mutta todellinen mekanismi, joka johtaa esineiden eristämiseen ruskeiden kääpiöiden ja pienimassaisten tähtien massoista ei ole vieläkään täysin selvää. On olemassa erilaisia ​​teorioita, jotka on suunniteltu selittämään tätä ilmiötä, ja ne voivat perustua seuraaviin ideoihin [44] :

Monet havaittavat parametrit, kuten alkuperäinen massafunktio tai binäärijärjestelmien runsaus, ennustetaan yhtä hyvin näillä skenaarioilla. Siitä huolimatta todennäköisin skenaario ruskeiden kääpiöiden muodostumiselle näyttää perustuvan jälkimmäiseen hypoteesiin - tähän viittaavat sellaiset tosiasiat kuin ruskeiden kääpiöiden muodostumisen mahdollisuus erillisissä binäärijärjestelmissä ja eristyksissä sekä niiden riippumattomuus. näiden esineiden jakautuminen lähellä olevien OB-tähtien läsnäolosta. On kuitenkin todennäköistä, että myös muut skenaariot johtavat ruskeiden kääpiöiden muodostumiseen [43] [44] .

On myös toinen teoria: ruskeat kääpiöt voidaan muodostaa massiivisiin ympyrämäisiin levyihin , kuten planeetoihin , ja sinkoutua sitten ympäröivään avaruuteen [2] [44] . Tämä skenaario kuvaa pienimassaisten esineiden muodostumista, joissa voi olla kiinteä ydin ja jotka voivat myös edelleen tukea deuteriumin palamista, jos niiden massa ylittää noin 13 MJ [ 8] [9] [10] .

Jatkokehitys

Tietyllä hetkellä sekä tähdissä että ruskeissa kääpiöissä alkavat lämpöydinreaktiot. Ensimmäinen tällainen reaktio on deuteriumin palaminen: massiivisimmissa ruskeissa kääpiöissä se kestää 4 miljoonaa vuotta ja vähiten massiivisissa - 50 miljoonaa vuotta [22] . Tämän reaktion rajamassaksi on otettu 13 M J , mutta raja ei ole tiukka: ruskeat kääpiöt voivat kuluttaa massasta riippuen eri osuuden käytettävissä olevasta deuteriumista . Lisäksi metallisuuden kasvaessa rajamassa pienenee, ja sen estimaateilla tämä huomioon ottaen voi olla arvoja 11-16 M J [45] .

Deuteriumin palamisen aikana ruskeiden kääpiöiden sekä tähtien säde ja valoisuus pysyvät käytännössä ennallaan, ja deuteriumin palaminen kompensoi merkittävän osan valoisuuden energiakustannuksista: esimerkiksi ruskeassa kääpiössä, jonka massa on 0,04 M⊙ 3 miljoonan vuoden ikäisenä energian vapautumisnopeus ydinreaktioissa on 93 % sen valoisuudesta [13] [16] .

Kun deuterium on loppunut, ruskeat kääpiöt ja pienimassaiset tähdet jatkavat kutistumista. Tässä tapauksessa vapautuu energiaa, joka kuluu säteilyyn. Tässä tapauksessa valoisuus pienenee, kun taas lämpötila voi laskea tai pysyä käytännössä ennallaan. Jonkin ajan kuluttua kohteissa, joista tulee tähtiä, alkaa vedyn ydinpoltto, joka tietystä hetkestä lähtien tasapainottaa täysin säteilyyn kulutetun energian. Tämän vuoksi tähti lopettaa kutistumisen ja siirtyy pääsarjaan – pienimassaisimmilla tähdillä tämä prosessi kestää yli 10 9 vuotta [13] [16] . Rajamassaa, jolla siirtymä tapahtuu, kutsutaan Kumar -rajaksi [46] ja se riippuu kemiallisesta koostumuksesta: nykyaikaisten arvioiden mukaan se voi olla 0,064–0,087 M ⊙ (64–87 M J ) [16] . [47] .

Toisin kuin tähdet, ruskeiden kääpiöiden puristuminen tietystä hetkestä alkaa estyä aineen rappeutumisen tai Coulombin hylkimisen vuoksi (katso yllä ). Tähän asti ne eivät pysty kutistumaan tarpeeksi polttaakseen vetyä saadakseen kohteen tasapainoon, vaikka periaatteessa massiivisin niistä voi kestää tätä reaktiota jonkin aikaa. Kun puristus loppuu, ruskea kääpiö jää ilman energialähteitä ja korostaa omaa lämpöenergiaansa. Ruskea kääpiö jäähtyy ja himmenee muuttuen mustaksi kääpiöksi [2] [3] [5] . Tässä tapauksessa ruskeiden kääpiöiden myöhäinen evoluutio osoittautuu samankaltaiseksi kuin valkoisten kääpiöiden evoluutio [48] .

Ajan myötä jäähtyessään ruskeat kääpiöt muuttavat spektrityyppiään (katso yllä ). Niinpä nuorimmat ja melko massiiviset ruskeat kääpiöt, useiden miljoonien vuosien ikäiset tai sitä nuoremmat kuuluvat M-luokkaan. Vanhemmat ruskeat kääpiöt massasta riippuen L-luokkaan - pienimassaiset kääpiöt kuuluvat tähän luokkaan vuoden ikään asti. noin 10 8 vuotta, ja tämän luokan riittävän massiivisten kääpiöiden viipymäaika on 10 10 vuotta. Sen jälkeen ruskeat kääpiöt siirtyvät T-luokkaan ja sitten Y-luokkaan [5] [49] .

Asuttavuus

Pienimassaiset ruskeat kääpiöt voivat olla oikeassa lämpötilassa, jotta niiden pinnalla on nestemäistä vettä. Siksi tällaiset esineet voivat sopia elämään , joka käyttää ruskean kääpiön infrapunasäteilyä . Vaikka vapaan pudotuksen kiihtyvyys näissä kohteissa on suuri ja voi olla kaksi suuruusluokkaa suurempi kuin maan päällä, tämä ei sulje pois elämän kehittymisen mahdollisuutta: jotkut maapallolta löydetyt organismit pystyvät kestämään tällaisia ​​ylikuormituksia. Kiinteän pinnan puuttuminen ruskeissa kääpiöissä voi häiritä elämän kehittymistä, mutta on mahdollista, että eliöt voivat esimerkiksi kellua ilmakehässä. Myös kaliumin , kalsiumin ja raudan puute, jotka ovat välttämättömiä biologisten prosessien kulkua varten, voivat estää elämän syntymisen ruskeissa kääpiöissä [50] [51] .

Ruskeita kääpiöitä kiertävät planeetat voivat olla asumiskelpoisella vyöhykkeellä ja olla asuttavia [50] . Tätä varten ruskean kääpiön on oltava riittävän massiivinen - vähintään 40 MJ , koska pienimassaiset kääpiöt haalistuvat nopeasti ja niiden planeetat ovat pois asuttavalta vyöhykkeeltä ajassa, joka ei riitä elämän kehittymiselle. Lisäksi pienimassaiset ruskeat kääpiöt tuottavat hyvin vähän ultraviolettisäteilyä , joka on välttämätöntä elämän kehittymiselle [14] .

Opiskeluhistoria

Ennen avaamista

Ruskeiden kääpiöiden olemassaoloa ehdotti ensimmäisen kerran Shiv Kumar vuonna 1963 [2] [3] . Vuodesta 1958 lähtien Kumar on tutkinut alle 0,1 M ⊙ tähtien kehitystä ja havaitsi, että on olemassa vähimmäismassa, jolla tähti voi ylläpitää vedyn palamista: se on 0,07 M ⊙ populaation I kohteissa ja 0,09 M ⊙ populaatiossa II . lisäksi tämä arvio ei ole käytännössä muuttunut sen jälkeen [46] [52] .

Kumar ehdotti alun perin pienempimassaisten esineiden kutsumista mustiksi kääpiöiksi , vaikka termiä on jo käytetty kuvaamaan muita esineitä. Modernin nimen "ruskea kääpiö" otti käyttöön Jill Tarter vuonna 1975: huolimatta siitä, että näiden esineiden väri on melko punainen, on myös käytetty nimeä " punainen kääpiö " [2] [3] . Näille esineille on ehdotettu muita nimiä, kuten "infrapunakääpiö", "äärimmäinen punainen kääpiö", mutta ne eivät ole levinneet [53] .

Discovery

Ruskeiden kääpiöiden systemaattiset etsinnät 1980-luvulla ja 1990-luvun alussa epäonnistuivat pitkään: useita ruskeakääpiöehdokkaita löydettiin, mutta yksikään niistä ei vahvistunut. Vuoteen 1994 asti ruskeiden kääpiöiden olemassaolo kyseenalaistettiin ja se oli tieteellisen kiistan kohteena [54] . Lopulta vuonna 1995 vahvistettiin itsenäiset löydöt ensimmäisistä ruskeista kääpiöistä [2] [3] :

Näistä löydöistä viimeksi mainitun hyväksyttiin nopeimmin ja yksiselitteisesti tiedeyhteisössä, ja Gliese 229 B [3] [4] pidetään yleensä ensimmäisenä vahvistettuna ruskeana kääpiönä .

Jatkotutkimus

Ruskeiden kääpiöiden löytämisen myötä käyttöön otettiin spektrityypit L ja T. Aluksi luokkaa T kylmempiä kääpiöitä ei tunnettu, mutta pääteltiin, että ammoniakin spektriviivoja pitäisi näkyä viileämpien kääpiöiden spektrissä [62] . Heille tunnistettiin luokka Y, tämän luokan ensimmäinen löydetty esine oli vuonna 2011 löydetty WD 0806-661 B [63] , vaikka sen massa on vain noin 7 M J [64] .

Ruskeiden kääpiöiden löytämisen jälkeen myös näiden esineiden teoreettiset mallit paranivat. Erityisesti niiden sisäistä rakennetta kuvattiin tarkemmin ottaen huomioon tarkempi aineen tilayhtälö niissä ja kehitettiin tarkempia malleja niiden ilmakehistä ottamalla huomioon muun muassa pölyn ja pilvien esiintyminen . Tuloksena saatiin yksityiskohtaisempia malleja ruskeiden kääpiöiden evoluutiosta [65] .

Suuren määrän ruskeiden kääpiöiden löytämistä helpotti infrapunataivastutkimukset , kuten DENIS , 2MASS ja SDSS , sekä UKIDSS.[5] . WISE - avaruusinfrapunateleskooppi. Vuodesta 2019 lähtien tunnetaan yli 11 000 ruskeaa kääpiötä [66] .

Muistiinpanot

Kommentit

  1. ↑ 1 2 Kun massa on yli 0,055-0,060 M ⊙ - vain alussa.
  2. ↑ Roomalainen numero elementin perässä ilmaisee sen ionisaatioasteen. I on neutraali atomi, II on yksi-ionisoitu alkuaine, III on kaksinkertaisesti ionisoitunut ja niin edelleen.

Lähteet

  1. ↑ Baturin V.A., Mironova I.V. Ruskea kääpiö . Astronetin sanasto . Haettu 16. kesäkuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 11. helmikuuta 2021.
  2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Surdin V. G. Ruskeat kääpiöt . Suuri venäläinen tietosanakirja . Haettu 16. kesäkuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 4. maaliskuuta 2021.
  3. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Ruskea kääpiö | tähtitiede  (englanniksi) . Encyclopedia Britannica . Haettu 16. kesäkuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 4. toukokuuta 2021.
  4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Darling D. ruskea kääpiö . Tieteen Internet Encyclopedia . Haettu 16. kesäkuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 28. huhtikuuta 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 kääpiöt  (englanniksi)  // Scholarpedia . - 2007. - 17. joulukuuta ( nide 2 , painos 12 ). — s. 4475 . — ISSN 1941-6016 . doi : 10.4249 /scholarpedia.4475 . Arkistoitu 21. toukokuuta 2021.
  6. ↑ 12 ruskea kääpiö . Tähtitiede . Swinburnen teknillinen yliopisto . Haettu 19. kesäkuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 30. toukokuuta 2021.
  7. ↑ Tähtitieteilijät ovat lisänneet ruskeiden kääpiöiden kantaa . R.A.S. Uutiset . Moskova : Venäjän tiedeakatemia . Haettu 28. kesäkuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 28. kesäkuuta 2021.
  8. ↑ 1 2 3 Mollière P., Mordasini C. Deuteriumin palaminen esineissä, jotka muodostuvat ydinakkretion skenaarion kautta. Ruskeat kääpiöt vai planeetat?  (englanniksi)  // Tähtitiede ja astrofysiikka . - Les Ulis: EDP Sciences , 2012. - 1. marraskuuta ( nide 547 ). — P. A105 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201219844 . Arkistoitu alkuperäisestä 13. heinäkuuta 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 Forded by Core-nucleated Accretion  //  The Astrophysical Journal . - Btristol: IOP Publishing , 2013. - 1. kesäkuuta ( nide 770 ). - s. 120 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1088/0004-637X/770/2/120 . Arkistoitu alkuperäisestä 8. elokuuta 2018.
  10. ↑ 1 2 3 Baraffe I., Chabrier G., Barman T. Super-Maan rakenne ja kehitys super-Jupiter-eksoplaneetoiksi. I. Raskas elementtien rikastaminen sisätiloissa  // Tähtitiede ja astrofysiikka  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2008. - 1. huhtikuuta ( nide 482 ). — s. 315–332 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361:20079321 . Arkistoitu alkuperäisestä 10. joulukuuta 2018.
  11. ↑ Boss AP, Butler RP, Hubbard WB, Ianna PA, Kürster M. Extrasolar Planets Working Group  //  Transactions of the International Astronomical Union, Series A. - Brussel: International Astronomical Union , 2007. - 1. maaliskuuta ( osa 26 ) . — s. 183–186 . - doi : 10.1017/S1743921306004509 . Arkistoitu alkuperäisestä 13. heinäkuuta 2021.
  12. ↑ Boss AP, Basri G., Kumar SS, Liebert J., Martín EL Nomenclature: Brown Dwarfs, Gas Giant Planets, and ?  (englanniksi)  // Proceedings of IAU Symposium #211. - San Francisco: Astronomical Society of the Pacific , 2003. - 1. kesäkuuta ( nide 211 ). - s. 529 . Arkistoitu alkuperäisestä 3. heinäkuuta 2019.
  13. ↑ 1 2 3 Baraffe I., Chabrier G., Barman TS, Allard F., Hauschildt PH Evoluutiomallit viileille ruskeille kääpiöille ja Auringon ulkopuolisille jättimäisille planeetoille. HD 209458:n tapaus  // Astronomy and Astrophysics  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2003. - 1. toukokuuta ( nide 402 ). — s. 701–712 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361:20030252 . Arkistoitu alkuperäisestä 22. heinäkuuta 2019.
  14. ↑ 1 2 Lingam M., Ginsburg I., Loeb A. Elämän näkymät lauhkeilla planeetoilla ruskeiden kääpiöiden ympärillä  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2020. - 1. tammikuuta ( nide 888 ). - s. 102 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.3847/1538-4357/ab5b13 . Arkistoitu alkuperäisestä 13. heinäkuuta 2021.
  15. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 369.
  16. ↑ 1 2 3 4 Burrows A., Hubbard WB, Saumon D., Lunine JI Laajennettu joukko ruskeita kääpiöitä ja erittäin pienimassaisia ​​tähtimalleja  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1993. - 1. maaliskuuta ( nide 406 ). - s. 158-171 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/172427 . Arkistoitu alkuperäisestä 7. lokakuuta 2019.
  17. ↑ Sun.  _ _ Encyclopedia Britannica . Haettu 18. kesäkuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 9. kesäkuuta 2021.
  18. ↑ Mohanty S., Baraffe I., Chabrier G. Konvektio ruskeissa kääpiöissä  //  Convection in Astrophysics. - Cambridge: Cambridge University Press , 2007. - Toukokuu ( nide 239 ). — s. 197–204 . — ISSN 1743-9221 . - doi : 10.1017/S1743921307000427 . Arkistoitu alkuperäisestä 13. heinäkuuta 2021.
  19. ↑ A. Reiners, D. Homeier, P. H. Hauschildt, F. Allard. Ruskeiden kääpiöiden korkearesoluutioinen spektrinen atlas  // Astronomy and Astrophysics  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2007. - 1. lokakuuta ( nide 473 ). — s. 245–255 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361:20077963 . Arkistoitu alkuperäisestä 13. heinäkuuta 2021.
  20. ↑ 1 2 Caballero JA Katsaus Deuteriumin palamismassarajan alapuolelle jäävistä tähtien alaisista objekteista: Planeetat, ruskeat kääpiöt vai mitä?  (englanti)  // Geotieteet. - Basel: MDPI , 2018. - 1. syyskuuta ( osa 8 ). - s. 362 . — ISSN 2076-3263 . - doi : 10.3390/geosciences8100362 . Arkistoitu alkuperäisestä 13. heinäkuuta 2021.
  21. ↑ 1 2 3 4 5 Basri G. The Lithium Test for Young Brown Dwarfs (kutsuttu arvostelu  )  // Puerto de la Cruzissa pidetyn työpajan julkaisuja. - Teneriffa: ASP, 1998. - Voi. 134 . - s. 394 . Arkistoitu alkuperäisestä 20. elokuuta 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. lokakuuta ( nide 542 ). - P.L119–L122 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/312941 . Arkistoitu alkuperäisestä 13. heinäkuuta 2021.
  23. ↑ Surdin V. G. Tähtitiede: XXI vuosisata. - 3. painos - 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 10 parsekin näyte Gaian aikakaudella  //  arXiv e-prints. - 2021. - 1. huhtikuuta ( nide 2104 ). — P.arXiv:2104.14972 . Arkistoitu alkuperäisestä 13. heinäkuuta 2021.
  25. ↑ Persson CM, Csizmadia S., Mustill AJ, Fridlund M., Hatzes AP Ruskean kääpiöautiomaan viherryttäminen - EPIC 212036875b: 51 MJ objekti 5 päivän kiertoradalla F7 V  tähden ympäri  Tähtitiede// . - Les Ulis: EDP Sciences , 2019. - 1. elokuuta ( nide 628 ). -P.A64 . _ — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.1051/0004-6361/201935505 . Arkistoitu alkuperäisestä 28. kesäkuuta 2021.
  26. ↑ Luhman KL, Rieke GH, Young ET, Cotera AS, Chen H. Pienimassaisten tähtien ja ruskeiden kääpiöiden alkuperäinen massafunktio nuorissa klustereissa  //  The Astrophysical Journal . - Brislol: IOP Publishing , 2000. - 1. syyskuuta ( nide 540 ). - s. 1016-1040 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/309365 .
  27. ↑ 1 2 Reiners A., Homeier D., Hauschildt PH, Allard F. Ruskeiden kääpiöiden korkearesoluutioinen spektrikartas  // Astronomy & Astrophysics  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2007. - 1. lokakuuta ( nide 473 ). — s. 245–255 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361:20077963 . Arkistoitu alkuperäisestä 13. heinäkuuta 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. syyskuuta ( nide 469 , painos 1 ). - P.L53 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/310263 . Arkistoitu alkuperäisestä 25. kesäkuuta 2021.
  32. ↑ 1 2 3 Tähtiluokitus | tähtitiede  (englanniksi) . Encyclopedia Britannica . Haettu 23. kesäkuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 3. toukokuuta 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. Kääpiöt, jotka ovat viileämpiä kuin "M": Spektrityypin "L" määritelmä käyttäen löytöjä 2 mikronin all-Sky Surveysta (2MASS  )  // The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1999. - 10. heinäkuuta ( nide 519 , painos 2 ). — s. 802–833 . — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 . - doi : 10.1086/307414 . Arkistoitu 27. lokakuuta 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 Yhtenäinen lähi-infrapunaspektriluokitusjärjestelmä T-kääpiöille  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2006. - 1. helmikuuta ( nide 637 ). — s. 1067–1093 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/498563 . Arkistoitu alkuperäisestä 17. elokuuta 2019.
  39. ↑ Kirkpatrick JD, Cushing MC, Gelino CR, Griffith RL, Skrutskie MF Ensimmäiset sata ruskeaa kääpiötä, jotka Wide-Field Infrared Survey Explorer (WISE  ) löysi  // The Astrophysical Journal Supplement Series . - Bristol: IOP Publishing , 2011. - 22. marraskuuta ( nide 197 , painos 2 ). - s. 19 . — ISSN 1538-4365 0067-0049, 1538-4365 . - doi : 10.1088/0067-0049/197/2/19 . Arkistoitu alkuperäisestä 24. maaliskuuta 2021.
  40. ↑ Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner KJ Fundamental Astronomy . – 5. painos. - Berliini; Heidelberg; N. Y .: Springer , 2007. - s. 244-247. - 510p. — ISBN 978-3-540-34143-7 . Arkistoitu 24. kesäkuuta 2021 Wayback Machinessa
  41. ↑ Kononovich E. V., Moroz V. I. Tähtitieteen yleinen kurssi / toim. V. V. Ivanova . — 2., korjattu. — M .: URSS , 2004. — S. 387. — 544 s. — ISBN 5-354-00866-2 .
  42. ↑ Whitworth AP, Stamatellos D. Vähimmäismassa tähtien muodostumista varten ja ruskeiden kääpiöiden alkuperä  // Astronomy & Astrophysics  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2006. - 1. marraskuuta ( nide 458 , painos 3 ). — s. 817–829 . — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.1051/0004-6361:20065806 . Arkistoitu alkuperäisestä 24. helmikuuta 2021.
  43. ↑ 1 2 Stamatellos D. Pienimassaisten tähtien ja ruskeiden kääpiöiden muodostuminen // Tähtien muodostumisen labyrintti, astrofysiikka ja avaruustiede Proceedings  . - Cham: Springer International Publishing Switzerland , 2014. - Voi. 36. - s. 17. - 526 s. - ISBN 978-3-319-03040-1 . - doi : 10.1007/978-3-319-03041-8_3 . Arkistoitu 9. heinäkuuta 2021 Wayback Machinessa
  44. ↑ 1 2 3 Luhman KL Pienimassaisten tähtien ja ruskeiden kääpiöiden muodostuminen ja varhainen kehitys  // Annual Review of Astronomy and Astrophysics [  . - Palo Alto: Vuosikatsaukset , 2012. - 1. syyskuuta ( nide 50 ). — s. 65–106 . — ISSN 0066-4146 . - doi : 10.1146/annurev-astro-081811-125528 . Arkistoitu alkuperäisestä 20. kesäkuuta 2019.
  45. ↑ Spiegel DS, Burrows A., Milsom JA Deuterium-polttomassaraja ruskeille kääpiöille ja jättimäisille planeetoille  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2011. - 1. tammikuuta ( nide 727 ). - s. 57 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1088/0004-637X/727/1/57 . Arkistoitu alkuperäisestä 21. syyskuuta 2019.
  46. ↑ 1 2 Lyhyt elämäkerta Dr. Shiv  S. Kumar www.galileoinstitute.org . Galileo Galilei Teoreettisen fysiikan instituutti . Haettu 25. kesäkuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 25. kesäkuuta 2021.
  47. ↑ Auddy S., Basu S., Valluri SR Analytic Models of Brown Dwarfs and the Substellar Mass Limit  //  Advances in Astronomy. - 2016. - Vol. 2016 . — P. 574327 . - doi : 10.1155/2016/5743272 . Arkistoitu alkuperäisestä 13. heinäkuuta 2021.
  48. ↑ Salaris M., Cassisi S. Tähtien ja  tähtipopulaatioiden evoluutio . - 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. ruskeat kääpiöt ja maan ulkopuolinen elämä . Tieteen Internet Encyclopedia . Haettu 16. kesäkuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 27. kesäkuuta 2021.
  51. ↑ Sokol J. Muukalainen elämä voisi kukoistaa epäonnistuneiden tähtien pilvissä  (englanniksi)  // Tiede . - Washington: American Association for the Advancement of Science , 2016. - 1. joulukuuta. Arkistoitu alkuperäisestä 28. kesäkuuta 2021.
  52. ↑ Joergens, 2014 , s. 2-3.
  53. ↑ Joergens, 2014 , s. 19-20.
  54. ↑ Joergens, 2014 , s. VII, 26.
  55. ↑ Joergens, 2014 , s. 25-26.
  56. ↑ Rebolo R., Zapatero Osorio MR, Martín EL Ruskean kääpiön löytö Plejadien tähtijoukosta   // Luonto . - N. Y .: NPG , 1995. - 1. syyskuuta ( nide 377 ). — s. 129–131 . — ISSN 0028-0836 . - doi : 10.1038/377129a0 . Arkistoitu alkuperäisestä 17. lokakuuta 2019.
  57. ↑ Joergens, 2014 , s. 59-73.
  58. ↑ Basri G., Marcy GW, Graham JR Ensimmäinen litiumruskea kääpiö: PPL 15  // Bulletin of the American Astronomical Society  . - Washington: American Astronomical Society , 1995. - 1. kesäkuuta ( osa 186 ). — s. 60.03 . Arkistoitu alkuperäisestä 13. heinäkuuta 2021.
  59. ↑ 12 Joergens , 2014 , s. 85-96.
  60. ↑ Nakajima T., Oppenheimer BR, Kulkarni SR, Golimowski DA, Matthews K. Viileän ruskean kääpiön  löytö  // Luonto . - N. Y .: NPG , 1995. - 1. marraskuuta ( nide 378 ). — s. 463–465 . — ISSN 0028-0836 . - doi : 10.1038/378463a0 . Arkistoitu alkuperäisestä 6. syyskuuta 2019.
  61. ↑ Oppenheimer BR, Kulkarni SR, Matthews K., Nakajima T. Cool Brown Dwarf Gl 229B  : n infrapunaspektri // Tiede  . - Washington: The American Association for the Advancement of Science , 1995. - 1. joulukuuta ( nide 270 ). - s. 1478-1479 . — ISSN 0036-8075 . - doi : 10.1126/tiede.270.5241.1478 . Arkistoitu alkuperäisestä 13. heinäkuuta 2021.
  62. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 434-435.
  63. ↑ Joergens, 2014 , s. 114-130.
  64. ↑ Luhman KL, Burgasser AJ, Bochanski JJ . Ehdokkaan löytyminen tyylikkäimmäksi tunnetuksi ruskeaksi kääpiöksi  //  The Astrophysical Journal Letters . - Bristol: IOP Publishing , 2011. - 1. maaliskuuta ( nide 730 ). - P.L9 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1088/2041-8205/730/1/L9 . Arkistoitu alkuperäisestä 13. syyskuuta 2019.
  65. ↑ Joergens, 2014 , s. 141-157.
  66. ↑ Carnero Rosell A., Santiago B., dal Ponte B., Burningham B., da Costa LN Brown kääpiölaskenta Dark Energy Survey -tutkimuksen vuoden 3 tiedoilla ja varhaisten L-  tyyppien ohuen kiekon asteikon korkeudella  Monthly// . - N. Y .: Wiley-Blackwell , 2019. - 1. marraskuuta ( nide 489 ). — s. 5301–5325 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/stz2398 . Arkistoitu alkuperäisestä 13. heinäkuuta 2021.

Kirjallisuus

  Siirry Wikidata-kohteeseen  Sanakirjat ja tietosanakirjat
Bibliografisissa luetteloissa