الفلك

هل الأقزام البنية التي لا تحمل أي اندماج تعتبر نجومًا؟

هل الأقزام البنية التي لا تحمل أي اندماج تعتبر نجومًا؟


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

كنت أقرأ عن أروع النجوم ، وفوجئت بالعثور على النجوم ذات درجة حرارة سطح أقل من الشمعة ، مثل 2MASS 0939-2448 A / B ، بحوالي 100 درجة مئوية مثل CFBDSIR 1458 + 10B وحتى أقل من درجة حرارة 0 مئوية حيث يتجمد الماء مثل WISE J0855-0714. ثم فكرت في أنها قد تكون نجومًا حيث يحدث الاندماج في أعماق القلب فقط ، ثم اكتشفت هذا:

قزم بني

بالإضافة إلى ذلك ، فإن العديد من الأقزام البنية لا تخضع للانصهار. تلك الموجودة في الطرف الأدنى من نطاق الكتلة (أقل من 13 ميجا جول) لا تكون ساخنة بما يكفي لدمج حتى الديوتيريوم ، وحتى تلك الموجودة في الطرف الأعلى من نطاق الكتلة (أكثر من 60 ميجا جول) تبرد بسرعة كافية بعد 10 ملايين سنة لم تعد الخضوع للانصهار.

هل هذه الأقزام البنية التي لا تتحمل أي نوع من الاندماج تعتبر نجومًا؟ إذا كان الأمر كذلك ، فما السبب؟


الأقزام البنية هي من الناحية الفنية نجوم ، ولكن ليس بالمعنى المعتاد ، لأنها لا تستطيع بدء أو استمرار الاندماج النووي. فكر في الأمر بهذه الطريقة: تتشكل النجوم في كتل داخل سحب غازية عملاقة تسمى السدم ، جنبًا إلى جنب مع الكواكب ، ولكن ماذا لو كانت إحدى هذه الكتل أكبر من أن تصبح كوكبًا وأصغر من أن تصبح أقزامًا حمراء. هذه أقزام بنية. يعتبرها البعض نجومًا ، والبعض الآخر يعتبرها كواكب ، والبعض الآخر لا يعتبرها كذلك. لذلك ، تختلف الآراء.


على الرغم من الاسم ، فإن الأقزام البنية ليست بنية جدًا. هذه الأجسام ، التي تتراوح كتلتها بين 12 ضعف كتلة المشتري حتى نصف كتلة الشمس ، تبعث الضوء من تلقاء نفسها ... فقط في العادة ليس كثيرًا. أكبرها وأصغرها حارة جدًا ، مما يعطي توهجًا ثابتًا من الضوء الدافئ. من بعيد ، ستبدو تلك النجوم غير قابلة للتمييز عن أقربائها النجميين ، الأقزام الحمراء. على النقيض من ذلك ، فإن أصغرها وأقدمها بالكاد مرئية ، وتنبعث منها إشعاعات ثابتة في جزء الأشعة تحت الحمراء من الطيف. لن تتمكن حتى من التقاطها بدون مساعدة نظارات الرؤية الليلية.

بالنسبة للجزء الأكبر ، على الرغم من ذلك ، تجلس الأقزام البنية في مكان ما في الوسط وتتوهج بشكل معتدل ، بألوان أرجوانية قاتمة. هذا يجعلها فريدة من نوعها إلى حد ما في طاقم الشخصيات المجرة.

لكن بالتأكيد على عكس النجوم ، لا تتوهج الأقزام البنية من حرارة الحرائق النووية المستعرة في قلوبهم. بدلاً من ذلك ، فإن ضوءها وحرارتها مجرد بقايا من تكوينها الأولي. وُلدت الأجسام من سحب الغاز والغبار المنهارة (تمامًا مثل النجوم ، القليل منها فقط) ، وأطلق هذا الانهيار الجاذبي كمية هائلة من الطاقة. لكن الطاقة حُبست في المادة المتساقطة ، محبوسة بالداخل لعشرات الملايين من السنين ، على الرغم من أن الحرارة تشع ببطء بعيدًا في الفضاء على شكل ضوء فاتر.

مع هروب هذه الحرارة ، يستمر القزم البني في التعتيم ، وينزلق من الأحمر الناري إلى اللون الأرجواني المرقش إلى الأشعة تحت الحمراء غير المرئية. كلما زادت الكتلة عند ولادة الجسم ، زادت الحرارة التي يمكن أن يحبسها ، وكلما طالت مدة قدرته على محاكاة النجم المناسب. لكن المصير النهائي هو نفسه لكل قزم بني ، بغض النظر عن نسبه.


متى يكون النجم ليس نجما؟

قد يكون الخط الذي يفصل النجوم عن الأقزام البنية أكثر وضوحًا قريبًا بفضل العمل الجديد الذي قاده سيرج ديتريتش من جامعة كارنيجي. نشره مجلة الفيزياء الفلكيةأظهرت نتائج فريقه أن الأقزام البنية يمكن أن تكون أضخم مما كان يعتقده علماء الفلك سابقًا.

لكي تتألق النجوم ، تحتاج إلى الطاقة المستمدة من اندماج ذرات الهيدروجين في أعماقها. إذا كان صغيرا جدا ، لا يمكن أن يحدث اندماج الهيدروجين ، لذلك يبرد الجسم ، ويزداد قتامة ، ويتحول إلى شيء يسمى القزم البني.

يحاول العديد من الباحثين تحديد الكتلة ودرجة الحرارة والسطوع للأجسام الموجودة على جانبي هذا الانقسام.

وأوضح ديتريتش أن "فهم الحدود التي تفصل بين النجوم والأقزام البنية سيحسن فهمنا لكيفية تشكل وتطور كلٍّ من النجوم ، بالإضافة إلى ما إذا كان بإمكانهم استضافة كواكب صالحة للسكن أم لا".

أظهر ديتريتش وزملاؤه - بمن فيهم أليسيا وينبرجر من جامعة كارنيجي ، وآلان بوس ، وجوناثان جاجن وإيكوت ، وتري أستراتمادجا ، وماجي طومسون - أن الأقزام البنية يمكن أن تكون أضخم مما كان يعتقد علماء الفلك.

تتنبأ أحدث النماذج النظرية بأن الحدود التي تفصل النجوم عن الأقزام البنية تحدث في أجسام تزيد كتلتها بين 70 إلى 73 ضعف كتلة كوكب المشتري ، أو حوالي 7 في المائة من كتلة شمسنا ، لكن النتائج التي توصل إليها ديتريتش وفريقه يشككون في هذا التنبؤ.

لاحظ فريق ديتريتش وجود قزم بني اللون ، يُدعى إبسيلون إندي بي وإبسيلون إندي سي ، وهما جزء من نظام يتضمن أيضًا نجمة ذات لمعان متوسط ​​- إبسيلون إندي أ. تبلغ كتلته 75 و 70 مرة على التوالي من كوكب المشتري ، وفقًا لنتائج الباحثين.

أنجز الفريق هذه القياسات باستخدام بيانات من دراستين طويلتين - بحث كارنيجي الفلكي في مرصد كارنيجي لاس كامباناس ومرصد سيرو تولولو Inter-American Observatory Parallax Investigation الذي يديره اتحاد الأبحاث للنجوم القريبة - مما سمح لهم الكشف عن الحركات الدقيقة للقزم البني على خلفية النجوم البعيدة.

ولدهشة الفريق ، وضعت النتائج التي توصلوا إليها Episilon Indi B و C في ما كان يُعتبر سابقًا عالمًا نجميًا ، على الرغم من أننا نعلم من الملاحظات الأخرى أنهم ليسوا نجومًا.

وخلص ديتريتش إلى أن "نتائجنا مجتمعة تعني أن النماذج الحالية بحاجة إلى المراجعة". "لقد أظهرنا أن الأقزام البنية الأثقل والنجوم الأخف قد يكون لها فقط اختلافات طفيفة في الكتلة. ولكن على الرغم من ذلك ، فإن مصيرهم حياة مختلفة - أحدهما يتسابق إلى التعتيم والبرد ، والآخر يتألق لمليارات السنين.

أضاف وينبرغر أن التعريف المحسّن للخط الفاصل بين النجوم والأقزام البنية يمكن أن يساعد علماء الفلك أيضًا في تحديد عدد كل منها في مجرتنا.

وقالت: "نحن مهتمون بما إذا كانت النجوم والأقزام البنية موجودة دائمًا بنفس النسبة مع بعضها البعض في مناطق تشكل النجوم ، الأمر الذي يمكن أن يساعدنا في فهم قابلية مجرتنا للسكن بشكل عام".

تم دعم هذا العمل من قبل برنامج زمالة الفلك والفيزياء الفلكية لما بعد الدكتوراه التابع لمؤسسة العلوم الوطنية.


محتويات

الأقزام البنية ، وهو مصطلح صاغه جيل تارتر في عام 1975 ، كان يطلق عليه في الأصل الأقزام السوداء، تصنيف للأجسام شبه النجمية المظلمة التي تطفو بحرية في الفضاء والتي كانت منخفضة الكتلة جدًا للحفاظ على استقرار اندماج الهيدروجين (يشير مصطلح القزم الأسود حاليًا إلى قزم أبيض تم تبريده بحيث لم يعد ينبعث منه حرارة أو ضوء).

اقترحت النظريات المبكرة المتعلقة بطبيعة النجوم الأقل كتلة وحدود احتراق الهيدروجين أن الأجسام التي تقل كتلتها عن 0.07 كتلة شمسية للمجموعة الأولى من الأجسام أو الأجسام التي تقل كتلتها عن 0.09 كتلة شمسية لأجسام المجموعة الثانية لن تمر أبدًا عبر النجوم العادية التطور وسيصبح نجمًا منحطًا تمامًا (كومار 1963). تم فهم دور احتراق الديوتيريوم إلى 0.012 كتلة شمسية وتأثير تكوين الغبار في الغلاف الجوي الخارجي البارد للأقزام البنية في أواخر الثمانينيات. ومع ذلك ، سيكون من الصعب العثور عليها في السماء ، لأنها لن تصدر أي ضوء تقريبًا. ستكون أقوى انبعاثاتها في طيف الأشعة تحت الحمراء (IR) ، وكانت كاشفات الأشعة تحت الحمراء الأرضية غير دقيقة للغاية لعقود قليلة بعد ذلك لتحديد أي أقزام بنية بحزم.

منذ تلك الأوقات السابقة ، تم إجراء العديد من عمليات البحث التي تنطوي على طرق مختلفة للعثور على هذه الأشياء. تضمنت بعض هذه الطرق استطلاعات التصوير متعددة الألوان حول النجوم الميدانية ، واستطلاعات التصوير للرفاق الباهت لأقزام التسلسل الرئيسي والأقزام البيضاء ، ومسوحات عن مجموعات النجوم الشابة ، ومراقبة السرعة الشعاعية للرفاق القريبين.

لسنوات عديدة ، كانت الجهود المبذولة لاكتشاف الأقزام البنية محبطة ، وبدا البحث عن الأقزام البنية عديم الجدوى. في عام 1988 ، حدد الأستاذان في جامعة كاليفورنيا في لوس أنجلوس إريك بيكلين وبن زوكرمان رفيقًا ضعيفًا لـ GD 165 في بحث بالأشعة تحت الحمراء عن الأقزام البيضاء. كان طيف GD 165B شديد الاحمرار وغامضًا ، ولم يظهر أيًا من السمات المتوقعة لنجم قزم أحمر منخفض الكتلة. أصبح من الواضح أن GD 165B سيحتاج إلى تصنيف ككائن أكثر برودة من أحدث الأقزام M المعروفة في ذلك الوقت. ظل GD 165B فريدًا لما يقرب من عقد من الزمان حتى ظهور مسح Two Micron All Sky Survey (2MASS) عندما اكتشف ديفي كيركباتريك ، من معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا ، وآخرون العديد من الأشياء ذات الألوان والميزات الطيفية المتشابهة.

اليوم ، تم التعرف على GD 165B كنموذج أولي لفئة من الكائنات تسمى الآن "الأقزام L". في حين أن اكتشاف أروع قزم كان ذا أهمية كبيرة في الوقت الذي نوقش فيه ما إذا كان GD 165B سيُصنف على أنه قزم بني أو مجرد نجم منخفض الكتلة نظرًا لأنه من الصعب جدًا التمييز بين الاثنين.

ومن المثير للاهتمام ، أنه بعد وقت قصير من اكتشاف GD 165B ، تم الإبلاغ عن مرشحين آخرين من الأقزام البنية. فشل معظمهم في الارتقاء إلى مستوى ترشيحهم ، ومع المزيد من الفحوصات لطبيعة النجوم ، مثل اختبار الليثيوم ، تبين أن العديد منهم أجسام نجمية وليست أقزامًا بنية حقيقية. عندما يكون للأقزام البنية الصغيرة (حتى عمر جيغايير) درجات حرارة ولمعان مشابه لبعض النجوم ، لذلك من الضروري وجود خصائص مميزة أخرى ، مثل وجود الليثيوم. ستحرق النجوم الليثيوم بما يزيد قليلاً عن 100 Myr ، على الأكثر ، في حين أن معظم الأقزام البنية لن تحصل أبدًا على درجات حرارة أساسية عالية بما يكفي للقيام بذلك. وبالتالي ، فإن اكتشاف الليثيوم في الغلاف الجوي لجسم مرشح يضمن وضعه كقزم بني.

في عام 1995 ، تغيرت دراسة الأقزام البنية بشكل كبير مع اكتشاف ثلاثة أجسام تحت نجمية لا جدال فيها ، تم تحديد بعضها من خلال وجود خط Li 6708. كان من أبرز هذه الأجسام Gliese 229B الذي وجد أن درجة حرارته ولمعانه أقل بكثير من النطاق النجمي. ومن اللافت للنظر أن طيفه القريب من الأشعة تحت الحمراء أظهر بوضوح نطاق امتصاص الميثان عند 2 ميكرومتر ، وهي ميزة لم تُلاحظ سابقًا إلا في الغلاف الجوي للغاز العملاق والغلاف الجوي لقمر زحل ، تيتان. لا يتوقع امتصاص الميثان في درجات حرارة النجوم الرئيسية. ساعد هذا الاكتشاف في إنشاء فئة طيفية أخرى أكثر برودة من الأقزام L المعروفة باسم "الأقزام T" والتي يعتبر Gl 229B نموذجًا أوليًا لها.

منذ عام 1995 ، عندما تم تأكيد ظهور أول قزم بني ، تم التعرف على المئات. الأقزام البنية القريبة من الأرض تشمل إبسيلون إندي با وب بي ، زوج من الأقزام على بعد حوالي 12 سنة ضوئية من الشمس.


اشكرك. لماذا يطلق عليه نجم عندما لا يستمر في الاندماج؟ 100 كتلة كوكب المشتري ما هي النسبة المئوية للشمس ..

اشكرك. لماذا يطلق عليه نجم عندما لا يستمر في الاندماج؟ 100 كتلة كوكب المشتري ما هي النسبة المئوية للشمس ..

يمكن للأقزام البنية أو النجوم الزائفة ذات الثلاثة عشر كتلة شمسية أو بالأحرى أن تحافظ على اندماج الديوتيريوم. لا تضيء كما تفعل النجوم العادية. لكن الاندماج يمكن أن يستمر في قلبها مع ذلك.

مقتطفات
القزم البني هو نجم كاذب ، وهو جسم من الغاز ليس هائلًا بما يكفي لضغط الجاذبية في قلبه لإشعال تفاعل اندماج الهيدروجين الذي يمد النجوم الحقيقية بالطاقة. الاسم & quotbrown dwarf & quot هو مسرحية باسم أصغر فئة من النجوم الحقيقية ، & quot ؛ قزم مقتبس & quot ؛ لكن بينما الأقزام الحمراء حمراء في الواقع ، فإن الأقزام البنية ليست بنية ، بل أرجوانية أو أرجوانية. الأجسام التي تتراوح كتلتها بين 13 و 75 ضعف كتلة المشتري - بين 1.2٪ و 7٪ من كتلة الشمس - تعتبر بشكل عام أقزام بنية. ومع ذلك ، لا توجد قواعد واضحة للتمييز بين الكواكب الكبيرة والأقزام البنية. يعتبر بعض علماء الفلك أن الأجسام التي تصل كتلتها إلى سبع أو ثماني كتل من كوكب المشتري هي أقزام بنية ، بينما يحتفظ آخرون بهذا المصطلح للأشياء الثقيلة بما يكفي لبدء اندماج الديوتيريوم في نوىهم ، أي الأجسام ذات كتلة المشتري أو أكثر. (الديوتيريوم هو شكل غير شائع نسبيًا من الهيدروجين الذي يحتوي على كل من النيوترون والبروتون في نواته. اندماج الديوتيريوم هو تفاعل طفيف في النجوم الحقيقية ويستمر لبضعة ملايين من السنين فقط حتى في الأقزام البنية.) في عام 2001 ، أعلنت لجنة دولية يجب تسمية الأجسام التي يزيد وزنها عن 13 كتلة كوكب المشتري بالأقزام البنية بغض النظر عما إذا كانت تدور حول نجوم حقيقية أم لا ، بينما يجب تصنيف الأجسام التي تقع تحت هذا الحد على أنها كواكب إذا كانت تدور حول نجوم حقيقية وكأقزام شبه بنية إذا لم تكن كذلك.


الأقزام البنية: & # 8220Over-Achieving Jupiters & # 8221 not & # 8220Failed Stars & # 8221

لماذا المصطلح & # 8220failed star & # 8221 مرادف للأقزام البنية؟ من ناحية أخرى ، تفتقر الأقزام البنية إلى الكتلة اللازمة للحفاظ على الاندماج النووي في قلبها. من ناحية أخرى ، من قال أن الأقزام البنية كانوا يحاولون أن يكونوا نجوما؟ من قال أن التحول إلى نجم هو قمة الحياة النجمية؟ ربما يكون الأقزام البنية سعداء تمامًا كما هم. في عالم يسوده المساواة والصواب السياسي ، يمكن اعتبار الأقزام البنية & # 8220over -لاقة Jupiters & # 8221 ، أو عمالقة الغاز

غالبًا ما يُنظر إلى الأقزام البنية على أنها الجسر بين الكواكب والنجوم ، فهي ضخمة جدًا بحيث لا يمكن اعتبارها كوكبًا (نظرًا لوجود تصميمات داخلية للحمل الحراري بدون تمايز طبقات من المواد الكيميائية مع العمق) ، ومع ذلك فهي صغيرة جدًا بحيث لا يمكن اعتبارها كوكبًا. نجمة (لا يمكنهم دمج الهيدروجين في نوىهم ، على الرغم من أن بعض فئات الأقزام البنية قد تدمج الليثيوم والديوتيريوم). ومع ذلك ، فإن الأقزام البنية تحتل بالفعل الزاوية اليمنى السفلية من مخطط هيرتزبرونج-راسل ، لذا فهي لا تزال مصنفة في المصطلحات النجمية. على الرغم من & # 8220 قزم بني نجمة& # 8221 ربما يكون كريمًا جدًا إلى حد ما.

الأقزام البنية أيضًا ليست من الناحية الفنية & # 8220 Brown & # 8221 ، فهي نوع من اللون البرتقالي القذر (بلون سداسي عشري # EB4B25) حيث لا يتعرف علماء الفلك على اللون البني.

لذا & # 8220brown & # 8221 dwarfs aren & # 8217t بني حقًا وهم يعانون من أزمة هوية بين كونهم نجمًا وكوكبًا. في الواقع ، قبل أن تصبح الأقزام البنية أقزامًا بنية ، كانت هناك اقتراحات لتسمية هذه الأجسام الغريبة الكوكبية / النجمية ، أو الكواكب الفرعية (هل يمكنك الشعور بالارتباك؟).

بالمقارنة مع شمسنا ، فإن الأقزام البنية صغيرة جدًا (0.01-0.08 كتلة شمسية) ولكن بالمقارنة مع عملاق غازي مثل كوكب المشتري ، فهي كذلك تسربت (13-80 كتلة كوكب المشتري). ومع ذلك ، فإن الأقزام البنية لا تتوسع بشكل أكبر بكثير من نصف قطر كوكب المشتري (مما يجعل من الصعب التمييز بين القزم البني والكواكب الخارجية الغازية العملاقة).

لذلك ، لماذا لا نكون أكثر بقليل & # 8220glass نصف ممتلئ & # 8221 عند وصف الأقزام البنية. على الرغم من أن الأقزام البنية تتمتع بلا شك بصفات شبيهة بالنجوم ، إلا أنها تتمتع بصفات قوية شبيهة بالكواكب أيضًا. لذا في الأوصاف التقليدية الفائقة لبعض الأجسام الفلكية (مثل الثقب الأسود الهائل) ، لماذا لا نركز على القزم البني & # 8217s نقاط الكواكب القوية. بدلاً من & # 8220 بني قزم & # 8221 ، ماذا عن & # 8220gas supergiant & # 8221 وبدلاً من & # 8220 نجمة فاشلة & # 8221 ، لماذا لا & # 8220 تحقيق كوكب المشتري & # 8221؟

شكر خاص لآدم زوكرمان على المحادثة المسلية التي أجريناها عند مناقشة إيجابيات وسلبيات هل الأقزام البنية أكثر شيوعًا مما كنا نظن؟


قطع جديد لأحجام النجوم

بقلم: جون بوتشانسكي 23 ديسمبر 2013 13

احصل على مقالات مثل هذه المرسلة إلى صندوق الوارد الخاص بك

وجد علماء الفلك فجوة بين النجوم "الحقيقية" و "الفاشلة".

كيف يبدو أصغر نجم؟ هذا السؤال يصعب الإجابة عليه بشكل مخادع. تقضي النجوم معظم حياتها في دمج الهيدروجين في نواتها ، وهي فترة أساسية من الحياة تسمى "التسلسل الرئيسي". عندما تنخفض في مقياس الأحجام النجمية في هذا التسلسل ، تصبح النجوم أكثر خفوتًا وبرودة وأقل كتلة. لكن تحديد الخصائص المطلقة لأصغر النجوم - كتلتها ونصف قطرها ودرجة حرارتها وإجمالي ناتج الضوء - يمثل تحديًا لثلاثة أسباب كبيرة على الأقل.

يوضح هذا الرسم البياني العلاقة بين الحجم (مقارنة بالشمس) ودرجة الحرارة (كلفن) للنجوم والأقزام البنية. كما اشتبه علماء الفلك ، هناك فجوة واضحة بين مكان نهاية النجوم وتبدأ الأقزام البنية. انقر هنا للتكبير.

مارينفيلد و NOAO / AURA / NSF

23 ديسمبر 2013 الساعة 5:16 مساءً

مثير للإعجاب. إذا تجاوزت درجة حرارة سطح سحابة غاز متقلصة 2100 كلفن ، فيمكن القول: "لدينا اشتعال".

يجب أن تكون مسجلا للدخول لتكتب تعليق.

26 ديسمبر 2013 الساعة 8:51 صباحًا

وإذا لم تصل أبدًا إلى 2100 كلفن ، فإنها تنفجر لفترة من الوقت على قوة الاندفاع (الليثيوم).

يجب أن تكون مسجلا للدخول لتكتب تعليق.

27 ديسمبر 2013 الساعة 1:30 مساءً

كل من المقالة والتعليقات أعلاه رائعة.
ألاحظ أن العمر عامل كبير في درجات حرارة القزم البني مثل الكتلة (وأكثر من ذلك بكثير من نصف القطر). وبالتالي ، هناك أقزام بنية تملأ الفراغ في الرسم التخطيطي وتزحف حتى التسلسل النجمي عندما يكونون صغارًا بدرجة كافية. اختبار & quotlithium & quot ضروري لتمييز تلك عن النجوم الحقيقية. هؤلاء المؤلفون لا ينظرون إلى مناطق شابة (قريبة جدًا) ولذلك لا يزعجهم ذلك. النتيجة صحيحة ورائعة لأن النجوم لها علاقة مستقرة ومستقرة في الغالب بين نصف القطر والكتلة والعمر ، إنها تلك التي تأتي & quotcool & quot النهاية في أسفل التسلسل الرئيسي وقد تم قياسها في هذه الورقة.

يجب أن تكون مسجلا للدخول لتكتب تعليق.

27 ديسمبر 2013 الساعة 1:39 مساءً

(ألا يبدو هذا عنوانًا رائعًا لقصة عيد الميلاد؟) هذه نتيجة مهمة. من المنطقي أنه كلما زادت كتلة النجم من حجمه ، سيزداد نصف قطره أيضًا ، لأنه سيكون هناك ضغط خارجي أكبر من اندماج الهيدروجين الأسرع. لن يكون للقزم البني ، بدون اندماج ، قوة تمنعه ​​من الانهيار تحت قوة الجاذبية المتزايدة. هل لدي هذا الحق؟ للمتعة فقط بحثت عن 2MASS J0513 & ndash1403 على مخطط النجوم. يجب أن يكون بين Kappa و Mu Leporis. أتساءل عن مدى سطوعه ، وما حجم التلسكوب الذي يحتاج المرء لرؤيته؟

يجب أن تكون مسجلا للدخول لتكتب تعليق.

28 ديسمبر 2013 الساعة 7:57 مساءً

لست متأكدا من ذلك ، جيبور. يعد الرسم البياني محيرًا لأن درجة الحرارة مرسومًا بيانيًا من الساخن إلى البارد ، بينما ينتقل تكوين النجوم من بارد إلى ساخن. إذا كانت ضخمة بما فيه الكفاية ، يبدأ الاندماج النووي ، وتقفز درجة الحرارة فجأة. إلى ما لا يقل عن 2100 كلفن ، لا يصل الأقزام البنيون أبدًا إلى هذه النقطة ، لذلك لا تزيد درجة حرارتها أبدًا عن 1800 كلفن ، وعندما يتقدمون في العمر ، يبردون ويتحركون إلى اليمين في الرسم التخطيطي. لا يمكن أن يكون هناك أقزام في الفجوة ، لذلك لا حاجة للاختبار.

يجب أن تكون مسجلا للدخول لتكتب تعليق.

28 ديسمبر 2013 الساعة 9:15 مساءً

هذا هو سيرجيو ديتريتش ، المؤلف الرئيسي لهذه الدراسة. جبور البصري محق تمامًا (كما هو عادة!) في تعليقاته حول نصف القطر والشباب. إذا نظرت إلى الشكل 11 ب من الورقة ، ستجد في الواقع ما يبدو أنه تسلسل نصف قطر أعلى أعلى التسلسل الرئيسي الذي يتكون على الأرجح من عدد قليل من الكائنات الصغيرة في الاستطلاع.
بيتر ، يتطور التكوين النجمي في الواقع من درجات حرارة أعلى إلى درجات حرارة أكثر برودة. هذا لأن ما يهيمن على ميزانية درجة الحرارة في تلك المرحلة هو إطلاق طاقة الجاذبية أثناء تقلص التسلسل الرئيسي السابق.
Dieterich في Astro dot gsu dot edu

يجب أن تكون مسجلا للدخول لتكتب تعليق.

28 ديسمبر 2013 الساعة 9:25 مساءً

أنتوني باريرو ، لاحظ أن هناك خطأ مطبعي في البيان الصحفي. يجب أن يكون 2MA 0513-1403 2MA 0523-1403. إنها 10 دقائق فقط ، لذا فإن وضع الكوكبة العام الذي حصلت عليه لا يزال صحيحًا. استخدمنا التلسكوب 0.9 م (36 بوصة) في مرصد سيرو تولولو للبلدان الأمريكية في تشيلي (الصور في http://www.recons.org) لرصده. إنه خافت للغاية بقوة 21.05 درجة في V (الضوء الأخضر) ، والتي تتطلب 20 دقيقة من التعريض باستخدام CCD. حتى مع أقوى التلسكوبات ، لا أعتقد أنك ستكون قادرًا على رؤيته بقطعة عين لأنك لن تستفيد من أوقات التكامل الطويلة. إذا كنت ترغب في العثور على مخطط بياني ، يمكنني أن أرسل لك واحدًا. أرسل لي ملاحظة في Dieterich في Astro dot gsu dot edu

يجب أن تكون مسجلا للدخول لتكتب تعليق.

29 ديسمبر 2013 الساعة 11:21 صباحًا

نشكرك على إجابتك على هذه الأسئلة مباشرة Sergio Dieterich ، وعلى العمل الذي تقوم أنت وزملائك المحترفون بالإبلاغ عنه في هذه الورقة. من المهم دائمًا العثور على حدود الظواهر الطبيعية ، وسيساعد هذا العمل علماء الفلك بلا شك على تحسين النمذجة النجمية. لقد استمتعت بقراءة ورقتك. ولكن مما لا شك فيه مثل أنتوني ، الذي أراد أن يرى النجم الأصغر بنفسه ، شعرت بخيبة أمل بعض الشيء عندما قرأت أن 2MA 0523-1403 باهتة جدًا. كنت آمل أن يكون هذا النجم ضمن نطاق مهمة Gaia ، بحيث يمكن تسمير خصائصها بشكل أكثر إحكامًا. أيضًا ، كنت أتساءل ، نظرًا لأنه بشكل عام ، كلما كانت الطبقة النجمية أخف ، كلما وجدت أمثلة أكثر ، هل يمكننا أن نتوقع أن يستمر هذا الاتجاه على طول الطريق وصولاً إلى هذا القاع الذي اكتشفه y & rsquoall؟ هل سيكون هناك المزيد من النجوم مثل هذا؟

يجب أن تكون مسجلا للدخول لتكتب تعليق.

29 ديسمبر 2013 الساعة 5:09 مساءً

بروس مايفيلد
نظرًا لأن مقياس الحجم لوغاريتمي ، فإننا ننسى أحيانًا كيف يمكن أن تصبح الأشياء باهتة. زيادة الحجم بمقدار 1.0 تعادل جعل الجسم أكثر خفوتًا بمقدار 2.5 مرة ، وكل زيادة لاحقة بمقدار وحدة واحدة تجعل القيمة السابقة أكثر خفوتًا بمقدار 2.5 مرة. من المقبول عمومًا أنه في ظل سماء صافية مظلمة ، يمكن أن تصل العين البشرية إلى الدرجة السادسة. 2MA0523 أخف بمقدار 15 درجة من ذلك. عند إجراء العمليات الحسابية ، فهذا يعني أنه أكثر خفوتًا بمليون مرة مما يمكن رؤيته بالعين المجردة. أنت محق في أن GAIA لن تصل إلى هذه الأجسام الباهتة (قطع GAIA هو 20 تقريبًا) ، ولكن لا يوجد شيء يمكن أن يفعله GAIA ولا يمكن القيام به أيضًا من الأرض للنجوم الفردية. GAIA يفوز في حقيقة أنه يمكنه عمل مليارات النجوم ، وليس في الدراسات التفصيلية لنجم واحد. على سبيل المثال ، تمكنا من الحصول على الكثير من معلومات الألوان اللازمة لتحديد درجة الحرارة من الأرض. هذا شيء لن تتمكن GAIA من فعله حتى لو كان الهدف أكثر إشراقًا. في الوقت الحالي ، هناك إجماع على أن اتجاه المزيد من النجوم ذات اللمعان الخافت يبلغ ذروته عند النجوم الأكثر ضخامة ، وأن هناك انخفاضًا حادًا إلى حد ما بعد ذلك. لذا بينما نتوقع العثور على عدد قليل من النجوم القريبة مثل 2ma0523 ، فمن المؤكد أنهم ليسوا كثيرًا منهم. نحن نعلم من مسح WISE أن النجوم تبدو وكأنها تفوق عدد الأقزام البنية بحوالي 6 إلى 1 ، ويمكن أن تكون النسبة المماثلة أيضًا ممثلة للنجوم ذات الكتلة المنخفضة جدًا. لا نعرف حقًا شكل الانحدار حتى الآن. تعمل عدة مجموعات ، بما في ذلك مجموعتنا ، على ذلك.


هل الأقزام البنية تشبه النجوم أم الكواكب؟

على الرغم من وجود بعض أوجه التشابه بين الأقزام البنية والكواكب والنجوم ، إلا أنها لا تناسب أيًا من الفئتين. يُعتقد أنهم يتشكلون من خلال نفس العملية مثل النجوم الأخرى ، والتي تتكون عند اندماج الغاز والغبار ، ولكن بدون الكتلة للحفاظ على اندماج الهيدروجين لفترة طويلة في اللب.

بعد التكوين ، تكون هذه الأجسام صغيرة جدًا بحيث لا يمكن اعتبارها نجمة (نشير إليها من حيث كتل المشتري وليس الكتل الشمسية) ولها درجة حرارة سطح أقل من 2500 درجة مئوية (4532 درجة فهرنهايت). إنها تتناسب في مكان ما بين تعريفاتنا الحالية للنجوم والكواكب مما يشير إلى أن هاتين الفئتين ربما ليستا واضحين كما كنا نعتقد في البداية.

مواكبة معالأحدث الأخبار في كل شيء عن الفضاء -متوفرة كل شهر مقابل 4.99 جنيه إسترليني فقط. بدلا من ذلك يمكنك الاشتراكهنا لجزء بسيط من السعر!


شاهد الفيديو: ماهيا حقيقة اقزام جبال ايران (شهر فبراير 2023).