A barna törpék (vagy barna törpék ) csillag alatti objektumok , amelyek köztes fizikai jellemzőkkel rendelkeznek a bolygók és a csillagok között . Tömegük körülbelül 0,013 és 0,075 M⊙ között van . A barna törpék képesek támogatni a termonukleáris reakciókat a belsejében, de a reakciók ereje bennük soha nem mérhető össze saját fényességükkel, így az ilyen objektumok nem érnek el állandó fényerőt, mint a csillagok, hanem összezsugorodnak és elhalványulnak.
A barna törpék fényereje és hőmérséklete nagyon alacsony: a fényerő kisebb, mint 0,04 L ⊙ , és általában nagyságrendekkel kisebb. A hőmérséklet nem haladja meg a 2800 K -t, a leghidegebb barna törpék esetében pedig körülbelül 300 K-t. A barna törpék sugara tömegüktől függetlenül közel van a Jupiter sugarához . A központi régiókban egy ideig termonukleáris reakciók mennek végbe: a deutérium nukleáris égése a legkisebb tömegű barna törpékben is folytatódhat, a masszívabbak pedig képesek támogatni a lítium nukleáris égését vagy akár a hidrogén nukleáris égését. . A deutérium és a lítium azonban gyorsan kimerül, és a hidrogén égése a barna törpékben gyorsan leáll, ellentétben a csillagokkal.
Annak ellenére, hogy a barna törpék fizikailag elszigeteltek a csillagoktól és a bolygóktól, a gyakorlatban nehéz megkülönböztetni ezeket az objektumokat egymástól. A legmasszívabb és legfiatalabb barna törpék fényereje a leghalványabb csillagokéhoz hasonlítható, míg az öreg és kis tömegű barna törpék az óriásbolygókhoz hasonlóak . Az első esetben a tárgy típusának meghatározásához mérhetik a lítium mennyiségét , amelyet a csillagok gyorsabban fogyasztanak el, mint a barna törpék, a második esetben pedig a szabadesés gyorsulását a felszín közelében, ami sokkal nagyobb a barna törpéknél, mint a bolygók számára. A barna törpék a négy spektrális osztály valamelyikébe tartozhatnak (a hőmérséklet szerint csökkenő sorrendben vannak felsorolva): M, L, T, Y. A kis tömegű csillagok az első két osztályba is tartozhatnak.
A barna törpék többnyire ugyanúgy keletkeznek, mint a csillagok: a molekulafelhők összeomlásával , bár lehetséges, hogy a kis tömegű barna törpék bolygókként alakulnak ki: hatalmas, kör alakú korongokban . A második esetben szilárd maggal kell rendelkezniük, de támogatniuk kell a termonukleáris reakciókat is. A csillagokhoz hasonlóan kialakulás után a barna törpék is egy ideig égve tartják a deutériumot, majd annak kimerülése után a kompresszió következtében energiát szabadítanak fel. A csillagokkal ellentétben a barna törpék nem érik el a fő sorozatot , ahol a termonukleáris reakciók következtében egyensúlyba kerülnének, hanem leállítják az összehúzódást az anyag degenerációja és a Coulomb-taszítás miatt . Feltehetően evolúciójuk végén, miután elvesztették energiaforrásaikat, a barna törpék tovább halványulnak, és fekete törpékké alakulnak .
A barna törpék létezését elméletileg Shiv Kumar jósolta meg 1963-ban, és 1995-ben fedezték fel őket; A Gliese 229 B tekinthető az első megerősítettnek . A barna törpék későbbi elméleti modelljei javultak, és az égbolt infravörös felmérései nagy számuk felfedezéséhez vezettek. 2019-ben több mint 11 ezer ilyen objektum ismert.
A barna törpék (vagy barna törpék [1] ) olyan csillag alatti objektumok , amelyek fizikai jellemzőikben köztesek a bolygók és a csillagok között . A bolygókkal ellentétben képesek támogatni a termonukleáris reakciókat a belsejében (lásd alább ). A csillagokkal ellentétben azonban a barna törpék soha nem érik el azt az energiafelszabadulás erejét, amely elegendő ahhoz, hogy kompenzálja saját fényességük költségeit. Emiatt kénytelenek energiát felszabadítani a kompresszió miatt, és elhalványulnak anélkül, hogy állandó fényerőt érnének el. Ez határozza meg a barna törpék tömegének határértékeit: a maximális tömeg 0,075 M ⊙ (75 M J ) a szoláris kémiai összetételű objektumok esetében, a minimum pedig 0,013 M ⊙ (vagy 13 M J ) a minimális tömeg a deutérium elégetéséhez , bár ezek az értékek kis mértékben változnak a kémiai összetételtől függően (lásd alább ) [2] [3] [4] . Emiatt a barna törpéket néha sikertelen csillagoknak is nevezik [5] [6] [7] .
Néha más definíciót használnak, amely a barna törpéket a bolygóktól származásuk szerint választja el: a barna törpék olyan objektumok, amelyek csillagszerűen alakultak ki (lásd alább ) [4] . E definíció szerint a barna törpék olyan objektumok is, amelyek csillagszerűen keletkeztek, de tömegük kisebb, mint 13 MJ , és nem képesek termonukleáris reakciókat támogatni [5] . Ezzel szemben a bolygóként kialakult tömegesebb objektumok nem felelnek meg ennek a definíciónak, és néha nem tekintik barna törpének [8] [9] [10] . A Nemzetközi Csillagászati Unió Naprendszeren kívüli bolygókkal foglalkozó munkacsoportja azonban úgy döntött, hogy a bolygók és a barna törpék közötti határként használja fel a deutérium égetésének lehetőségét egy objektumban. A csillagszerű, de kisebb tömegű objektumokat szubbarna törpéknek nevezzük [11] [12] .
A legmasszívabb barna törpék fényereje életük első millió évében nem haladja meg a 0,04 L⊙ - t , és a hőmérséklet általában 2800 K alatt van. Kisebb tömegű objektumok esetén ezek az értékek még alacsonyabbak, ráadásul a hőmérséklet és a fényerő idővel csökken (lásd alább ). Így például egy tipikus barna törpe, amelynek tömege 0,04 M ⊙ és életkora 1 milliárd éves, hőmérséklete körülbelül 1270 K, fényessége pedig 2⋅10 -5 L ⊙ [13] , míg a hőmérséklet az ismert leghidegebbek közül 300 K . A barna törpék főleg az infravörös tartományban sugároznak , látható színük sötétvörös [2] [3] . Ezen objektumok sugarai közel vannak a Jupiter sugarához (lásd alább ) [5] . A csillagokhoz hasonlóan néhány barna törpének is vannak bolygói [14] .
Szintén figyelemre méltó a barna törpék gyors forgása: némelyikük forgási ideje körülbelül 2 óra, a forgási sebesség pedig megközelíti az első űrsebességet - összehasonlításképpen a Jupiter forgási ideje 10 óra. A barna törpék, akárcsak a csillagok , ilyen forgási sebességre tesznek szert a kialakulás során, de velük ellentétben a jövőben nem veszítik el szögimpulzusukat : légkörükben nincs töltés, így a barna törpék nem tapasztalnak mágneses ellenállást .[5] .
A legmasszívabb barna törpék központi hőmérséklete elérheti a 3⋅10 6 K -t is [15] . A centrális sűrűség idővel elérheti a 10 3 g/cm 3 -t [16] . Összehasonlításképpen ezek a Nap paraméterei 1,5⋅10 7 K és 10 2 g/cm 3 . Ilyen körülmények között termonukleáris reakciók lejátszódhatnak a központi régiókban (lásd alább ) [5] [17] .
Az ilyen tárgyak magjában elért körülmények között a belső nyomás megakadályozza azok összenyomódását egy bizonyos pillanattól kezdve. A masszív barna törpéknél ezt az elektrondegeneráció okozza , mint a fehér törpéknél – a Fermi-energia több mint egy nagyságrenddel nagyobb lehet, mint a részecske energiája. A kis tömegű barna törpéknél a nyomáshoz a részecskék Coulomb-taszítása járul hozzá leginkább, akárcsak a bolygók belsejében [2] . A barna törpék öngravitációját mindenesetre kiegyenlíti a degenerált gáz nyomása, így a barna törpék sugarai nagyon kevéssé függnek tömegüktől, és közel vannak a Jupiter sugarához. A magjukban lévő hidrogén fémes állapotban van [5] . Szilárd maggal rendelkező barna törpék, például bolygók létezése is lehetséges (lásd alább ) [8] [9] [10] .
A barna törpék teljesen konvektívek , akárcsak a legtöbb kis tömegű csillag. Ez alól csak a leghidegebb barna törpék képeznek kivételt, amelyekben a konvekció szintén fontos szerepet játszik, de nem terjed ki az objektum felületére [5] [18] .
A barna törpék légkörében a hőmérséklet meglehetősen alacsony, molekulák létezhetnek bennük és porszemcsék képződhetnek [19] . 2500 K alatti hőmérsékleten a barna törpék légkörében felhők képződhetnek . Valószínűleg a barna törpék gyors forgása miatt a felhőknek a Jupiterben megfigyelthez hasonló mintázatot kell alkotniuk [5] , és az óriásbolygókhoz [2] hasonló meteorológiai jelenségek fordulnak elő a légkörben .
A csillagokhoz hasonlóan a barna törpékben is előfordulhatnak egyes fúziós reakciók. Mindenekelőtt ez a deutérium elégetése , amely a legkisebb tömegű barna törpéknél is megvalósul, és amelyhez a szükséges hőmérséklet 5⋅10 5 K [20] . A kellően masszív, 0,055–0,060 M ⊙ tömegű barna törpék szintén képesek fenntartani a lítium égését , amihez a mag hőmérséklete legalább 2⋅10 6 K legyen [21] . A deutérium és a lítium azonban meglehetősen ritka elemek, és gyorsan kimerülnek a reakciókban (lásd alább ) [22] . A legmasszívabb, 0,060-0,065 [20]a belsejébena hidrogén elégetéseK középponti hőmérséklet elérésére, és6képesek 3⋅10⊙M [2] [3] [5] .
Csillagok, barna törpék és bolygók összehasonlító jellemzői [23]Objektum típusa | mise ( M ⊙ ) | Termonukleáris fúzió | Elemek jelenléte | ||
---|---|---|---|---|---|
H → Ő | D → Ő | Li | D | ||
Csillag | 0,1-0,075 | Hosszú | Rövid | Nem | Nem |
barna törpe | 0,075-0,065 | Rövid | Rövid | Van [comm. egy] | Nem |
barna törpe | 0,065-0,013 | Nem | Rövid | Van [comm. egy] | Nem |
Bolygó | < 0,013 | Nem | Nem | Van | Van |
A barna törpék alacsony fényessége miatt kimutatásuk és egyedszámuk meghatározása meglehetősen nehézkes. Gaia szerint a Földtől 10 parszeken belül 85 barna törpe és három barna törpe jelölt található, és ezen a területen 373 csillag található [24] . Az első barna törpék felfedezése előtt volt egy olyan hipotézis, hogy jelöltek lehetnek a barionos sötét anyag szerepére az Univerzumban , de felfedezésük és a bőségükre vonatkozó első becslések után világossá vált, hogy csak egy a Tejútrendszer tömegének kis része, és nem teheti ki a sötét anyag tömegének jelentős részét [2] [6] .
Leggyakrabban a barna törpék egyedülállóak, körülbelül 20% -uk bináris rendszerekhez tartozik. Az ilyen rendszerek sajátossága, hogy szinte mindegyikben a csillag és a barna törpe távolsága több mint 3 csillagászati egység. A barna törpékkel ellentétben a kettős rendszerek csillagai gyakran egymáshoz közel helyezkednek el, akárcsak az óriásbolygók a csillagokhoz. Ezt a tulajdonságot „ barna törpe sivatagoknak ” [25] nevezték el .
A barna törpék kezdeti tömegfüggvénye a kis tömegű csillagok tömegfüggvényének folytatása [26] .
A barna törpék csillagoktól és bolygóktól való fizikai elszigeteltsége ellenére a gyakorlatban nehéz megkülönböztetni ezeket az objektumokat a barna törpéktől, ha kettős rendszerekben lehetetlen a tömeget a pályaparaméterek alapján megmérni . Például a barna törpék és a csillagok spektrumában nincsenek észrevehető spektrális jellemzők, amelyekkel egyértelműen megkülönböztethetőek lennének a csillagok és a barna törpék [21] [27] .
Mivel a barna törpék és a kis tömegű csillagok teljesen konvektívek, az ilyen objektumok felületének kémiai összetétele hasonló a középső régiókéhoz. Így elméletileg bizonyos elemek jelenléte vagy hiánya alapján különbséget lehet tenni a csillagok és a barna törpék között [21] [22] .
Például a lítium égési ideje az objektum tömegének növekedésével csökken, és a legkisebb tömegű csillagoknál körülbelül 100 millió év. Ez azt jelenti, hogy ennek az elemnek a jelenléte egy régebbi objektumban annak a jele, hogy barna törpéről van szó, és fordítva, a lítium hiánya egy fiatalabb objektumban azt jelzi, hogy kis tömegű csillagról van szó. Ezt a technikát lítiumtesztnek ( angolul lithium test ) nevezik [5] [22] [21] . A lítiumteszt azonban nem tökéletes, mert nem mindig lehet meghatározni egy tárgy korát [27] . A meglehetősen idős barna törpék jellegzetessége a metán jelenléte is [4] .
Ráadásul a legtöbb kis tömegű csillag fényessége 10–4 L ⊙ nagyságrendű , ezért a kisebb fényerővel rendelkező objektumok barna törpék. Ennek az ellenkezője azonban nem igaz: az evolúció korai szakaszában, míg a barna törpe zsugorodik és égeti a deutériumot a belsejében, sokkal fényesebb lehet, fényereje pedig elérheti a 0,04 L ⊙ -t . Ezért a fényerő nem mindig határozza meg egyértelműen az objektum típusát [5] [21] .
A barna törpék sugarai hasonlóak az óriásbolygók sugaraihoz , de a barna törpék tömege nagyobb, ezért nagyobb a sűrűségük és a szabadesési gyorsulásuk is . Ez lehetővé teszi a bolygók és a barna törpék közötti spektroszkópiai különbségtételt: például a nagyobb gravitációs gyorsulás az abszorpciós vonalak nagyobb szélességéhez vezet [5] . Ezenkívül a barna törpék a röntgensugárzás forrásai lehetnek [4] .
Az alacsony felületi hőmérséklet miatt a barna törpék sötétvörös színűek, spektrumaikban molekuláris abszorpciós sávok figyelhetők meg . A spektrális osztályozásban a barna törpék az M, L, T, Y osztályokba tartoznak, a legmelegebbtől a leghidegebbig [4] [5] . Ugyanakkor nemcsak a barna törpék, hanem a csillagok is az M és L osztályba tartozhatnak [28] .
A legfiatalabb és legnagyobb tömegű barna törpék viszonylag magas hőmérsékletűek - több mint 2500 K , és az M osztályba tartoznak . Külsőleg hasonlítanak a vörös törpékhez , bár nagy sugarú körben különböznek egymástól, mivel még nem volt idejük zsugorodni [29] , és az M7 és későbbi alosztályokba tartoznak [4] [5] .
Az M osztályt elsősorban a TiO , valamint más molekulák abszorpciós sávjai jellemzik: VO , MgH , CaH , CrH , FeH és CaOH . Olyan elemek vonalai is megfigyelhetők, mint a Ca II, Mg I, Na I, K I, Rb I, Cs I [comm. 2] . A pontos M alosztályt általában a TiO sávok intenzitásából határozzuk meg [30] .
Az M spektrális típusba tartozik például az M8 alosztályba tartozó Teide 1 barna törpe [31] .
Az L osztályba tartoznak a hidegebb barna törpék: 1300 és 2500 K közötti hőmérsékletűek. A kellően öreg, 0,085 M ⊙ tömegű csillagok is az L osztályba tartozhatnak. Az L alosztályok a legkorábbi L0-tól a legújabb L8-ig terjednek [32] [ 33] .
Az L osztályú spektrumokat az alkálifém vonalak uralják : Na I, KI, Rb I, Cs I és néha Li I. A korai L alosztályoknak is vannak kifejezett TiO-, VO- és hidridvonalai , mint az M osztályban; a középső alosztályokhoz a Na I és KI vonalak érik el a legnagyobb intenzitást, míg a TiO és VO vonalak gyakorlatilag eltűnnek. Késői osztályokra a hidridvonalak is eltűnnek, de megjelennek a vízvonalak [34] .
Az L-osztályú barna törpe példája a GD 165B , alosztálya az L4 [35] .
A T osztályba tartoznak a 600 és 1300 K közötti hőmérsékletű barna törpék. Feltehetően az ilyen barna törpék spektrumának hasonlónak kell lennie a forró Jupiterek spektrumához – a csillaguk közelében elhelyezkedő, szoláris gázóriásokhoz . A T alosztályai T0-tól T8-ig terjednek [5] [32] [36] .
A barna törpék ezen osztályának megkülönböztető jellemzője a metánabszorpciós sávok , ezért nevezik őket metántörpének is [4] . Az ilyen objektumok spektruma a metánsávok mellett vízelnyelő sávokat és alkálifém vonalakat is tartalmaz. A CO vonalak észrevehetők a korai T alosztályok spektrumában, de a későieknél eltűnnek [37] .
A T osztályba tartozik például a Gliese 229B . Ennek az objektumnak az alosztálya a T7 [38] .
A leghidegebb, 600 K alatti hőmérsékletű barna törpék az Y osztályba tartoznak, spektroszkópiailag az ammóniavonalak jelenlétében különböznek a T osztálytól , és a vízvonalak spektrumaikban is erősek [5] [32] .
Az Y osztályú barna törpe példája az Y0 alosztály WISE 1541-2250 [39] .
M osztály
L osztály
T osztály
Y osztály
A barna törpék ugyanúgy keletkeznek , mint a csillagok: a molekulafelhők összeomlásával , amint azt különösen az akkréciós korongok jelenléte jelzi [5] [40] . Az összeomlásnak induló molekulafelhők tömege legalább 10 3 M ⊙ , de összenyomva a felhők feldarabolódnak, és ennek eredményeként csillagtömegű protocsillagok keletkeznek [41] . Az így létrejövő objektumok tömegének elméleti alsó korlátja 1-5 MJ [ 42] [43] , de a valós mechanizmus, amely a barna törpék és kis tömegű csillagok tömegével történő objektumok izolálásához vezet. még mindig nem teljesen világos. Ennek a jelenségnek a magyarázatára különféle elméletek léteznek, amelyek a következő gondolatokon alapulhatnak [44] :
Számos megfigyelhető paraméter, mint például a kezdeti tömegfüggvény vagy a bináris rendszerek bősége, egyformán jól megjósolhatóak ezekben a forgatókönyvekben. Mindazonáltal a barna törpék kialakulásának legvalószínűbb forgatókönyve ez utóbbi hipotézisen alapul – erre utalnak olyan tények, mint a barna törpék kialakulásának lehetősége elkülönült bináris rendszerekben és elszigetelten, valamint a barna törpék függetlensége. ezeknek az objektumoknak a megoszlása a közeli OB csillagok jelenlétéből. Valószínű azonban, hogy más forgatókönyvek is vezetnek barna törpék kialakulásához [43] [44] .
Van egy másik elmélet is: a barna törpék létrejöhetnek hatalmas , körkörös korongokban , például bolygókban , majd kilökődnek a környező térbe [2] [44] . Ez a forgatókönyv olyan kis tömegű tárgyak kialakulását írja le, amelyek szilárd maggal rendelkezhetnek, és képesek tovább támogatni a deutérium égését, ha tömegük meghaladja a körülbelül 13 MJ -t [ 8] [9] [10] .
Egy bizonyos pillanatban a csillagokban és a barna törpékben is beindulnak a termonukleáris reakciók. Az első ilyen reakció a deutérium elégetése: a legnagyobb tömegű barna törpéknél 4 millió évig, a legkisebb tömegűeknél pedig 50 millió évig [22] . Ennek a reakciónak a korlátozó tömege 13 M J , de a határ nem szigorú: a tömegtől függően a barna törpék a rendelkezésre álló deutérium különböző hányadát fogyaszthatják el . Ezenkívül a fémesség növekedésével a határtömeg csökken, és ennek figyelembevételével becslései 11 és 16 M J között lehetnek [45] .
A deutérium elégetése során a barna törpék, valamint a csillagok sugara és fényereje gyakorlatilag változatlan marad, a deutérium elégetése pedig kompenzálja a fényerővel kapcsolatos energiaköltségek jelentős részét: például egy tömegű barna törpében 0,04 M⊙ 3 millió éves, az energiafelszabadulás sebessége a nukleáris reakciókban a fényesség 93%-a [13] [16] .
A deutérium kimerülése után a barna törpék és a kis tömegű csillagok tovább zsugorodnak. Ebben az esetben energia szabadul fel, amelyet sugárzásra fordítanak. Ebben az esetben a fényerő csökken, míg a hőmérséklet csökkenhet vagy gyakorlatilag változatlan maradhat. Egy idő után a csillaggá váló objektumokban megindul a hidrogén nukleáris égése, amely egy bizonyos pillanattól kezdve teljesen kiegyenlíti a sugárzásra fordított energiát. Emiatt a csillag abbahagyja a zsugorodását, és belép a fő sorozatba – a legkisebb tömegű csillagok esetében ez a folyamat több mint 10 9 évig tart [13] [16] . Azt a határtömeget, amelynél az átmenet megtörténik, Kumar -határnak [46] nevezik, és a kémiai összetételtől függ: a modern becslések szerint 0,064–0,087 M ⊙ (64–87 M J ) értéket vehet fel [16]. [47] .
A csillagokkal ellentétben a barna törpék összenyomódását egy bizonyos pillanattól kezdődően az anyag elfajulása vagy a Coulomb-taszítás megakadályozza (lásd fent ). Eddig a pontig nem tudnak annyira zsugorodni, hogy hidrogént égessenek el ahhoz, hogy az objektum egyensúlyba kerüljön, bár elvileg a legmasszívabb közülük egy ideig képes fenntartani ezt a reakciót. A kompresszió leállása után a barna törpe megfosztja az energiaforrásokat, és kiemeli saját hőenergiáját. A barna törpe lehűl és elsötétül, fekete törpévé változik [2] [3] [5] . Ebben az esetben a barna törpék késői evolúciója hasonló a fehér törpék evolúciójához [48] .
Idővel lehűlve a barna törpék megváltoztatják spektrális típusukat (lásd fent ). Így a legfiatalabb és meglehetősen nagy tömegű, több millió éves vagy annál fiatalabb barna törpék az M osztályba tartoznak, az idősebb barna törpék tömegüktől függően az L osztályba, a kis tömegű törpék pedig ebbe az osztályba tartoznak éves korig. körülbelül 10 8 év, és az ebbe az osztályba tartozó kellően masszív törpék tartózkodási ideje eléri a 10 10 évet. Ezt követően a barna törpék a T osztályba, majd az Y osztályba [5] [49] költöznek .
A kis tömegű barna törpék megfelelő hőmérsékletűek lehetnek ahhoz, hogy folyékony víz jelenjen meg a felszínükön. Ezért az ilyen tárgyak alkalmasak lehetnek olyan életre , amely a barna törpe infravörös sugárzását használja. Bár ezeken a tárgyakon a szabadesés gyorsulása nagy, és két nagyságrenddel nagyobb is lehet, mint a földi, ez nem zárja ki az élet kialakulásának lehetőségét: a Földön található élőlények egy része ilyen túlterhelést is képes elviselni. A barna törpék szilárd felületének hiánya megzavarhatja az élet fejlődését, de előfordulhat, hogy élőlények például lebeghetnek a légkörben. Ezenkívül a biológiai folyamatok lefolyásához szükséges kálium , kalcium és vas hiánya megakadályozhatja az élet kialakulását a barna törpéken [50] [51] .
A barna törpék körül keringő bolygók a lakható zónában lehetnek, és lakhatóak [50] . Ehhez egy barna törpének elég masszívnak kell lennie - legalább 40 MJ -nak , mivel a kis tömegű törpék gyorsan elhalványulnak, és bolygóik az élet kialakulásához elégtelen idő alatt kikerülnek a lakható zónából. Ezenkívül a kis tömegű barna törpék nagyon kevés ultraibolya sugárzást bocsátanak ki, ami az élet kialakulásához szükséges [14] .
A barna törpék létezését először Shiv Kumar javasolta 1963-ban [2] [3] . Kumar 1958 óta tanulmányozza a 0,1 M ⊙ -nál kisebb csillagok evolúcióját, és megállapította, hogy van egy minimális tömeg, amelynél a csillag képes fenntartani a hidrogén égését: ez 0,07 M ⊙ az I. populációba tartozó objektumok és 0,09 M ⊙ a II populáció esetében . ráadásul ez a becslés gyakorlatilag nem változott azóta [46] [52] .
Kumar eredetileg a kisebb tömegű objektumokat fekete törpének nevezte , bár ezt a kifejezést már más objektumok leírására is használták. A modern „barna törpe” elnevezést Jill Tarter vezette be 1975-ben: annak ellenére, hogy ezeknek a tárgyaknak a színe meglehetősen vörös, a „ vörös törpe ” elnevezést is használták [2] [3] . Más elnevezéseket is javasoltak ezeknek az objektumoknak, mint például "infravörös törpe", "extrém vörös törpe", de ezek nem terjedtek el [53] .
Az 1980-as és 1990-es évek elején a barna törpékre irányuló szisztematikus keresések sokáig sikertelenek voltak: több barna törpe jelöltet is találtak, de egyiket sem erősítették meg. 1994-ig a barna törpék létezése megkérdőjeleződött, és tudományos viták tárgya volt [54] . Végül 1995-ben megerősítették az első barna törpék független felfedezését [2] [3] :
E felfedezések közül az utóbbit fogadta el leggyorsabban és egyértelműen a tudományos közösség, és a Gliese 229 B- t [3] [4] általában az első megerősített barna törpének tekintik .
A barna törpék felfedezésével bevezették az L és a T spektrumtípust, kezdetben a T osztálynál hidegebb törpéket nem ismerték, de arra a következtetésre jutottak, hogy a hidegebb törpék spektrumában az ammónia spektrumvonalaknak látszaniuk kell [62] . Az Y osztályt azonosították számukra, ennek az osztálynak az első felfedezett objektuma a 2011-ben felfedezett WD 0806-661 B volt [63] , bár tömege csak körülbelül 7 M J [64] .
A barna törpék felfedezése után ezen objektumok elméleti modelljei is javultak. Különösen a belső szerkezetüket írták le részletesebben, figyelembe véve egy pontosabb halmazállapot-egyenletet bennük, és pontosabb modelleket dolgoztak ki légkörükről , figyelembe véve többek között a por és a felhők jelenlétét. . Ennek eredményeként részletesebb modellek készültek a barna törpék evolúciójáról [65] .
Nagyszámú barna törpe felfedezését olyan infravörös égbolt-felmérések segítették elő , mint a DENIS , 2MASS és SDSS , valamint az UKIDSS .[5] . A WISE infravörös űrteleszkóp. 2019-től több mint 11 000 barna törpe ismert [66] .
![]() | |
---|---|
Bibliográfiai katalógusokban |
Csillagok | |
---|---|
Osztályozás | |
Csillag alatti objektumok | |
Evolúció | |
Nukleoszintézis | |
Szerkezet | |
Tulajdonságok | |
Kapcsolódó fogalmak | |
Csillagok listája |
A csillagok spektrális osztályozása | |
---|---|
Főbb spektrális típusok | |
További spektrális típusok | |
Fényerő osztályok |