Пустыня коричневого карлика - Brown-dwarf desert

Коричневый карлик OGLE-2015-BLG-1319, обнаруженный в 2016 году, возможно, действительно попадает в пустыню.

В пустыня коричневого карлика представляет собой теоретический диапазон орбит вокруг звезды, на котором коричневые карлики не может существовать как сопутствующий объект.[1] Обычно это до 5 Австралия вокруг солнечная масса звезды. Немногочисленность коричневых карликов на близких орбитах впервые была отмечена между 1998–2000 гг., Когда достаточное количество внесолнечные планеты было обнаружено, что для проведения статистических исследований. Астрономов обнаружил явную нехватку коричневых карликов в пределах 5 а.е. звезды с товарищами, в то время как было обнаружено множество свободно плавающих коричневых карликов.[2] Последующие исследования показали, что коричневые карлики вращающийся по орбите в пределах 3–5 а.е. находятся около менее 1% звезд с массой, подобной Солнцу (M☉ ).[3][4] Из коричневых карликов, которые были обнаружены в пустыне коричневых карликов, большинство было обнаружено в нескольких системах, предполагая, что двойственность была ключевым фактором в создании обитателей пустыни коричневых карликов.[5]

Одна из многих возможных причин существования пустыни связана с планетарная миграция (и коричневые карлики). Если бы коричневый карлик образовался в пределах 5 а.е. от своей звезды-компаньона, он мог бы начать мигрировать внутрь к центральной звезде и в конечном итоге упасть в саму звезду.[нужна цитата ] При этом точные детали миграции в пределах протопланетарный диск до конца не изучены, и столь же правдоподобно, что коричневые карлики-компаньоны FGK-карликов не претерпели бы заметной миграции после своего образования. Вторая возможная причина состоит в том, что в зависимости от того, какая парадигма формации используется, формирование аккреция ядра должен сделать образование более массивных коричневых карликов маловероятным, поскольку скорость аккреции газа во время неконтролируемой аккреции на объекты, образующие большую массу, снижается из-за образования зазора в диске. Ограниченное время жизни диска затем усекает диапазон масс, ограничивая максимальные массы примерно до 10 масс Юпитера (MJ ).[6]Этот эффект может быть несколько смягчен тем фактом, что объекты 3–5 MJ и выше, может вызвать эксцентрические возмущения в диске, допуская существенное увеличение массы даже при наличии зазора.[7]Объекты, которые формируются за пределами (a> 80 а.е.), где диск склонен к гравитационной нестабильности, могут достичь массы, необходимой для пересечения порога планета – коричневый карлик.[8] Однако для этих объектов миграция во внутренние области диска может быть маловероятной из-за длительной временной шкалы миграции типа II для массивных объектов в режиме массы коричневых карликов.[9]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ Хуберт Клар и Вольфганг Бранднер (2006). Формирование планеты: теория, наблюдения и эксперименты. Издательство Кембриджского университета. ISBN  0-521-86015-6.
  2. ^ Марси, Джеффри В .; Батлер, Р. Пол (февраль 2000 г.), «Планеты, вращающиеся вокруг других солнц», Публикации Тихоокеанского астрономического общества, 112 (768): 137–140, Bibcode:2000PASP..112..137M, Дои:10.1086/316516
  3. ^ Kraus, Adam L .; и другие. (Май 2008 г.), «Картографирование берегов пустыни коричневых карликов. I. Верхний Скорпиус», Астрофизический журнал, 679 (1): 762–782, arXiv:0801.2387, Bibcode:2008ApJ ... 679..762K, Дои:10.1086/587435
  4. ^ Гретер, Даниэль; Лайнуивер, Чарльз Х. (1 апреля 2006 г.). «Насколько суха пустыня коричневых карликов? Количественная оценка относительного числа планет, коричневых карликов и звездных спутников вокруг ближайших звезд, подобных Солнцу». Астрофизический журнал. 640 (2): 1051. Дои:10.1086/500161. ISSN  0004-637X.
  5. ^ Fontanive, C .; Рис, К .; Bonavita, M .; Lopez, E .; Мужич, К .; Биллер, Б. (01.06.2019). «Высокая двойная фракция для самых массивных близких планет-гигантов и представителей пустыни из коричневых карликов». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 485 (4): 4967–4996. arXiv:1903.02332. Дои:10.1093 / mnras / stz671. ISSN  0035-8711.
  6. ^ Lubow, S.H .; Зайберт, М .; Артимович, П. (1999). «Дисковая аккреция на планеты с большой массой». Астрофизический журнал. 526 (2): 1001–1012. arXiv:Astro-ph / 9910404. Bibcode:1999ApJ ... 526.1001L. Дои:10.1086/308045.
  7. ^ Kley, W .; Дирксен, Г. "Эксцентриситет диска и вложенные планеты". Астрономия и астрофизика. 447 (1): 369–377. arXiv:Astro-ph / 0510393. Bibcode:2006 A&A ... 447..369K. Дои:10.1051/0004-6361:20053914.
  8. ^ авторы, под редакцией С. Сигера; с помощью Рене Дотсон; с 34 сотрудниками (2010 г.). Экзопланеты. Тусон: Университет Аризоны Press. ISBN  978-0-8165-2945-2.CS1 maint: дополнительный текст: список авторов (связь)
  9. ^ Удри, Стефан; Сантос, Нуно К. "Статистические свойства экзопланет". Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 45 (1): 397–439. arXiv:Astro-ph / 0306049. Bibcode:2007ARA & A..45..397U. Дои:10.1146 / annurev.astro.45.051806.110529.