갈색왜성

Brown dwarf
아티스트의 T형 갈색왜성 컨셉
비교: 대부분의 갈색왜성은 목성(15~20%)[1]보다 약간 더 크지만, 더 큰 밀도로 인해 여전히 80배 더 무겁습니다.이미지는 크기가 아닙니다. 목성의 반지름은 지구의 10배이고 태양의 반지름은 목성의 10배입니다.

갈색왜성은 주계열성과는 달리 중심핵에 있는 헬륨에 대한 1일반 수소(H)의 핵융합을 지속할 수 있을 만큼 충분히 무겁지 않은 별 아래 천체입니다.대신, 그들은 가장 질량이 큰 가스 행성들과 가장 질량이 작은 별들 사이에 목성의 약 13배에서 80배의 질량을 가지고 있다.M단, 중수소(2H)와 가장 질량이 큰 것(> 65)을 융합할 수 있습니다J.[2][3] MJ)는 리튬(7Li)[3]을 퓨전할 수 있습니다.

천문학자들은 자기 발광성 물체를 표면 온도와 밀접하게 연관된 스펙트럼 등급으로 분류하고 갈색왜성은 M, L, T, [4][5]Y형이다.갈색왜성은 안정적인 수소융합을 거치지 않기 때문에 시간이 지남에 따라 냉각되고 나이가 들면서 점차적으로 더 늦은 분광형을 통과합니다.

그들의 이름에도 불구하고, 육안으로는 갈색왜성은 [4]온도에 따라 다른 색으로 나타날 것이다.가장 따뜻한 것은 주황색이나 [6]빨간색일 수 있으며, 반면에 차가운 갈색 왜성은 인간의 [4][7]눈에는 자홍색으로 보일 수 있습니다.갈색왜성은 층이나 [8]깊이에 따른 화학적 차이 없이 완전히 대류할 수 있다.

그들의 존재는 1960년대에 이론화 되었지만, 1990년대 중반이 되어서야 처음으로 명확한 갈색왜성이 발견되었다.갈색왜성은 표면 온도가 상대적으로 낮기 때문에 가시 파장에서는 매우 밝지 않고 대부분의 빛을 적외선으로 방출합니다.하지만, 더 강력한 적외선 탐지 장치의 등장으로, 수천 개의 갈색 왜성이 확인되었다.가장 가까운 것으로 알려진 갈색왜성은 약 6.5광년(2.0파섹)의 L형과 T형 갈색왜성의 쌍성인 Luhman 16계에 있습니다.루만 16은 센타우루스자리 알파와 바너드의 별 다음으로 태양에 세 번째로 가까운 행성이다.

역사

작은 물체는 글리제 229B로, 목성의 20배에서 50배 정도 질량을 가지고 있으며 글리제 229 주위를 돌고 있습니다.그것은 지구에서 약 19광년 떨어진 레푸스자리에 있다.

초기 이론화

행성, 갈색왜성, 별(스케일링 없음)

현재 "갈색 왜성"이라고 불리는 이 물체는 1960년대에 Shiv S. Kumar에 의해 존재설이 제기되었고 원래는 수소 융합을 지속하기에 충분히 질량이 크지 않은 우주에 자유롭게 떠다니는 어두운 별 아래 물체에 대한 분류인 흑색 [9]왜성이라고 불렸다.그러나 (a) 흑색왜성은 이미 차가운 백색왜성을 지칭하기 위해 사용되었고, (b) 적색왜성은 수소를 융합하며, (c) 이러한 물체는 수명 초기에 가시 파장에서 발광할 수 있다.이러한 이유로 행성[check spelling] 및 하위 별을 포함한 이러한 물체에 대한 대체 이름이 제안되었다.1975년 질 타터는 "갈색"을 대략적인 [6][10][11]색상으로 사용하면서 "갈색 왜성"이라는 용어를 제안했다.

"흑색 왜성"이라는 용어는 여전히 더 이상 상당한 양의 빛을 방출하지 않을 정도로 차가워진 백색 왜성을 가리킵니다.그러나 가장 질량이 작은 백색왜성이 이 온도까지 식는 데 걸리는 시간은 현재 우주의 나이보다 더 긴 것으로 계산되었기 때문에 이러한 물체는 [12]아직 존재하지 않을 것으로 예상됩니다.

가장 낮은 질량의 별의 특성과 수소 연소 한계에 관한 초기 이론에 따르면 질량이 0.07 태양질량 M☉미만인 종족 I 물체가 0.09 미만인 것으로 나타났다.M☉ 정상적인 별의 진화를 거치지 않고 완전히 퇴화된 [13]별이 될 것이다.수소를 태우는 최소 질량을 최초로 일관되게 계산한 결과 모집단 I [14][15]물체에 대해 0.07에서 0.08 사이의 태양 질량을 확인했다.

중수소 융합

중수소가 0.013☉ M(13.6 목성질량)까지 연소하는 것을 발견하고 1980년대 후반 갈색왜성의 차가운 외부 대기에 먼지가 형성되는 것에 대한 충격은 이러한 이론들에 의문을 가져왔다.하지만, 그러한 물체들은 가시광선을 거의 방출하지 않기 때문에 찾기 어려웠다.이들의 가장 강한 방출은 적외선(IR) 스펙트럼에 있으며, 지상 IR 검출기는 그 당시 갈색 왜성을 쉽게 식별하기에는 너무 정확하지 않았다.

그 후 다양한 방법으로 수많은 검색을 통해 이러한 오브젝트를 찾아왔다.이러한 방법에는 필드 별 주위의 다색 이미징 조사, 주계열 왜성과 백색 왜성의 희미한 동반자에 대한 이미징 조사, 젊은 성단 조사, 가까운 동반자에 대한 방사 속도 모니터링 등이 포함되었습니다.

GD 165B 및 클래스 L

수년간 갈색왜성을 발견하려는 노력은 헛수고였다.그러나 1988년 백색왜성의 적외선 탐사에서 GD 165로 알려진 별의 희미한 동반성이 발견되었다.동반성 GD 165B의 스펙트럼은 매우 붉고 수수께끼 같았으며, 이는 낮은 질량의 적색왜성으로 예상되는 특징들을 보여주지 않았다.GD 165B는 당시 알려진 최신 M형 왜성보다 훨씬 더 차가운 천체로 분류될 필요가 있다는 것이 분명해졌다.GD 165B는 비슷한 색상과 스펙트럼 특징을 가진 많은 천체들을 발견한 Two Micron All-Sky Survey (2MASS)가 등장하기 전까지 거의 10년 동안 독특하게 남아있었다.

오늘날 GD 165B는 현재 "L형 왜성"[16][17]이라고 불리는 물체의 원형으로 알려져 있다.

당시 가장 차가운 왜성의 발견은 매우 중요했지만, GD 165B가 갈색왜성으로 분류될지 아니면 단순히 질량이 매우 작은 별로 분류될지는 관측상 구별하기가 [citation needed]매우 어렵기 때문에 논란이 되었다.

GD 165B가 발견된 직후 다른 갈색왜성 후보들이 보고되었다.그러나 대부분은 리튬이 없다는 것이 그들이 별똥별이라는 것을 보여줌으로써 후보로서의 기대에 부응하지 못했다.진정한 별은 리튬을 100마르가 조금 넘는 시간 내에 태우는 반면, 갈색왜성은 그렇지 않을 것입니다.따라서 100Myr보다 오래된 물체의 대기에서 리튬이 검출되면 갈색왜성이 됩니다.

글리제 229B 및 클래스 T

첫 번째 등급인 "T" 갈색왜성은 1994년 캘리포니아 공대 천문학자 슈리니바스 쿨카르니, 타다시 나카지마, 키스 매튜스와 레베카 오펜하이머,[18] 그리고 존스 홉킨스 과학자 사무엘 T에 의해 발견되었다. 듀런스와 데이비드 골리모스키입니다1995년 글리제 229의 동반성으로 확인되었다.글리제 229b는 테이데 1과 함께 갈색왜성에 대한 명확한 증거가 처음 발견된 두 가지 사례 중 하나입니다.1995년에 확인된 두 가지 모두 670.8 nm 리튬 라인의 존재로 확인되었습니다.후자는 온도와 밝기가 항성 범위보다 훨씬 낮은 것으로 밝혀졌다.

근적외선 스펙트럼은 2마이크로미터에서 메탄 흡수 대역을 뚜렷하게 나타냈는데, 이는 이전에는 거대 행성과 토성의 위성 타이탄의 대기에서만 관측되었던 특징이었다.메탄 흡수는 주계열성의 어떤 온도에서도 예상되지 않는다.이 발견은 글리제 229B가 원형인 "T 왜성"으로 알려진 L형보다 더 차가운 또 다른 분광형을 만드는 데 도움을 주었다.

티드 1 및 클래스 M

M형 갈색왜성은 1994년 [19]스페인 천체물리학자 라파엘 레볼로(팀장), 마리아 로사 사파테로-오소리오, 에두아르도 L. 마르틴에 의해 발견됐다.플레이아데스 산개성단에서 발견된 이 물체는 테이데 1이라는 이름을 받았습니다.이 발견 기사는 1995년 5월에 네이처에 제출되었고 1995년 [20][21]9월 14일에 발행되었습니다.네이처는 그 호 1면에서 "갈색 왜성 발견, 공식"을 강조했습니다.

테이데 1호는 1994년 1월 6일 테이데 천문대의 80cm 망원경(IAC 80)을 사용하여 IAC 팀이 수집한 이미지에서 발견되었으며, 그 스펙트럼은 1994년 12월 로케 데 로스 무차초스 천문대의 4.2m 윌리엄 허셜 망원경을 사용하여 처음 기록되었다.테이데 1은 젊은 플레이아데스 성단에 속해 있기 때문에 거리, 화학 성분, 나이를 확인할 수 있었다.당시 가장 진보된 항성 및 준항성 진화 모델을 사용하여 연구팀은 Teide 1의 질량을 55 ± 15로 추정했다. M이 값은 항성질량 한계 미만입니다J.[22]이 물체는 이후의 젊은 갈색 왜성 관련 연구에서 참조가 되었다.

이론적으로, 65세 미만의 갈색 왜성은 진화하는 동안 열핵융합에 의해 리튬을 연소시킬 수 없다.이 사실은 낮은 광도와 낮은 표면 온도 천체들의 별 아래 성질을 판단하는 데 사용되는 리튬 테스트 원리 중 하나입니다.

1995년 11월 Keck 1 망원경에 의해 수집된 고품질 스펙트럼 데이터는 테이데 1이 플레이아데스 별들이 형성되었던 원래의 분자 구름의 초기 리튬을 여전히 풍부하게 가지고 있다는 것을 보여주었고, 이는 중심핵에 열핵융합이 없다는 것을 증명했다.이러한 관측을 통해 테이데 1이 갈색왜성이라는 것과 리튬 분광 실험의 효율이 확인되었습니다.

한동안 테이데 1호는 태양계 밖에서 직접 관측을 통해 확인된 가장 작은 천체였다.그 이후로 1,800개 이상의 갈색왜성이 [23]확인되었으며,[24] 심지어 태양으로부터 12광년 떨어진 태양과 비슷한 별에 중력적으로 묶여 있는 한 쌍의 갈색왜성인 엡실론 인디바, Bb, 그리고 태양으로부터 6.5광년 떨어진 갈색왜성의 쌍성계인 루만 16과 같은 일부 갈색왜성들도 지구와 매우 가까운 것으로 밝혀졌다.

이론.

항성 탄생의 표준 메커니즘은 차가운 가스와 먼지로 이루어진 성간 구름의 중력 붕괴를 통해서이다.구름은 수축하면서 켈빈으로 인해 뜨거워집니다.헬름홀츠 메커니즘.그 과정 초기에 수축 가스는 빠르게 에너지의 상당 부분을 방출하여 붕괴가 계속되도록 한다.결국 중앙 영역은 방사선을 가둘 수 있을 만큼 밀도가 높아진다.그 결과 붕괴된 구름의 중심 온도와 밀도는 시간이 지남에 따라 급격히 증가하여 수축 속도가 느려지고, 원성의 중심핵에서 열핵 반응이 일어날 수 있을 만큼 뜨겁고 밀도가 높아집니다.대부분의 별들은 중심핵에서 일어나는 열핵융합 반응에 의해 발생하는 가스와 복사압력으로 인해 더 이상의 중력수축에 대항할 수 있습니다.정역학적 평형에 도달하고 별은 주계열성으로서 수소를 헬륨으로 융합하는 데 대부분의 시간을 보낼 것이다.

그러나 프로토스타의 초기[25] 질량이 약 0.08 미만일 경우M☉,[26] 보통의 수소 열핵융합 반응은 중심핵에서 점화되지 않을 것이다.중력 수축은 작은 원시성을 매우 효과적으로 가열하지 않고, 핵의 온도가 핵융합을 일으킬 만큼 충분히 증가하기 전에, 밀도는 양자 전자 퇴행성 압력을 만들 수 있을 만큼 충분히 촘촘하게 채워지는 지점에 도달한다.갈색왜성 내부 모델에 따르면, 밀도, 온도 및 압력에 대한 코어 내의 일반적인 조건은 다음과 같을 것으로 예상됩니다.

이것은 원시성이 수소 융합을 지속하는 데 필요한 조건에 도달할 수 있을 만큼 충분히 무겁지 않고 밀도가 높지 않다는 것을 의미합니다.유입되는 물질은 전자 퇴행성 압력에 의해 필요한 밀도와 압력에 도달하는 것을 방지한다.

더 이상의 중력 수축을 방지하고 그 결과 "실패한 별" 즉, 내부의 열에너지를 방출함으로써 간단히 냉각되는 갈색 왜성이 됩니다.원칙적으로 갈색왜성은 수소융합을 시작하지 않고 수소 연소 한계 이상으로 질량이 서서히 축적될 수 있습니다.이것은 쌍성 갈색 왜성계의 [25]질량 전달을 통해 발생할 수 있습니다.

질량이 큰 갈색 왜성 대 질량이 작은 별

리튬은 일반적으로 갈색왜성에 존재하며 질량이 작은 별에는 존재하지 않는다.수소를 융합하는 데 필요한 높은 온도에 도달한 별들은 리튬을 빠르게 고갈시킨다.리튬-7과 양성자의 융합은 두 개의 헬륨-4 핵을 생성한다.이 반응에 필요한 온도는 수소 융합에 필요한 온도보다 약간 낮다.질량이 작은 별에서 대류가 일어나면 별의 전체 부피의 리튬이 결국 고갈됩니다.따라서 후보 갈색왜성에 리튬 스펙트럼선이 존재한다는 것은 이것이 실제로 별 아래 천체라는 강력한 지표이다.

리튬 테스트

후보 갈색왜성과 질량이 낮은 별을 구별하기 위해 리튬을 사용하는 것은 일반적으로 리튬 테스트라고 불리며, 라파엘 레볼로, 에두아르도 마르틴, 안토니오 마자쥬가 개척했다.하지만 리튬은 아직 모든 것을 태울 시간이 충분하지 않은 아주 어린 별에서도 볼 수 있다.

태양과 같은 무거운 별들은 리튬을 융합할 만큼 충분히 뜨거워지지 않고 대류층이 리튬이 급격히 고갈될 중심핵과 섞이지 않는 리튬을 외부층에 보유할 수도 있다.이 큰 별들은 크기와 밝기로 갈색왜성과 쉽게 구분할 수 있습니다.

반대로 질량이 가장 높은 갈색왜성은 젊을 때 리튬을 고갈시킬 정도로 뜨거울 수 있습니다.65보다 큰 질량 왜성 MJ 5억년이 되면 [27]리튬을 태울 수 있기 때문에 리튬 테스트는 완벽하지 않습니다.

대기 메탄

별과 달리, 나이든 갈색 왜성은 때때로 매우 오랜 시간 동안, 그들의 대기가 뜨거운 물체에서는 형성될 수 없는 눈에 띄는 양의 메탄을 모을 수 있을 만큼 충분히 차가워요.이런 방식으로 확인된 왜성으로는 글리제 229B가 있다.

철비

주계열성은 냉각되지만, 결국 지속적인 융합을 통해 유지할 수 있는 최소 광도에 도달합니다.이 값은 별마다 다르지만 일반적으로 [citation needed]태양의 0.01% 이상입니다.갈색왜성은 일생 동안 계속 식고 어두워진다; 충분히 나이가 든 갈색왜성은 너무 희미해서 감지할 수 없을 것이다.

대기 대류 과정의 일부인 철비는 갈색왜성에서만 발생할 수 있으며, 작은 별에서는 발생할 수 없습니다.철비에 대한 분광학 연구는 아직 진행 중이지만, 모든 갈색왜성이 항상 이러한 대기 이상을 보이는 것은 아닙니다.2013년에는 인근 Luhman 16 시스템의 [28]B 성분 주변에서 이종 철 함유 대기가 촬영되었다.

저질량 갈색 왜성과 고질량 행성 비교

HD 29587 b로 알려진 동반성 HD 29587 주위에 있는 갈색 왜성의 예술적 개념으로, 목성 질량은 약 55질량으로 추정됩니다.

별과 마찬가지로 갈색왜성은 독립적으로 형성되지만 별과 달리 '점화할' 충분한 질량이 없다.다른 모든 별들처럼, 그것들은 단독으로 또는 다른 별들과 가까운 곳에서 발생할 수 있습니다.어떤 것들은 별 주위를 돌고 행성처럼 이심 궤도를 가질 수 있다.

크기 및 연료 연소 모호한 사항

갈색왜성은 모두 목성과 반지름이 거의 같다.질량 범위의 상한(60~90) M갈색왜성의 부피는 주로 백색왜성과 같이 전자-전도 [29]압력에 의해 조절된다J; 범위의 낮은 끝(10). MJ)의 부피는 행성에서와 같이 주로 쿨롱 압력에 의해 조절된다.최종 결과는 갈색왜성의 반지름이 가능한 질량의 범위에 걸쳐 10~15%만 변한다는 것이다.이것은 그들을 행성과 구별하는 것을 어렵게 만들 수 있다.

게다가 많은 갈색왜성은 핵융합을 겪지 않는다.질량 범위의 높은 끝(60 이상)에 있는 것도 마찬가지이다. M1000만년 후에는 더 이상 핵융합을 겪지 않을 정도로 빠르게 냉각된다J.

열 스펙트럼

X선과 적외선 스펙트럼은 갈색왜성의 명백한 징후이다.일부는 X선을 방출하고, 모든 "따뜻한" 왜성은 행성처럼 온도가 낮아질 때까지 적색과 적외선 스펙트럼에서 눈에 띄게 계속 빛납니다.

가스 거성은 갈색왜성의 특징 중 일부를 가지고 있다.태양처럼 목성과 토성은 모두 주로 수소와 헬륨으로 이루어져 있다.토성은 질량이 30%밖에 안 되지만 목성과 거의 같은 크기입니다.태양계에 있는 세 개의 거대한 행성들 [30][31](목성, 토성, 해왕성)은 그들이 태양으로부터 받는 것보다 훨씬 더 많은 열을 방출한다.그리고 네 개의 거대 행성 모두 그들만의 "행성" 시스템인 달들을 가지고 있습니다.

현행 IAU 표준

현재 국제천문연맹은 13개 이상의 천체를 관측하고 있다. MJ (중수소의 열핵융합에 대한 한계질량) 갈색왜성이지만, 그 질량 아래(및 별 또는 별의 잔해 주위를 도는) 물체는 행성으로 간주됩니다.지속적인 수소 연소를 촉발하는 데 필요한 최소 질량(약 80) MJ)[3][32]는 정의의 상한을 형성합니다.

또한 갈색왜성이 핵융합 [4]반응에 기초한 이론적인 질량 한계보다는 형성 과정에 의해 더 잘 정의될지도 논의되고 있다.이 해석에 따르면 갈색왜성은 항성 형성 과정에서 가장 낮은 질량의 생성물을 나타내는 천체이며, 행성은 별을 둘러싼 부착 원반에서 형성되는 천체입니다.WISE 0855와 같이 가장 차가운 자유롭게 떠다니는 물체와 PSO J318.5-22와 같이 가장 질량이 낮은 어린 물체는 질량이 13 미만인 것으로 생각됩니다. M그리고 그 결과 행성이나 갈색왜성으로 간주되어야 하는지에 대한 애매함 때문에 행성질량물체라고 불리기도 한다J.갈색왜성 주위를 도는 것으로 알려진 행성질량물체는 2M1207b, MOA-2007-BLG-192Lb, 2MASS J044144b, Of 98 B 등이다.

목성질량 13배 컷오프는 정확한 물리적 의미가 있는 것이라기 보다는 경험의 법칙이다.큰 물체는 중수소의 대부분을 태울 것이고 작은 물체는 약간만 태울 것이며 목성 질량의 13은 그 [33]중간쯤에 있을 것이다.중수소의 연소량은 또한 물체의 구성, 특히 존재하는 헬륨과 중수소의 양과 대기 불투명도와 그에 따라 복사 [34]냉각 속도를 결정하는 중원소의 비율에 따라 어느 정도 달라진다.

2011년 현재 외계 행성 백과사전은 목성 질량을 최대 25배까지 포함하는 천체들을 포함하고 있으며, "13배 정도의 특별한 특징이 없다는 사실"이라고 말했다. MJup 관측된 질량 스펙트럼에서 이 질량 한계를 잊기 위한 선택을 강화한다."[35]2016년 현재, 이 한계는 질량-밀도 [37]관계에 대한 연구를 바탕으로 목성 [36]질량을 60으로 증가시켰다.

외계행성 데이터 탐색기에는 목성 질량이 최대 24개인 천체가 포함되어 있으며, "IAU 작업 그룹에 의한 13개의 목성 질량의 구별은 암석 중심핵을 가진 행성에 대해 물리적으로 동기 부여가 되지 않으며,[38] 그 애매함 때문에 관측에 문제가 있다."라는 권고와 함께 다음과 같이 권고하고 있습니다.NASA의 외계 행성 보관소에는 목성 [39]질량과 같거나 그보다 작은 질량을 가진 천체들이 포함되어 있습니다.

준갈색 왜성

주요 기사: 준갈색 왜성
젊은 아갈색 왜성인 태양과 목성의 크기 비교입니다.아갈색 왜성은 나이가 들면서 차츰 차가워지고 줄어들 것입니다.

13 미만의 물체 M준갈색왜성 또는 행성질량 갈색왜성으로 불리는 이 행성은 별이나 갈색왜성과 같은 방식으로 형성되지만(즉 가스 구름의 붕괴를 통해) 질량은 [40]중수소의 열핵융합 한계 질량보다 낮다J.

어떤 연구자들은 그것들을 자유롭게 떠다니는 [41]행성이라고 부르는 반면, 다른 연구원들은 그것들을 행성 질량의 갈색 [42]왜성이라고 부릅니다.

질량 추정에서 다른 물리적 성질의 역할

분광학적 특성은 낮은 질량의 별과 갈색 왜성을 구별하는 데 도움이 되지만 종종 질량을 추정해야 결론을 내릴 수 있습니다.질량이 비슷한 갈색왜성은 비슷한 방식으로 형성되고 생성될 때 뜨거워진다는 것이 질량 추정의 배경 이론이다.일부는 2M1101AB와 같이 질량이 작은 별과 유사한 스펙트럼 유형을 가지고 있다.갈색왜성은 식으면서 [43]질량에 따라 광도를 일정 범위로 유지할 것입니다.예를 들어 L형 갈색왜성은 질량이 큰 늙은 갈색왜성(질량이 작은 별일 가능성이 있음)이거나 질량이 매우 작은 젊은 갈색왜성일 수 있습니다.Y 왜성의 경우 상대적으로 높은 나이 [44]추정치에도 불구하고 갈색 이하의 왜성 한계 부근에 질량이 작은 물체로 남아 있기 때문에 문제가 되지 않습니다.L과 T 왜성의 경우 정확한 나이를 추정하는 것이 여전히 유용합니다.여기서 밝기는 스펙트럼 에너지 [45]분포에서 추정할 수 있기 때문에 더 중요하지 않은 특성이다.나이 추정은 두 가지 방법으로 할 수 있다.갈색왜성은 젊고 아직 젊음과 관련된 스펙트럼 특징을 가지고 있거나, 갈색왜성은 나이 추정치를 얻기 쉬운 별 또는 항성군(성단 또는 성협)과 함께 움직인다.이 방법으로 더 연구된 매우 어린 갈색왜성은 2M1207과 동반성 2M1207b이다.위치, 적절한 운동과 스펙트럼 서명을 바탕으로 한 이 개체가 ~8 만살 바다 뱀 자리 TW는 연합과 제2의 질량에 속하는 것을 8±2MJ.[46]과, 중수소 연소 한계 아래에서 동조화의 사용은 갈색 왜성+흰색 dwar한 나이 추정이 A매우 오래 된 예를 이루기로 결심했다.f빈백색왜성의 나이는 총 73+28억-16억
 년이다.이 경우 질량은 도출된 연령으로 추정되지 않았지만, 공동 운동을 통해 가이아파라락스를 사용하여 정확한 거리 추정을 할 수 있었다.이 측정을 사용하여 저자들은 반지름을 추정했으며, 이는 갈색왜성의 질량을 15.4+0.9-0
.8로 추정하는 데 사용되었다. M를 클릭합니다J.[47]

관찰.

갈색왜성의 분류

스펙트럼 클래스 M

후기 M 난쟁이에 대한 아티스트의 비전

이들은 분광형 M5.5 이상의 갈색왜성으로 말기 M형 왜성으로 불리기도 합니다.일부 [citation needed]과학자들의 눈에는 이것들이 적색왜성으로 여겨질 수 있다.분광형이 M인 갈색왜성의 대부분은 테이데 1과 같은 젊은 천체이다.

스펙트럼 클래스 L

예술가의 L형 난쟁이에 대한 비전

오랜 고전적 항성 계열 중 가장 차가운 유형인 스펙트럼 등급 M의 결정적인 특징은 티타늄의 흡수 대역에 의해 지배되는 광학 스펙트럼이다.II 산화물(TiO) 및 바나듐(II) 산화물(VO) 분자그러나 백색왜성 GD 165의 차가운 동반성인 GD 165B는 M 왜성의 특징인 TiO 특징을 전혀 가지고 있지 않았다.GD 165B와 같은 많은 물체의 후속 식별은 궁극적으로 금속 산화물 흡수 밴드(TiO, VO)가 아닌 금속 수소화물 방출 밴드(FeH, CrH, MgH, CaH)와 주요 금속 알칼리 선(Alki)에 의해 스펙트럼의 적색 광학 영역에서 정의된 새로운 스펙트럼 등급인 L 왜성의 정의로 이어졌다.2013년 현재 900개 이상의 L형 왜성이 확인되었으며,[23] 그 대부분은 2미크론 전천구 조사(2MASS), 남천심근적외선 조사(DENIS), 그리고 SDSS(슬론 디지털 하늘 조사)입니다.이 분광형에는 갈색왜성뿐 아니라 갈색왜성(> 80J M) 위에 있는 가장 차가운 주계열성은 L2에서 [48]L6까지의 분광형을 가지고 있기 때문입니다.

스펙트럼 클래스 T

예술가의 T형 난쟁이에 대한 비전

GD 165B는 L형 왜성의 원형이기 때문에 글리제 229B는 두 번째 새로운 분광형인 T형 왜성의 원형이다.T 왜성은 분홍빛을 띤 자홍색이다.L형 왜성의 근적외선(NIR) 스펙트럼은 HO와 일산화탄소(CO) 흡수2 대역이 강한 반면 글리제 229B의 NIR 스펙트럼은 태양계와 타이탄의4 거대 행성에서만 볼 수 있는 메탄(CH) 흡수 대역이 주를 이룬다.CH4, HO2, 분자수소(H2) 충돌유발흡수(CIA)는 글리제 229B 파란색 근적외선 색을 부여합니다.가파른 경사진 적색광학 스펙트럼은 L 왜성을 특징짓는 FeH와 CrH 대역이 없으며, 대신 알칼리 금속 Na와 K의 매우 광범위한 흡수 특징의 영향을 받는다.이러한 차이 때문에 J. 데이비 커크패트릭은 H와 K-밴드4 CH 흡수를 나타내는 물체에 대한 T 스펙트럼 클래스를 제안했다.2013년 현재 355개의 T 왜성이 [23]알려져 있습니다.최근 아담 버가서와 톰 게발레가 T 왜성에 대한 NIR 분류 체계를 개발했다.이론에 따르면 L형 왜성은 질량이 매우 작은 별과 준항성 물체(갈색 왜성)가 섞여 있는 반면, T형 왜성은 갈색 왜성으로 구성되어 있다.T 왜성의 스펙트럼 중 녹색 부분에 나트륨과 칼륨이 흡수되기 때문에 인간의 시각에서 T 왜성의 실제 모습은 갈색이 아니라 [49][50]자홍색으로 추정된다.WISE 0316+4307과 같은 T형 갈색왜성은 태양으로부터 100광년 이상 떨어진 곳에서 발견되었습니다.

스펙트럼 클래스 Y

예술가의 Y난쟁이에 대한 비전

2009년에 가장 차가운 갈색왜성의 유효온도는 500~600K(227–327°C, 440–620°F)로 추정되었으며 스펙트럼 등급 T9로 지정되었다.세 가지 예는 갈색왜성 CFBDS J005910입니다.90 ~ 011401.3, ULAS J133553.45 + 113005.2 및 ULAS J003402.77-005206.7.[51]이러한 물체의 스펙트럼은 약 1.55 마이크로미터의 흡수 [51]피크를 가진다.델로르메 외에서는 이 특징이 암모니아로부터의 흡수에 기인하며, 이는 T-Y 전이를 나타내는 것으로 간주되어 이러한 물체가 [51][52]Y0형이라고 제안하고 있습니다.그러나 이 특성은 물과 [51]메탄에 의한 흡수와 구별하기 어려우며, 다른 저자들은 등급 Y0의 지정이 [53]시기상조라고 언급하고 있다.

2010년 4월, 새롭게 발견된 두 개의 초저온 준갈색 왜성(UGPS 0722-05와 SDWFS 1433+35)이 분광형 [54]Y0의 프로토타입으로 제안되었다.

2011년 2월, 루만 등은 온도가 c.300K(27°C; 80°F)이고 질량이 [55]7인 백색왜성의 갈색왜성 [56]WD 0806-661B를 발견했다고 보고했다.

그 직후 류 외 연구진은 또 다른 매우 낮은 질량의 갈색왜성을 공전하는 "매우 추운" 갈색왜성(370K(97°C; 206°F)에 대한 설명을 발표하고 "낮은 광도, 불규칙한 색, 낮은 온도를 고려할 때 CFBDS J1458+10B는 가설화된 Y [57]분광형에서 유망한 후보"라고 언급했다.

2011년 8월, NASA의 Wide-field 적외선 조사 탐색기(WISE)의 데이터를 사용하여 과학자들은 온도가 25°C(298K; 77°[58][59]F)에 달하는 Y 왜성으로 분류된 6개의 물체를 발견했습니다.

WISE 0458+6434는 WISE가 최초로 발견한 초저온 갈색왜성입니다.녹색과 파란색은 눈에 보이는 색에 매핑된 적외선 파장에서 나온다.

WISE 데이터는 수백 개의 새로운 갈색왜성을 밝혀냈다.이 중 14개는 쿨 [23]Y로 분류됩니다.WISE 1828+2650이라고 불리는 Y 왜성은 2011년 8월 현재 가시광선을 전혀 방출하지 않는 가장 차가운 갈색왜성의 기록 보유자이며, 이러한 유형의 물체는 별보다 자유롭게 떠다니는 행성과 더 유사합니다.WISE 1828+2650은 처음에 300K(27°C; 80°F)[60]보다 낮은 대기 온도를 가진 것으로 추정되었습니다.그 후 온도가 수정되었고 새로운 추정치는 250~400K(-23~127°C; -10~260°F)[61] 범위로 설정되었다.

2014년 4월, WISE 0855-0714는 약 225 - 260 K(-48 – - 13 °C; - 55 – 8 °F)의 온도 프로필과 3 - [62]10의 질량을 가지고 발표되었다. 또한 관측된 시차가 태양계로부터 7.2 ± 0.7 광년에 가까운 거리를 의미한다는 점에서 특이하다.

CatWISE 카탈로그는 NASA의 WISE와 NEOWISE 조사를 [63]결합한 것입니다.이 행성은 희미한 근원의 수를 늘리기 때문에 Y 왜성을 포함한 가장 희미한 갈색 왜성을 찾는 데 사용됩니다.CatWISE 연구진은 후보 Y 왜성을 17개 발견했다.스피처 우주 망원경의 초기 색상은 CW1446이 가장 붉고 차가운 Y [64]왜성 중 하나라는 것을 보여줍니다.스피처의 추가 데이터에 따르면 CW1446은 약 10파섹 거리에서 [44]약 310~360K(37–87°C; 98–188°F)의 온도를 가진 다섯 번째로 붉은 갈색 왜성이었다.

2019년 CatWISE 카탈로그를 검색한 결과 CWISEP J1935-1546은 270~360K(-3–87°C; 26–188°F)[65]의 가장 차가운 갈색왜성 중 하나로 밝혀졌다.

2020년 1월, 백야드 월드 프로젝트의 시민 과학자들에 의해 최초로 발견된 WISE J0830+2837의 발견은 미국 천문학회 235차 회의에서 발표되었습니다.이 Y 왜성은 태양계에서 36.5광년 떨어져 있으며 온도는 약 350K(77°C; 170°[66]F)입니다.

세컨더리 기능

갈색왜성 분광형
세컨더리 기능
펙 이 접미사(예: L2pec)는 "특이한"[67]을 나타냅니다.
sd 이 접두사(예: sdL0)는 subdwarf를 나타내며 낮은 금속성과 파란색을[68] 나타냅니다.
β 베타(β) 접미사를 가진 물체(예를 들어 L4β)는 중간 표면 [69]중력을 가진다.
γ 감마(θ) 접미사를 가진 물체(예: L5θ)는 표면 [69]중력이 낮다.
빨간. 빨간색 접미사(예: L0red)는 젊음의 징후는 없지만 먼지[70] 함량이 높은 물체를 나타냅니다.
파랑색 청색 접미사(예: L3blue)는[71] L형 왜성의 특이한 청색 근적외선 색상을 나타냅니다.

젊은 갈색왜성은 비슷한 분광형의 필드별에 비해 반지름이 크고 질량이 낮기 때문에 표면 중력이 낮다.이러한 선원은 중간 표면 중력의 경우 문자 베타(β)와 낮은 표면 중력의 경우 감마(β)로 표시된다.표면 중력이 낮다는 징후는 약한 CaH, KI 및 NaI 선과 강한 VO [69]선이다.알파(α)는 정상적인 표면 중력을 나타내며 일반적으로 떨어집니다.때때로 극도로 낮은 표면 중력은 델타(δ)[71]로 표시됩니다.접미사 "pec"은 특이함을 나타낸다.특이한 접미사는 여전히 다른 특징에 사용되며 표면 중력, 준왜곡 및 확인되지 않은 [72]이항성을 요약합니다.접두사 sd는 subdwarf를 나타내며 cool subdwarf만 포함합니다.이 접두사는 낮은 금속성분과 운동학적 특성을 나타내며, [68]원반별보다는 헤일로별과 더 유사합니다.서브워프는 디스크 [73]객체보다 파란색으로 표시됩니다.빨간색 접미사는 빨간색으로 표시되지만 오래된 개체를 나타냅니다.이는 표면 중력이 낮은 것이 아니라 먼지 [70][71]함량이 높은 것으로 해석됩니다.파란색 접미사는 금속 함량이 낮은 파란색 근적외선 색상의 물체를 나타냅니다.2MASS J11263991-5003550과 같이 L+T 바이너리로 설명되는 것도 있고 바이너리가 아닌 것도 있으며 얇은 구름 또는 [71]큰 구름으로 설명됩니다.

갈색왜성의 분광 및 대기 특성

갈색왜성의 내부 구조에 대한 예술가의 삽화.특정 깊이의 클라우드 레이어는 레이어 이동의 결과로 오프셋됩니다.

L과 T 왜성이 방출하는 플럭스의 대부분은 근적외선 범위이다.후기 M, -L 및 -T 난쟁이 시퀀스를 통해 온도가 낮아지면 중성 원자종의 비교적 좁은 선에서 광범위한 분자 대역까지 다양한 특징을 포함하는 풍부한 근적외선 스펙트럼이 생성되며, 이 모든 것은 온도, 중력 및 금속성에 따라 다르다.또, 이러한 저온 조건은, 기체 상태로부터의 응축이나 입자 형성에 유리하다.

바람 측정 (스피처 ST, 아티스트 컨셉, 2020년 [74]4월 9일)

알려진 갈색왜성의 전형적인 대기는 온도가 2,200에서 750 [49]K까지 다양합니다.안정적인 내부 융접으로 스스로를 따뜻하게 하는 별들에 비해 갈색 왜성은 시간이 지남에 따라 빠르게 식는다; 질량이 큰 왜성은 질량이 작은 별보다 더 느리게 식는다.갈색왜성의 냉각은 분광형 L과 T(약 1000K)[75] 사이의 전환기에 느려진다는 증거가 있다.

알려진 갈색왜성의 관측 결과 적외선 방출이 밝아지고 어두워지는 패턴이 밝혀졌는데, 이는 비교적 시원하고 불투명한 구름 패턴이 극심한 바람에 의해 휘젓히는 뜨거운 내부를 가리고 있음을 시사합니다.이러한 물체의 날씨는 목성의 유명한 폭풍에 필적하지만 훨씬 더 강한 것으로 생각된다.

2013년 1월 8일, NASA의 허블 망원경과 스피처 우주 망원경을 사용하는 천문학자들은 2MASS J22282889–4310262라는 이름의 갈색 왜성의 폭풍우 치는 대기를 조사하여 지금까지 갈색 왜성의 가장 상세한 "날씨 지도"를 만들었다.그것은 바람에 의해 움직이는 행성 크기의 구름을 보여준다.이 새로운 연구는 갈색왜성뿐만 아니라 태양계 [76]너머 행성의 대기도 더 잘 이해하기 위한 발판이다.

2020년 4월 과학자들은 인근 갈색왜성 2MASS J10475385+2124234에서 초속 +650 ± 310m(최대 시속 1,450마일)의 풍속을 기록했다고 보고했다.측정값을 계산하기 위해 과학자들은 밝기 변화에 의해 확인된 대기의 회전 운동을 갈색왜성의 내부에 의해 생성된 전자기 회전에 비교했다.그 결과 갈색왜성이 강한 바람을 동반할 것이라는 이전의 예측이 확인되었습니다.과학자들은 이 비교 방법이 다른 갈색왜성과 외계 행성들의 대기 [77]역학을 탐구하는데 사용될 수 있을 것으로 기대하고 있다.

관측 기법

적색왜성 글리제 229A, 목성 및 태양에 비해 갈색왜성 테이데 1, 글리제 229B 및 WISE 1828+2650

최근 코로나그래프는 글리제 229B를 포함한 밝은 가시 별 주위를 도는 희미한 물체를 감지하는 데 사용되었습니다.

전하결합소자(CCD)가 장착된 예민한 망원경은 테이드 1을 포함한 먼 곳의 성단을 탐색하는 데 사용되어 왔다.

광시야 탐사에서 Kelu-1(30광년 떨어진)과 같은 개별 희미한 물체를 확인했다.

갈색왜성은 외계행성을 발견하기 위한 조사에서 종종 발견됩니다.외계행성을 발견하는 방법은 갈색왜성에게도 효과가 있지만, 갈색왜성은 발견하기가 훨씬 쉽습니다.

갈색왜성은 강한 자기장 때문에 강력한 전파 방출자가 될 수 있다.아레시보 천문대와 초거대 배열의 관측 프로그램은 12개 이상의 그러한 천체들을 발견했는데, 이러한 천체들은 이 등급의 [78]다른 천체들과 공통의 자기 특성을 공유하기 때문에 초저온 왜성으로도 불린다.갈색왜성에서 방출되는 전파를 감지하면 갈색왜성의 자기장 강도를 직접 측정할 수 있습니다.

마일스톤

  • 1995년: 최초의 갈색왜성이 확인되었습니다.플레이아데스 성단의 M8 천체인 테이데 1은 카나리아스 연구소의 로케 데 로스 무차초스 스페인 천문대에서 CCD로 추출된다.
  • 메탄 갈색 왜성이 처음으로 확인되었습니다.글리제 229B는 적응형 광학 코로나그래프를 사용하여 적색왜성 글리제 229A(20년 거리) 궤도를 돌고 있는 것으로 캘리포니아 남부 팔로마산 팔로마 천문대의 60인치(1.5m) 반사 망원경의 이미지를 선명하게 하는 데 사용됩니다. 후속 적외선 분광법은 메탄 풍부 망원경을 사용하여 만들어졌습니다.
  • 1998년: 최초의 X선 방출 갈색 왜성 발견.카멜레온 I 암흑 구름에 있는 M8 천체인 Cha Halpha 1은 대류성 말기형 별과 유사한 X선 선원으로 밝혀졌다.
  • 1999년 12월 15일:갈색왜성에서 처음으로 X선 플레어가 발견되었습니다.캘리포니아 대학의 LP 944-20 모니터링 팀(60) M찬드라 X선 관측소를 통해 2시간 동안 [79]플레어를 포착합니다J.
  • 2000년 7월 27일: 갈색왜성에서 최초의 전파 방출(조명 및 정지 상태)이 검출되었습니다.Very Large Array의 학생 팀은 LP 944-20의 [80]방출을 검출했습니다.
  • 2004년 4월 30일: 갈색왜성 주위의 후보 외계행성을 최초로 발견: 2M1207b가 VLT로 발견되어 최초로 직접 촬영된 외계행성이 [81]되었다.
  • 2013년 3월 20일: 가장 가까운 갈색왜성계 발견:루만 [82]16세
  • 2014년 4월 25일: 가장 차가운 갈색 왜성이 발견되었다.WISE 0855-0714는 7.2광년(태양에서 7번째로 가까운 시스템) 떨어져 있으며 온도는 -48~-13°[62]C입니다.

X선 선원으로서의 갈색 왜성

플레어 전 및 플레어 중 LP 944-20의 찬드라 이미지

1999년 이후 갈색왜성에서 발견된 X선 플레어는 매우 질량이 작은 별들의 자기장과 유사하게 갈색왜성 내부에서 자기장이 변화하고 있음을 시사한다.

강력한 중심 핵에너지가 없는 갈색왜성의 내부는 빠르게 끓는 대류 상태에 있다.대부분의 갈색왜성이 보이는 빠른 회전과 결합하면, 대류는 표면 근처에서 강하고 얽힌 자기장을 발달시킬 수 있는 조건을 마련합니다.찬드라가 LP 944-20에서 관측한 플레어는 갈색왜성의 표면 아래에 있는 난류 자화 뜨거운 물질에서 비롯되었을 수 있습니다.지표면 아래 플레어는 대기에 열을 전달하여 전류가 흐르게 하고 번개처럼 X선 플레어를 발생시킬 수 있습니다.비발광 기간 동안 LP 944-20에서 나오는 X선이 없는 것도 중요한 결과이다.이는 갈색왜성이 만들어내는 정상 X선 출력에 대한 관측 한계치를 가장 낮게 설정하고, 갈색왜성의 표면 온도가 약 2800K 이하로 냉각되면서 전기적으로 중성화되면서 코로나 현상이 사라짐을 보여준다.

NASA의 찬드라 X선 관측소를 이용하여 과학자들은 다중성계의 [83]저질량 갈색왜성에서 나오는 X선을 발견했다.모항성(태양과 비슷한 별 TWA 5A)에 이렇게 가까운 갈색왜성이 X선으로 [83]분해된 것은 이번이 처음이다."[83]우리의 찬드라 데이터는 X선이 섭씨 300만 도에 달하는 갈색왜성의 코로나 플라즈마에서 나온다는 것을 보여줍니다,"라고 도쿄에 있는 중앙 대학의 요코 츠보이는 말했습니다."이 갈색 왜성은 엑스레이로 봤을 때 오늘날의 태양만큼 밝지만, 태양보다 질량이 50배 작습니다," 라고 츠보이가 [83]말했습니다."따라서 이 관찰은 거대한 행성들조차도 젊었을 때 스스로 X선을 방출할 가능성을 제기합니다!"[83]

전파원으로서의 갈색 왜성

전파 신호를 방출하는 것으로 발견된 최초의 갈색 왜성은 LP 944-20으로, X선 방출을 바탕으로 관측되었다.갈색왜성의 약 5~10%는 강한 자기장을 가지고 전파를 방출하는 것으로 보이며, 몬테카를로 모델링과 그들의 평균 [84]공간 밀도에 따르면 태양의 25pc 내에 40개의 자기 갈색왜성이 존재할 수 있다.갈색왜성의 전파 방출의 힘은 [78]온도의 변화에도 불구하고 대략 일정하다.갈색왜성은 최대 [85]6 kG의 자기장을 유지할 수 있다.천문학자들은 전파 [86]방출의 특성으로 볼 때 갈색 왜성 자기권이 약 10m의7 고도에 걸쳐 있다고 추정했다.갈색왜성에서 방출되는 전파가 행성과 별에서 방출되는 전파와 더 가까운지는 알려지지 않았다.일부 갈색왜성은 규칙적으로 전파 펄스를 방출하는데, 이는 때때로 극지방에서 방출되는 전파로 해석되기도 하지만 활동적인 영역에서도 방출될 수 있습니다.전파 방향의 규칙적이고 주기적인 반전은 갈색 왜성 자기장이 주기적으로 극성을 반전한다는 것을 나타낼 수 있다.이러한 역전은 태양 [87]주기와 유사한 갈색 왜성 자기 활동 주기의 결과일 수 있습니다.

쌍성 갈색 왜성

허블 우주 망원경으로 찍은 갈색 왜성의 다중 에피치 이미지입니다.쌍성 루만 16 AB(왼쪽)는 여기에 나와 있는 다른 예보다 태양계에 더 가깝습니다.

갈색왜성을 포함한 쌍성계의 궤도 관측은 갈색왜성의 질량을 측정하는 데 사용될 수 있다.2MASSW J0746425+2000321의 경우, 두 번째 행성은 태양 질량의 6%이다.이 측정을 동적 [88][89]질량이라고 합니다.태양계에 가장 가까운 갈색왜성은 쌍성 루만 16이다.비슷한 방법으로 이 시스템 주변의 행성들을 탐색하려고 시도했지만,[90] 아무것도 발견되지 않았다.

와이드 바이너리 시스템 2M1101AB는 20AU보다 큰 거리를 가진 첫 번째 이진수였습니다.이 계의 발견은 갈색왜성의 형성에 결정적인 통찰력을 주었다.이전에는 넓은 쌍성 갈색왜성은 형성되지 않거나 적어도 1-10세에는 파괴된다고 생각되었다.이 시스템의 존재는 방출 [91]가설과도 일치하지 않습니다.방출 가설은 갈색왜성이 다중계에서 형성되지만 [92]수소를 태울 수 있을 만큼 질량이 커지기 전에 방출된다는 가설이었다.

최근 와이드 바이너리 W2150AB가 검출되었습니다.질량과 결합 에너지는 2M1101AB와 비슷하지만 나이가 더 많고 은하의 다른 영역에 위치해 있습니다.반면 2M1101AB는 매우 혼잡한 지역, 바이너리 W2150에 있습니다.AB는 드문드문 구분된 필드에 있습니다.이 행성은 태어난 별 성단에서 어떠한 동적 상호작용에도 살아남았을 것입니다.또한 이 쌍성은 지상 관측소에서 쉽게 확인할 수 있는 몇 개의 L+T 쌍성에 속합니다.나머지 2개는 SDSS J1416+13입니다.AB와 루먼 [93]16.

일식쌍성 갈색왜성계 2MASS J05352184-0546085와 [94]같은 다른 흥미로운 쌍성계가 있습니다.이 시스템에 대한 광도 측정 연구 결과 질량이 작은 갈색왜성은 질량이 큰 [95]동반성보다 더 뜨거운 것으로 밝혀졌다.

백색왜성 주위에 갈색왜성이 있는 경우는 매우 드물다.L형 왜성의 원형인 GD 165B도 그런 시스템 [96]중 하나입니다.백색왜성 주위를 공전하는 작고 조밀하게 잠긴 갈색왜성을 가진 시스템은 포스트 커먼 엔벨로프 쌍성(PCEB)WD 0137-349 AB를 포함하여 백색왜성과 갈색왜성이 포함된 확인된 PCEB는 8개뿐입니다.이 근접한 백색왜성과 갈색왜성의 과거 역사에서 갈색왜성은 적색거성 단계에서 항성에 휩싸여 있습니다.질량이 목성질량 20보다 작은 갈색왜성은 [97][98]삼키는 동안 증발할 것이다.백색왜성 근처에서 공전하는 갈색왜성의 부족은 갈색왜성 [99][100]사막으로 묘사되는 주계열성 주변에서 갈색왜성이 관측된 것과 유사합니다.PCEB는 갈색왜성을 공여체로[101] 하는 대격변성(CV*)으로 진화하며, 이 두 별은 시스템의 마지막 단계에서 합쳐질 수 있습니다.노바 CK 벌페큘라는 백색왜성과 갈색왜성이 합쳐진 [102][103]결과일 수 있습니다.

최근의 동향

태양으로부터[104] 65광년 이내에 발견된 갈색왜성(빨간색 점)의 3차원 지도를 나타내는 시각화

태양 주변의 갈색왜성 집단 추정치에 따르면 갈색왜성 [105]1개당 6개의 별이 존재할 수 있습니다.2017년 젊은 질량이 큰 성단 RCW 38을 사용한 보다 최근의 추정에 따르면 우리 은하에는 250억에서 1000억 사이의 [106]갈색왜성이 포함되어 있습니다. (이 숫자들을 우리 은하에 있는 별들의 수 추정치와 비교해 보십시오; 1000억에서 4000억).

2017년 8월에 발표된 연구에서 NASA의 스피처 우주 망원경은 다양한 두께의 구름 덮개로 인한 갈색왜성의 적외선 밝기 변화를 관찰했다.관측 결과 갈색왜성의 대기에 큰 파동이 퍼지는 것이 밝혀졌다(해왕성과 다른 태양계 거대 행성들의 대기와 유사).이러한 대기파는 구름의 두께를 조절하고 다른 속도로 전파됩니다(아마도 차등 [107]회전에 의한 것일 수 있습니다.

2020년 8월, 천문학자들은 '뒷마당 세계: 행성 9'[108] 프로젝트를 통해 태양 근처에서 95개의 갈색 왜성을 발견했다.

형성과 진화

갈색왜성 메이릿 1701117이 오리온자리 시그마 성단의 외주에 발사한 HH 1165 제트

갈색왜성은 별과 비슷하게 형성되며 Cha 110913-773444와 같은 원시 행성계 [109]원반에 둘러싸여 있습니다.2017년 현재 큰 허빅-하로 물체와 연결된 갈색 원형의 왜성은 단 한 개뿐입니다.이것은 갈색왜성 메이릿 1701117로, 의사 원반과 케플러 [110]원반으로 둘러싸여 있습니다.메이릿 1701117은 주로 이온화된 유황에서 [111][112]볼 수 있는 0.7광년 길이의 제트기 H 1165를 발사한다.

갈색왜성 주변의 원반은 별 주위의 원반과 같은 특징을 많이 가지고 있는 것으로 밝혀졌기 때문에 [109]갈색왜성 주위에 강착 형성 행성이 존재할 것으로 예상됩니다.갈색 왜성 원반의 작은 질량을 고려할 때, 대부분의 행성은 가스 [113]행성이라기 보다는 지구형 행성이 될 것입니다.만약 거대한 행성이 갈색왜성을 우리 시야를 가로질러 공전한다면, 그것들은 거의 같은 직경을 가지고 있기 때문에,[114] 이것은 통과를 통한 탐지를 위한 큰 신호를 줄 것이다.갈색왜성 주위의 행성들의 부착 구역은 갈색왜성 자체에 매우 가깝기 때문에, 조석력은 강한 [113]영향을 미칠 것입니다.

카멜레온 별자리에서 500광년 떨어진 갈색왜성 Cha 110913-773444가 소형 행성계를 형성하고 있을 가능성이 있다.펜실베니아 주립 대학의 천문학자들은 태양계를 형성했다고 가정된 것과 유사한 가스와 먼지 원반으로 추정되는 것을 발견했다.Cha 110913-773444는 현재까지 발견된 가장 작은 갈색왜성입니다(8). M만약 이 행성이 행성계를 형성한다면,[115] 가장 작은 것으로 알려진 천체가 될 것이다J.

갈색왜성 주변 행성

갈색왜성[116] 주위의 먼지와 가스 원반에 대한 예술가의 인상

큰 궤도 거리에서 갈색왜성을 돌고 있는 초목성질량 물체 2M1207b, 2MASS J044144 및 Of 98 B는 강착보다는 구름 붕괴에 의해 형성되었을 수 있으며, 따라서 상대적으로 질량이 크고 궤도가 큰 행성이 아닌 준갈색 왜성일 수 있다.지름속도 기술을 사용하여 갈색왜성(ChaHα8)을 공전하는 저질량 동반성의 첫 발견은 몇 AU 이하의 [117][118]궤도에서 갈색왜성 주변의 행성을 발견할 수 있는 길을 열어주었다.그러나 ChaHα8의 동반성과 주성의 질량비가 약 0.3이므로 이 계는 오히려 쌍성과 비슷합니다.그리고 2008년 비교적 작은 궤도에 있는 최초의 행성질량 동반성(MOA-2007-BLG-192Lb)이 [119]갈색왜성 주위를 도는 것이 발견되었다.

갈색왜성 주변의 행성은 [120]물이 고갈된 탄소 행성일 가능성이 높다.

스피처 연구팀의 2017년 연구에 따르면 행성 [121]탐지를 최소한 한 개(95%) 하기 위해서는 175개의 갈색왜성을 관찰해야 한다.

거주성

갈색왜성 주위를 도는 가상의 행성들의 거주가능성이 연구되었다.이러한 물체가 거주할 수 있는 행성을 가질 수 있는 조건을 제시하는 컴퓨터 모델은 매우 엄격하며, 거주 가능한 영역은 좁고 좁으며(T 왜성 0.005AU), 갈색왜성의 냉각으로 인해 시간이 지남에 따라 감소한다(최대 1000만년 동안 융합).행성에 온실 효과가 급증하여 거주할 수 없게 만드는 강한 조력을 피하기 위해서는 궤도 이심률이 매우 낮아야 합니다(10에서 마이너스 6 정도).달도 [122]없을 것이다.

최상급 갈색왜성

주요 기사:갈색왜성 목록

1984년, 일부 천문학자들은 태양은 지나가는 별들이 할 수 있는 것처럼 오르트 구름과 상호작용할 수 있는 발견되지 않은 갈색 왜성(때로는 네메시스라고도 함)에 의해 공전할 수 있다고 가정했다.하지만,[123] 이 가설은 받아들여지지 않게 되었다.

첫 번째 표

기록. 이름. 스펙트럼형 RA/12월 콘스텔레이션 메모들
최초 발견 Teide 1 (개성단) M8 34718hms.0 +24°22'31인치 황소자리 1989년과 1994년에 이미징
코로나 촬영으로 최초 촬영 글리제 229 B T6.5 06h10m34.62s −21°51'52.1" 레푸스 1994년 발견
Planemo와 함께 2M1207 M8 120733hm.47s - 39°32'54.0 인치 켄타우루스 2004년 행성 발견
첫 번째는 더스트 디스크
첫 번째 양극성 유출 Rho-Oh 102 (SIMBAD: [GY92] 102) 16 26 42.758 -24 41 22.24 오피우코스 부분 분해[124] 유출
최초의 대규모 허빅하로 오브젝트 메이릿 1701117

(Herbig-Haro 객체:HH 1165)

 원생 BD 05 40 25.799 -02 48 55.42 오리온자리 Herbig-Haro 물체의 투영 길이: 0.8광년(0.26pc)[112]
첫 번째 필드 유형(솔리터리) 티드 1 M8 34718hms.0 +24°22'31인치 황소자리 1995
일반 별의 동반자로서 최초 글리제 229 B T6.5 06h10m34.62s −21°51'52.1" 레푸스 1995
최초의 분광쌍성 갈색왜성 PPL 15 A, B[125] M6.5 황소자리 1999년 바스리와 마르틴
첫 번째 식쌍성 갈색왜성 2M0535-05[126][95] M6.5 오리온자리 Stassun 2006, 2007 (최대 450 pc)
T형 최초의 쌍성 갈색 왜성 엡실론 인디바, Bb[127] T1 + T6 인더스 거리: 3.626pc
첫 번째 삼진 갈색왜성 DENIS-P J020529.0-115925 A/B/C L5, L8 및 T0 02h05m29.40s −11°59'29.7" 고래자리 델포세 외 1997년[128]
첫 번째 할로 브라운 왜성 2MASS J05325346+8246465 SDL7 053253hm.46s +82°46'46.5인치 쌍둥이자리 Burgasser 외 2003년[129]
최초의 레이트 M 스펙트럼 탑재 티드 1 M8 34718hms.0 +24°22'31인치 황소자리 1995
첫 번째는 L 스펙트럼 GD 165B L4 14hm 24 39.19s ° 09 ° 17 ° 13.98 ° 부테 1988
우선 T 스펙트럼을 사용합니다. 글리제 229 B T6.5 06h10m34.62s −21°51'52.1" 레푸스 1995
Latest-T 스펙트럼 ULAS J003402.77−005206.7 T9[53] 고래자리 2007
첫 번째는 Y 스펙트럼 CFBDS0059[52] ~Y0까지 00hm 59 10.83s - 01° 14° 01.3° 고래자리 2008년, 다른 T [53]왜성과 매우 유사하기 때문에 T9 왜성으로 분류되기도 합니다.
최초의 X선 방출 ChaHα1 M8 카멜레온 1998
첫 번째 X선 플레어 LP 944-20 M9V 033935hm.22s - 35°25'44.1" 포르나스 1999
첫 번째 무선 방출(플레어 및 정지 상태) LP 944-20 M9V 033935hm.22s - 35°25'44.1" 포르나스 2000년[80]
최초로 발견된 갈색왜성 오로라 LSR J1835+3259 M8.5 리라 2015
갈색왜성에서 차동회전 검출 TVLM 513-46546 M9 150108hms.3 +22°50'02 인치 부테 적도는 극보다 0.022 라디안/일[130] 빠르게 회전합니다.
갈색왜성이 주성의 적색거성 단계에서 살아남았다는 것이 처음으로 확인되었습니다. WD 0137−349 B[131] L8 01hm 39 42.847s - 34° 42° 39.32° 조각가(성단)

극치표

기록. 이름. 스펙트럼형 RA/12월 콘스텔레이션 메모들
가장 오래된 코코넛-1B T4 03 55 56.871 +45 25 46.83 페르세우스 좋은 나이 추정치를 가진 몇 안 되는 예 중 하나: 73+28-16억
[47] 년
막내 2MASS J04335245+2612548 M8.5 04hm 33 52.47s 26° 12° 54.5° 황소자리 <2-Myr-old 황소자리 분자 구름의 갈색 왜성 중 하나.Luhman 등에 따르면 [132]분광형이 M6 이상인 이 구름 속의 물체는 갈색왜성이다.
가장 큰 규모 SDSS J010448.46+153501.8[133] 1.5파운드 010448hm.46s +15°35'018" 물고기자리 거리는 ~180 ~180 ~질량은 ~88.5 ~91.7 M과도기적J 갈색왜성입니다
금속이 풍부한
금속 부족 SDSS J010448.46+153501.8[133] 1.5파운드 010448hm.46s +15°35'018" 물고기자리 거리는 ~180–290 pc, 금속성은 ~0.004Sol Z입니다.과도기적 갈색 왜성입니다.
최소 중량 OTS 44 M9.5 11hm 10 11.5s - 76° 32° 13° 카멜레온 질량 범위는 11.5~15 MJ, 거리는 최대 550 Ly
가장 큰
가장 작은
가장 빠른 회전 속도 2MASS J03480772−6022270 T7 034807hm.72s ~60°22'27.1 인치 망막 1.080+0.004-0
.005의[134] 회전 주기
가장 먼 곳 KMT-2016-BLG-2142 b 1752hm 27s.0 – 29° 23° 04° 궁수자리 KMT-2016-BLG-2142 b(마이크로렌즈)[135]의 거리는 58508080파섹이다.거대한 가스 회사일 수도 있어요
가장 가까운 루만 16 AB L7.5 + T0.5 ± 1 10hm 49 18.723s - 53° 19° 09.86° 벨라 거리: 최대 6.5년
가장 밝다 DENIS J104814.6-395606 M8.5V jmag=12.67
Dimmest L 97-3B Y1 08hm 06 53.736s - 66° 18°16.74° 볼란스 jmag=25.42
핫
쿨 WISE 0855−0714[62] Y4 08hm 55 10.83s - 07° 14° 42.5° 히드라 온도 -48 ~ -13 °C
가장 쿨한 무선 플레어링 2 MASSI J10475385+2124 T6.5 104753hm.85s +21°24'234" 레오 900 K 갈색 왜성으로 2.7 mJy[136] 폭발
최고 밀도 TOI-569b[137] 통과 갈색왜성 TOI-569b의 지름은 목성의 0.79 ± 0.02배인 64.1입니다.밀도는 171.3g/cm3 입니다.
가장 밀도가 낮다

갤러리

  • Brown dwarf illustration[138]

    갈색 왜성[138] 그림

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

  1. ^ Sorahana, Satoko; Yamamura, Issei; Murakami, Hiroshi (2013). "On the Radii of Brown Dwarfs Measured with AKARI Near-infrared Spectroscopy". The Astrophysical Journal. 767 (1): 77. arXiv:1304.1259. Bibcode:2013ApJ...767...77S. 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; McDowell, Tina (April 3, 2001). "Are They Planets or What?". Untitled Document. Carnegie Institution of Washington. Archived from the original on September 28, 2006. Retrieved March 31, 2022.
  3. ^ a b c Wethington, Nicholos (October 6, 2008). "Dense Exoplanet Creates Classification Calamity". Universe Today. Retrieved March 31, 2022.
  4. ^ a b c d Burgasser, Adam J. (June 2008). "Brown dwarfs: Failed stars, super Jupiters" (PDF). Physics Today. Cambridge, MA: Massachusetts Institute of Technology. 61 (6): 70–71. Bibcode:2008PhT....61f..70B. doi:10.1063/1.2947658. Archived from the original (PDF) on May 8, 2013. Retrieved March 31, 2022 – via American Institute of Physics.
  5. ^ Springer, Cham (2014). Joergens, Viki (ed.). 50 Years of Brown Dwarfs. Astrophysics and Space Science Library. Vol. 401. SpringerLink. XI, 168. doi:10.1007/978-3-319-01162-2. eISSN 2214-7985. ISBN 978-3-319-01162-2. ISSN 0067-0057. Retrieved March 31, 2022.
  6. ^ a b Cain, Fraser (January 6, 2009). "If Brown Isn't a Color, What Color are Brown Dwarfs?". Retrieved 24 September 2013.
  7. ^ Burrows, Adam; Hubbard, William B.; Lunine, Jonathan I.; Liebert, James (2001). "The Theory of Brown Dwarfs and Extrasolar Giant Planets". Reviews of Modern Physics. 73 (3): 719–765. arXiv:astro-ph/0103383. Bibcode:2001RvMP...73..719B. doi:10.1103/RevModPhys.73.719. S2CID 204927572.
  8. ^ O'Neill, Ian (13 September 2011). "Violent Storms Rage on Nearby Brown Dwarf". Seeker.com.
  9. ^ Kumar, Shiv S. (1962). "Study of Degeneracy in Very Light Stars". Astronomical Journal. 67: 579. Bibcode:1962AJ.....67S.579K. doi:10.1086/108658.
  10. ^ Tarter, Jill (2014), "Brown is Not a Color: Introduction of the Term 'Brown Dwarf'", in Joergens, Viki (ed.), 50 Years of Brown Dwarfs – From Prediction to Discovery to Forefront of Research, Astrophysics and Space Science Library, vol. 401, Springer, pp. 19–24, doi:10.1007/978-3-319-01162-2_3, ISBN 978-3-319-01162-2
  11. ^ Croswell, Ken (1999). Planet Quest: The Epic Discovery of Alien Solar Systems. Oxford University Press. pp. 118–119. ISBN 978-0-192-88083-3.
  12. ^ "When will the Sun become a black dwarf?". Astronomy.com. April 10, 2020. Retrieved 2022-05-02.
  13. ^ Kumar, Shiv S. (1963). "The Structure of Stars of Very Low Mass". Astrophysical Journal. 137: 1121. Bibcode:1963ApJ...137.1121K. doi:10.1086/147589.
  14. ^ Hayashi, Chushiro; Nakano, Takenori (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.
  15. ^ Nakano, Takenori (2014), "Pre-main Sequence Evolution and the Hydrogen-Burning Minimum Mass", in Joergens, Viki (ed.), 50 Years of Brown Dwarfs – From Prediction to Discovery to Forefront of Research, Astrophysics and Space Science Library, vol. 401, Springer, pp. 5–17, doi:10.1007/978-3-319-01162-2_2, ISBN 978-3-319-01162-2, S2CID 73521636
  16. ^ Martín, Eduardo L.; Basri, Gibor; Delfosse, Xavier; Forveille, Thierry (1997). "Keck HIRES spectra of the brown dwarf DENIS-P J1228.2-1547". Astronomy and Astrophysics. 327: L29–L32. Bibcode:1997A&A...327L..29M.
  17. ^ Kirkpatrick, J. Davy; Reid, I. Neill; Liebert, James; Cutri, Roc M.; Nelson, Brant; Beichmann, Charles A.; Dahn, Conard C.; Monet, David G.; Gizis, John E.; Skrutskie, Michael F. (1999). "Dwarfs Cooler than M: The Definition of Spectral Type L Using Discoveries from the 2 Micron All-Sky Survey (2MASS)" (PDF). The Astrophysical Journal. 519 (2): 802–833. Bibcode:1999ApJ...519..802K. doi:10.1086/307414.
  18. ^ "Astronomers Announce First Clear Evidence of a Brown Dwarf". STScI. Retrieved 2019-10-23.
  19. ^ "Instituto de Astrofísica de Canarias, IAC". Iac.es. Retrieved 2013-03-16.
  20. ^ Rebolo, Rafael (2014), "Teide 1 and the Discovery of Brown Dwarfs", in Joergens, Viki (ed.), 50 Years of Brown Dwarfs – From Prediction to Discovery to Forefront of Research, Astrophysics and Space Science Library, vol. 401, Springer, pp. 25–50, doi:10.1007/978-3-319-01162-2_4, ISBN 978-3-319-01162-2
  21. ^ Rebolo, Rafael; Zapatero-Osorio, María Rosa; Martín, Eduardo L. (September 1995). "Discovery of a brown dwarf in the Pleiades star cluster". Nature. 377 (6545): 129–131. Bibcode:1995Natur.377..129R. doi:10.1038/377129a0. S2CID 28029538.
  22. ^ Leech, Kieron; Altieri, Bruno; Metcalfe, Liam; Martin, Eduardo L.; Rebolo, Rafael; Zapatero-Osorio, María Rosa; Laureijs, René J.; Prusti, Timo; Salama, Alberto; Siebenmorgen, Ralf; Claes, Peter; Trams, Norman (2000). "Mid-IR Observations of the Pleiades Brown Dwarfs Teide 1 & Calar 3". ASP Conference Series. 212: 82–87. Bibcode:2000ASPC..212...82L.
  23. ^ a b c d Kirkpatrick, J. Davy; Burgasser, Adam J. (6 November 2012). "Photometry, spectroscopy, and astrometry of M, L, and T dwarfs". DwarfArchives.org. Pasadena, CA: California Institute of Technology. Retrieved 2012-12-28. (M=536, L=918, T=355, Y=14)
  24. ^ McCaughrean, Mark J.; Close, Laird M.; Scholz, Ralf-Dieter; Lenzen, Rainer; Biller, Beth A.; Brandner, Wolfgang; Hartung, Markus; Lodieu, Nicolas (January 2004). "Epsilon Indi Ba/Bb: the nearest binary brown dwarf". Astronomy & Astrophysics. 413 (3): 1029–1036. arXiv:astro-ph/0309256. doi:10.1051/0004-6361:20034292. S2CID 15407249.
  25. ^ a b Forbes, John C.; Loeb, Abraham (February 2019), "On the Existence of Brown Dwarfs More Massive than the Hydrogen Burning Limit", The Astrophysical Journal, 871 (2): 11, arXiv:1805.12143, Bibcode:2019ApJ...871..227F, doi:10.3847/1538-4357/aafac8, S2CID 119059288, 227
  26. ^ Burrows, Adam; Hubbard, W. B.; Lunine, J. I.; Liebert, James (July 2001). "The theory of brown dwarfs and extrasolar giant planets". Reviews of Modern Physics. 73 (3): 719–765. arXiv:astro-ph/0103383. Bibcode:2001RvMP...73..719B. doi:10.1103/RevModPhys.73.719. S2CID 204927572. Hence the HBMM at solar metallicity and Yα = 50.25 is 0.07 – 0.074 M☉, ... while the HBMM at zero metallicity is 0.092 M☉
  27. ^ Kulkarni, Shrinivas R. (30 May 1997). "Brown Dwarfs: A Possible Missing Link Between Stars and Planets". Science. 276 (5317): 1350–1354. Bibcode:1997Sci...276.1350K. doi:10.1126/science.276.5317.1350.
  28. ^ Biller, Beth A.; Crossfield, Ian J. M.; Mancini, Luigi; Ciceri, Simona; Southworth, John; Kopytova, Taisiya G.; Bonnefoy, Mickaël; Deacon, Niall R.; Schlieder, Joshua E.; Buenzli, Esther; Brandner, Wolfgang; Allard, France; Homeier, Derek; Freytag, Bernd; Bailer-Jones, Coryn A. L.; Greiner, Jochen; Henning, Thomas; Goldman, Bertrand (6 November 2013). "Weather on the Nearest Brown Dwarfs: Resolved Simultaneous Multi-Wavelength Variability Monitoring of WISE J104915.57–531906.1AB". The Astrophysical Journal Letters. 778 (1): L10. arXiv:1310.5144. Bibcode:2013ApJ...778L..10B. doi:10.1088/2041-8205/778/1/l10. S2CID 56107487.
  29. ^ Basri, Gibor; Brown, Michael E. (2006-08-20). "Planetesimals to Brown Dwarfs: What is a Planet?". Annual Review of Earth and Planetary Sciences. 34 (2006): 193–216. arXiv:astro-ph/0608417. Bibcode:2006AREPS..34..193B. doi:10.1146/annurev.earth.34.031405.125058. S2CID 119338327.
  30. ^ "The Jovian Planets: Uranus, and Neptune". Archived from the original on 2012-01-18. Retrieved 2013-03-15.
  31. ^ "Cool Cosmos – Planets and Moons". Archived from the original on 2019-02-21. Retrieved 2019-02-11.
  32. ^ "Working Group on Extrasolar Planets: Definition of a "Planet"". IAU position statement. 2003-02-28. Archived from the original on 2014-12-16. Retrieved 2014-04-28.
  33. ^ Bodenheimer, Peter; D'Angelo, Gennaro; Lissauer, Jack J.; Fortney, Jonathan J.; Saumon, Didier (2013). "Deuterium Burning in Massive Giant Planets and Low-mass Brown Dwarfs Formed by Core-nucleated Accretion". The Astrophysical Journal. 770 (2): 120 (13 pp.). arXiv:1305.0980. Bibcode:2013ApJ...770..120B. doi:10.1088/0004-637X/770/2/120. S2CID 118553341.
  34. ^ Spiegel, David S.; Burrows, Adam; Milson, John A. (2011). "The Deuterium-Burning Mass Limit for Brown Dwarfs and Giant Planets". The Astrophysical Journal. 727 (1): 57. arXiv:1008.5150. Bibcode:2011ApJ...727...57S. doi:10.1088/0004-637X/727/1/57. S2CID 118513110.
  35. ^ Schneider, Jean; Dedieu, Cyril; Le Sidaner, Pierre; Savalle, Renaud; Zolotukhin, Ivan (2011). "Defining and cataloging exoplanets: The exoplanet.eu database". Astronomy & Astrophysics. 532 (79): A79. arXiv:1106.0586. Bibcode:2011A&A...532A..79S. doi:10.1051/0004-6361/201116713. S2CID 55994657.
  36. ^ Schneider, Jean (July 2016). "Exoplanets versus brown dwarfs: the CoRoT view and the future". The CoRoT Legacy Book. p. 157. arXiv:1604.00917. doi:10.1051/978-2-7598-1876-1.c038. ISBN 978-2-7598-1876-1. S2CID 118434022.
  37. ^ Hatzes, Artie P.; Rauer, Heike (2015). "A Definition for Giant Planets Based on the Mass-Density Relationship". The Astrophysical Journal. 810 (2): L25. arXiv:1506.05097. Bibcode:2015ApJ...810L..25H. doi:10.1088/2041-8205/810/2/L25. S2CID 119111221.
  38. ^ Wright, Jason T.; Fakhouri, Onsi; Marcy, Geoffrey W.; Han, Eunkyu; Feng, Y. Katherina; Johnson, John Asher; Howard, Andrew W.; Fischer, Debra A.; Valenti, Jeff A.; Anderson, Jay; Piskunov, Nikolai (2010). "The Exoplanet Orbit Database". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 123 (902): 412–422. arXiv:1012.5676. Bibcode:2011PASP..123..412W. doi:10.1086/659427. S2CID 51769219.
  39. ^ NASA 외계행성 아카이브에 포함되는 외계행성 기준
  40. ^ 외계 행성 작업 그룹 – 2012-07-02년 "행성"의 정의 "행성"의 정의에 관한 웨이백 머신 포지션 스테이트먼트에서 보관된 "행성"의 정의 (IAU)
  41. ^ Delorme, Philippe; Gagné, Jonathan; Malo, Lison; Reylé, Céline; Artigau, Étienne; Albert, Loïc; Forveille, Thierry; Delfosse, Xavier; Allard, France; Homeier, Derek (December 2012). "CFBDSIR2149-0403: a 4–7 Jupiter-mass free-floating planet in the young moving group AB Doradus?". Astronomy & Astrophysics. 548: A26. arXiv:1210.0305. Bibcode:2012A&A...548A..26D. doi:10.1051/0004-6361/201219984. S2CID 50935950.
  42. ^ Luhman, Kevin L. (21 April 2014). "Discovery of a ~250 K Brown Dwarf at 2 pc from the Sun". The Astrophysical Journal Letters. 786 (2): L18. arXiv:1404.6501. Bibcode:2014ApJ...786L..18L. doi:10.1088/2041-8205/786/2/L18. S2CID 119102654.
  43. ^ Saumon, Didier; Marley, Mark S. (December 2008). "The Evolution of L and T Dwarfs in Color-Magnitude Diagrams". Astrophysical Journal. 689 (2): 1327–1344. arXiv:0808.2611. Bibcode:2008ApJ...689.1327S. doi:10.1086/592734. ISSN 0004-637X. S2CID 15981010.
  44. ^ a b Marocco, Federico; Kirkpatrick, J. Davy; Meisner, Aaron M.; Caselden, Dan; Eisenhardt, Peter R. M.; Cushing, Michael C.; Faherty, Jacqueline K.; Gelino, Christopher R.; Wright, Edward L. (2020). "Improved infrared photometry and a preliminary parallax measurement for the extremely cold brown dwarf CWISEP J144606.62-231717.8". The Astrophysical Journal. 888 (2): L19. arXiv:1912.07692. Bibcode:2020ApJ...888L..19M. doi:10.3847/2041-8213/ab6201. S2CID 209386563.
  45. ^ Filippazzo, Joseph C.; Rice, Emily L.; Faherty, Jacqueline K.; Cruz, Kelle L.; Van Gordon, Mollie M.; Looper, Dagny L. (September 2015). "Fundamental Parameters and Spectral Energy Distributions of Young and Field Age Objects with Masses Spanning the Stellar to Planetary Regime". Astrophysical Journal. 810 (2): 158. arXiv:1508.01767. Bibcode:2015ApJ...810..158F. doi:10.1088/0004-637X/810/2/158. ISSN 0004-637X. S2CID 89611607.
  46. ^ Mohanty, Subhanjoy; Jayawardhana, Ray; Huélamo, Nuria; Mamajek, Eric (March 2007). "The Planetary Mass Companion 2MASS 1207-3932B: Temperature, Mass, and Evidence for an Edge-on Disk". Astrophysical Journal. 657 (2): 1064–1091. arXiv:astro-ph/0610550. Bibcode:2007ApJ...657.1064M. doi:10.1086/510877. ISSN 0004-637X. S2CID 17326111.
  47. ^ a b Zhang, Zhoujian; Liu, Michael C.; Hermes, James J.; Magnier, Eugene A.; Marley, Mark S.; Tremblay, Pier-Emmanuel; Tucker, Michael A.; Do, Aaron; Payne, Anna V.; Shappee, Benjamin J. (February 2020). "COol Companions ON Ultrawide orbiTS (COCONUTS). I. A High-Gravity T4 Benchmark around an Old White Dwarf and A Re-Examination of the Surface-Gravity Dependence of the L/T Transition". The Astrophysical Journal. 891 (2): 171. arXiv:2002.05723. Bibcode:2020ApJ...891..171Z. doi:10.3847/1538-4357/ab765c. S2CID 211126544.
  48. ^ Smart, Richard L.; Bucciarelli, Beatrice; Jones, Hugh R. A.; Marocco, Federico; Andrei, Alexandre Humberto; Goldman, Bertrand; Méndez, René A.; d'Avila, Victor de A.; Burningham, Ben; Camargo, Julio Ignácio Bueno de; Crosta, Maria Teresa; Daprà, Mario; Jenkins, James S.; Lachaume, Regis; Lattanzi, Mario G.; Penna, Jucira L.; Pinfield, David J.; da Silva Neto, Dario Nepomuceno; Sozzetti, Alessandro; Vecchiato, Alberto (December 2018). "Parallaxes of Southern Extremely Cool objects III: 118 L and T dwarfs". MNRAS. 481 (3): 3548–3562. arXiv:1811.00672. Bibcode:2018MNRAS.481.3548S. doi:10.1093/mnras/sty2520. ISSN 0035-8711. S2CID 119390019.
  49. ^ a b Burrows, Adam; Hubbard, William B.; Lunine, Jonathan I.; Liebert, James (2001). "The theory of brown dwarfs and extrasolar giant planets". Reviews of Modern Physics. 73 (3): 719–765. arXiv:astro-ph/0103383. Bibcode:2001RvMP...73..719B. doi:10.1103/RevModPhys.73.719. S2CID 204927572.
  50. ^ '갈색 난쟁이 타입에 대한 예술가의 견해' 2011-11-17년 웨이백 머신에 보관
  51. ^ a b c d 레깃, 샌디는 K;Cushing, 마이클 C.;Saumon, 디디에, 말리, 마크 S.;Roellig, 토마스 L.;워렌, 스티븐 J.;버닝햄, 벤, 존스, 휴 R.a.;커크패트릭, J. 데이비, Lodieu, 니콜라스, 루카스, 필립 W.;Mainzer, 에이미. K.;마르틴, 에두아르도 L.;McCaughrean, MarkJ.;Pinfield, 데이비드 J.;슬론, 그레고리 C;스마트, 리처드 L.;인 타무라 Motohide, 반 Cleve, 제프리(2009년)."4~600 KTDwarfs의 물리적 특성".그 AstrophysicalJournal.695(2):1517–1526. arXiv:0901.4093.Bibcode:2009ApJ...695.1517L. doi:10.1088/0004-637X/695/2/1517.S2CID 44050900..
  52. ^ a b Delorme, Philippe; Delfosse, Xavier; Albert, Loïc; Artigau, Étienne; Forveille, Thierry; Reylé, Céline; Allard, France; Homeier, Derek; Robin, Annie C.; Willott, Chris J.; Liu, Michael C.; Dupuy, Trent J. (2008). "CFBDS J005910.90-011401.3: Reaching the T–Y brown dwarf transition?". Astronomy and Astrophysics. 482 (3): 961–971. arXiv:0802.4387. Bibcode:2008A&A...482..961D. doi:10.1051/0004-6361:20079317. S2CID 847552.
  53. ^ a b c Burningham, Ben; Pinfield, David J.; Leggett, Sandy K.; Tamura, Motohide; Lucas, Philip W.; Homeier, Derek; Day-Jones, Avril; Jones, Hugh R. A.; Clarke, J. R. A.; Ishii, Miki; Kuzuhara, Masayuki; Lodieu, Nicolas; Zapatero-Osorio, María Rosa; Venemans, Bram Pieter; Mortlock, Daniel J.; Barrado y Navascués, David; Martín, Eduardo L.; Magazzù, Antonio (2008). "Exploring the substellar temperature regime down to ~550K". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 391 (1): 320–333. arXiv:0806.0067. Bibcode:2008MNRAS.391..320B. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13885.x. S2CID 1438322.
  54. ^ Eisenhardt, Peter R. M.; Griffith, Roger L.; Stern, Daniel; Wright, Edward L.; Ashby, Matthew L. N.; Brodwin, Mark; Brown, Michael J. I.; Bussmann, R. S.; Dey, Arjun; Ghez, Andrea Mia; Glikman, Eilat; Gonzalez, Anthony H.; Kirkpatrick, J. Davy; Konopacky, Quinn; Mainzer, Amy; Vollbach, David; Wright, Shelley A. (2010). "Ultracool Field Brown Dwarf Candidates Selected at 4.5 microns". The Astronomical Journal. 139 (6): 2455. arXiv:1004.1436. Bibcode:2010AJ....139.2455E. doi:10.1088/0004-6256/139/6/2455. S2CID 2019463.
  55. ^ Luhman, Kevin L.; Burgasser, Adam J.; Bochanski, John J. (20 March 2011). "Discovery of a candidate for the coolest known brown dwarf". The Astrophysical Journal Letters. 730 (1): L9. arXiv:1102.5411. Bibcode:2011ApJ...730L...9L. doi:10.1088/2041-8205/730/1/L9. S2CID 54666396.
  56. ^ Rodriguez, David R.; Zuckerman, Benjamin; Melis, Carl; Song, Inseok (10 May 2011). "The ultra cool brown dwarf companion of WD 0806-661B: age, mass, and formation mechanism". The Astrophysical Journal. 732 (2): L29. arXiv:1103.3544. Bibcode:2011ApJ...732L..29R. doi:10.1088/2041-8205/732/2/L29. S2CID 118382542.
  57. ^ Liu, Michael C.; Delorme, Philippe; Dupuy, Trent J.; Bowler, Brendan P.; Albert, Loïc; Artigau, Étienne; Reylé, Céline; Forveille, Thierry; Delfosse, Xavier (28 Feb 2011). "CFBDSIR J1458+1013B: A Very Cold (>T10) Brown Dwarf in a Binary System". The Astrophysical Journal. 740 (2): 108. arXiv:1103.0014. Bibcode:2011ApJ...740..108L. doi:10.1088/0004-637X/740/2/108. S2CID 118344589.
  58. ^ Plait, Phil (24 August 2011). "WISE finds coolest brown dwarfs ever seen!". Discover Magazine.
  59. ^ Clavin, Whitney (8 June 2012). "WISE Finds Few Brown Dwarfs Close To Home". NASA.
  60. ^ Morse, Jon. "Discovered: Stars as Cool as the Human Body". Archived from the original on 7 October 2011. Retrieved 24 August 2011.
  61. ^ Beichman, Charles A.; Gelino, Christopher R.; Kirkpatrick, J. Davy; Barman, Travis S.; Marsh, Kenneth A.; Cushing, Michael C.; Wright, Edward L. (2013). "The Coldest Brown Dwarf (or Free-floating Planet)?: The Y Dwarf WISE 1828+2650". The Astrophysical Journal. 764 (1): 101. arXiv:1301.1669. Bibcode:2013ApJ...764..101B. doi:10.1088/0004-637X/764/1/101. S2CID 118575478.
  62. ^ a b c Clavin, Whitney; Harrington, J. D. (25 April 2014). "NASA's Spitzer and WISE Telescopes Find Close, Cold Neighbor of Sun". NASA.gov. Archived from the original on 26 April 2014.
  63. ^ Eisenhardt, Peter R. M.; Marocco, Federico; Fowler, John W.; Meisner, Aaron M.; Kirkpatrick, J. Davy; Garcia, Nelson; Jarrett, Thomas H.; Koontz, Renata; Marchese, Elijah J.; Stanford, S. Adam; Caselden, Dan (2020). "The CatWISE Preliminary Catalog: Motions from WISE and NEOWISE Data". The Astrophysical Journal Supplement Series. 247 (2): 69. arXiv:1908.08902. Bibcode:2020ApJS..247...69E. doi:10.3847/1538-4365/ab7f2a. S2CID 201645245.
  64. ^ Meisner, Aaron M.; Caselden, Dan; Kirkpatrick, J. Davy; Marocco, Federico; Gelino, Christopher R.; Cushing, Michael C.; Eisenhardt, Peter R. M.; Wright, Edward L.; Faherty, Jacqueline K.; Koontz, Renata; Marchese, Elijah J. (2020). "Expanding the Y Dwarf Census with Spitzer Follow-up of the Coldest CatWISE Solar Neighborhood Discoveries". The Astrophysical Journal. 889 (2): 74. arXiv:1911.12372. Bibcode:2020ApJ...889...74M. doi:10.3847/1538-4357/ab6215. S2CID 208513044.
  65. ^ Marocco, Federico; Caselden, Dan; Meisner, Aaron M.; Kirkpatrick, J. Davy; Wright, Edward L.; Faherty, Jacqueline K.; Gelino, Christopher R.; Eisenhardt, Peter R. M.; Fowler, John W.; Cushing, Michael C.; Cutri, Roc M.; Garcia, Nelson; Jarrett, Thomas H.; Koontz, Renata; Mainzer, Amanda; Marchese, Elijah J.; Mobasher, Bahram; Schlegel, David J.; Stern, Daniel; Teplitz, Harry I. (2019). "CWISEP J193518.59 − 154620.3: An Extremely Cold Brown Dwarf in the Solar Neighborhood Discovered with CatWISE". The Astrophysical Journal. 881 (1): 17. arXiv:1906.08913. Bibcode:2019ApJ...881...17M. doi:10.3847/1538-4357/ab2bf0. S2CID 195316522.
  66. ^ Bardalez Gagliuffi, Daniella C.; Faherty, Jacqueline K.; Backyard Worlds: Planet 9 Citizen Science Collaboration; Schneider, Adam C.; Meisner, Aaron M.; Caselden, Dan; Colin, Guillaume; Goodman, Sam; Kirkpatrick, J. Davy; Kuchner, Marc J.; Gagne, Jonathan; Logsdon, Sarah E.; Burgasser, Adam J.; Allers, Katelyn N.; Debes, John H.; Wisniewski, John (January 2020). "WISE J0830+2837: the first Y dwarf from Backyard Worlds: Planet 9". AAS. 52: 132.06. Bibcode:2020AAS...23513206B.
  67. ^ "Spectral type codes". simbad.u-strasbg.fr. Retrieved 2020-03-06.
  68. ^ a b Burningham, Ben; Smith, Leigh; Cardoso, Cátia V.; Lucas, Philip W.; Burgasser, Adam J.; Jones, Hugh R. A.; Smart, Richard L. (May 2014). "The discovery of a T6.5 subdwarf". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 440 (1): 359–364. arXiv:1401.5982. Bibcode:2014MNRAS.440..359B. doi:10.1093/mnras/stu184. ISSN 0035-8711. S2CID 119283917.
  69. ^ a b c Cruz, Kelle L.; Kirkpatrick, J. Davy; Burgasser, Adam J. (February 2009). "Young L Dwarfs Identified in the Field: A Preliminary Low-Gravity, Optical Spectral Sequence from L0 to L5". The Astronomical Journal. 137 (2): 3345–3357. arXiv:0812.0364. Bibcode:2009AJ....137.3345C. doi:10.1088/0004-6256/137/2/3345. ISSN 0004-6256. S2CID 15376964.
  70. ^ a b Looper, Dagny L.; Kirkpatrick, J. Davy; Cutri, Roc M.; Barman, Travis; Burgasser, Adam J.; Cushing, Michael C.; Roellig, Thomas; McGovern, Mark R.; McLean, Ian S.; Rice, Emily; Swift, Brandon J. (October 2008). "Discovery of Two Nearby Peculiar L Dwarfs from the 2MASS Proper-Motion Survey: Young or Metal-Rich?". Astrophysical Journal. 686 (1): 528–541. arXiv:0806.1059. Bibcode:2008ApJ...686..528L. doi:10.1086/591025. ISSN 0004-637X. S2CID 18381182.
  71. ^ a b c d Kirkpatrick, J. Davy; Looper, Dagny L.; Burgasser, Adam J.; Schurr, Steven D.; Cutri, Roc M.; Cushing, Michael C.; Cruz, Kelle L.; Sweet, Anne C.; Knapp, Gillian R.; Barman, Travis S.; Bochanski, John J. (September 2010). "Discoveries from a Near-infrared Proper Motion Survey Using Multi-epoch Two Micron All-Sky Survey Data". Astrophysical Journal Supplement Series. 190 (1): 100–146. arXiv:1008.3591. Bibcode:2010ApJS..190..100K. doi:10.1088/0067-0049/190/1/100. ISSN 0067-0049. S2CID 118435904.
  72. ^ Faherty, Jacqueline K.; Riedel, Adric R.; Cruz, Kelle L.; Gagne, Jonathan; Filippazzo, Joseph C.; Lambrides, Erini; Fica, Haley; Weinberger, Alycia; Thorstensen, John R.; Tinney, Chris G.; Baldassare, Vivienne (July 2016). "Population Properties of Brown Dwarf Analogs to Exoplanets". Astrophysical Journal Supplement Series. 225 (1): 10. arXiv:1605.07927. Bibcode:2016ApJS..225...10F. doi:10.3847/0067-0049/225/1/10. ISSN 0067-0049. S2CID 118446190.
  73. ^ Reid, Neill. "Colour-magnitude data". www.stsci.edu. Retrieved 2020-03-06.
  74. ^ National Radio Astronomy Observatory (9 April 2020). "Astronomers measure wind speed on a brown dwarf – Atmosphere, interior rotating at different speeds". EurekAlert!. Retrieved 10 April 2020.
  75. ^ Chen, Minghan; Li, Yiting; Brandt, Timothy D.; Dupuy, Trent J.; Cardoso, Cátia V.; McCaughrean, Mark J. (2022). "Precise Dynamical Masses of ε Indi Ba and Bb: Evidence of Slowed Cooling at the L/T Transition". The Astronomical Journal. 163 (6): 288. arXiv:2205.08077. Bibcode:2022AJ....163..288C. doi:10.3847/1538-3881/ac66d2. S2CID 248834536.
  76. ^ "NASA Space Telescopes See Weather Patterns in Brown Dwarf". Hubblesite. NASA. Archived from the original on 2 April 2014. Retrieved 8 January 2013.
  77. ^ "Astronomers Clock High Winds on Object Outside Our Solar System". CNN.com. CNN. 9 April 2020. Retrieved 11 April 2020.
  78. ^ a b Route, Matthew; Wolszczan, Alexander (20 October 2016). "The Second Arecibo Search for 5 GHz Radio Flares from Ultracool Dwarfs". The Astrophysical Journal. 830 (2): 85. arXiv:1608.02480. Bibcode:2016ApJ...830...85R. doi:10.3847/0004-637X/830/2/85. S2CID 119279978.
  79. ^ Rutledge, Robert E.; Basri, Gibor; Martín, Eduardo L.; Bildsten, Lars (1 August 2000). "Chandra Detection of an X-Ray Flare from the Brown Dwarf LP 944-20". The Astrophysical Journal. 538 (2): L141–L144. arXiv:astro-ph/0005559. Bibcode:2000ApJ...538L.141R. doi:10.1086/312817. S2CID 17800872.
  80. ^ a b Berger, Edo; Ball, Steven; Becker, Kate M.; Clarke, Melanie; Frail, Dale A.; Fukuda, Therese A.; Hoffman, Ian M.; Mellon, Richard; Momjian, Emmanuel; Murphy, Nathanial W.; Teng, Stacey H.; Woodruff, Timothy; Zauderer, B. Ashley; Zavala, Robert T. (2001-03-15). "Discovery of radio emission from the brown dwarf LP944-20". Nature (Submitted manuscript). 410 (6826): 338–340. arXiv:astro-ph/0102301. Bibcode:2001Natur.410..338B. doi:10.1038/35066514. PMID 11268202. S2CID 4411256. Archived from the original on 2021-04-27.
  81. ^ Chauvin, Gael; Zuckerman, Ben; Lagrange, Anne-Marie. "Yes, it is the Image of an Exoplanet: Astronomers Confirm the First Image of a Planet Outside of Our Solar System" (Press release). European Southern Observatory. Retrieved 2020-02-09.
  82. ^ Luhman, Kevin L. (April 2013). "Discovery of a Binary Brown Dwarf at 2 pc from the Sun". Astrophysical Journal Letters. 767 (1): L1. arXiv:1303.2401. Bibcode:2013ApJ...767L...1L. doi:10.1088/2041-8205/767/1/L1. ISSN 0004-637X. S2CID 8419422.
  83. ^ a b c d e "X-rays from a Brown Dwarf's Corona". April 14, 2003. Archived from the original on December 30, 2010. Retrieved March 19, 2010.
  84. ^ Route, Matthew (10 August 2017). "Radio-flaring Ultracool Dwarf Population Synthesis". The Astrophysical Journal. 845 (1): 66. arXiv:1707.02212. Bibcode:2017ApJ...845...66R. doi:10.3847/1538-4357/aa7ede. S2CID 118895524.
  85. ^ Kao, Melodie M.; Hallinan, Gregg; Pineda, J. Sebastian; Stevenson, David; Burgasser, Adam J. (31 July 2018). "The Strongest Magnetic Fields on the Coolest Brown Dwarfs". The Astrophysical Journal Supplement Series. 237 (2): 25. arXiv:1808.02485. Bibcode:2018ApJS..237...25K. doi:10.3847/1538-4365/aac2d5. S2CID 118898602.
  86. ^ Route, Matthew (10 July 2017). "Is WISEP J060738.65+242953.4 Really A Magnetically Active, Pole-on L Dwarf?". The Astrophysical Journal. 843 (2): 115. arXiv:1706.03010. Bibcode:2017ApJ...843..115R. doi:10.3847/1538-4357/aa78ab. S2CID 119056418.
  87. ^ Route, Matthew (20 October 2016). "The Discovery of Solar-like Activity Cycles Beyond the End of the Main Sequence?". The Astrophysical Journal Letters. 830 (2): L27. arXiv:1609.07761. Bibcode:2016ApJ...830L..27R. doi:10.3847/2041-8205/830/2/L27. S2CID 119111063.
  88. ^ Bouy, Hervé. "Weighing Ultra-Cool Stars - Large Ground-Based Telescopes and Hubble Team-Up to Perform First Direct Brown Dwarf Mass Measurement" (Press release). European Southern Observatory. Retrieved 2019-12-11.
  89. ^ Bouy, Hervé; Duchêne, Gaspard; Köhler, Rainer; Brandner, Wolfgang; Bouvier, Jérôme; Martín, Eduardo L.; Ghez, Andrea Mia; Delfosse, Xavier; Forveille, Thierry; Allard, France; Baraffe, Isabelle; Basri, Gibor; Close, Laird M.; McCabe, Caer E. (2004-08-01). "First determination of the dynamical mass of a binary L dwarf". Astronomy & Astrophysics. 423 (1): 341–352. arXiv:astro-ph/0405111. Bibcode:2004A&A...423..341B. doi:10.1051/0004-6361:20040551. ISSN 0004-6361. S2CID 3149721.
  90. ^ Bedin, Luigi R.; Pourbaix, Dimitri; Apai, Dániel; Burgasser, Adam J.; Buenzli, Esther; Boffin, Henri M. J.; Libralato, Mattia (2017-09-01). "Hubble Space Telescope astrometry of the closest brown dwarf binary system – I. Overview and improved orbit". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 470 (1): 1140–1155. arXiv:1706.00657. doi:10.1093/mnras/stx1177. hdl:10150/625503. ISSN 0035-8711. S2CID 119385778.
  91. ^ Luhman, Kevin L. (2004-10-10). "The First Discovery of a Wide Binary Brown Dwarf". The Astrophysical Journal. 614 (1): 398–403. arXiv:astro-ph/0407344. Bibcode:2004ApJ...614..398L. doi:10.1086/423666. ISSN 0004-637X. S2CID 11733526.
  92. ^ Reipurth, Bo; Clarke, Cathie (June 2003). "Brown Dwarfs as Ejected Stellar Embryos: Observational Perspectives". IAUS. 211: 13–22. arXiv:astro-ph/0209005. Bibcode:2003IAUS..211...13R. doi:10.1017/s0074180900210188. ISSN 1743-9221. S2CID 16822178.
  93. ^ Faherty, Jacqueline K.; Goodman, Sam; Caselden, Dan; Colin, Guillaume; Kuchner, Marc J.; Meisner, Aaron M.; Gagné, Jonathan; Schneider, Adam C.; Gonzales, Eileen C.; Bardalez Gagliuffi, Daniella C.; Logsdon, Sarah E. (2020). "WISE2150-7520AB: A very low mass, wide co-moving brown dwarf system discovered through the citizen science project Backyard Worlds: Planet 9". The Astrophysical Journal. 889 (2): 176. arXiv:1911.04600. Bibcode:2020ApJ...889..176F. doi:10.3847/1538-4357/ab5303. S2CID 207863267.
  94. ^ Stassun, Keivan G.; Mathieu, Robert D.; Valenti, Jeff A. (March 2006). "Discovery of two young brown dwarfs in an eclipsing binary system". Nature. 440 (7082): 311–314. Bibcode:2006Natur.440..311S. doi:10.1038/nature04570. ISSN 0028-0836. PMID 16541067. S2CID 4310407.
  95. ^ a b Stassun, Keivan G.; Mathieu, Robert D.; Valenti, Jeff A. (2007). "A Surprising Reversal of Temperatures in the Brown-Dwarf Eclipsing Binary 2MASS J05352184-0546085". The Astrophysical Journal. 664 (2): 1154–1166. arXiv:0704.3106. Bibcode:2007ApJ...664.1154S. doi:10.1086/519231. S2CID 15144741.
  96. ^ Farihi, Jay; Christopher, Micol (October 2004). "A Possible Brown Dwarf Companion to the White Dwarf GD 1400". The Astronomical Journal. 128 (4): 1868. arXiv:astro-ph/0407036. Bibcode:2004AJ....128.1868F. doi:10.1086/423919. ISSN 1538-3881. S2CID 119530628.
  97. ^ Maxted, Pierre; Napiwotzki, Ralf; Dobbie, Paul; Burleigh, Matt. "A Sub-Stellar Jonah – Brown Dwarf Survives Being Swallowed" (Press release). European Southern Observatory. Retrieved 2019-12-11.
  98. ^ Casewell, Sarah L.; Braker, Ian P.; Parsons, Steven G.; Hermes, James J.; Burleigh, Matthew R.; Belardi, Claudia; Chaushev, Alexander; Finch, Nicolle L.; Roy, Mervyn; Littlefair, Stuart P.; Goad, Mike; Dennihy, Erik (31 January 2018). "The first sub-70 min non-interacting WD–BD system: EPIC212235321". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 476 (1): 1405–1411. arXiv:1801.07773. Bibcode:2018MNRAS.476.1405C. doi:10.1093/mnras/sty245. ISSN 0035-8711. S2CID 55776991.
  99. ^ Longstaff, Emma S.; Casewell, Sarah L.; Wynn, Graham A.; Maxted, Pierre F. L.; Helling, Christiane (2017-10-21). "Emission lines in the atmosphere of the irradiated brown dwarf WD0137−349B". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 471 (2): 1728–1736. arXiv:1707.05793. Bibcode:2017MNRAS.471.1728L. doi:10.1093/mnras/stx1786. ISSN 0035-8711. S2CID 29792989.
  100. ^ Grether, Daniel; Lineweaver, Charles H. (April 2006). "How Dry is the Brown Dwarf Desert? Quantifying the Relative Number of Planets, Brown Dwarfs, and Stellar Companions around Nearby Sun‐like Stars". The Astrophysical Journal. 640 (2): 1051–1062. arXiv:astro-ph/0412356. Bibcode:2006ApJ...640.1051G. doi:10.1086/500161. ISSN 0004-637X.
  101. ^ Rappaport, Saul A.; Vanderburg, Andrew; Nelson, Lorne; Gary, Bruce L.; Kaye, Thomas G.; Kalomeni, Belinda; Howell, Steve B.; Thorstensen, John R.; Lachapelle, François-René; Lundy, Matthew; St-Antoine, Jonathan (2017-10-11). "WD 1202-024: the shortest-period pre-cataclysmic variable". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 471 (1): 948–961. arXiv:1705.05863. Bibcode:2017MNRAS.471..948R. doi:10.1093/mnras/stx1611. ISSN 0035-8711. S2CID 119349942.
  102. ^ Lira, Nicolás; Blue, Charles E.; Turner, Calum; Hiramatsu, Masaaki. "When Is a Nova Not a 'Nova'? When a White Dwarf and a Brown Dwarf Collide". ALMA Observatory. Archived from the original on 2019-10-22. Retrieved 2019-11-12.
  103. ^ Eyres, Stewart P. S.; Evans, Aneurin; Zijlstra, Albert; Avison, Adam; Gehrz, Robert D.; Hajduk, Marcin; Starrfield, Sumner; Mohamed, Shazrene; Woodward, Charles E.; Wagner, R. Mark (2018-12-21). "ALMA reveals the aftermath of a white dwarf–brown dwarf merger in CK Vulpeculae". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 481 (4): 4931–4939. arXiv:1809.05849. Bibcode:2018MNRAS.481.4931E. doi:10.1093/mnras/sty2554. ISSN 0035-8711. S2CID 119462149.
  104. ^ Meisner, Aaron; Kocz, Amanda. "Mapping Our Sun's Backyard". NOIRLab. Retrieved 1 February 2021.
  105. ^ O'Neill, Ian (12 June 2012). "Brown Dwarfs, Runts of Stellar Litter, Rarer than Thought". Space.com. Retrieved 2012-12-28.
  106. ^ Muzic, Koraljka; Schoedel, Rainer; Scholz, Alexander; Geers, Vincent C.; Jayawardhana, Ray; Ascenso, Joana; Cieza, Lucas A. (2017-07-02). "The low-mass content of the massive young star cluster RCW 38". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 471 (3): 3699–3712. arXiv:1707.00277. Bibcode:2017MNRAS.471.3699M. doi:10.1093/mnras/stx1906. ISSN 0035-8711. S2CID 54736762.
  107. ^ Apai, Dániel; Karalidi, T.; Marley, Mark S.; Yang, H.; Flateau, D.; Metchev, S.; Cowan, N. B.; Buenzli, E.; Burgasser, Adam J.; Radigan, J.; Artigau, Étienne; Lowrance, P. (2017). "Zones, spots, and planetary-scale waves beating in brown dwarf atmospheres". Science. 357 (6352): 683–687. Bibcode:2017Sci...357..683A. doi:10.1126/science.aam9848. PMID 28818943.
  108. ^ Gohd, Chelsea (19 August 2020). "Volunteers spot almost 100 cold brown dwarfs near our sun". Space.com.
  109. ^ a b Apai, Dániel; Pascucci, Ilaria; Bouwman, Jeroen; Natta, Antonella; Henning, Thomas; Dullemond, Cornelis P. (2005). "The Onset of Planet Formation in Brown Dwarf Disks". Science. 310 (5749): 834–6. arXiv:astro-ph/0511420. Bibcode:2005Sci...310..834A. doi:10.1126/science.1118042. PMID 16239438. S2CID 5181947.
  110. ^ Riaz, Basmah; Machida, Masahiro N.; Stamatellos, Dimitris (July 2019). "ALMA reveals a pseudo-disc in a proto-brown dwarf". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 486 (3): 4114–4129. arXiv:1904.06418. Bibcode:2019MNRAS.486.4114R. doi:10.1093/mnras/stz1032. ISSN 0035-8711. S2CID 119286540.
  111. ^ Riaz, Basmah; Najita, Joan. "Punching Above Its Weight, a Brown Dwarf Launches a Parsec-Scale Jet". National Optical Astronomy Observatory. Archived from the original on 2020-02-18. Retrieved 2020-02-18.
  112. ^ a b Riaz, Basmah; Briceño, Cesar; Whelan, Emma T.; Heathcote, Stephen (July 2017). "First Large-scale Herbig-Haro Jet Driven by a Proto-brown Dwarf". Astrophysical Journal. 844 (1): 47. arXiv:1705.01170. Bibcode:2017ApJ...844...47R. doi:10.3847/1538-4357/aa70e8. ISSN 0004-637X. S2CID 119080074.
  113. ^ a b Burrows, Adam; Hubbard, William B.; Lunine, Jonathan I.; Liebert, James (2011). "Tidal evolution of planets around brown dwarfs". Astronomy & Astrophysics. 535: A94. arXiv:1109.2906. Bibcode:2011A&A...535A..94B. doi:10.1051/0004-6361/201117734. S2CID 118532416.
  114. ^ Jewitt, David C., Pan-STARRS 과학 개요 2015-10-16 Wayback Machine에서 보관
  115. ^ Luhman, Kevin L.; Adame, Lucía; d'Alessio, Paola; Calvet, Nuria; Hartmann, Lee; Megeath, S. T.; Fazio, G. G. (2005). "Discovery of a Planetary-Mass Brown Dwarf with a Circumstellar Disk". The Astrophysical Journal. 635 (1): L93–L96. arXiv:astro-ph/0511807. Bibcode:2005ApJ...635L..93L. doi:10.1086/498868. S2CID 11685964.
  116. ^ Ricci, Luca; Testi, Leonardo; Pierce-Price, Douglas; Stoke, John. "Even Brown Dwarfs May Grow Rocky Planets" (Press release). European Southern Observatory. Archived from the original on 3 December 2012. Retrieved 3 December 2012.
  117. ^ Joergens, Viki; Müller, André (2007). "16–20 MJup Radial Velocity Companion Orbiting the Brown Dwarf Candidate Cha Hα 8". The Astrophysical Journal. 666 (2): L113–L116. arXiv:0707.3744. Bibcode:2007ApJ...666L.113J. doi:10.1086/521825. S2CID 119140521.
  118. ^ Joergens, Viki; Müller, André; Reffert, Sabine (2010). "Improved radial velocity orbit of the young binary brown dwarf candidate Cha Hα 8". Astronomy and Astrophysics. 521 (A24): A24. arXiv:1006.2383. Bibcode:2010A&A...521A..24J. doi:10.1051/0004-6361/201014853. S2CID 54989533.
  119. ^ Bennet, David P.; Bond, Ian A.; Udalski, Andrzej; Sumi, Takahiro; Abe, Fumio; Fukui, Akihiko; Furusawa, Kei; Hearnshaw, John B.; Holderness, Sarah; Itow, Yoshitaka; Kamiya, Koki; Korpela, Aarno V.; Kilmartin, Pamela M.; Lin, Wei; Ling, Cho Hong; Masuda, Kimiaki; Matsubara, Yutaka; Miyake, Noriyuki; Muraki, Yasushi; Nagaya, Maiko; Okumura, Teppei; Ohnishi, Kouji; Perrott, Yvette C.; Rattenbury, Nicholas J.; Sako, Takashi; Saito, Toshiharu; Sato, S.; Skuljan, Ljiljana; Sullivan, Denis J.; Sweatman, Winston L.; Tristram, Paul J.; Yock, Philip C. M.; Kubiak, Marcin; Szymański, Michał K.; Pietrzyński, Grzegorz; Soszyński, Igor; Szewczyk, O.; Wyrzykowski, Łukasz; Ulaczyk, Krzysztof; Batista, Virginie; Beaulieu, Jean-Philippe; Brillant, Stéphane; Cassan, Arnaud; Fouqué, Pascal; Kervella, Pierre; Kubas, Daniel; Marquette, Jean-Baptiste (30 May 2008). "A Low-Mass Planet with a Possible Sub-Stellar-Mass Host in Microlensing Event MOA-2007-BLG-192". The Astrophysical Journal. 684 (1): 663–683. arXiv:0806.0025. Bibcode:2008ApJ...684..663B. doi:10.1086/589940. S2CID 14467194.
  120. ^ Burrows, Adam; Hubbard, William B.; Lunine, Jonathan I.; Liebert, James (2013). "The Atomic and Molecular Content of Disks Around Very Low-mass Stars and Brown Dwarfs". The Astrophysical Journal. 779 (2): 178. arXiv:1311.1228. Bibcode:2013ApJ...779..178P. doi:10.1088/0004-637X/779/2/178. S2CID 119001471.
  121. ^ He, Matthias Y.; Triaud, Amaury H. M. J.; Gillon, Michaël (January 2017). "First limits on the occurrence rate of short-period planets orbiting brown dwarfs". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 464 (3): 2687–2697. arXiv:1609.05053. Bibcode:2017MNRAS.464.2687H. doi:10.1093/mnras/stw2391. S2CID 53692008.
  122. ^ Barnes, Rory; Heller, René (2011). "Habitable Planets Around White and Brown Dwarfs: The Perils of a Cooling Primary". Astrobiology. 13 (3): 279–291. arXiv:1211.6467. Bibcode:2013AsBio..13..279B. doi:10.1089/ast.2012.0867. PMC 3612282. PMID 23537137.
  123. ^ Morrison, David (2 August 2011). "Scientists today no longer think an object like Nemesis could exist". NASA Ask An Astrobiologist. Archived from the original on 13 December 2012. Retrieved 2011-10-22.
  124. ^ Whelan, Emma T.; Ray, Thomas P.; Bacciotti, Francesca; Natta, Antonella; Testi, Leonardo; Randich, Sofia (June 2005). "A resolved outflow of matter from a brown dwarf". Nature. 435 (7042): 652–654. arXiv:astro-ph/0506485. Bibcode:2005Natur.435..652W. doi:10.1038/nature03598. ISSN 0028-0836. PMID 15931217. S2CID 4415442.
  125. ^ Basri, Gibor; Martín, Eduardo L. (1999). "[astro-ph/9908015] PPl 15: The First Brown Dwarf Spectroscopic Binary". The Astronomical Journal. 118 (5): 2460–2465. arXiv:astro-ph/9908015. Bibcode:1999AJ....118.2460B. doi:10.1086/301079. S2CID 17662168.
  126. ^ Stassun, Keivan G; Mathieu, Robert D; Valenti, Jeff A (2006-03-16). "Discovery of two young brown dwarfs in an eclipsing binary system". Nature. 440 (7082): 311–314. Bibcode:2006Natur.440..311S. doi:10.1038/nature04570. PMID 16541067. S2CID 4310407.
  127. ^ Scholz, Ralf-Dieter; McCaughrean, Mark (2003-01-13). "eso0303 – Discovery of Nearest Known Brown Dwarf" (Press release). European Southern Observatory. Archived from the original on October 13, 2008. Retrieved 2013-03-16.
  128. ^ Burrows, Adam; Hubbard, William B.; Lunine, Jonathan I.; Liebert, James (2004). "A possible third component in the L dwarf binary system DENIS-P J020529.0-115925 discovered with the Hubble Space Telescope". The Astronomical Journal. 129 (1): 511–517. arXiv:astro-ph/0410226. Bibcode:2005AJ....129..511B. doi:10.1086/426559. S2CID 119336794.
  129. ^ Burgasser, Adam J.; Kirkpatrick, J. Davy; Burrows, Adam; Liebert, James; Reid, I. Neill; Gizis, John E.; McGovern, Mark R.; Prato, Lisa; McLean, Ian S. (2003). "The First Substellar Subdwarf? Discovery of a Metal-Poor L Dwarf with Halo Kinematics". The Astrophysical Journal. 592 (2): 1186–1192. arXiv:astro-ph/0304174. Bibcode:2003ApJ...592.1186B. doi:10.1086/375813. S2CID 11895472.
  130. ^ Wolszczan, Alexander; Route, Matthew (2014). "Timing Analysis of the Periodic Radio and Optical Brightness Variations of the Ultracool Dwarf, TVLM 513-46546". The Astrophysical Journal. 788 (1): 23. arXiv:1404.4682. Bibcode:2014ApJ...788...23W. doi:10.1088/0004-637X/788/1/23. S2CID 119114679.
  131. ^ Maxted, Pierre F. L.; Napiwotzki, Ralf; Dobbie, Paul D.; Burleigh, Matthew R. (2006). "Survival of a brown dwarf after engulfment by a red giant star". Nature (Submitted manuscript). 442 (7102): 543–5. arXiv:astro-ph/0608054. Bibcode:2006Natur.442..543M. doi:10.1038/nature04987. hdl:2299/1227. PMID 16885979. S2CID 4368344. Archived from the original on 2021-04-27.
  132. ^ Luhman, K. L.; Whitney, B. A.; Meade, M. R.; Babler, B. L.; Indebetouw, R.; Bracker, S.; Churchwell, E. B. (2006-08-01). "A Survey for New Members of Taurus with the Spitzer Space Telescope". The Astrophysical Journal. 647 (2): 1180–1191. arXiv:astro-ph/0608548. Bibcode:2006ApJ...647.1180L. doi:10.1086/505572. ISSN 0004-637X. S2CID 16978386.
  133. ^ a b Zhang, ZengHua; Homeier, Derek; Pinfield, David J.; Lodieu, Nicolas; Jones, Hugh R. A.; Pavlenko, Yakiv V. (2017-06-11). "Primeval very low-mass stars and brown dwarfs – II. The most metal-poor substellar object". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 468 (1): 261. arXiv:1702.02001. Bibcode:2017MNRAS.468..261Z. doi:10.1093/mnras/stx350. S2CID 54847595.
  134. ^ Tannock, Megan E.; Metchev, Stanimir; Heinze, Aren; Miles-Páez, Paulo A.; Gagné, Jonathan; Burgasser, Adam J.; Marley, Mark S.; Apai, Dániel; Suárez, Genaro; Plavchan, Peter (March 2021). "Weather on Other Worlds. V. The Three Most Rapidly Rotating Ultra-cool Dwarfs". The Astronomical Journal. 161 (5): 224. arXiv:2103.01990. Bibcode:2021AJ....161..224T. doi:10.3847/1538-3881/abeb67. S2CID 232105126.
  135. ^ "The Extrasolar Planet Encyclopaedia — KMT-2016-BLG-2142 b". exoplanet.eu. Retrieved 2021-01-12.
  136. ^ Route, Matthew; Wolszczan, Alexander (2012). "The Arecibo Detection of the Coolest Radio-flaring Brown Dwarf". The Astrophysical Journal. 2012 (747): L22. arXiv:1202.1287. Bibcode:2012ApJ...747L..22R. doi:10.1088/2041-8205/747/2/L22. S2CID 119290950.
  137. ^ Astrobites (24 June 2020). "Transiting Brown Dwarfs from TESS 2". AAS Nova. Retrieved 2013-03-16.
  138. ^ Tannock, Megan; Metchev, Stanimir; Kocz, Amanda (7 April 2021). "Caught Speeding: Clocking the Fastest-Spinning Brown Dwarfs". NOIRLab. Retrieved 9 April 2021.

외부 링크

무료사전인 위키사전에서 갈색왜성을 찾아보세요.
Wikimedia Commons는 Brown Dwarf와 관련된 미디어를 가지고 있다.

역사

세부 사항

별들