Sterrekunde

Is dit gevaarlik om 'n bruin dwerg van L van naby te bekyk?

Is dit gevaarlik om 'n bruin dwerg van L van naby te bekyk?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Is sommige L-tipe bruin dwerge helder genoeg sodat dit gevaarlik vir die oë sou wees as 'n mens dit van bewoonde afstand of nader bekyk? Indien nie, is die swakste M-tipe sterre ungevaarlik om vanaf bewoonbare afstand ook na te kyk? T-tipe bruin dwerge is dof genoeg dat daar geen gevaar mag wees nie, en Y-tipe is onsigbaar.


'N Tipiese bruin dwerg van die L-tipe is ongeveer 1200-2200 K in oppervlaktemperatuur en is ongeveer die grootte van Jupiter. Met behulp van die Stefan-Boltzmann-wet kan ons aflei dat die warmste bruin dwerge 'n helderheid van$$ Big ( dfrac {2200} {5778} Big) ^ 4 cdot Big ( dfrac {1R_J} {1R_ odot} Big) ^ 2 = 0.00021224 L_ odot $$

Volgens Wikipedia is die mees skynbare omvang wat pyn veroorsaak $-25$. Ons kan die helderheidsformule vir skynbare grootte en afstand gebruik om te bereken hoe ver 'n waarnemer moet wees om hierdie grootte te ervaar: $$ 0.00021224 = 0.0813 text {ly} ^ {- 2} d ^ 2 cdot10 ^ {- 0.4 cdot (-25)} $$

Die oplossing van die vergelyking gee $ d = 0,03232 teks {AU} $, of $67.62 $ keer die bruin dwerg se radius. Gebruik hierdie nuttige HZ-sakrekenaar en koppel aan $ T_ {eff} = 2200 $ en $ L = 0,00021224 $, kry ons die afstand moet tussen wees $0.015$ en $0.032$ AU, wat binne daardie limiet is. Hierdie reeks is binne die limiet vir $-25$ skynbare omvang, so nee, om veilig na bruin dwerge in hul bewoonbare gebied te kyk.


Bruin dwerg

Bruin dwerge is substellêre voorwerpe wat nie massief genoeg is om kernversmelting van gewone waterstof (1H) in helium in hul kern te onderhou nie, anders as hoofreekssterre. Hulle het 'n massa tussen die mees massiewe gasreusplanete en die minste massiewe sterre, ongeveer 13 tot 80 keer dié van Jupiter (M J). [2] [3] Hulle is egter in staat om deuterium (2 H) te versmelt, en die mees massiewe (& gt 65 M J) in staat is om litium (7 Li) te smelt. [3]

Sterrekundiges klassifiseer selfligterige voorwerpe volgens spektraalklas, 'n onderskeid wat intiem gekoppel is aan die oppervlaktemperatuur, en bruin dwerge beset soorte M, L, T en Y. [4] [5] Aangesien bruin dwerge nie stabiele waterstoffusie ondergaan nie, verkoel dit met verloop van tyd af, en geleidelik deur latere spektraaltipes gaan soos hulle ouer word.

Ondanks hul naam, sal bruin dwerge vir die blote oog verskillende kleure vertoon, afhangende van hul temperatuur. [4] Die warmste is moontlik oranje of rooi, [6] terwyl koeler bruin dwerge waarskynlik magenta vir die menslike oog lyk. [4] [7] Bruin dwerge kan volledig konvektief wees, sonder lae of chemiese differensiasie volgens diepte. [8]

Alhoewel dit oorspronklik in die 1960's teoreties bestaan ​​het, is die eerste ondubbelsinnige bruin dwerge eers in die middel van die negentigerjare ontdek. Aangesien bruin dwerge relatief lae oppervlaktemperature het, is dit nie baie helder op sigbare golflengtes nie, wat die grootste deel van hul lig in die infrarooi uitstraal. Met die koms van meer bekwame infrarooi-opsporingstoestelle is duisende bruin dwerge geïdentifiseer. Die naaste bekende bruin dwerge is geleë in die Luhman 16-stelsel, 'n binêre van L- en T-tipe bruin dwerge op 'n afstand van ongeveer 6,5 ligjaar. Luhman 16 is die derde naaste stelsel aan die son na Alpha Centauri en Barnard's Star.


Waterwolke oor 'n skelm planeet

Slegs 7 ligjare weg van die son - feitlik in ons skoot in galaktiese terme - lê 'n wonderlike voorwerp. WISE 0855 genoem, dit is nie regtig 'n ster nie, want dit is heeltemal te laag in massa om kernfusie in sy kern aan te steek. Dit is die goue standaard vir sterre, en WISE 0855 skiet ver, baie kort.

Voorwerpe soos dié word gewoonlik bruin dwerge genoem, maar selfs dan is dit nie duidelik dat WISE 0855 tussen drie en tien keer die massa van Jupiter het nie, en bruin dwerge vervaag tot in planete naby die top van die reeks. Dit kan dus heel moontlik 'n baie massiewe planeet wees.

Maar dit wentel nie om 'n ster nie. As dit 'n planeet is, is dit 'n skelm planeet.

Verbaas? Daar is meer: ​​die temperatuur van hierdie grensvoorwerp is slegs ongeveer 250 Kelvins, wat ongeveer -25 ° C is. Dit beteken dat die oppervlaktemperatuur onder die vriespunt van water is.

Dit is al 'n paar jaar bekend, maar ons is nog steeds nie klaar nie. Onlangs is 'n nuwe en moeilike stel waarnemings van WISE 0855 gedoen en dit dui daarop dat die skelm planeet watervolke in sy atmosfeer kan hê! As dit waar is, sluit dit aan by net vier ander voorwerpe waarvan dit bekend is: Jupiter, Saturnus, Mars ... en die Aarde. Dit maak dit die eerste voorwerp buite die sonnestelsel bekend dat hulle dit het.

Hoe is dit dan bepaal?

Sterrekundiges het WISE 0855 waargeneem met Gemini North, een van die grootste teleskope ter wêreld wat infrarooi lig kan waarneem. Dit is belangrik, want al is WISE 0855 die sewende naaste bekende voorwerp buite die sonnestelsel, is dit so cool dat dit ongelooflik flou is. Hulle het dit gedurende twee weke 14 uur lank waargeneem, en selfs dan was die gegewens wat hulle gekry het, luidrugtig. Maar hulle was skoon genoeg, en dit is wat tel.

Skemer et al. uit hul vraestel

Die sterrekundiges het spektra geneem en die lig van WISE 0855 in verskillende kleure gebreek. Verskillende molekules in sy atmosfeer absorbeer lig op baie spesifieke golflengtes, dus deur die gapings in die spektrum te soek, kan die bestanddele geïdentifiseer word. Die spektrum kan ook vergelyk word met ander voorwerpe soos Jupiter, sowel as atmosferiese modelle wat geskep is met behulp van die bekende fisika van hierdie voorwerpe (met behulp van dinge soos hul massa, temperatuur, digtheid en baie verskillende atmosferiese gasse om te bereken hoe hul verwagte spektra moet lyk. soos).

Wat hulle gevind het, was absorpsie-eienskappe wat ooreenstem met waterdampwolke. Nie net dit nie, hulle het die spektrum vergelyk met modelle van 'n soortgelyke voorwerp met en sonder wolke, en die model met wolke pas duidelik beter.

Die modelle pas nie perfek nie, so hier is meer aan die gang, miskien wolkstruktuur wat lig deur verskillende hoogtes laat deurdring, of die voorwerp het 'n effens ander chemiese samestelling as wat gemodelleer word.

Interessant genoeg, pas die rooier (langer golflengte) deel van die spektrum van WISE 0855 die van Jupiter redelik goed, maar by korter, blouer golflengtes verskil hulle sterk. Daardie deel van Jupiter se spektrum word oorheers deur absorpsie uit fosfien (PH3). * Die wetenskaplikes merk op dat in Jupiter warmer gasse uit die binnekant met koeler dinge hoër op meng, wat toestande skep waar fosfine kan bestaan. Miskien het WISE 0855 nie die onstuimige vermenging nie.

Ek vind dit nogal ongelooflik: net deur die twee spektra te vergelyk, kan ons opgevoed raai oor die binnekant van 'n massiewe voorwerp wat meer as 70 biljoen kilometer verder is.

Gegewe die werklik vreemde aard van hierdie dier - nie planeet of bruin dwerg nie, maar met eienskappe van beide - en hoe naby dit is, vermoed ek dat dit 'n vroeë teiken vir die James Webb-ruimteteleskoop sal wees. Met sy enorme spieël en hoë sensitiwiteit in die infrarooi, sou die sterrewag in die baan ons baie, baie beter data kon gee, aangesien dit die lig van WISE 0855 opspoor. Dit sal weens die bekendstelling in 2018, so wie weet? Oor 'n paar jaar weet ons miskien nog baie meer oor hierdie flou, koue, eensame dwalende wêreld tussen die sterre.


Op 'n bruin dwerg van 35 ligjare weg, storm 'n stormsterk wind & # 039

Om die windspoed op aarde te meet, is in beginsel nie baie moeilik nie. Vind 'n vaste plek om vas te staan ​​en gebruik 'n windmeter. Boom. Klaar.

Op 'n bruin dwerg wat effens taaier is. Eerstens is daar geen plek om te staan ​​nie. Vir die ander is die naaste baie triljoene kilometers ver. NOAA mag u nie daarvoor 'n toelaag gee nie.

Meer slegte sterrekunde

Maar sterrekundiges is slim mense en het vir die eerste keer 'n manier bedink om dit te doen. En net soos hier op aarde, is dit in beginsel nie baie moeilik nie.

'N Bruin dwerg is 'n massiewe voorwerp as 'n planeet, maar minder massief as 'n ster. Die massa-reeks is ongeveer 13 tot 80 keer Jupiter se massa. Dit is die gebied waar dit deuterium kan versmelt, 'n isotoop van waterstof en litium bo die boonste limiet wat kan begin om gewone waterstof te smelt, en 'n voorwerp wat dit kan doen, is 'n regte ster.

Soos gasreusplanete en -sterre, het bruin dwerge nie 'n oppervlak nie op sigself, net gas wat al hoe dikker word as jy dieper na die middel daarvan gaan. Daar is dus geen plek om te staan ​​om windspoed te meet nie.

Hulle het egter funksies bo-aan hul wolke soos storms (dink maar aan Jupiter's Red Spot). Selfs die naaste bruin dwerge is te ver om so iets direk te sien, maar wat jy kan doen, is om die helderheid daarvan mettertyd baie noukeurig te meet. As die bruin dwerg draai, sal die storm in en buite sig draai en dan weer terug, sodat u die rotasiesnelheid so kan bereken deur die helderheid van die dwergveranderings.

Maar dit is nie die windsnelheid nie, want u weet nie of die atmosfeer teen dieselfde snelheid draai as die lae daaronder nie. Hoe kan u dit meet?

Windspoed teenoor rotasie van 'n bruin dwerg. Jupiter word daar ingegooi as 'n groottevergelyking. Krediet: Bill Saxton, NRAO / AUI / NSF

Nog 'n truuk: bruin dwerge het sterk magnetiese velde. Elektrone gons rondom hierdie velde en sirkel om hulle soos krale op 'n draad. Wanneer elektrone so rondbeweeg, gee hulle lae energie-lig af in die vorm van radiogolwe, wat op die aarde opgespoor kan word. U kan soek na periodisiteit in die radiogolwe wat dui op 'n rotasiesnelheid. En hier is die lekkerste deel: Magnetiese velde word diep in 'n bruin dwerg gegenereer, in 'n sekere sin daaraan geanker, dus deur te meet hoe lank dit neem om die magneetveld een keer te draai, meet u die rotasie van die lae!

Dus: neem die periode wat u vir die top van die atmosfeer gemeet het, en trek die periode wat u vir die diep lae gemeet het met behulp van die magnetiese veld af. Voila! Die verskil is te wyte aan windspoed en vertel u hoe vinnig die wind waai.

Die bruin dwerg 2MASS J10475385 + 2124234 (pyl, ja, ernstig, kyk mooi) is 35 ligjaar weg en is die eerste voorwerp wat sy atmosferiese windspoed gemeet het. Krediet: Aladin / 2MASS

Om dit te probeer kyk sterrekykers na die bruin dwerg 2MASS J10475385 + 2124234 (2MASS J1047 vir sy vriende). Dit is net meer as 34 ligjare weg, naby genoeg om die nodige metings te maak. Met behulp van die Spitzer-ruimteteleskoop in 2017 om infrarooi skommelinge in die atmosfeer te soek, het hulle 'n rotasietyd van 1.741 ± 0.007 uur gekry (dit is redelik vinnig dat Jupiter 'n bietjie minder as 10 uur neem om een ​​keer te draai).

Die rotasietydperk van die atmosfeer van die bruin dwerg 2MASS J10475 word geopenbaar deur 'n periodieke verandering in helderheid elke 1.742 uur. Krediet: Allers et al.

Met behulp van die Karl G. Jansky Very Large Array in die New Mexico woestyn het hulle 'n periodisiteit in die Verenigde State gemeet radio sein van 1,751 tot 1,765 uur (ongelukkig kon hulle dit nie beter vaspyker nie). Maar soos u kan sien, is daar 'n beduidende tydsverskil tussen die atmosferiese rotasie en die dieper lae. Dit is die windspoed!

Wel, oeps, dit is eintlik net 'n tydsverskil. Om dit in 'n spoed jy benodig 'n afstand (spoed = afstand afgelê / tyd). Om dit te doen, moes hulle twee aannames maak: die een is die grootte van die bruin dwerg en die ander is dat die funksie wat hulle in die atmosfeer meet, op of naby die ewenaar is (as dit naby die pole is wat die afstand verander reis as die dwerg draai). Gegewe wat ons van bruin dwerge weet, is dit nie 'n slegte aanname nie. En ons het redelike goeie modelle vir hoe groot hulle verskillende eienskappe het.

Hulle kry 'n radius van 2MASS J1047 van 67.200 km (wat dit 'n bietjie kleiner maak as wat Jupiter-bruin dwerge geneig is om te krimp as u vreemd genoeg massa daaraan toevoeg). Gegewe dit alles bereken hulle dus 'n windspoed vir die bruin dwerg van 650 ± 310 meter / sekonde, of 2340 kilometer per uur (±1115).

Dit is 'n sterk wind. Ek het die vinnigste, nie-tornadiese windspoed wat nog ooit op die aarde gemeet is, net meer as 400 km / u gesteek. In 'n tornado is dit waarskynlik ongeveer 500 km / u.

Op die bruin dwerg waai die wind aansienlik vinniger as dit. As u uself sou probeer veranker op 'n grond wat nie bestaan ​​nie, sou dit wees soos om in die kragtigste tornado ooit op aarde te staan, behalwe vinniger. Die hele tyd.

As u wonder hoe dit sou wees om in so 'n wind te wees, is die kort antwoord vieslik *, en die langer antwoord is: Gaan kyk wat Randall Munroe daaroor geskryf het. Let daarop dat sy opstel vir 800 km / u winde is, dit is 'n baie stadiger as wat met 2MASS J1047 aangaan.

Ek woon in Colorado, waar ons gereeld Chinooks of föhn-winde kry, waar lug wat oor die Rockies vloei baie vinnige dalingskepe skep wat die oppervlak tref en dan horisontaal oor die grond beweeg. As die toestande reg is, sal ons uit die niet deur 'n wind van 70 km / u getref word wat die huis raas en die kak uit ons skrik.


'N Baie digte oase in die bruin dwergwoestyn

Wat met al die gepraat van eksoplanete onlangs, dit is maklik om van bruin dwerge te vergeet. Maar dit is nie vreeslik regverdig nie! Dit is voorwerpe wat baie massiewer is as planete, maar wat nie gebeur nie nogal genoeg massa het om waterstof in helium in hul kern te smelt - 'n voorwerp wat dit kan doen, is per definisie 'n ster.

Sommige mense noem hulle mislukte sterre, waarvan ek nie hou nie. Miskien oorpresteer hulle net planete!

Die boonste grens van die massa van 'n bruin dwerg is ongeveer 80 keer die van Jupiter (of, indien u dit verkies, ongeveer 0,08 keer die massa van die Son). Dit is in sommige omstandighede nie moeilik en vinnig nie, maar bruin dwerge kan meer as dit wees, maar as 'n rowwe getal werk dit.

Die onderste limiet is moeiliker om te definieer. Sodra u ongeveer 13 keer Jupiter se massa kry, kan 'n voorwerp deuterium ('n isotoop van waterstof) in sy kern versmelt, alhoewel dit nie lank hou nie. Tog is dit 'n ordentlike plek om 'n afsnypunt te maak, so ons sê dat 'n voorwerp met 'n massa tussen 13 en 80 Jupiters 'n bruin dwerg is.

Die eerste ware bruin dwerg, Teide 1, is in 1995 ontdek en die tweede, Gliese 229b, is ongeveer dieselfde tyd gevind. Sedertdien het ons 'n paar duisende meer ontdek.

Aangesien meer gevind is, baie geïsoleerde en baie wentelende "normale" sterre, is 'n interessante neiging gesien: in wese is daar geen gevind wat om hul gasheerster wentel nie, minder as ongeveer 450 miljoen kilometer (drie keer die afstand van die aarde vanaf die son). Dit word die genoem bruin dwergwoestyn, en baie sterrekundiges het oor die betekenis daarvan gestry. Miskien vorm bruin dwerge nie so naby nie. Miskien vorm hulle verder buite, maar anders as planete kan hulle nie nader aan hul gasheerster beweeg nie. Een span sterrekundiges het opgemerk dat die "droogste" deel van die woestyn, waar eintlik geen bruin dwerge gesien word nie, is waar die dwergmassa tussen 35 en 55 Jupiters is, en met periodes van minder as 100 dae.

En sommige sterrekundiges het gesê dat hierdie woestyn miskien nie 'n ware ding is nie. Miskien is dit net moeilik om sulke metgeselle te vind, en ons sien hulle dus net nie.

Dit is nog onduidelik. Maar, in 'n pas gepubliseerde nuwe artikel, het sterrekundiges aangekondig dat hulle 'n bruin dwerg in die middel van die "woestyn" -streek gevind het.

Die bruin dwerg (laat ek dit maar kortweg BD noem) heet EPIC 212036875b (kom ons sê EPIC 212b, want my vingers is al moeg om dit uit te tik) en is ontdek in data van die Kepler-ruimteteleskoop, wat ontwerp is om na eksoplanete te soek. Dit is ongeveer 1 000 ligjaar weg en dit wentel om 'n ster wat baie soos die son lyk, alhoewel dit ietwat massiewer en warmer is.

EPIC 212b is 'n boeiende voorwerp. Daar is gesien dat dit sy gasheerster deurgaan en direk voor hom verbygaan soos van die aarde gesien. Die hoeveelheid lig wat dit blokkeer, gee sy grootte, wat ongeveer 0,87 keer Jupiter s'n is - dit is dus kleiner as ons eie grootste planeet! Terwyl hy om die ster wentel, trek sy swaartekrag daarop, en dit kan opgespoor word met behulp van ander teleskope, wat gebruik kan word om die massa te kry. Waarnemings van EPIC 212b dui aan dat die massa 52 keer die massa van Jupiter is, en dit na die boonste punt van die massa-reeks BD's plaas.

Dit is interessant dat dit binne net 5,17 dae om die ster wentel - die jaar is minder as 'n week. Dit stel dit net 9 miljoen km van die ster af, wat reg is in daardie 'droë streek' wat gedink word om te bestaan. Dit is 'n oase in die bruin dwergwoestyn! Dit is onduidelik of dit net 'n baie seldsame voorwerp is, en of dit miskien vir ons sê dat die uitgeputte wentelbaan rondom sterre nie so woestyn is as wat ons gedink het nie.

Wetenskaplik is dit baie interessant. Ons weet nog steeds nie hoe bruin dwerge in detail vorm nie, sommige kan soos sterre vorm en direk uit 'n gaswolk ineenstort, terwyl ander soos planete kan vorm en materiaal van die skyf om 'n ster kan versamel soos dit vorm. Die besonderhede hiervan is ingewikkeld, maar as ons dit uitvind, kan dit ons verstaan ​​hoe al drie hierdie voorwerpe vorm.

En hoewel hierdie ontdekking redelik interessant is, is daar 'n ander aspek wat my uitgespring het toe ek die koerant gelees het. En ek voel 'n bietjie skaam dat ek nog nie daaraan gedink het nie ...

Kom ons maak 'n bietjie rugsteun. Kyk weer na die getalle vir EPIC 212b: dit is 52 keer die massa van Jupiter, maar dit is kleiner, met die radius van Jupiter 0,87 keer. Wag wat?

As u massa by iets voeg, word dit gewoonlik groter. Maar BD's verskil. Hul kern is so dig dat die kwantummeganika sy kop uitsteek, en as daar iets aan QM is, is dit skroef. Die saak in die kern van 'n BD is wat ontaard word, waar elektrone so hard aanmekaar gepars word dat hulle euwel raak en regtig hard rondkrabbel. Die besonderhede is ... ingewikkeld, maar uiteindelik, as u massa by 'n BD voeg, word dit eintlik kleiner.

Maar dit beteken dat dit ook raak digter. Soms a baie digter.

EPIC 212b het 52 keer die massa van Jupiter. As dit dieselfde grootte as Jupiter gehad het, sou dit 52 keer digter wees. Maar dit is kleiner, met slegs 0,66 keer die volume van die planeet (onthou, die volume gaan as die radius in blokkies). As u dit alles in ag neem, is dit byna 80 keer digter as Jupiter!

Jupiter is 'n gasreus, dus is die digtheid daarvan nie soveel nie, ongeveer 1,3 gram per kubieke sentimeter (die aarde, wat bestaan ​​uit metaal en rots, is baie digter met 5,5 g / cc). Maar dit beteken dat EPIC 212b meer as 100 gram per cc is! Dit is dig.

Hoe dig? Wel, yster het 'n digtheid van 8 g / cc, en EPIC 212b is dus 12 keer digter as yster. Sjoe! Dink daaraan so: as u 'n liter EPIC 212b ('n kubus 10 cm aan 'n kant) opskep en dit aarde toe bring, sou dit 100 kilogram weeg! U moet redelik sterk wees net om dit op te tel.

En dit is die gemiddelde digtheid van EPIC 212b. Dit is waarskynlik laer digtheid naby die oppervlak en baie hoër in die kern. Die kern daarvan is baie digter as die son se kern! Maar die kern van die Son is baie warm, en as u 'n gas verhit, brei dit uit. As u kon aanhou om massa by EPIC 212b te voeg totdat dit genoeg was om waterstoffusie in sy kern te begin, sal dit ook uitbrei en baie groter word as Jupiter (alhoewel dit nog baie kleiner is as die son), wat beteken dat die digtheid daadwerklik baie sal daal . Die Son se gemiddelde digtheid is per slot van rekening slegs 1 g / cc (alhoewel meer as 150 in die kern).

Vergelyking van die grootte van die son, 'n rooi dwergster met 'n lae massa, 'n bruin dwerg, Jupiter en die aarde. Krediet: NASA / JPL-Caltech / UCB

Dit knou my brein. Selfs voorwerpe soos sterre is nie baie dig nie, soortgelyk aan planete. Natuurlik is wit dwerge en neutronsterre baie digter, maar dit is bisarre voorwerpe met verskriklike vreemde eienskappe. Ek verwag dat dinge vreemd met hulle sal wees.

Ondanks al hierdie tyd wat ek oor bruin dwerge gelees het (en dit selfs professioneel bestudeer), dink ek steeds aan hulle as iets tussen planete en sterre, gedefinieer deur hul grense. Maar soos die fenomenale digtheid aandui, hulle is ook nie. Om hulle mislukte sterre of superplanete te noem, is nie regverdig teenoor enige van hierdie voorwerpe nie en benadeel ons om op 'n sekere manier daaraan te dink as hulle nie verplig is om so op te tree nie.

Ek het hierdie probleem telkens raakgeloop, en ek probeer dit losbreek, so dit verbaas my as ek, soos in hierdie geval, steeds om my brein skuil. Ek is bly dat ek die kans gekry het om weer van hierdie spinnerakke ontslae te raak.


Bruin dwerg T partytjie

Sterrekundiges wat die Spitzer-ruimteteleskoop gebruik, het gevind dat 'n paar bruin dwerge om nabygeleë sterre wentel. Terwyl bruin dwerge rondom ander sterre redelik gereeld gesien word, is dit om verskeie redes handig.

Een daarvan, HN Peg B, is interessant omdat dit redelik lae massa is, ongeveer 20 keer Jupiter se massa. Dit maak dit wat 'n T-dwerg genoem word. Diegene onder u wat Astronomie 101 geneem het, kan onthou dat sterre volgens hul spektra geklassifiseer word, wat ongeveer ooreenstem met hul massa en temperatuur. Die warmste, massiefste sterre is O-sterre; dan gaan hulle laer massa en koeler, is dit B, A, F, G, K, M. M-sterre is die laagste massa sterre wat waterstof in helium in hul kern kan smelt. Maar bruin dwerge is koeler en laer. Hulle word aan die einde van die lys hierbo gevoeg, aangesien L en T dwerge. T-dwergies is so koel dat hulle metaan in hul atmosfeer kan hê (in warmer sterre breek metaan af).

HN Peg B wentel om 'n ster wat ongeveer 60 ligjaar weg is, relatief naby as dit gaan. Aangesien dit naby is, is dit makliker om 'n beeld daarvan te kry (dit lyk helderder en verder weg van sy ouerster). Die ouerster is self interessant, omdat dit 'n sonkrag analoog, 'n ster soos die Son. Vir diegene wat tuis hou, is dit 'n G0, of effens massiewer en warmer as die son. Geen T-dwerg is nog ooit gesien wat om 'n ster soos hierdie wentel nie. Dit is waarskynlik algemeen (G-sterre vorm ongeveer 10% van alle sterre, en sommige sal waarskynlik bruin dwerggeselle hê), maar T-dwerge is so flou in vergelyking met hul ouersterre dat dit regtig moeilik is om dit op te spoor. Hierdie een kan op beelde gesien word omdat T-dwerge die meeste van hul lig in die infrarooi blus, waar G-sterre relatief dof is. Dit verhoog die kontras en maak die T-dwerg makliker om te sien.

Maar die netjiesste ding van die T-dwerg is dat hy jonk is: HN Peg A, soos dit genoem word, is waarskynlik net ongeveer 300 miljoen jaar oud (dit kan gevind word deur na 'n aantal eienskappe te kyk, insluitend hoe vinnig dit draai (jonger) sterre is geneig om vinniger te draai), hoeveel litium dit het (litium word maklik in sterre vernietig, dus meer litium beteken dat die ster jonger is), magnetiese aktiwiteit (gekoppel aan spin, sodat jong sterre sterker magnetiese velde het) en ander eienskappe) .

As ons aanneem dat HN Peg B saam met A gevorm het, is dit waarskynlik dat die bruin dwerg ook jonk is. Alle ander T-dwerge wat ooit gesien is, is baie ouer, soos 'n miljard jaar of langer, en dit is cool om een ​​te sien wat hierdie jong is. Sterrekundiges kan meer te wete kom oor T-dwerge!

Meer leer is altyd goed. Altyd.

Die ander T-dwerg is gevind wat wentel om die ster HD 3651 A, wat ongeveer 35 ligjaar weg is. Hierdie een is cool omdat 'n planeet reeds opgespoor is wat om HD 3651 A. wentel. Dit is 'n Saturnus-massa planeet wat om die ster wentel so ver as wat Mercurius om ons Son wentel. Dit is bekend dat die wentelbaan van die planeet hoogs ellipties is, wat ongewoon is vir so 'n nabye planeet - getye van die ster is geneig om die planete se wentelbane sirkel te maak. Daar word al 'n rukkie gedink dat 'n massiewe voorwerp verder buite die binneplaneet ellipties kan hou, en dit word nou bevestig. Die T-dwerg HD 3651 B wentel die ster ongeveer tien keer verder as Pluto om die Son, wat 'n redelike wandeling is, maar naby genoeg dat dit die baan van die innerlike planeet kan verdraai.

Ek het 'n paar jaar bruin dwerge bestudeer, en ek stel redelik daarin belang. Ek veronderstel dat ek myself 'n opgeleide leek sou noem as dit by hierdie ouens kom (in teenstelling met regte kundiges soos diegene wat hierdie studies bestuur het), so ek weet nie wat dit is nie. Maar dit is lekker om te sien dat die veld soveel vordering maak, en soos gewoonlik is ek redelik gretig om uit te vind wat volgende gaan gebeur!


Inhoud

Vroeë teoretisering Redigeer

Die voorwerpe wat nou 'bruin dwerge' genoem word, is in die 1960's deur Shiv S. Kumar geteoretiseer en bestaan ​​oorspronklik uit swart dwerge, [9], 'n klassifikasie vir donker substellêre voorwerpe wat vrylik in die ruimte dryf en nie massief genoeg was om waterstoffusie te handhaaf nie. Egter: (a) die term swart dwerg was reeds in gebruik om na 'n koue wit dwerg te verwys (b) rooi dwerge versmelt waterstof en (c) hierdie voorwerpe kan vroeg in hul lewens helder wees op sigbare golflengtes. As gevolg hiervan is alternatiewe name vir hierdie voorwerpe voorgestel, waaronder planetar [ gaan spelling na ] en substar. In 1975 het Jill Tarter die term "bruin dwerg" voorgestel en 'bruin' as 'n benaderde kleur gebruik. [6] [10] [11]

Die term "swart dwerg" verwys steeds na 'n wit dwerg wat afgekoel het tot op die punt dat dit nie meer beduidende hoeveelhede lig uitstraal nie. Die tydsduur vir selfs die laagste massa dwerg om tot hierdie temperatuur af te koel, word egter bereken dat dit langer is as die huidige ouderdom van die heelal, en daar word verwag dat sulke voorwerpe nog nie sal bestaan ​​nie.

Vroeë teorieë aangaande die aard van die sterre met die laagste massa en die limiet vir die verbranding van waterstof dui daarop dat 'n populasie waarteen ek beswaar het met 'n massa van minder as 0,07 sonmassas (M ) of 'n populasie II-voorwerp van minder as 0,09 M sou nooit deur normale sterre-evolusie gaan nie en sou 'n heeltemal ontaarde ster word. [12] Die eerste selfbestaande berekening van die waterstofverbrandende minimum massa bevestig 'n waarde tussen 0,07 en 0,08 sonmassas vir populasie I-voorwerpe. [13] [14]

Deuterium fusion Edit

Die ontdekking van deuterium wat tot 0,013 sonmassas afgebrand het en die impak van stofvorming in die koel buitenste atmosfeer van bruin dwerge in die laat 1980's, het hierdie teorieë in twyfel getrek. Dit was egter moeilik om sulke voorwerpe te vind omdat dit byna geen sigbare lig uitstraal nie. Die sterkste uitstoot daarvan is in die infrarooi (IR) spektrum, en IR-detektore op die grond was op daardie tydstip te onakkuraat om enige bruin dwerge maklik te identifiseer.

Sedertdien het hierdie soeke na verskillende soorte met verskillende metodes gesoek. Hierdie metodes het meerkleurige beeldopnames rondom veldsterre ingesluit, beeldopnames vir dowwe metgeselle van hoofreeksdwerge en wit dwerge, opnames van jong sterreswerms en radiale snelheidsmonitering vir nabye metgeselle.

GD 165B en klas "L" Edit

Jare lank was pogings om bruin dwerge te ontdek vrugteloos. In 1988 is 'n flou metgesel van 'n ster bekend as GD 165 egter gevind in 'n infrarooi soektog na wit dwerge. Die spektrum van die metgesel GD 165B was baie rooi en raaiselagtig en toon geen van die kenmerke wat van 'n lae massa-rooi dwerg verwag word nie. Dit het duidelik geword dat GD 165B as 'n baie koeler voorwerp as die nuutste geklassifiseer moes word M dwerge toe bekend. GD 165B het byna 'n dekade uniek gebly tot die koms van die Two Micron All-Sky Survey (2MASS), wat baie voorwerpe met soortgelyke kleure en spektrale eienskappe ontdek het.

GD 165B word vandag erken as die prototipe van 'n klas voorwerpe wat nou 'L dwerge ". [15] [16]

Alhoewel die ontdekking van die coolste dwerg destyds baie belangrik was, is daar wel gedebatteer of GD 165B as 'n bruin dwerg of bloot 'n ster met 'n baie lae massa sou geklassifiseer word, want dit is waarnemend baie moeilik om die twee te onderskei. [ aanhaling nodig ]

Kort na die ontdekking van GD 165B is ander bruindwergkandidate aangemeld. Die meeste het egter nie hul kandidaatskap gestand gedoen nie, want die afwesigheid van litium het getoon dat hulle sterre voorwerpe was. Ware sterre verbrand hul litium binne 'n bietjie meer as 100 Myr, terwyl bruin dwerge (wat verwarrend temperatuur en helderheid kan hê wat soortgelyk is aan ware sterre) dit nie sal doen nie. Die opsporing van litium in die atmosfeer van 'n voorwerp ouer as 100 Myr verseker dus dat dit 'n bruin dwerg is.

Gliese 229B en klas "T" - die metaan dwerge Edit

Die eerste klas "T" Brown Dwerg is in 1994 ontdek deur Caltech-sterrekundiges Shrinivas Kulkarni, Tadashi Nakajima, Keith Matthews en Rebecca Oppenheimer, [17] en die wetenskaplikes van Johns Hopkins, Sam Durrance en David Golimowski. Dit is in 1995 bevestig as 'n substellêre metgesel vir Gliese 229. Gliese 229b is een van die eerste twee gevalle van duidelike bewyse vir 'n bruin dwerg, saam met Teide 1. Bevestig in 1995, is albei geïdentifiseer deur die teenwoordigheid van die 670,8 nm litium lyn. Daar is gevind dat laasgenoemde 'n temperatuur en helderheid ver onder die sterreklas het.

Sy naby-infrarooi spektrum vertoon duidelik 'n metaanabsorpsieband op 2 mikrometer, 'n kenmerk wat voorheen net waargeneem is in die atmosfeer van reuse-planete en dié van Saturnus se maan Titan. Metaanabsorpsie word nie verwag by enige temperatuur van 'n hoofreeksster nie. Hierdie ontdekking het daartoe bygedra om nog 'n spektrale klas nog koeler as L dwerge, bekend as "T dwerge ", waarvoor Gliese 229B die prototipe is.

Teide 1 - die eerste klas "M" bruin dwerg Edit

Die eerste bevestigde bruin dwergklas "M" is in 1994 deur die Spaanse astrofisici Rafael Rebolo (spanhoof), María Rosa Zapatero Osorio en Eduardo Martín ontdek. [18] Hierdie voorwerp, wat in die oop groep Pleiades gevind is, het die naam Teide gekry 1. Die ontdekkingsartikel is voorgelê aan Aard in Mei 1995, en gepubliseer op 14 September 1995. [19] [20] Aard "Bruin dwerge ontdek, amptelik" uitgelig op die voorblad van daardie uitgawe.

Teide 1 is ontdek in beelde wat die IAC-span op 6 Januarie 1994 versamel het met behulp van die 80 cm-teleskoop (IAC 80) by die Teide-sterrewag en die spektrum daarvan is die eerste keer in Desember 1994 opgeteken met die 4,2 m-teleskoop William Herschel by die Roque de los Muchachos-sterrewag ( La Palma). Die afstand, chemiese samestelling en ouderdom van Teide 1 kon vasgestel word as gevolg van sy lidmaatskap in die jong Pleiades-sterreswerm. Met behulp van die mees gevorderde ster- en substellêre evolusiemodelle op daardie oomblik, het die span vir Teide 1 'n massa van 55 ± 15 M beraam. J, [21] wat onder die ster-massa limiet is. Die voorwerp het 'n verwysing geword in daaropvolgende jong bruin dwergwerke.

In teorie is 'n bruin dwerg onder 65 M J is nie in staat om litium te verbrand deur termonukleêre samesmelting tydens enige evolusie nie. Hierdie feit is een van die litiumtoetsbeginsels wat gebruik word om die substellêre aard van sterrekundige liggame met lae helderheid en lae oppervlak-temperatuur te beoordeel.

Spektrale data van hoogstaande gehalte wat in November 1995 deur die Keck 1-teleskoop verkry is, het getoon dat Teide 1 nog die aanvanklike litium-oorvloed van die oorspronklike molekulêre wolk gehad het waaruit Pleiades-sterre gevorm het, wat die gebrek aan termonukleêre fusie in sy kern bewys. Hierdie waarnemings het bevestig dat Teide 1 'n bruin dwerg is, asook die doeltreffendheid van die spektroskopiese litiumtoets.

Teide 1 was 'n geruime tyd die kleinste bekende voorwerp buite die sonnestelsel wat deur direkte waarneming geïdentifiseer is. Sedertdien is meer as 1 800 bruin dwerge geïdentifiseer, [22] selfs baie naby aan die aarde soos Epsilon Indi Ba en Bb, 'n paar bruin dwerge wat swaartekrag gebind is aan 'n sonagtige ster 12 ligjare van die son af, en Luhman 16, 'n binêre stelsel van bruin dwerge op 6,5 ligjaar van die son af.


Kommentaar

Lekker eerste artikel Juffrou Balouchi. Ek wonder wat verklaar die tekort aan bruin dwerge? Planete is blykbaar meer as sterre, so 'n mens sou dink dat 'n middelgrootte klas voorwerpe êrens in die middel sou val, maar dit blyk nie die geval te wees nie. It seems that the universe produces enough of them that a few examples are conveniently at hand for study, but there&rsquos not so many of them that they would impose a common threat to habitability by way of close encounters with any habitable planets orbiting real stars. The anthropomorphic principle at work perhaps?

U moet aangemeld wees om kommentaar te lewer.

Very nice article. Seems like the universe is continuing to provide surprises. Perhaps other Brown Dwarves will be found using other detection techniques. Perhaps Luhman's approach is good for detecting some types of Brown Dwarves and other techniques will find additional ones?

U moet aangemeld wees om kommentaar te lewer.

So,has anyone made radial velocity measurements of these two stars? It may be easy to detect planets by that method, because of the brown dwarfs relatively light weight. And I assume this would also determine the masses of both stars.

U moet aangemeld wees om kommentaar te lewer.

Can brown dwarfs generate enough heat to warm an explanet orbiting nearby enough so that the exoplanet coule support life?

U moet aangemeld wees om kommentaar te lewer.

I'm impressed that this report was written by a college sophomore pursuing a minor in physics and astronomy. Wow, you're already getting published in your minor field. Good work!

U moet aangemeld wees om kommentaar te lewer.

Wow Richard, what a quick affirmative to you&rsquore RV question. The article mentioned direct imaging for planet detection, but since a planet orbiting a brown dwarf(s) receives next to no external heating (the answer is no, John) the only surface heating for a brown dwarf&rsquos planet would be what comes up from its interior. Since planets are smaller that BDs and they would cool faster wouldn&rsquot it be very hard to image one directly?

U moet aangemeld wees om kommentaar te lewer.

This article and the new information sparks the thought anew that our Sun could be the primary of a binary system. What precludes a brown dwarf from being in a distant orbit around our Sun? It would, of course, follow a very distant orbit track or one that is very elliptical. By comparison, the Kuiper Belt Object Sedna follows an orbit that brings it to within 50 AU while its aphelion is on the order of 500 AU.

If a brown dwarf companion to our star were to exist and follow an orbit similar to or more distant than that of Sedna, it would have escaped our detection methods to date and have been outside our awareness throughout all of modern science. But perhaps a brown dwarf with planets (and myriad asteroids) in orbit around it has made close approaches to the inner solar system in the past.

U moet aangemeld wees om kommentaar te lewer.

December 22, 2013 at 2:25 pm

The concept that our solar system may have a large undiscovered component is a very intriguing concept. For a Jupiter-mass object, approximately how distant from the Sun would it need to be in order to have remain undetected thus far? I am certain such an object residing in the Kuiper Belt would be relatively easily detectable, seeing as how "bright"
Pluto is, and it's on the leading edge of the Kuiper Belt. Plus, any massive object there would produce obvious gravitational perturbations. However, a Jupiter-mass object in the Oort Cloud at, say, 70,000 AUs (about 1 light-year), would be extremely difficult to detect, I would think. And perhaps such an object could have propelled comets like ISON and PanSTARRS toward the Sun?


The Circle of Life

Stars begin their lives as clouds of dust and gas called nebulae. The gravity of a passing star or the shock wave from a nearby supernova may cause the nebula to contract. Matter in the gas cloud will begin to coalesce into a dense region called a protostar. As the protostar continues to condense, it heats up. Eventually, it reaches a critical mass and nuclear fusion begins. This begins the main sequence phase of the star. It will spend most of its life in this stable phase. The life span of a star depends on its size. Very large, massive stars burn their fuel much faster than smaller stars. Their main sequence may last only a few hundred thousand years. Smaller stars will live on for billions of years because they burn their fuel much more slowly. Eventually, the star's fuel will begin to run out. It will expand into what is known as a red giant. Massive stars will become red supergiants. This phase will last until the star exhausts its remaining fuel. At this point, the pressure of the nuclear reaction is not strong enough to equalize the force of gravity and the star will collapse. Most average stars will blow away their outer atmospheres to form a planetary nebula. Their cores will remain behind and burn as a white dwarf until they cool down. What will be left is a dark ball of matter known as a black dwarf. If the star is massive enough, the collapse will trigger a violent explosion known as a supernova. If the remaining mass of the star is about 1.4 times that of our Sun, the core is unable to support itself and it will collapse further to become a neutron star. The matter inside the star will be compressed so tightly that its atoms are compacted into a dense shell of neutrons. If the remaining mass of the star is more than about three times that of the Sun, it will collapse so completely that it will literally disappear from the universe. What is left behind is an intense region of gravity called a black hole.

The nebula that was expelled from the star may continue to expand for millions of years. Eventually, the gravity of a passing star or the shock wave from a nearby supernova may cause it to contract, starting the entire process all over again. This process repeats itself throughout the universe in an endless cycle of birth, death, and rebirth. It is this cycle of stellar evolution that produces all of the heavy elements required for life. Our solar system formed from such a second or third generation nebula, leaving an abundance of heavy elements here on Earth and throughout the Solar System. This means that We are all made of star stuff. Every atom in our bodies was created either in the nuclear furnace of a star or in the cataclysmic explosion of a supernovas.


How To Save a Wilted Tomato Plant

Now that you already know why your tomato plant is wilting from transplant, let’s now look at how you can save your wilting tomato plant:

  • Water your plant well, allow the ground to dry a few inches before waiting.
  • Fertilize your plants well.
  • Choose good soil for your tomato plant.
  • Check out allelopathic plants around before transplanting.
  • As your plant might not be saved because of viruses and fungal disease, you can do well by destroying the affected area lest it spreads.

Recommended Readings: