Brun dverg - Brown dwarf

fra Wikipedia, den frie encyklopedi
Kunstnerens konsept om en brun dverg av T-type
Sammenligning: de fleste brune dverger er litt mindre enn Jupiter (15–20%), men er fortsatt opptil 80 ganger mer massive på grunn av større tetthet. Bildet er ikke i målestokk; Jupiters radius er 10 ganger jordens, og solens radius er 10 ganger Jupiters radius.

Brune dverger er substellare objekter som ikke er massive nok til å opprettholde atomfusjon av vanlig hydrogen ( 1 H ) i helium i kjernene, i motsetning til hovedsekvensstjerner . De har en masse mellom de mest massive gassgigantplaneter og de minst massive stjernene , omtrent 13 til 80 ganger Jupiters ( M J ). Imidlertid er de i stand til å smelte deuterium ( 2 H ), og de mest massive (>  65  M J ) er i stand til å smelte sammen litium ( 7 Li ).

Astronomer klassifiserer selvlysende objekter etter spektral klasse , et skille som er nært knyttet til overflatetemperaturen, og brune dverger okkuperer type M, L, T og Y. Ettersom brune dverger ikke gjennomgår stabil hydrogensmelting, avkjøles de over tid, gradvis passerer gjennom senere spektraltyper når de blir eldre.

Til tross for navnet deres ville brune dverger for det blotte øye se forskjellige farger avhengig av temperaturen. De varmeste er muligens oransje eller røde, mens kjøligere brune dverger sannsynligvis vil se magenta ut for det menneskelige øyet. Brune dverger kan være helt konvektive , uten lag eller kjemisk differensiering etter dybde.

Selv om deres eksistens opprinnelig ble teoretisert på 1960-tallet, var det ikke før på midten av 1990-tallet at de første entydige brune dvergene ble oppdaget. Siden brune dverger har relativt lave overflatetemperaturer, er de ikke veldig lyse ved synlige bølgelengder, og avgir mesteparten av lyset i infrarødt . Med fremkomsten av mer dyktige infrarøde detekteringsenheter, har tusenvis av brune dverger blitt identifisert. De nærmeste kjente brune dvergene er lokalisert i Luhman 16 -systemet, en binær av brune dverger av typen L og T i en avstand på omtrent 6,5 lysår. Luhman 16 er det tredje systemet nærmest solen etter Alpha Centauri og Barnards stjerne .

Historie

Det mindre objektet er Gliese 229B, omtrent 20 til 50 ganger massen til Jupiter, som kretser rundt stjernen Gliese 229 . Det er i stjernebildet Lepus , omtrent 19 lysår fra jorden.

Tidlig teoretisering

Planeter, brune dverger, stjerner

Objektene som nå kalles "brune dverger" ble teoretisert av Shiv S. Kumar på 1960 -tallet til å eksistere og ble opprinnelig kalt svarte dverger , en klassifisering for mørke substellare objekter som flyter fritt i verdensrommet som ikke var massive nok til å opprettholde hydrogensmelting. Imidlertid: (a) begrepet svart dverg var allerede i bruk for å referere til en kald hvit dverg ; (b)  røde dverger smelter sammen hydrogen; og (c) disse objektene kan være lysende ved synlige bølgelengder tidlig i livet. På grunn av dette ble alternative navn for disse objektene foreslått, inkludert planetar og delstjerne . I 1975 foreslo Jill Tarter begrepet "brun dverg", og brukte "brun" som en omtrentlig farge.

Begrepet "svart dverg" refererer fortsatt til en hvit dverg som har avkjølt til det punktet at den ikke lenger avgir betydelige mengder lys. Tiden som kreves for selv den laveste masse hvite dverg å avkjøle seg til denne temperaturen er beregnet til å være lengre enn universets nåværende alder; Derfor forventes slike objekter ikke å eksistere ennå.

Tidlige teorier om naturen til de laveste massestjernene og hydrogenforbrenningsgrensen antydet at en populasjon jeg motsetter meg med en masse mindre enn 0,07  solmasser ( M ) eller et populasjon II- objekt mindre enn 0,09  M aldri ville gå gjennom normal stjernens evolusjon og ville bli en fullstendig degenerert stjerne . Den første selvkonsistente beregningen av den hydrogenforbrennende minimumsmassen bekreftet en verdi mellom 0,07 og 0,08 solmasser for populasjon I-objekter.

Deuterium fusjon

Oppdagelsen av deuterium som brenner ned til 0,013  solmasser og virkningen av støvdannelse i de kule ytre atmosfærene til brune dverger på slutten av 1980 -tallet, satte disse teoriene i tvil. Imidlertid var slike gjenstander vanskelig å finne fordi de nesten ikke avgir synlig lys. Deres sterkeste utslipp er i det infrarøde (IR) spekteret, og bakkebaserte IR-detektorer var for upresise på den tiden til lett å identifisere eventuelle brune dverger.

Siden den gang har mange søk med forskjellige metoder søkt disse objektene. Disse metodene inkluderte flerfargede avbildningsundersøkelser rundt feltstjerner, avbildningsundersøkelser for svake ledsagere av hovedsekvensdverger og hvite dverger , undersøkelser av unge stjerneklynger og radialhastighetsovervåking for nære ledsagere.

GD 165B og klasse "L"

I mange år var forsøk på å oppdage brune dverger uten resultat. I 1988 ble imidlertid en svak følgesvenn til en stjerne kjent som GD 165 funnet i et infrarødt søk etter hvite dverger. Spekteret til ledsageren GD 165B var veldig rødt og gåtefullt, og viste ingen av funksjonene som forventes av en lavmass rød dverg . Det ble klart at GD 165B måtte klassifiseres som et mye kjøligere objekt enn de siste M  -dvergene som da ble kjent. GD 165B forble unik i nesten et tiår frem til ankomsten av Two Micron All-Sky Survey ( 2MASS ) som oppdaget mange objekter med lignende farger og spektrale trekk.

I dag er GD 165B anerkjent som prototypen på en klasse objekter som nå kalles " L -dverger".

Selv om oppdagelsen av den kuleste dvergen den gangen var svært signifikant, ble det diskutert om GD 165B ville bli klassifisert som en brun dverg eller rett og slett en veldig lavmassestjerne, fordi det observasjonelt er svært vanskelig å skille mellom de to.

Rett etter oppdagelsen av GD 165B ble det rapportert om andre brun-dvergkandidater. De fleste klarte imidlertid ikke å leve opp til sitt kandidatur fordi fraværet av litium viste at de var stjerneobjekter. Ekte stjerner brenner sitt litium i litt over 100  Myr , mens brune dverger (som forvirrende nok kan ha temperaturer og lysstyrker som ligner på sanne stjerner) ikke vil. Derfor påviser litium i atmosfæren til et objekt eldre enn 100 Myr at det er en brun dverg.

Gliese 229B og klasse "T" - metandvergene

Den første klassen "T" Brown Dwarf ble oppdaget i 1994 av Caltech astronomer Shrinivas Kulkarni , Tadashi Nakajima, Keith Matthews, og Rebecca Oppenheimer, og Johns Hopkins forskere Samuel T. Durrance og David Golimowski. Det ble bekreftet i 1995 som en substellar følgesvenn til Gliese 229 . Gliese 229b er en av de to første forekomstene av klare bevis for en brun dverg, sammen med Teide 1 . Bekreftet i 1995, ble begge identifisert ved tilstedeværelsen av 670,8 nm litiumlinjen. Sistnevnte ble funnet å ha en temperatur og lysstyrke godt under stjernens område.

Det nær-infrarøde spekteret viste tydelig et metanabsorberingsbånd på 2 mikrometer, en funksjon som tidligere bare hadde blitt observert i atmosfæren til gigantiske planeter og Saturnus 'måne Titan . Metanabsorpsjon forventes ikke ved noen temperatur på en hovedsekvensstjerne. Denne oppdagelsen bidro til å etablere enda en spektral klasse enda kjøligere enn L  -dverger, kjent som " T  -dverger", som Gliese 229B er prototypen for.

Teide 1 - førsteklasses "M" brun dverg

Den første bekreftede "M" brune dvergen ble oppdaget av spanske astrofysikere Rafael Rebolo (teamleder), María Rosa Zapatero-Osorio og Eduardo L. Martín i 1994. Denne gjenstanden, funnet i Pleiades åpne klynge, mottok navnet Teide 1 . Oppdagelsesartikkelen ble sendt til Nature i mai 1995 og publisert 14. september 1995. Nature fremhevet "Brown dverger oppdaget, offisielle" på forsiden av dette nummeret.

Teide 1 ble oppdaget i bilder samlet av IAC -teamet 6. januar 1994 ved bruk av 80 cm -teleskopet (IAC 80) ved Teide -observatoriet, og dets spektrum ble først registrert i desember 1994 ved bruk av 4,2 m William Herschel -teleskopet ved Roque de los Muchachos -observatoriet ( La Palma). Avstanden, kjemisk sammensetning og alder til Teide 1 kan fastslås på grunn av medlemskapet i den unge Pleiades -stjerneklyngen. Ved å bruke de mest avanserte stjernemodellene og substellare evolusjonsmodellene for øyeblikket, estimerte teamet for Teide 1 en masse på 55 ± 15  M J , som er under stjernemasse-grensen. Gjenstanden ble en referanse i påfølgende unge brune dvergerelaterte arbeider.

I teorien er en brun dverg under 65  M J ikke i stand til å brenne litium ved termonukleær fusjon når som helst under utviklingen. Dette faktum er et av litiumtestprinsippene som brukes til å bedømme den astronomiske legemens substellare natur med lav lysstyrke og lav overflatetemperatur.

Høykvalitets spektraldata innhentet av Keck 1-teleskopet i november 1995 viste at Teide 1 fortsatt hadde den opprinnelige litiummengden av den opprinnelige molekylære skyen som Pleiades-stjernene dannet seg fra, noe som beviser mangelen på termonukleær fusjon i kjernen. Disse observasjonene bekreftet at Teide 1 er en brun dverg, så vel som effektiviteten til den spektroskopiske litiumtesten .

På en stund var Teide 1 det minste kjente objektet utenfor solsystemet som hadde blitt identifisert ved direkte observasjon. Siden den gang har over 1800 brune dverger blitt identifisert, til og med noen svært nær Jorden som Epsilon Indi  Ba og Bb, et par brune dverger som er gravitasjonelt bundet til en sollignende stjerne 12 lysår fra Solen, og Luhman 16, en binært system av brune dverger 6,5 lysår fra Solen.

Teori

Standardmekanismen for stjernefødsel er gjennom gravitasjonskollaps av en kald interstellar sky av gass og støv. Når skyen trekker seg sammen, varmes den opp på grunn av Kelvin - Helmholtz -mekanismen . Tidlig i prosessen utstråler den kontraherende gassen raskt mye av energien, slik at kollapsen kan fortsette. Etter hvert blir det sentrale området tilstrekkelig tett til å fange stråling. Følgelig øker den sentrale temperaturen og tettheten til den kollapset skyen dramatisk med tiden, noe som reduserer sammentrekningen, til forholdene er varme og tette nok til at termonukleære reaksjoner kan oppstå i kjernen av protostjernen . For de fleste stjerner vil gass og strålingstrykk generert av de termonukleære fusjonsreaksjonene i stjernens kjerne støtte den mot ytterligere gravitasjonskontraksjon. Hydrostatisk likevekt er nådd, og stjernen vil bruke mesteparten av sin levetid på å smelte hydrogen inn i helium som en hovedsekvensstjerne.

Hvis imidlertid massen til protostjernen er mindre enn ca. 0,08  M , vil normale hydrogen -termonukleære fusjonsreaksjoner ikke antennes i kjernen. Gravitasjons sammentrekning ikke varme den lille proto meget effektivt, og før temperaturen i kjernen kan øke nok til å utløse sammensmelting, når tettheten et punkt der elektroner blir tett pakket nok til å skape quantum elektron degenerasjonstrykk . I henhold til modellene av brun dverg, forventes typiske forhold i kjernen for tetthet, temperatur og trykk å være følgende:

Dette betyr at protostjernen ikke er massiv nok og ikke tett nok til noensinne å nå forholdene som trengs for å opprettholde hydrogensmelting. Det infallende stoffet forhindres ved elektrondegenerasjonstrykk i å nå tettheter og trykk som trengs.

Ytterligere gravitasjonskontraksjon forhindres, og resultatet er en "mislykket stjerne", eller brun dverg som ganske enkelt avkjøles ved å stråle bort den indre termiske energien.

Høymasse brune dverger kontra lavmassestjerner

Litium er vanligvis tilstede hos brune dverger og ikke i lavmassestjerner. Stjerner, som når den høye temperaturen som er nødvendig for å smelte hydrogen, tømmer raskt litiumet. Fusjon av litium-7 og et proton forekommer og produserer to helium-4- kjerner. Temperaturen som er nødvendig for denne reaksjonen er like under den som er nødvendig for hydrogensmelting. Konveksjon i lavmassestjerner sikrer at litium i hele stjernens volum til slutt blir oppbrukt. Derfor er tilstedeværelsen av litiumspektrallinjen i en kandidat brun dverg en sterk indikator på at det faktisk er et substellært objekt.

Litiumtesten

Bruken av litium for å skille kandidatbrune dverger fra lavmassestjerner blir ofte referert til som litiumtesten , og ble banebrytende av Rafael Rebolo , Eduardo Martín og Antonio Magazzu . Imidlertid er litium også sett i veldig unge stjerner, som ennå ikke har hatt nok tid til å brenne alt.

Tyngre stjerner, i likhet med solen, kan også beholde litium i sine ytterste lag, som aldri blir varme nok til å smelte sammen litium, og hvis konvektive lag ikke blandes med kjernen der litiumet raskt skulle tømmes. De større stjernene kan lett skilles fra brune dverger på grunn av deres størrelse og lysstyrke.

Motsatt kan brune dverger i den høye enden av masseområdet være varme nok til å tømme litiumet når de er unge. Dverger med en masse større enn 65  M J kan brenne litiumet sitt når de er en halv milliard år gammel, og derfor er ikke litiumtesten perfekt.

Atmosfærisk metan

I motsetning til stjerner er eldre brune dverger noen ganger kule nok til at atmosfæren over svært lange perioder kan samle observerbare mengder metan som ikke kan dannes i varmere objekter. Dverger bekreftet på denne måten inkluderer Gliese 229B .

Jernregn

Hovedsekvensstjerner er kule, men når til slutt en minimum bolometrisk lysstyrke som de kan opprettholde gjennom jevn fusjon. Dette varierer fra stjerne til stjerne, men er generelt minst 0,01% solens. Brune dverger kjøler seg ned og mørker jevnt og trutt i løpet av livet; tilstrekkelig gamle brune dverger vil være for svake til å kunne påvises.

Jernregn som en del av atmosfæriske konveksjonsprosesser er bare mulig i brune dverger, og ikke i små stjerner. Spektroskopiforskningen av jernregn pågår fortsatt, men ikke alle brune dverger vil alltid ha denne atmosfæriske anomalien. I 2013 ble det avbildet en heterogen jernholdig atmosfære rundt B-komponenten i det nærliggende Luhman 16-systemet.

Lavmasse brune dverger kontra høymasseplaneter

Et kunstnerisk konsept av den brune dvergen rundt stjernen HD 29587 , en ledsager kjent som HD 29587 b , og anslått til å være omtrent 55 Jupiter -masser.

Som stjerner dannes brune dverger uavhengig, men mangler i motsetning til stjerner tilstrekkelig masse til å "tenne". Som alle stjerner kan de forekomme enkeltvis eller i nærheten av andre stjerner. Noen bane stjerner og kan, som planeter, ha eksentriske baner.

Størrelse og drivstoffforbrenning

Brune dverger er alle omtrent samme radius som Jupiter. I den høye enden av masseområdet ( 60–90  M J ) styres volumet til en brun dverg hovedsakelig av elektron-degenerasjonstrykk , slik det er i hvite dverger; i den lave enden av området ( 10  M J ) styres volumet deres hovedsakelig av Coulomb -trykk , slik det er på planeter. Nettoresultatet er at radiene til brune dverger varierer med bare 10–15% over området med mulige masser. Dette kan gjøre det vanskelig å skille dem fra planeter.

I tillegg gjennomgår mange brune dverger ingen fusjon; selv de i den høye enden av masseområdet (over 60  M J ) avkjøles raskt nok til at de etter 10 millioner år ikke lenger gjennomgår fusjon .

Varmespektrum

Røntgen og infrarøde spektre er tegn på brune dverger. Noen avgir røntgenstråler ; og alle "varme" dverger fortsetter å lyse talende i de røde og infrarøde spektrene til de avkjøles til planetlignende temperaturer (under 1000 K).

Gassgiganter har noen av egenskapene til brune dverger. I likhet med solen er Jupiter og Saturn begge hovedsakelig laget av hydrogen og helium. Saturn er nesten like stor som Jupiter, til tross for at den bare har 30% masse. Tre av de gigantiske planetene i solsystemet (Jupiter, Saturn og Neptun ) avgir mye mer (opptil omtrent to ganger) varme enn de mottar fra solen. Og alle de fire gigantiske planetene har sine egne "planetariske" systemer - deres måner.

Gjeldende IAU -standard

For øyeblikket anser International Astronomical Union et objekt over 13  M J (den begrensende massen for termonukleær fusjon av deuterium) for å være en brun dverg, mens et objekt under den massen (og som kretser rundt en stjerne eller stjerne rest) regnes som en planet. Minste masse som kreves for å utløse vedvarende hydrogenforbrenning (ca. 80  M J ) utgjør øvre grense for definisjonen.

Det diskuteres også om brune dverger ville blitt bedre definert av deres dannelsesprosess enn av teoretiske massegrenser basert på kjernefusjonsreaksjoner. Under denne tolkningen er brune dverger de objektene som representerer produktene med den laveste massen av stjernedannelsesprosessen , mens planeter er objekter dannet i en akkresjonsskive som omgir en stjerne. De kuleste frittflytende gjenstandene som ble oppdaget, for eksempel WISE 0855 , samt de yngste objektene med laveste masse kjent som PSO J318.5−22 , antas å ha masser under 13  M J , og blir derfor noen ganger referert til som planetariske masseobjekter på grunn av tvetydigheten om de skal betraktes som useriøse planeter eller brune dverger. Det er planetariske masseobjekter kjent for å gå i bane rundt brune dverger, for eksempel 2M1207b , MOA-2007-BLG-192Lb , 2MASS J044144b og Oph 98 B.

13 Jupiter-masse cutoff er en tommelfingerregel i stedet for noe av presis fysisk betydning. Større gjenstander vil brenne det meste av deuteriumet, og mindre vil bare brenne litt, og masseverdien på 13 Jupiter er et sted i mellom. Mengden av deuterium som brennes avhenger også til en viss grad av objektets sammensetning, spesielt av mengden helium og deuterium som er tilstede og av fraksjonen av tyngre elementer, som bestemmer atmosfærens opacitet og dermed den strålende avkjølingshastigheten.

Fra 2011 inkluderte Extrasolar Planets Encyclopaedia objekter opp til 25 Jupiter -masser, og sa: "Det faktum at det ikke er noen spesiell funksjon rundt 13  M Jup i det observerte massespekteret forsterker valget om å glemme denne massegrensen". Fra 2016 ble denne grensen økt til 60 Jupiter -masser, basert på en studie av masse -tetthet -forhold.

Den Exoplanet Data Explorer inneholder objekter opptil 24 Jupiter masser med den rådgivende: "The 13 Jupiter-masse utmerkelse av IAU Working Group er fysisk umotivert for planeter med steinete kjerner, og observationally problematisk på grunn av synd jeg tvetydighet ." Den NASA exoplanet Arkiv med gjenstander med en masse (eller minimums masse) lik eller mindre enn 30 Jupiter massene.

Subbrun dverg

En størrelses sammenligning mellom Solen , en ung subbrun dverg og Jupiter . Etter hvert som den subbrune dvergen eldes, vil den gradvis avkjøles og krympe.

Objekter under 13  M J , kalt subbrun dverg eller planetmassa brun dverg , dannes på samme måte som stjerner og brune dverger (dvs. gjennom kollaps av en gasssky ), men har en masse under den begrensende massen for termonukleær fusjon av deuterium .

Noen forskere kaller dem frittflytende planeter, mens andre kaller dem brune dverger med planetmasse.

Rollen til andre fysiske egenskaper i masseestimatet

Selv om spektroskopiske trekk kan bidra til å skille mellom lavmassestjerner og brune dverger, er det ofte nødvendig å estimere massen for å komme til en konklusjon. Teorien bak masseestimatet er at brune dverger med lignende masse dannes på lignende måte og er varme når de dannes. Noen har spektraltyper som ligner på lavmassestjerner, for eksempel 2M1101AB . Når de avkjøles, bør de brune dvergene beholde en rekke lysstyrker avhengig av massen. Uten alder og lysstyrke er et masseanslag vanskelig; for eksempel kan en brun dverg av L-type være en gammel brun dverg med høy masse (muligens en lavmassestjerne) eller en ung brun dverg med en veldig lav masse. For Y-dverger er dette et mindre problem da de forblir lavmasseobjekter nær den subbrune dverggrensen, selv for relativt høye aldersestimater. For L- og T-dverger er det fortsatt nyttig å ha et nøyaktig aldersestimat. Lysstyrken er her, desto mindre angående eiendom, da dette kan anslås ut fra den spektrale energifordelingen . Aldersestimatet kan gjøres på to måter. Enten er den brune dvergen ung og har fremdeles spektrale trekk som er assosiert med ungdom, eller den brune dvergen beveger seg med en stjerne eller stjernegruppe ( stjerneklynge eller forening ), som har lettere å få aldersestimater. En veldig ung brun dverg som ble studert videre med denne metoden er 2M1207 og følgesvennen 2M1207b . Basert på plasseringen, riktig bevegelse og spektrale signatur, ble dette formål bestemt å tilhøre ~ 8 millioner år gammel TW Hydrae forening og massen av det sekundære ble bestemt til å være lavere enn deuterium brenn grense med 8 ± 2 M J . Et veldig gammelt eksempel på et aldersestimat som benytter seg av sambevegelse er den brune dvergen + den hvite dvergen binære COCONUTS-1, med den hvite dvergen som har en total alder på7.3+2,8
−1,6
milliarder år . I dette tilfellet ble ikke massen estimert med den avledede alderen, men sambevegelsen ga et nøyaktig estimat for avstand ved bruk av Gaia parallax . Ved å bruke denne målingen estimerte forfatterne radiusen, som deretter ble brukt til å estimere massen for den brune dvergen som15.4+0,9
−0,8
M J .

Observasjoner

Klassifisering av brune dverger

Spektral klasse M

Kunstners visjon om en sen-M dverg

Dette er brune dverger med en spektral klasse på M5.5 eller nyere; de kalles også late-M dverger. Disse kan betraktes som røde dverger i øynene til noen forskere. Mange brune dverger med spektral type M er unge gjenstander, for eksempel Teide 1 .

Spektral klasse L

Kunstners visjon om en L-dverg

Den definerende egenskapen for spektral klasse M, den kuleste typen i den mangeårige klassiske stjernesekvensen, er et optisk spektrum dominert av absorpsjonsbånd av titan (II) oksid (TiO) og vanadium (II) oksid (VO) molekyler. Men GD 165b , den kjølige følgesvenn til den hvite dvergen GD 165 , hadde ingen av kjennemerket TiO funksjoner i M dverger. Den påfølgende identifiseringen av mange objekter som GD 165B førte til slutt til definisjonen av en ny spektralklasse , L-dvergene , definert i det røde optiske området av spekteret ikke av metalloksydabsorpsjonbånd (TiO, VO), men av metallhydrid utslippsbånd ( FeH , CrH , MgH , CaH ) og fremtredende atomlinjer av alkalimetaller (NaI, KI, CsI, RbI). Fra 2013 har over 900 L dverger blitt identifisert, de fleste ved brede feltundersøkelser: Two Micron All Sky Survey ( 2MASS ), Deep Near Infrared Survey of the Southern Sky ( DENIS ) og Sloan Digital Sky Survey ( SDSS) ). Denne spektralklassen inneholder ikke bare de brune dvergene, fordi de kuleste hovedsekvensstjernene over brune dverger (> 80 M J ) har spektralklassen L2 til L6.

Spektral klasse T

Kunstners visjon om en T-dverg

Siden GD 165B er prototypen til L -dvergene, er Gliese 229 B prototypen til en annen ny spektralklasse, T -dvergene . T-dvergene er rosa-magenta. Mens nær-infrarødt (NIR) spektrene for L dverger viser sterke absorpsjonsbånd i H 2 O og karbonmonoksid (CO), blir NIR-spekteret til Gliese 229 dominert av absorbsjonsbånd fra metan (CH 4 ), egenskaper som ble funnet bare i de gigantiske planetene i solsystemet og Titan . CH 4 , H 2 O, og molekylært hydrogen (H 2 ) kollisjons-indusert absorpsjon (CIA) gi Gliese 229 blå nær-infrarøde farger. Dens skråner bratt rød optiske spekteret mangler også de FEH og CRH band som karakteriserer L dverger og i stedet blir påvirket av en eksepsjonelt bred absorpsjon inneholder fra alkali- metallene Na og K . Disse forskjellene førte til at J. Davy Kirkpatrick foreslo T-spektralklassen for objekter som viser H- og K-bånd CH 4 absorpsjon. Fra 2013 er 355 T -dverger kjent. NIR -klassifiseringsordninger for T -dverger har nylig blitt utviklet av Adam Burgasser og Tom Geballe. Teori antyder at L-dverger er en blanding av stjerner med svært lav masse og sub-stjerneobjekter (brune dverger), mens T-dvergklassen utelukkende består av brune dverger. På grunn av absorpsjonen av natrium og kalium i den grønne delen av spekteret av T -dverger, anslås det faktiske utseendet til T -dverger til menneskelig visuell oppfatning ikke å være brunt, men magenta . Brune dverger i T-klasse, som WISE 0316+4307 , har blitt oppdaget mer enn 100 lysår fra solen.

Spektral klasse Y

Kunstners visjon om en Y-dverg

I 2009 hadde de kuleste kjente brune dvergene estimert effektive temperaturer mellom 500 og 600 K (227–327 ° C; 440–620 ° F), og har blitt tildelt spektralklassen T9. Tre eksempler er brune dverger CFBDS J005910.90-011401.3 , ULAS J133553.45+113005.2 og ULAS J003402.77−005206.7 . Spektrene til disse objektene har absorpsjonstopper rundt 1,55 mikrometer. Delorme et al. har antydet at denne funksjonen skyldes absorpsjon fra ammoniakk, og at dette bør antas å indikere T – Y -overgangen, noe som gjør disse objektene av type Y0. Funksjonen er imidlertid vanskelig å skille fra absorpsjon av vann og metan , og andre forfattere har uttalt at tildelingen av klasse Y0 er for tidlig.

I april 2010 ble to nyoppdagede ultrakjølige subbrune dverger ( UGPS 0722-05 og SDWFS 1433+35) foreslått som prototyper for spektral klasse Y0.

I februar 2011 sa Luhman et al. rapporterte funnet av WD 0806-661B , en brun dvergkompis til en hvit dverg i nærheten med en temperatur på c. 300 K (27 ° C, 80 ° F) og massen av 7  M J . Til tross for planetmasse, Rodriguez et al. antyder at det er usannsynlig at det har dannet seg på samme måte som planeter.

Kort tid etter det sa Liu et al. publiserte en beretning om en "veldig kald" (ca. 370 K (97 ° C; 206 ° F)) brun dverg som kretser rundt en annen brunt dverg med svært lav masse og bemerket at "Gitt sin lave lysstyrke, atypiske farger og kalde temperatur, CFBDS J1458+10B er en lovende kandidat for den hypotetiserte Y -spektralklassen. "

I august 2011 oppdaget forskere som brukte data fra NASAs Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) seks objekter som de klassifiserte som Y-dverger med temperaturer helt ned til 25 ° C (298 K; 77 ° F).

WISE 0458+6434 er den første ultrakule brune dvergen (grønn prikk) som ble oppdaget av WISE . Det grønne og blått kommer fra infrarøde bølgelengder kartlagt til synlige farger.

WISE -data har avslørt hundrevis av nye brune dverger. Av disse er fjorten klassifisert som kule Y -er. En av Y-dvergene, kalt WISE 1828+2650 , var fra august 2011 rekordholder for den kaldeste brune dvergen-som ikke avgir synlig lys i det hele tatt, denne typen objekter ligner mer frittflytende planeter mer enn stjerner. WISE 1828+2650 ble opprinnelig estimert til å ha en atmosfærisk temperatur kjøligere enn 300 K (27 ° C; 80 ° F). Temperaturen har siden blitt revidert, og nyere estimater satte den i området 250 til 400 K (-23 til 127 ° C; -10 til 260 ° F).

I april 2014 WISE 0855 til 0714 ble annonsert med en estimert temperaturprofil rundt 225 til 260 K (-48 til -13 ° C; -55 til 8 ° F) og en masse på 3 til 10  M J . Det var også uvanlig ved at den observerte parallaksen betydde en avstand nær 7,2 ± 0,7 lysår fra solsystemet.

CatWISE -katalogen kombinerer NASAs WISE- og NEOWISE -undersøkelse. Den utvider antallet svake kilder og brukes derfor til å finne de svakeste brune dvergene, inkludert Y-dverger. 17 kandidat Y-dverger ble oppdaget av CatWISE-forskerne. Den opprinnelige fargen med Spitzer-romteleskopet indikerte at CW1446 er en av de rødeste og kaldeste Y-dvergene. Tilleggsdata med Spitzer viste at CW1446 er den femte rødeste brune dvergen med en temperatur på omtrent 310 til 360 K (37–87 ° C; 98–188 ° F) i en avstand på omtrent 10 parsek.

Et søk i CatWISE-katalogen i 2019 avslørte CWISEP J1935-1546, en av de kaldeste brune dvergene med en estimert temperatur på 270 til 360 K (-3–87 ° C; 26–188 ° F).

I januar 2020 ble oppdagelsen av WISE J0830+2837 , opprinnelig oppdaget av innbyggerforskere fra Backyard Worlds -prosjektet, presentert på det 235. møtet i American Astronomical Society . Denne Y-dvergen er 36,5 lysår fra solsystemet og har en temperatur på omtrent 350 K (77 ° C; 170 ° F).

Sekundære funksjoner

Brune dvergspektraltyper
Sekundære funksjoner
pec Dette suffikset (f.eks. L2pec) står for "særegen".
sd Dette prefikset (f.eks. SdL0) står for subdwarf og indikerer lav metallisitet og blå farge
β Objekter med beta (β) suffiks (f.eks. L4β) har en mellomliggende overflatevekt.
γ Objekter med gamma (γ) suffiks (f.eks. L5γ) har lav tyngdekraft på overflaten.
rød Det røde suffikset (f.eks. L0rødt) indikerer objekter uten tegn på ungdom, men høyt støvinnhold
blå Det blå suffikset (f.eks. L3blue) indikerer uvanlige blå nær-infrarøde farger for L-dverger uten åpenbar lav metallisitet

Unge brune dverger har lave overflatetyngder fordi de har større radier og lavere masser sammenlignet med feltstjernene av lignende spektraltype. Disse kildene er markert med en bokstav beta (β) for mellomliggende overflatetyngdekraft og gamma (γ) for lav overflatetyngdekraft. Indikasjon for lav tyngdekraft på overflaten er svake CaH-, KI- og Na I -linjer, samt sterk VO -linje. Alpha (α) står for normal tyngdekraft på overflaten og faller vanligvis. Noen ganger er en ekstremt lav overflatetyngde betegnet med et delta (δ). Endelsen "pec" står for særegen. Det særegne suffikset brukes fremdeles for andre funksjoner som er uvanlige og oppsummerer forskjellige egenskaper, noe som indikerer lav overflatetyngdekraft, subdwarfs og uløste binære filer. Prefikset sd står for subdwarf og inkluderer bare kule subdwarfs. Dette prefikset indikerer en lav metallisitet og kinematiske egenskaper som ligner mer på halo -stjerner enn på diskstjerner . Underdverger ser blåere ut enn diskobjekter. Det røde suffikset beskriver objekter med rød farge, men eldre. Dette tolkes ikke som lav overflatetyngde, men som et høyt støvinnhold. Det blå suffikset beskriver objekter med blå nærinfrarøde farger som ikke kan forklares med lav metallisitet. Noen forklares som L+T-binarier, andre er ikke binære filer, for eksempel 2MASS J11263991−5003550 og forklares med tynne og/eller storkornete skyer.

Spektrale og atmosfæriske egenskaper til brune dverger

Kunstnerens illustrasjon av en brun dvergs indre struktur. Skylag på visse dybder forskyves som et resultat av lagskift.

Majoriteten av fluksen som sendes ut av L- og T-dverger er i området 1 til 2,5 mikrometer nær infrarødt. Lave og synkende temperaturer gjennom den sene M-, L- og T-dvergsekvensen resulterer i et rikt nær-infrarødt spektrum som inneholder en rekke funksjoner, fra relativt smale linjer med nøytrale atomarter til brede molekylbånd, som alle har forskjellige avhengigheter av temperatur, tyngdekraft og metallisitet . Videre favoriserer disse lave temperaturforholdene kondensering ut av gasstilstanden og dannelse av korn.

Vindmåling (Spitzer ST; Artist Concept; 9. apr 2020)

Typiske atmosfærer kjente brune dverger varierer i temperatur fra 2200 ned til 750 K . Sammenlignet med stjerner, som varmer seg med jevn intern fusjon, avkjøles brune dverger raskt over tid; mer massive dverger avkjøles saktere enn mindre massive.

Observasjoner av kjente brune dvergkandidater har avslørt et mønster av lysere og dimmere infrarøde utslipp som antyder relativt kjølige, ugjennomsiktige skymønstre som skjuler et varmt interiør som blir rørt av ekstrem vind. Været på slike kropper antas å være ekstremt sterkt, sammenlignbart med, men langt overgå Jupiters berømte stormer.

8. januar 2013 undersøkte astronomer som brukte NASAs Hubble- og Spitzer -romteleskoper den stormfulle atmosfæren til en brun dverg ved navn 2MASS J22282889–4310262 , og skapte det mest detaljerte "værkartet" til en brun dverg så langt. Den viser vinddrevne skyer i planetstørrelse. Den nye forskningen er et springbrett mot en bedre forståelse, ikke bare brune dverger, men også atmosfæren på planeter utenfor solsystemet.

I april 2020 rapporterte forskere om vindhastigheter på +650 ± 310 meter per sekund (opptil 1450 miles per time) på den nærliggende brune dvergen 2MASS J10475385 +2124234 . For å beregne målingene sammenlignet forskere rotasjonsbevegelsen til atmosfæriske trekk, som det ble konstatert av lysstyrkeendringer, mot den elektromagnetiske rotasjonen som genereres av den brune dvergens indre. Resultatene bekreftet tidligere spådommer om at brune dverger ville ha sterk vind. Forskere håper at denne sammenligningsmetoden kan brukes til å utforske den atmosfæriske dynamikken til andre brune dverger og ekstrasolare planeter.

Observasjonsteknikker

Brune dverger Teide 1 , Gliese 229B og WISE 1828+2650 sammenlignet med rød dverg Gliese 229A , Jupiter og vår sol

Coronagraphs har nylig blitt brukt til å oppdage svake objekter som går i bane rundt lyse synlige stjerner, inkludert Gliese 229B.

Følsomme teleskoper utstyrt med ladningskoblede enheter (CCDer) har blitt brukt til å søke fjerne stjerneklynger etter svake objekter, inkludert Teide 1.

Vidfelt søk har identifisert individuelle svake objekter, for eksempel Kelu-1 (30 ly unna).

Brune dverger blir ofte oppdaget i undersøkelser for å oppdage ekstrasolare planeter . Metoder for å oppdage ekstrasolare planeter fungerer også for brune dverger, selv om brune dverger er mye lettere å oppdage.

Brune dverger kan være kraftige avgivere av radioutslipp på grunn av deres sterke magnetfelt. Observasjonsprogrammer ved Arecibo Observatory og Very Large Array har oppdaget over et dusin slike objekter, som også kalles ultrakjølige dverger fordi de deler vanlige magnetiske egenskaper med andre objekter i denne klassen. Påvisning av radioutslipp fra brune dverger gjør at magnetfeltstyrkene deres kan måles direkte.

Milepæler

  • 1995: Første brune dverg verifisert. Teide 1 , et M8 -objekt i Pleiades -klyngen , blir plukket ut med en CCD i det spanske observatoriet i Roque de los Muchachos ved Instituto de Astrofísica de Canarias .
  • Første metangrønne dverg verifisert. Gliese 229B er oppdaget i bane rundt den røde dvergen Gliese 229 A (20 ly unna) ved hjelp av en adaptiv optikk- koronagraf for å skjerpe bilder fra det 60-tommers (1,5 m) reflekterende teleskopet ved Palomar-observatoriet på Sør-California- fjellet Palomar ; oppfølgingsinfrarødt spektroskopi laget med sitt 200-tommers (5 m) Hale-teleskop viser en overflod av metan.
  • 1998: Første røntgenemitterende brune dverg funnet. Cha Halpha 1, et M8-objekt i den mørke skyen Chamaeleon I , er bestemt på å være en røntgenkilde, som ligner konvektive stjerner av sen type.
  • 15. desember 1999: Første røntgenbluss oppdaget fra en brun dverg. Et team ved University of California som overvåker LP 944-20 ( 60  M J , 16 år unna) via Chandra X-ray Observatory , fanger en 2-timers bluss.
  • 27. juli 2000: Første radioutslipp (i fakkel og hvile) påvist fra en brun dverg. Et team av studenter ved Very Large Array oppdaget utslipp fra LP 944-20.
  • 30 april 2004: Første påvisning av en kandidat eksoplanet rundt en brun dverg: 2m1207b oppdaget med VLT og den første direkte avbildes eksoplaneten.
  • 20. mars 2013: Oppdagelse av det nærmeste brune dvergsystemet: Luhman 16.
  • 25. april 2014: Den kaldeste kjente brune dvergen ble oppdaget. WISE 0855−0714 er 7,2 lysår unna (det syvende systemet nærmest solen) og har en temperatur mellom −48 til −13 grader Celsius.

Brun dverg som røntgenkilde

Chandra- bilde av LP 944-20 før bluss og under bluss

Røntgenbluss oppdaget fra brune dverger siden 1999 antyder endring av magnetfelt i dem, på samme måte som i stjerner med svært lav masse.

Uten sterk sentral kjernekraftkilde er det indre av en brun dverg i en raskt kokende eller konvektiv tilstand. Når det kombineres med den raske rotasjonen som de fleste brune dverger utviser, legger konveksjon betingelser for utvikling av et sterkt, sammenfiltret magnetfelt nær overflaten. Fakkelen observert av Chandra fra LP 944-20 kan ha sin opprinnelse i det turbulente magnetiserte varme materialet under den brune dvergens overflate. En bluss under overflaten kan lede varme til atmosfæren, slik at elektriske strømmer kan strømme og produsere en røntgenstråle, som et lyn . Fraværet av røntgenstråler fra LP 944-20 i perioden som ikke blusser er også et betydelig resultat. Den setter den laveste observasjonsgrensen for jevn røntgenstrøm produsert av en brun dverg, og viser at koronas slutter å eksistere når overflatetemperaturen til en brun dverg avkjøles under omtrent 2800K og blir elektrisk nøytral.

Ved hjelp av NASAs Chandra røntgenobservatorium har forskere oppdaget røntgenstråler fra en brun brun dverg med lav masse i et flerstjerners system. Dette er første gang at en brun dverg så nær foreldrestjernen (e) (sollignende stjerner TWA 5A) har blitt løst i røntgenstråler. "Våre Chandra-data viser at røntgenstrålene stammer fra den brune dvergens koronale plasma som er omtrent 3 millioner grader Celsius", sa Yohko Tsuboi fra Chuo University i Tokyo. "Denne brune dvergen er like lys som solen i dag i røntgenlys, mens den er femti ganger mindre massiv enn solen", sa Tsuboi. "Denne observasjonen øker dermed muligheten for at selv massive planeter kan avgi røntgenstråler alene i ungdommen!"

Brune dverger som radiokilder

Den første brune dvergen som ble oppdaget for å avgi radiosignaler var LP 944-20 , som ble observert basert på røntgenstrålingen. Omtrent 5–10% av brune dverger ser ut til å ha sterke magnetfelt og avgir radiobølger, og det kan være så mange som 40 magnetiske brune dverger innenfor 25 pc fra Sola basert på Monte Carlo -modellering og gjennomsnittlig romlig tetthet. Kraften til radioutslippene til brune dverger er omtrent konstant til tross for variasjoner i temperaturen. Brune dverger kan opprettholde magnetfelt på opptil 6 kg i styrke. Astronomer har estimert brune dvergmagnetosfærer til å strekke seg over en høyde på omtrent 10 7 m gitt egenskaper ved radioutslippene deres. Det er ukjent om radioutslippene fra brune dverger mer ligner dem fra planeter eller stjerner. Noen brune dverger avgir vanlige radiopulser, som noen ganger tolkes som radioemisjon fra polene, men kan også stråles fra aktive områder. Den regelmessige, periodiske reverseringen av radiobølgeorientering kan indikere at brune dvergmagnetiske felt periodisk reverserer polaritet. Disse reverseringene kan være et resultat av en brun dvergmagnetisk aktivitetssyklus, som ligner solsyklusen .

Binære brune dverger

Bilder fra flere epoker av brune dvergbinarier tatt med Hubble-romteleskopet . Binæren Luhman 16 AB (til venstre) er nærmere solsystemet enn de andre eksemplene som er vist her.

Observasjoner av bane til binære systemer som inneholder brune dverger kan brukes til å måle massen til den brune dvergen. Når det gjelder 2MASSW J0746425+2000321 , veier sekundæren 6% av solmassen. Denne målingen kalles en dynamisk masse. Det brune dvergsystemet nærmest solsystemet er det binære Luhman 16. Det ble forsøkt å lete etter planeter rundt dette systemet med en lignende metode, men ingen ble funnet.

Det brede binære systemet 2M1101AB var det første binæret med en separasjon større enn 20 au . Oppdagelsen av systemet ga definitiv innsikt i dannelsen av brune dverger. Det ble tidligere antatt at brede binære brune dverger ikke dannes eller i det minste blir forstyrret i alderen 1-10 Myrs . Eksistensen av dette systemet er også i strid med utkastingshypotesen. Ejektionshypotesen var en foreslått hypotese der brune dverger dannes i et flersystem, men blir kastet ut før de får nok masse til å brenne hydrogen.

Mer nylig ble den brede binære W2150AB oppdaget. Den har et lignende masseforhold og bindingsenergi som 2M1101AB, men har en høyere alder og ligger i et annet område av galaksen. Mens 2M1101AB befinner seg i et nært overfylt område, er binær W2150AB i et tynt skilt felt. Den må ha overlevd dynamiske interaksjoner i stjerneklyngen . Binæren tilhører også noen få L+T-binærer som enkelt kan løses av bakkebaserte observatorier. De to andre er SDSS J1416+13AB og Luhman 16.

Det er andre interessante binære systemer som det formørkende binære brune dvergsystemet 2MASS J05352184–0546085 . Fotometriske studier av dette systemet har avslørt at den mindre massive brune dvergen i systemet er varmere enn dens høyere masse ledsager.

Brune dverger rundt hvite dverger er ganske sjeldne. GD 165B , prototypen til L-dvergene, er et slikt system. Systemer med nære, tidevannslåste brune dverger som kretser rundt hvite dverger, tilhører post -vanlige konvoluttbinarier eller PCEB -er. Bare 8 bekreftede PCEB som inneholder en hvit dverg med en brun dvergkompis er kjent, inkludert WD 0137-349 AB. I tidligere historie med disse nære hvite dvergbrune dvergbinariene, blir den brune dvergen oppslukt av stjernen i den røde kjempefasen . Brune dverger med en masse lavere enn 20 Jupiter -masser ville fordampe under oppslukningen. Mangelen på brune dverger som går i bane nær hvite dverger kan sammenlignes med lignende observasjoner av brune dverger rundt hovedsekvensstjerner, beskrevet som den brune dvergørkenen . PCEB kan utvikle seg til en katastrofal variabel stjerne (CV*) med den brune dvergen som giver, og i siste fase av systemet kan binæren smelte sammen. Nova CK Vulpeculae kan være et resultat av en så hvit dvergbrun dvergfusjon.

Nylige utviklinger

Denne visualiseringen representerer et tredimensjonalt kart over brune dverger (røde prikker) som har blitt oppdaget innen 65 lysår etter solen.

Estimater av brune dvergbestander i solnabolaget anslår at det kan være så mange som seks stjerner for hver brun dverg. Et nyere estimat fra 2017 ved bruk av den unge massive stjerneklyngen RCW 38 fant at Melkeveien galaksen inneholder mellom 25 og 100 milliarder brune dverger.

I en undersøkelse publisert i august 2017 NASA 's Spitzer teleskopet overvåkes infrarøde lysstyrkevariasjoner i brune dverger forårsaket av skyer av variabel tykkelse. Observasjonene avslørte store bølger som forplantet seg i atmosfæren til brune dverger (på samme måte som atmosfæren til Neptun og andre gigantiske planeter i solsystemet). Disse atmosfæriske bølgene modulerer tykkelsen på skyene og forplanter seg med forskjellige hastigheter (sannsynligvis på grunn av differensiell rotasjon).

I august 2020 oppdaget astronomer 95 brune dverger nær solen gjennom prosjektet Backyard Worlds: Planet 9.

Dannelse og evolusjon

Den HH 1165 stråle som ble lansert av brun dverg Mayrit 1.701.117 i den ytre periferi av sigma Orionis klynge

Brune dverger dannes omtrent som stjerner og er omgitt av protoplanetære disker , for eksempel Cha 110913-773444 . Fra 2017 er det bare en kjent proto-brun dverg som er forbundet med et stort Herbig-Haro-objekt . Dette er den brune dvergen Mayrit 1701117 , som er omgitt av en pseudodisk og en keplerskive. Mayrit 1701117 lanserer den 0,7 lysår lange strålen H 1165 , mest sett i ionisert svovel .

Disker rundt brune dverger har vist seg å ha mange av de samme funksjonene som skiver rundt stjerner; derfor er det forventet at det vil være akkresjonsformede planeter rundt brune dverger. Gitt den lille mengden brune dvergskiver, vil de fleste planeter være terrestriske planeter i stedet for gassgiganter. Hvis en gigantisk planet går i bane rundt en brun dverg over siktlinjen vår, ville det, fordi de har omtrent samme diameter, gi et stort signal for deteksjon ved transitt . Akkresjonssonen for planeter rundt en brun dverg er veldig nær selve den brune dvergen, så tidevannskrefter ville ha en sterk effekt.

Den brune dvergen Cha 110913-773444 , som ligger 500 lysår unna i stjernebildet Chamaeleon, kan være i ferd med å danne et miniatyrplanetsystem. Astronomer fra Pennsylvania State University har oppdaget det de tror er en gass- og støvskive som ligner den som antas å ha dannet solsystemet. Cha 110913-773444 er den minste brune dvergen som er funnet til dags dato ( 8  M J ), og hvis den dannet et planetsystem, ville det være det minste kjente objektet som har et.

Planeter rundt brune dverger

Kunstnerens inntrykk av en skive med støv og gass rundt en brun dverg.

Den super-Jupiter planet-masse objekter 2m1207b , 2MASS J044144 og Oph 98 B som går i bane brune dverger ved store bane avstander kan ha blitt dannet ved å sky sammenbrudd i stedet for groing, og dette kan være sub-brun dverger snarere enn planet , som antydes fra relativt store masser og store baner. Den første oppdagelsen av en lavmassekammerat som kretset rundt en brun dverg ( ChaHα8 ) på en liten orbitell avstand ved hjelp av radialhastighetsteknikken banet vei for påvisning av planeter rundt brune dverger på baner med noen få AU eller mindre. Imidlertid, med et masseforhold mellom ledsager og primær i ChaHα8 på omtrent 0,3, ligner dette systemet snarere en binær stjerne. Så, i 2008, ble den første planetmassasvennen i en relativt liten bane ( MOA-2007-BLG-192Lb ) oppdaget i bane rundt en brun dverg.

Planeter rundt brune dverger vil trolig være karbonplaneter som er tømt for vann.

En studie fra 2017, basert på observasjoner med Spitzer, anslår at 175 brune dverger må overvåkes for å garantere (95%) minst én deteksjon av en planet.

Beboelighet

Beboelighet for hypotetiske planeter som kretser rundt brune dverger har blitt studert. Datamodeller som antyder betingelser for at disse legemene skal ha beboelige planeter er svært strenge, beboelig sone er smal, nær (T -dverg 0,005 AU) og avtar med tiden på grunn av nedkjøling av den brune dvergen. De baner der må være av ekstremt lav eksentrisitet (i størrelsesorden 10 til minus 6) for å unngå sterk tidevannskrefter som ville utløse en drivhuseffekt på planetene, gjør dem ubeboelig. Det ville heller ikke være noen måner.

Superlative brune dverger

  • WD 0137-349 B: første bekreftede brune dverg for å ha overlevd primærens røde gigantfase .
  • I 1984 ble det antatt av noen astronomer at solen kan være i bane rundt en uoppdaget brun dverg (noen ganger referert til som Nemesis ) som kan samhandle med Oort -skyen akkurat som forbipasserende stjerner kan. Imidlertid har denne hypotesen falt i unåde.
Førstetabell
Ta opp Navn Spektral type RA/des Konstellasjon Merknader
Først oppdaget Teide 1 (Pleiades Open Star Cluster) M8 3 t 47 m 18,0 s +24 ° 22'31 " Tyren Bilde i 1989 og 1994
Først avbildet med koronografi Gliese 229 B T6.5 06 t 10 m 34,62 s −21 ° 51'52,1 " Lepus Oppdaget 1994
Først med planemo 2MASSW J1207334-393254 M8 12 t 07 m 33,47 s −39 ° 32'54,0 " Centaurus
Først med en planemo i bane 2M1207 Planet ble oppdaget i 2004
Først med en støvskive
Først med bipolar utstrømning Rho-Oph 102 (SIMBAD: [GY92] 102) delvis løst utstrømning
Først med storstilt Herbig-Haro-objekt Mayrit 1701117

(Herbig-Haro objekt: HH 1165 )

proto-BD projisert lengde på Herbig-Haro-objektet: 0,8 lysår (0,26 stk )
Første felttype (enslig) Teide 1 M8 3 t 47 m 18,0 s +24 ° 22'31 " Tyren 1995
Først som ledsager til en vanlig stjerne Gliese 229 B T6.5 06 t 10 m 34,62 s −21 ° 51'52,1 " Lepus 1995
Første spektroskopiske binære brune dverg PPL 15 A, B M6,5 Tyren Basri og Martín 1999
Første formørkelse av binær brun dverg 2M0535-05 M6,5 Orion Stassun 2006, 2007 (avstand ~ 450 stk)
Første binære brune dverg av T Type Epsilon Indi Ba, Bb T1 + T6 Indus Avstand: 3,626 stk
Første trinar brune dverg DENIS-P J020529.0-115925 A/B/C L5, L8 og T0 02 t 05 m 29,40 s −11 ° 59'29,7 " Cetus Delfosse et al. 1997
Første glorie brune dverg 2MASS J05325346+8246465 sd L7 05 t 32 m 53,46 s +82 ° 46'46,5 " Tvillingen Burgasser et al. 2003
Først med sent-M-spekter Teide 1 M8 3 t 47 m 18,0 s +24 ° 22'31 " Tyren 1995
Først med L -spektrum GD 165 B
Først med T -spektrum Gliese 229 B T6.5 06 t 10 m 34,62 s −21 ° 51'52,1 " Lepus 1995
Siste T-spektrum ULAS J003402.77−005206.7 T9 Cetus 2007
Først med Y -spektrum CFBDS0059 ~ Y0 2008; dette er også klassifisert som en T9 -dverg, på grunn av sin nære likhet med andre T -dverger
Første røntgenstråling ChaHα1 M8 Kameleon 1998
Første røntgenbluss LP 944-20 M9V 03 t 39 m 35,22 s −35 ° 25'44,1 " Fornax 1999
Første radioutslipp (i bluss og i ro) LP 944-20 M9V 03 t 39 m 35,22 s −35 ° 25'44,1 " Fornax 2000
Kuleste radiobrennende brune dverg 2MASSI J10475385+2124234 T6.5 10 t 47 m 53,85 s +21 ° 24'23,4 " Leo 900K brun dverg med 2,7 mJy burst
De første potensielle brune dverg -auroraene ble oppdaget LSR J1835+3259 M8,5 Lyra 2015
Første påvisning av differensialrotasjon i en brun dverg TVLM 513-46546 M9 15 t 01 m 08,3 s +22 ° 50'02 " Boötes Ekvator roterer raskere enn poler med 0,022 radianer / dag
Tabell med ekstremer
Ta opp Navn Spektral type RA/des Konstellasjon Merknader
Eldste COCONUTS-1B T4 et av få eksempler med et godt aldersestimat: 7.3+2,8
−1,6
milliarder år
Yngste 2MASS J04335245+2612548 M8,5 04 t 33 m 52,47 s 26 ° 12 ′ 54,5 ″ Tyren Ett brunt dvergmedlem i <2 Myr gamle Taurus Molecular Cloud . Objekter i denne skyen med en spektral type> M6 er brune dverger ifølge Luhman et al.
Mest massiv SDSS J010448.46+153501.8 USD L1.5 01 t 04 m 48,46 s +15 ° 35'01,8 " Fiskene avstand er ~ 180-290 pc, er ~ masse 88,5 til 91,7  M J . Overgangsbrune dverger.
Metallrik
Metallfattig SDSS J010448.46+153501.8 USD L1.5 01 t 04 m 48,46 s +15 ° 35'01,8 " Fiskene avstanden er ~ 180–290 stk., metallisiteten er ~ 0,004  Z Sol . Overgangsbrune dverger.
Minst massiv OTS 44 M9,5 11 t 10 m 11,5 s −76 ° 32 ′ 13 ″ Kameleon Har et masseområde på 11,5 MJ-15 MJ, avstanden er ~ 550 ly
Størst
Minste
Raskeste rotasjon 2MASS J03480772−6022270 T7 03 t 48 m 07,72 s –60 ° 22'27,1 " Retikulum Rotasjonsperiode på 1.080+0,004
−0,005
Lengst KMT-2016-BLG-2142 b 17 t 52 m 27,0 s –29 ° 23 ′ 04 ″ Skytten KMT-2016-BLG-2142 b (mikrolinsering) har en avstand på 5 850 til 8 020 parsek. Kan også være en massiv gassgigant.
Nærmeste Luhman 16 Avstand: ~ 6,5 ly
Lyseste DENIS J104814.6-395606 M8,5V jmag = 12,67
Dimmest L 97-3 B Y1 jmag = 25,42
Heteste
Kuleste WISE 0855−0714 Temperatur −48 til −13 C
Mest tett TOI-569b På 64,1 Mj Transiting brun dverg TOI-569B har 64,1  M J med en diameter på 0,79 ± 0,02 ganger det som Jupiter. Det er 171,3 g/cm3.
Minst tett

Galleri

Se også

Referanser

Eksterne linker

Historie

Detaljer

Stjerner