Коричневый карлик - Википедия - Brown dwarf

Художественная концепция коричневого карлика Т-типа
Для сравнения: большинство коричневых карликов немного меньше Юпитера (15–20%),[1] но они по-прежнему в 80 раз массивнее из-за большей плотности. Изображение не в масштабе; Радиус Юпитера в 10 раз больше, чем у Земли, а радиус Солнца в 10 раз больше, чем у Юпитера.

А коричневый карлик это тип субзвездный объект что имеет массу между самыми массивными газовый гигант планеты и наименее массивные звезды, примерно от 13 до 80 раз больше Юпитера (MJ).[2][3]

В отличие от главная последовательность звезды, коричневые карлики не приобретают достаточно массы, чтобы вызвать устойчивый термоядерная реакция обычных водород (1ЧАС ) в гелий в их сердцевинах. По этой причине коричневых карликов иногда называют неудавшиеся звезды. Однако считается, что они плавить дейтерий (2ЧАС ) и предохранитель лития (7Ли ), если их масса>65 MJ.[3] Минимальная масса, необходимая для запуска устойчивого горения водорода, образует верхний предел определения, используемого в настоящее время Международный астрономический союз, а минимальная масса сгорания дейтерия ~13 MJ образует нижнюю границу класса, ниже которого лежат планеты.[3][4]

Также обсуждается, лучше ли определять коричневые карлики по процессу их образования, а не по теоретическим пределам массы, основанным на реакциях ядерного синтеза.[5] Согласно этой интерпретации коричневые карлики - это те объекты, которые представляют собой продукты с наименьшей массой звездообразование процесс, а планеты - объекты, сформированные в аккреционный диск окружающие звезду. Самые крутые обнаруженные свободно плавающие объекты, такие как WISE 0855, а также молодые объекты с наименьшей массой, известные как ПСО J318.5-22, считается, что массы ниже 13 MJ, и поэтому их иногда называют планетарные массовые объекты из-за неоднозначности того, следует ли их рассматривать как планеты-изгои или коричневые карлики. Известно, что вокруг коричневых карликов вращаются объекты планетарной массы, такие как 2М1207б, MOA-2007-BLG-192Lb, и 2MASS J044144b.

Астрономы классифицируют самосветящиеся объекты по спектральный класс, различие тесно связано с температурой поверхности, а коричневые карлики занимают типы M, L, T и Y.[5][6] Поскольку коричневые карлики не подвергаются стабильному слиянию водорода, они со временем остывают, постепенно переходя через более поздние спектральные типы по мере старения.

Несмотря на свое название, невооруженным глазом коричневые карлики казались разными цветами в зависимости от их температуры.[5] Самые теплые, возможно, оранжевые или красные,[7] в то время как более прохладные коричневые карлики, вероятно, появятся пурпурный к человеческому глазу.[5][8] Коричневые карлики могут быть полностью конвективный, без слоев или химической дифференциации по глубине.[9]

Хотя изначально предполагалось, что оно существует в 1960-х годах, только в середине 1990-х годов были обнаружены первые однозначные коричневые карлики. Поскольку коричневые карлики имеют относительно низкие температуры поверхности, они не очень яркие в видимом диапазоне длин волн и излучают большую часть своего света в видимой области спектра. инфракрасный. С появлением более эффективных устройств обнаружения инфракрасного излучения были идентифицированы тысячи коричневых карликов.

Ближайшие известные коричневые карлики находятся в Лухман 16 система, а двоичный коричневых карликов L- и T-типов на расстоянии около 6.5 световых лет. Luhman 16 - третья система, ближайшая к Солнцу после Альфа Центавра и Звезда Барнарда.

История

Меньший объект - Gliese 229B, примерно в 20-50 раз больше массы Юпитера, вращается вокруг звезды. Глизе 229. Это в созвездии Лепус, примерно в 19 световых годах от Земли.

Раннее теоретизирование

Планеты, коричневые карлики, звезды

Объекты, которые сейчас называются «коричневыми карликами», предположительно существовали в 1960-х годах Шивом С. Кумаром и первоначально назывались черные карлики,[10] классификация темных субзвездных объектов, свободно плавающих в космосе и недостаточно массивных, чтобы выдержать синтез водорода. Однако: (а) термин черный карлик уже использовался для обозначения холода. белый Гном; (б)красные карлики заплавлять водород; и (c) эти объекты могут светиться в видимых длинах волн в начале своей жизни. В связи с этим для этих объектов были предложены альтернативные названия, в том числе планетарные и подстилка. В 1975 г. Джилл Тартер предложил термин «коричневый карлик», используя «коричневый» как приблизительный цвет.[7][11][12]

Термин «черный карлик» до сих пор относится к белый Гном который остыл до такой степени, что больше не излучает значительное количество света. Тем не менее, время, необходимое даже для самого низкомассивного белого карлика остыть до этой температуры рассчитывается, чтобы быть длиннее, чем текущий возраст Вселенной; следовательно, ожидается, что таких объектов еще не будет.

Ранние теории, касающиеся природы звезд с наименьшей массой и предела горения водорода, предполагали, что население I объект массой менее 0,07солнечные массы (M☉ ) или население II объект менее 0,09M☉ никогда бы не прошел нормально звездная эволюция и стал бы полностью вырожденная звезда.[13] Первый самосогласованный расчет минимальной массы сжигаемого водорода подтвердил значение от 0,07 до 0,08 солнечных масс для объектов популяции I.[14][15]

Синтез дейтерия

Открытие сжигание дейтерия до 0,013солнечные массы и влияние пылеобразования в прохладной внешней атмосферы коричневых карликов в конце 1980-х поставили эти теории под сомнение. Однако такие объекты было трудно найти, потому что они почти не излучают видимого света. Их самые сильные выбросы находятся в инфракрасный (ИК) спектр и наземные ИК-детекторы в то время были слишком неточными, чтобы легко идентифицировать какие-либо коричневые карлики.

С тех пор эти объекты были найдены в ходе многочисленных поисков различными методами. Эти методы включали съемку многоцветных изображений вокруг звезд поля, съемку изображений слабых спутников главная последовательность карлики и белые карлики, опросы молодых звездные скопления, и радиальная скорость мониторинг для близких товарищей.

ГД 165Б и класс «Л»

Многие годы попытки обнаружить коричневых карликов были безрезультатными. Однако в 1988 году слабый спутник звезды, известной как GD 165 был обнаружен при инфракрасном поиске белых карликов. Спектр спутника GD 165B был очень красным и загадочным, не проявляя никаких черт, ожидаемых от маломассивного красный карлик. Стало ясно, что GD 165B следует классифицировать как гораздо более прохладный объект, чем последний. M тогда известные карлики. GD 165B оставался уникальным в течение почти десяти лет, пока не появилась технология Two Micron All-Sky Survey (2МАССА ), который обнаружил много объектов с похожими цветами и спектральными характеристиками.

Сегодня GD 165B признан прототипом класса объектов, который теперь называется "L карлики ".[16][17]

Хотя открытие самого холодного карлика было очень значительным в то время, обсуждалось, будет ли GD 165B классифицироваться как коричневый карлик или просто звезда с очень малой массой, потому что с точки зрения наблюдений очень трудно различить эти два.[нужна цитата ]

Вскоре после открытия GD 165B появились сообщения о других кандидатах в коричневые карлики. Однако большинству из них не удалось оправдать свою кандидатуру, поскольку отсутствие лития показало, что они являются звездными объектами. Настоящие звезды сжечь свой литий в пределах чуть более 100Myr, в то время как коричневые карлики (которые, как ни странно, могут иметь температуру и светимость, подобные истинным звездам) - нет. Следовательно, обнаружение лития в атмосфере объекта старше 100 млн лет гарантирует, что это коричневый карлик.

Gliese 229B и класс «Т» - метановые карлики.

Первый коричневый карлик был обнаружен в 1994 году астрономами Калифорнийского технологического института Кулкарни, Тадаши Накадзима, Китом Мэтьюзом и Ребеккой Оппенгеймер.[18] и ученые Джонса Хопкинса Сэм Дарренс и Дэвид Голимовски. Он был подтвержден в 1995 году как субзвездный спутник к Глизе 229. Gliese 229b - один из первых двух примеров явных доказательств существования коричневого карлика, наряду с Тейде 1. Подтверждено в 1995 году, оба были идентифицированы по наличию линии лития 670,8 нм. У последнего была обнаружена температура и светимость значительно ниже звездного диапазона.

В его ближнем инфракрасном спектре отчетливо видна полоса поглощения метана на 2 микрометрах - особенность, которая ранее наблюдалась только в атмосферах планет-гигантов и планет-гигантов. Сатурн луна Титан. Поглощение метана не ожидается ни при какой температуре звезды главной последовательности. Это открытие помогло установить еще один спектральный класс, даже более холодный, чем L карлики, известные как "Т карлики », прототипом которой является Gliese 229B.

Тейде 1 - коричневый карлик первого класса "М".

Первый подтвержденный коричневый карлик был обнаружен испанскими астрофизиками. Рафаэль Реболо (руководитель группы), Мария Роса Сапатеро Осорио и Эдуардо Мартин в 1994 году.[19] Этот объект, найденный в Плеяды открытый кластер, получивший название Тейде 1. Статья об открытии была отправлена ​​в Природа в мае 1995 г. и опубликовано 14 сентября 1995 г.[20][21] Природа на первой странице этого номера выделено «Обнаружены коричневые карлики, официальный представитель».

Тейде 1 был обнаружен на изображениях, собранных МАК 6 января 1994 г. с использованием телескопа 80 см (IAC 80) на Обсерватория Тейде и его спектр был впервые зарегистрирован в декабре 1994 г. с помощью телескопа Уильяма Гершеля длиной 4,2 м в г. Обсерватория Роке-де-лос-Мучачос (Ла Пальма). Расстояние, химический состав и возраст Тейде 1 можно установить из-за его принадлежности к молодому звездному скоплению Плеяды. Используя самые передовые на тот момент модели звездной и субзвездной эволюции, команда оценила для Тейде 1 массу 55 ± 15 MJ,[22] что ниже предела звездной массы. Объект стал эталоном в последующих работах, связанных с молодыми коричневыми карликами.

Теоретически коричневый карлик внизу 65 MJ не в состоянии сжечь литий термоядерным синтезом в любой момент своего развития. Этот факт является одним из принципов проверки лития, используемых для оценки субзвездной природы астрономических тел с низкой светимостью и низкой температурой поверхности.

Высококачественные спектральные данные, полученные телескопом Кек-1 в ноябре 1995 года, показали, что на Тейде 1 все еще было исходное содержание лития, как в исходном молекулярном облаке, из которого сформировались звезды Плеяд, что доказывает отсутствие термоядерного синтеза в его ядре. Эти наблюдения подтвердили, что Тейде 1 - коричневый карлик, а также эффективность спектроскопической литиевый тест.

Некоторое время Тейде 1 был самым маленьким известным объектом за пределами Солнечной системы, который был идентифицирован прямым наблюдением. С тех пор было идентифицировано более 1800 коричневых карликов,[23] даже очень близко к Земле, как Эпсилон Инди Ba и Bb, пара коричневых карликов, гравитационно связанных с солнечной звездой в 12 световых годах от Солнца, и Лухман 16, двойная система коричневых карликов в 6,5 световых годах от Солнца.

Теория

Стандартный механизм для звездное рождение происходит через гравитационный коллапс холодного межзвездного облака газа и пыли. Когда облако сжимается, оно нагревается из-за Механизм Кельвина – Гельмгольца. В начале процесса сжимающийся газ быстро излучает большую часть энергии, позволяя коллапсу продолжаться. В конце концов, центральная область становится достаточно плотной, чтобы улавливать излучение. Следовательно, центральная температура и плотность схлопывающегося облака резко возрастают со временем, замедляя сжатие, пока условия не станут достаточно горячими и плотными для того, чтобы в ядре облака произошли термоядерные реакции. протозвезда. Для большинства звезд давление газа и излучения, создаваемое термоядерный синтез реакции в ядре звезды поддержат ее от дальнейшего гравитационного сжатия. Гидростатическое равновесие достигнута, и звезда проведет большую часть своей жизни, превращая водород в гелий как звезду главной последовательности.

Если же масса протозвезды меньше примерно 0,08M☉, нормальный водород термоядерный синтез реакции не воспламенится в активной зоне. Гравитационное сжатие не нагревает маленькие протозвезда очень эффективно, и до того, как температура в ядре может увеличиться настолько, чтобы вызвать синтез, плотность достигает точки, когда электроны становятся достаточно плотно упакованными, чтобы создать квантовую давление электронного вырождения. Согласно внутренним моделям коричневого карлика, типичные условия в ядре для плотности, температуры и давления должны быть следующими:

Это означает, что протозвезда недостаточно массивна и недостаточно плотна, чтобы когда-либо достичь условий, необходимых для поддержания синтеза водорода. Давление вырождения электронов не позволяет падающему веществу достичь необходимых плотностей и давлений.

Дальнейшее гравитационное сжатие предотвращается, и в результате образуется «несостоявшаяся звезда» или коричневый карлик, который просто остывает, излучая свою внутреннюю тепловую энергию.

Коричневые карлики большой массы против звезд малой массы

Литий обычно присутствует в коричневых карликах, а не в звездах с малой массой. Звезды, которые достигают высокой температуры, необходимой для синтеза водорода, быстро истощают свой литий. Слияние литий-7 и протон происходит производство двух гелий-4 ядра. Температура, необходимая для этой реакции, чуть ниже температуры, необходимой для синтеза водорода. Конвекция в звездах с малой массой гарантирует, что литий во всем объеме звезды в конечном итоге истощится. Таким образом, присутствие спектральной линии лития в коричневом карлике-кандидате является сильным признаком того, что это действительно субзвездный объект.

Литиевый тест

Использование лития для отличия коричневых карликов-кандидатов от маломассивных звезд обычно называют литиевый тест, и был первым Рафаэль Реболо, Эдуардо Мартин и Антонио Магаццу. Однако литий также наблюдается у очень молодых звезд, которые еще не успели все сжечь.

Более тяжелые звезды, такие как Солнце, также могут удерживать литий в своих внешних слоях, которые никогда не становятся достаточно горячими, чтобы плавить литий, и чей конвективный слой не смешивается с ядром, где литий будет быстро истощаться. Эти большие звезды легко отличить от коричневых карликов по размеру и светимости.

И наоборот, коричневые карлики в верхней части своего диапазона масс могут быть достаточно горячими, чтобы исчерпать свой литий в молодом возрасте. Карлики массой больше 65 MJ могут сжечь свой литий к тому времени, когда им исполнится полмиллиарда лет,[24] таким образом, литиевый тест не идеален.

Атмосферный метан

В отличие от звезд, старые коричневые карлики иногда достаточно холодны, чтобы за очень длительные периоды времени их атмосферы могли собирать наблюдаемые количества метан которые не могут образовываться в более горячих предметах. Гномы, подтвержденные таким образом, включают Gliese 229B.

Железный дождь

Звезды главной последовательности крутые, но со временем достигают минимума болометрическая светимость что они могут выдержать благодаря устойчивому слиянию. Он варьируется от звезды к звезде, но обычно составляет не менее 0,01% от солнечного.[нужна цитата ] Коричневые карлики в течение своей жизни неуклонно охлаждаются и темнеют: достаточно старые коричневые карлики будут слишком тусклыми, чтобы их можно было обнаружить.

Железный дождь в составе атмосферной конвекции процессы возможны только у коричневых карликов, но не у малых звезд. Спектроскопические исследования железного дождя все еще продолжаются, но не у всех коричневых карликов всегда будет эта атмосферная аномалия. В 2013 г. гетерогенная железосодержащая атмосфера была сфотографирована вокруг компонента B в близком Лухман 16 система.[25]

Коричневые карлики с малой массой в сравнении с планетами с большой массой

Художественная концепция коричневого карлика вокруг звезды HD 29587, спутник, известный как HD 29587 b, и оценивается примерно в 55 масс Юпитера.

Подобно звездам, коричневые карлики образуются независимо, но, в отличие от звезд, им не хватает массы, чтобы «воспламениться». Как и все звезды, они могут встречаться поодиночке или в непосредственной близости от других звезд. Некоторые орбиты звезд и могут, как и планеты, иметь эксцентрические орбиты.

Неопределенности в размерах и сжигании топлива

Все коричневые карлики примерно того же радиуса, что и Юпитер. На верхнем пределе своего диапазона масс (60–90 MJ) объем коричневого карлика в первую очередь определяется электронное вырождение давление,[26] как у белых карликов; в нижней части диапазона (10 MJ), их объем в первую очередь определяется Кулоновское давление, как и на планетах. В конечном итоге радиусы коричневых карликов изменяются всего на 10–15% в диапазоне возможных масс. Это может затруднить различение их от планет.

Кроме того, многие коричневые карлики не подвергаются слиянию; даже те, кто находится в верхнем диапазоне масс (более 60 MJ) остывают достаточно быстро, чтобы через 10 миллионов лет они больше не подвергались слияние.

Тепловой спектр

Рентгеновские и инфракрасные спектры - отличительные признаки коричневых карликов. Некоторые излучают Рентгеновские лучи; и все "теплые" карлики продолжают выразительно светиться красным и инфракрасный спектров, пока они не остынут до планетарных температур (ниже 1000 К).

Газовые гиганты обладают некоторыми характеристиками коричневых карликов. Как Солнце, Юпитер и Сатурн оба сделаны в основном из водорода и гелия. Сатурн почти такой же большой, как Юпитер, хотя его масса составляет всего 30%. Три планеты-гиганта в Солнечной системе (Юпитер, Сатурн и Нептун ) выделяют гораздо больше (примерно в два раза) тепла, чем получают от Солнца.[27][28] И все четыре планеты-гиганты имеют свои «планетные» системы - свои луны.

Текущий стандарт IAU

В настоящее время Международный астрономический союз рассматривает объект выше 13 MJ (предельная масса для термоядерного синтеза дейтерия), чтобы быть коричневым карликом, тогда как объект с такой массой (и вращающийся вокруг звезды или звездного остатка) считается планетой.[29]

Обрезание 13 масс Юпитера - это скорее практическое правило, чем что-то имеющее точное физическое значение. Более крупные объекты будут сжигать большую часть своего дейтерия, а более мелкие - лишь немного, а значение массы 13 Юпитера находится где-то посередине.[30] Количество сожженного дейтерия также в некоторой степени зависит от состава объекта, в частности от количества гелий и дейтерий присутствуют и от доли более тяжелых элементов, которая определяет непрозрачность атмосферы и, следовательно, скорость радиационного охлаждения.[31]

По состоянию на 2011 г. Энциклопедия внесолнечных планет включал объекты массой до 25 масс Юпитера, говоря: «Тот факт, что вокруг 13 MЮп в наблюдаемом спектре масс усиливает желание забыть об этом пределе массы ».[32] По состоянию на 2016 год этот предел был увеличен до 60 масс Юпитера.[33] основан на изучении зависимости масса – плотность.[34]В Exoplanet Data Explorer включает объекты массой до 24 Юпитера с указанием: «Различие 13 масс Юпитера, проведенное Рабочей группой МАС, физически немотивировано для планет со скалистым ядром и проблематично для наблюдений из-за грех я двусмысленность."[35]В Архив экзопланет НАСА включает объекты с массой (или минимальной массой), равной или менее 30 масс Юпитера.[36]

Суб-коричневый карлик

Основная статья: Суб-коричневый карлик
Сравнение размеров между солнце, молодой суб-коричневый карлик, и Юпитер. По мере старения коричневого карлика он постепенно остывает и сжимается.

Объекты ниже 13 MJ, называется суб-коричневый карлик или же коричневый карлик планетарной массы, формируют так же, как звезды и коричневые карлики (т.е. из-за коллапса газовое облако ) но иметь масса ниже предельной массы для термоядерного синтеза из дейтерий.[37]

Некоторые исследователи называют их свободно плавающими планетами,[38] в то время как другие называют их коричневыми карликами планетарной массы.[39]

Роль других физических свойств в оценке массы

Хотя спектроскопические особенности могут помочь различать звезды с малой массой и коричневые карлики, часто необходимо оценить массу, чтобы прийти к заключению. Теория, лежащая в основе оценки массы, заключается в том, что коричневые карлики с аналогичной массой формируются аналогичным образом и при образовании становятся горячими. Некоторые из них имеют спектральные классы, похожие на маломассивные звезды, например 2М1101АБ. По мере остывания коричневые карлики должны сохранять диапазон светимости в зависимости от массы.[40] Без возраста и яркости оценка массы затруднена; например, коричневый карлик L-типа может быть старым коричневым карликом с большой массой (возможно, звезда с малой массой) или молодой коричневый карлик с очень низкой массой. Для Y-карликов это меньшая проблема, поскольку они остаются объектами малой массы вблизи суб-коричневый карлик предел, даже для относительно высоких оценок возраста.[41] Для L- и T-карликов по-прежнему полезно иметь точную оценку возраста. Светимость здесь является менее важным свойством, так как это можно оценить по спектральное распределение энергии.[42] Оценить возраст можно двумя способами. Либо коричневый карлик молод и все еще имеет спектральные особенности, связанные с молодостью, либо коричневый карлик движется вместе со звездой или звездной группой (звездное скопление или же ассоциация ), которым легче получить оценку возраста. Очень молодой коричневый карлик, который был изучен этим методом, - 2М1207 и компаньон 2М1207б. В зависимости от местоположения, правильное движение и спектральной сигнатуры, этот объект был определен как принадлежащий к возрасту ~ 8 миллионов лет. TW Гидра ассоциация а масса вторичной обмотки оказалась ниже дейтерий предел горения с 8 ± 2 MJ.[43] Очень старый пример оценки возраста, который использует совместное движение, - коричневый карлик. белый Гном двоичный КОКОСЫ-1, при этом общий возраст белого карлика 7.3+2.8
−1.6 миллиард лет. В этом случае масса не оценивалась по полученному возрасту, но совместное движение обеспечивало точную оценку расстояния с использованием Гайя параллакс. Используя это измерение, авторы оценили радиус, который затем был использован для оценки массы коричневого карлика как 15.4+0.9
−0.8 MJ.[44]

Наблюдения

Классификация коричневых карликов

Спектральный класс M

Художественное видение карлика позднего М

Это коричневые карлики со спектральным классом M6,5 или выше; их еще называют карликами позднего М. Их можно считать красные карлики в глазах некоторых ученых.[нужна цитата ] Многие коричневые карлики со спектральным классом M являются молодыми объектами, например Тейде 1.

Спектральный класс L

Художественное видение L-карлика

Определяющая характеристика спектральный класс M, самый холодный тип в давней классической звездной последовательности, представляет собой оптический спектр, в котором преобладают полосы поглощения оксид титана (II) (TiO) и оксид ванадия (II) (VO) молекулы. Тем не мение, GD 165B, крутой товарищ белого карлика GD 165, не имел никаких отличительных черт TiO2 карликов M. Последующая идентификация многих объектов, таких как GD 165B, в конечном итоге привела к определению нового спектральный класс, то L карлики, определяемый в красной оптической области спектра не полосами поглощения оксидов металлов (TiO, VO), а металлическими гидрид полосы излучения (FeH, CrH, MgH, CaH ) и заметные атомные линии щелочных металлов (NaI, KI, CsI, RbI). По состоянию на 2013 год, идентифицировано более 900 L карликов,[23] больше всего по результатам широкопольных обзоров: Two Micron All Sky Survey (2МАССА ), глубокая инфракрасная съемка южного неба (ДЕНИС ) и Sloan Digital Sky Survey (SDSS ). В этот спектральный класс входят не только коричневые карлики, потому что самые холодные звезды главной последовательности над коричневыми карликами (> 80 MJ) имеют спектральный класс от L2 до L6.[45]

Спектральный класс T

Художественное видение Т-карлика

Поскольку GD 165B является прототипом L-карликов, Глизе 229 B - прототип второго нового спектрального класса, Т карлики. Т-карлики розовато-пурпурные. В то время как ближний инфракрасный (БИК) спектры L-карликов показывают сильные полосы поглощения H2O и монооксид углерода (CO), в ближнем ИК-спектре Gliese 229B преобладают полосы поглощения от метан (CH4), особенности, которые были обнаружены только у планет-гигантов Солнечной системы и Титан. CH4, H2O и молекулярный водород (ЧАС2) поглощение, вызванное столкновениями (CIA), дает Gliese 229B синие цвета в ближней инфракрасной области. В его круто наклонном красном оптическом спектре также отсутствуют полосы FeH и CrH, характерные для L-карликов, и вместо этого на него влияют исключительно широкие особенности поглощения от щелочь металлы Na и K. Эти различия привели Киркпатрика к предложению Т-спектрального класса для объектов, демонстрирующих КГ в Н- и К-диапазонах.4 абсорбция. По состоянию на 2013 год, Известно 355 т карликов.[23] Схемы классификации NIR для Т-карликов были недавно разработаны Адамом Бургассером и Томом Гебалле. Теория предполагает, что L-карлики представляют собой смесь звезд с очень малой массой и субзвездных объектов (коричневые карлики), тогда как класс T-карликов полностью состоит из коричневых карликов. Из-за поглощения натрий и калий в зеленой части спектра Т-карликов реальный внешний вид Т-карликов для человека визуальное восприятие оценивается не коричневый, а пурпурный.[46][47] Коричневые карлики Т-класса, такие как МУДРА 0316 + 4307, были обнаружены на расстоянии более 100 световых лет от Солнца.

Спектральный класс Y

Художественное видение Y-карлика

В 2009 году самые холодные из известных коричневых карликов оценили эффективную температуру между 500 и 600 К (227–327 ° C; 440–620 ° F), и им был присвоен спектральный класс T9. Три примера - коричневые карлики. CFBDS J005910.90-011401.3, ULAS J133553.45 + 113005.2, и ULAS J003402.77−005206.7.[48] Спектры этих объектов имеют пики поглощения около 1,55 мкм.[48] Delorme et al. предположили, что эта особенность связана с поглощением аммиак и что это следует рассматривать как указание на переход T – Y, что делает эти объекты типом Y0.[48][49] Однако эту особенность трудно отличить от поглощения водой и метан,[48] и другие авторы заявили, что присвоение класса Y0 преждевременно.[50]

В апреле 2010 года два недавно обнаруженных сверххолодных суб-коричневые карлики (УГПС 0722-05 и SDWFS 1433 + 35 ) были предложены в качестве прототипов для спектрального класса Y0.[51]

В феврале 2011 г. Luhman et al. сообщил об открытии WD 0806-661B, "коричневый карлик", компаньон соседнего белого карлика с температурой c. 300 К (27 ° C; 80 ° F) и масса 7 MJ.[52] Несмотря на планетную массу, Rodriguez et al. предполагают, что он вряд ли образовался таким же образом, как и планеты.[53]

Вскоре после этого Liu et al. опубликовал отчет об «очень холодном» (около 370 K (97 ° C; 206 ° F)) коричневом карлике, вращающемся вокруг другого коричневого карлика очень малой массы, и отметил, что «Учитывая его низкую светимость, нетипичные цвета и низкую температуру, CFBDS J1458 + 10B является многообещающим кандидатом для предполагаемого спектрального класса Y ».[54]

В августе 2011 года ученые, используя данные НАСА Широкопольный инфракрасный обозреватель (WISE) обнаружил шесть объектов, которые они классифицировали как Y-карлики с такой низкой температурой, как 25 ° C (298 K; 77 ° F).[55][56]

WISE 0458 + 6434 - первый сверххолодный коричневый карлик (зеленая точка), обнаруженный МУДРЫЙ. Зеленый и синий цвета происходят от инфракрасных волн, отображаемых в видимых цветах.

Данные WISE выявили сотни новых коричневых карликов. Из них четырнадцать классифицируются как крутые Ys.[23] Один из карликов Y, названный WISE 1828 + 2650 По состоянию на август 2011 года, был рекордсменом по самому холодному коричневому карлику - не излучающий вообще видимого света, этот тип объектов больше похож на свободно плавающие планеты, чем на звезды. WISE 1828 + 2650 по первоначальной оценке имел температуру воздуха ниже 300 К (27 ° C; 80 ° F).[57] С тех пор его температура была пересмотрена, и по более новым оценкам она находится в диапазоне от 250 до 400 К (от -23 до 127 ° C; от -10 до 260 ° F).[58]

В апреле 2014 г. WISE 0855−0714 был объявлен с температурным профилем от 225 до 260 К (-48-13 ° C; -55-8 ° F) и массой От 3 до 10 MJ.[59] Это было также необычно тем, что его наблюдаемый параллакс означал расстояние, близкое к 7.2 ± 0.7 световых лет от Солнечной системы.

Каталог CatWISE объединяет НАСА WISE и NEOWISE опрос.[60] Он расширяет число слабых источников и поэтому используется для поиска самых слабых коричневых карликов, включая Y-карлики. Исследователи CatWISE обнаружили 17 кандидатов в Y-карлики. Начальный цвет с Космический телескоп Спитцера указал, что CW1446 один из самых красных и самых холодных Y-карликов.[61] Дополнительные данные со Спитцером показали, что CW1446 является пятым по величине красно-коричневым карликом с температурой примерно от 310 до 360 К (37–87 ° C; 98–188 ° F) на расстоянии примерно 10 парсек.[41]

Обнаружен поиск в каталоге CatWISE в 2019 году CWISEP J1935-1546, один из самых холодных коричневых карликов с расчетной температурой от 270 до 360 К (-3–87 ° C; 26–188 ° F).[62]

В январе 2020 года открытие WISE J0830 + 2837, первоначально обнаруженный гражданские ученые из Backyard Worlds проект, был представлен на 235-м заседании Американское астрономическое общество. Этот Y-карлик находится на расстоянии 36,5 световых лет от Солнечной системы и имеет температуру около 350 K (77 ° C; 170 ° F).[63]

Вторичные особенности

Спектральные классы коричневых карликов
Вторичные особенности
печеньЭтот суффикс (например, L2pec) означает «особенный».[64]
SDЭтот префикс (например, sdL0) означает субкарлик и указывает на низкую металличность и синий цвет[65]
βОбъекты с суффиксом beta (β) (например, L4β) имеют промежуточную поверхностную гравитацию.[66]
γОбъекты с суффиксом гамма (γ) (например, L5γ) имеют низкую поверхностную гравитацию.[66]
красныйКрасный суффикс (например, L0red) обозначает объекты без признаков молодости, но с высоким содержанием пыли.[67]
синийСиний суффикс (например, L3blue) указывает на необычные синие цвета в ближней инфракрасной области для L-карликов без очевидной низкой металличности.[68]

У молодых коричневых карликов низкий поверхностная сила тяжести потому что они имеют больший радиус и меньшую массу по сравнению со звездами поля аналогичного спектрального класса. Эти источники отмечены буквой бета (β) для средней поверхностной силы тяжести и гаммой (γ) для низкой поверхностной силы тяжести. Признаком низкой поверхностной силы тяжести являются слабые линии CaH, K I и Na I, а также сильная линия VO.[66] Альфа (α) обозначает нормальную поверхностную гравитацию и обычно опускается. Иногда очень низкая поверхностная сила тяжести обозначается дельтой (δ).[68] Суффикс «pec» означает «особенный». Суффикс своеобразный все еще используется для других необычных особенностей и суммирует различные свойства, указывающие на низкую поверхностную гравитацию, субкарлики и неразрешенные двойные системы.[69] Префикс sd означает субкарлик и включает только крутые субкарлики. Этот префикс указывает на низкий металличность и кинематические свойства, которые больше похожи на гало звезды, чем диск звезды.[65] Субкарлики кажутся более синими, чем дисковые объекты.[70] Красный суффикс описывает предметы красного цвета, но более старшего возраста. Это не интерпретируется как низкая поверхностная сила тяжести, а как высокое содержание пыли.[67][68] Суффикс синий описывает объекты с синим ближний инфракрасный цвета, которые нельзя объяснить низкой металличностью. Некоторые объясняются как двоичные файлы L + T, другие не являются двоичными, например 2MASS J11263991−5003550 и объясняются тонкими и / или крупнозернистыми облаками.[68]

Спектральные и атмосферные свойства коричневых карликов

Художественная иллюстрация внутреннего устройства коричневого карлика. Слои облаков на определенных глубинах смещаются в результате смещения слоя.

Большая часть потока, излучаемого L- и T-карликами, находится в ближнем инфракрасном диапазоне от 1 до 2,5 мкм. Низкие и падающие температуры в поздней последовательности M-, L- и T-карликов приводят к богатой ближней инфракрасной области спектра. спектр содержащий широкий спектр функций, от относительно узких линий нейтральных атомных разновидностей до широких молекулярных полос, каждая из которых имеет различную зависимость от температуры, силы тяжести и металличность. Кроме того, эти низкие температурные условия способствуют конденсации из газового состояния и образованию зерен.

Измерение ветра (Spitzer ST; Artist Concept; 9 апреля 2020 г.)[71]

Типичные атмосферы известных коричневых карликов имеют температуру от 2200 до 750 ° С. K.[46] По сравнению со звездами, которые нагреваются устойчивым внутренним синтезом, коричневые карлики со временем быстро остывают; более массивные карлики охлаждаются медленнее, чем менее массивные.

Наблюдения за известными кандидатами в коричневые карлики выявили модель повышения яркости и затемнения инфракрасного излучения, которая предполагает относительно прохладные, непрозрачные облачные структуры, скрывающие горячие внутренние помещения, вызываемые сильными ветрами. Погода на таких телах считается чрезвычайно суровой, сопоставимой со знаменитыми штормами Юпитера, но намного превосходящими их.

8 января 2013 года астрономы с помощью НАСА Хаббл и Spitzer космические телескопы исследовали бурную атмосферу коричневого карлика по имени 2MASS J22282889–4310262, создав самую подробную «погодную карту» коричневого карлика. На нем показаны ветряные облака размером с планету. Новое исследование - это ступенька к лучшему пониманию не только коричневых карликов, но и атмосфер планет за пределами Солнечной системы.[72]

В апреле 2020 года ученые сообщили о том, что скорость ветра на близлежащем коричневом карлике составила +650 ± 310 метров в секунду (до 1450 миль в час). 2MASS J10475385 + 2124234. Чтобы рассчитать измерения, ученые сравнили вращательное движение атмосферных элементов, определенное по изменениям яркости, с электромагнитным вращением, создаваемым внутренностями коричневого карлика. Результаты подтвердили предыдущие предсказания о том, что у коричневых карликов будет сильный ветер. Ученые надеются, что этот метод сравнения можно использовать для изучения динамики атмосферы других коричневых карликов и внесолнечных планет.[73]

Наблюдательные методы

Коричневые карлики Тейде 1, Gliese 229B, и WISE 1828 + 2650 по сравнению с красным карликом Gliese 229A, Юпитер и наше Солнце

Коронографы недавно были использованы для обнаружения слабых объектов, вращающихся вокруг ярких видимых звезд, в том числе Gliese 229B.

Чувствительные телескопы, оснащенные устройствами с зарядовой связью (ПЗС), использовались для поиска слабых объектов в далеких звездных скоплениях, включая Тейде 1.

Поиск в широком диапазоне позволил идентифицировать отдельные слабые объекты, такие как Келу-1 (30 св.).

Коричневые карлики часто обнаруживают в обзорах, чтобы обнаружить внесолнечные планеты. Методы обнаружения внесолнечных планет работают и с коричневыми карликами, хотя коричневых карликов обнаружить намного легче.

Коричневые карлики могут быть мощными излучателями радиоизлучения из-за своих сильных магнитных полей. Наблюдение за программами на Обсерватория Аресибо и Очень большой массив обнаружили более десятка таких объектов, которые также называют сверхкрутые карлики потому что они имеют общие магнитные свойства с другими объектами этого класса.[74] Обнаружение радиоизлучения коричневых карликов позволяет напрямую измерять напряженность их магнитного поля.

Вехи

  • 1995: Первый коричневый карлик подтвержден. Тейде 1, M8 объект в Плеяды кластер, выбрана ПЗС-матрицей в испанской обсерватории Роке-де-лос-Мучачос, Instituto de Astrofísica de Canarias.
  • Первый подтвержденный метановый коричневый карлик. Gliese 229B обнаружен на орбите красного карлика Глизе 229 A (на расстоянии 20 световых лет) с помощью адаптивная оптика коронограф для повышения резкости изображений с 60-дюймового (1,5 м) телескопа-рефлектора на Паломарская обсерватория в Южной Калифорнии Mt. Паломар; последующая инфракрасная спектроскопия, сделанная с их 200-дюймовым (5 м) Телескоп Хейла показывает обилие метана.
  • 1998: Обнаружен первый коричневый карлик, излучающий рентгеновские лучи. Cha Halpha 1, объект M8 в Хамелеон I темное облако, определяется как источник рентгеновского излучения, похожий на конвективные звезды позднего типа.
  • 15 декабря 1999 г .: первая рентгеновская вспышка от коричневого карлика. Группа мониторинга Калифорнийского университета LP 944-20 (60 MJ, 16 св.) По Рентгеновская обсерватория Чандра, ловит двухчасовую вспышку.[75]
  • 27 июля 2000 года: первое радиоизлучение (во вспышке и в состоянии покоя) обнаружено от коричневого карлика. Команда студентов в Очень большой массив обнаружен выброс от LP 944-20.[76]
  • 30 апреля 2004 г .: первое обнаружение кандидата экзопланета вокруг коричневого карлика: 2М1207б обнаружен с VLT и первая экзопланета, получившая прямое изображение.[77]
  • 20 марта 2013: Открытие ближайшей системы коричневых карликов: Лухман 16.[78]
  • 25 апреля 2014 года: обнаружен самый холодный из известных коричневых карликов. WISE 0855−0714 находится на расстоянии 7,2 световых года (7-я ближайшая к Солнцу система) и имеет температуру от -48 до -13 градусов по Цельсию.[79]

Коричневый карлик как источник рентгеновского излучения

Чандра изображение LP 944-20 перед вспышкой и во время вспышки

Рентгеновские вспышки, обнаруженные у коричневых карликов с 1999 г., предполагают изменение магнитные поля внутри них, как в звездах с очень малой массой.

With no strong central nuclear energy source, the interior of a brown dwarf is in a rapid boiling, or convective state. When combined with the rapid rotation that most brown dwarfs exhibit, конвекция sets up conditions for the development of a strong, tangled магнитное поле near the surface. The flare observed by Чандра из LP 944-20 could have its origin in the turbulent magnetized hot material beneath the brown dwarf's surface. A sub-surface flare could conduct heat to the atmosphere, allowing electric currents to flow and produce an X-ray flare, like a stroke of молния. The absence of X-rays from LP 944-20 during the non-flaring period is also a significant result. It sets the lowest observational limit on steady X-ray power produced by a brown dwarf, and shows that coronas cease to exist as the surface temperature of a brown dwarf cools below about 2800K and becomes electrically neutral.

Using NASA's Рентгеновская обсерватория Чандра, scientists have detected X-rays from a low-mass brown dwarf in a multiple star system.[80] This is the first time that a brown dwarf this close to its parent star(s) (Sun-like stars TWA 5A) has been resolved in X-rays.[80] "Our Chandra data show that the X-rays originate from the brown dwarf's coronal plasma which is some 3 million degrees Celsius", said Yohko Tsuboi of Университет Тюо в Токио.[80] "This brown dwarf is as bright as the Sun today in X-ray light, while it is fifty times less massive than the Sun", said Tsuboi.[80] "This observation, thus, raises the possibility that even massive planets might emit X-rays by themselves during their youth!"[80]

Brown dwarfs as radio sources

The first brown dwarf that was discovered to emit radio signals was LP 944-20, which was observed based on its X-ray emission. Approximately 5–10% of brown dwarfs appear to have strong magnetic fields and emit radio waves, and there may be as many as 40 magnetic brown dwarfs within 25 pc of the Sun based on Монте-Карло modeling and their average spatial density.[81] The power of the radio emissions of brown dwarfs is roughly constant despite variations in their temperatures.[82] Brown dwarfs may maintain magnetic fields of up to 6 кг in strength.[83] Astronomers have estimated brown dwarf magnetospheres to span an altitude of approximately 107 m given properties of their radio emissions.[84] It is unknown whether the radio emissions from brown dwarfs more closely resemble those from planets or stars. Some brown dwarfs emit regular radio pulses, which are sometimes interpreted as radio emission beamed from the poles, but may also be beamed from active regions. The regular, periodic reversal of radio wave orientation may indicate that brown dwarf magnetic fields periodically reverse polarity. These reversals may be the result of a brown dwarf magnetic activity cycle, similar to the солнечный цикл.[85]

Binary brown dwarfs

Multi-epoch images of brown dwarf binaries taken with the Космический телескоп Хаббла. Двоичный Luhman 16 AB (left) is closer to the Solar System than the other examples shown here.

Observations of the orbit of binary systems containing brown dwarfs can be used to measure the mass of the brown dwarf. В случае 2MASSW J0746425+2000321, the secondary weighs 6% of the solar mass. This measurement is called a dynamical mass.[86][87] The brown dwarf system closest to the Solar System is the binary Лухман 16. It was attempted to search for planets around this system with a similar method, but none were found.[88]

The wide binary system 2М1101АБ was the first binary with a separation greater than 20 au. The discovery of the system gave definitive insights to the formation of brown dwarfs. It was previously thought that wide binary brown dwarfs are not formed or at least are disrupted at ages of 1-10 Myrs. The existence of this system is also inconsistent with the ejection hypothesis.[89] The ejection hypothesis was a proposed hypothesis in which brown dwarfs form in a multiple system, but are ejected before they gain enough mass to burn hydrogen.[90]

More recently the wide binary W2150AB был открыт. It has a similar mass ratio and энергия связи as 2M1101AB, but a greater age and is located in a different region of the galaxy. While 2M1101AB is in a closely crowded region, the binary W2150AB is in a sparsely-separated field. It must have survived any dynamical interactions in its natal звездное скопление. The binary belongs also to a few L+T binaries that can be easily resolved by ground-based observatories. Два других SDSS J1416+13AB and Luhman 16.[91]

There are other interesting binary systems such as the затмевающий двоичный brown dwarf system 2MASS J05352184–0546085.[92] Photometric studies of this system have revealed that the less massive brown dwarf in the system is hotter than its higher-mass companion.[93]

Brown dwarfs around белые карлики are quite rare. GD 165B, the prototype of the L-dwarfs, is one such system.[94] Systems with close, приливно заблокирован brown dwarfs orbiting around white dwarfs belong to the post common envelope binaries or PCEBs. Only 8 confirmed PCEBs containing a white dwarf with a brown dwarf companion are known, including WD 0137-349 AB. In the past history of these close white dwarf-brown dwarf binaries, the brown dwarf is engulfed by the star in the red giant phase. Brown dwarfs with a mass lower than 20 Jupiter masses would испариться during the engulfment.[95][96] The dearth of brown dwarfs orbiting close to white dwarfs can be compared with similar observations of brown dwarfs around main-sequence stars, described as the brown dwarf desert.[97][98] The PCEB might evolve into a катаклизмическая переменная звезда (CV*) with the brown dwarf as the donor[99] and in the last stage of the system the binary might merge. The nova CK Vulpeculae might be a result of such a white dwarf-brown dwarf merger.[100][101]

Последние достижения

Estimates of brown dwarf populations in the solar neighbourhood estimated that there may be as many as six stars for every brown dwarf.[102] A more recent estimate from 2017 using the young massive star cluster RCW 38 found that the Milky Way galaxy contains between 25 and 100 billion brown dwarfs.[103]

In a study published in Aug 2017 НАСА с Космический телескоп Спитцера monitored infrared brightness variations in brown dwarfs caused by cloud cover of variable thickness. The observations revealed that large-scale waves propagating in the atmospheres of brown dwarfs (similarly to the atmosphere of Neptune and other Solar System giant planets). These atmospheric waves modulate the thickness of the clouds and propagate with different velocities (probably due to differential rotation).[104]

In August 2020, astronomers discovered 95 brown dwarfs near the солнце through the project Backyard Worlds: Planet 9.[105]

Становление и эволюция

В HH 1165 jet launched by the brown dwarf Mayrit 1701117 in the outer periphery of the sigma Orionis кластер

Brown dwarfs form similar to stars and are surrounded by протопланетные диски,[106] Такие как Ча 110913-773444. As of 2017 there is only one known proto-brown dwarf that is connected with a large Herbig-Haro object. This is the brown dwarf Mayrit 1701117, which is surrounded by a pseudo-disk and a Keplerian disk.[107] Mayrit 1701117 launches the 0.7 light-year long jet H 1165, mostly seen in ionized сера.[108][109]

Диски around brown dwarfs have been found to have many of the same features as disks around stars; therefore, it is expected that there will be accretion-formed planets around brown dwarfs.[106] Given the small mass of brown dwarf disks, most planets will be terrestrial planets rather than gas giants.[110] If a giant planet orbits a brown dwarf across our line of sight, then, because they have approximately the same diameter, this would give a large signal for detection by transit.[111] The accretion zone for planets around a brown dwarf is very close to the brown dwarf itself, so tidal forces would have a strong effect.[110]

The brown dwarf Ча 110913-773444, located 500 light years away in the constellation Chamaeleon, may be in the process of forming a miniature planetary system. Astronomers from Государственный университет Пенсильвании have detected what they believe to be a disk of gas and dust similar to the one hypothesized to have formed the Solar System. Cha 110913-773444 is the smallest brown dwarf found to date (8 MJ), and if it formed a planetary system, it would be the smallest known object to have one.[112]

Planets around brown dwarfs

Artist's impression of a disc of dust and gas around a brown dwarf[113]

В супер-Юпитер planetary-mass objects 2М1207б и 2MASS J044144 that are orbiting brown dwarfs at large orbital distances may have formed by cloud collapse rather than accretion and so may be sub-brown dwarfs скорее, чем планеты, which is inferred from relatively large masses and large orbits. The first discovery of a low-mass companion orbiting a brown dwarf (ChaHα8 ) at a small orbital distance using the метод лучевых скоростей paved the way for the detection of planets around brown dwarfs on orbits of a few AU or smaller.[114][115] However, with a mass ratio between the companion and primary in ChaHα8 of about 0.3, this system rather resembles a binary star. Then, in 2008, the first planetary-mass companion in a relatively small orbit (MOA-2007-BLG-192Lb ) was discovered orbiting a brown dwarf.[116]

Planets around brown dwarfs are likely to be carbon planets depleted of water.[117]

A 2017 study, based upon observations with Spitzer estimates that 175 brown dwarfs need to be monitored in order to guarantee (95%) at least one detection of a planet.[118]

Пригодность

Habitability for hypothetical planets orbiting brown dwarfs has been studied. Computer models suggesting conditions for these bodies to have обитаемые планеты are very stringent, the жилая зона being narrow, close (T dwarf 0.5% AU) and decreasing with time, due to the cooling of the brown dwarf. В орбиты there would have to be of extremely low эксцентриситет (on the order of 10 to the minus 6) to avoid strong приливные силы that would trigger a убегающий парниковый эффект on the planets, rendering them uninhabitable. There would also be no moons.[119]

Superlative brown dwarfs

Основная статья: Список коричневых карликов
Table of firsts
ЗаписыватьИмяСпектральный типRA/DecСозвездиеПримечания
First discoveredTeide 1 (Pleiades Open Star Cluster)M83час47м18.0s +24°22'31"ТелецImaged in 1989 and 1994
First imaged with coronographyGliese 229 BT6.506час10м34.62s −21°51'52.1"ЛепусDiscovered 1994
Сначала с planemo2MASSW J1207334-393254M812час07м33.47s −39°32'54.0"Центавр
First with a planemo in orbit2М1207Planet discovered in 2004
First with a dust disk
Сначала с биполярный оттокRho-Oph 102 (SIMBAD: [GY92] 102)partly resolved outflow[122]
First with large-scale Herbig-Haro objectMayrit 1701117

(Herbig-Haro object: HH 1165 )

proto-BDprojected length of the Herbig-Haro object: 0.8 световых лет (0.26 ПК )[109]
First field type (solitary)Teide 1M83час47м18.0s +24°22'31"Телец1995
First as a companion to a normal starGliese 229 BT6.506час10м34.62s −21°51'52.1"Лепус1995
First spectroscopic binary brown dwarfPPL 15 A, B[123]M6.5ТелецBasri and Martin 1999
First eclipsing binary brown dwarf2M0535-05[124][93]M6.5Орионdisplay-authors=et al. 2006, 2007 (distance ~450 pc)
First binary brown dwarf of T TypeEpsilon Indi Ba, Bb[125]T1 + T6ИндDistance: 3.626pc
First trinary brown dwarfDENIS-P J020529.0-115925 A / B / CL5, L8 and T002час05м29.40s −11°59'29.7"Cetusdisplay-authors=et al. 1997 г.[126]
First halo brown dwarf2MASS J05325346+8246465SD L705час32м53.46s +82°46'46.5"Близнецыdisplay-authors=et al. 2003 г.
First with late-M spectrumTeide 1M83час47м18.0s +24°22'31"Телец1995
First with L spectrum
First with T spectrumGliese 229 BT6.506час10м34.62s −21°51'52.1"Лепус1995
Latest-T spectrumULAS J0034-00T9[127]Cetus2007
First with Y spectrumCFBDS0059[49]~Y02008; this is also classified as a T9 dwarf, due to its close resemblance to other T dwarfs[127]
First X-ray-emittingChaHα1M8Хамелеон1998
First X-ray flareLP 944-20M9V03час39м35.22s −35°25'44.1"Fornax1999
First radio emission (in flare and quiescence)LP 944-20M9V03час39м35.22s −35°25'44.1"Fornax2000[76]
Coolest radio-flaring brown dwarf2MASSI J10475385+2124234T6.510час47м53.85s +21°24'23.4"Лео900K brown dwarf with 2.7 mJy bursts[128]
First potential brown dwarf auroras discoveredЛСР J1835 + 3259M8.5Лира2015
First detection of differential rotation in a brown dwarfТВЛМ 513-46546M915час01м08.3s +22°50'02"ВолопасEquator rotates faster than poles by 0.022 radians / day[129]
Этот список неполный; вы можете помочь добавление недостающих предметов с надежные источники.
Table of extremes
ЗаписыватьИмяСпектральный типRA/DecСозвездиеПримечания
Самый старыйCOCONUTS-1 BТ4one of the few examples with a good age estimate: 7.3+2.8
−1.6 billion years[44]
Самый молодой2М1207M8one of several "youngest" candidates ~10 миллион лет[69]
Самый массовыйSDSS J010448.46+153501.8[130]usd L1.501час04м48.46s +15°35'01.8"Рыбыdistance is ~180–290 pc, mass is ~88.5-91.7 MJ. Transitional brown dwarfs.
Metal-rich
Бедный металломSDSS J010448.46+153501.8[130]usd L1.501час04м48.46s +15°35'01.8"Рыбыdistance is ~180–290 pc, metallicity is ~0.004 ZSol. Transitional brown dwarfs.
Least massiveOTS 44M9.5ХамелеонHas a mass range of 11.5 MJ-15 MJ, distance is ~550 ly
Самый большой
Самый маленький
Fastest rotatingWISEPC J112254.73+255021.5T611час22м54.73s +25°50'21.5"ЛеоRotational period of 17, 35, or 52 mins[131]
FarthestКеплер-39бthe mass suggests it is a brown dwarf ;Distance: 3560 световых лет (1090 ПК )
БлижайшийЛухман 16Distance: ~6.5 ly
Самый яркийDENIS J104814.6-395606M8,5 Вjmag=12.67
DimmestL 97-3 BY1jmag=25.42
Hottest
CoolestWISE 0855−0714[132]Temperature −48 to −13 C
Most denseCOROT-3b[133]Транзитный коричневый карлик COROT-3b имеет 22 MJ with a diameter 1.01±0.07 times that of Jupiter. It is slightly denser than осмий при стандартных условиях.
Least dense

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ Sorahana, S.; и другие. (2013). "On the Radii of Brown Dwarfs Measured with AKARI Near-infrared Spectroscopy". Астрофизический журнал. 767 (1): 77. arXiv:1304.1259. Bibcode:2013ApJ...767...77S. Дои:10.1088/0004-637X/767/1/77. We find that the brown dwarf radius ranges between 0.64-1.13 RJ with an average radius of 0.83 RJ.
  2. ^ Boss, Alan (2001-04-03). "Are They Planets or What?". Carnegie Institution of Washington. Архивировано из оригинал on 2006-09-28. Получено 2006-06-08.
  3. ^ а б c Nicholos Wethington (October 6, 2008). "Dense Exoplanet Creates Classification Calamity". Universetoday.com. Получено 30 января, 2013.
  4. ^ Boss, Alan (2001-04-03). "Are They Planets or What?". Carnegie Institution of Washington. Архивировано из оригинал on 2006-09-28. Получено 2006-06-08.
  5. ^ а б c d Burgasser, A. J. (June 2008). "Brown dwarfs: Failed stars, super Jupiters" (PDF). Физика сегодня. 61 (6): 70–71. Bibcode:2008PhT....61f..70B. Дои:10.1063/1.2947658. Архивировано из оригинал (PDF) 8 мая 2013 г.. Получено 11 января 2016.
  6. ^ Cushing, Michael C. (2014), "Ultracool Objects: L, T, and Y Dwarfs", in Joergens, Viki (ed.), 50 Years of Brown Dwarfs – From Prediction to Discovery to Forefront of Research, Библиотека астрофизики и космических наук, 401, Springer, pp. 113–140, Дои:10.1007/978-3-319-01162-2_7, ISBN  978-3-319-01162-2
  7. ^ а б Cain, Fraser (January 6, 2009). "If Brown Isn't a Color, What Color are Brown Dwarfs?". Получено 24 сентября 2013.
  8. ^ Burrows, A.; Hubbard, W.B.; Lunine, J.I.; Liebert, J. (2001). "The Theory of Brown Dwarfs and Extrasolar Giant Planets". Обзоры современной физики. 73 (3): 719–765. arXiv:astro-ph/0103383. Bibcode:2001RvMP...73..719B. Дои:10.1103/RevModPhys.73.719. S2CID  204927572.
  9. ^ Ian O'Neill (13 September 2011). "Violent Storms Rage on Nearby Brown Dwarf". Discovery.com. Получено 30 января, 2013.
  10. ^ Kumar, Shiv S. (1962). "Study of Degeneracy in Very Light Stars". Астрономический журнал. 67: 579. Bibcode:1962AJ.....67S.579K. Дои:10.1086/108658.
  11. ^ Tarter, Jill (2014), "Brown is Not a Color: Introduction of the Term 'Brown Dwarf'", in Joergens, Viki (ed.), 50 Years of Brown Dwarfs – From Prediction to Discovery to Forefront of Research, Библиотека астрофизики и космических наук, 401, Springer, pp. 19–24, Дои:10.1007/978-3-319-01162-2_3, ISBN  978-3-319-01162-2
  12. ^ Croswell, Ken (1999). Planet Quest: The Epic Discovery of Alien Solar Systems. Издательство Оксфордского университета. С. 118–119. ISBN  9780192880833.
  13. ^ Kumar, S. (1963). "The Structure of Stars of Very Low Mass". Астрофизический журнал. 137: 1121. Bibcode:1963ApJ...137.1121K. Дои:10.1086/147589.
  14. ^ Hayashi, C.; Nakano, T. (1963). "Evolution of Stars of Small Masses in the Pre-Main-Sequence Stages". Успехи теоретической физики. 30 (4): 460–474. Bibcode:1963PThPh..30..460H. Дои:10.1143/PTP.30.460.
  15. ^ Nakano, Takenori (2014), "Pre-main Sequence Evolution and the Hydrogen-Burning Minimum Mass", in Joergens, Viki (ed.), 50 Years of Brown Dwarfs – From Prediction to Discovery to Forefront of Research, Библиотека астрофизики и космических наук, 401, Springer, pp. 5–17, Дои:10.1007/978-3-319-01162-2_2, ISBN  978-3-319-01162-2
  16. ^ Martin, E. L.; Basri, G .; Delfosse, X.; Forveille, T. (1997). "Keck HIRES spectra of the brown dwarf DENIS-P J1228.2-1547". Астрономия и астрофизика. 327: L29–L32. Bibcode:1997A&A...327L..29M.
  17. ^ Киркпатрик, Дж. Д .; Reid, I. N .; Liebert, J.; Cutri, R.M .; Nelson, B.; Beichmann, C. A.; Dahn, C. C.; Monet, D. G.; Gizis, J. E.; Skrutskie, M. F. (1999). "Dwarfs Cooler than M: The Definition of Spectral Type L Using Discoveries from the 2 Micron All-Sky Survey (2MASS)" (PDF). Астрофизический журнал. 519 (2): 802–833. Bibcode:1999ApJ ... 519..802K. Дои:10.1086/307414.[постоянная мертвая ссылка ]
  18. ^ "Astronomers Announce First Clear Evidence of a Brown Dwarf". STScI. Получено 2019-10-23.[постоянная мертвая ссылка ]
  19. ^ "Instituto de Astrofísica de Canarias, IAC". Iac.es. Получено 2013-03-16.
  20. ^ Rebolo, Rafael (2014), "Teide 1 and the Discovery of Brown Dwarfs", in Joergens, Viki (ed.), 50 Years of Brown Dwarfs – From Prediction to Discovery to Forefront of Research, Библиотека астрофизики и космических наук, 401, Springer, pp. 25–50, Дои:10.1007/978-3-319-01162-2_4, ISBN  978-3-319-01162-2
  21. ^ Rebolo, R; Zapatero Osorio, M. R; Martín, E. L (1995). "Discovery of a brown dwarf in the Pleiades star cluster". Природа. 377 (6545): 129–131. Bibcode:1995Natur.377..129R. Дои:10.1038/377129a0. S2CID  28029538.
  22. ^ Leech, K. (2000). "Mid-IR Observations of the Pleiades Brown Dwarfs Teide 1 & Calar 3". Серия конференций ASP. 212: 82–87. Bibcode:2000ASPC..212...82L.
  23. ^ а б c d Kirkpatrick, Davy; Burgasser, Adam (6 November 2012). "Photometry, spectroscopy, and astrometry of M, L, and T dwarfs". DwarfArchives.org. Pasadena, CA: California Institute of Technology. Получено 2012-12-28. (M=536, L=918, T=355, Y=14)
  24. ^ Kulkarni, S. R. (30 May 1997). "Brown Dwarfs: A Possible Missing Link Between Stars and Planets". Наука. 276 (5317): 1350–1354. Bibcode:1997Sci...276.1350K. Дои:10.1126/science.276.5317.1350.
  25. ^ Biller, Beth A .; Crossfield, Ian J.M .; Манчини, Луиджи; Ciceri, Simona; Саутворт, Джон; Kopytova, Taisiya G.; Bonnefoy, Mickaël; Deacon, Niall R.; Schlieder, Joshua E.; Buenzli, Esther; Brandner, Wolfgang; Allard, France; Homeier, Derek; Freytag, Bernd; Bailer-Jones, Coryn A. L.; Greiner, Jochen; Henning, Thomas; Goldman, Bertrand (6 November 2013). "Weather on the Nearest Brown Dwarfs: Resolved Simultaneous Multi-Wavelength Variability Monitoring of WISE J104915.57–531906.1AB". Письма в астрофизический журнал. 778 (1): L10. arXiv:1310.5144. Bibcode:2013ApJ ... 778L..10B. Дои:10.1088/2041-8205/778/1/l10. S2CID  56107487.
  26. ^ Gibor Basri; Brown (2006-08-20). "Planetesimals to Brown Dwarfs: What is a Planet?". Анну. Преподобный "Планета Земля". Наука. 34 (2006): 193–216. arXiv:astro-ph/0608417. Bibcode:2006AREPS..34..193B. Дои:10.1146/annurev.earth.34.031405.125058. S2CID  119338327.
  27. ^ "The Jovian Planets: Uranus, and Neptune". Архивировано из оригинал на 2012-01-18. Получено 2013-03-15.
  28. ^ "Cool Cosmos - Planets and Moons". Получено 2019-02-11.
  29. ^ "Working Group on Extrasolar Planets: Definition of a "Planet"". IAU position statement. 2003-02-28. Архивировано из оригинал на 2014-12-16. Получено 2014-04-28.
  30. ^ Bodenheimer, P.; D'Angelo, G.; Lissauer, J. J.; Fortney, J. J.; Saumon, D. (2013). "Deuterium Burning in Massive Giant Planets and Low-mass Brown Dwarfs Formed by Core-nucleated Accretion". Астрофизический журнал. 770 (2): 120 (13 pp.). arXiv:1305.0980. Bibcode:2013ApJ...770..120B. Дои:10.1088/0004-637X/770/2/120. S2CID  118553341.
  31. ^ Spiegel, David S.; Берроуз, Адам; Milson, John A. (2011). "The Deuterium-Burning Mass Limit for Brown Dwarfs and Giant Planets". Астрофизический журнал. 727 (1): 57. arXiv:1008.5150. Bibcode:2011ApJ...727...57S. Дои:10.1088/0004-637X/727/1/57. S2CID  118513110.
  32. ^ Schneider, J .; Dedieu, C .; Le Sidaner, P .; Savalle, R .; Zolotukhin, I. (2011). "Defining and cataloging exoplanets: The exoplanet.eu database". Астрономия и астрофизика. 532 (79): A79. arXiv:1106.0586. Bibcode:2011A&A...532A..79S. Дои:10.1051/0004-6361/201116713. S2CID  55994657.
  33. ^ Exoplanets versus brown dwarfs: the CoRoT view and the future, Jean Schneider, 4 Apr 2016
  34. ^ Hatzes Heike Rauer, Artie P. (2015). "A Definition for Giant Planets Based on the Mass-Density Relationship". Астрофизический журнал. 810 (2): L25. arXiv:1506.05097. Bibcode:2015ApJ...810L..25H. Дои:10.1088/2041-8205/810/2/L25. S2CID  119111221.
  35. ^ Wright, J. T .; Fakhouri, O .; Marcy, G.W .; Han, E .; Feng, Y .; Джонсон, Джон Ашер; Howard, A. W .; Фишер, Д. А .; Valenti, J. A.; Anderson, J.; Piskunov, N. (2010). "База данных орбит экзопланеты". Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 123 (902): 412–422. arXiv:1012.5676. Bibcode:2011PASP..123..412W. Дои:10.1086/659427. S2CID  51769219.
  36. ^ Exoplanet Criteria for Inclusion in the Archive, NASA Exoplanet Archive
  37. ^ Рабочая группа по внесолнечным планетам - определение «планета» В архиве 2012-07-02 at the Wayback Machine Position statement on the definition of a "planet" (IAU)
  38. ^ Delorme, P .; и другие. (Декабрь 2012 г.). "CFBDSIR2149-0403: a 4–7 Jupiter-mass free-floating planet in the young moving group AB Doradus?". Астрономия и астрофизика. 548: A26. arXiv:1210.0305. Bibcode:2012A&A...548A..26D. Дои:10.1051/0004-6361/201219984. S2CID  50935950.
  39. ^ Luhman, K. L. (21 April 2014). "Discovery of a ~250 K Brown Dwarf at 2 pc from the Sun". Письма в астрофизический журнал. 786 (2): L18. arXiv:1404.6501. Bibcode:2014ApJ...786L..18L. Дои:10.1088/2041-8205/786/2/L18. S2CID  119102654.
  40. ^ Saumon, D .; Marley, Mark S. (December 2008). "The Evolution of L and T Dwarfs in Color-Magnitude Diagrams". Астрофизический журнал. 689 (2): 1327–1344. arXiv:0808.2611. Bibcode:2008ApJ...689.1327S. Дои:10.1086/592734. ISSN  0004-637X. S2CID  15981010.
  41. ^ а б Marocco, Federico; Киркпатрик, Дж. Дэви; Meisner, Aaron M.; Caselden, Dan; Eisenhardt, Peter R. M.; Кушинг, Майкл С .; Фаэрти, Жаклин К .; Гелино, Кристофер Р .; Wright, Edward L. (2020). "Improved infrared photometry and a preliminary parallax measurement for the extremely cold brown dwarf CWISEP J144606.62-231717.8". Астрофизический журнал. 888 (2): L19. arXiv:1912.07692. Bibcode:2020ApJ...888L..19M. Дои:10.3847/2041-8213/ab6201. S2CID  209386563.
  42. ^ Filippazzo, Joseph C .; Rice, Emily L.; Faherty, Jacqueline; Cruz, Kelle L .; Van Gordon, Mollie M.; Looper, Dagny L. (September 2015). "Fundamental Parameters and Spectral Energy Distributions of Young and Field Age Objects with Masses Spanning the Stellar to Planetary Regime". Астрофизический журнал. 810 (2): 158. arXiv:1508.01767. Bibcode:2015ApJ...810..158F. Дои:10.1088/0004-637X/810/2/158. ISSN  0004-637X. S2CID  89611607.
  43. ^ Mohanty, Subhanjoy; Jayawardhana, Ray; Huélamo, Nuria; Mamajek, Eric (March 2007). "The Planetary Mass Companion 2MASS 1207-3932B: Temperature, Mass, and Evidence for an Edge-on Disk". Астрофизический журнал. 657 (2): 1064–1091. arXiv:astro-ph/0610550. Bibcode:2007ApJ...657.1064M. Дои:10.1086/510877. ISSN  0004-637X. S2CID  17326111.
  44. ^ а б Zhang, Zhoujian; Liu, Michael C.; Hermes, J. J.; Magnier, Eugene A.; Marley, Mark S.; Трембле, Пьер-Эммануэль; Tucker, Michael A.; Do, Aaron; Payne, Anna V.; Shappee, Benjamin J. (February 2020). "COol Companions ON Ultrawide orbiTS (COCONUTS). I. A High-Gravity T4 Benchmark around an Old White Dwarf and A Re-Examination of the Surface-Gravity Dependence of the L/T Transition". Астрофизический журнал. 891 (2): 171. arXiv:2002.05723. Bibcode:2020ApJ...891..171Z. Дои:10.3847/1538-4357/ab765c. S2CID  211126544.
  45. ^ Smart, R. L.; Bucciarelli, B.; Jones, H.R.A .; Marocco, F.; Andrei, A. H.; Goldman, B .; Mendez, R. A.; d'Avila, V. A.; Burningham, B.; Camargo, J. I. B.; Crosta, M. T. (December 2018). "Parallaxes of Southern Extremely Cool objects III: 118 L and T dwarfs". MNRAS. 481 (3): 3548–3562. arXiv:1811.00672. Bibcode:2018MNRAS.481.3548S. Дои:10.1093/mnras/sty2520. ISSN  0035-8711. S2CID  119390019.
  46. ^ а б Норы; и другие. (2001). "The theory of brown dwarfs and extrasolar giant planets". Обзоры современной физики. 73 (3): 719–65. arXiv:astro-ph/0103383. Bibcode:2001RvMP...73..719B. Дои:10.1103/RevModPhys.73.719. S2CID  204927572.
  47. ^ "An Artist's View of Brown Dwarf Types" Dr. Robert Hurt of the Infrared Processing and Analysis Center
  48. ^ а б c d Leggett, S. K; Cushing, Michael C; Saumon, D; Marley, M. S; Roellig, T. L; Warren, S. J; Бернингем, Бен; Jones, H. R. A; Киркпатрик, Дж. Д; Lodieu, N; Lucas, P. W; Mainzer, A. K; Martín, E. L; McCaughrean, M. J; Pinfield, D. J; Sloan, G. C; Smart, R. L; Тамура, М; Van Cleve, J (2009). "The Physical Properties of Four ~600 K T Dwarfs". Астрофизический журнал. 695 (2): 1517–1526. arXiv:0901.4093. Bibcode:2009ApJ ... 695.1517L. Дои:10.1088 / 0004-637X / 695/2/1517. S2CID  44050900..
  49. ^ а б Delorme, P; Delfosse, X; Albert, L; Artigau, E; Форвейл, Т; Reylé, C; Allard, F; Homeier, D; Robin, A. C; Willott, C. J; Liu, M. C; Dupuy, T. J (2008). "CFBDS J005910.90-011401.3: Достижение перехода коричневого карлика T-Y?". Астрономия и астрофизика. 482 (3): 961–971. arXiv:0802.4387. Bibcode:2008A & A ... 482..961D. Дои:10.1051/0004-6361:20079317. S2CID  847552.
  50. ^ Бернингем, Бен; и другие. (2008). "Exploring the substellar temperature regime down to ~550K". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 391 (1): 320–333. arXiv:0806.0067. Bibcode:2008МНРАС.391..320Б. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2008.13885.x. S2CID  1438322.
  51. ^ P. Eisenhart; Гриффит, Роджер Л .; Стерн, Дэниел; Райт, Эдвард Л .; Ashby, Matthew L. N.; Brodwin, Mark; Браун, Майкл Дж. И .; Bussmann, R. S .; Дей, Арджун; Ghez, A. M.; Glikman, Eilat; Gonzalez, Anthony H.; Davy Kirkpatrick, J.; Konopacky, Quinn; Mainzer, Amy; Vollbach, David; Wright, Shelley A.; и другие. (2010). "Ultracool Field Brown Dwarf Candidates Selected at 4.5 microns". Астрономический журнал. 139 (6): 2455. arXiv:1004.1436. Bibcode:2010AJ....139.2455E. Дои:10.1088/0004-6256/139/6/2455. S2CID  2019463.
  52. ^ Luhman, K. L.; Burgasser, A.J .; Bochanski, J. J. (20 March 2011). "Discovery of a candidate for the coolest known brown dwarf". Письма в астрофизический журнал. 730 (1): L9. arXiv:1102.5411. Bibcode:2011ApJ...730L...9L. Дои:10.1088/2041-8205/730/1/L9. S2CID  54666396.
  53. ^ Родригес, Дэвид Р .; Цукерман, Б .; Мелис, Карл; Song, Inseok (10 May 2011). "The ultra cool brown dwarf companion of WD 0806-661B: age, mass, and formation mechanism". Астрофизический журнал. 732 (2): L29. arXiv:1103.3544. Bibcode:2011ApJ...732L..29R. Дои:10.1088/2041-8205/732/2/L29. S2CID  118382542.
  54. ^ Liu, Michael C.; Филипп Делорм; Trent J. Dupuy; Brendan P. Bowler; Loic Albert; Etienne Artigau; Celine Reyle; Thierry Forveille; Xavier Delfosse (28 Feb 2011). "CFBDSIR J1458 + 1013B: Очень холодный (> T10) коричневый карлик в двоичной системе". Астрофизический журнал. 740 (2): 108. arXiv:1103.0014. Bibcode:2011ApJ ... 740..108L. Дои:10.1088 / 0004-637X / 740/2/108. S2CID  118344589.
  55. ^ Plait, Phil (24 August 2011). "WISE finds coolest brown dwarfs ever seen!". Откройте для себя журнал.
  56. ^ "WISE Finds Few Brown Dwarfs Close To Home". 8 июня 2012 г.
  57. ^ Morse, Jon. "Discovered: Stars as Cool as the Human Body". Архивировано из оригинал 7 октября 2011 г.. Получено 24 августа 2011.
  58. ^ Beichman, C.; Гелино, Кристофер Р .; Киркпатрик, Дж. Дэви; Бармен, Трэвис С .; Marsh, Kenneth A .; Кушинг, Майкл С .; Wright, E. L. (2013). "The Coldest Brown Dwarf (or Free-floating Planet)?: The Y Dwarf WISE 1828+2650". Астрофизический журнал. 764 (1): 101. arXiv:1301.1669. Bibcode:2013ApJ...764..101B. Дои:10.1088/0004-637X/764/1/101. S2CID  118575478.
  59. ^ Clavin, Whitney; Harrington, J. D. (25 April 2014). "NASA's Spitzer and WISE Telescopes Find Close, Cold Neighbor of Sun". НАСА.gov. В архиве from the original on 26 April 2014.
  60. ^ Eisenhardt, Peter R. M.; Marocco, Federico; Fowler, John W.; Meisner, Aaron M.; Киркпатрик, Дж. Дэви; Garcia, Nelson; Jarrett, Thomas H.; Koontz, Renata; Marchese, Elijah J.; Stanford, S. Adam; Caselden, Dan (2020). "The CatWISE Preliminary Catalog: Motions from WISE and NEOWISE Data". Серия дополнений к астрофизическому журналу. 247 (2): 69. arXiv:1908.08902. Bibcode:2020ApJS..247...69E. Дои:10.3847/1538-4365/ab7f2a. S2CID  201645245.
  61. ^ Meisner, Aaron M.; Caselden, Dan; Киркпатрик, Дж. Дэви; Marocco, Federico; Гелино, Кристофер Р .; Кушинг, Майкл С .; Eisenhardt, Peter R. M.; Райт, Эдвард Л .; Фаэрти, Жаклин К .; Koontz, Renata; Marchese, Elijah J. (2020). "Expanding the Y Dwarf Census with Spitzer Follow-up of the Coldest CatWISE Solar Neighborhood Discoveries". Астрофизический журнал. 889 (2): 74. arXiv:1911.12372. Bibcode:2020ApJ...889...74M. Дои:10.3847/1538-4357/ab6215. S2CID  208513044.
  62. ^ Marocco, Federico; и другие. (2019). "CWISEP J193518.59 − 154620.3: An Extremely Cold Brown Dwarf in the Solar Neighborhood Discovered with CatWISE". Астрофизический журнал. 881 (1): 17. arXiv:1906.08913. Bibcode:2019ApJ...881...17M. Дои:10.3847/1538-4357/ab2bf0. S2CID  195316522.
  63. ^ Bardalez Gagliuffi, D.; Faherty, J .; Collaboration, Backyard Worlds: Planet 9 Citizen Science; Schneider, A .; Meisner, A.; Caselden, D.; Colin, G.; Goodman, S .; Kirkpatrick, J.; Kuchner, M .; Gagne, J.; Logsdon, S.; Burgasser, A.; Allers, K.; Debes, J.; Wisniewski, J. (January 2020). "WISE J0830+2837: the first Y dwarf from Backyard Worlds: Planet 9". ААС. 52: 132.06. Bibcode:2020AAS...23513206B.
  64. ^ «Коды спектрального типа». simbad.u-strasbg.fr. Получено 2020-03-06.
  65. ^ а б Бернингем, Бен; Smith, L .; Cardoso, C. V .; Лукас, П. У .; Burgasser, A.J .; Jones, H.R.A .; Смарт, Р. Л. (май 2014 г.). «Открытие субкарлика T6.5». MNRAS. 440 (1): 359–364. arXiv:1401.5982. Bibcode:2014МНРАС.440..359Б. Дои:10.1093 / mnras / stu184. ISSN  0035-8711. S2CID  119283917.
  66. ^ а б c Cruz, Kelle L .; Киркпатрик, Дж. Дэви; Бургассер, Адам Дж. (Февраль 2009 г.). «Молодые L-карлики, идентифицированные в полевых условиях: предварительная низко-гравитационная оптическая спектральная последовательность от L0 до L5». AJ. 137 (2): 3345–3357. arXiv:0812.0364. Bibcode:2009AJ....137.3345C. Дои:10.1088/0004-6256/137/2/3345. ISSN  0004-6256. S2CID  15376964.
  67. ^ а б Looper, Dagny L.; Киркпатрик, Дж. Дэви; Cutri, Roc M.; Бармен, Трэвис; Бургассер, Адам Дж .; Кушинг, Майкл С .; Роллиг, Томас; Макговерн, Марк Р .; Маклин, Ян С .; Rice, Emily; Свифт, Брэндон Дж. (Октябрь 2008 г.). "Обнаружение двух соседних пекулярных L-карликов из обзора собственных движений 2MASS: молодые или богатые металлами?". Астрофизический журнал. 686 (1): 528–541. arXiv:0806.1059. Bibcode:2008ApJ ... 686..528L. Дои:10.1086/591025. ISSN  0004-637X. S2CID  18381182.
  68. ^ а б c d Киркпатрик, Дж. Дэви; Looper, Dagny L.; Бургассер, Адам Дж .; Schurr, Steven D .; Cutri, Roc M.; Кушинг, Майкл С .; Cruz, Kelle L .; Милая, Энн С .; Кнапп, Джиллиан Р .; Бармен, Трэвис С .; Бочански, Джон Дж. (Сентябрь 2010 г.). "Открытия по результатам исследования правильного движения в ближнем инфракрасном диапазоне с использованием данных многоэлементной съемки всего неба в два микрона". Серия дополнений к астрофизическому журналу. 190 (1): 100–146. arXiv:1008.3591. Bibcode:2010ApJS..190..100K. Дои:10.1088/0067-0049/190/1/100. ISSN  0067-0049. S2CID  118435904.
  69. ^ а б Фаэрти, Жаклин К .; Ридель, Адрик Р .; Cruz, Kelle L .; Гань, Джонатан; Filippazzo, Joseph C .; Ламбридес, Эрини; Фика, Хейли; Вайнбергер, Алисия; Thorstensen, John R.; Tinney, C.G .; Бальдассаре, Вивьен (июль 2016 г.). «Популяционные свойства аналогов коричневых карликов экзопланет». Серия дополнений к астрофизическому журналу. 225 (1): 10. arXiv:1605.07927. Bibcode:2016ApJS..225 ... 10F. Дои:10.3847/0067-0049/225/1/10. ISSN  0067-0049. S2CID  118446190.
  70. ^ «Данные цветовой величины». www.stsci.edu. Получено 2020-03-06.
  71. ^ Национальная радиоастрономическая обсерватория (9 апреля 2020 г.). "Astronomers measure wind speed on a brown dwarf - Atmosphere, interior rotating at different speeds". EurekAlert!. Получено 10 апреля 2020.
  72. ^ "NASA Space Telescopes See Weather Patterns in Brown Dwarf". Hubblesite. НАСА. Получено 8 января 2013.
  73. ^ "Astronomers Clock High Winds on Object Outside Our Solar System". CNN.com. CNN. Получено 11 апреля 2020.
  74. ^ Route, M.; Wolszczan, A. (20 October 2016). "The Second Arecibo Search for 5 GHz Radio Flares from Ultracool Dwarfs". Астрофизический журнал. 830 (2): 85. arXiv:1608.02480. Bibcode:2016ApJ...830...85R. Дои:10.3847/0004-637X/830/2/85. S2CID  119279978.
  75. ^ Rutledge, Robert E.; Basri, Gibor; Martín, Eduardo L.; Bildsten, Lars (1 August 2000). "Chandra Detection of an X-Ray Flare from the Brown Dwarf LP 944-20". Астрофизический журнал. 538 (2): L141–L144. arXiv:astro-ph/0005559. Bibcode:2000ApJ...538L.141R. Дои:10.1086/312817. S2CID  17800872.
  76. ^ а б Berger, E.; Мячи.; Becker, K. M.; Clarke, M.; Frail, D. A .; Fukuda, T. A.; Hoffman, I. M.; Mellon, R.; Momjian, E.; Murphy, N. W.; Teng, S. H.; Woodruff, T.; Zauderer, B.A .; Zavala, R. T. (2001-03-15). "Discovery of radio emission from the brown dwarf LP944-20". Природа (Представлена ​​рукопись). 410 (6826): 338–340. arXiv:astro-ph/0102301. Bibcode:2001Natur.410..338B. Дои:10.1038/35066514. PMID  11268202. S2CID  4411256.[постоянная мертвая ссылка ]
  77. ^ [email protected]. "Yes, it is the Image of an Exoplanet - Astronomers Confirm the First Image of a Planet Outside of Our Solar System". www.eso.org. Получено 2020-02-09.
  78. ^ Luhman, K. L. (April 2013). «Открытие двойного коричневого карлика на расстоянии 2 пк от Солнца». Письма в астрофизический журнал. 767 (1): L1. arXiv:1303.2401. Bibcode:2013ApJ ... 767L ... 1L. Дои:10.1088 / 2041-8205 / 767/1 / L1. ISSN  0004-637X. S2CID  8419422.
  79. ^ "NASA's Spitzer and WISE Telescopes Find Close, Cold Neighbor of Sun". НАСА. 2014-04-25. Получено 2017-03-11.
  80. ^ а б c d е "X-rays from a Brown Dwarf's Corona". April 14, 2003. Archived from оригинал 30 декабря 2010 г.. Получено 19 марта, 2010.
  81. ^ Route, Matthew (August 10, 2017). "Radio-flaring Ultracool Dwarf Population Synthesis". Астрофизический журнал. 845 (1): 66. arXiv:1707.02212. Bibcode:2017ApJ...845...66R. Дои:10.3847/1538-4357/aa7ede. S2CID  118895524.
  82. ^ Route, Matthew; Wolszczan, Alexander (October 20, 2016). "The Second Arecibo Search for 5 GHz Radio Flares from Ultracool Dwarfs". Астрофизический журнал. 830 (1): 85. arXiv:1608.02480. Bibcode:2016ApJ...830...85R. Дои:10.3847/0004-637X/830/2/85. S2CID  119279978.
  83. ^ Kao, Melodie; и другие. (31 июля 2018 г.). "The Strongest Magnetic Fields on the Coolest Brown Dwarfs". Серия дополнений к астрофизическому журналу. 237 (2): 25. arXiv:1808.02485. Bibcode:2018ApJS..237...25K. Дои:10.3847/1538-4365/aac2d5. S2CID  118898602.
  84. ^ Маршрут, Мэтью (10 июля 2017 г.). «Действительно ли WISEP J060738.65 + 242953.4 является магнитоактивным L-карликом на полюсе?». Астрофизический журнал. 843 (2): 115. arXiv:1706.03010. Bibcode:2017ApJ ... 843..115R. Дои:10.3847 / 1538-4357 / aa78ab. S2CID  119056418.
  85. ^ Маршрут, М. (20 октября 2016 г.). «Открытие циклов солнечной активности после окончания основной последовательности?». Письма в астрофизический журнал. 830 (2): L27. arXiv:1609.07761. Bibcode:2016ApJ ... 830L..27R. Дои:10.3847 / 2041-8205 / 830/2 / L27. S2CID  119111063.
  86. ^ [email protected]. «Взвешивание ультра-холодных звезд - большие наземные телескопы и Хаббл объединились для проведения первого прямого измерения массы коричневого карлика». www.eso.org. Получено 2019-12-11.
  87. ^ Bouy, H .; Duchêne, G .; Köhler, R .; Бранднер, В .; Bouvier, J .; Мартин, Э. Л .; Ghez, A .; Delfosse, X .; Forveille, T .; Allard, F .; Барафф, И. (2004-08-01). «Первое определение динамической массы двойного L-карлика». Астрономия и астрофизика. 423 (1): 341–352. arXiv:astro-ph / 0405111. Bibcode:2004A & A ... 423..341B. Дои:10.1051/0004-6361:20040551. ISSN  0004-6361. S2CID  3149721.
  88. ^ Бедин, Л. Р .; Pourbaix, D .; Apai, D .; Burgasser, A.J .; Buenzli, E .; Boffin, H. M. J .; Либралато, М. (01.09.2017). "Астрометрия космического телескопа Хаббла ближайшей двойной системы коричневых карликов - I. Обзор и улучшенная орбита". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 470 (1): 1140–1155. arXiv:1706.00657. Дои:10.1093 / мнрас / stx1177. HDL:10150/625503. ISSN  0035-8711. S2CID  119385778.
  89. ^ Лухман, К. Л. (2004-10-10). «Первое открытие широкого двойного коричневого карлика». Астрофизический журнал. 614 (1): 398–403. arXiv:astro-ph / 0407344. Bibcode:2004ApJ ... 614..398L. Дои:10.1086/423666. ISSN  0004-637X. S2CID  11733526.
  90. ^ Рейпурт, Бо; Кларк, Кэти (июнь 2003 г.). «Коричневые карлики как выброшенные звездные эмбрионы: наблюдательные перспективы». IAUS. 211: 13. arXiv:Astro-ph / 0209005. Bibcode:2003IAUS..211 ... 13R. ISSN  1743-9221.
  91. ^ Фаэрти, Жаклин К .; Гудман, Сэм; Казелден, Дэн; Колин, Гийом; Kuchner, Marc J .; Мейснер, Аарон М .; Gagne ', Джонатан; Schneider, Adam C .; Gonzales, Eileen C .; Гаглюффи, Даниэлла К. Бардалес; Логсдон, Сара Э. (2020). «WISE2150-7520AB: Система коричневых карликов с очень малой массой и широким сопутствующим движением, открытая в рамках гражданского научного проекта Backyard Worlds: Planet 9». Астрофизический журнал. 889 (2): 176. arXiv:1911.04600. Bibcode:2020ApJ ... 889..176F. Дои:10.3847 / 1538-4357 / ab5303. S2CID  207863267.
  92. ^ Стассун, Кейван Г .; Mathieu, Robert D .; Валенти, Джефф А. (март 2006 г.). «Открытие двух молодых коричневых карликов в затменной двойной системе». Природа. 440 (7082): 311–314. Bibcode:2006Натура.440..311S. Дои:10.1038 / природа04570. ISSN  0028-0836. PMID  16541067. S2CID  4310407.
  93. ^ а б Стассун, Кейван Г .; Mathieu, Robert D .; Валенти, Джефф А. (2007). «Неожиданное изменение температуры на противоположное в затменном двоичном пространстве коричневого карлика 2MASS J05352184-0546085». Астрофизический журнал. 664 (2): 1154–1166. arXiv:0704.3106. Bibcode:2007ApJ ... 664.1154S. Дои:10.1086/519231. S2CID  15144741.
  94. ^ Farihi, J .; Кристофер, М. (октябрь 2004 г.). «Возможный спутник коричневого карлика для белого карлика GD 1400». Астрономический журнал. 128 (4): 1868. arXiv:Astro-ph / 0407036. Bibcode:2004AJ .... 128.1868F. Дои:10.1086/423919. ISSN  1538-3881. S2CID  119530628.
  95. ^ [email protected]. "Подзвездный Иона - Коричневый карлик выжил, будучи проглоченным". www.eso.org. Получено 2019-12-11.
  96. ^ Casewell, S.L .; Braker, I.P .; Parsons, S.G .; Hermes, J. J .; Burleigh, M. R .; Belardi, C .; Чаушев, А .; Finch, N.L .; Рой, М .; Littlefair, S.P .; Гоуд, М. (31 января 2018 г.). «Первая не взаимодействующая система WD – BD продолжительностью менее 70 минут: EPIC212235321». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 476 (1): 1405–1411. arXiv:1801.07773. Bibcode:2018МНРАС.476.1405С. Дои:10.1093 / mnras / sty245. ISSN  0035-8711. S2CID  55776991.
  97. ^ Longstaff, E. S .; Casewell, S.L .; Wynn, G.A .; Maxted, P. F. L .; Хеллинг, глава (21.10.2017). «Эмиссионные линии в атмосфере облученного коричневого карлика WD0137−349B». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 471 (2): 1728–1736. arXiv:1707.05793. Bibcode:2017МНРАС.471.1728Л. Дои:10.1093 / мнрас / stx1786. ISSN  0035-8711. S2CID  29792989.
  98. ^ Гретер, Даниэль; Лайнуивер, Чарльз Х. (апрель 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): 1051–1062. arXiv:Astro-ph / 0412356. Bibcode:2006ApJ ... 640.1051G. Дои:10.1086/500161. ISSN  0004-637X.
  99. ^ Раппапорт, S .; Вандербург, А .; Nelson, L .; Gary, B.L .; Kaye, T. G .; Kalomeni, B .; Howell, S. B .; Thorstensen, J. R .; Lachapelle, F.-R .; Lundy, M .; Сен-Антуан, Дж. (2017-10-11). "WD 1202-024: самая короткопериодическая докатаклизмическая переменная". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 471 (1): 948–961. arXiv:1705.05863. Bibcode:2017МНРАС.471..948Р. Дои:10.1093 / мнрас / stx1611. ISSN  0035-8711. S2CID  119349942.
  100. ^ «Когда Нова - не« Нова »? Когда сталкиваются белый карлик и коричневый карлик». Обсерватория ALMA. Архивировано из оригинал на 2019-10-22. Получено 2019-11-12.
  101. ^ Eyres, S. P. S .; Evans, A .; Zijlstra, A .; Avison, A .; Gehrz, R.D .; Hajduk, M .; Starrfield, S .; Mohamed, S .; Woodward, C.E .; Вагнер, Р. М. (21 декабря 2018 г.). "ALMA раскрывает последствия слияния белого карлика и коричневого карлика в CK Vulpeculae". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 481 (4): 4931–4939. arXiv:1809.05849. Bibcode:2018МНРАС.481.4931Е. Дои:10.1093 / mnras / sty2554. ISSN  0035-8711. S2CID  119462149.
  102. ^ Иэн О'Нил (Discovery News) (12 июня 2012 г.). "Коричневые карлики, кулики звездного помета, более редкие, чем мы думали". Space.com. Получено 2012-12-28.
  103. ^ Музич, Коралька; Шедель, Райнер; Шольц, Александр; Geers, Vincent C .; Джаявардхана, Рэй; Ascenso, Joana; Сьеса, Лукас А. (02.07.2017). «Маломассовое содержание массивного молодого звездного скопления RCW 38». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 471 (3): 3699–3712. arXiv:1707.00277. Bibcode:2017МНРАС.471.3699М. Дои:10.1093 / мнрас / stx1906. ISSN  0035-8711. S2CID  54736762.
  104. ^ Апай, Д; Каралиди, Т; Марли, М. С; Ян, H; Flateau, D; Метчев, С; Cowan, N.B; Buenzli, E; Burgasser, A.J; Радиган, Дж; Artigau, E; Лоуренс, П. (2017). «Зоны, пятна и волны планетарного масштаба, бьющиеся в атмосфере коричневых карликов». Наука. 357 (6352): 683–687. Bibcode:2017Научный ... 357..683А. Дои:10.1126 / science.aam9848. PMID  28818943.
  105. ^ Челси Год (19 августа 2020 г.). «Добровольцы заметили около 100 холодных коричневых карликов около нашего солнца». Space.com.
  106. ^ а б Берроуз, Адам; Хаббард, В. Б; Lunine, J. I; Либерт, Джеймс; Хеннинг, Т; Даллемон, К. П. (2005). «Начало формирования планет в дисках коричневых карликов». Наука. 310 (5749): 834–6. arXiv:astro-ph / 0511420. Bibcode:2005Наука ... 310..834A. Дои:10.1126 / science.1118042. PMID  16239438. S2CID  5181947.
  107. ^ Риаз, Б .; Machida, M. N .; Стамателлос, Д. (июль 2019 г.). «ALMA обнаруживает псевдодиск в прото-коричневом карлике». MNRAS. 486 (3): 4114–4129. arXiv:1904.06418. Bibcode:2019МНРАС.486.4114Р. Дои:10.1093 / mnras / stz1032. ISSN  0035-8711. S2CID  119286540.
  108. ^ «Коричневый карлик, превысивший свой вес, запускает струю размером с парсек». Национальная оптическая астрономическая обсерватория. Получено 2020-02-18.
  109. ^ а б Риаз, Б .; Briceño, C .; Уилан, Э. Т .; Хиткот, С. (июль 2017 г.). «Первый крупномасштабный реактивный самолет Хербига-Аро, управляемый протокоричневым гномом». Астрофизический журнал. 844 (1): 47. arXiv:1705.01170. Bibcode:2017ApJ ... 844 ... 47R. Дои:10.3847 / 1538-4357 / aa70e8. ISSN  0004-637X. S2CID  119080074.
  110. ^ а б Берроуз, Адам; Хаббард, В. Б; Lunine, J. I; Либерт, Джеймс (2011). «Приливная эволюция планет вокруг коричневых карликов». Астрономия и астрофизика. 535: A94. arXiv:1109.2906. Bibcode:2011A и A ... 535A..94B. Дои:10.1051/0004-6361/201117734. S2CID  118532416.
  111. ^ ОБЗОР Pan-STARRS SCIENCE, Дэвид К. Джуитт
  112. ^ Luhman, K. L; Адаме, Люсия; д'Алессио, Паола; Кальвет, Нурия; Хартманн, Ли; Megeath, S.T; Фацио, Дж. Г. (2005). «Открытие коричневого карлика планетарной массы с околозвездным диском». Астрофизический журнал. 635 (1): L93 – L96. arXiv:astro-ph / 0511807. Bibcode:2005ApJ ... 635L..93L. Дои:10.1086/498868. S2CID  11685964.
  113. ^ «Даже коричневые карлики могут выращивать каменистые планеты». Пресс-релиз ESO. Архивировано из оригинал 3 декабря 2012 г.. Получено 3 декабря 2012.
  114. ^ Joergens, V .; Мюллер, А. (2007). "Компаньон с радиальной скоростью 16–20 МЮж, вращающийся вокруг коричневого карлика-кандидата Cha Hα 8". Астрофизический журнал. 666 (2): L113 – L116. arXiv:0707.3744. Bibcode:2007ApJ ... 666L.113J. Дои:10.1086/521825. S2CID  119140521.
  115. ^ Joergens, V .; Мюллер, А .; Рефферт, С. (2010). «Улучшенная орбита лучевых скоростей молодого двойного кандидата в коричневые карлики Cha Hα 8». Астрономия и астрофизика. 521 (A24): A24. arXiv:1006.2383. Bibcode:2010A & A ... 521A..24J. Дои:10.1051/0004-6361/201014853. S2CID  54989533.
  116. ^ Bennet, D.P .; и другие. (30 мая 2008 г.). «Планета с малой массой с возможным хозяином субзвездной массы в событии микролинзирования MOA-2007-BLG-192». Астрофизический журнал. 684 (1): 663–683. arXiv:0806.0025. Bibcode:2008ApJ ... 684..663B. Дои:10.1086/589940. S2CID  14467194.
  117. ^ Берроуз, Адам; Хаббард, В. Б; Lunine, J. I; Либерт, Джеймс (2013). «Атомный и молекулярный состав дисков вокруг звезд с очень малой массой и коричневых карликов». Астрофизический журнал. 779 (2): 178. arXiv:1311.1228. Bibcode:2013ApJ ... 779..178P. Дои:10.1088 / 0004-637X / 779/2/178. S2CID  119001471.
  118. ^ Он, Матиас Й .; Triaud, Amaury H.M.J .; Гиллон, Микаэль (январь 2017 г.). «Первые ограничения на частоту появления короткопериодических планет, вращающихся вокруг коричневых карликов». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 464 (3): 2687–2697. arXiv:1609.05053. Bibcode:2017МНРАС.464.2687H. Дои:10.1093 / mnras / stw2391. S2CID  53692008.
  119. ^ Барнс, Рори; Хеллер, Рене (2011). «Обитаемые планеты вокруг белых и коричневых карликов: опасность остывания первичной». Астробиология. 13 (3): 279–291. arXiv:1211.6467. Bibcode:2013AsBio..13..279B. Дои:10.1089 / аст.2012.0867. ЧВК  3612282. PMID  23537137.
  120. ^ Maxted P. F. L .; и другие. (2006). «Выживание коричневого карлика после поглощения красной гигантской звездой». Природа (Представлена ​​рукопись). 442 (7102): 543–5. arXiv:Astro-ph / 0608054. Bibcode:2006Натура.442..543М. Дои:10.1038 / природа04987. HDL:2299/1227. PMID  16885979. S2CID  4368344.[постоянная мертвая ссылка ]
  121. ^ Дэвид Моррисон (2 августа 2011 г.). «Ученые сегодня больше не думают, что такой объект, как Немезида, может существовать». НАСА спросите астробиолога. Архивировано из оригинал 13 декабря 2012 г.. Получено 2011-10-22.
  122. ^ Уилан, Эмма Т .; Ray, Thomas P .; Баччотти, Франческа; Натта, Антонелла; Тести, Леонардо; Рэндич, София (июнь 2005 г.). «Разрешившийся отток материи из коричневого карлика». Природа. 435 (7042): 652–654. arXiv:astro-ph / 0506485. Bibcode:2005 Натур.435..652Вт. Дои:10.1038 / природа03598. ISSN  0028-0836. PMID  15931217. S2CID  4415442.
  123. ^ Басри, Гибор; Мартин, Эдуардо (1999). "[astro-ph / 9908015] PPl 15: Первый спектроскопический двойной двойной коричневый карлик". Астрономический журнал. 118 (5): 2460–2465. arXiv:Astro-ph / 9908015. Bibcode:1999AJ .... 118.2460B. Дои:10.1086/301079. S2CID  17662168.
  124. ^ Стассун, Кейван Г; Матье, Роберт Д; Валенти, Джефф А. (16 марта 2006 г.). «Открытие двух молодых коричневых карликов в затменной двойной системе». Природа. 440 (7082): 311–314. Bibcode:2006Натура.440..311S. Дои:10.1038 / природа04570. PMID  16541067. S2CID  4310407.
  125. ^ "eso0303 - Открытие ближайшего известного коричневого карлика". ESO. 2003-01-13. Архивировано из оригинал 13 октября 2008 г.. Получено 2013-03-16.
  126. ^ Берроуз, Адам; Хаббард, В. Б; Lunine, J. I; Либерт, Джеймс (2004). «Возможный третий компонент в двойной системе L-карлика DENIS-P J020529.0-115925, обнаруженный с помощью космического телескопа Хаббла». Астрономический журнал. 129 (1): 511–517. arXiv:Astro-ph / 0410226. Bibcode:2005AJ .... 129..511B. Дои:10.1086/426559. S2CID  119336794.
  127. ^ а б Бен Бернингем; Пинфилд; Леггетт; Тамура; Лукас; Homeier; Дэй-Джонс; Джонс; Кларк; Ishii, M .; Кузухара, М .; Lodieu, N .; Zapatero Osorio, M.R .; Venemans, B.P .; Мортлок, Д. Дж .; Barrado y Navascués, D .; Martin, E.L .; Magazz, A. (2008). «Изучение субзвездного температурного режима до ~ 550К». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 391: 320–333. arXiv:0806.0067. Bibcode:2008МНРАС.391..320Б. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2008.13885.x. S2CID  1438322.
  128. ^ Маршрут, Мэтью; Вольщан, Алекс (2012). "Обнаружение Аресибо самого крутого бурого карлика, вспыхивающего радиоизотопами". Астрофизический журнал. 2012 (747): L22. arXiv:1202.1287. Bibcode:2012ApJ ... 747L..22R. Дои:10.1088 / 2041-8205 / 747/2 / L22. S2CID  119290950.
  129. ^ Wolszczan, A .; Маршрут, М. (2014). "Временной анализ периодических радио и оптических вариаций яркости сверххолодного карлика, TVLM 513-46546". Астрофизический журнал. 788 (1): 23. arXiv:1404.4682. Bibcode:2014ApJ ... 788 ... 23Вт. Дои:10.1088 / 0004-637X / 788/1/23. S2CID  119114679.
  130. ^ а б Чжан, Цзэн Хуа; Гомейер, Дерек; Пинфилд, Дэвид Дж .; Лодье, Николя; Джонс, Хью Р. А .; Павленко, Яков В. (2017-06-11). «Первобытные очень маломассивные звезды и коричневые карлики - II. Самый бедный металлами субзвездный объект». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 468 (1): 261. arXiv:1702.02001. Bibcode:2017МНРАС.468..261Z. Дои:10.1093 / мнрас / стх350. S2CID  54847595.
  131. ^ Маршрут, Мэтью; Вольщан, Александр (2016). «Радиовспышка от T6 Dwarf WISEPC J112254.73 + 255021.5 с возможной сверхкороткой периодичностью». Астрофизический журнал. 2016 (821): L21. arXiv:1604.04543. Bibcode:2016ApJ ... 821L..21R. Дои:10.3847 / 2041-8205 / 821/2 / L21. S2CID  118478221.
  132. ^ «Телескопы НАСА Spitzer и WISE находят близкое, холодное соседство Солнца». 2015-02-18.
  133. ^ "Портал ЕКА - обновление охоты на экзопланеты". Esa.int. Получено 2013-03-16.

внешняя ссылка

История

  • С.С. Кумар, Звезды низкой светимости. Гордон и Брич, Лондон, 1969 - ранний обзорный доклад о коричневых карликах.
  • Колумбийская энциклопедия

Подробности

Звезды