www.wikidata.uk-ua.nina.az

Коричневий карлик Діаграма Герцшпрунга Рассела Спектральний клас Коричневі карлики Білі карлики Червоні карлики Субкарли

Коричневий карлик

Кори́чневий ка́рлик — самосвітний астрономічний об'єкт, у якого домінує вивільнення гравітаційної енергії шляхом стискання, хоча деяку роль відіграє енерговиділення внаслідок ядерних реакцій. Цей клас об'єктів є проміжним між планетами й зорями з масою в діапазоні приблизно від 0,013 до 0,075 M☉. На відміну від планет, коричневі карлики можуть підтримувати термоядерні реакції у своїх надрах, але, на відміну від зір, потужність реакцій у них ніколи не досягає їхньої світності, тому вони поступово стискаються та тьмяніють.

Порівняльне зображення Сонця, червоного карлика, коричневих карликів та Юпітера

Коричневі карлики мають дуже низьку світність та температуру. Їх світність становить менше 0,04L☉ і зазвичай на порядки менше. Температура не перевищує 2800 K, а найхолодніші коричневі карлики мають температуру близько 300 K. Радіуси коричневих карликів, незалежно від їх мас, близькі до радіусу Юпітера. У їх центральних областях деякий час відбуваються термоядерні реакції: ядерне горіння дейтерію може йти навіть у найменш масивних коричневих карликах, а масивніші здатні підтримувати ядерне горіння літію або навіть ядерне горіння водню. Однак дейтерій та літій швидко вичерпуються, а горіння водню в коричневих карликах, на відміну від зір, швидко припиняється.

Попри відмінності між коричневими карликами та зорями й планетами, їх важко відрізнити як від одних, так і від інших. Найпотужніші й наймолодші коричневі карлики мають світність, порівняну з тьмяними зорями, а старі й маломасивні схожі на планети-гіганти. У першому випадку для визначення типу об'єкта можна виміряти кількість літію, який зорі витрачають швидше за коричневі карлики, а в другому — прискорення вільного падіння на поверхні, яке в коричневих карликів значно більше, ніж у планет. Коричневі карлики можуть належати до одного з чотирьох спектральних класів (у порядку зменшення температури): M, L, T, Y. До перших двох класів можуть належати також маломасивні зорі.

Коричневі карлики в основному формуються так, як і зорі: шляхом колапсу молекулярних хмар, хоча можливо, що маломасивні коричневі карлики формуються як планети: у масивних навколозоряних дисках. У другому випадку вони повинні мати тверде ядро, але також здатні підтримувати термоядерні реакції. Як і зорі, коричневі карлики після утворення деякий час підтримують горіння дейтерію, а після його вичерпання випромінюють енергію за рахунок гравітаційного стискання. На відміну від зір, коричневі карлики не виходять на головну послідовність, де досягали б рівноваги між випромінюванням та виділенням енергії за рахунок термоядерних реакцій, а припиняють стискання через виродження електронного газу. Імовірно, наприкінці своєї еволюції, втративши джерела енергії, коричневі карлики продовжують тьмяніти, перетворюючись на чорні карлики.

Теоретично існування коричневих карликів передбачив Шив Кумар 1963 року, а 1995 їх було виявлено; першим підтвердженим вважається Глізе 229 B. Надалі теоретичні моделі коричневих карликів покращувалися, а інфрачервоні огляди неба призвели до відкриття великої кількості коричневих карликів. На 2019 рік було відомо понад 11 тисяч таких об'єктів.

Історія Редагувати

Передбачення Редагувати

Припущення про існування коричневих карликів вперше висунув в 1963 році Шив Кумар з університету Вірджинії. З 1958 року Кумар досліджував еволюцію зір масою менше 0,1M☉ і виявив, що існує мінімальна маса, коли зоря здатна підтримувати горіння водню. Він оцінив цю масу у 0,07M☉ для об'єктів населення I та 0,09M☉ для населення II, причому ця оцінка практично не змінилася з того часу.

Спочатку Кумар запропонував називати об'єкти меншої маси чорними карликами, але цей термін вже використовувався для опису інших об'єктів. Сучасну назву «коричневий карлик» запровадила Джилл Тартер у 1975 році: хоча колір цих об'єктів радше червоний, але назва «червоний карлик» також вже була зайнята. Для цих об'єктів пропонувалися інші назви, наприклад, «інфрачервоний карлик», «екстремальний червоний карлик», але вони не поширилися.

Відкриття Редагувати

Gliese 229 B — коричневий карлик, який було відкрито одним із перших. Є одним із найвідоміших коричневих карликів.

Систематичні пошуки коричневих карликів у 1980-х та на початку 1990-х років тривалий час були безуспішними: було знайдено кілька кандидатів у коричневі карлики, але жоден з них не був підтверджений. Аж до 1994 року існування коричневих карликів ставилося під сумнів і було предметом наукових суперечок. Нарешті, в 1995 були підтверджені незалежні відкриття перших коричневих карликів:

  • Тейде 1 у Плеядах був відкритий у січні 1994 року, а до грудня того ж року було визначено його досить низьку температуру. Надалі була підтверджена належність Тейде 1 до Плеяд, і, з урахуванням невеликого віку Плеяд з'ясувалося, що об'єкт з такими параметрами може бути тільки коричневим карликом. Стаття Рафаеля Реболо[en] і співавторів з цим відкриттям була опублікована в Nature 14 вересня 1995.
  • PPl 15 — подвійний коричневий карлик з компонентами практично рівних мас, що також знаходиться в Плеядах. Цей об'єкт було відкрито 1989 року, а в листопаді 1994 року було отримано його спектр. Для перевірки, чи є PPl 15 коричневим карликом, був застосований літієвий тест. Ці результати, отримані Гібором Басрі[en] зі співавторами, були вперше представлені на науковій конференції Keck Science Meeting 14 вересня 1995, а також опубліковані в Astrophysical Journal.
  • Глізе 229 B — супутник червоного карлика Глізе 229 A. Коричневий карлик був відкритий у жовтні 1994 року при спостереженнях червоного карлика, при цьому був виявлений дуже червоний колір Глізе 229 B, не характерний для зір. У листопаді 1995 року Тадасі Накадзіма та співавтори опублікували статтю в Nature про це відкриття. Пізніше тією ж групою вчених було досліджено спектр Глізе 229 B, у якому було виявлено лінії метану, що вказувало дуже низьку температуру об'єкта і таким чином підтверджувало, що це коричневий карлик. У грудні 1995 року було опубліковано статтю Ребекки Оппенгеймер[en] і співавторів у Science, присвячена цьому дослідженню.

Серед цих відкриттів науковою спільнотою найбільш швидко й однозначно було прийнято останнє, і першим підтвердженим коричневим карликом зазвичай вважають Глізе 229 B.

Подальше вивчення Редагувати

З відкриттям коричневих карликів були введені спектральні класи L і T. Спочатку не були відомі карлики холодніше класу T, але був зроблений висновок, що в спектрах холодніших карликів повинні бути наявні спектральні лінії аміаку. Для них був виділений клас Y, першим відкритим об'єктом цього класу став WD 0806-661 B, відкритий у 2011 році з масою близько 7MJ.

Після відкриття коричневих карликів поліпшувалися і теоретичні моделі цих об'єктів. Зокрема, була докладніше описана їхня внутрішня структура з урахуванням більш точного рівняння стану речовини в них і були розроблені точніші моделі їх атмосфер, що враховують, серед іншого, наявність пилу та хмар. В результаті були отримані детальніші моделі еволюції коричневих карликів.

Відкриттю великої кількості коричневих карликів сприяли огляди неба в інфрачервоній області спектру, такі як DENIS, 2MASS та SDSS, а також UKIDSS[en]. Велика кількість холодних коричневих карликів була відкрита космічним інфрачервоним телескопом WISE. Станом на 2019 рік відомо понад 11 тисяч коричневих карликів.

Характеристика Редагувати

Визначення Редагувати

Коричневі карлики — це субзоряні об'єкти, за фізичними характеристиками проміжні між планетами та зорями. На відміну від планет, вони можуть підтримувати термоядерні реакції у своїх надрах. Однак, на відміну від зір, коричневі карлики ніколи не досягають потужності енерговиділення в реакціях, достатньої для того, щоб компенсувати витрати на власну світність. Вони випромінюють за рахунок стискання й поступово тьмяніють, не виходячи на сталу світність. Це визначає граничні значення мас коричневих карликів: максимальна маса становить 0,075M☉ (75MJ) для об'єктів із сонячним хімічним складом, а мінімальна прийнята рівною 0,013M☉ (або 13MJ) як мінімальна маса для горіння дейтерію, хоча ці значення дещо змінюються залежно від хімічного складу. У зв'язку з цим коричневі карлики іноді називають «невдалалими зорями» (англ. failed star).

Іноді використовують інше визначення, яке відокремлює коричневі карлики від планет за походженням: коричневими карликами вважають об'єкти, що сформувалися подібно до зір. Згідно з цим визначенням, коричневими карликами вважаються також об'єкти, що сформувалися подібно до зір, але мають масу менше 13MJ і нездатні підтримувати термоядерні реакції. Навпаки, масивніші об'єкти, що сформувалися як планети, під це визначення не підходять і іноді не вважаються коричневими карликами. Проте Робоча група з позасонячних планет (англ. Working Group on Extrasolar Planets) Міжнародного астрономічного союзу прийняла рішення використовувати як межу між планетами та коричневими карликами саме можливість горіння дейтерію в об'єкті. Об'єкти ж, сформовані подібно до зір, але з меншою масою, називаються субкоричневими карликами.

Загальні параметри Редагувати

У наймасивніших коричневих карликів світність у перші мільйони років життя не перевищує 0,04L☉, а температура зазвичай становить менше 2800 K. У менш масивнних об'єктів ці значення ще нижче, крім того, з часом температура і світність зменшуються. Так, наприклад, типовий коричневий карлик масою 0,04M☉ та віком 1 мільярд років матиме температуру близько 1270 K, а світність ― 2 × 10−5 L☉, а температура найхолодніших із відомих коричневих карликів становить 300 K. Коричневі карлики випромінюють, в основному, в інфрачервоному діапазоні, їхній видимий колір — темно-червоний. Радіуси цих об'єктів близькі до радіуса Юпітера. Як і в зір, у деяких коричневих карликів є планети.

Також примітно швидке обертання коричневих карликів: період обертання деяких з них становить близько 2 годин, а швидкість обертання близька до першої космічної швидкості. Коричневі карлики, як і зорі, набувають такої швидкості обертання нід час формуванні, але, на відміну від них, не втрачають кутовий момент надалі: їхні атмосфери не мають заряду, тому коричневі карлики не відчувають магнітного гальмування.

Відмінності від зір Редагувати

Центральна температура наймасивніших коричневих карликів може сягати 3 × 106 K. Центральна густина з часом може досягати × 103 г/см3. Для порівняння, у Сонця ці параметри становлять відповідно 1,5 × 107 K та × 102 г/см3. За таких умов у центральних областях можуть проходити термоядерні реакції.

За умов, які досягаються в ядрах таких об'єктів, їх стисканню з певного моменту перешкоджає внутрішній тиск. Для масивних коричневих карликів він викликаний електронним виродженням, як і в білих карликів, — енергія Фермі може більш ніж на порядок перевищувати теплову енергію частинок. Для маломасивних коричневих карликів основний внесок у тиск дає кулонівське відштовхування частинок, як у надрах планет. У будь-якому випадку, власне тяжіння коричневих карликів урівноважується тиском виродженого газу, і, таким чином, радіуси коричневих карликів дуже слабко залежать від їх мас — як та близькі до радіусу Юпітера. Водень у їх ядрах знаходиться у металевому стані. Також можливе існування коричневих карликів з твердими ядрами, як у планет.

Коричневі карлики повністю конвективні, як і маломасивні зорі. Виняток становлять лише найхолодніші коричневі карлики, в яких конвекція також відіграє важливу роль, але не поширюється до поверхні об'єкта.

В атмосферах коричневих карликів температури досить низькі, у них можуть існувати молекули та формуватися частинки пилу. За температур менше 2500 K в атмосферах коричневих карликів можуть утворюватися хмари. Ймовірно, через швидке обертання коричневих карликів хмари повинні утворювати візерунок, подібний до того, що спостерігається у Юпітера, а в атмосферах відбуваються метеорологічні явища, подібні до тих, що мають місце у планет-гігантів.

Нуклеосинтез Редагувати

Як і в зорях, у коричневих карликах можуть відбуватися деякі термоядерні реакції. В першу чергу це горіння дейтерію, яке досягається навіть у найменш масивних коричневих карликах, і необхідна температура для якого — 5 × 105 K. Досить масивні коричневі карлики з масами понад 0,055-0,060M☉ також здатні підтримувати горіння літію, для якого температура в ядрі повинна становити не менше ніж 2 × 106 K. Однак дейтерій і літій досить рідкісні елементи і швидко вичерпуються в реакціях. Найбільш масивні коричневі карлики, з масами понад 0,060-0,065M☉ здатні досягати центральних температур 3 × 106 K і спалювати водень у своїх надрах, але, на відміну від зір, у коричневих карликах горіння водню через невеликий час після початку припиняється.

Порівняльні характеристики зірок, коричневих карликів та планет
Тип об'єкту Маса (M☉) Термоядерний синтез Наявність елементів
H → He D → He Li D
Зоря 0,1-0,075 Тривалий Короткий Немає Немає
Коричневий карлик 0,075-0,065 Короткий Короткий Є Немає
Коричневий карлик 0,065-0,013 Немає Короткий Є Немає
Планета < 0,013 Немає Немає Є Є

Поширеність Редагувати

Через невисоку яскравість коричневих карликів їх виявлення та визначення їхньої поширеності є досить важкою задачею. За даними Gaia, в межах 10 парсеків від Землі налічується 85 коричневих карликів і три кандидати в коричневі карлики, а зір у цій області знаходиться 373. До виявлення перших коричневих карликів існувала гіпотеза, що вони можуть бути кандидатами на роль баріонної темної матерії у Всесвіті, але після їх виявлення та перших оцінок їх поширеності стало зрозуміло, що вони складають лише малу частину маси Чумацького Шляху і не можуть становити значної частини маси темної матерії.

Найчастіше коричневі карлики є одиночними, до подвійних систем належать близько 20 %. Особливість таких систем полягає в тому, що практично у всіх з них відстань між зорею та коричневим карликом становить понад 3 астрономічні одиниці. На відміну від коричневих карликів, зорі в подвійних системах нерідко розташовуються близько одна до одної, як і планети-гіганти до зір. Така особливість отримала назву «пустелі коричневих карликів».

Початкова функція мас коричневих карликів є продовженням початкової функції мас маломасивних зір.

Спостережні особливості Редагувати

Незважаючи на фізичну відособленість коричневих карликів від зір і планет, відрізнити ці об'єкти від коричневих карликів практично буває важко, якщо неможливо виміряти масу за орбітальними параметрами в подвійних системах. Наприклад, у спектрах коричневих карликів та зір немає помітних спектральних особливостей, за допомогою яких можна однозначно розрізняти зорі та коричневі карлики.

Відмінності від зір Редагувати

Оскільки коричневі карлики та маломасивні зорі повністю конвективні, хімічний склад на їхній поверхні такий саме, яу у центрі. Таким чином, теоретично, за наявності або відсутності тих чи інших елементів можна розрізняти зорі і коричневі карлики.

Так, наприклад, термін згоряння літію зменшується зі зростанням маси об'єкта і в маломасивних зорях становить близько 100 мільйонів років. Значить, наявність цього елемента в більш старому об'єкті буде ознакою того, що це коричневий карлик, і, навпаки, відсутність літію в молодому об'єкті вказує на те, що це маломасивна зоря. Подібна методика отримала назву літієвого тесту (англ. lithium test). Проте, літієвий тест недосконалий, оскільки вік об'єкта не завжди можливо визначити. Відмінною рисою досить старих коричневих карликів є наявність метану.

Крім того, маломасивні зорі мають світності порядку × 10−4 L☉, отже, об'єкти з меншими світностями є коричневими карликами. Однак протилежне неправильно: на ранніх стадіях еволюції, поки коричневий карлик стискається і спалює дейтерій у надрах, він може бути значно яскравішим і його світність може досягати 0,04L☉. Тому світність не завжди однозначно визначає тип об'єкта.

Відмінності від планет Редагувати

Радіуси коричневих карликів близькі до радіусів планет-гігантів, але коричневі карлики мають більшу масу і, отже, більшу густину і прискорення вільного падіння. Це дозволяє розрізняти планети та коричневі карлики спектроскопічно: наприклад, більше прискорення вільного падіння призводить до більшої ширини ліній поглинання. Крім того, коричневі карлики можуть бути джерелами рентгенівського випромінювання.

Спектри та класифікація Редагувати

Через низьку поверхневу температуру коричневі карлики мають темно-червоний колір, а в їх спектрах спостерігаються молекулярні смуги поглинання. У спектральній класифікації коричневі карлики включають до класів M, L, T, Y — від найгарячіших до найхолодніших. При цьому до класів M і L можуть належати не тільки коричневі карлики, а й зорі.

Клас M Редагувати

Наймолодші й досить масивні коричневі карлики мають відносно високу температуру — понад 2500 K, і належать до класу M. Зовні вони схожі з червоними карликами, хоча відрізняються більшим радіусом, бо ще не встигли стиснутись. Вони належать до пізніх підкласів класу M, від M7 до M9.

Клас M характеризується в першу чергу смугами поглинання TiO, а також інших молекул: VO, MgH, CaH, CrH, FeH і CaOH. Також спостерігаються лінії таких елементів як Ca II, Mg I, Na I, K I, Rb I, Cs I. Як правило, точний підклас класу M визначається за інтенсивністю смуг TiO.

До спектрального класу M належить, наприклад, коричневий карлик Тейде 1 підкласу M8.

Клас L Редагувати

До класу L належать холодніші коричневі карлики з температурами від 1300 до 2500 K. Цей клас заповнений не тільки коричневими карликами: досить старі зорі з масами менше 0,085M☉ також можуть належати класу L. Підкласи L — від раннього L0 до найпізнішого L8.

У спектрах класу L домінують лінії лужних металів: Na I, K I, Rb I, Cs I і іноді Li I. У ранніх підкласах L також виражені лінії TiO, VO та гідридів, як у класі M. У середніх підкласів найбільшої інтенсивності досягають лінії Na I і K I, а лінії TiO та VO практично зникають. У пізніх підкласів L зникають також лінії гідридів, але з'являються лінії води.

Приклад коричневого карлика класу L — GD 165 B, його підклас — L4.

Клас T Редагувати

До класу T включають коричневі карлики з температурами від 600 до 1300 K. Імовірно, спектри таких коричневих карликів мають бути схожими на спектри гарячих юпітерів — позасонячних газових гігантів, розташованих близько до своєї зорі. Підкласи T — від T0 до T8.

Відмітна риса коричневих карликів цього класу — смуги поглинання метану, тому їх також називають метановими карликами. Крім смуг метану, у спектрах таких об'єктів також спостерігаються смуги поглинання води та лінії лужних металів. Лінії CO помітні в спектрах ранніх підкласів T, але зникають в пізніх підкласах.

До класу T відноситься, наприклад, Глізе 229 B. Підклас цього об'єкта — T7.

Клас Y Редагувати

Найхолодніші коричневі карлики, з температурами нижче 600 K, відносяться до класу Y. Спектроскопічно вони відрізняються від класу T наявністю ліній аміаку, також у їх спектрах сильні лінії води.

Прикладом коричневого карлика класу Y може бути WISE 1541-2250 підкласу Y0.

  • Коричневі карлики в уяві художника

Еволюція Редагувати

Утворення Редагувати

Коричневі карлики утворюються так, як і зорі: шляхом колапсу молекулярних хмар, на що вказує, зокрема, наявність акреційних дисків у деяких із них. Маси молекулярних хмар, які можуть почати колапс, становлять не менше 1000 M☉, але при стисканні хмари фрагментуються і в результаті утворюються протозорі меншої маси. Теоретична нижня межа маси об'єкта, що може так сформуватися — 1-5MJ, але реальний механізм, який призводить до виокремлення об'єктів з масами коричневих карликів та маломасивних зір, досі не повністю зрозумілий. Існують різні теорії, покликані пояснити це явище, в їх основі можуть бути такі ідеї:

  • Припливні сили всередині хмари й висока швидкість руху протозір у ній заважають маломасивним протозорям зібрати всю масу свого фрагмента шляхом акреції;
  • Тісні зближення протозір призводять до того, що деякі з них викидаються з області зореутворення і передчасно припиняють акрецію;
  • Іонізуюче випромінювання OB-зір здуває оболонки маломасивних протозір до завершення акреції;
  • Турбулентність у хмарі призводить до виділення фрагментів різних мас, найменші з яких мають маси коричневих карликів та маломасивних зір.

Ці сценарії однаково добре передбачають багато спостережуваних параметрів, зокрема, початкову функцію мас і поширеність подвійних систем. Однак найбільш ймовірним сценарієм утворення коричневих карликів вважаєтьс останній, бо він поснює можливість формування коричневих карликів як у подвійних системах, так і окремо, а також їхню поширеність незалежно від наявності поблизу OB-зір. Проте, імовірно, інші сценарії також дають певни внесок у формування коричневих карликів.

Також існує й інша теорія, за якою коричневі карлики можуть утворюватися в масивних навколозоряних дисках, як і планети, а потім викидатися в навколишній простір. Цей сценарій описує формування об'єктів невеликої маси, які можуть мати тверде ядро і також здатні надалі підтримувати горіння дейтерию, якщо їхня маса перевищує приблизно 13 MJ.

Подальша еволюція Редагувати

Зміна температури та спектрального класу з часом у коричневих карликів та маломасивних зір. Коричневим карликам відповідають пунктирні лінії, число біля кожної лінії — маса в M☉

У певний момент і в зорях, і в коричневих карликах починаються термоядерні реакції. Першою такою реакцією стає горіння дейтерію: у наймасивніших коричневих карликах воно триває 4 мільйони років, а в найменш масивних — 50 мільйонів років. Граничну масу для цієї реакції приймають на рівні 13MJ, однак границя не є чіткою і зменшується зі зростанням металічності, змінюючись в межах від 11 до 16MJ.

Під час горіння дейтерію радіус та світність коричневих карликів, як і зір, залишається практично незмінною, а горіння дейтерію компенсує значну частину витрат енергії на світність: наприклад, у коричневому карлику масою 0,04M☉ віком 3 мільйони років потужність енерговиділення в ядерних реакціях становить 93 % від його світності.

Після вичерпання дейтерію коричневі карлики та маломасивні зорі продовжують стискатися. При цьому виділяється енергія, що витрачається на випромінювання. Світність при цьому зменшується, а температура може зменшуватися або залишатися практично незмінною. Через якийсь час в об'єктах, що стають зорями, починається ядерне горіння водню, яке з певного моменту повністю врівноважує витрати енергії на випромінювання. Через це зоря припиняє стискатися і виходить на головну послідовність — у найменш масивних зір цей процес займає понад мільярд років. Гранична маса, за якої відбувається перехід, називається межею Кумара і залежить від хімічного складу. За сучасними оцінками, вона може приймати значення 0,064—0,087M☉ (64-87MJ).

На відміну від зір, стисканню коричневих карликів з певного моменту починає перешкоджати виродження речовини або кулонівське відштовхування. До цього моменту вони не здатні стиснутися настільки сильно, щоб горіння водню призвело до рівноваги, хоча в принципі наймасивніші з них можуть деякий час підтримувати цю реакцію. Після того, як стискання припиняється, коричневий карлик виявляється позбавленим джерел енергії та висвічує власну теплову енергію. Коричневий карлик остигає і тьмяніє, перетворюючись на чорний карлик. При цьому пізня еволюція коричневих карликів виявляється подібною до еволюції білих карликів.

Охолоджуючись, коричневі карлики змінюють свій спектральний клас. Так, наймолодші і досить масивні коричневі карлики віком у кілька мільйонів років і менше, відносяться до класу M. Більш старі коричневі карлики відносяться до класу L: маломасивні карлики належать цьому класу до віку близько 108 років, а час перебування у цьому класі досить масивних карликів сягає 1010 років. Після цього коричневі карлики переходять у клас T, а потім у Y.

Придатність для життя Редагувати

Коричневі карлики невеликої маси можуть мати достатньо низькі температури, щоб на них могла існувати вода в рідкому стані. Отже, такі об'єкти можуть бути придатні для життя, яке використовує інфрачервоне випромінювання коричневого карлика. Хоча на цих об'єктах високе прискорення вільного падіння (іноді на два порядки більше, ніж на Землі), це не виключає можливість розвитку життя: навіть деякі земні організми здатні виносити такі перевантаження. Відсутність твердої поверхні у коричневих карликів може заважати розвитку життя, але не виключено, що організми можуть, наприклад, плавати в атмосфері. Також перешкоджати появі життя на коричневих карликах може нестача калію, кальцію та заліза, необхідних для перебігу біологічних процесів.

Планети, що обертаються навколо коричневих карликів, можуть перебувати в зоні, придатній для життя. Для цього коричневий карлик має бути досить масивним — не менше 40MJ, оскільки маломасивні карлики швидко тьмяніють і їхні планети опиняються поза зоною життя за час, недостатній для розвитку життя. Крім того, маломасивні коричневі карлики створюють дуже мало ультрафіолетового випромінювання, необхідного для розвитку життя.

Вікісховище має мультимедійні дані за темою: Коричневий карлик


Примітки Редагувати

  1. ↑ Для маси понад 0,055—0,060 M☉ — тільки на початку.
  2. Римскі цифри після позначення елемента означають ступінь його іонізації: I — нейтральний атом, II — одноразово іонізованний атом, III — двічі іонізований, і т. д.

Джерела Редагувати

  1. Коричневі карлики // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 229. — ISBN 966-613-263-X.
  2. Brown dwarf &124; astronomy. Encyclopedia Britannica (англ.). оригіналу за 4 травня 2021. Процитовано 16 червня 2021. 
  3. . проект «Астрогалактика». 30 травня 2005. Архів оригіналу за 15 грудня 2010. Процитовано 30 вересня 2010. (рос.)
  4. A short biography of Dr. Shiv S. Kumar. www.galileoinstitute.org (англ.). Galileo Galilei Institute for Theoretical Physics[en]. оригіналу за 25 червня 2021. Процитовано 25 червня 2021. 
  5. Joergens, 2014, с. 2—3.
  6. Brown dwarf &124; astronomy. Encyclopedia Britannica (англ.). оригіналу за 4 травня 2021. Процитовано 16 червня 2021. 
  7. Joergens, 2014, с. 19—20.
  8. Joergens, 2014, с. VII, 26.
  9. Brown dwarf &124; astronomy. Encyclopedia Britannica (англ.). оригіналу за 4 травня 2021. Процитовано 16 червня 2021. 
  10. Joergens, 2014, с. 25—26.
  11. Rebolo R., Zapatero Osorio M. R., Martín E. L. Discovery of a brown dwarf in the Pleiades star cluster // Nature. — N. Y. : NPG, 1995. — Vol. 377 (9). — P. 129–131. — ISSN 0028-0836. — DOI:10.1038/377129a0. з джерела 17 жовтня 2019. Процитовано 2021-06-26.
  12. Joergens, 2014, с. 59—73.
  13. Basri G., Marcy G. W., Graham J. R. The First Lithium Brown Dwarf: PPL 15 // Bulletin of the American Astronomical Society[en]. — Washington : American Astronomical Society, 1995. — Vol. 186 (6). — P. 60.03. з джерела 13 липня 2021. Процитовано 2021-06-26.
  14. ↑ Joergens, 2014, с. 85—96.
  15. Nakajima T., Oppenheimer B. R., Kulkarni S. R., Golimowski D. A., Matthews K. Discovery of a cool brown dwarf // Nature. — N. Y. : NPG, 1995. — Vol. 378 (11). — P. 463–465. — ISSN 0028-0836. — DOI:10.1038/378463a0. з джерела 6 вересня 2019. Процитовано 2021-06-26.
  16. Oppenheimer B. R., Kulkarni S. R., Matthews K., Nakajima T. Infrared Spectrum of the Cool Brown Dwarf Gl 229B // Science. — Washington : The American Association for the Advancement of Science, 1995. — Vol. 270 (12). — P. 1478–1479. — ISSN 0036-8075. — DOI:10.1126/science.270.5241.1478. з джерела 13 липня 2021. Процитовано 2021-06-26.
  17. Brown dwarf &124; astronomy. Encyclopedia Britannica (англ.). оригіналу за 4 травня 2021. Процитовано 16 червня 2021. 
  18. Darling D. brown dwarf. Internet Encyclopedia of Science. оригіналу за 28 квітня 2021. Процитовано 16 червня 2021. 
  19. Gray, Corbally, 2009, с. 434—435.
  20. Joergens, 2014, с. 114—130.
  21. Luhman K. L., Burgasser A. J., Bochanski J. J. Discovery of a Candidate for the Coolest Known Brown Dwarf // The Astrophysical Journal Letters. — Bristol : IOP Publishing, 2011. — Vol. 730 (3). — P. L9. — ISSN 0004-637X. — DOI:10.1088/2041-8205/730/1/L9. з джерела 13 вересня 2019. Процитовано 2021-06-26.
  22. Joergens, 2014, с. 141—157.
  23. Allard F., Homeier D. Brown dwarfs // Scholarpedia. — 2007. — Vol. 2, iss. 12 (12). — P. 4475. — ISSN 1941-6016. — DOI:10.4249/scholarpedia.4475. з джерела 21 травня 2021.
  24. Carnero Rosell A., Santiago B., dal Ponte B., Burningham B., da Costa L. N. Brown dwarf census with the Dark Energy Survey year 3 data and the thin disc scale height of early L types // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — N. Y. : Wiley-Blackwell, 2019. — Vol. 489 (11). — P. 5301–5325. — ISSN 0035-8711. — DOI:10.1093/mnras/stz2398. з джерела 13 липня 2021. Процитовано 2021-06-26.
  25. Батурин В. А., Миронова И. В. Коричневый карлик. Глоссарий Астронет. оригіналу за 11 лютого 2021. Процитовано 16 червня 2021. 
  26. Brown dwarf. Encyclopedia Britannica (англ.). оригіналу за 4 травня 2021. Процитовано 16 червня 2021. 
  27. ↑ Darling D. brown dwarf. Internet Encyclopedia of Science. оригіналу за 28 квітня 2021. Процитовано 16 червня 2021. 
  28. ↑ Allard F., Homeier D. Brown dwarfs // Scholarpedia. — 2007. — Vol. 2, iss. 12 (12). — P. 4475. — ISSN 1941-6016. — DOI:10.4249/scholarpedia.4475. з джерела 21 травня 2021.
  29. Brown Dwarf. Asrtonomy. Swinburne University of Technology. оригіналу за 30 травня 2021. Процитовано 19 червня 2021. 
  30. Астрономы увеличили популяцию коричневых карликов. RAS News. М.: Российская академия наук. 22.04.2009. оригіналу за 28 червня 2021. Процитовано 28 червня 2021. 
  31. Darling D. brown dwarf. Internet Encyclopedia of Science. оригіналу за 28 квітня 2021. Процитовано 16 червня 2021. 
  32. Allard F., Homeier D. Brown dwarfs // Scholarpedia. — 2007. — Vol. 2, iss. 12 (12). — P. 4475. — ISSN 1941-6016. — DOI:10.4249/scholarpedia.4475. з джерела 21 травня 2021.
  33. Mollière P., Mordasini C. Deuterium burning in objects forming via the core accretion scenario. Brown dwarfs or planets? // Astronomy and Astrophysics. — Les Ulis : EDP Sciences, 2012. — Vol. 547 (11). — P. A105. — ISSN 0004-6361. — DOI:10.1051/0004-6361/201219844. з джерела 13 липня 2021. Процитовано 2021-06-26.
  34. Bodenheimer P., D'Angelo G., Lissauer J. J., Fortney J. J., Saumon D. Deuterium Burning in Massive Giant Planets and Low-mass Brown Dwarfs Formed by Core-nucleated Accretion // The Astrophysical Journal. — Btristol : IOP Publishing, 2013. — Vol. 770 (6). — P. 120. — ISSN 0004-637X. — DOI:10.1088/0004-637X/770/2/120. з джерела 8 серпня 2018. Процитовано 2021-06-26.
  35. Baraffe I., Chabrier G., Barman T. Structure and evolution of super-Earth to super-Jupiter exoplanets. I. Heavy element enrichment in the interior // Astronomy and Astrophysics. — Les Ulis : EDP Sciences, 2008. — Vol. 482 (4). — P. 315–332. — ISSN 0004-6361. — DOI:10.1051/0004-6361:20079321. з джерела 10 грудня 2018. Процитовано 2021-06-26.
  36. Boss A. P., Butler R. P., Hubbard W. B., Ianna P. A., Kürster M. Working Group on Extrasolar Planets // Transactions of the International Astronomical Union, Series A. — Brussel : International Astronomical Union, 2007. — Vol. 26 (3). — P. 183–186. — DOI:10.1017/S1743921306004509. з джерела 13 липня 2021. Процитовано 2021-06-26.
  37. Boss A. P., Basri G., Kumar S. S., Liebert J., Martín E. L. Nomenclature: Brown Dwarfs, Gas Giant Planets, and ? // Proceedings of IAU Symposium #211. — San Francisco : Astronomical Society of the Pacific, 2003. — Vol. 211 (6). — P. 529. з джерела 3 липня 2019. Процитовано 2021-06-26.
  38. ↑ Baraffe I., Chabrier G., Barman T. S., Allard F., Hauschildt P. H. Evolutionary models for cool brown dwarfs and extrasolar giant planets. The case of HD 209458 // Astronomy and Astrophysics. — Les Ulis : EDP Sciences, 2003. — Vol. 402 (5). — P. 701–712. — ISSN 0004-6361. — DOI:10.1051/0004-6361:20030252. з джерела 22 липня 2019. Процитовано 2021-06-26.
  39. Большая российская энциклопедия : [в 36 т.] / председ. ред. кол. Ю. С. Осипов, отв. ред. С. Л. Кравец. — М. : Науч. изд-во «БРЭ», 2004—2017. (рос.)
  40. Allard F., Homeier D. Brown dwarfs // Scholarpedia. — 2007. — Vol. 2, iss. 12 (12). — P. 4475. — ISSN 1941-6016. — DOI:10.4249/scholarpedia.4475. з джерела 21 травня 2021.
  41. Lingam M., Ginsburg I., Loeb A. Prospects for Life on Temperate Planets around Brown Dwarfs // The Astrophysical Journal. — Bristol : IOP Publishing, 2020. — Vol. 888 (1). — P. 102. — ISSN 0004-637X. — DOI:10.3847/1538-4357/ab5b13. з джерела 13 липня 2021. Процитовано 2021-06-26.
  42. Allard F., Homeier D. Brown dwarfs // Scholarpedia. — 2007. — Vol. 2, iss. 12 (12). — P. 4475. — ISSN 1941-6016. — DOI:10.4249/scholarpedia.4475. з джерела 21 травня 2021.
  43. Gray, Corbally, 2009, с. 369.
  44. Burrows A., Hubbard W. B., Saumon D., Lunine J. I. An expanded set of brown dwarf and very low mass star models // The Astrophysical Journal. — Bristol : IOP Publishing, 1993. — Vol. 406 (3). — P. 158–171. — ISSN 0004-637X. — DOI:10.1086/172427. з джерела 7 жовтня 2019. Процитовано 2021-06-26.
  45. Allard F., Homeier D. Brown dwarfs // Scholarpedia. — 2007. — Vol. 2, iss. 12 (12). — P. 4475. — ISSN 1941-6016. — DOI:10.4249/scholarpedia.4475. з джерела 21 травня 2021.
  46. Sun. Encyclopedia Britannica (англ.). оригіналу за 9 червня 2021. Процитовано 18 червня 2021. 
  47. Allard F., Homeier D. Brown dwarfs // Scholarpedia. — 2007. — Vol. 2, iss. 12 (12). — P. 4475. — ISSN 1941-6016. — DOI:10.4249/scholarpedia.4475. з джерела 21 травня 2021.
  48. Mollière P., Mordasini C. Deuterium burning in objects forming via the core accretion scenario. Brown dwarfs or planets? // Astronomy and Astrophysics. — Les Ulis : EDP Sciences, 2012. — Vol. 547 (11). — P. A105. — ISSN 0004-6361. — DOI:10.1051/0004-6361/201219844. з джерела 13 липня 2021. Процитовано 2021-06-26.
  49. Bodenheimer P., D'Angelo G., Lissauer J. J., Fortney J. J., Saumon D. Deuterium Burning in Massive Giant Planets and Low-mass Brown Dwarfs Formed by Core-nucleated Accretion // The Astrophysical Journal. — Btristol : IOP Publishing, 2013. — Vol. 770 (6). — P. 120. — ISSN 0004-637X. — DOI:10.1088/0004-637X/770/2/120. з джерела 8 серпня 2018. Процитовано 2021-06-26.
  50. Baraffe I., Chabrier G., Barman T. Structure and evolution of super-Earth to super-Jupiter exoplanets. I. Heavy element enrichment in the interior // Astronomy and Astrophysics. — Les Ulis : EDP Sciences, 2008. — Vol. 482 (4). — P. 315–332. — ISSN 0004-6361. — DOI:10.1051/0004-6361:20079321. з джерела 10 грудня 2018. Процитовано 2021-06-26.
  51. Allard F., Homeier D. Brown dwarfs // Scholarpedia. — 2007. — Vol. 2, iss. 12 (12). — P. 4475. — ISSN 1941-6016. — DOI:10.4249/scholarpedia.4475. з джерела 21 травня 2021.
  52. Mohanty S., Baraffe I., Chabrier G. Convection in brown dwarfs // Convection in Astrophysics. — Cambridge : Cambridge University Press, 2007. — Vol. 239 (5). — P. 197–204. — ISSN 1743-9221. — DOI:10.1017/S1743921307000427. з джерела 13 липня 2021. Процитовано 2021-06-26.
  53. A. Reiners, D. Homeier, P. H. Hauschildt, F. Allard. A high resolution spectral atlas of brown dwarfs // Astronomy and Astrophysics. — Les Ulis : EDP Sciences, 2007. — Vol. 473 (10). — P. 245–255. — ISSN 0004-6361. — DOI:10.1051/0004-6361:20077963. з джерела 13 липня 2021. Процитовано 2021-06-26.
  54. Allard F., Homeier D. Brown dwarfs // Scholarpedia. — 2007. — Vol. 2, iss. 12 (12). — P. 4475. — ISSN 1941-6016. — DOI:10.4249/scholarpedia.4475. з джерела 21 травня 2021.
  55. ↑ Caballero J. A. A Review on Substellar Objects below the Deuterium Burning Mass Limit: Planets, Brown Dwarfs or What? // Geosciences. — Basel : MDPI, 2018. — Vol. 8 (9). — P. 362. — ISSN 2076-3263. — DOI:10.3390/geosciences8100362. з джерела 13 липня 2021. Процитовано 2021-06-26.
  56. Basri G. The Lithium Test for Young Brown Dwarfs (invited review) // Proceedings of a Workshop held in Puerto de la Cruz. — Tenerife : ASP, 1998. — Vol. 134 (23 September). — P. 394. з джерела 20 серпня 2019. Процитовано 2021-06-26.
  57. Chabrier G., Baraffe I., Allard F., Hauschildt P. Deuterium Burning in Substellar Objects // The Astrophysical Journal Letters. — Bristol : IOP Publishing, 2000. — Vol. 542 (10). — P. L119–L122. — ISSN 0004-637X. — DOI:10.1086/312941. з джерела 13 липня 2021. Процитовано 2021-06-26.
  58. Brown dwarf &124; astronomy. Encyclopedia Britannica (англ.). оригіналу за 4 травня 2021. Процитовано 16 червня 2021. 
  59. Allard F., Homeier D. Brown dwarfs // Scholarpedia. — 2007. — Vol. 2, iss. 12 (12). — P. 4475. — ISSN 1941-6016. — DOI:10.4249/scholarpedia.4475. з джерела 21 травня 2021.
  60. Сурдин В. Г. Астрономия: век XXI. — 3-е изд. — Фрязино : Век 2, 2015. — С. 139. — ISBN 978-5-85099-193-7.
  61. Reylé C., Jardine K., Fouqué P., Caballero J. A., Smart R. L. The 10 parsec sample in the Gaia era // arXiv e-prints. — 2021. — Vol. 2104 (4). — P. arXiv:2104.14972. з джерела 13 липня 2021. Процитовано 2021-06-26.
  62. Brown Dwarf. Asrtonomy. Swinburne University of Technology. оригіналу за 30 травня 2021. Процитовано 19 червня 2021. 
  63. Persson C. M., Csizmadia S., Mustill A. J., Fridlund M., Hatzes A. P. Greening of the brown-dwarf desert — EPIC 212036875b: a 51 MJ object in a 5-day orbit around an F7 V star // Astronomy & Astrophysics. — Les Ulis : EDP Sciences, 2019. — Vol. 628 (8). — P. A64. — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746. — DOI:10.1051/0004-6361/201935505. з джерела 28 червня 2021. Процитовано 2021-06-26.
  64. Luhman K. L., Rieke G. H., Young E. T., Cotera A. S., Chen H. The Initial Mass Function of Low-Mass Stars and Brown Dwarfs in Young Clusters // The Astrophysical Journal. — Brislol : IOP Publishing, 2000. — Vol. 540 (9). — P. 1016–1040. — ISSN 0004-637X. — DOI:10.1086/309365.
  65. Basri G. The Lithium Test for Young Brown Dwarfs (invited review) // Proceedings of a Workshop held in Puerto de la Cruz. — Tenerife : ASP, 1998. — Vol. 134 (23 September). — P. 394. з джерела 20 серпня 2019. Процитовано 2021-06-26.
  66. Reiners A., Homeier D., Hauschildt P. H., Allard F. A high resolution spectral atlas of brown dwarfs // Astronomy & Astrophysics. — Les Ulis : EDP Sciences, 2007. — Vol. 473 (10). — P. 245–255. — ISSN 0004-6361. — DOI:10.1051/0004-6361:20077963. з джерела 13 липня 2021. Процитовано 2021-06-26.
  67. Basri G. The Lithium Test for Young Brown Dwarfs (invited review) // Proceedings of a Workshop held in Puerto de la Cruz. — Tenerife : ASP, 1998. — Vol. 134 (23 September). — P. 394. з джерела 20 серпня 2019. Процитовано 2021-06-26.
  68. Chabrier G., Baraffe I., Allard F., Hauschildt P. Deuterium Burning in Substellar Objects // The Astrophysical Journal Letters. — Bristol : IOP Publishing, 2000. — Vol. 542 (10). — P. L119–L122. — ISSN 0004-637X. — DOI:10.1086/312941. з джерела 13 липня 2021. Процитовано 2021-06-26.
  69. Allard F., Homeier D. Brown dwarfs // Scholarpedia. — 2007. — Vol. 2, iss. 12 (12). — P. 4475. — ISSN 1941-6016. — DOI:10.4249/scholarpedia.4475. з джерела 21 травня 2021.
  70. Chabrier G., Baraffe I., Allard F., Hauschildt P. Deuterium Burning in Substellar Objects // The Astrophysical Journal Letters. — Bristol : IOP Publishing, 2000. — Vol. 542 (10). — P. L119–L122. — ISSN 0004-637X. — DOI:10.1086/312941. з джерела 13 липня 2021. Процитовано 2021-06-26.
  71. Basri G. The Lithium Test for Young Brown Dwarfs (invited review) // Proceedings of a Workshop held in Puerto de la Cruz. — Tenerife : ASP, 1998. — Vol. 134 (23 September). — P. 394. з джерела 20 серпня 2019. Процитовано 2021-06-26.
  72. Reiners A., Homeier D., Hauschildt P. H., Allard F. A high resolution spectral atlas of brown dwarfs // Astronomy & Astrophysics. — Les Ulis : EDP Sciences, 2007. — Vol. 473 (10). — P. 245–255. — ISSN 0004-6361. — DOI:10.1051/0004-6361:20077963. з джерела 13 липня 2021. Процитовано 2021-06-26.
  73. Darling D. brown dwarf. Internet Encyclopedia of Science. оригіналу за 28 квітня 2021. Процитовано 16 червня 2021. 
  74. Allard F., Homeier D. Brown dwarfs // Scholarpedia. — 2007. — Vol. 2, iss. 12 (12). — P. 4475. — ISSN 1941-6016. — DOI:10.4249/scholarpedia.4475. з джерела 21 травня 2021.
  75. Basri G. The Lithium Test for Young Brown Dwarfs (invited review) // Proceedings of a Workshop held in Puerto de la Cruz. — Tenerife : ASP, 1998. — Vol. 134 (23 September). — P. 394. з джерела 20 серпня 2019. Процитовано 2021-06-26.
  76. Allard F., Homeier D. Brown dwarfs // Scholarpedia. — 2007. — Vol. 2, iss. 12 (12). — P. 4475. — ISSN 1941-6016. — DOI:10.4249/scholarpedia.4475. з джерела 21 травня 2021.
  77. Darling D. brown dwarf. Internet Encyclopedia of Science. оригіналу за 28 квітня 2021. Процитовано 16 червня 2021. 
  78. Gray, Corbally, 2009, с. 339.
  79. Gray, Corbally, 2009, с. 348.
  80. Gray, Corbally, 2009, с. 341.
  81. Rebolo R., Martín E. L., Basri G., Marcy G. W., Zapatero-Osorio M. R. Brown Dwarfs in the Pleiades Cluster Confirmed by the Lithium Test* // The Astrophysical Journal. — Bristol : IOP Publishing, 1996. — Vol. 469, iss. 1 (9). — P. L53. — ISSN 0004-637X. — DOI:10.1086/310263. з джерела 25 червня 2021. Процитовано 2021-06-26.
  82. ↑ Stellar classification. Encyclopedia Britannica (англ.). оригіналу за 3 травня 2021. Процитовано 23 червня 2021. 
  83. Gray, Corbally, 2009, с. 339, 354, 368, 568.
  84. Gray, Corbally, 2009, с. 351—352.
  85. Kirkpatrick J. D., Reid I. N., Liebert J., Cutri R. M., Nelson B. Dwarfs Cooler than «M»: The Definition of Spectral Type «L» Using Discoveries from the 2 Micron All‐Sky Survey (2MASS) // The Astrophysical Journal. — Bristol : IOP Publishing, 1999. — Vol. 519, iss. 2 (7). — P. 802–833. — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357. — DOI:10.1086/307414. з джерела 27 жовтня 2020. Процитовано 2021-06-26.
  86. Gray, Corbally, 2009, с. 388, 400, 568.
  87. Gray, Corbally, 2009, с. 391—396.
  88. Burgasser A. J., Geballe T. R., Leggett S. K., Kirkpatrick J. D., Golimowski D. A. A Unified Near-Infrared Spectral Classification Scheme for T Dwarfs // The Astrophysical Journal. — Bristol : IOP Publishing, 2006. — Vol. 637 (2). — P. 1067–1093. — ISSN 0004-637X. — DOI:10.1086/498563. з джерела 17 серпня 2019. Процитовано 2021-06-26.
  89. Kirkpatrick J. D., Cushing M. C., Gelino C. R., Griffith R. L., Skrutskie M. F. The first hundred brown dwarfs discovered by the Wide-Field Infrared Survey Explorer (WISE) // The Astrophysical Journal Supplement Series. — Bristol : IOP Publishing, 2011. — Vol. 197, iss. 2 (11). — P. 19. — ISSN 1538-4365 0067-0049, 1538-4365. — DOI:10.1088/0067-0049/197/2/19. з джерела 24 березня 2021. Процитовано 2021-06-26.
  90. Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner K. J. Fundamental Astronomy. — 5th Edition. — Berlin; Heidelberg; N. Y. : Springer, 2007. — P. 244—247. — ISBN 978-3-540-34143-7. з джерела 24 червня 2021
  91. Кононович Э. В., Мороз В. И. Общий курс астрономии / под ред. В. В. Иванова. — 2-е, исправленное. — М. : УРСС, 2004. — С. 387. — ISBN 5-354-00866-2.
  92. Whitworth A. P., Stamatellos D. The minimum mass for star formation, and the origin of binary brown dwarfs // Astronomy & Astrophysics. — Les Ulis : EDP Sciences, 2006. — Vol. 458, iss. 3 (11). — P. 817–829. — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746. — DOI:10.1051/0004-6361:20065806. з джерела 24 лютого 2021. Процитовано 2021-06-26.
  93. ↑ Stamatellos D. The Formation of Low-Mass Stars and Brown Dwarfs // The Labyrinth of Star Formation, Astrophysics and Space Science Proceedings. — Cham : Springer International Publishing Switzerland, 2014. — Т. 36. — С. 17. — ISBN 978-3-319-03040-1. — DOI:10.1007/978-3-319-03041-8_3. з джерела 9 липня 2021
  94. ↑ Luhman K. L. The Formation and Early Evolution of Low-Mass Stars and Brown Dwarfs // Annual Review of Astronomy and Astrophysics[en]. — Palo Alto : Annual Reviews, 2012. — Vol. 50 (9). — P. 65–106. — ISSN 0066-4146. — DOI:10.1146/annurev-astro-081811-125528. з джерела 20 червня 2019. Процитовано 2021-06-26.
  95. Большая российская энциклопедия : [в 36 т.] / председ. ред. кол. Ю. С. Осипов, отв. ред. С. Л. Кравец. — М. : Науч. изд-во «БРЭ», 2004—2017. (рос.)
  96. Luhman K. L. The Formation and Early Evolution of Low-Mass Stars and Brown Dwarfs // Annual Review of Astronomy and Astrophysics[en]. — Palo Alto : Annual Reviews, 2012. — Vol. 50 (9). — P. 65–106. — ISSN 0066-4146. — DOI:10.1146/annurev-astro-081811-125528. з джерела 20 червня 2019. Процитовано 2021-06-26.
  97. Mollière P., Mordasini C. Deuterium burning in objects forming via the core accretion scenario. Brown dwarfs or planets? // Astronomy and Astrophysics. — Les Ulis : EDP Sciences, 2012. — Vol. 547 (11). — P. A105. — ISSN 0004-6361. — DOI:10.1051/0004-6361/201219844. з джерела 13 липня 2021. Процитовано 2021-06-26.
  98. Bodenheimer P., D'Angelo G., Lissauer J. J., Fortney J. J., Saumon D. Deuterium Burning in Massive Giant Planets and Low-mass Brown Dwarfs Formed by Core-nucleated Accretion // The Astrophysical Journal. — Btristol : IOP Publishing, 2013. — Vol. 770 (6). — P. 120. — ISSN 0004-637X. — DOI:10.1088/0004-637X/770/2/120. з джерела 8 серпня 2018. Процитовано 2021-06-26.
  99. Baraffe I., Chabrier G., Barman T. Structure and evolution of super-Earth to super-Jupiter exoplanets. I. Heavy element enrichment in the interior // Astronomy and Astrophysics. — Les Ulis : EDP Sciences, 2008. — Vol. 482 (4). — P. 315–332. — ISSN 0004-6361. — DOI:10.1051/0004-6361:20079321. з джерела 10 грудня 2018. Процитовано 2021-06-26.
  100. Chabrier G., Baraffe I., Allard F., Hauschildt P. Deuterium Burning in Substellar Objects // The Astrophysical Journal Letters. — Bristol : IOP Publishing, 2000. — Vol. 542 (10). — P. L119–L122. — ISSN 0004-637X. — DOI:10.1086/312941. з джерела 13 липня 2021. Процитовано 2021-06-26.
  101. Spiegel D. S., Burrows A., Milsom J. A. The Deuterium-burning Mass Limit for Brown Dwarfs and Giant Planets // The Astrophysical Journal. — Bristol : IOP Publishing, 2011. — Vol. 727 (1). — P. 57. — ISSN 0004-637X. — DOI:10.1088/0004-637X/727/1/57. з джерела 21 вересня 2019. Процитовано 2021-06-26.
  102. Baraffe I., Chabrier G., Barman T. S., Allard F., Hauschildt P. H. Evolutionary models for cool brown dwarfs and extrasolar giant planets. The case of HD 209458 // Astronomy and Astrophysics. — Les Ulis : EDP Sciences, 2003. — Vol. 402 (5). — P. 701–712. — ISSN 0004-6361. — DOI:10.1051/0004-6361:20030252. з джерела 22 липня 2019. Процитовано 2021-06-26.
  103. Burrows A., Hubbard W. B., Saumon D., Lunine J. I. An expanded set of brown dwarf and very low mass star models // The Astrophysical Journal. — Bristol : IOP Publishing, 1993. — Vol. 406 (3). — P. 158–171. — ISSN 0004-637X. — DOI:10.1086/172427. з джерела 7 жовтня 2019. Процитовано 2021-06-26.
  104. Baraffe I., Chabrier G., Barman T. S., Allard F., Hauschildt P. H. Evolutionary models for cool brown dwarfs and extrasolar giant planets. The case of HD 209458 // Astronomy and Astrophysics. — Les Ulis : EDP Sciences, 2003. — Vol. 402 (5). — P. 701–712. — ISSN 0004-6361. — DOI:10.1051/0004-6361:20030252. з джерела 22 липня 2019. Процитовано 2021-06-26.
  105. ↑ Burrows A., Hubbard W. B., Saumon D., Lunine J. I. An expanded set of brown dwarf and very low mass star models // The Astrophysical Journal. — Bristol : IOP Publishing, 1993. — Vol. 406 (3). — P. 158–171. — ISSN 0004-637X. — DOI:10.1086/172427. з джерела 7 жовтня 2019. Процитовано 2021-06-26.
  106. A short biography of Dr. Shiv S. Kumar. www.galileoinstitute.org (англ.). Galileo Galilei Institute for Theoretical Physics[en]. оригіналу за 25 червня 2021. Процитовано 25 червня 2021. 
  107. Auddy S., Basu S., Valluri S. R. Analytic Models of Brown Dwarfs and the Substellar Mass Limit // Advances in Astronomy. — 2016. — Vol. 2016 (23 September). — P. 574327. — DOI:10.1155/2016/5743272. з джерела 13 липня 2021. Процитовано 2021-06-26.
  108. Brown dwarf &124; astronomy. Encyclopedia Britannica (англ.). оригіналу за 4 травня 2021. Процитовано 16 червня 2021. 
  109. Allard F., Homeier D. Brown dwarfs // Scholarpedia. — 2007. — Vol. 2, iss. 12 (12). — P. 4475. — ISSN 1941-6016. — DOI:10.4249/scholarpedia.4475. з джерела 21 травня 2021.
  110. Salaris M., Cassisi S. Evolution of Stars and Stellar Populations. — Chichester : John Wiley & Sons, 2005. — С. 116. — ISBN 978-0-470-09219-X.
  111. Allard F., Homeier D. Brown dwarfs // Scholarpedia. — 2007. — Vol. 2, iss. 12 (12). — P. 4475. — ISSN 1941-6016. — DOI:10.4249/scholarpedia.4475. з джерела 21 травня 2021.
  112. Gray, Corbally, 2009, с. 367—369.
  113. Darling D. brown dwarfs and extraterrestrial life. Internet Encyclopedia of Science. оригіналу за 27 червня 2021. Процитовано 16 червня 2021. 
  114. Sokol J. Alien life could thrive in the clouds of failed stars // Science. — Washington : The American Association for the Advancement of Science, 2016. — 12. з джерела 28 червня 2021. Процитовано 2021-06-26.
  115. Darling D. brown dwarfs and extraterrestrial life. Internet Encyclopedia of Science. оригіналу за 27 червня 2021. Процитовано 16 червня 2021. 
  116. Lingam M., Ginsburg I., Loeb A. Prospects for Life on Temperate Planets around Brown Dwarfs // The Astrophysical Journal. — Bristol : IOP Publishing, 2020. — Vol. 888 (1). — P. 102. — ISSN 0004-637X. — DOI:10.3847/1538-4357/ab5b13. з джерела 13 липня 2021. Процитовано 2021-06-26.
Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри
Дата публікації:
Diagrama Gercshprunga Rassela Spektralnij klas Korichnevi karliki Bili karliki Chervoni karliki Subkarliki Golovna poslidovnist karliki Subgiganti Giganti Yaskravi giganti Nadgiganti Gipergiganti Absolyutna zoryana velichina MV Kori chnevij ka rlik samosvitnij astronomichnij ob yekt u yakogo dominuye vivilnennya gravitacijnoyi energiyi shlyahom stiskannya hocha deyaku rol vidigraye energovidilennya vnaslidok yadernih reakcij 1 Cej klas ob yektiv ye promizhnim mizh planetami j zoryami z masoyu v diapazoni priblizno vid 0 013 do 0 075 M Na vidminu vid planet korichnevi karliki mozhut pidtrimuvati termoyaderni reakciyi u svoyih nadrah ale na vidminu vid zir potuzhnist reakcij u nih nikoli ne dosyagaye yihnoyi svitnosti tomu voni postupovo stiskayutsya ta tmyaniyut Porivnyalne zobrazhennya Soncya chervonogo karlika korichnevih karlikiv ta YupiteraKorichnevi karliki mayut duzhe nizku svitnist ta temperaturu Yih svitnist stanovit menshe 0 04L i zazvichaj na poryadki menshe Temperatura ne perevishuye 2800 K a najholodnishi korichnevi karliki mayut temperaturu blizko 300 K Radiusi korichnevih karlikiv nezalezhno vid yih mas blizki do radiusu Yupitera U yih centralnih oblastyah deyakij chas vidbuvayutsya termoyaderni reakciyi yaderne gorinnya dejteriyu mozhe jti navit u najmensh masivnih korichnevih karlikah a masivnishi zdatni pidtrimuvati yaderne gorinnya litiyu abo navit yaderne gorinnya vodnyu Odnak dejterij ta litij shvidko vicherpuyutsya a gorinnya vodnyu v korichnevih karlikah na vidminu vid zir shvidko pripinyayetsya Popri vidminnosti mizh korichnevimi karlikami ta zoryami j planetami yih vazhko vidrizniti yak vid odnih tak i vid inshih Najpotuzhnishi j najmolodshi korichnevi karliki mayut svitnist porivnyanu z tmyanimi zoryami a stari j malomasivni shozhi na planeti giganti U pershomu vipadku dlya viznachennya tipu ob yekta mozhna vimiryati kilkist litiyu yakij zori vitrachayut shvidshe za korichnevi karliki a v drugomu priskorennya vilnogo padinnya na poverhni yake v korichnevih karlikiv znachno bilshe nizh u planet Korichnevi karliki mozhut nalezhati do odnogo z chotiroh spektralnih klasiv u poryadku zmenshennya temperaturi M L T Y Do pershih dvoh klasiv mozhut nalezhati takozh malomasivni zori Korichnevi karliki v osnovnomu formuyutsya tak yak i zori shlyahom kolapsu molekulyarnih hmar hocha mozhlivo sho malomasivni korichnevi karliki formuyutsya yak planeti u masivnih navkolozoryanih diskah U drugomu vipadku voni povinni mati tverde yadro ale takozh zdatni pidtrimuvati termoyaderni reakciyi Yak i zori korichnevi karliki pislya utvorennya deyakij chas pidtrimuyut gorinnya dejteriyu a pislya jogo vicherpannya viprominyuyut energiyu za rahunok gravitacijnogo stiskannya Na vidminu vid zir korichnevi karliki ne vihodyat na golovnu poslidovnist de dosyagali b rivnovagi mizh viprominyuvannyam ta vidilennyam energiyi za rahunok termoyadernih reakcij a pripinyayut stiskannya cherez virodzhennya elektronnogo gazu Imovirno naprikinci svoyeyi evolyuciyi vtrativshi dzherela energiyi korichnevi karliki prodovzhuyut tmyaniti peretvoryuyuchis na chorni karliki Teoretichno isnuvannya korichnevih karlikiv peredbachiv Shiv Kumar 1963 roku a 1995 yih bulo viyavleno pershim pidtverdzhenim vvazhayetsya Glize 229 B Nadali teoretichni modeli korichnevih karlikiv pokrashuvalisya a infrachervoni oglyadi neba prizveli do vidkrittya velikoyi kilkosti korichnevih karlikiv Na 2019 rik bulo vidomo ponad 11 tisyach takih ob yektiv Zmist 1 Istoriya 1 1 Peredbachennya 1 2 Vidkrittya 1 3 Podalshe vivchennya 2 Harakteristika 2 1 Viznachennya 2 2 Zagalni parametri 2 3 Vidminnosti vid zir 2 4 Nukleosintez 2 5 Poshirenist 3 Sposterezhni osoblivosti 3 1 Vidminnosti vid zir 3 2 Vidminnosti vid planet 4 Spektri ta klasifikaciya 4 1 Klas M 4 2 Klas L 4 3 Klas T 4 4 Klas Y 5 Evolyuciya 5 1 Utvorennya 5 2 Podalsha evolyuciya 6 Pridatnist dlya zhittya 7 Primitki 8 DzherelaIstoriya RedaguvatiPeredbachennya Redaguvati Pripushennya pro isnuvannya korichnevih karlikiv vpershe visunuv v 1963 roci Shiv Kumar z universitetu Virdzhiniyi 2 3 Z 1958 roku Kumar doslidzhuvav evolyuciyu zir masoyu menshe 0 1M i viyaviv sho isnuye minimalna masa koli zorya zdatna pidtrimuvati gorinnya vodnyu Vin ociniv cyu masu u 0 07M dlya ob yektiv naselennya I ta 0 09M dlya naselennya II prichomu cya ocinka praktichno ne zminilasya z togo chasu 4 5 Spochatku Kumar zaproponuvav nazivati ob yekti menshoyi masi chornimi karlikami ale cej termin vzhe vikoristovuvavsya dlya opisu inshih ob yektiv Suchasnu nazvu korichnevij karlik zaprovadila Dzhill Tarter u 1975 roci hocha kolir cih ob yektiv radshe chervonij ale nazva chervonij karlik takozh vzhe bula zajnyata 6 Dlya cih ob yektiv proponuvalisya inshi nazvi napriklad infrachervonij karlik ekstremalnij chervonij karlik ale voni ne poshirilisya 7 Vidkrittya Redaguvati nbsp Gliese 229 B korichnevij karlik yakij bulo vidkrito odnim iz pershih Ye odnim iz najvidomishih korichnevih karlikiv Sistematichni poshuki korichnevih karlikiv u 1980 h ta na pochatku 1990 h rokiv trivalij chas buli bezuspishnimi bulo znajdeno kilka kandidativ u korichnevi karliki ale zhoden z nih ne buv pidtverdzhenij Azh do 1994 roku isnuvannya korichnevih karlikiv stavilosya pid sumniv i bulo predmetom naukovih superechok 8 Nareshti v 1995 buli pidtverdzheni nezalezhni vidkrittya pershih korichnevih karlikiv 9 Tejde 1 u Pleyadah buv vidkritij u sichni 1994 roku a do grudnya togo zh roku bulo viznacheno jogo dosit nizku temperaturu Nadali bula pidtverdzhena nalezhnist Tejde 1 do Pleyad i z urahuvannyam nevelikogo viku Pleyad z yasuvalosya sho ob yekt z takimi parametrami mozhe buti tilki korichnevim karlikom Stattya Rafaelya Rebolo en i spivavtoriv z cim vidkrittyam bula opublikovana v Nature 14 veresnya 1995 10 11 PPl 15 podvijnij korichnevij karlik z komponentami praktichno rivnih mas sho takozh znahoditsya v Pleyadah Cej ob yekt bulo vidkrito 1989 roku a v listopadi 1994 roku bulo otrimano jogo spektr Dlya perevirki chi ye PPl 15 korichnevim karlikom buv zastosovanij litiyevij test Ci rezultati otrimani Giborom Basri en zi spivavtorami buli vpershe predstavleni na naukovij konferenciyi Keck Science Meeting 14 veresnya 1995 a takozh opublikovani v Astrophysical Journal 12 13 Glize 229 B suputnik chervonogo karlika Glize 229 A Korichnevij karlik buv vidkritij u zhovtni 1994 roku pri sposterezhennyah chervonogo karlika pri comu buv viyavlenij duzhe chervonij kolir Glize 229 B ne harakternij dlya zir U listopadi 1995 roku Tadasi Nakadzima ta spivavtori opublikuvali stattyu v Nature pro ce vidkrittya 14 15 Piznishe tiyeyu zh grupoyu vchenih bulo doslidzheno spektr Glize 229 B u yakomu bulo viyavleno liniyi metanu sho vkazuvalo duzhe nizku temperaturu ob yekta i takim chinom pidtverdzhuvalo sho ce korichnevij karlik U grudni 1995 roku bulo opublikovano stattyu Rebekki Oppengejmer en i spivavtoriv u Science prisvyachena comu doslidzhennyu 14 16 Sered cih vidkrittiv naukovoyu spilnotoyu najbilsh shvidko j odnoznachno bulo prijnyato ostannye i pershim pidtverdzhenim korichnevim karlikom zazvichaj vvazhayut Glize 229 B 17 18 Podalshe vivchennya Redaguvati Z vidkrittyam korichnevih karlikiv buli vvedeni spektralni klasi L i T Spochatku ne buli vidomi karliki holodnishe klasu T ale buv zroblenij visnovok sho v spektrah holodnishih karlikiv povinni buti nayavni spektralni liniyi amiaku 19 Dlya nih buv vidilenij klas Y pershim vidkritim ob yektom cogo klasu stav WD 0806 661 B vidkritij u 2011 roci 20 z masoyu blizko 7MJ 21 Pislya vidkrittya korichnevih karlikiv polipshuvalisya i teoretichni modeli cih ob yektiv Zokrema bula dokladnishe opisana yihnya vnutrishnya struktura z urahuvannyam bilsh tochnogo rivnyannya stanu rechovini v nih i buli rozrobleni tochnishi modeli yih atmosfer sho vrahovuyut sered inshogo nayavnist pilu ta hmar V rezultati buli otrimani detalnishi modeli evolyuciyi korichnevih karlikiv 22 Vidkrittyu velikoyi kilkosti korichnevih karlikiv spriyali oglyadi neba v infrachervonij oblasti spektru taki yak DENIS 2MASS ta SDSS a takozh UKIDSS en 23 Velika kilkist holodnih korichnevih karlikiv bula vidkrita kosmichnim infrachervonim teleskopom WISE Stanom na 2019 rik vidomo ponad 11 tisyach korichnevih karlikiv 24 Harakteristika RedaguvatiViznachennya Redaguvati Korichnevi karliki 25 ce subzoryani ob yekti za fizichnimi harakteristikami promizhni mizh planetami ta zoryami Na vidminu vid planet voni mozhut pidtrimuvati termoyaderni reakciyi u svoyih nadrah Odnak na vidminu vid zir korichnevi karliki nikoli ne dosyagayut potuzhnosti energovidilennya v reakciyah dostatnoyi dlya togo shob kompensuvati vitrati na vlasnu svitnist Voni viprominyuyut za rahunok stiskannya j postupovo tmyaniyut ne vihodyachi na stalu svitnist Ce viznachaye granichni znachennya mas korichnevih karlikiv maksimalna masa stanovit 0 075M 75MJ dlya ob yektiv iz sonyachnim himichnim skladom a minimalna prijnyata rivnoyu 0 013M abo 13MJ yak minimalna masa dlya gorinnya dejteriyu hocha ci znachennya desho zminyuyutsya zalezhno vid himichnogo skladu 26 27 U zv yazku z cim korichnevi karliki inodi nazivayut nevdalalimi zoryami angl failed star 28 29 30 Inodi vikoristovuyut inshe viznachennya yake vidokremlyuye korichnevi karliki vid planet za pohodzhennyam korichnevimi karlikami vvazhayut ob yekti sho sformuvalisya podibno do zir 31 Zgidno z cim viznachennyam korichnevimi karlikami vvazhayutsya takozh ob yekti sho sformuvalisya podibno do zir ale mayut masu menshe 13MJ i nezdatni pidtrimuvati termoyaderni reakciyi 32 Navpaki masivnishi ob yekti sho sformuvalisya yak planeti pid ce viznachennya ne pidhodyat i inodi ne vvazhayutsya korichnevimi karlikami 33 34 35 Prote Robocha grupa z pozasonyachnih planet angl Working Group on Extrasolar Planets Mizhnarodnogo astronomichnogo soyuzu prijnyala rishennya vikoristovuvati yak mezhu mizh planetami ta korichnevimi karlikami same mozhlivist gorinnya dejteriyu v ob yekti Ob yekti zh sformovani podibno do zir ale z menshoyu masoyu nazivayutsya subkorichnevimi karlikami 36 37 Zagalni parametri Redaguvati U najmasivnishih korichnevih karlikiv svitnist u pershi miljoni rokiv zhittya ne perevishuye 0 04L a temperatura zazvichaj stanovit menshe 2800 K U mensh masivnnih ob yektiv ci znachennya she nizhche krim togo z chasom temperatura i svitnist zmenshuyutsya Tak napriklad tipovij korichnevij karlik masoyu 0 04M ta vikom 1 milyard rokiv matime temperaturu blizko 1270 K a svitnist 2 10 5 L 38 a temperatura najholodnishih iz vidomih korichnevih karlikiv stanovit 300 K Korichnevi karliki viprominyuyut v osnovnomu v infrachervonomu diapazoni yihnij vidimij kolir temno chervonij 39 38 Radiusi cih ob yektiv blizki do radiusa Yupitera 40 Yak i v zir u deyakih korichnevih karlikiv ye planeti 41 Takozh primitno shvidke obertannya korichnevih karlikiv period obertannya deyakih z nih stanovit blizko 2 godin a shvidkist obertannya blizka do pershoyi kosmichnoyi shvidkosti Korichnevi karliki yak i zori nabuvayut takoyi shvidkosti obertannya nid chas formuvanni ale na vidminu vid nih ne vtrachayut kutovij moment nadali yihni atmosferi ne mayut zaryadu tomu korichnevi karliki ne vidchuvayut magnitnogo galmuvannya 42 Vidminnosti vid zir Redaguvati Centralna temperatura najmasivnishih korichnevih karlikiv mozhe syagati 3 106 K 43 Centralna gustina z chasom mozhe dosyagati 103 g sm3 44 Dlya porivnyannya u Soncya ci parametri stanovlyat vidpovidno 1 5 107 K ta 102 g sm3 Za takih umov u centralnih oblastyah mozhut prohoditi termoyaderni reakciyi 45 46 Za umov yaki dosyagayutsya v yadrah takih ob yektiv yih stiskannyu z pevnogo momentu pereshkodzhaye vnutrishnij tisk Dlya masivnih korichnevih karlikiv vin viklikanij elektronnim virodzhennyam yak i v bilih karlikiv energiya Fermi mozhe bilsh nizh na poryadok perevishuvati teplovu energiyu chastinok Dlya malomasivnih korichnevih karlikiv osnovnij vnesok u tisk daye kulonivske vidshtovhuvannya chastinok yak u nadrah planet U bud yakomu vipadku vlasne tyazhinnya korichnevih karlikiv urivnovazhuyetsya tiskom virodzhenogo gazu i takim chinom radiusi korichnevih karlikiv duzhe slabko zalezhat vid yih mas yak R M 1 8 displaystyle R propto M 1 8 nbsp ta blizki do radiusu Yupitera Voden u yih yadrah znahoditsya u metalevomu stani 47 Takozh mozhlive isnuvannya korichnevih karlikiv z tverdimi yadrami yak u planet 48 49 50 Korichnevi karliki povnistyu konvektivni yak i malomasivni zori Vinyatok stanovlyat lishe najholodnishi korichnevi karliki v yakih konvekciya takozh vidigraye vazhlivu rol ale ne poshiryuyetsya do poverhni ob yekta 51 52 V atmosferah korichnevih karlikiv temperaturi dosit nizki u nih mozhut isnuvati molekuli ta formuvatisya chastinki pilu 53 Za temperatur menshe 2500 K v atmosferah korichnevih karlikiv mozhut utvoryuvatisya hmari Jmovirno cherez shvidke obertannya korichnevih karlikiv hmari povinni utvoryuvati vizerunok podibnij do togo sho sposterigayetsya u Yupitera 54 a v atmosferah vidbuvayutsya meteorologichni yavisha podibni do tih sho mayut misce u planet gigantiv Nukleosintez Redaguvati Yak i v zoryah u korichnevih karlikah mozhut vidbuvatisya deyaki termoyaderni reakciyi V pershu chergu ce gorinnya dejteriyu yake dosyagayetsya navit u najmensh masivnih korichnevih karlikah i neobhidna temperatura dlya yakogo 5 105 K 55 Dosit masivni korichnevi karliki z masami ponad 0 055 0 060M takozh zdatni pidtrimuvati gorinnya litiyu dlya yakogo temperatura v yadri povinna stanoviti ne menshe nizh 2 106 K 56 Odnak dejterij i litij dosit ridkisni elementi i shvidko vicherpuyutsya v reakciyah 57 Najbilsh masivni korichnevi karliki z masami ponad 0 060 0 065M zdatni dosyagati centralnih temperatur 3 106 K i spalyuvati voden u svoyih nadrah 55 ale na vidminu vid zir u korichnevih karlikah gorinnya vodnyu cherez nevelikij chas pislya pochatku pripinyayetsya 58 59 Porivnyalni harakteristiki zirok korichnevih karlikiv ta planet 60 Tip ob yektu Masa M Termoyadernij sintez Nayavnist elementivH He D He Li DZorya 0 1 0 075 Trivalij Korotkij Nemaye NemayeKorichnevij karlik 0 075 0 065 Korotkij Korotkij Ye komm 1 NemayeKorichnevij karlik 0 065 0 013 Nemaye Korotkij Ye komm 1 NemayePlaneta lt 0 013 Nemaye Nemaye Ye YePoshirenist Redaguvati Cherez nevisoku yaskravist korichnevih karlikiv yih viyavlennya ta viznachennya yihnoyi poshirenosti ye dosit vazhkoyu zadacheyu Za danimi Gaia v mezhah 10 parsekiv vid Zemli nalichuyetsya 85 korichnevih karlikiv i tri kandidati v korichnevi karliki a zir u cij oblasti znahoditsya 373 61 Do viyavlennya pershih korichnevih karlikiv isnuvala gipoteza sho voni mozhut buti kandidatami na rol barionnoyi temnoyi materiyi u Vsesviti ale pislya yih viyavlennya ta pershih ocinok yih poshirenosti stalo zrozumilo sho voni skladayut lishe malu chastinu masi Chumackogo Shlyahu i ne mozhut stanoviti znachnoyi chastini masi temnoyi materiyi 62 Najchastishe korichnevi karliki ye odinochnimi do podvijnih sistem nalezhat blizko 20 Osoblivist takih sistem polyagaye v tomu sho praktichno u vsih z nih vidstan mizh zoreyu ta korichnevim karlikom stanovit ponad 3 astronomichni odinici Na vidminu vid korichnevih karlikiv zori v podvijnih sistemah neridko roztashovuyutsya blizko odna do odnoyi yak i planeti giganti do zir Taka osoblivist otrimala nazvu pusteli korichnevih karlikiv 63 Pochatkova funkciya mas korichnevih karlikiv ye prodovzhennyam pochatkovoyi funkciyi mas malomasivnih zir 64 Sposterezhni osoblivosti RedaguvatiNezvazhayuchi na fizichnu vidosoblenist korichnevih karlikiv vid zir i planet vidrizniti ci ob yekti vid korichnevih karlikiv praktichno buvaye vazhko yaksho nemozhlivo vimiryati masu za orbitalnimi parametrami v podvijnih sistemah Napriklad u spektrah korichnevih karlikiv ta zir nemaye pomitnih spektralnih osoblivostej za dopomogoyu yakih mozhna odnoznachno rozriznyati zori ta korichnevi karliki 65 66 Vidminnosti vid zir Redaguvati Oskilki korichnevi karliki ta malomasivni zori povnistyu konvektivni himichnij sklad na yihnij poverhni takij same yau u centri Takim chinom teoretichno za nayavnosti abo vidsutnosti tih chi inshih elementiv mozhna rozriznyati zori i korichnevi karliki 67 68 Tak napriklad termin zgoryannya litiyu zmenshuyetsya zi zrostannyam masi ob yekta i v malomasivnih zoryah stanovit blizko 100 miljoniv rokiv Znachit nayavnist cogo elementa v bilsh staromu ob yekti bude oznakoyu togo sho ce korichnevij karlik i navpaki vidsutnist litiyu v molodomu ob yekti vkazuye na te sho ce malomasivna zorya Podibna metodika otrimala nazvu litiyevogo testu angl lithium test 69 70 71 Prote litiyevij test nedoskonalij oskilki vik ob yekta ne zavzhdi mozhlivo viznachiti 72 Vidminnoyu risoyu dosit starih korichnevih karlikiv ye nayavnist metanu 73 Krim togo malomasivni zori mayut svitnosti poryadku 10 4 L otzhe ob yekti z menshimi svitnostyami ye korichnevimi karlikami Odnak protilezhne nepravilno na rannih stadiyah evolyuciyi poki korichnevij karlik stiskayetsya i spalyuye dejterij u nadrah vin mozhe buti znachno yaskravishim i jogo svitnist mozhe dosyagati 0 04L Tomu svitnist ne zavzhdi odnoznachno viznachaye tip ob yekta 74 75 Vidminnosti vid planet Redaguvati Radiusi korichnevih karlikiv blizki do radiusiv planet gigantiv ale korichnevi karliki mayut bilshu masu i otzhe bilshu gustinu i priskorennya vilnogo padinnya Ce dozvolyaye rozriznyati planeti ta korichnevi karliki spektroskopichno napriklad bilshe priskorennya vilnogo padinnya prizvodit do bilshoyi shirini linij poglinannya 76 Krim togo korichnevi karliki mozhut buti dzherelami rentgenivskogo viprominyuvannya 77 Spektri ta klasifikaciya RedaguvatiCherez nizku poverhnevu temperaturu korichnevi karliki mayut temno chervonij kolir a v yih spektrah sposterigayutsya molekulyarni smugi poglinannya U spektralnij klasifikaciyi korichnevi karliki vklyuchayut do klasiv M L T Y vid najgaryachishih do najholodnishih 27 28 Pri comu do klasiv M i L mozhut nalezhati ne tilki korichnevi karliki a j zori 78 Klas M Redaguvati Najmolodshi j dosit masivni korichnevi karliki mayut vidnosno visoku temperaturu ponad 2500 K i nalezhat do klasu M Zovni voni shozhi z chervonimi karlikami hocha vidriznyayutsya bilshim radiusom bo she ne vstigli stisnutis 79 Voni nalezhat do piznih pidklasiv klasu M vid M7 do M9 27 28 Klas M harakterizuyetsya v pershu chergu smugami poglinannya TiO a takozh inshih molekul VO MgH CaH CrH FeH i CaOH Takozh sposterigayutsya liniyi takih elementiv yak Ca II Mg I Na I K I Rb I Cs I komm 2 Yak pravilo tochnij pidklas klasu M viznachayetsya za intensivnistyu smug TiO 80 Do spektralnogo klasu M nalezhit napriklad korichnevij karlik Tejde 1 pidklasu M8 81 Klas L Redaguvati Do klasu L nalezhat holodnishi korichnevi karliki z temperaturami vid 1300 do 2500 K Cej klas zapovnenij ne tilki korichnevimi karlikami dosit stari zori z masami menshe 0 085M takozh mozhut nalezhati klasu L Pidklasi L vid rannogo L0 do najpiznishogo L8 82 83 U spektrah klasu L dominuyut liniyi luzhnih metaliv Na I K I Rb I Cs I i inodi Li I U rannih pidklasah L takozh virazheni liniyi TiO VO ta gidridiv yak u klasi M U serednih pidklasiv najbilshoyi intensivnosti dosyagayut liniyi Na I i K I a liniyi TiO ta VO praktichno znikayut U piznih pidklasiv L znikayut takozh liniyi gidridiv ale z yavlyayutsya liniyi vodi 84 Priklad korichnevogo karlika klasu L GD 165 B jogo pidklas L4 85 Klas T Redaguvati Do klasu T vklyuchayut korichnevi karliki z temperaturami vid 600 do 1300 K Imovirno spektri takih korichnevih karlikiv mayut buti shozhimi na spektri garyachih yupiteriv pozasonyachnih gazovih gigantiv roztashovanih blizko do svoyeyi zori Pidklasi T vid T0 do T8 28 82 86 Vidmitna risa korichnevih karlikiv cogo klasu smugi poglinannya metanu tomu yih takozh nazivayut metanovimi karlikami 27 Krim smug metanu u spektrah takih ob yektiv takozh sposterigayutsya smugi poglinannya vodi ta liniyi luzhnih metaliv Liniyi CO pomitni v spektrah rannih pidklasiv T ale znikayut v piznih pidklasah 87 Do klasu T vidnositsya napriklad Glize 229 B Pidklas cogo ob yekta T7 88 Klas Y Redaguvati Najholodnishi korichnevi karliki z temperaturami nizhche 600 K vidnosyatsya do klasu Y Spektroskopichno voni vidriznyayutsya vid klasu T nayavnistyu linij amiaku takozh u yih spektrah silni liniyi vodi 28 Prikladom korichnevogo karlika klasu Y mozhe buti WISE 1541 2250 pidklasu Y0 89 Korichnevi karliki v uyavi hudozhnika nbsp Klas M nbsp Klas L nbsp Klas T nbsp Klas YEvolyuciya RedaguvatiUtvorennya Redaguvati Korichnevi karliki utvoryuyutsya tak yak i zori shlyahom kolapsu molekulyarnih hmar na sho vkazuye zokrema nayavnist akrecijnih diskiv u deyakih iz nih 28 90 Masi molekulyarnih hmar yaki mozhut pochati kolaps stanovlyat ne menshe 1000 M ale pri stiskanni hmari fragmentuyutsya i v rezultati utvoryuyutsya protozori menshoyi masi 91 Teoretichna nizhnya mezha masi ob yekta sho mozhe tak sformuvatisya 1 5MJ 92 93 ale realnij mehanizm yakij prizvodit do viokremlennya ob yektiv z masami korichnevih karlikiv ta malomasivnih zir dosi ne povnistyu zrozumilij Isnuyut rizni teoriyi poklikani poyasniti ce yavishe v yih osnovi mozhut buti taki ideyi 94 Priplivni sili vseredini hmari j visoka shvidkist ruhu protozir u nij zavazhayut malomasivnim protozoryam zibrati vsyu masu svogo fragmenta shlyahom akreciyi Tisni zblizhennya protozir prizvodyat do togo sho deyaki z nih vikidayutsya z oblasti zoreutvorennya i peredchasno pripinyayut akreciyu Ionizuyuche viprominyuvannya OB zir zduvaye obolonki malomasivnih protozir do zavershennya akreciyi Turbulentnist u hmari prizvodit do vidilennya fragmentiv riznih mas najmenshi z yakih mayut masi korichnevih karlikiv ta malomasivnih zir Ci scenariyi odnakovo dobre peredbachayut bagato sposterezhuvanih parametriv zokrema pochatkovu funkciyu mas i poshirenist podvijnih sistem Odnak najbilsh jmovirnim scenariyem utvorennya korichnevih karlikiv vvazhayets ostannij bo vin posnyuye mozhlivist formuvannya korichnevih karlikiv yak u podvijnih sistemah tak i okremo a takozh yihnyu poshirenist nezalezhno vid nayavnosti poblizu OB zir Prote imovirno inshi scenariyi takozh dayut pevni vnesok u formuvannya korichnevih karlikiv 93 94 Takozh isnuye j insha teoriya za yakoyu korichnevi karliki mozhut utvoryuvatisya v masivnih navkolozoryanih diskah yak i planeti a potim vikidatisya v navkolishnij prostir 95 96 Cej scenarij opisuye formuvannya ob yektiv nevelikoyi masi yaki mozhut mati tverde yadro i takozh zdatni nadali pidtrimuvati gorinnya dejteriyu yaksho yihnya masa perevishuye priblizno 13 MJ 97 98 99 Podalsha evolyuciya Redaguvati nbsp Zmina temperaturi ta spektralnogo klasu z chasom u korichnevih karlikiv ta malomasivnih zir Korichnevim karlikam vidpovidayut punktirni liniyi chislo bilya kozhnoyi liniyi masa v M U pevnij moment i v zoryah i v korichnevih karlikah pochinayutsya termoyaderni reakciyi Pershoyu takoyu reakciyeyu staye gorinnya dejteriyu u najmasivnishih korichnevih karlikah vono trivaye 4 miljoni rokiv a v najmensh masivnih 50 miljoniv rokiv 100 Granichnu masu dlya ciyeyi reakciyi prijmayut na rivni 13MJ odnak granicya ne ye chitkoyu i zmenshuyetsya zi zrostannyam metalichnosti zminyuyuchis v mezhah vid 11 do 16MJ 101 Pid chas gorinnya dejteriyu radius ta svitnist korichnevih karlikiv yak i zir zalishayetsya praktichno nezminnoyu a gorinnya dejteriyu kompensuye znachnu chastinu vitrat energiyi na svitnist napriklad u korichnevomu karliku masoyu 0 04M vikom 3 miljoni rokiv potuzhnist energovidilennya v yadernih reakciyah stanovit 93 vid jogo svitnosti 102 103 Pislya vicherpannya dejteriyu korichnevi karliki ta malomasivni zori prodovzhuyut stiskatisya Pri comu vidilyayetsya energiya sho vitrachayetsya na viprominyuvannya Svitnist pri comu zmenshuyetsya a temperatura mozhe zmenshuvatisya abo zalishatisya praktichno nezminnoyu Cherez yakijs chas v ob yektah sho stayut zoryami pochinayetsya yaderne gorinnya vodnyu yake z pevnogo momentu povnistyu vrivnovazhuye vitrati energiyi na viprominyuvannya Cherez ce zorya pripinyaye stiskatisya i vihodit na golovnu poslidovnist u najmensh masivnih zir cej proces zajmaye ponad milyard rokiv 104 105 Granichna masa za yakoyi vidbuvayetsya perehid nazivayetsya mezheyu Kumara 106 i zalezhit vid himichnogo skladu Za suchasnimi ocinkami vona mozhe prijmati znachennya 0 064 0 087M 64 87MJ 105 107 Na vidminu vid zir stiskannyu korichnevih karlikiv z pevnogo momentu pochinaye pereshkodzhati virodzhennya rechovini abo kulonivske vidshtovhuvannya Do cogo momentu voni ne zdatni stisnutisya nastilki silno shob gorinnya vodnyu prizvelo do rivnovagi hocha v principi najmasivnishi z nih mozhut deyakij chas pidtrimuvati cyu reakciyu Pislya togo yak stiskannya pripinyayetsya korichnevij karlik viyavlyayetsya pozbavlenim dzherel energiyi ta visvichuye vlasnu teplovu energiyu Korichnevij karlik ostigaye i tmyaniye peretvoryuyuchis na chornij karlik 108 109 Pri comu piznya evolyuciya korichnevih karlikiv viyavlyayetsya podibnoyu do evolyuciyi bilih karlikiv 110 Oholodzhuyuchis korichnevi karliki zminyuyut svij spektralnij klas Tak najmolodshi i dosit masivni korichnevi karliki vikom u kilka miljoniv rokiv i menshe vidnosyatsya do klasu M Bilsh stari korichnevi karliki vidnosyatsya do klasu L malomasivni karliki nalezhat comu klasu do viku blizko 108 rokiv a chas perebuvannya u comu klasi dosit masivnih karlikiv syagaye 1010 rokiv Pislya cogo korichnevi karliki perehodyat u klas T a potim u Y 111 112 Pridatnist dlya zhittya RedaguvatiKorichnevi karliki nevelikoyi masi mozhut mati dostatno nizki temperaturi shob na nih mogla isnuvati voda v ridkomu stani Otzhe taki ob yekti mozhut buti pridatni dlya zhittya yake vikoristovuye infrachervone viprominyuvannya korichnevogo karlika Hocha na cih ob yektah visoke priskorennya vilnogo padinnya inodi na dva poryadki bilshe nizh na Zemli ce ne viklyuchaye mozhlivist rozvitku zhittya navit deyaki zemni organizmi zdatni vinositi taki perevantazhennya Vidsutnist tverdoyi poverhni u korichnevih karlikiv mozhe zavazhati rozvitku zhittya ale ne viklyucheno sho organizmi mozhut napriklad plavati v atmosferi Takozh pereshkodzhati poyavi zhittya na korichnevih karlikah mozhe nestacha kaliyu kalciyu ta zaliza neobhidnih dlya perebigu biologichnih procesiv 113 114 Planeti sho obertayutsya navkolo korichnevih karlikiv mozhut perebuvati v zoni pridatnij dlya zhittya 115 Dlya cogo korichnevij karlik maye buti dosit masivnim ne menshe 40MJ oskilki malomasivni karliki shvidko tmyaniyut i yihni planeti opinyayutsya poza zonoyu zhittya za chas nedostatnij dlya rozvitku zhittya Krim togo malomasivni korichnevi karliki stvoryuyut duzhe malo ultrafioletovogo viprominyuvannya neobhidnogo dlya rozvitku zhittya 116 Vikishovishe maye multimedijni dani za temoyu Korichnevij karlikPrimitki Redaguvati a b Dlya masi ponad 0 055 0 060 M tilki na pochatku Rimski cifri pislya poznachennya elementa oznachayut stupin jogo ionizaciyi I nejtralnij atom II odnorazovo ionizovannij atom III dvichi ionizovanij i t d Dzherela Redaguvati Korichnevi karliki Astronomichnij enciklopedichnij slovnik za zag red I A Klimishina ta A O Korsun Lviv Golov astronom observatoriya NAN Ukrayini Lviv nac un t im Ivana Franka 2003 S 229 ISBN 966 613 263 X Brown dwarf amp 124 astronomy Encyclopedia Britannica angl Arhiv originalu za 4 travnya 2021 Procitovano 16 chervnya 2021 Spravka O korichnevyh karlikah proekt Astrogalaktika 30 travnya 2005 Arhiv originalu za 15 grudnya 2010 Procitovano 30 veresnya 2010 ros A short biography of Dr Shiv S Kumar www galileoinstitute org angl Galileo Galilei Institute for Theoretical Physics en Arhiv originalu za 25 chervnya 2021 Procitovano 25 chervnya 2021 Joergens 2014 s 2 3 Brown dwarf amp 124 astronomy Encyclopedia Britannica angl Arhiv originalu za 4 travnya 2021 Procitovano 16 chervnya 2021 Joergens 2014 s 19 20 Joergens 2014 s VII 26 Brown dwarf amp 124 astronomy Encyclopedia Britannica angl Arhiv originalu za 4 travnya 2021 Procitovano 16 chervnya 2021 Joergens 2014 s 25 26 Rebolo R Zapatero Osorio M R Martin E L Discovery of a brown dwarf in the Pleiades star cluster Nature N Y NPG 1995 Vol 377 9 P 129 131 ISSN 0028 0836 DOI 10 1038 377129a0 Arhivovano z dzherela 17 zhovtnya 2019 Procitovano 2021 06 26 Joergens 2014 s 59 73 Basri G Marcy G W Graham J R The First Lithium Brown Dwarf PPL 15 Bulletin of the American Astronomical Society en Washington American Astronomical Society 1995 Vol 186 6 P 60 03 Arhivovano z dzherela 13 lipnya 2021 Procitovano 2021 06 26 a b Joergens 2014 s 85 96 Nakajima T Oppenheimer B R Kulkarni S R Golimowski D A Matthews K Discovery of a cool brown dwarf Nature N Y NPG 1995 Vol 378 11 P 463 465 ISSN 0028 0836 DOI 10 1038 378463a0 Arhivovano z dzherela 6 veresnya 2019 Procitovano 2021 06 26 Oppenheimer B R Kulkarni S R Matthews K Nakajima T Infrared Spectrum of the Cool Brown Dwarf Gl 229B Science Washington The American Association for the Advancement of Science 1995 Vol 270 12 P 1478 1479 ISSN 0036 8075 DOI 10 1126 science 270 5241 1478 Arhivovano z dzherela 13 lipnya 2021 Procitovano 2021 06 26 Brown dwarf amp 124 astronomy Encyclopedia Britannica angl Arhiv originalu za 4 travnya 2021 Procitovano 16 chervnya 2021 Darling D brown dwarf Internet Encyclopedia of Science Arhiv originalu za 28 kvitnya 2021 Procitovano 16 chervnya 2021 Gray Corbally 2009 s 434 435 Joergens 2014 s 114 130 Luhman K L Burgasser A J Bochanski J J Discovery of a Candidate for the Coolest Known Brown Dwarf The Astrophysical Journal Letters Bristol IOP Publishing 2011 Vol 730 3 P L9 ISSN 0004 637X DOI 10 1088 2041 8205 730 1 L9 Arhivovano z dzherela 13 veresnya 2019 Procitovano 2021 06 26 Joergens 2014 s 141 157 Allard F Homeier D Brown dwarfs Scholarpedia 2007 Vol 2 iss 12 12 P 4475 ISSN 1941 6016 DOI 10 4249 scholarpedia 4475 Arhivovano z dzherela 21 travnya 2021 Carnero Rosell A Santiago B dal Ponte B Burningham B da Costa L N Brown dwarf census with the Dark Energy Survey year 3 data and the thin disc scale height of early L types Monthly Notices of the Royal Astronomical Society N Y Wiley Blackwell 2019 Vol 489 11 P 5301 5325 ISSN 0035 8711 DOI 10 1093 mnras stz2398 Arhivovano z dzherela 13 lipnya 2021 Procitovano 2021 06 26 Baturin V A Mironova I V Korichnevyj karlik Glossarij Astronet Arhiv originalu za 11 lyutogo 2021 Procitovano 16 chervnya 2021 Brown dwarf Encyclopedia Britannica angl Arhiv originalu za 4 travnya 2021 Procitovano 16 chervnya 2021 a b v g Darling D brown dwarf Internet Encyclopedia of Science Arhiv originalu za 28 kvitnya 2021 Procitovano 16 chervnya 2021 a b v g d e Allard F Homeier D Brown dwarfs Scholarpedia 2007 Vol 2 iss 12 12 P 4475 ISSN 1941 6016 DOI 10 4249 scholarpedia 4475 Arhivovano z dzherela 21 travnya 2021 Brown Dwarf Asrtonomy Swinburne University of Technology Arhiv originalu za 30 travnya 2021 Procitovano 19 chervnya 2021 Astronomy uvelichili populyaciyu korichnevyh karlikov RAS News M Rossijskaya akademiya nauk 22 04 2009 Arhiv originalu za 28 chervnya 2021 Procitovano 28 chervnya 2021 Darling D brown dwarf Internet Encyclopedia of Science Arhiv originalu za 28 kvitnya 2021 Procitovano 16 chervnya 2021 Allard F Homeier D Brown dwarfs Scholarpedia 2007 Vol 2 iss 12 12 P 4475 ISSN 1941 6016 DOI 10 4249 scholarpedia 4475 Arhivovano z dzherela 21 travnya 2021 Molliere P Mordasini C Deuterium burning in objects forming via the core accretion scenario Brown dwarfs or planets Astronomy and Astrophysics Les Ulis EDP Sciences 2012 Vol 547 11 P A105 ISSN 0004 6361 DOI 10 1051 0004 6361 201219844 Arhivovano z dzherela 13 lipnya 2021 Procitovano 2021 06 26 Bodenheimer P D Angelo G Lissauer J J Fortney J J Saumon D Deuterium Burning in Massive Giant Planets and Low mass Brown Dwarfs Formed by Core nucleated Accretion The Astrophysical Journal Btristol IOP Publishing 2013 Vol 770 6 P 120 ISSN 0004 637X DOI 10 1088 0004 637X 770 2 120 Arhivovano z dzherela 8 serpnya 2018 Procitovano 2021 06 26 Baraffe I Chabrier G Barman T Structure and evolution of super Earth to super Jupiter exoplanets I Heavy element enrichment in the interior Astronomy and Astrophysics Les Ulis EDP Sciences 2008 Vol 482 4 P 315 332 ISSN 0004 6361 DOI 10 1051 0004 6361 20079321 Arhivovano z dzherela 10 grudnya 2018 Procitovano 2021 06 26 Boss A P Butler R P Hubbard W B Ianna P A Kurster M Working Group on Extrasolar Planets Transactions of the International Astronomical Union Series A Brussel International Astronomical Union 2007 Vol 26 3 P 183 186 DOI 10 1017 S1743921306004509 Arhivovano z dzherela 13 lipnya 2021 Procitovano 2021 06 26 Boss A P Basri G Kumar S S Liebert J Martin E L Nomenclature Brown Dwarfs Gas Giant Planets and Proceedings of IAU Symposium 211 San Francisco Astronomical Society of the Pacific 2003 Vol 211 6 P 529 Arhivovano z dzherela 3 lipnya 2019 Procitovano 2021 06 26 a b Baraffe I Chabrier G Barman T S Allard F Hauschildt P H Evolutionary models for cool brown dwarfs and extrasolar giant planets The case of HD 209458 Astronomy and Astrophysics Les Ulis EDP Sciences 2003 Vol 402 5 P 701 712 ISSN 0004 6361 DOI 10 1051 0004 6361 20030252 Arhivovano z dzherela 22 lipnya 2019 Procitovano 2021 06 26 Bolshaya rossijskaya enciklopediya v 36 t predsed red kol Yu S Osipov otv red S L Kravec M Nauch izd vo BRE 2004 2017 ros Allard F Homeier D Brown dwarfs Scholarpedia 2007 Vol 2 iss 12 12 P 4475 ISSN 1941 6016 DOI 10 4249 scholarpedia 4475 Arhivovano z dzherela 21 travnya 2021 Lingam M Ginsburg I Loeb A Prospects for Life on Temperate Planets around Brown Dwarfs The Astrophysical Journal Bristol IOP Publishing 2020 Vol 888 1 P 102 ISSN 0004 637X DOI 10 3847 1538 4357 ab5b13 Arhivovano z dzherela 13 lipnya 2021 Procitovano 2021 06 26 Allard F Homeier D Brown dwarfs Scholarpedia 2007 Vol 2 iss 12 12 P 4475 ISSN 1941 6016 DOI 10 4249 scholarpedia 4475 Arhivovano z dzherela 21 travnya 2021 Gray Corbally 2009 s 369 Burrows A Hubbard W B Saumon D Lunine J I An expanded set of brown dwarf and very low mass star models The Astrophysical Journal Bristol IOP Publishing 1993 Vol 406 3 P 158 171 ISSN 0004 637X DOI 10 1086 172427 Arhivovano z dzherela 7 zhovtnya 2019 Procitovano 2021 06 26 Allard F Homeier D Brown dwarfs Scholarpedia 2007 Vol 2 iss 12 12 P 4475 ISSN 1941 6016 DOI 10 4249 scholarpedia 4475 Arhivovano z dzherela 21 travnya 2021 Sun Encyclopedia Britannica angl Arhiv originalu za 9 chervnya 2021 Procitovano 18 chervnya 2021 Allard F Homeier D Brown dwarfs Scholarpedia 2007 Vol 2 iss 12 12 P 4475 ISSN 1941 6016 DOI 10 4249 scholarpedia 4475 Arhivovano z dzherela 21 travnya 2021 Molliere P Mordasini C Deuterium burning in objects forming via the core accretion scenario Brown dwarfs or planets Astronomy and Astrophysics Les Ulis EDP Sciences 2012 Vol 547 11 P A105 ISSN 0004 6361 DOI 10 1051 0004 6361 201219844 Arhivovano z dzherela 13 lipnya 2021 Procitovano 2021 06 26 Bodenheimer P D Angelo G Lissauer J J Fortney J J Saumon D Deuterium Burning in Massive Giant Planets and Low mass Brown Dwarfs Formed by Core nucleated Accretion The Astrophysical Journal Btristol IOP Publishing 2013 Vol 770 6 P 120 ISSN 0004 637X DOI 10 1088 0004 637X 770 2 120 Arhivovano z dzherela 8 serpnya 2018 Procitovano 2021 06 26 Baraffe I Chabrier G Barman T Structure and evolution of super Earth to super Jupiter exoplanets I Heavy element enrichment in the interior Astronomy and Astrophysics Les Ulis EDP Sciences 2008 Vol 482 4 P 315 332 ISSN 0004 6361 DOI 10 1051 0004 6361 20079321 Arhivovano z dzherela 10 grudnya 2018 Procitovano 2021 06 26 Allard F Homeier D Brown dwarfs Scholarpedia 2007 Vol 2 iss 12 12 P 4475 ISSN 1941 6016 DOI 10 4249 scholarpedia 4475 Arhivovano z dzherela 21 travnya 2021 Mohanty S Baraffe I Chabrier G Convection in brown dwarfs Convection in Astrophysics Cambridge Cambridge University Press 2007 Vol 239 5 P 197 204 ISSN 1743 9221 DOI 10 1017 S1743921307000427 Arhivovano z dzherela 13 lipnya 2021 Procitovano 2021 06 26 A Reiners D Homeier P H Hauschildt F Allard A high resolution spectral atlas of brown dwarfs Astronomy and Astrophysics Les Ulis EDP Sciences 2007 Vol 473 10 P 245 255 ISSN 0004 6361 DOI 10 1051 0004 6361 20077963 Arhivovano z dzherela 13 lipnya 2021 Procitovano 2021 06 26 Allard F Homeier D Brown dwarfs Scholarpedia 2007 Vol 2 iss 12 12 P 4475 ISSN 1941 6016 DOI 10 4249 scholarpedia 4475 Arhivovano z dzherela 21 travnya 2021 a b Caballero J A A Review on Substellar Objects below the Deuterium Burning Mass Limit Planets Brown Dwarfs or What Geosciences Basel MDPI 2018 Vol 8 9 P 362 ISSN 2076 3263 DOI 10 3390 geosciences8100362 Arhivovano z dzherela 13 lipnya 2021 Procitovano 2021 06 26 Basri G The Lithium Test for Young Brown Dwarfs invited review Proceedings of a Workshop held in Puerto de la Cruz Tenerife ASP 1998 Vol 134 23 September P 394 Arhivovano z dzherela 20 serpnya 2019 Procitovano 2021 06 26 Chabrier G Baraffe I Allard F Hauschildt P Deuterium Burning in Substellar Objects The Astrophysical Journal Letters Bristol IOP Publishing 2000 Vol 542 10 P L119 L122 ISSN 0004 637X DOI 10 1086 312941 Arhivovano z dzherela 13 lipnya 2021 Procitovano 2021 06 26 Brown dwarf amp 124 astronomy Encyclopedia Britannica angl Arhiv originalu za 4 travnya 2021 Procitovano 16 chervnya 2021 Allard F Homeier D Brown dwarfs Scholarpedia 2007 Vol 2 iss 12 12 P 4475 ISSN 1941 6016 DOI 10 4249 scholarpedia 4475 Arhivovano z dzherela 21 travnya 2021 Surdin V G Astronomiya vek XXI 3 e izd Fryazino Vek 2 2015 S 139 ISBN 978 5 85099 193 7 Reyle C Jardine K Fouque P Caballero J A Smart R L The 10 parsec sample in the Gaia era arXiv e prints 2021 Vol 2104 4 P arXiv 2104 14972 Arhivovano z dzherela 13 lipnya 2021 Procitovano 2021 06 26 Brown Dwarf Asrtonomy Swinburne University of Technology Arhiv originalu za 30 travnya 2021 Procitovano 19 chervnya 2021 Persson C M Csizmadia S Mustill A J Fridlund M Hatzes A P Greening of the brown dwarf desert EPIC 212036875b a 51 MJ object in a 5 day orbit around an F7 V star Astronomy amp Astrophysics Les Ulis EDP Sciences 2019 Vol 628 8 P A64 ISSN 1432 0746 0004 6361 1432 0746 DOI 10 1051 0004 6361 201935505 Arhivovano z dzherela 28 chervnya 2021 Procitovano 2021 06 26 Luhman K L Rieke G H Young E T Cotera A S Chen H The Initial Mass Function of Low Mass Stars and Brown Dwarfs in Young Clusters The Astrophysical Journal Brislol IOP Publishing 2000 Vol 540 9 P 1016 1040 ISSN 0004 637X DOI 10 1086 309365 Basri G The Lithium Test for Young Brown Dwarfs invited review Proceedings of a Workshop held in Puerto de la Cruz Tenerife ASP 1998 Vol 134 23 September P 394 Arhivovano z dzherela 20 serpnya 2019 Procitovano 2021 06 26 Reiners A Homeier D Hauschildt P H Allard F A high resolution spectral atlas of brown dwarfs Astronomy amp Astrophysics Les Ulis EDP Sciences 2007 Vol 473 10 P 245 255 ISSN 0004 6361 DOI 10 1051 0004 6361 20077963 Arhivovano z dzherela 13 lipnya 2021 Procitovano 2021 06 26 Basri G The Lithium Test for Young Brown Dwarfs invited review Proceedings of a Workshop held in Puerto de la Cruz Tenerife ASP 1998 Vol 134 23 September P 394 Arhivovano z dzherela 20 serpnya 2019 Procitovano 2021 06 26 Chabrier G Baraffe I Allard F Hauschildt P Deuterium Burning in Substellar Objects The Astrophysical Journal Letters Bristol IOP Publishing 2000 Vol 542 10 P L119 L122 ISSN 0004 637X DOI 10 1086 312941 Arhivovano z dzherela 13 lipnya 2021 Procitovano 2021 06 26 Allard F Homeier D Brown dwarfs Scholarpedia 2007 Vol 2 iss 12 12 P 4475 ISSN 1941 6016 DOI 10 4249 scholarpedia 4475 Arhivovano z dzherela 21 travnya 2021 Chabrier G Baraffe I Allard F Hauschildt P Deuterium Burning in Substellar Objects The Astrophysical Journal Letters Bristol IOP Publishing 2000 Vol 542 10 P L119 L122 ISSN 0004 637X DOI 10 1086 312941 Arhivovano z dzherela 13 lipnya 2021 Procitovano 2021 06 26 Basri G The Lithium Test for Young Brown Dwarfs invited review Proceedings of a Workshop held in Puerto de la Cruz Tenerife ASP 1998 Vol 134 23 September P 394 Arhivovano z dzherela 20 serpnya 2019 Procitovano 2021 06 26 Reiners A Homeier D Hauschildt P H Allard F A high resolution spectral atlas of brown dwarfs Astronomy amp Astrophysics Les Ulis EDP Sciences 2007 Vol 473 10 P 245 255 ISSN 0004 6361 DOI 10 1051 0004 6361 20077963 Arhivovano z dzherela 13 lipnya 2021 Procitovano 2021 06 26 Darling D brown dwarf Internet Encyclopedia of Science Arhiv originalu za 28 kvitnya 2021 Procitovano 16 chervnya 2021 Allard F Homeier D Brown dwarfs Scholarpedia 2007 Vol 2 iss 12 12 P 4475 ISSN 1941 6016 DOI 10 4249 scholarpedia 4475 Arhivovano z dzherela 21 travnya 2021 Basri G The Lithium Test for Young Brown Dwarfs invited review Proceedings of a Workshop held in Puerto de la Cruz Tenerife ASP 1998 Vol 134 23 September P 394 Arhivovano z dzherela 20 serpnya 2019 Procitovano 2021 06 26 Allard F Homeier D Brown dwarfs Scholarpedia 2007 Vol 2 iss 12 12 P 4475 ISSN 1941 6016 DOI 10 4249 scholarpedia 4475 Arhivovano z dzherela 21 travnya 2021 Darling D brown dwarf Internet Encyclopedia of Science Arhiv originalu za 28 kvitnya 2021 Procitovano 16 chervnya 2021 Gray Corbally 2009 s 339 Gray Corbally 2009 s 348 Gray Corbally 2009 s 341 Rebolo R Martin E L Basri G Marcy G W Zapatero Osorio M R Brown Dwarfs in the Pleiades Cluster Confirmed by the Lithium Test The Astrophysical Journal Bristol IOP Publishing 1996 Vol 469 iss 1 9 P L53 ISSN 0004 637X DOI 10 1086 310263 Arhivovano z dzherela 25 chervnya 2021 Procitovano 2021 06 26 a b Stellar classification Encyclopedia Britannica angl Arhiv originalu za 3 travnya 2021 Procitovano 23 chervnya 2021 Gray Corbally 2009 s 339 354 368 568 Gray Corbally 2009 s 351 352 Kirkpatrick J D Reid I N Liebert J Cutri R M Nelson B Dwarfs Cooler than M The Definition of Spectral Type L Using Discoveries from the 2 Micron All Sky Survey 2MASS The Astrophysical Journal Bristol IOP Publishing 1999 Vol 519 iss 2 7 P 802 833 ISSN 1538 4357 0004 637X 1538 4357 DOI 10 1086 307414 Arhivovano z dzherela 27 zhovtnya 2020 Procitovano 2021 06 26 Gray Corbally 2009 s 388 400 568 Gray Corbally 2009 s 391 396 Burgasser A J Geballe T R Leggett S K Kirkpatrick J D Golimowski D A A Unified Near Infrared Spectral Classification Scheme for T Dwarfs The Astrophysical Journal Bristol IOP Publishing 2006 Vol 637 2 P 1067 1093 ISSN 0004 637X DOI 10 1086 498563 Arhivovano z dzherela 17 serpnya 2019 Procitovano 2021 06 26 Kirkpatrick J D Cushing M C Gelino C R Griffith R L Skrutskie M F The first hundred brown dwarfs discovered by the Wide Field Infrared Survey Explorer WISE The Astrophysical Journal Supplement Series Bristol IOP Publishing 2011 Vol 197 iss 2 11 P 19 ISSN 1538 4365 0067 0049 1538 4365 DOI 10 1088 0067 0049 197 2 19 Arhivovano z dzherela 24 bereznya 2021 Procitovano 2021 06 26 Karttunen H Kroger P Oja H Poutanen M Donner K J Fundamental Astronomy 5th Edition Berlin Heidelberg N Y Springer 2007 P 244 247 ISBN 978 3 540 34143 7 Arhivovano z dzherela 24 chervnya 2021 Kononovich E V Moroz V I Obshij kurs astronomii pod red V V Ivanova 2 e ispravlennoe M URSS 2004 S 387 ISBN 5 354 00866 2 Whitworth A P Stamatellos D The minimum mass for star formation and the origin of binary brown dwarfs Astronomy amp Astrophysics Les Ulis EDP Sciences 2006 Vol 458 iss 3 11 P 817 829 ISSN 1432 0746 0004 6361 1432 0746 DOI 10 1051 0004 6361 20065806 Arhivovano z dzherela 24 lyutogo 2021 Procitovano 2021 06 26 a b Stamatellos D The Formation of Low Mass Stars and Brown Dwarfs The Labyrinth of Star Formation Astrophysics and Space Science Proceedings Cham Springer International Publishing Switzerland 2014 T 36 S 17 ISBN 978 3 319 03040 1 DOI 10 1007 978 3 319 03041 8 3 Arhivovano z dzherela 9 lipnya 2021 a b Luhman K L The Formation and Early Evolution of Low Mass Stars and Brown Dwarfs Annual Review of Astronomy and Astrophysics en Palo Alto Annual Reviews 2012 Vol 50 9 P 65 106 ISSN 0066 4146 DOI 10 1146 annurev astro 081811 125528 Arhivovano z dzherela 20 chervnya 2019 Procitovano 2021 06 26 Bolshaya rossijskaya enciklopediya v 36 t predsed red kol Yu S Osipov otv red S L Kravec M Nauch izd vo BRE 2004 2017 ros Luhman K L The Formation and Early Evolution of Low Mass Stars and Brown Dwarfs Annual Review of Astronomy and Astrophysics en Palo Alto Annual Reviews 2012 Vol 50 9 P 65 106 ISSN 0066 4146 DOI 10 1146 annurev astro 081811 125528 Arhivovano z dzherela 20 chervnya 2019 Procitovano 2021 06 26 Molliere P Mordasini C Deuterium burning in objects forming via the core accretion scenario Brown dwarfs or planets Astronomy and Astrophysics Les Ulis EDP Sciences 2012 Vol 547 11 P A105 ISSN 0004 6361 DOI 10 1051 0004 6361 201219844 Arhivovano z dzherela 13 lipnya 2021 Procitovano 2021 06 26 Bodenheimer P D Angelo G Lissauer J J Fortney J J Saumon D Deuterium Burning in Massive Giant Planets and Low mass Brown Dwarfs Formed by Core nucleated Accretion The Astrophysical Journal Btristol IOP Publishing 2013 Vol 770 6 P 120 ISSN 0004 637X DOI 10 1088 0004 637X 770 2 120 Arhivovano z dzherela 8 serpnya 2018 Procitovano 2021 06 26 Baraffe I Chabrier G Barman T Structure and evolution of super Earth to super Jupiter exoplanets I Heavy element enrichment in the interior Astronomy and Astrophysics Les Ulis EDP Sciences 2008 Vol 482 4 P 315 332 ISSN 0004 6361 DOI 10 1051 0004 6361 20079321 Arhivovano z dzherela 10 grudnya 2018 Procitovano 2021 06 26 Chabrier G Baraffe I Allard F Hauschildt P Deuterium Burning in Substellar Objects The Astrophysical Journal Letters Bristol IOP Publishing 2000 Vol 542 10 P L119 L122 ISSN 0004 637X DOI 10 1086 312941 Arhivovano z dzherela 13 lipnya 2021 Procitovano 2021 06 26 Spiegel D S Burrows A Milsom J A The Deuterium burning Mass Limit for Brown Dwarfs and Giant Planets The Astrophysical Journal Bristol IOP Publishing 2011 Vol 727 1 P 57 ISSN 0004 637X DOI 10 1088 0004 637X 727 1 57 Arhivovano z dzherela 21 veresnya 2019 Procitovano 2021 06 26 Baraffe I Chabrier G Barman T S Allard F Hauschildt P H Evolutionary models for cool brown dwarfs and extrasolar giant planets The case of HD 209458 Astronomy and Astrophysics Les Ulis EDP Sciences 2003 Vol 402 5 P 701 712 ISSN 0004 6361 DOI 10 1051 0004 6361 20030252 Arhivovano z dzherela 22 lipnya 2019 Procitovano 2021 06 26 Burrows A Hubbard W B Saumon D Lunine J I An expanded set of brown dwarf and very low mass star models The Astrophysical Journal Bristol IOP Publishing 1993 Vol 406 3 P 158 171 ISSN 0004 637X DOI 10 1086 172427 Arhivovano z dzherela 7 zhovtnya 2019 Procitovano 2021 06 26 Baraffe I Chabrier G Barman T S Allard F Hauschildt P H Evolutionary models for cool brown dwarfs and extrasolar giant planets The case of HD 209458 Astronomy and Astrophysics Les Ulis EDP Sciences 2003 Vol 402 5 P 701 712 ISSN 0004 6361 DOI 10 1051 0004 6361 20030252 Arhivovano z dzherela 22 lipnya 2019 Procitovano 2021 06 26 a b Burrows A Hubbard W B Saumon D Lunine J I An expanded set of brown dwarf and very low mass star models The Astrophysical Journal Bristol IOP Publishing 1993 Vol 406 3 P 158 171 ISSN 0004 637X DOI 10 1086 172427 Arhivovano z dzherela 7 zhovtnya 2019 Procitovano 2021 06 26 A short biography of Dr Shiv S Kumar www galileoinstitute org angl Galileo Galilei Institute for Theoretical Physics en Arhiv originalu za 25 chervnya 2021 Procitovano 25 chervnya 2021 Auddy S Basu S Valluri S R Analytic Models of Brown Dwarfs and the Substellar Mass Limit Advances in Astronomy 2016 Vol 2016 23 September P 574327 DOI 10 1155 2016 5743272 Arhivovano z dzherela 13 lipnya 2021 Procitovano 2021 06 26 Brown dwarf amp 124 astronomy Encyclopedia Britannica angl Arhiv originalu za 4 travnya 2021 Procitovano 16 chervnya 2021 Allard F Homeier D Brown dwarfs Scholarpedia 2007 Vol 2 iss 12 12 P 4475 ISSN 1941 6016 DOI 10 4249 scholarpedia 4475 Arhivovano z dzherela 21 travnya 2021 Salaris M Cassisi S Evolution of Stars and Stellar Populations Chichester John Wiley amp Sons 2005 S 116 ISBN 978 0 470 09219 X Allard F Homeier D Brown dwarfs Scholarpedia 2007 Vol 2 iss 12 12 P 4475 ISSN 1941 6016 DOI 10 4249 scholarpedia 4475 Arhivovano z dzherela 21 travnya 2021 Gray Corbally 2009 s 367 369 Darling D brown dwarfs and extraterrestrial life Internet Encyclopedia of Science Arhiv originalu za 27 chervnya 2021 Procitovano 16 chervnya 2021 Sokol J Alien life could thrive in the clouds of failed stars Science Washington The American Association for the Advancement of Science 2016 12 Arhivovano z dzherela 28 chervnya 2021 Procitovano 2021 06 26 Darling D brown dwarfs and extraterrestrial life Internet Encyclopedia of Science Arhiv originalu za 27 chervnya 2021 Procitovano 16 chervnya 2021 Lingam M Ginsburg I Loeb A Prospects for Life on Temperate Planets around Brown Dwarfs The Astrophysical Journal Bristol IOP Publishing 2020 Vol 888 1 P 102 ISSN 0004 637X DOI 10 3847 1538 4357 ab5b13 Arhivovano z dzherela 13 lipnya 2021 Procitovano 2021 06 26 Otrimano z https uk wikipedia org w index php title Korichnevij karlik amp oldid 40479387