الفلك

هل من الخطر النظر إلى قزم بني من النوع L من مسافة قريبة جدًا؟

هل من الخطر النظر إلى قزم بني من النوع L من مسافة قريبة جدًا؟

هل بعض الأقزام البنية من النوع L ساطعة بدرجة كافية بحيث تكون خطرة على العيون إذا نظر المرء إليها من مسافة صالحة للسكن أو أقرب؟ إذا لم يكن الأمر كذلك ، فهل أضعف النجوم من النوع M. الأمم المتحدةمن الخطورة النظر إليها من مسافة صالحة للسكن أيضًا؟ الأقزام البنية من النوع T قاتمة بدرجة كافية بحيث لا يكون هناك أي خطر ، والأقزام من النوع Y غير مرئية.


يبلغ حجم القزم البني النموذجي من النوع L حوالي 1200-2200 كلفن في درجة حرارة السطح وهو بحجم كوكب المشتري تقريبًا. باستخدام قانون Stefan-Boltzmann ، يمكننا أن نستنتج أن الأقزام البنية الأكثر سخونة لديها لمعان$$ Big ( dfrac {2200} {5778} Big) ^ 4 cdot Big ( dfrac {1R_J} {1R_ odot} Big) ^ 2 = 0.00021224 L_ odot $$

وفقًا لـ Wikipedia ، فإن الحجم الظاهر الخافت الذي يسبب الألم عند النظر إليه هو $-25$. يمكننا استخدام صيغة اللمعان من أجل المقدار الظاهري والمسافة وحساب المسافة التي يجب على المراقب أن يكون عليها لتجربة هذا الحجم: $$ 0.00021224 = 0.0813 text {ly} ^ {- 2} d ^ 2 cdot10 ^ {- 0.4 cdot (-25)} $$

يعطي حل المعادلة $ d = 0.03232 text {AU} $، أو $67.62 $ مرات نصف قطر القزم البني. استخدام هذه الآلة الحاسبة المفيدة HZ والتوصيل $ T_ {eff} = 2200 دولار و L = 0.00021224 دولار، نحصل على المسافة يجب أن تكون بين $0.015$ و $0.032$ AU ، والذي يقع داخل هذا الحد. هذا النطاق يقع داخل الحد الأقصى لـ $-25$ الحجم الظاهري ، لذلك لا ، فالنظر إلى الأقزام البنية في منطقتها الصالحة للسكن ليس مضمونًا أن يكون آمنًا.


قزم بني

الأقزام البنية هي أجسام تحت نجمية ليست ضخمة بما يكفي للحفاظ على الاندماج النووي للهيدروجين العادي (1 ساعة) في الهيليوم في نواتها ، على عكس نجوم التسلسل الرئيسي. لديهم كتلة بين أضخم الكواكب الغازية العملاقة والنجوم الأقل ضخامة ، حوالي 13 إلى 80 ضعف كتلة كوكب المشتري (M ي). [2] [3] ومع ذلك ، فهي قادرة على دمج الديوتيريوم (2 H) ، والأكبر (& GT 65 M ي) قادرة على دمج الليثيوم (7 لي). [3]

يصنف علماء الفلك الأجسام المضيئة ذاتيًا حسب الفئة الطيفية ، وهو تمييز مرتبط ارتباطًا وثيقًا بدرجة حرارة السطح ، وتحتل الأقزام البنية الأنواع M و L و T و Y. [4] [5] نظرًا لأن الأقزام البنية لا تخضع لانصهار هيدروجين مستقر فإنها تبرد لأسفل بمرور الوقت ، ويمر تدريجياً عبر أنواع طيفية لاحقة مع تقدم العمر.

على الرغم من اسمها ، فإن الأقزام البنية ستظهر للعين المجردة بألوان مختلفة حسب درجة حرارتها. [4] من المحتمل أن يكون اللون البرتقالي أو الأحمر الأكثر دفئًا ، [6] بينما من المحتمل أن تظهر الأقزام البنية الأكثر برودة باللون الأرجواني للعين البشرية. [4] [7] قد تكون الأقزام البنية ذات حمل حراري كامل ، بدون طبقات أو تمايز كيميائي حسب العمق. [8]

على الرغم من أنه تم التنظير في الأصل في الستينيات من القرن الماضي ، إلا أنه لم يتم اكتشاف أول أقزام بنية لا لبس فيها حتى منتصف التسعينيات. نظرًا لأن الأقزام البنية لها درجات حرارة منخفضة نسبيًا على السطح ، فهي ليست ساطعة جدًا عند الأطوال الموجية المرئية ، مما يؤدي إلى إصدار غالبية ضوءها في الأشعة تحت الحمراء. مع ظهور أجهزة أكثر قدرة على الكشف بالأشعة تحت الحمراء ، تم التعرف على الآلاف من الأقزام البنية. يوجد أقرب الأقزام البنية المعروفة في نظام Luhman 16 ، وهو ثنائي من الأقزام البنية من النوع L و T على مسافة حوالي 6.5 سنة ضوئية. Luhman 16 هو ثالث أقرب نظام للشمس بعد Alpha Centauri و Barnard's Star.


غيوم مائية فوق كوكب مارق

على بعد 7 سنوات ضوئية فقط من الشمس - عمليًا في لفاتنا بالمصطلحات المجرية - يوجد جسم مذهل. يُطلق عليه WISE 0855 ، إنه ليس نجمًا حقًا ، لأنه منخفض جدًا في كتلته لإشعال الاندماج النووي في جوهره. هذا هو المعيار الذهبي للنجومية ، و WISE 0855 يقع بعيدًا عنه كثيرًا.

تسمى الأجسام المماثلة عمومًا بالأقزام البنية ، ولكن حتى ذلك الحين ليس واضحًا أن كتلة WISE 0855 تزيد عن ثلاثة إلى 10 أضعاف كتلة كوكب المشتري ، وتتلاشى الأقزام البنية في الكواكب بالقرب من الجزء العلوي من هذا النطاق. لذلك قد يكون كوكبًا ضخمًا جدًا.

لكنها لا تدور حول نجم. إذا كان كوكبًا ، فهو محتال كوكب.

مندهش حتى الآن؟ هناك المزيد: تبلغ درجة حرارة هذا الجسم الحدودي حوالي 250 درجة كلفن فقط ، وهي -25 درجة مئوية أو نحو ذلك. وهذا يعني أن درجة حرارة السطح أقل من نقطة تجمد الماء.

كل هذا معروف منذ عامين ، في الواقع ، لكننا لم ننتهي بعد. تم إجراء مجموعة جديدة وصعبة من الملاحظات لـ WISE 0855 مؤخرًا ، وهي تشير إلى أن الكوكب المارق قد يكون به سحب مائية في غلافه الجوي! إذا كان هذا صحيحًا ، فهو ينضم فقط إلى أربعة أجسام أخرى معروفة بوجودها: كوكب المشتري ، وزحل ، والمريخ ... والأرض. هذا يجعلها أول كائن خارج المجموعة الشمسية من المعروف أن لديهم.

فكيف تم تحديد هذا؟

لاحظ علماء الفلك WISE 0855 مع Gemini North ، أحد أكبر التلسكوبات في العالم القادرة على رصد ضوء الأشعة تحت الحمراء. هذا مهم ، لأنه على الرغم من أن WISE 0855 هو سابع أقرب جسم معروف خارج النظام الشمسي ، إلا أنه رائع جدًا لدرجة أنه خافت بشكل لا يصدق. راقبوا ذلك لمدة 14 ساعة على مدار أسبوعين ، وحتى ذلك الحين كانت البيانات التي حصلوا عليها صاخبة. لكنهم كانوا نظيفين بما فيه الكفاية ، وهذا ما يهم.

Skemer et al. من ورقتهم

أخذ علماء الفلك الأطياف ، وكسروا ضوء WISE 0855 إلى ألوان منفصلة. تمتص الجزيئات المختلفة في الغلاف الجوي الضوء بأطوال موجية محددة جدًا ، لذلك من خلال البحث عن فجوات في الطيف يمكن تحديد المكونات. يمكن أيضًا مقارنة الطيف بأجسام أخرى مثل كوكب المشتري ، بالإضافة إلى نماذج الغلاف الجوي التي تم إنشاؤها باستخدام الفيزياء المعروفة لهذه الكائنات (باستخدام أشياء مثل كتلتها ودرجة حرارتها وكثافتها والكثير من غازات الغلاف الجوي المختلفة لحساب ما يجب أن تبدو عليه أطيافها المتوقعة مثل).

ما وجدوه كان ميزات امتصاص متوافقة مع سحب بخار الماء. ليس ذلك فحسب ، فقد قارنوا الطيف بنماذج جسم مشابه مع أو بدون غيوم ، ومن الواضح أن النموذج مع السحب يناسب بشكل أفضل.

النماذج ليست مناسبة تمامًا ، لذلك هناك المزيد مما يحدث هنا ، ربما تسمح بنية السحابة بمرور الضوء من ارتفاعات مختلفة ، أو أن الكائن له تركيبة كيميائية مختلفة قليلاً عما يتم تصميمه.

ومن المثير للاهتمام ، أن الجزء الأكثر احمرارًا (الطول الموجي الأطول) من الطيف من WISE 0855 يتناسب جيدًا مع كوكب المشتري ، ولكن في الأطوال الموجية الأقصر والأكثر زرقة ، فإنها تتباعد بشدة. هذا الجزء من طيف المشتري يهيمن عليه الامتصاص من الفوسفين (PH3). * لاحظ العلماء أنه في كوكب المشتري ، تمتزج الغازات الأكثر سخونة من داخله مع المواد الأكثر برودة في الأعلى ، مما يخلق ظروفًا يمكن أن يتواجد فيها الفوسفين. ربما يفتقر WISE 0855 إلى هذا الخلط المضطرب.

أجد ذلك مدهشًا إلى حد ما: فقط من خلال مقارنة الطيفين يمكننا البدء في عمل تخمينات مستنيرة حول الجزء الداخلي لجسم ضخم يبعد أكثر من 70 تريليون كيلومتر.

بالنظر إلى الطبيعة الغريبة حقًا لهذا الوحش - ليس كوكبًا ولا قزمًا بنيًا ولكن يتمتع بصفات كلاهما - ومدى قربه ، أظن أن هذا سيكون هدفًا مبكرًا لتلسكوب جيمس ويب الفضائي. بفضل مرآته الضخمة وحساسيته العالية في الأشعة تحت الحمراء ، يجب أن يكون المرصد المداري قادرًا على تزويدنا ببيانات أفضل بكثير لأنه يلتقط الضوء من WISE 0855. ومن المقرر إطلاقه في عام 2018 ، فمن يدري؟ في غضون عامين ، قد نعرف الكثير عن هذا العالم الخافت والبارد والمتجول بين النجوم.


على قزم بني على بعد 35 سنة ضوئية ، رياح شديدة القوة & # 039 s a-blwin & # 039

قياس سرعة الرياح على الأرض ليس صعبًا للغاية ، من حيث المبدأ. ابحث عن مكان ثابت لتقف عليه ، واستخدم مقياس شدة الريح. فقاعة. منجز.

على قزم بني هذا أصعب قليلاً. لسبب واحد ، ليس هناك مكان للوقوف فيه. من ناحية أخرى ، يقع أقربها على بعد عدة تريليونات من الكيلومترات. قد لا تمنحك NOAA منحة لذلك.

المزيد من علم الفلك السيئ

لكن علماء الفلك أناس أذكياء ، وقد توصلوا لأول مرة إلى طريقة للقيام بذلك. وكما هو الحال هنا على الأرض ، من حيث المبدأ ، ليس الأمر صعبًا للغاية.

القزم البني هو جسم أكبر كتلة من كوكب ولكنه أقل كتلة من نجم. مدى الكتلة هو حوالي 13 إلى 80 ضعف كتلة المشتري. هذا هو النطاق الذي يمكن أن يدمج فيه الديوتيريوم ، وهو نظير للهيدروجين ، والليثيوم فوق الحد الأعلى الذي يمكن أن يبدأ في دمج الهيدروجين العادي ، والجسم الذي يمكنه فعل ذلك هو نجم مناسب.

مثل الكواكب والنجوم الغازية العملاقة ، ليس للأقزام البنية سطح في حد ذاته، مجرد غاز يزداد سمكًا وسُمكًا كلما تعمقت في اتجاه مركزه. لذلك لا يوجد مكان للوقوف فيه لقياس سرعة الرياح.

ومع ذلك ، لديهم ميزات في قمم السحب مثل العواصف (أعتقد بقعة المشتري الحمراء). حتى الأقزام البنية الأقرب بعيدة جدًا عن رؤية شيء من هذا القبيل مباشرة ، ولكن ما يمكنك فعله هو قياس سطوعها بحذر شديد بمرور الوقت. عندما يدور القزم البني ، ستدور العاصفة داخل وخارج الرؤية ثم تعود مرة أخرى ، لذلك يمكنك حساب معدل الدوران بهذه الطريقة من خلال تغير القزم في السطوع.

لكن هذه ليست سرعة الرياح ، لأنك لا تعرف ما إذا كان الغلاف الجوي يدور بنفس سرعة الطبقات الموجودة تحته. كيف يمكنك قياس ذلك؟

سرعة الرياح مقابل دوران القزم البني. تم طرح كوكب المشتري هناك كمقارنة للحجم. الائتمان: بيل ساكستون ، NRAO / AUI / NSF

حيلة أخرى: للأقزام البنية مجالات مغناطيسية قوية. تدور الإلكترونات حول هذه الحقول ، وتدور حولها مثل الخرز على سلك. عندما تتحرك الإلكترونات بهذا الشكل فإنها تصدر ضوءًا منخفض الطاقة على شكل موجات راديو ، والتي يمكن اكتشافها على الأرض. يمكنك البحث عن دورية موجات الراديو التي تشير إلى سرعة الدوران. وإليك الجزء الممتع: تتولد المجالات المغناطيسية بعمق داخل قزم بني ، بمعنى أنها مرتبطة بها ، لذا بقياس المدة التي يستغرقها المجال المغناطيسي للدوران مرة واحدة ، فأنت تقيس دوران تلك الطبقات!

لذلك: خذ الفترة التي قمت بقياسها لأعلى الغلاف الجوي ، واطرح الفترة التي قمت بقياسها للطبقات العميقة باستخدام المجال المغناطيسي. هاهو! يرجع هذا الاختلاف إلى سرعة الرياح ، ويخبرك بمدى سرعة هبوب الرياح.

يقع القزم البني 2MASS J10475385 + 2124234 (السهم ، نعم ، بجدية ، انظر بعناية) على بعد 35 سنة ضوئية وهو أول جسم يتم قياس سرعة الرياح الجوية له. الائتمان: علاء الدين / 2MASS

لتجربة ذلك ، نظر علماء الفلك إلى القزم البني 2MASS J10475385 + 2124234 (2MASS J1047 لأصدقائه). يبعد ما يزيد قليلاً عن 34 سنة ضوئية ، وهو قريب بما يكفي لإجراء القياسات المطلوبة. باستخدام تلسكوب سبيتزر الفضائي في عام 2017 للبحث عن تقلبات الأشعة تحت الحمراء في الغلاف الجوي ، حصلوا على وقت دوران قدره 1.741 ± 0.007 ساعة (وهو سريع جدًا يستغرق كوكب المشتري أقل قليلاً من 10 ساعات للدوران مرة واحدة).

يتم الكشف عن فترة دوران الغلاف الجوي للقزم البني 2MASS J10475 من خلال تغيير دوري في السطوع كل 1.742 ساعة. الائتمان: Allers et al.

باستخدام مصفوفة Karl G. Jansky الكبيرة جدًا في صحراء نيو مكسيكو ، قاموا بقياس دورية في مذياع إشارة من 1.751 إلى 1.765 ساعة (لسوء الحظ لم يتمكنوا من تثبيتها بشكل أفضل من ذلك). ولكن كما ترون ، هناك فرق زمني كبير بين دوران الغلاف الجوي والطبقات الأعمق. هذه هي سرعة الرياح!

حسنًا ، عفوًا ، هذا في الواقع مجرد فارق زمني. لتحويل ذلك إلى ملف سرعة أنت بحاجة إلى مسافة (السرعة = المسافة المقطوعة / الوقت). للقيام بذلك ، احتاجوا إلى وضع افتراضين: أحدهما هو حجم القزم البني ، والآخر هو أن الميزة التي يقيسونها في الغلاف الجوي تقع على خط الاستواء أو بالقرب منه (إذا كان بالقرب من القطبين ، فإن ذلك يغير المسافة. يسافر أثناء دوران القزم). بالنظر إلى ما نعرفه عن الأقزام البنية ، فهذا ليس افتراضًا سيئًا. ولدينا نماذج جيدة جدًا لمدى كبرها عند منحها خصائص مختلفة.

يحصلون على نصف قطر 2MASS J1047 يبلغ 67200 كيلومتر (مما يجعله أصغر قليلاً من الأقزام البنية على كوكب المشتري تميل إلى الانكماش كلما أضفت كتلة إليهم ، بشكل غريب). لذا ، بالنظر إلى كل ذلك ، قاموا بحساب سرعة الرياح للقزم البني لـ 650 ± 310 متر / ثانية، أو 2340 كيلومترا في الساعة (±1115).

هذه رياح قوية. لقد اكتشفت أن أسرع سرعة رياح غير عاصفة تم قياسها على الأرض كانت تزيد قليلاً عن 400 كيلومتر في الساعة. في حالة حدوث إعصار ، من المحتمل أن يكون حوالي 500 كيلومتر في الساعة.

على القزم البني ، تهب الرياح أسرع بكثير من ذلك. إذا حاولت تثبيت نفسك على أرض غير موجودة ، فسيكون الأمر أشبه بالوقوف في أقوى إعصار على وجه الأرض ، إلا بشكل أسرع. طوال الوقت.

إذا كنت تتساءل كيف سيكون الحال في مثل هذه الرياح ، فإن الإجابة المختصرة هي مبتذل * ، والإجابة الأطول هي: اذهب وانظر ماذا كتب راندال مونرو عنها. لاحظ أن مقالته عن سرعة رياح تبلغ 800 كم / ساعة ، وهي عبارة عن ملف كثيرا أبطأ مما يحدث مع 2MASS J1047.

أعيش في كولورادو ، حيث نحصل في كثير من الأحيان على ما يسمى شينوك ، أو رياح الفون ، حيث يتسبب الهواء المتدفق فوق جبال روكي في تيارات هابطة سريعة للغاية تضرب السطح ثم تنتقل أفقيًا عبر الأرض. عندما تكون الظروف مواتية ، ستضربنا رياح تبلغ سرعتها 70 كيلومترًا في الساعة من العدم تهز المنزل وتخيفنا.


واحة كثيفة جدا في صحراء القزم البني

مع كل الحديث عن الكواكب الخارجية مؤخرًا ، من السهل نسيان الأقزام البنية. لكن هذا ليس عدلاً بشكل رهيب! هذه أجسام أكبر بكثير من الكواكب ، لكنها ليست كذلك الى حد كبير لديها كتلة كافية لدمج الهيدروجين في الهيليوم في نواتها - الشيء الذي يمكنه فعل ذلك ، بالتعريف ، هو نجم.

بعض الناس يسمونها النجوم الفاشلة ، والتي لا أحبها. ربما هم مجرد تجاوزوا الكواكب!

يبلغ الحد الأعلى لكتلة القزم البني حوالي 80 ضعف كتلة كوكب المشتري (أو ، إذا كنت تفضل ذلك ، حوالي 0.08 ضعف كتلة الشمس). هذا ليس صعبًا وسريعًا في ظل بعض الظروف ، يمكن أن تكون الأقزام البنية أكثر ضخامة من ذلك ، ولكنها تعمل كرقم تقريبي.

من الصعب تحديد الحد الأدنى. بمجرد أن تصل كتلة المشتري إلى حوالي 13 ضعفًا ، يمكن لأي جسم أن يدمج الديوتيريوم (أحد نظائر الهيدروجين) في قلبه ، على الرغم من أن هذا لا يدوم طويلًا. لا يزال ، مكانًا لائقًا لعمل قطع ، لذلك نقول إن جسمًا كتلته بين 13 و 80 كواكب المشتري هو قزم بني.

تم اكتشاف أول قزم بني حقيقي ، Teide 1 ، في عام 1995 ، والثاني ، Gliese 229b ، تم العثور عليه في نفس الوقت تقريبًا. منذ ذلك الحين اكتشفنا عدة آلاف أخرى.

مع اكتشاف المزيد ، العديد من النجوم المنعزلة والعديد من النجوم "العادية" التي تدور حولها ، لوحظ اتجاه مثير للاهتمام: بشكل أساسي لم يتم العثور على أي منها يدور حول نجمها المضيف على بعد أقل من حوالي 450 مليون كيلومتر (ثلاثة أضعاف المسافة من الأرض عن الشمس). هذا يسمى صحراء القزم البني، وقد جادل الكثير من علماء الفلك حول معناها. ربما لا تتشكل الأقزام البنية بهذا القدر. ربما تتشكل بعيدًا ، ولكن على عكس الكواكب لا يمكنها التحرك بالقرب من نجمها المضيف. لاحظ فريق من علماء الفلك أن الجزء "الأكثر جفافاً" من الصحراء ، حيث لا تُرى أقزام بنية بشكل أساسي ، هو المكان الذي تتراوح فيه كتلة القزم بين 35 و 55 كوكب المشتري ، وفترات تقل عن 100 يوم.

وقد قال بعض علماء الفلك ربما هذه الصحراء ليست شيئًا حقيقيًا. ربما يكون من الصعب حقًا العثور على رفقاء ممتازين من هذا القبيل ، ولذا فنحن لا نراهم.

هذا لا يزال غير واضح. لكن في ورقة بحثية جديدة نُشرت للتو ، أعلن علماء الفلك أنهم عثروا على قزم بني في وسط منطقة "الصحراء".

يُطلق على القزم البني (اسمحوا لي أن أطلق عليهم BD اختصارًا) اسم EPIC 212036875b (دعنا نقول EPIC 212b ، لأن أصابعي متعبة بالفعل من كتابة ذلك) ، وتم اكتشافه في بيانات من تلسكوب كبلر الفضائي ، المصمم للبحث عن الكواكب الخارجية. يبعد حوالي 1000 سنة ضوئية ، ويدور حول نجم يشبه الشمس إلى حد كبير ، على الرغم من أنه أكثر ضخامة إلى حد ما وأكثر سخونة.

EPIC 212b هو كائن رائع. شوهد عبور نجمه المضيف ، ويمر أمامه مباشرة كما يُرى من الأرض. يعطي مقدار الضوء الذي يحجبه حجمه ، وهو حوالي 0.87 ضعف حجم كوكب المشتري - لذا فهو أصغر من أكبر كوكب لدينا! أثناء دورانه حول النجم ، تجتاحه الجاذبية ، ويمكن اكتشاف ذلك باستخدام تلسكوبات أخرى ، والتي يمكن استخدامها للحصول على الكتلة. تشير ملاحظات EPIC 212b إلى أن كتلته تبلغ 52 ضعف كتلة كوكب المشتري ، مما يضعه في اتجاه النهاية العليا لنطاق كتلة BDs.

ومن المثير للاهتمام ، أنه يدور حول النجم في 5.17 يومًا فقط - وسنه أقل من أسبوع. هذا يضعها على بعد 9 ملايين كيلومتر فقط من النجم ، والتي تقع في تلك "المنطقة الجافة" التي يُعتقد أنها موجودة. إنها واحة في صحراء القزم البني! من غير الواضح ما إذا كان هذا مجرد كائن نادر حقًا أو ربما يخبرنا أن هذه المنطقة المدارية المستنفدة حول النجوم ليست صحراوية كما كنا نظن.

علميا هذا مثير جدا للاهتمام. ما زلنا لا نعرف كيف تتشكل الأقزام البنية بالتفصيل ، حيث قد يتشكل بعضها مثل النجوم ، وينهار مباشرة من سحابة غازية ، بينما قد يتشكل البعض الآخر مثل الكواكب ، حيث يجمعون المواد من القرص حول النجم أثناء تشكله. تفاصيل هذا معقدة ، لكن اكتشافها سيساعدنا في فهم كيفية تشكل هذه الكائنات الثلاثة.

وعلى الرغم من أن هذا الاكتشاف مثير للاهتمام ، إلا أن هناك جانبًا آخر منه قفز في وجهي وأنا أقرأ الجريدة. وأشعر ببعض الحرج لأنني لم أفكر في الأمر من قبل ...

دعونا نعود قليلا. ألقِ نظرة على الأرقام الخاصة بـ EPIC 212b مرة أخرى: إنها 52 ضعف كتلة المشتري ، لكنها أصغر ، بمقدار 0.87 ضعف نصف قطر المشتري. انتظر ماذا؟

عادة ، عندما تضيف كتلة إلى شيء ما فإنها تكبر. لكن BD مختلفة. نواتها كثيفة للغاية لدرجة أن ميكانيكا الكم ترفع رأسها ، وإذا كان هناك شيء واحد حول QM ، فهو حلزوني. إن المادة الموجودة في قلب BD هي ما يسمى بالتدهور ، حيث تتجمع الإلكترونات معًا بقوة لدرجة أنها تصبح مثل السنجابي ، وتهتز بشدة. التفاصيل ... معقدة ، ولكن في النهاية عندما تضيف كتلة إلى BD فإنها في الواقع تصبح أصغر.

لكن هذا يعني أنه يحصل أيضًا أكثر كثافة. في بعض الأحيان كثيرا أكثر كثافة.

تبلغ كتلة EPIC 212b 52 ضعف كتلة المشتري. إذا كان بنفس حجم كوكب المشتري ، لكان أكثر كثافة 52 مرة. لكنه أصغر حجمًا ، حيث يبلغ حجمه 0.66 ضعف حجم الكوكب (تذكر أن الحجم يتناسب مع نصف القطر مكعبًا). عندما تأخذ كل هذا في الحسبان ، تكون كثافته 80 مرة تقريبًا من كوكب المشتري!

كوكب المشتري هو عملاق غازي ، لذا فإن كثافته ليست بهذا القدر ، حوالي 1.3 جرام لكل سنتيمتر مكعب (الأرض ، مصنوعة من المعدن والصخور ، تكون أكثر كثافة بكثير عند 5.5 جم / سم مكعب). لكن هذا يعني أن EPIC 212b يزيد عن 100 جرام لكل سم مكعب! هذا كثيف.

كيف كثيفة؟ حسنًا ، تبلغ كثافة الحديد 8 جم / سم مكعب ، لذا فإن EPIC 212b أكثر كثافة من الحديد بمقدار 12 مرة. رائع! فكر في الأمر بهذه الطريقة: إذا جمعت لترًا (مكعب 10 سم على جانب واحد) من EPIC 212b وأحضرته إلى الأرض ، فسوف يزن 100 كيلوغرام - 220 رطلاً! يجب أن تكون قويًا جدًا لمجرد التقاطه.

وهذا هو متوسط ​​كثافة EPIC 212b. من المحتمل أن تكون كثافة أقل بالقرب من السطح وأعلى بكثير في اللب. جوهرها أكثر كثافة بكثير من لب الشمس! لكن لب الشمس شديد الحرارة ، وعندما تسخن غازًا يتمدد. إذا تمكنت من الاستمرار في إضافة كتلة إلى EPIC 212b حتى اكتسبت ما يكفي لبدء اندماج الهيدروجين في جوهرها ، فسوف تتوسع أيضًا ، وتصبح أكبر بكثير من كوكب المشتري (على الرغم من أنها لا تزال أصغر بكثير من الشمس) ، مما يعني أن كثافتها ستنخفض كثيرًا في الواقع. . متوسط ​​كثافة الشمس هو 1 جم / سم مكعب فقط ، بعد كل شيء (على الرغم من أنه يشبه 150 في اللب).

مقارنة أحجام الشمس ، نجم قزم أحمر منخفض الكتلة ، قزم بني ، كوكب المشتري ، والأرض. الائتمان: NASA / JPL-Caltech / UCB

هذا يحير عقلي. حتى الأشياء مثل النجوم ليست كثيفة بشكل رهيب ، مثل الكواكب. بالتأكيد ، الأقزام البيضاء والنجوم النيوترونية أكثر كثافة بكثير ، لكنها أجسام غريبة ذات خصائص غريبة بشكل رهيب. أتوقع أن تكون الأمور غريبة معهم.

على الرغم من كل هذا الوقت الذي قرأت فيه عن الأقزام البنية (وحتى دراستها لفترة من الوقت بشكل احترافي) ما زلت أفكر فيهم كشيء بين الكواكب والنجوم ، محددًا بحدودهم. ولكن كما تشير الكثافة الهائلة ، هم ليسوا كذلك. إن وصفهم بالنجوم الفاشلة أو الكواكب العملاقة ليس عادلاً بالنسبة لأي من هذه الأشياء ، ويمنعنا من التفكير فيها بطريقة معينة عندما لا يكونون ملزمين بالتصرف بهذه الطريقة.

لقد واجهت هذه المشكلة مرارًا وتكرارًا ، وأحاول التحرر منها ، لذا فهي تفاجئني ، كما في هذه الحالة ، ما زلت أجدها كامنة في عقلي. أنا سعيد لأنني حصلت على هذه الفرصة للتخلص من خيوط العنكبوت مرة أخرى.


حزب القزم البني تي

اكتشف علماء الفلك الذين يستخدمون تلسكوب سبيتزر الفضائي زوجين من الأقزام البنية تدور حول النجوم القريبة. في حين أن الأقزام البنية حول النجوم الأخرى تُرى كثيرًا إلى حد ما ، فإن هذه الأقزام أنيقة لعدة أسباب.

واحد منهم ، HN Peg B ، مثير للاهتمام لأنه منخفض إلى حد ما ، حوالي 20 ضعف كتلة المشتري. وهذا يجعله ما يسمى بالقزم على شكل حرف T. قد يتذكر أولئك الذين درسوا علم الفلك 101 أن النجوم مصنفة وفقًا لأطيافها ، والتي تتوافق تقريبًا مع كتلتها ودرجة حرارتها. النجوم الأكثر سخونة والأضخم هي النجوم O ، ثم ، عندما تكون الكتلة أقل وأكثر برودة ، فهي النجوم B ، A ، F ، G ، K ، M. M هي النجوم الأقل كتلة التي يمكنها دمج الهيدروجين في الهيليوم في نوىها. لكن الأقزام البنية تكون أكثر برودة وأقل كتلة. تتم إضافتهم إلى نهاية القائمة أعلاه ، مثل الأقزام L و T. تتميز الأقزام التائية بأنها باردة جدًا لدرجة أنها يمكن أن تحتوي على الميثان في غلافها الجوي (في النجوم الأكثر سخونة ، يتفكك الميثان).

يدور HN Peg B حول نجم على بعد حوالي 60 سنة ضوئية ، قريبًا نسبيًا من هذه الأشياء. نظرًا لقربه ، أصبح الحصول على صورة له أسهل (يبدو أكثر إشراقًا ، وبعيدًا عن نجمه الأصلي). النجم الأم هو نفسه مثير للاهتمام ، من حيث أنه التناظرية الشمسية، نجم مثل الشمس. بالنسبة لأولئك الذين يبقون على المسار في المنزل ، إنها G0 ، أو أكثر ضخامة وسخونة من الشمس بقليل. لم يسبق أن شوهد أي قزم على شكل حرف T يدور حول نجم مثل هذا. من المحتمل أن يكون هذا شائعًا (تشكل النجوم G حوالي 10٪ من جميع النجوم ، وبعضها لا بد أن يكون لها رفقاء قزم بني) ، لكن الأقزام T باهتة جدًا مقارنة بالنجوم الأم التي يصعب اكتشافها حقًا. يمكن رؤية هذا في الصور لأن الأقزام T تضع معظم ضوءها في الأشعة تحت الحمراء ، حيث تكون النجوم G خافتة نسبيًا. هذا يزيد من التباين ويجعل رؤية القزم T أسهل.

لكن أجمل شيء في T dwarf هو أنه صغير: HN Peg A ، كما يطلق عليه ، من المحتمل أن يكون عمره حوالي 300 مليون سنة فقط (يمكن العثور على هذا من خلال النظر في عدد من الخصائص ، بما في ذلك مدى سرعة دورانه (الأصغر) تميل النجوم إلى الدوران بشكل أسرع) ، ومقدار الليثيوم الموجود بها (يتلف الليثيوم بسهولة في النجوم ، لذا فإن المزيد من الليثيوم يعني أن النجم أصغر سنًا) ، والنشاط المغناطيسي (مرتبط بالدوران ، وبالتالي فإن النجوم الشابة تمتلك مجالات مغناطيسية أقوى) ، وخصائص أخرى) .

بافتراض أن HN Peg B تشكل مع A ، وهو أمر مرجح ، فهذا يعني أن القزم البني صغير أيضًا. جميع الأقزام التائية الأخرى التي شوهدت أقدم بكثير ، مثل مليار سنة أو أكثر ، لذا فإن رؤية أحد الأقزام الصغيرة بهذا الشكل أمر رائع. يمكن لعلماء الفلك معرفة المزيد عن الأقزام T!

تعلم المزيد هو دائما أمر جيد. دائما.

تم العثور على قزم T الآخر يدور حول النجم HD 3651 A ، والذي يبعد حوالي 35 سنة ضوئية. هذا الكوكب رائع لأنه تم بالفعل اكتشاف كوكب يدور حول HD 3651 A. إنه كوكب كتلته زحل يدور حول النجم على مسافة بعيدة مثل عطارد يدور حول شمسنا. من المعروف أن مدار الكوكب بيضاوي الشكل للغاية ، وهو أمر غير مألوف بالنسبة لمثل هذا الكوكب الذي يدور حول قرب - حيث تميل المد والجزر من النجم إلى جعل مدارات الكواكب دائرية. كان يعتقد لفترة من الوقت أن جسمًا هائلًا بعيدًا قد يحافظ على مدار الكوكب الداخلي في شكل إهليلجي ، وهذا مؤكد الآن. يدور T dwarf HD 3651 B حول النجم على بعد حوالي 10 مرات من بلوتو يدور حول الشمس ، وهي مسيرة عادلة ، لكنها قريبة بما يكفي بحيث يمكنها أن تشوه مدار الكوكب الداخلي.

لقد درست الأقزام البنية لبضع سنوات ، وأنا مهتم بهم جدًا. أفترض أنني سأطلق على نفسي شخصًا عاديًا متعلمًا عندما يتعلق الأمر بهؤلاء الأشخاص (على عكس الخبراء الحقيقيين مثل أولئك الذين أجروا هذه الدراسات) ، لذا فأنا لست على دراية كاملة بما هو. ولكن من الجيد أن نرى المجال يحرز تقدمًا كبيرًا ، وكالعادة أنا متحمس جدًا لمعرفة ما سيحدث بعد ذلك!


محتويات

التنظير المبكر تحرير

الأشياء التي تسمى الآن "الأقزام البنية" تم وضعها من قبل Shiv S. Kumar في الستينيات لتوجد وكانت تسمى في الأصل الأقزام السوداء ، [9] تصنيف للأجسام شبه النجمية المظلمة التي تطفو بحرية في الفضاء والتي لم تكن ضخمة بما يكفي للحفاظ على اندماج الهيدروجين. ومع ذلك: (أ) مصطلح القزم الأسود كان مستخدمًا بالفعل للإشارة إلى القزم الأبيض البارد (ب) الأقزام الحمراء تندمج الهيدروجين و (ج) قد تكون هذه الأجسام مضيئة بأطوال موجية مرئية في وقت مبكر من حياتها. لهذا السبب ، تم اقتراح أسماء بديلة لهذه الكائنات ، بما في ذلك الكوكب [ تأكد من التهجئة ] وسوبار. في عام 1975 ، اقترحت جيل تارتر مصطلح "قزم بني" باستخدام كلمة "بني" كلون تقريبي. [6] [10] [11]

لا يزال مصطلح "القزم الأسود" يشير إلى القزم الأبيض الذي برد لدرجة أنه لم يعد يصدر كميات كبيرة من الضوء. ومع ذلك ، فإن الوقت اللازم حتى يبرد حتى أصغر قزم أبيض إلى درجة الحرارة هذه يُحسب على أنه أطول من العمر الحالي للكون ، ومن ثم يُتوقع ألا تكون هذه الأجسام موجودة بعد.

اقترحت النظريات المبكرة المتعلقة بطبيعة النجوم الأقل كتلة وحدود احتراق الهيدروجين أن مجموعة سكانية تعترضها كتلتها أقل من 0.07 كتلة شمسية (M ) أو كائن II من السكان أقل من 0.09 م لن يمر أبدًا بتطور نجمي عادي وسيصبح نجمًا متحللًا تمامًا. [12] أكد أول حساب متسق ذاتيًا للكتلة الصغرى لحرق الهيدروجين قيمة بين 0.07 و 0.08 كتلة شمسية للمجموعة الأولى من الأجسام. [13] [14]

تحرير انصهار الديوتيريوم

أدى اكتشاف حرق الديوتيريوم إلى 0.013 كتلة شمسية وتأثير تشكل الغبار في الغلاف الجوي الخارجي البارد للأقزام البنية في أواخر الثمانينيات إلى إثارة هذه النظريات موضع تساؤل. ومع ذلك ، كان من الصعب العثور على مثل هذه الأشياء لأنها لا تصدر أي ضوء مرئي تقريبًا. توجد أقوى انبعاثات لها في طيف الأشعة تحت الحمراء (IR) ، وكانت كاشفات الأشعة تحت الحمراء الأرضية غير دقيقة للغاية في ذلك الوقت للتعرف بسهولة على أي أقزام بنية.

منذ ذلك الحين ، سعت العديد من عمليات البحث بطرق مختلفة إلى هذه الأشياء. تضمنت هذه الأساليب مسوحات تصويرية متعددة الألوان حول نجوم المجال ، ومسوحات تصويرية لأصحاب خافت للأقزام ذات التسلسل الرئيسي والأقزام البيضاء ، ومسوحات عن مجموعات النجوم الشابة ، ومراقبة السرعة الشعاعية للرفاق القريبين.

GD 165B والفئة "L" تحرير

لسنوات عديدة ، كانت الجهود المبذولة لاكتشاف الأقزام البنية عقيمة. في عام 1988 ، تم العثور على رفيق خافت لنجم يعرف باسم GD 165 في بحث بالأشعة تحت الحمراء للأقزام البيضاء. كان الطيف الخاص بالرفيق GD 165B شديد الاحمرار وغامضًا ، ولم يظهر أيًا من السمات المتوقعة لقزم أحمر منخفض الكتلة. أصبح من الواضح أن GD 165B ستحتاج إلى تصنيفها ككائن أكثر برودة من الأحدث م ثم عرف الأقزام. ظل GD 165B فريدًا لما يقرب من عقد من الزمان حتى ظهور مسح Two Micron All-Sky Survey (2MASS) الذي اكتشف العديد من الكائنات ذات الألوان والميزات الطيفية المتشابهة.

اليوم ، تم التعرف على GD 165B كنموذج أولي لفئة من الكائنات تسمى الآن "إل الأقزام ". [15] [16]

على الرغم من أن اكتشاف أروع قزم كان ذا أهمية كبيرة في ذلك الوقت ، فقد نوقش ما إذا كان GD 165B سيُصنف على أنه قزم بني أو مجرد نجم منخفض الكتلة ، لأنه من الصعب جدًا التمييز بين الاثنين. [ بحاجة لمصدر ]

بعد وقت قصير من اكتشاف GD 165B ، تم الإبلاغ عن مرشحين آخرين من الأقزام البنية. ومع ذلك ، فشل معظمهم في الارتقاء إلى مستوى ترشيحهم ، لأن غياب الليثيوم أظهر لهم أنهم أجسام نجمية. النجوم الحقيقية تحرق الليثيوم في غضون ما يزيد قليلاً عن 100 Myr ، في حين أن الأقزام البنية (التي يمكن أن يكون لها درجات حرارة وإضاءة مشابهة للنجوم الحقيقية) لن تفعل ذلك. وبالتالي ، فإن اكتشاف الليثيوم في الغلاف الجوي لجسم أقدم من 100 Myr يضمن أنه قزم بني.

Gliese 229B والفئة "T" - تحرير أقزام الميثان

تم اكتشاف القزم البني من الدرجة الأولى في عام 1994 من قبل علماء الفلك من معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا شرينيفاس كولكارني ، تاداشي ناكاجيما ، كيث ماثيوز ، وريبيكا أوبنهايمر ، [17] وعالما جونز هوبكنز سام دورانس وديفيد غوليموفسكي. تم تأكيده في عام 1995 كرفيق شبه نجمي لـ Gliese 2299. Gliese 229b هو واحد من أول حالتين من الأدلة الواضحة على وجود قزم بني ، جنبًا إلى جنب مع Teide 1. تم تأكيده في عام 1995 ، تم التعرف على كليهما من خلال وجود الليثيوم 670.8 نانومتر خط. وجد أن هذا الأخير لديه درجة حرارة وسطوع أقل بكثير من النطاق النجمي.

أظهر طيفه القريب من الأشعة تحت الحمراء بوضوح نطاق امتصاص الميثان عند 2 ميكرومتر ، وهي ميزة لم تُلاحظ سابقًا إلا في الغلاف الجوي للكواكب العملاقة وقمر زحل تيتان. لا يتوقع امتصاص الميثان في أي درجة حرارة لنجم التسلسل الرئيسي. ساعد هذا الاكتشاف في إنشاء فئة طيفية أخرى أكثر برودة من إل الأقزام ، والمعروفة باسم "تي الأقزام "، الذي يعتبر Gliese 229B هو النموذج الأولي له.

Teide 1 - تحرير القزم البني من الدرجة الأولى "M"

اكتشف علماء الفيزياء الفلكية الإسبان رافائيل ريبولو (رئيس الفريق) ، وماريا روزا زاباتيرو أوسوريو ، وإدواردو مارتن ، أول قزم بني مؤكد من الفئة "M" في عام 1994. 1. تم إرسال مقال الاكتشاف إلى طبيعة في مايو 1995 ، ونشر في 14 سبتمبر 1995. [19] [20] طبيعة سلط الضوء على "اكتشاف الأقزام البنية ، مسؤول" في الصفحة الأولى من هذا العدد.

تم اكتشاف Teide 1 في الصور التي جمعها فريق IAC في 6 يناير 1994 باستخدام تلسكوب 80 سم (IAC 80) في مرصد تيد وتم تسجيل طيفه لأول مرة في ديسمبر 1994 باستخدام تلسكوب ويليام هيرشل 4.2 متر في مرصد Roque de los Muchachos ( لا بالما). يمكن تحديد المسافة والتركيب الكيميائي والعمر لـ Teide 1 بسبب عضويتها في مجموعة نجوم Pleiades الشبابية. باستخدام نماذج التطور النجمية وشبه النجمية الأكثر تقدمًا في تلك اللحظة ، قدر الفريق لـ Teide 1 كتلة تبلغ 55 ± 15 مترًا. ي، [21] وهو أقل من حد الكتلة النجمية. أصبح الكائن مرجعًا في الأعمال اللاحقة ذات الصلة بالقزم البني الشاب.

من الناحية النظرية ، قزم بني أقل من 65 مترًا ي غير قادر على حرق الليثيوم عن طريق الاندماج النووي الحراري في أي وقت خلال تطوره. هذه الحقيقة هي أحد مبادئ اختبار الليثيوم المستخدمة للحكم على الطبيعة شبه النجمية للأجسام الفلكية ذات اللمعان المنخفض والأجسام الفلكية ذات درجة حرارة السطح المنخفضة.

أظهرت البيانات الطيفية عالية الجودة التي تم الحصول عليها بواسطة تلسكوب Keck 1 في نوفمبر 1995 أن Teide 1 لا يزال لديه وفرة الليثيوم الأولية للسحابة الجزيئية الأصلية التي تشكلت منها نجوم Pleiades ، مما يثبت عدم وجود اندماج حراري نووي في جوهره. أكدت هذه الملاحظات أن Teide 1 هو قزم بني ، وكذلك كفاءة اختبار الليثيوم الطيفي.

لبعض الوقت ، كان Teide 1 أصغر جسم معروف خارج النظام الشمسي تم تحديده من خلال الملاحظة المباشرة. منذ ذلك الحين ، تم التعرف على أكثر من 1800 قزم بني ، [22] حتى أن بعضها قريب جدًا من الأرض مثل Epsilon Indi Ba و Bb ، وهما زوجان من الأقزام البنية مرتبطان بجاذبية بنجم شبيه بالشمس على بعد 12 سنة ضوئية من الشمس ، ولهمان 16 ، نظام ثنائي من الأقزام البنية على بعد 6.5 سنة ضوئية من الشمس.


تعليقات

مقالة أولى لطيفة آنسة بالوشي. أتساءل ما هي أسباب نقص الأقزام البنية؟ من الواضح أن عدد الكواكب يفوق عدد النجوم ، لذلك قد يعتقد المرء أن فئة من الأجسام ذات الحجم المتوسط ​​ستقع في مكان ما في المنتصف ، ولكن يبدو أن هذا ليس هو الحال. It seems that the universe produces enough of them that a few examples are conveniently at hand for study, but there&rsquos not so many of them that they would impose a common threat to habitability by way of close encounters with any habitable planets orbiting real stars. The anthropomorphic principle at work perhaps?

You must be logged in to post a comment.

Very nice article. Seems like the universe is continuing to provide surprises. Perhaps other Brown Dwarves will be found using other detection techniques. Perhaps Luhman's approach is good for detecting some types of Brown Dwarves and other techniques will find additional ones?

You must be logged in to post a comment.

So,has anyone made radial velocity measurements of these two stars? It may be easy to detect planets by that method, because of the brown dwarfs relatively light weight. And I assume this would also determine the masses of both stars.

You must be logged in to post a comment.

Can brown dwarfs generate enough heat to warm an explanet orbiting nearby enough so that the exoplanet coule support life?

You must be logged in to post a comment.

I'm impressed that this report was written by a college sophomore pursuing a minor in physics and astronomy. Wow, you're already getting published in your minor field. Good work!

You must be logged in to post a comment.

Wow Richard, what a quick affirmative to you&rsquore RV question. The article mentioned direct imaging for planet detection, but since a planet orbiting a brown dwarf(s) receives next to no external heating (the answer is no, John) the only surface heating for a brown dwarf&rsquos planet would be what comes up from its interior. Since planets are smaller that BDs and they would cool faster wouldn&rsquot it be very hard to image one directly?

You must be logged in to post a comment.

This article and the new information sparks the thought anew that our Sun could be the primary of a binary system. What precludes a brown dwarf from being in a distant orbit around our Sun? It would, of course, follow a very distant orbit track or one that is very elliptical. By comparison, the Kuiper Belt Object Sedna follows an orbit that brings it to within 50 AU while its aphelion is on the order of 500 AU.

If a brown dwarf companion to our star were to exist and follow an orbit similar to or more distant than that of Sedna, it would have escaped our detection methods to date and have been outside our awareness throughout all of modern science. But perhaps a brown dwarf with planets (and myriad asteroids) in orbit around it has made close approaches to the inner solar system in the past.

You must be logged in to post a comment.

December 22, 2013 at 2:25 pm

The concept that our solar system may have a large undiscovered component is a very intriguing concept. For a Jupiter-mass object, approximately how distant from the Sun would it need to be in order to have remain undetected thus far? I am certain such an object residing in the Kuiper Belt would be relatively easily detectable, seeing as how "bright"
Pluto is, and it's on the leading edge of the Kuiper Belt. Plus, any massive object there would produce obvious gravitational perturbations. However, a Jupiter-mass object in the Oort Cloud at, say, 70,000 AUs (about 1 light-year), would be extremely difficult to detect, I would think. And perhaps such an object could have propelled comets like ISON and PanSTARRS toward the Sun?


The Circle of Life

Stars begin their lives as clouds of dust and gas called nebulae. The gravity of a passing star or the shock wave from a nearby supernova may cause the nebula to contract. Matter in the gas cloud will begin to coalesce into a dense region called a protostar. As the protostar continues to condense, it heats up. Eventually, it reaches a critical mass and nuclear fusion begins. This begins the main sequence phase of the star. It will spend most of its life in this stable phase. The life span of a star depends on its size. Very large, massive stars burn their fuel much faster than smaller stars. Their main sequence may last only a few hundred thousand years. Smaller stars will live on for billions of years because they burn their fuel much more slowly. Eventually, the star's fuel will begin to run out. It will expand into what is known as a red giant. Massive stars will become red supergiants. This phase will last until the star exhausts its remaining fuel. At this point, the pressure of the nuclear reaction is not strong enough to equalize the force of gravity and the star will collapse. Most average stars will blow away their outer atmospheres to form a planetary nebula. Their cores will remain behind and burn as a white dwarf until they cool down. What will be left is a dark ball of matter known as a black dwarf. If the star is massive enough, the collapse will trigger a violent explosion known as a supernova. If the remaining mass of the star is about 1.4 times that of our Sun, the core is unable to support itself and it will collapse further to become a neutron star. The matter inside the star will be compressed so tightly that its atoms are compacted into a dense shell of neutrons. If the remaining mass of the star is more than about three times that of the Sun, it will collapse so completely that it will literally disappear from the universe. What is left behind is an intense region of gravity called a black hole.

The nebula that was expelled from the star may continue to expand for millions of years. Eventually, the gravity of a passing star or the shock wave from a nearby supernova may cause it to contract, starting the entire process all over again. This process repeats itself throughout the universe in an endless cycle of birth, death, and rebirth. It is this cycle of stellar evolution that produces all of the heavy elements required for life. Our solar system formed from such a second or third generation nebula, leaving an abundance of heavy elements here on Earth and throughout the Solar System. This means that We are all made of star stuff. Every atom in our bodies was created either in the nuclear furnace of a star or in the cataclysmic explosion of a supernovas.


How To Save a Wilted Tomato Plant

Now that you already know why your tomato plant is wilting from transplant, let’s now look at how you can save your wilting tomato plant:

  • Water your plant well, allow the ground to dry a few inches before waiting.
  • Fertilize your plants well.
  • Choose good soil for your tomato plant.
  • Check out allelopathic plants around before transplanting.
  • As your plant might not be saved because of viruses and fungal disease, you can do well by destroying the affected area lest it spreads.

Recommended Readings:


شاهد الفيديو: سيد الحرب 4 مترجم القصة كاملة جميع المقاطع السينمائية. 4 God Of War بجودة عالية 4K (شهر اكتوبر 2021).