Смеђи патуљак

Смеђи патуљак (понекад браон патуљак или мрки патуљак) је субстеларни објекат чија је маса, за разлику од звезда главног низа, мања од неопходне за отпочињање фузије водоника (¹H) у хелијум. Смеђи патуљци имају масу између великих планета гасних џинова, и звезда најмање масе; горња граница је између 75^[2] и 80 маса Јупитера ( $M_{J}$ ). Тренутно траје дебата о томе који критеријум да се користи за разликовање смеђих патуљака од великих планета код смеђих патуљака врло малих маса (~13 $M_{J}$ ),^[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 $M_{J}$ врше фузију деутеријума, а они изнад ~65 $M_{J}$ врше и фузију литијума. Једина планета за коју је познато да кружи око смеђег патуљка је 2M1207b.^[4]

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.

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

Рано теоретисање

Планете, смеђи патуљци, звезде

О објектима који се сада називају „смеђи патуљци“ теоретисао је Шив С. Кумар шездесетих година 20. 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

Стеларни објекти
Субстеларни објекти
- Екстрасоларна планета
- Планетар

Извори

^ 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:1304.1259  . doi:10.1088/0004-637X/767/1/77  . „We find that the brown dwarf radius ranges between 0.64-1.13 RJ with an average radius of 0.83 RJ.”
^ Boss, Alan (3. 4. 2001). „Are They Planets or What?” (на језику: енглески). Carnegie Institution of Washington. Архивирано из оригинала 28. 09. 2006. г. Приступљено 8. 6. 2006.
^ Boss, Alan (2001-04-03). „Are They Planets or What?”. Carnegie Institution of Washington. Архивирано из оригинала 2006-09-28. г. Приступљено 2006-06-08.
^ ^а ^б Nicholos Wethington (6. 10. 2008). „Dense Exoplanet Creates Classification Calamity”. Universetoday.com. Приступљено 30. 1. 2013.
^ ^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) 8. 5. 2013. г. Приступљено 11. 1. 2016.
^ 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
^ ^а ^б Cain, Fraser (6. 1. 2009). „If Brown Isn't a Color, What Color are Brown Dwarfs?”. Приступљено 24. 9. 2013.
^ 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/0103383  . doi:10.1103/RevModPhys.73.719.
^ Ian O'Neill (13. 9. 2011). „Violent Storms Rage on Nearby Brown Dwarf”. Seeker.com.
^ Kumar, Shiv S. (1962). „Study of Degeneracy in Very Light Stars”. Astronomical Journal. 67: 579. Bibcode:1962AJ.....67S.579K. doi:10.1086/108658  .
^ 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
^ Croswell, Ken (1999). Planet Quest: The Epic Discovery of Alien Solar Systems. Oxford University Press. стр. 118—119. ISBN 9780192880833.
^ Kumar, S. (1963). „The Structure of Stars of Very Low Mass”. Astrophysical Journal. 137: 1121. Bibcode:1963ApJ...137.1121K. doi:10.1086/147589.
^ 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.30.460  .
^ 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

Kirkpatrick, Davy; Burgasser, Adam (6. 11. 2012). „Photometry, spectroscopy, and astrometry of M, L, and T dwarfs”. DwarfArchives.org. Pasadena, CA: California Institute of Technology. Архивирано из оригинала 11. 05. 2019. г. Приступљено 2012-12-28.
Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D.; Trimble, Virginia (2004). Stellar interiors: physical principles, structure, and evolution (2nd изд.). Springer-Verlag. ISBN 0-387-20089-4.
Prialnik, Dina (2000). An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press. ISBN 0-521-65065-8.
Ryan, Sean G.; Norton, Andrew J. (2010). Stellar Evolution and Nucleosynthesis. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-13320-3.
Astronomy 606 (Stellar Structure and Evolution) lecture notes, Cole Miller, Department of Astronomy, University of Maryland
Astronomy 162, Unit 2 (The Structure & Evolution of Stars) lecture notes, Richard W. Pogge, Department of Astronomy, Ohio State University
Demarque, P.; Guenther, D. B.; Li, L. H.; Mazumdar, A.; Straka, C. W. (август 2008). „YREC: the Yale rotating stellar evolution code”. Astrophysics and Space Science. 316 (1–4): 31—41. Bibcode:2008Ap&SS.316...31D. ISBN 9781402094408. arXiv:0710.4003  . doi:10.1007/s10509-007-9698-y.
D'Amico, N.; Stappers, B. W.; Bailes, M.; Martin, C. E.; Bell, J. F.; Lyne, A. G.; Manchester, R. N. (1998). „The Parkes Southern Pulsar Survey - III. Timing of long-period pulsars”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 297 (1): 28—40. Bibcode:1998MNRAS.297...28D. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.01397.x  .
Ken'ichi Nomoto; Yoji Kondo (1991). „Conditions for accretion-induced collapse of white dwarfs”. Astrophysical Journal. 367: L19—L22. Bibcode:1991ApJ...367L..19N. doi:10.1086/185922.

Додатна литература

Allard, France; Homeier, Derek (2007). „Brown dwarfs”. Scholarpedia. 2 (12): 4475. Bibcode:2007SchpJ...2.4475A. doi:10.4249/scholarpedia.4475  .

Deacon, N. R.; Hambly, N. C. (2006). „The possiblity of detection of ultracool dwarfs with the UKIRT Infrared Deep Sky Survey”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 371 (4): 1722—1730. Bibcode:2006MNRAS.371.1722D. S2CID 14081778. arXiv:astro-ph/0607305  . doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10795.x.

Спољашње везе

HubbleSite newscenter – Weather patterns on a brown dwarf
Stellar evolution simulator
Pisa Stellar Models
MESA stellar evolution codes (Modules for Experiments in Stellar Astrophysics)
"The Life of Stars", BBC Radio 4 discussion with Paul Murdin, Janna Levin and Phil Charles (In Our Time, Mar. 27, 2003)

Историја

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

Детаљи

A current list of L and T dwarfs
A geological definition of brown dwarfs, contrasted with stars and planets (via Berkeley)
Neill Reid's pages at the Space Telescope Science Institute:
- On spectral analysis of M dwarfs, L dwarfs, and T dwarfs
- Temperature and mass characteristics of low-temperature dwarfs
First X-ray from brown dwarf observed Архивирано 2012-12-06 на сајту Archive.today, Spaceref.com, 2000
Brown Dwarfs and ultracool dwarfs (late-M, L, T)—D. Montes, UCM
Wild Weather: Iron Rain on Failed Stars—scientists are investigating astonishing weather patterns on brown dwarfs, Space.com, 2006
NASA Brown dwarf detectives Архивирано на сајту Wayback Machine (17. октобар 2014)—Detailed information in a simplified sense
Brown Dwarfs—Website with general information about brown dwarfs (has many detailed and colorful artist's impressions)

Звезде

Cha Halpha 1 stats and history
A census of observed brown dwarfs (not all confirmed), ca 1998
Luhman et al, Discovery of a Planetary-Mass Brown Dwarf with a Circumstellar Disk
Discovery Narrows the Gap Between Planets and Brown Dwarfs, 2007

[SorahanaYamamura2013-1] 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:1304.1259  . doi:10.1088/0004-637X/767/1/77  . „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 28. 09. 2006. г. Приступљено 8. 6. 2006.

[BossCarnegie-3] Boss, Alan (2001-04-03). „Are They Planets or What?”. Carnegie Institution of Washington. Архивирано из оригинала 2006-09-28. г. Приступљено 2006-06-08.

[Wethington-4] а ^б Nicholos Wethington (6. 10. 2008). „Dense Exoplanet Creates Classification Calamity”. Universetoday.com. Приступљено 30. 1. 2013.

[PT-June2008-5] 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) 8. 5. 2013. г. Приступљено 11. 1. 2016.

[MichaelCushing2014-6] 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

[Cain-7] а ^б Cain, Fraser (6. 1. 2009). „If Brown Isn't a Color, What Color are Brown Dwarfs?”. Приступљено 24. 9. 2013.

[Burrows2001-8] 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/0103383  . 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:10.1086/108658  .

[JillTarter2014-11] 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.

[Kumar1963-13] Kumar, S. (1963). „The Structure of Stars of Very Low Mass”. Astrophysical Journal. 137: 1121. Bibcode:1963ApJ...137.1121K. doi:10.1086/147589.

[Hayashi1963-14] 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.30.460  .

[Nakano2014-15] 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

[2]

[3]

[4]

[1]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]