천문학

______보다 가까운 갈색 왜성이 없다고 확신합니다.

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이 질문을 어떻게 표현해야할지 모르겠습니다.

갈색 왜성은 우리에게 얼마나 가까웠으며 지금까지 발견되지 않았습니까?

또는 태양으로부터 X 광년 이내에 갈색 왜성이 없다고 확신 할 수있는 확률은 얼마입니까? (X의 다른 값에 대해)

(Nemesis 또는 태양에 대한 가상의 이원 파트너를 다루는 것에 대해 걱정하지 마십시오. 나는 단지 감지되지 않은 갈색 왜성에 대해 묻고 있습니다. 심지어 Oort 구름 외부에서도 알파 C 내에서. WISE 설문 조사가 얼마나 민감한 지 모르겠습니다. .)


대답은 대략 3-5 광년이라고 생각합니다.

근적외선에 대한 최근 WISE 조사는 매우 차가운 근처의 갈색 왜성조차도 감지할 수 있어야 했습니다(실제로 매우 차가운 갈색 왜성도 감지했습니다. 예를 들어 불과 6광년 떨어진 250K 갈색 왜성). Luhman et al. 2014 . WISE는 전천후 조사 였고 이러한 초저온 갈색 왜성을 찾는 데 큰 관심이 있기 때문에 몇 광년 이내에 유사한 물체가 이미 발견되었을 것이라고 가정하는 것이 합리적입니다. 이에 대한주의 사항은 WISE 측량의 점 확산 기능이 은하계 근처에 그렇게 크지 않기 때문에 근원 혼란이 갈색 왜성을 숨겼을 수 있다는 것입니다. 반면에 근처에 있는 물체는 일반적으로 고유 운동이 높기 때문에 이전 2MASS 측량과 함께 발견되었을 것입니다. 아래에 나와 있는 것처럼 두 물체 모두에서 그러한 물체가 감지되었을 수 있기 때문입니다.

몇 가지 세부 사항 : 예를 들어 매우 낮은 질량의 갈색 왜성 (예 : 목성 질량 20 개, 나이 50 억년)을 태양에서 4 광년 떨어진 곳에 배치 해 보겠습니다. Saumon & Marley (2008)의 진화 모델에 따르면, 그러한 물체는 태양의 $ 10 ^ {-7} $ 배 (1 천만 분의 1)의 고유 광도를 가지며 400 켈빈의 온도를 갖는 것으로 보입니다. 후기 T 또는 초기 Y의 스펙트럼 유형. 이것은 지금까지 발견된 가장 차가운 갈색 왜성과 유사합니다.

Marsh et al.의 차가운 갈색 왜성에 대한 절대 크기 대 스펙트럼 유형의 교정에서. (2013) 우리는 4 광년에 그러한 갈색 왜성이 $ H = 16 $ 및 $ W2 = 10 $의 크기를 가질 것이라는 것을 알고 있습니다. 전자는 2MASS 올 스카이 조사에서 볼 수있을만큼 충분히 밝고 후자는 WISE에서 쉽게 감지됩니다. 데이터의 조합은 또한 그러한 물체의 큰 시차를 쉽게 드러냈을 것입니다. 우리는 객체가 많은 이보다 더 낮은 질량은 발견되지 않은 채로 남아 있기 때문에 아르 구 아비는 갈색 왜성이라고 부르지 않고 실제로 "자유 떠 다니는 행성"이 될 것입니다.

이제 더 차가운 갈색 왜성은 어떨까요? 음의 크기와 색상에 대한 이론적 예측은 많은 더 불확실하지만 나는 단순히 Luhman 발견을 언급 할 것입니다. 이 갈색 왜성은 은하의 나이에 주어질 수있는 갈색 왜성만큼 시원하고 목성 질량이 10 개에 불과하지만 WISE 조사에서 여전히 쉽게 발견되었습니다. 따라서 나는 이것이 상당히 확고한 경험적 한계를 설정한다고 생각합니다.


New Kids On The Block & #8211 브라운 드워프

& # 8220home & # 8221에 가까워지면 우리 동네에는 별이 많지 않습니다. Proxima Centauri는 4.2 광년 거리에 있으며 Rigil Kentaurus는 4.3 광년 떨어져 있습니다. Barnard’s Star, Wolf 359, Lalande 21185, Luyten 726-8A 및 B, 크고 밝은 Sirius A 및 B가 있습니다. 하지만 그다지 눈에 띄지 않는 천체의 이웃은 어떻습니까? 새로 발견 된 한 쌍의 갈색 왜성을 시도해보십시오.

NASA 위성 WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer)를 사용하는 Leibniz Institute for Astrophysics Potsdam (AIP)의 과학자들은 우리 태양계에서 15 광년과 18 광년 만에이 예상치 못한 듀오를 발견했습니다. 우리는 WISE의 예비 데이터 릴리스를 사용하여 후기 T 왜성에 전형적인 색상을 가진 밝은 후보를 선택하고 희미한 2MASS 및 SDSS 개체와 일치시키고 적절한 동작을 결정하고 분 광학적으로 후속 조치를 시도했습니다. & #8221은 RD Scholz, et al.

WISE J0254 + 0223 및 WISE J1741 + 2553으로 명명 된이 쌍은 매우 불일치로 주목을 끌었습니다. 하나는 적외선에서 매우 밝고 다른 하나는 광학 광에서 매우 희미합니다. 훨씬 더 매력적인 것은 그들이 움직이는 속도와 관찰 사이에 급격하게 변화하는 적절한 움직임이었습니다. 매우 큰 고유 운동은 이러한 물체가 태양에 매우 가까이 있어야 한다는 첫 번째 힌트입니다. 두 물체 모두 SDSS z-대역에서만 감지되며 이는 T형 후기 왜성 근처에서 흔히 볼 수 있습니다.” Scholz는 말합니다.

이 쌍은 발견 당시 광학적으로 볼 수 있었기 때문에 팀은 애리조나에있는 LBT (Large Binocular Telescope)를 사용하여 거리에서 더 정확하게 스펙트럼 유형과 집을 결정했습니다. 그들은 T형 갈색왜성의 가장 멋진 대표자 – 매우 멋진 것들에 대해 더 알고 싶었습니다. 핵융합을 일으키기 위한 질량이 부족하기 때문에 실패한 별이라고 더 잘 알려진 두 사람은 시간이 지남에 따라 크기가 급격히 감소하기 때문에 연구가 필요했습니다. 그것들은 너무 빨리 퇴색하기 때문에 갈색 왜성은 우리가 생각하는 것보다 훨씬 더 가까이 있을 가능성이 높습니다.

원본 뉴스 출처: 라이프니츠 천체 물리학 연구소 포츠담 뉴스. 추가 정보: Cornell University Library – Two very near(d


브라운 드워프 이웃

태양 근처의 별을 공전하는 차가운 갈색 왜성의 이미지. 이미지 크레디트: UA 스튜어드 천문대. 클릭하면 확대됩니다
천문학 자들은 우리 은하계에서 단 12.7 광년 떨어져있는 갈색 왜성을 발견했습니다. 이것은 지금까지 발견 된 두 번째로 가장 가까운 갈색 왜성을 만듭니다. 실패한 별은 남쪽 별자리 Pavo에서 최근에야 발견 된 또 다른 별을 돌고 있습니다. 1 차 별은 우리 태양 질량의 1/10에 불과한 작고, 갈색 왜성은 지구에서 태양까지의 거리의 4.5 배로 공전합니다.

천문학 자들은 우리 태양 근처에서 독특한 '갈색 왜성'을 발견했습니다.

당신의 도시가 은하계라면, 당신의 집 위층에 사는 것에 대해 알지 못하는 누군가를 찾는 것과 같을 것이라고 발견자 중 한 명이 말했습니다.

희귀 한 천체는 지구에서 불과 12.7 광년 떨어져 있으며, 남반구 별자리 Pavo (공작)에서 최근에야 발견 된 주요 별을 돌고 있습니다.

다른 갈색 왜 성계는 지구에 더 가깝게 발견되었으며, 약간 더 가깝습니다.

주요 별은 우리 태양 질량의 10 분의 1에 불과합니다. 천문학 자들이 저 질량 별과 함께 차가운 갈색 왜성을 발견 한 것은 이번이 처음이다. 지금까지 우리 태양 질량의 절반 이하를 도는 별은 발견되지 않았습니다.

갈색 왜성은 별에서 4.5AU 또는 지구가 우리 태양에서 오는 것보다 별에서 4 배 반 정도 떨어져 있습니다. 천문학자들은 갈색 왜성의 질량이 목성보다 9배에서 65배 사이라고 추정합니다.

갈색 왜성은 행성도 별도 아닙니다. 그들은 우리 태양계에서 가장 큰 행성 인 목성보다 수십 배 더 거대하지만 별과 같은 수소 융합에 의해 스스로 동력을 공급 받기에는 너무 작습니다.

비슷하게 차가운 갈색 왜성이 약 30 개만 하늘 어디에서나 발견되었으며, 약 10 개만이 궤도를 도는 별이 발견되었습니다.

이 물체는 지구에 매우 가깝고 질량이 매우 낮은 별 주위를 공전하는 것 외에도 온도가 약 섭씨 750도 (화씨 1,382도) 인 매우 차가운 갈색 왜성입니다. ), & # 8221은 애리조나 대학교 대학원생 인 Beth Biller가 말했다.

& # 8220 그것은 또한 너무 가깝기 때문에 온도에서 가장 밝은 물체 일 가능성이 높습니다. & # 8221 Biller는 말했습니다. 그리고 이것은 주별의 10천문 단위 내에 있는 갈색 왜성 동반자의 드문 예입니다.

Biller는 ESO (European Southern Observatory)의 Markus Kasper 및 UA & # 8217s Steward Observatory의 Laird Close와 함께 SCR 1845-6357B로 지정된 갈색 왜성을 발견 한 팀을 이끌었습니다.

이것에 대해 정말 흥미로운 것은 우리가 태양에 가장 가까운 25 개의 항성계 중 하나 주변에서 갈색 왜성을 발견했다는 것입니다, & # 8221 Close가 말했습니다. 이 근처 별의 대부분은 수십 년 동안 알려져 왔으며 최근에야 우리 지역에서 소수의 새로운 천체가 발견되었습니다.”

Close는 "은하를 투손 크기로 생각하면 이전에 알지 못했던 위층에 사는 사람을 찾는 것과 같습니다."라고 말했습니다.

Close는 팀이 갈색 왜성을 이미징하는 데 사용하는 특수 적응 광학 카메라인 NACO SDI(Simultaneous Differential Imager) 개발을 도왔습니다. 이 카메라는 칠레의 ESO’ VLT(Very Large Telescope)에 사용됩니다. 또 다른 SDI 카메라는 애리조나 주 홉킨스 산에있는 6.5 미터 MMT 천문대에서 사용됩니다.

ESO의 Markus Kasper는 '이것은 거리가 잘 알려져 있기 때문에 과학계에 귀중한 대상이기도합니다. 이것은 천문학자들이 갈색 왜성의 광도를 정확하게 측정할 수 있게 하고 궁극적으로 그것의 궤도 운동을 계산할 수 있게 해줄 것이라고 Kasper는 말했다. 이러한 속성은 갈색 왜성의 특성을 이해하는 데 매우 중요합니다. & # 8221

이 갈색 왜성의 발견은 태양 주변에서 자유롭게 떠 다니는 단일 갈색 왜성보다 바이너리 시스템에서 더 차가운 갈색 왜성이있을 수 있음을 시사한다고 Close는 말했다. 이진계(binary system)는 갈색 왜성이 별이나 다른 갈색 왜성을 중심으로 공전하는 것입니다.

천문학 자들은 현재 이원계에서 5 개의 차가운 갈색 왜성을 발견했지만 태양으로부터 20 광년 이내에 단 2 개의 고립 된 차가운 갈색 왜성을 발견했다. 그들은 우리 태양계로부터 33 광년 이내에 새로 발견 된 일부 항성계에서 더 많은 T 왜소 동료를 찾을 수있을 것이라고 그는 덧붙였다.

이원계에서 T 왜성이 태양 근처에서 고립 된 단일 T 왜성보다 많다는 증거는 단일 갈색 왜성이 이원보 다 더 자주 형성 될 것이라고 예측하는 이론에 영향을 미친다고 Close는 말했다.

NACO SDI(Simultaneous Differential Imager)는 적응 광학을 사용하여 지구 대기의 흐릿한 효과를 제거하여 매우 선명한 이미지를 생성합니다. 이 카메라는 VLT의 능력을 향상시켜 주별의 눈부심으로 잃어버린 희미한 동반자를 감지합니다.

Close and Rainer Lenzen은 독일 하이델베르크에있는 막스 플랑크 천문학 연구소 (Max Planck Institute for Astronomy)에서 메탄이 풍부한 외계 행성을 찾기 위해 SDI 카메라를 개발했습니다. SDI 카메라는 단일 물체의 빛을 4개의 동일한 이미지로 분할한 다음 약간 다른 3개의 메탄에 민감한 필터를 통해 광선을 통과시킵니다. 필터링된 광선이 검출기 어레이에 부딪히면 천문학자들은 이미지를 빼서 밝은 별이 사라지고 훨씬 더 어둡고 메탄이 풍부한 동반자가 시야에 들어온다.


기록 차단기

새로운 갈색 왜성은 두 개의 다른 기록도 깨뜨립니다. 130 ~ 230 ° C의 온도로 지금까지 본 것 중 가장 차가운 갈색 왜성입니다. 그리고 그것은 우리 태양보다 0.000026퍼센트의 에너지만을 방출하는 가장 희미한 결장이며, 이 에너지는 가시 파장이 아닌 적외선에서 나타납니다. 이 갈색 왜성 중 380 만 마리가 태양의 힘과 같을 것입니다. 목성의 크기와 비슷하지만 질량은 5 ~ 30 배 더 큽니다.

물체의 연약한 성질은 그것이 근접함에도 불구하고 왜 이제서야 발견되었는지를 설명합니다. 그것은 하늘의 단지 몇 퍼센트만을 조사한 후에 발견되었는데, 이는 더 많은 갈색 왜성이 감지되지 않은 채 근처에 숨어 있음을 의미합니다.


가장 작은 별

천문학 자들은 알려진 가장 작은 별이 무엇인지 확인했을 것입니다. 그리고 알려진 가장 작은 별뿐만 아니라 아마도 가장 작은 별 가능한 별. 더 작 으면 더 이상 별이 아닐 수도 있습니다.

문제의 별은 2MASS J05233822-1403022라고하지만 줄여서 J0523이라고 부릅니다 (이름은 2MASS (2-Micron All Sky Survey)에서 발견 된 별과 함께 하늘의 좌표에서 따옴). 약해지면 가장 약해집니다. 빛은 태양의 1/8,000에 불과하고 온도는 1,800°C(태양의 5,600°와 비교)이며 지름은 태양의 0.09배에 불과합니다. 목성보다!

실제로는 약 40 광년 정도에서 비교적 가깝지만, 너무 희미 해 보려면 큰 망원경이 필요합니다. 육안으로 볼 수있는 가장 희미한 별은 여전히 백만 J0523보다 배 더 밝습니다!

그렇다면 그것이 (아마도) 가장 작은 별인지 어떻게 알 수 있습니까?

글쎄, 우리는 "별"이 의미하는 바를 정의해야합니다. 천문학 자들은 별이 수소를 핵에있는 헬륨으로 융합 할 수있을 정도로 거대한 기체 물체라고 말합니다. 태양은 이것을 하므로 별입니다. 목성은 그렇지 않습니다.

이 융합을 진행하려면 수소를 아주 세게 짜야합니다. 행성은이를 위해 필요한 힘을 가지고 있지 않지만 충분한 물질을 쌓으면 핵의 압력과 온도가 상승하고 결국 수소 융합이 발화하는 지점에 도달합니다.

우리는 질량 제한이 태양의 약 0.07 ~ 0.077 배라고 생각합니다. 그 이상이면 융합합니다. 덜, 당신은 잃는다.

그러나 그 범위는 우리가 원하는 것보다 큽니다. 좀 줄여보시는게 좋을듯 합니다. 그래서 몇 가지 경계를 설정하기 위해 근처의 별을 연구하는 천문학자 팀은 핵융합 한계 주변의 매우 낮은 질량의 별과 그 한계 아래에 있는 물체를 찾기로 결정했습니다. 후자의 물체를 갈색 왜성이라고 부릅니다.

별과 갈색 왜성에는 재미있는 점이 있습니다. 별을 가져다가 질량을 더하면 점점 뜨거워집니다. 핵의 핵융합 속도가 질량에 매우 민감하기 때문입니다. 질량을 조금 더하면 핵융합 속도가 올라가서 온도가 올라가고 별이 조금 팽창하게 된다. (그것은 본질적으로 가스로 만들어졌고, 가스를 가열하면 팽창합니다.)

하지만 갈색 왜성은 다릅니다. 그들의 코어는 그들의 모든 질량에 의해 꽤 세게 압착되지만 융합을 시작하기에 충분하지 않습니다. 문제는 퇴행성이라고 불리는 이상한 양자 역학적 상태에 있습니다. 이것은 갈색 왜성에 질량을 더하면 더 작은.

NASA / JPL-Caltech / UCB의 사진

그래서 천문학 자들은 아주 영리한 일을했습니다. 그들은 핵융합 질량 한계 근처에서 63개의 물체를 발견하고 크기 대 표면 온도를 표시했습니다(자체적으로 질량에 따라 다르지만 더 쉽고 직접 측정할 수 있음). 더 낮은 질량으로 갈수록 별은 더 낮은 온도와 더 작은 반지름을 가지지 만 일단 갈색 왜성 체제로 넘어 가면 더 낮은 온도 (따라서 더 낮은 질량)는 더 크게 반지름.

천문학 자들은 물체의 속성을 플로팅했으며, 온도가 떨어지면서 크기가 다시 증가하기 시작하기 전에 최소값에 도달 할 때까지 충분히 확신했습니다. 그 최소값은 갈색 왜성 / 정상적인 별 경계가있는 곳이어야합니다.… 그리고 그들은 좋은 ol’J0523이 바로 거기에 앉아있는 것을 발견했습니다. 그 별의 바로 옆에 있습니다.

그래서 J0523이 가장 작은 별이라고 생각합니다. 또한 가장 무겁고 시원합니다. 질량이 더 적 으면 별이 아니라 갈색 왜성이 될 것입니다.

이제 이 제한이 어렵고 빠르지 않다는 것을 염두에 두십시오. 그것은 별의 나이, 별이 가지고있는“금속”의 풍부함을 포함하여 다른 요인들에 의해 영향을받습니다. (천문학 자들은 헬륨보다 무거운 모든 원소를“금속”이라고 부르는데, 이것은 비천 문학자들에게는 약간 혼란 스럽지만 H와 He가 가장 많습니다. 우주의 풍부한 원소, 다른 모든 것은 본질적으로 오염), 그리고 심지어 별이 얼마나 빨리 회전하는지.

실제로이 관찰은 질량 한계에 대해 더 낮은 온도를 섭씨 1,400 °에 가깝게 예측하는 이론적 모델과 상충됩니다. 왜 불일치가 있는지 불명확합니다. 위에서 언급 한 요인 때문일 수도 있고, 관측치에 알려지지 않은 편견이있을 수도 있습니다 (공평하게 말하면 63 개의 별은 통계적으로 볼 때별로 많지 않지만이 별은 너무 희미해서 어렵습니다 크고 편향되지 않은 샘플을 얻기 위해 천문학 자 팀은 샘플 크기를 늘리기 위해 노력하고 있습니다). 갈색 왜성 코어의 물리학에 대한 우리의 이해도 약간 틀렸을 수도 있습니다. 경계에서 상황은 항상 어렵습니다.

이 모든 것을 감안할 때 J0523보다 질량이 더 낮은 실제 별은 할 수 있었다 발견되다. 전적으로 가능합니다. 그러나 그때까지 J0523은 최하위 기록을 보유하고 있습니다.

어느 쪽이든, 여기에 숙고해야 할 것이 있습니다. 위에서 언급했듯이 융합이 일어나는 속도는 별의 질량에 따라 다릅니다. J0523은 가능한 가장 낮은 융합 질량을 가지고 있기 때문에 수소 연료를 사용하여 달콤한 시간을 보내고 있습니다. 그것을 감안할 때 그것은 너무 비참해서 태양보다 훨씬 더 긴 수명을 가지고 있습니다. 문자 그대로 여전히 (약하게) 즐겁게 융합 될 수 있습니다. 일조 지금부터 몇 년!

이 작은 별들은 찾기 어렵고 연구하기 어렵고 여전히 우리 최고의 과학자들을 혼란스럽게합니다 ... 그리고 우리가 결국 그것들을 알아 내더라도 그들은 여전히 ​​마지막 웃음을 지을 것입니다. 긴, 미래의 시간.


이론에서 사실로

갈색 왜성은 1960~2019년대에 Shiv Kumar가 항성 내부의 물질 융합을 탐구할 때 처음 가정했습니다. 그는 별의 중심이 퇴화되었지만 (또는 전자가 궤도에 갇힌 상태에서) 별 전체가 그곳에있는 물질을 융합 할만큼 충분히 크지 않으면 어떻게 될지 궁금해했습니다. 그들은 가스 거인보다 약간 더 크고 여전히 열을 방출하지만 언뜻보기에는 그 행성과 눈에 띄게 비슷해 보일 것입니다. 사실, 퇴화 물질과 물체의 제한 반경 때문에 평평해지기 전에 일정량의 열열만 얻을 수 있습니다. 보시다시피, 분자 가스 구름이 중력 위치 에너지 아래에서 붕괴 될 때 밀도와 열이 수소가 융합을 시작하기에 충분할 때까지 별이 형성됩니다. 그러나 별들은 처음에 융합을 시작하기 위해 이보다 큰 밀도를 얻어야합니다. 일단 그것이 얻어지면 일부 에너지는 부분적인 퇴화와 수축을 통해 손실되기 때문입니다 (Emspak 25-6, Burgasser 70).

인구 I 별에 대한 갈색 왜성 형성의 경계를 보여주는 차트.

인구 II 별에 대한 유사한 정보를 보여주는 차트.

그러나 그 퇴화 압력은 그것을 극복하기 위해 특정 질량이 필요합니다. Kumar는 0.07 태양 질량이 0.07 태양 질량이 수소가 I족 별과 융합하기에 충분한 압력을 가질 수 있는 가장 낮은 질량이고 0.09 태양 질량이 II 인구 별에 대해 융합할 수 있는 가장 낮은 질량이라고 결정했습니다. 전자가 퇴화되는 압력과 싸우고 압축을 피할 수있는 모든 것. Kumar는 이 물체의 이름을 흑색 왜성으로 지정하고 싶었지만 그 명칭은 냉각된 백색 왜성에 속합니다. Jill Tarter가 오늘날 사용되는 갈색 왜성 용어를 생각 해낸 것은 1975 년이 되어서야였습니다. 하지만 20 년 동안 모든 것이 조용 해졌고 존재하는 것으로 알려진 사람은 아무도 없었습니다. 그리고 1995 년에 Teide 1이 발견되었고 과학자들은 점점 더 많은 것을 찾기 시작할 수있었습니다. 아이디어와 관찰 사이에 큰 지연이 발생한 이유는 파장 갈색 왜성이 IR 스펙트럼의 한계에 가까운 1-5 마이크로 미터에서 빛을 방출하기 때문입니다. 기술이이 범위를 따라 잡아야했기 때문에 이러한 첫 번째 관찰이 몇 년 전이었습니다. 현재 1000 & # x2019s가 존재하는 것으로 알려져 있습니다 (Emspak 25-6, Kumar 1122-4 Burgasser 70).


과거의 목요일: 가장 가까운 보이지 않는 빛

우리는 여전히 지구에서 가장 가까운 별을 발견하고 있습니다.

“어렸을 때 나는 나 자신을 투명하게 만들 수 있다고 믿었습니다. 내가 할 수 있었는지 확신할 수 없지만 눈에 띄지 않게 통과할 수 있는 능력은 분명히 있었습니다." -테렌스 스탬프

지구상의 어두운 곳에서 밤하늘을 올려다 볼 때 달이 오지 않으면 약 6,000 개의 별 (또는 그 이상)이 맑은 밤에 당신의 눈을 맞이할 것입니다.

이것은 실제로 우리 은하를 구성하는 수 천억 개의 별 중 극히 일부에 불과합니다. 생각해 보면 말이됩니다. 우리 은하가 얼마나 크고 별들 사이의 거리가 얼마나 넓은지를 고려할 때, 우리 위치에서 볼 수 있는 소수의 소수만이 이해가 됩니다. 사실이지만 우리가 볼 수있는 별이 가장 가까운 우리에게 별. 그러나 이야기는 사실 그것보다 훨씬 더 풍부합니다.

모든 별이 평등하게 만들어지지 않는다는 사실은 놀라지 않을 것입니다. 어떻게 이 별들은 서로 비교할 때 불평등합니다.

태양과 같은 별을 가져다가 10 배 멀리 옮겼다면 100 분의 1만큼 밝게 보일 것입니다. 그러나 만약 당신이 태양의 질량 인 별을 가져다가 그것을 태양보다 10 배 더 무거운 별과 비교한다면, 더 무거운 별은 오천 더 밝게! 우리 별보다 100 배가 넘는 가장 무거운 별은 말 그대로 수백만 배나 태양보다 더 빛날 수 있습니다.

즉, 우리가 보는 별은 우리와 비교적 가까운 별들의 조합이지만, 더군다나 본질적으로 매우 밝은 별. 사실, 우리에게 가장 가까운 10 개의 별계 중 2 개만이 육안으로 볼 수 있습니다!

우리에게 가장 가까운 별 (예 : Proxima Centauri)을 가져 가십시오. 4.3 광년 떨어져있는 쌍성 쌍성 인 알파 센타 우리 시스템에 대해 들어 보셨을 것입니다. 하지만 더 가까이에있는 Proxima Centauri는 태양 질량의 12 %에 불과하고 가시 광선에서 빛이 0.0056 %에 불과한 적색 왜 성인 Proxima Centauri입니다. 아래 사진은 센타우리자리 프록시마와 함께 하늘에서 세 번째와 아홉 번째로 밝은 항성계인 알파와 베타 센타우리가 원을 그리며 지적한 모습이다.

그건 우리에게 가장 가까운 별이며 100 년 전인 1915 년까지 발견되지 않았습니다. 그리고 수소를 융합하는 주 계열성으로서 닫기 본질적으로 가장 희미한 물체에.

이것은 "표준" Hertzsprung-Russell 도표로, 저질량, 저온, M급 적색 왜성(그 중에서 프록시마 센타우리를 찾을 수 있음)에서 초질량에 이르기까지 매우 다양한 별을 보여줍니다. , 밝은 파란색 O 급 별.

그러나이 도표는 질량이 훨씬 더 낮은 별을 잘라냅니다. 사실 수소를 헬륨으로 융합하기에는 너무 낮습니다. 대신, 그들은 태어난 미량의 중수소를 다소 무거운 요소로 융합하여 빛을 생성합니다. 수조 태양보다 빛이 몇 배나 적고 가장 희미한 백색 왜성보다 수백만 배나 적습니다.

갈색 왜성 (색상으로는 희미하지만 마젠타 육안으로 볼 때) 이러한 것들은 너무 차가워서 가시 광선을 거의 방출하지 않으며 적외선에서 추적해야합니다. 물체가 자발적으로 가시광을 방출 할 수있을만큼 뜨거울 수있는 임계 온도는 700 ~ 800K 사이입니다. 즉, 갈색 왜성이 그보다 더 차가 우면 망원경이 아무리 강력해도 사람의 눈에는 보이지 않습니다. .

오늘날에도 몇 천 (확인 된) 갈색 왜성 만이 알려져 있습니다. 가장 차가운 WISE 1828 + 2650은 온도가 너무 낮아 표준 대기압에서 끓인 물!

WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer)는 이러한 물체를 찾기 위해 우리가 성공적으로 개발하고 배포 한 도구 중 가장 강력한 도구입니다. 아래에는 Ned Wright의 표준 브라운 드워프 스펙트럼 그래프와 다양한 우주 기반 임무의 민감도가 나와 있습니다. 분명히 알 수 있듯이 James Webb 우주 망원경이 출시 될 때까지 (가장 빠르면 2018 년에) WISE는 이러한 파악하기 어려운 물체를 찾기위한 최고의 도구 역할을해야합니다.

그리고 WISE는 6.5 광년 거리에서 한 쌍의 갈색 왜성을 발견하여 우리 태양에 세 번째로 가까운 항성계가되었습니다. !

맞습니다. 다시 한 번 강조하기 위해 우리는 2013 년에 우리에게 세 번째로 가까운 별계. Alpha Centauri 시스템(Proxima 포함)과 Barnard의 별만 더 가깝습니다.

WISE 1049–5319로 알려진이 쌍은 2010 년 WISE에 의해 처음 관찰되었지만 우리 은하계에 너무 가깝기 때문에 확인하기가 어려웠습니다. 은하계 (우연히도 우리가있는 곳)에 별이 밀도가 높기 때문에 촬영 한 별의 배경에서 희미한 출처를 감지하는 것은 매우 어렵습니다. 삼 년 이 시스템의 존재를 확인하기 위한 분석입니다. 따라서 다음과 같이 질문 할 수 있습니다.

6.5 광년 밖에 떨어져 있지 않은 갈색 왜성 한 쌍을 가질 수 있다면 우리 은하계에 얼마나 많은 갈색 왜성이있을 수 있을까요?

다시 말해서, 우리 뒷마당에 눈에 보이지 않는 빛이 있다는 것을 확신합니다. 그러나 그 중 몇 개나 있을 수 있습니까?

우리가 가진 최고의 제약은 중력 마이크로 렌즈입니다. 즉, 우리는 직접 밀도를 측정하기 위해 갈색 왜성의 수를 관찰하고 계산합니다. 그렇습니다.하지만 그렇게 포괄적 인 설문 조사를했다고해도 많은 부분을 놓칠 것입니다. 관찰 및 계산 방법은 우리에게 하한 얼마나 많을 수 있지만 상한선은 아니고 전반적으로 좋은 추정치가 아닙니다.

상한선을 얻기 위해 우리는 멀리 떨어진 하늘 조각을 관찰하고 갈색 왜성 (또는 다른 보이지 않는 물체)이 우리와 광원 사이를 지나갈 때마다 배경 광원을 특징적으로 밝게하고 밝게하지 않습니다. 다시 관찰 중.

이러한 개체는 일반적으로 MACHO 또는 MAssive Compact Halos 개체로 알려져 있습니다. 그리고 그들은 존재합니다! 그러나 그것들은 적어도 우리 은하의 전체 질량의 백분율로서 아주 적은 수로 존재합니다.

이것은 한때 암흑 물질에 대한 합법적 인 후보 였지만 여러 독립적 인 MACHO 사냥꾼 그룹 덕분에 우주의 잃어버린 질량을 설명하기에 충분하지 않다는 것을 확신합니다.

이 마이크로렌즈 작업이 한 것은 암흑 물질이 0.00000001 태양 질량(달의 질량 정도)에서 100 태양 질량 사이의 질량을 가진 마초에 의해 설명될 수 있다는 것을 배제한다는 것입니다. 효과적으로 이것은 이러한 질량 범위의 블랙홀과 암흑 물질의 근원을 배제합니다.

이제 이것은 갈색 왜성이 그 중 상당 부분이 될 수 없다는 것을 의미하지는 않습니다. 바리온 (즉, 양성자, 중성자 및 전자) 우리 은하계에는 이론상으로이 갈색 왜성에 갇힌 질량만큼이나 질량이있을 수 있습니다. 다른 모든 알려진 별, 결합, 또는 천 입방 광년 당 몇 개만있을 수 있습니다. 가능한 것의 범위는 말 그대로 그렇게 불확실합니다.

미래의 제임스 웹 우주 망원경은 우리 동네에 실제로 얼마나 많은 갈색 왜성이 존재하는지 측정 할 수있는 기술적 도약이어야합니다. 은하의 하늘 조각을보고이 희미한 적외선 물체를 검색하면 마침내 우리 지역 우주가 어떻게 생겼는지 정확히 알게 될 것입니다!

하지만 놀랍지 않나요? 망원경이 발명된 지 400년이 넘었지만 우리는 여전히 우주의 우리 집 뒷마당에 얼마나 많은(그리고 어떤 유형의) 별이 있는지 모릅니다. 우리 뒷마당에는 보이지 않는 빛이 있으며, 원칙적으로 이들보다 더 차갑고 낮은 질량의 갈색 왜성은 Proxima Centauri보다 훨씬 더 가깝습니다! (이기는 하지만 아니 한때 가설이었던 Nemesis WISE가 처리 한만큼 가깝습니다!)

우리는 여전히 가장 큰 규모와 가장 작은 규모로 우리 주변의 우주와 어울리고 있습니다. 하늘을 계속 주시하세요. 그리고 완벽한 하늘이 있더라도 우주 전체가 존재한다는 사실을 기억하세요. 대부분 우리에게 보이지 않습니다!


천문학 자들은 지금까지 발견 된 가장 빠른 회전 속도의 갈색 왜성을보고했습니다.

천문학 자들은 지금까지 관찰 된 것보다 더 빠르게 회전하는 세 개의 갈색 왜성을 발견했습니다. 과학자들은 Astronomical Journal에 발표된 새로운 연구에서 지금까지 발견된 것 중 가장 빠르게 회전하는 갈색 왜성 세 개를 발견했습니다. NASA의 스피처 우주 망원경의 데이터를 사용하여 발견했습니다.

이 연구에서 과학자들은 이 퀘이사의 속도를 처음으로 측정했습니다. 그들은 또한이 세 개의 급속 회 전체가 모든 갈색 왜성에 대한 회전 속도 제한에 접근 할 수 있으며 그 이상으로 분해 될 것이라고 주장했습니다. 지금까지 발견 된 가장 빠르게 회전하는 갈색 왜성의 발견은 우주의 속도 제한을 가리킬 수 있습니다.

이 갈색 왜성은 모두 목성과 거의 같은 크기이지만 40 ~ 70 배 더 무겁습니다. 그들은 각각 1.08, 1.14 및 1.23 시간에 한 번씩 회전하는 반면, 다음으로 가장 빠른 갈색 왜성은 1.4 시간에 한 번씩 회전하고 목성은 10 시간에 한 번씩 회전합니다. 크기에 따라 세 개의 갈색 왜성 중 가장 큰 것은 초당 100km(초당 60마일) 이상의 속도로 이동합니다.

천문학 저널에 실린 새로운 연구에서 과학자들은 지금까지 발견 된 가장 빠른 회전 속도의 갈색 왜성을 발견했습니다. 이 발견은 NASA의 스피처 우주 망원경의 데이터를 사용하여 이루어졌습니다.

이 빠르게 회전하는 별의 지름은 목성의 지름과 같지만 40~70배 더 무겁습니다. 그들은 각각 1시간에 한 번씩 자전하는 반면, 다음으로 빠른 알려진 갈색 왜성은 1.4시간에 한 번, 목성은 10시간에 한 번 자전합니다.

크기를 감안할 때, 이것은 세 개의 갈색 왜성 중 가장 큰 것이 초당 60마일(초당 100킬로미터) 이상 또는 시속 약 220,000마일(시속 360,000킬로미터) 이상으로 이동한다는 것을 의미합니다. 이 가장 빠른 갈색 왜성이 서로 거의 같은 회전 속도를 가지고 있다는 사실은 과학자들을 놀라게했습니다.

세 세계의 온도가 다르기 때문에 새로운 연구에 따르면 갈색 왜성이 부서지는 속도 제한에 가까워지고 원심력 과부하로 인해 내용물이 우주로 튕겨져 나옵니다. NASA에 따르면 별과 같은 다른 천체에서도 유사한 자연 제동 메커니즘이 발견되어 별이 너무 빨리 회전하고 폭발하는 것을 방지합니다.

이것은 갈색 왜성이 서로 구분되어 있거나 발달 과정에서 비슷한 단계에 있기 때문일 수 없습니다. 하나는 따뜻한 갈색 왜성이고, 하나는 차갑고, 다른 하나는 그 사이 어딘가에 있습니다. 갈색 왜성은 나이가 들어감에 따라 개선되기 때문에 온도 대비는 이러한 갈색 왜성이 다양한 연령대임을 나타냅니다.

과학자들은 가장 빠르게 회전하는 세 가지 갈색 왜성을 확인했습니다.

별과 행성에서 물체의 회전은 구심력을 생성하여 라이더를 좌석에서 던지도록 위협합니다. 놀랍게도 그것은 그것을 찢을 수있는 능력이 있습니다. 분리되기 전에 압력에 따라 변형됨에 따라 중간 부분 주변에서 자주 부풀어 오르기 시작합니다. 이것을 제물이라고 합니다. 알려진 특성에 따라 갈색 왜성은 비슷한 정도의 편도를 가질 가능성이 있습니다.

제 1 저자 인 메간 태녹 (Megan Tannock) 박사는“우리는 갈색 왜성의 회전 속도 제한을 발견 한 것으로 보입니다. University of Western Ontario & # 8217s Department of Physics and Astronomy 후보. "우리 팀과 다른 사람들의 광범위한 검색에도 불구하고 더 빠른 회전을 가진 갈색 왜성은 발견되지 않았습니다. 사실, 더 빠른 회전은 갈색 왜성을 찢어지게 할 수 있습니다.”

“It would be pretty spectacular to find a brown dwarf rotating so fast that it is tossing its atmosphere out into space,” Megan Tannock, a Ph.D. candidate at Western University in London, Ontario, said. But we haven’t seen anything like it so far. That must imply that either something is slowing the brown dwarfs down before they reach that extreme, or that they are incapable of reaching that speed in the first place. Our paper’s findings support some kind of rotation rate limit, but we’re not sure why.”

“Brown dwarfs, like planets with atmospheres, can experience large weather storms that affect their visible brightness,” said co-author Dr. Stanimir Metchev, an astronomer at Western University’s Institute for Earth and Space Exploration. “The observed brightness variations show how frequently the same storms are seen as the object spins, revealing the spin period of the brown dwarf.”


WISE Nabs the Closest Brown Dwarfs Yet Discovered

We now know our stellar neighbors just a little better, and a new discovery may help tell us how common brown dwarfs are in our region of the galaxy. Early this week, researchers at Pennsylvania State University announced the discovery of a binary brown dwarf system. With a parallax measurement of just under 0.5”, this pair is only 6.5 light years distant making it the third closest system to our own and the closest example of the sub-stellar class of objects known as brown dwarfs yet discovered.

Named WISE J104915.57-531906, the system was identified by analysis of multi-epoch astrometry carried out by NASA’s Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE). The discovery was made by associate professor of astronomy and astrophysics at Penn State’s Center for Exoplanets and Habitable Worlds Kevin Luhman. The system’s binary nature and follow up observations were confirmed by spectroscopic analysis carried out by the Gemini Observatory’s Multi-Object Spectrographs (GMOS).

Animation showing the motion of WISE 1049-5319 across the All-WISE, 2MASS & Sloan Digital Sky Surveys from 1978 to 2010. (Credit: NASA/STScI/JPL/IPAC/University of Massachusetts.)

This find is also the closest stellar system discovered to our own solar system since the discovery of Barnard’s star by astronomer E.E. Barnard in 1916. Incidentally, Barnard’s star was the center of many spurious and controversial claims of extrasolar planet discoveries in the mid-20 th century. Barnard’s star is 6 light years distant, and the closest star system to our own is Alpha Centauri measured to be 4.4 light years distant in 1839. In 1915, the Alpha Centauri system was determined to have a faint companion now known as Proxima Centauri at 4.2 light years distant. The Alpha Centauri system also made headlines last year with the discovery of the closest known exoplanet to Earth. WISE 1506+7027 is the closest brown dwarf to our solar system yet discovered. This also breaks the extended the All-WISE survey’s own previous record of the closest brown dwarf released in 2011, WISE 1506+7027 at 11.1 light years distant.

When looking for nearby stellar suspects, astronomers search for stars displaying a high proper motion across the sky. The very first parallax measurement of 11 light years distant was obtained by Friedrich Bessel for the star 61 Cygni in 1838. 61 Cygni was known as “Piazzi’s Flying Star” for its high 4.2” proper motion across the sky. To giving you an idea of just how tiny an arc second is, a Full Moon is about 1800” in diameter. With a proper motion of just under 3” per year, it would take WISE 1049-5319 over 600 years to cross the same apparent distance in the sky as viewed from the Earth!

An artist’s conception of looking back at Sol from the binary brown dwarf system WISE 1049-5319, 6.5 light years distant. (Credit: Janella Williams, Penn State University).

“Based on how this star system was moving in images from the WISE survey, I was able to extrapolate back in time to predict where it should have been located in older surveys,” stated Luhman. And sure enough, the brown dwarf was there in the Deep Near-Infrared Survey of the Southern Sky (DENIS), the Two Micron All-Sky Survey (2MASS) and the Sloan Digitized Sky Survey (SDSS) spanning a period from 1978 to 1999. Interestingly, Luhman also points out in the original paper that the pair’s close proximity to the star rich region of galactic plane in the constellation Vela deep in the southern hemisphere sky is most likely the reason why they were missed in previous surveys.

The discovery of the binary nature of the pair was also “an unexpected bonus,” Luhman said. “The sharp images from Gemini also revealed that the object actually was not just one, but a pair of brown dwarfs orbiting each other.” This find of a second brown dwarf companion will go a long way towards pinning down the mass of the objects. With an apparent separation of 1.5”, the physical separation of the pair is 3 astronomical units (1 AU= the Earth-Sun distance) in a 25 year orbit.

Size comparison of stellar vs substellar objects. (Credit: NASA/JPL-Caltech/UCB).

Brown dwarfs are sub-stellar objects with masses too low (below

75 Jupiter masses) to sustain the traditional fusion of hydrogen into helium via the full proton-proton chain process. Instead, objects over 13 Jupiter masses begin the first portion of the process by generating heat via deuterium fusion. Brown dwarfs are thus only visible in the infrared, and run a spectral class of M (hottest), L, T, and Y (coolest). Interestingly, WISE 1049-5319 is suspected to be on the transition line between an L and T-class brown dwarf. To date, over 600 L-type brown dwarfs have been identified, primarily by the aforementioned SDSS, 2MASS & DENIS infrared surveys.

General location of WISE 1049-5319 in the constellation Vela. Note its proximity to the galactic plane. (Created by the author using Starry Night).

This discovery and others like it may go a long ways towards telling us how common brown dwarfs are in our region of the galaxy. Faint and hard to detect, we’re just now getting a sampling thanks to surveys such as WISE and 2MASS. The James Webb Space Telescope will do work in the infrared as well, possibly extending these results. Interestingly, Luhman notes in an interview with Universe Today that the potential still exists for the discovery of a brown dwarf closer to our solar system than Alpha Centauri. “No published study of the data from WISE or any other survey has ruled out this possibility… WISE is much more capable of doing this than any previous survey, but the necessary analysis would be fairly complex and time consuming. It’s easier to find something than to rule out its existence.” Said Luhman. Note that we’re talking a nearby brown dwarf that isn’t gravitationally bound to the Sun… this discussion is separate from such hypothetical solar companions as Nemesis and Tyche…and Nibiru conspiracy theorists need not apply!

The WISE 1049-5319 system is also a prime target in the search for nearby extra-solar planets. “Because brown dwarfs have very low masses, they exhibit larger reflex motions due to orbiting planets than more massive stars, and those larger reflex motions will be easier to detect.” Luhman told Universe Today. Said radial surveys for exoplanets would also be carried out in the IR band, and brown dwarfs also have the added bonus of not swamping out unseen planetary companions in the visible spectrum.

Congrats to Mr. Luhman and the Center for Exoplanets and Habitable Worlds on the discovery. You just never know what’s lying around in your own stellar backyard!


Mini Solar System Around a Brown Dwarf

Moons circle planets, and planets circle stars. Now, astronomers have learned that planets may also circle celestial bodies almost as small as planets.

NASA’s Spitzer Space Telescope has spotted a dusty disk of planet-building material around an extraordinarily low-mass brown dwarf, or “failed star.” The brown dwarf, called OTS 44, is only 15 times the mass of Jupiter. Previously, the smallest brown dwarf known to host a planet-forming disk was 25 to 30 times more massive than Jupiter.

The finding will ultimately help astronomers better understand how and where planets — including rocky ones resembling our own — form.

“There may be a host of miniature solar systems out there, in which planets orbit brown dwarfs,” said Dr. Kevin Luhman, lead author of the new study from the Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, Cambridge, Mass. “This leads to all sorts of new questions, like ‘Could life exist on such planets?’ or ‘What do you call a planet circling a planet-sized body? A moon or a planet?'”

Brown dwarfs are something of misfits in the astronomy world. These cool orbs of gas have been called both failed stars and super planets. Like planets, they lack the mass to ignite and produce starlight. Like stars, they are often found alone in space, with no parent body to orbit.

“In this case, we are seeing the ingredients for planets around a brown dwarf near the dividing line between planets and stars. This raises the tantalizing possibility of planet formation around objects that themselves have planetary masses,” said Dr. Giovanni Fazio, an astronomer at the Harvard Smithsonian Center for Astrophysics and a co-author of the new study.

The results were presented today at the Planet Formation and Detection meeting at the Aspen Center for Physics, Aspen, Colo., and will be published in the Feb. 10th issue of The Astrophysical Journal Letters.

Planet-forming, or protoplanetary, disks are the precursors to planets. Astronomers speculate that the disk circling OTS 44 has enough mass to make a small gas giant planet and a few Earth-sized, rocky ones. This begs the question: Could a habitable planet like Earth sustain life around a brown dwarf?

“If life did exist in this system, it would have to constantly adjust to the dwindling temperatures of a brown dwarf,” said Luhman. “For liquid water to be present, the planet would have to be much closer to the brown dwarf than Earth is to our Sun.”

“It’s exciting to speculate about the possibilities for life in such as system, of course at this point we are only beginning to understand the unusual circumstances under which planets arise,” he added.

Brown dwarfs are rare and difficult to study due to their dim light. Though astronomers recently reported what may be the first-ever image of a planet around a brown dwarf called 2M1207, not much is understood about the planet-formation process around these odd balls of gas. Less is understood about low-mass brown dwarfs, of which only a handful are known.

OTS 44 was first discovered about six months ago by Luhman and his colleagues using the Gemini Observatory in Chile. The object is located 500 light-years away in the Chamaeleon constellation. Later, the team used Spitzer’s highly sensitive infrared eyes to see the dim glow of OTS 44’s dusty disk. These observations took only 20 seconds. Longer searches with Spitzer could reveal disks around brown dwarfs below 10 Jupiter masses.

Other authors of this study include Dr. Paola D’Alessia of the Universidad Nacional Autonoma de Mexico and Drs. Nuria Calvet, Lori Allen, Lee Hartmann, Thomas Megeath and Philip Myers of the Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics.



코멘트:

  1. Shacage

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