棕矮星

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天兔座恆星Gliese 229的伴星是一顆棕矮星(圖中小亮點),質量約為20-30倍木星質量,距離地球約19光年。

棕矮星是類恆星天體的一種,它們是所謂「失敗的恆星」(Failed Star),與一般恆星不同,棕矮星由於質量不足,不能像正常恆星那樣通過氫核聚變維持光度,無法成為主序星。但它們的內部及表面均呈對流狀態,不同的化學物質並不會在內部分層存在。研究表明,大於13倍木星質量的天體會發生氘核聚變,而大於65倍木星質量的天體會產生鋰聚變,因此如果只從質量上區分,棕矮星為處於13倍木星質量與80倍木星質量之間的天體。現時人們仍在研究棕矮星在過往是否曾經在某位置發生過核聚變,已知的是,質量大於13個木星的棕矮星可融合。棕矮星的許多性質與太陽系外巨行星(EGP)相似,因此也有人將它們統稱為亞恆星(SMO)。

歷史[編輯]

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WISE 1828+2650 Brown dwarf.jpg

1960年代天文學家們已經在理論上都預測了棕矮星的存在[1][2]。棕矮星原先被稱為「黑矮星」,代表在宇宙間漂浮的類恆星天體或質量不足以發生核反應的天體。但「黑矮星」一詞現時是指一些停止發光,並已死亡的白矮星

早期的恆星模型指出,一個天體欲成為真恆星,必須擁有80個以上的木星質量,以產生核反應。「棕矮星」的理論最初於1960年代早期提出,指其數量可能比真恆星多,由於未能發光,要尋找也頗為困難。它們會釋出紅外線,可憑地面的紅外線偵測器來偵測,但由提出至證實發現足足用了數十年。

近期的研究則指出,恆星能發光發熱除取決於質量外,也包括其內含的化合物。一些棕矮星的質量達到90個木星仍不能點燃內部的氫。還有當一團星雲塌縮時,除產生恆星外,也會產生不發光的棕矮星,其質量少於13個木星。

首個棕矮星於1995年得到證實,到2006年已經發現了三百多顆,並在1999年發現了第一個雙棕矮星系統[3],軌道周期約為6天。棕矮星被認為是銀河系中數目最多的天體之一,較接近地球的棕矮星是印第安座ε星,該恆星系統擁有兩顆棕矮星,距離太陽12光年。

2014年發現最接近的棕矮星是WISE J085510.83-071442.5,距離地球僅7.2光年,是距離太陽第4近的天體系統。

棕矮星的形成[編輯]

關於棕矮星形成的機制天文學家們眾說紛紜,比較常見的有拋射理論、前恆星核的光致侵蝕理論、不透明度制約的分裂理論、原恆星盤的不穩定性理論等。拋射理論認為,棕矮星是由於低質量的原恆星胚在還沒有達到產生氫核聚變所需的質量前,與其它天體發生了碰撞而被拋射出前恆星核所形成的[4][5],這一理論部分地得到了雙棕矮星系統的證實。前恆星核的光致侵蝕理論基於大質量恆星的輻射對前恆星核的光致侵蝕作用,能夠解釋處於電離氫區中的棕矮星的形成機制。棕矮星也可能由大質量的原恆星盤在其它恆星的引力作用下發生碎裂而產生[6]。這些理論每個都只能解釋部分棕矮星的形成,研究棕矮星周圍的恆星盤可以有效地檢驗上述理論。

相關條目[編輯]

參考文獻[編輯]

  1. ^ Kumar, S., 1963, Astrophysical Journal, 137, 1121.
  2. ^ Hayashi, C., Nakano, T., 1963, Progress of Theoretical Physics, 30, 460.
  3. ^ Basri, G., Martin, E.L., 1999, Astrophysical Journal, 118, 2460.
  4. ^ Whitworth, A.P. et al., 1995, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 277, 727.
  5. ^ Bonnell, I.A., Clarke, C.J., Bate, M.R., Pringle, J.E., 2001, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 324, 57.
  6. ^ Boffin, H.M.J. et al., 1998, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 300, 1189.