Barna törpe

A Wikipédiából, a szabad enciklopédiából
A kisebb objektum a Gliese 229B jelű barna törpe, ami a Gliese 229 körül kering. A páros a Nyúl csillagképben található, 19 fényévre a Földtől
Az 54 Piscium B barna törpe

A barna törpék olyan égitestek, melyek tömege túl kicsi ahhoz, hogy a belsejükben stabil hidrogén-hélium magfúzió jöjjön létre, és így valódi csillagokká váljanak.

Ez a reakció ugyanis csak akkor indulhat be, ha egy csillag tömege elég nagy ahhoz, hogy annak magjában a hőmérséklet a 3 millió kelvint meghaladja. Ez a tömeg nagyjából a Nap tömegének 8%-a, másként kifejezve a Jupiter tömegének nyolcvanszorosa. A barna törpék tömege ennél kisebb, a vörös törpecsillagok és az óriásbolygók tömege között van. A keletkezési modellek alapján kialakulásuk közben valamikor a magjukban beindult a magfúzió, de nem a hidrogén, hanem lítium- vagy deutériumfúzió, ehhez 13 jupitertömeg is elegendő, ez jelöli ki alsó tömeghatárukat. Ez a magfúzió kb. 100 ezer évig tarthatott, ami csillagászati időskálán mérve epizódszerű csak.

A barna törpék energiát magfúzióval már nem termelnek, lassan kihűlnek, felszíni hőmérsékletük 1000-3000 K, abszolút magnitúdójuk +17 körüli. Lassú gravitációs összehúzódásuk elegendő energiát termel, hogy gyengécske fényt – főleg az infravörös tartományban – bocsássanak ki. Mivel tömegük nem túl nagy, és energiát magfúzióval nem termelnek, fényük halvány, megtalálásuk nehéz, viszont újabb megfigyelések szerint legalább annyian vannak, mint a közönséges csillagok.

Felfedezésük története[szerkesztés]

1963-ban Shiv Kumar vetette fel elsőként a lehetőségét, hogy a csillagképződési folyamat során olyan égitestek is keletkezhetnek, amelyek tömege nem elegendő a hidrogénfúzióhoz szükséges hőmérséklet eléréséhez.[1] A barna törpe elnevezést később, csak 1975-ben javasolta Jill Tarter. A név tulajdonképpen nem helyes, hiszen a barna törpék valójában vörös színben világítanak, ám a vörös törpe elnevezést már a csillagok egy csoportjára felhasználták.

Az 1980-as években már több kísérletet tettek arra, hogy ilyen égitestet találjanak, de a próbálkozások csak 1995-ben jártak sikerrel, amikor a Gliese 229B jelű objektumpárban az első barna törpét kétségtelenül azonosították.[2] Ebben meghatározó szerepet játszott mind a csillagászati műszerek érzékenységének jelentős növekedése, mind az elméleti modellek fejlődése, amik lehetővé tették a gyenge fényű csillagok észlelését is. Néhány év alatt több száz barna törpét sikerült kétséget kizáróan azonosítani, és hasonló nagyságrendű azon objektumok száma, amelyeknél valószínűsíthető, hogy barna törpék.

A Naprendszerünkhöz legközelebb lévő két barna törpe – amit 2004 elején találtak meg – az ε Indi B kettős barna törpe (melyek egy közös tömegközéppont körül keringve járják körül az ε Indi A-t), tőlünk 11,8 fényév távolságban található. Ennél kissé távolabb, 12,7 fényévre van a SCR 1845-6357 vörös törpe körül keringő barna törpe.[3]

Keletkezésük[szerkesztés]

A Trapezium-halmaz (az Orion-ködben) infravörös képén (jobbra) előtűnnek a benne lévő fiatal csillagok és barna törpék

A barna törpék keletkezési folyamata nem egyértelműen tisztázott; lényegében öt lehetőség létezik:[4]

A csak néhány millió éves Chamaeleon I csillagkeletkezési régióban 34 barna törpét találtak, ezekből háromnál bizonyítható volt az akkréciós korong létezése, mely a fiatal csillagokra jellemző.[7][8] Sok barna törpénél kimutatható a T Tauri változócsillag fázis (mely eddig csak a fiatal csillagok fősorozatig vezető útjaként volt ismert), ez további bizonyíték az azonos keletkezési történetre – legalábbis a barna törpék egy részénél. 2008-ban az Iso-Oph 102 születőben lévő barna törpénél sikerült kimutatni a protocsillagokra jellemző poláris anyagkifúvást.[9]

Lehetséges, hogy a barna törpék alsó tömeghatárát megközelítő planemók – azaz a bolygók és a barna törpék közé sorolható nagy tömegű objektumok – keletkezése folyamata is leírható a fenti öt lehetőség egyikével, azzal a különbséggel, hogy végül 13 jupitertömegnél könnyebb égitest jön létre.

A barna törpék tulajdonságai[szerkesztés]

A fiatal barna törpék alig különböztethetők meg a csillagoktól. A kép a kb. 12 millió éves TWA 5B nevű barna törpét ábrázolja (fent) a Chandra űrtávcső felvételén (NASA)

Bár életútjuk eltér a csillagokétól, a barna törpék hasonló elemösszetételt mutatnak.

A könnyű törpecsillagok esetében a mag a tömegtől függetlenül 3 millió K egyensúlyi hőmérsékletre áll be, ahol a hidrogénfúzió ugrásszerűen beindul. A hőmérséklet változatlansága a tömeg és a csillag sugara között megközelítően fennálló reciprocitást mutat, azaz minél alacsonyabb a tömeg, annál magasabb a mag sűrűsége. Növekvő magsűrűségnél a Pauli-elv alapján részben degenerált elektronok járulékos nyomást fejtenek ki a gravitációs összehúzódás ellen, ami a mag kisebb felhevüléséhez vezet. Ez a Naphoz hasonló fémesség esetében ahhoz vezet, hogy 75 jupitertömeg alatt a hőmérséklet nem éri el a hidrogénfúzióhoz szükséges értéket, és barna törpe jön létre. Mivel sem az elektrondegeneráció folyamata, sem pedig a legkönnyebb csillagok tulajdonságai nem ismertek minden vonatkozásukban, így a szakirodalomban megadott értékek 70 és 78, az újabb számítások alapján 72-75 jupitertömeg körül mozognak. Az elektronok kvantummechanikai degenerációja alapján a barna törpéket – a fehér törpékhez, neutroncsillagokhoz és fekete lyukakhoz hasonlóan – kompakt objektumoknak is nevezik.

A fiatal barna törpéknél ugyan a fúziós folyamatok hozzáadódnak az energia-egyensúlyhoz, azonban ez a tétel a fejlődés egyik fázisában sem hasonlítható össze a gravitációs energia hozzájárulásával. Ez ahhoz vezet, hogy a barna törpék már az akkréció végén elkezdenek lehűlni, miközben a fúzió csak megközelítően 10-50 millió évvel tudja késleltetni e folyamatot.

Energiaszállítás[szerkesztés]

A nehezebb csillagokkal ellentétben a barna törpéknél – hasonlóan a 0,3 naptömegűnél kisebb csillagokhoz – nem alakul ki héjszerkezet. Teljesen konvektívek, azaz az anyagszállítás a magtól egészen a felszínig ér, amely teljes anyagkeveredéshez vezet és egyben meghatározza a teljes belső rész hőmérsékleteloszlását. A metántörpék – mint például a Gliese 229B – vizsgálatai azonban azt a vélekedést erősítik, mely szerint az öregebb és hidegebb barna törpék konvekciós rétege nem éri el a felszínt, és ehelyett egy, a gázóriásokhoz hasonló atmoszféra alakul ki.

Méret[szerkesztés]

A barna törpék (középen) mérete inkább az óriásbolygók (Jupiter, jobbra) méretéhez áll közel, mint a csillagokéhoz (Nap, balra)

Az elektronok degenerációja miatt a barna törpék sugara tömegüktől függ (R~M-1/3). A degeneráció csak a barna törpék tömeghatára alatt veszti el jelentőségét, és konstans tömeg esetében a tömeg-sugár arány az R~M+1/3 értéket veszi fel. A barna törpék gyenge reciprok tömegfüggősége a teljes tömegtartományon belül megközelítően konstans sugárhoz vezet, amely kb. a Jupiterének felel meg, miközben a könnyebb barna törpék nagyobbak, mint a nehezebbek.

Színképosztály[szerkesztés]

A HN Pegasi B, egy T típusú barna törpe

A csillagok esetében definiált színképtípusok szorosabb értelemben nem alkalmazhatók a barna törpékre, mivel ezek hagyományos értelemben nem csillagok. A megfigyelések alapján az 1800-2000 K feletti hőmérsékletek esetében a barna törpék azonban az L és M színképtípusú csillagok tartományába esnek, mivel az optikai tulajdonságok csak a hőmérséklettől, valamint az összetételtől függenek. Így a barna törpék esetében is alkalmazzák a színképosztályokat, ez azonban esetükben nem adja meg pontosan a tömeget, hanem csak a tömeg és a kor kombinációját.

Egy nehéz, fiatal barna törpe a középső M tartományban, 2900 K hőmérsékletnél kezdi életét, és az összes későbbi M- és L-színképosztályt végigjárja. A könnyebb barna törpék már eleve egy későbbi típusnál indulnak. A fősorozat alsó határa nem ismert pontosan, de feltehetően az L2 és L4 színképosztályok között, azaz az 1800-2000 K hőmérséklet-tartományban található. A későbbi, hidegebb színképtípusúak biztosan barna törpék. A hidegebb barna törpék számára – mint például a 950 K hőmérsékletű Gliese 229B – a T típussal egy új színképosztályt vezettek be, amely az 1450 K alatti hőmérséklet-tartományával már nem alkalmazható csillagokra. Mivel a színképet ezekben a hőmérséklet-tartományokban elsősorban erős metánvonalak jellemzik, így a T típusú barna törpéket metántörpéknek is nevezik.

Sokáig a kb. 800 K hőmérsékletű Gliese 570D, valamint a T9 színképosztályú, 600 és 950 K közötti hőmérsékletű 2MASS J0415-0935 a voltak a leghidegebb ismert barna törpék. Mivel ez utóbbi a 2007 májusában felfedezett 650 K hőmérsékletű ULAS J0034-00[10] jelű barna törpével együtt már eltéréseket mutattak a többi T-törpéhez képest, így új színképosztályt, az Y osztályt kellett bevezetni.[11] Az első Y törpe, a (CFBDS J005910.83-011401.3) felfedezését 2008 áprilisában jelentették be, felszíni hőmérséklete 350 °C (kb. 620 K), légkörében kimutatták a barna törpékre jellemző metán mellett a csak az óriásbolygókra jellemző ammóniát is.[12][13] Ennél hidegebb a 2009-ben felfedezett Wolf 940B, mely a Wolf 940 vörös törpe körül kering mintegy 440 CsE távolságban. A 20-30 Jupiter tömegű égitest felszíni hőmérséklete mindössze 300 °C.[14] 2010 januárjában jelentették be a SDSS1416+13 kettős rendszer felfedezését, ennek B jelű komponensének felszíni hőmérséklete mindössze 500 kelvin (220 °C).[15]

Légkör[szerkesztés]

Az M8 illetve L0 színképtípusok között található objektumok egy része vörös törpe, míg másik része forró barna törpe. Ez utóbbi égitestek effektív felszíni hőmérséklete 2200 és 1400 K között van, mely hőmérséklet-tartomány már annyira alacsony, hogy lehetővé teszi molekulák kialakulását, mint például a titán-oxid és egyéb fém-oxidok.[16] 1400 K alatti hőmérsékleten, a T törpék tartományában a metán sávja válik határozottá a színképben. E molekulák okozta vonalak egyértelműen kimutathatók a színképben. Az L törpéknél pedig, még alacsonyabb hőmérsékleten alkálifémek vonalai jelennek meg.

Mivel az infravörös fényességmérések több esetben egy adott barna törpénél a forgással nem összeegyeztethető ingadozásokat mutatnak, így arra lehet következtetni, hogy légkörük áteresztése e hullámhosszokon nem homogén, ez pedig a Jupiternél megfigyelhető felhőzetre utal.[17] [18]

Forgás[szerkesztés]

A barna törpék – hasonlóan a csillagokhoz – keletkezésük folyamán jelentős forgási energiát halmoznak fel. Csillagok esetében azonban a forgási sebesség évmilliók folyamán csökken, melynek oka az, hogy a forgás során létrejövő mágneses mezők kölcsönhatásba lépnek a csillagszél töltött részecskéivel. Az interakció azonban fékező hatást fejt ki, melynek következtében az idők folyamán a mágneses mezők is veszítenek erejükből. A barna törpék azonban teljes élettartamuk alatt megtartják forgási momentumokat, mivel a kihűlő, alacsony hőmérsékletű ionizálatlan légkör nem teszi lehetővé töltött részecskékből álló csillagszél kialakulását, így azok a mágneses mezővel sem lépnek kölcsönhatásba.[19]

Atipikus barna törpék[szerkesztés]

Az LP 944-20 barna törpén röntgenflereket észleltek

Az LP 944-20 barna törpén röntgenflereket figyeltek meg, míg egy másik barna törpe, a TWA-5B röntgensugárzást bocsát ki, hasonlóan a nehezebb csillagokhoz.[20] A 2MASS1207-3932 jelű barna törpe pedig nem csak azért különleges, mert kísérője, egy 5 jupitertömegű exobolygó volt az, amelyről először készítettek közvetlenül fényképet,[21] hanem azért is mert a legutóbbi vizsgálatok során egyrészt anyagkorongot,[22] másrészt a barna törpe pólusaiból ellentétes irányba kilövellő jeteket is találtak.[23][24]

A Spitzer-űrtávcsővel 2005-ben fedezték fel a Cha 110913-773444 elnevezésű objektumot, melynek – nagy hibahatárral mért – tömege alig nyolcszorosa a Jupiterének; körülötte már kialakulásban lévő lapos porkorongot is találtak.[25] Mivel tömege még bizonytalan, így kérdéses, hogy planemónak vagy barna törpének tekintendő-e.

Gyakoriság[szerkesztés]

A csillagszerű objektumok tömegükhöz viszonyított relatív gyakoriságának leírására létezik egy egyszerű tömegfüggvény, a kezdeti tömegfüggvény (Initial Mass Function, IMF). Ez a tömegfüggvény feltehetően változatlanul alkalmazható a nagyobb tömegű barna törpék esetében,[26] mivel a csillagok keletkezési folyamatának első fázisa, a gázfelhő összehúzódása független a kialakuló égitest jellegétől, azaz a felhő nem „tudhatja”, hogy a folyamat végén csillag, avagy barna törpe keletkezik-e. Ez a tömegfüggvény azonban a kisebb tömegű barna törpék esetében eltérést mutat, mivel egyrészt a különböző keletkezési folyamatok is szerepet játszhatnak, másrészt a csillagok keletkezési folyamata során létrejövő objektumok alsó tömeghatára alig ismert.[27] A barna törpék gyakoriságának pontos meghatározása ezért nem csak a barna törpék keletkezési folyamata szempontjából fontos, hanem általánosságban is hozzájárul a csillagok keletkezési folyamatának megértéséhez. A Gliese 229B felfedezése óta több száz barna törpét találtak, főleg a 2MASS[28] (2 Micron All Sky Survey), a DENIS (DEep Near Infrared Sky survey) és az SDSS (Sloan Digital Sky Survey), valamint a nyílthalmazok és csillagkeletkezési területek feltérképezése során.

Kimutatási eljárások[szerkesztés]

A barna törpék fényereje kimondottan alacsony, ezért csak nehezen megfigyelhetőek; a korai fejlődési stádiumukban pedig könnyen összetéveszthetőek a vörös törpékkel. Egyértelmű kimutatásukra több eljárás létezik:

Fényesség
A barna törpék energiatermelésében a fúziós folyamatok csak alárendelt szerepet játszanak, ezért ezen objektumok fényessége a fejlődés során egyre csökken. Amennyiben a mért fényesség a legkönnyebb csillagoké alatt marad, amely Napunk fényességének 10−4-szerese, úgy csak egy barna törpéről lehet szó. A fényesség azonban csak akkor használható kritériumként, ha a távolság ismert, mint például nyílthalmazok esetében. E módszert az 1980-as években, a barna törpék kimutatásának kezdetén használták, de kimondottan megbízhatatlannak bizonyult, mivel a legtöbb barna törpe-jelölt esetében később bizonyítható volt a távolság hibás meghatározása.
Hőmérséklet
A Stefan–Boltzmann-törvény segítségével az L fényerő hozzárendelhető a Te effektív felszíni hőmérséklethez (Te~L1/4), amely azonban jóval kevésbé változik, mint a hőmérséklet. A hőmérséklet pedig nagyon könnyen meghatározható az objektum színképéből. Amennyiben a mért hőmérséklet jelentősen alacsonyabb a csillagok minimális hőmérsékleténél, az 1800 K-nél, úgy csak barna törpéről lehet szó.
Tömeg
Egy barna törpét tartalmazó kettős rendszer esetében a tömeg megállapítható a közös tömegközéppont körüli mozgásból, még akkor is, ha a barna törpe nem megfigyelhető; ez a helyzet hasonlít az exobolygókéhoz. A tömeg közvetlen meghatározása az egyetlen lehetőség a barna törpék felső tömeghatár körüli azonosítására.
Metánvonalak
A barna törpék légkörében komplex molekulák – elsősorban metán – is képződhetnek. Mivel ez a csillagok légkörében nem lehetséges, így a színképben a metán kimutatásával egyértelműen egy barna törpére lehet következtetni. Ebben az esetben egy öreg, hideg T típusú barna törpéről van szó.
Lítiumvonalak
A színképben található semleges lítium kimutatása kiváló lehetőséget nyújt a barna törpék azonosítására, és egyben széles tartományban alkalmazható. A tesztet 1992-ben javasolta Rafael Rebolo, a gyakorlatban először Gibor Basri alkalmazta 1996-ban.[29]

Lítiumteszt[szerkesztés]

65 jupitertömeg fölött a 7Li 4He-má alakul át. E folyamat révén a legkönnyebb csillagok kb. 50 millió év alatt felhasználják a lítiumkészletüket, míg a barna törpék esetében ez a szakasz 250 millió évre nyúlik. Mivel a könnyű csillagok a barna törpékhez hasonlóan teljesen konvektívek, így a lítium gyakorisága – ellentétben a nehezebb csillagokéval, mint például a Nap – nemcsak a mag fúziós tartományában csökken, hanem közvetlenül a felszínen is megfigyelhető. A lítiumteszt azonban önmagában nem vezet egyértelmű eredményre, egyrészt mert a lítium nagyon fiatal csillagoknál is kimutatható, másrészt az idősebb, 65 jupitertömegűnél nehezebb barna törpéknél a lítium már nem érzékelhető. Ha azonban határozott 7Li-vonalak mutathatók ki egy 2800 K-nél alacsonyabb hőmérsékletű csillagszerű objektumnál, úgy csak barna törpéről lehet szó. A semleges lítium színképvonalai ráadásul a vörös tartományba esnek, így földi telepítésű távcsövekkel is könnyen vizsgálhatók. Ez az eljárás a jó kimutatási eredmények miatt a barna törpék standard azonosítási eljárásaként honosodott meg.[30]

Eloszlás[szerkesztés]

Csillaghalmazok[szerkesztés]

Fiatal nyílthalmazokban – mint például a Fiastyúk – már sok barna törpét találtak, bár eddig még egy halmazt sem kutattak át teljes egészében. E tartományokban ráadásul több olyan jelölt is ismert, melyek esetében a barna törpékhez ill. a csillaghalmazhoz való tartozás még nem tisztázott. Az első elemzések eredményei a hibahatárokon belül összeegyeztethetőek a csillagokra vonatkozó tömegfüggvénnyel, azonban néhány esetben jelentős eltérések mutatkoznak. Jelenleg még korai lenne ez alapján egyértelműen, egy, a barna törpék tartományára vonatkozó, eltérő tömegfüggvényre következtetni.

Csillagkeletkezési régiók[szerkesztés]

E régiókban a barna törpék kimutatása nagyon nehéz, mivel a fiatal koruk és az ezzel járó magas hőmérsékletük miatt alig különböznek a fiatal csillagoktól. További problémát jelent e régiókban a csillagközi por magas aránya, mely a fényelnyelés magas foka miatt a megfigyelést nehezíti. A használt eljárások erősen modellfüggőek, így eddig csak nagyon kevés jelöltet sikerült barna törpeként azonosítani. Az eddig levezetett tömegfüggvények meghatározó része jelentősen eltér a kezdeti tömegfüggvénytől, viszont még jelentős a hibahatáruk. A Subaru teleszkóppal a közeli infravörös tartományban végzett megfigyelések alapján a különböző csillagkeletkezési régiókban a barna törpék csillagokhoz viszonyított aránya eltérő, többet találtak a Cassiopeia W3 Main régiójában és kevesebbet a Trapezium és az IC 348 területeken.[31]

Kettős rendszerek[szerkesztés]

A csillagkatalogizáció első eredményei a barna törpéket tartalmazó rendszerekről a következő képet festik:

  • A Nap környezetében elkészített, az F-M0 színképtípusú csillagok katalogizálása során jóval kevesebb szoros – azaz 3 csillagászati egységnél közelebb keringő – csillag-barna törpe párost találtak, mint csillag-csillag kettőst. A jóval alacsonyabb gyakoriságot a szakirodalomban gyakran „Barnatörpe-sivatagnak” (angolul Brown Dwarf Desert) nevezik.[32] A Doppler-effektust alkalmazó exobolygó kutatások is alátámasztják , hogy a központi csillaghoz közel keringő barna törpék számaránya alacsony. Bár az 1000 CsE-t meghaladó távolságok esetén nem található eltérés a csillag illetve barna törpe típusú kísérők távolsága között, de ez a következtetés nagyon kevés megfigyelés extrapolációján alapul, így meglehetősen bizonytalan. A Hubble űrtávcső 2008-as megfigyelései alapján a Nap közvetlen közelében keringő 233 vörös törpecsillagból (ezek a legkönnyebb létező csillagok, a barna törpéknél eggyel nehezebb kategória) mindössze kettőnek volt barna törpe kísérője, azaz a barnatörpe-sivatag a legkisebb tömegű csillagoknál is létezik.[33][34]
  • Az L típusú törpék kb. 20%-ánál – melyek nagy része feltehetően barna törpe – egy további barna törpe kísérő található, azonban olyan kettős rendszereket, ahol a páros tagjai közötti távolság nagyobb 10 CsE-nél, még nem találtak. Összehasonlításképpen kettőscsillagok esetében ez a távolság átlagosan 40 CsE.

Bár az eredmények számszerű értékei még bizonytalanok, az F-M0/barna törpe illetve L-törpe/barna törpe rendszerek közötti alapvető eltérés már biztosra vehető, mely feltehetően a fenti két típusú kettős rendszerekben található barna törpék eltérő keletkezési folyamatára vezethető vissza.

Izolált barna törpék[szerkesztés]

A 2MASS és a DENIS programok már több száz barna törpét találtak, pedig a katalogizálása még nem zárult le. Az első elemzések arra utalnak, hogy a csillagokra vonatkozó tömegfüggvény a barna törpék tartományában is hosszan folytatódik. A nagyon könnyű barna törpék kivételével a keletkezési folyamatuk szorosan összefüggésben lévőnek tűnik a csillagkeletkezési folyamatokkal, amelyek ezért a barna törpék populációját is meg kell, hogy magyarázzák.

Fiatal csillaghalmazok kormeghatározása[szerkesztés]

A lítiumteszt „mellékhatásként” csillaghalmazok esetében egy tömeghatárt is megad, mégpedig azt, amíg a lítium kimutatható; ezt a szakirodalomban lítiumfelélési határnak (lithium depletion boundary) hívják. E tömeg alapján meghatározható a halmaz kora. Az eljárás azonban csak akkor alkalmazható, ha a halmaz fiatalabb 250 millió évnél, mivel minden más esetben e tömeghatár 65 jupitertömegnél található. 1999-ben ezzel a módszerrel több mint 50%-kal felfelé, 125 millió évre korrigálták a Fiastyúk halmaz korát. Később hasonló módon került helyesbítésre további nyílthalmazok, például az α Persei ill. az IC 2391[35][36] kora. Bár a barna törpék nagyobb távolságok esetében nehezebben lesznek kimutathatók, és a lítiumteszt csak nagyon fiatal halmazok kormeghatározásánál alkalmazható, mégis lehetővé teszi más datálási eljárások hitelesítését.

Jegyzetek[szerkesztés]

  1. ↑ Kumar, S. (1963. december 29.). „The Structure of Stars of Very Low Mass”. Astrophysical Journal 137, 1121. o. DOI:10.1086/147589.  
  2. ↑ S. Kulkarni (Caltech); D.Golimowski (JHU): Cassini Astronomers Announce First Clear Evidence of a Brown Dwarf. HubbleSite.org NewsCenter, 1995. november 29. (Hozzáférés: 2007. november 21.)
  3. ↑ The Sun's New Exotic Neighbour Archiválva 2007. augusztus 4-i dátummal a Wayback Machine-ben – ESO 11/06 - Science release
  4. ↑ Whitworth, A.; Bate, M. R.; Nordlund, Å.; Reipurth, B.; Zinnecker, H.: The Formation of Brown Dwarfs: Theory pp. 459-476. Protostars and Planets V, (Editors: B. Reipurth, D. Jewitt, and K. Keil), University of Arizona Press, Tucson, 951 pp., 2007. (Hozzáférés: 2007. november 24.)
  5. ↑ Simon P. Goodwin; Ant Whitworth: Brown dwarf formation by binary disruption. arXiv.org, Cornell University Library, 2007. március 6. (Hozzáférés: 2007. november 24.)
  6. ↑ Dimitris Stamatellos; David Hubber, Anthony Whitworth: Brown dwarf formation by gravitational fragmentation of massive, extended protostellar discs. arXiv.org, Cornell University Library, 2007. augusztus 21. (Hozzáférés: 2007. november 24.)
  7. ↑ K. L. Luhman; Paola D'Alessio, Nuria Calvet, Lori E. Allen, Lee Hartmann, S. T. Megeath, P. C. Myers, G. G. Fazio: Spitzer Identification of the Least Massive Known Brown Dwarf with a Circumstellar Disk pp. 51-54. Astrophysical Journal #620, 2005. február 4. (Hozzáférés: 2007. december 18.)
  8. ↑ K. L. Luhman; Lucia Adame, Paola D'Alessio, Nuria Calvet, Lee Hartmann, S. T. Megeath, G. G. Fazio: Discovery of a Planetary-Mass Brown Dwarf with a Circumstellar Disk pp. 93-96. Astrophysical Journal #635, 2005. november 29. (Hozzáférés: 2007. december 18.)
  9. ↑ Szalai, Tamás: Hogyan keletkeznek a barna törpék?. Hírek.csillagászat.hu, 2009. január 5. [2009. január 26-i dátummal az eredetiből archiválva]. (Hozzáférés: 2009. január 5.)
  10. ↑ Discovery Narrows the Gap Between Planets and Brown Dwarfs Archiválva 2007. október 14-i dátummal a Wayback Machine-ben – Joint Astronomy Centre & Gemini Observatory – 30 May 2007
  11. ↑ Y-Spectral class for Ultra-Cool Dwarfs, N.R.Deacon and N.C.Hambly, 2006
  12. ↑ Az első Y törpe: átmeneti égitest a csillagok és bolygók között Archiválva 2008. április 21-i dátummal a Wayback Machine-ben – Hírek.csillagászat.hu Archiválva 2010. február 8-i dátummal a Wayback Machine-ben; Szulágyi Judit, 2008. április 18.
  13. ↑ Philippe Delorme et al.: CFBDS J005910.90-011401.3: reaching the T-Y Brown Dwarf transition?. Astronomy & Astrophysics, 2008. (Hozzáférés: 2008. július 25.)
  14. ↑ Kovács, József: Felfedezték a leghidegebb barna törpecsillagot. Hírek.csillagászat.hu, 2009. április 22. [2009. április 25-i dátummal az eredetiből archiválva]. (Hozzáférés: 2009. április 25.)
  15. ↑ Astronomers discover cool stars in nearby space (angol nyelven). University of Hertfordshire. [2010. február 3-i dátummal az eredetiből archiválva]. (Hozzáférés: 2010. február 1.)
  16. ↑ Richard S. Freedman; Mark S. Marley, Katharina Lodders: Line and Mean Opacities for Ultracool Dwarfs and Extrasolar Planets. Astrophysical Journal Supplement; arXiv.org, Cornell University Library, 2007. július 19. (Hozzáférés: 2007. november 28.)
  17. ↑ Ch.Helling; A.Ackerman, F.Allard, M.Dehn, P.Hauschildt, D.Homeier, K.Lodders, M.Marley, F.Rietmeijer, T.Tsuji, P.Woitke: Comparison of cloud models for Brown Dwarfs. arXiv.org, Cornell University Library, 2007. november 26. (Hozzáférés: 2007. november 28.)
  18. ↑ Baldwin, Emily Dr.: Cloudy weather on failed star twins. Astronomy Now Online, Pole Star Publications Ltd., 2008. október 6. (Hozzáférés: 2008. október 12.)
  19. ↑ Eisloeffel, Jochen; Scholz, Alexander: The rotation of very low-mass stars and brown dwarfs. arXiv.org, Cornell University Library, 2007. augusztus 10. (Hozzáférés: 2008. január 12.)
  20. ↑ X-Rays Found From a Lightweight Brown Dwarf – Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics 14. Apr. 2003
  21. ↑ Astronomers Confirm the First Image of a Planet Outside of Our Solar System Archiválva 2009. augusztus 6-i dátummal a Wayback Machine-ben – ESO Press Release 12/05 – 30 April 2005
  22. ↑ Planetary-Mass Objects Found to be Surrounded by Discs Archiválva 2007. szeptember 30-i dátummal a Wayback Machine-ben – ESO Press Release 19/06 – 6 June 2006
  23. ↑ VLT Finds Smallest Galactic Object with Jets Archiválva 2007. május 26-i dátummal a Wayback Machine-ben – ESO Press Release 24/07 – 23 May 2007
  24. ↑ Gázsugarat kifújó barna törpe Archiválva 2007. szeptember 20-i dátummal a Wayback Machine-ben – Hírek.csillagászat.hu - Szerző: Kovács József - 2007. május 30.
  25. ↑ Whitney Clavin: A Planet with Planets? Spitzer Finds Cosmic Oddball. JPL/Spitzer Science Center/California Institute of Technology, 2005. november 29. (Hozzáférés: 2009. november 18.)
  26. ↑ K. L. Luhman; G. H. Rieke, Erick T. Young, Angela S. Cotera, H. Chen, Marcia J. Rieke, Glenn Schneider, Rodger I. Thompson: The Initial Mass Function of Low-Mass Stars and Brown Dwarfs in Young Clusters. arXiv.org, Cornell University Library, 2000. április 27. (Hozzáférés: 2007. november 24.)
  27. ↑ Ingo Thies; Pavel Kroupa: A discontinuity in the low-mass initial mass function. arXiv.org, Cornell University Library, Argelander-Institut für Astronomie, 2007. december 10. (Hozzáférés: 2007. december 18.)
  28. ↑ Low-Mass Stars and Brown Dwarfs in 2MASS. University of Massachusetts, California Institute of Technology. (Hozzáférés: 2007. november 24.)
  29. ↑ Basri, Gibor; Marcy, Geoffrey W.; Graham, James R.: Lithium in Brown Dwarf Candidates: The Mass and Age of the Faintest Pleiades Stars pp. v.458, p.600. Astrophysical Journal, 1996. február. (Hozzáférés: 2007. november 24.)
  30. ↑ Basri, Gibor: The Lithium Test for Young Brown Dwarfs. ASP Conference Series #134, 1998. (Hozzáférés: 2007. november 24.)
  31. ↑ Brown dwarfs aplenty in star-forming region (angol nyelven). Astronomy.com, 2009. január 29. (Hozzáférés: 2009. január 30.)
  32. ↑ Daniel Grether; Charles H. Lineweaver, Richard S. Freedman: How Dry is the Brown Dwarf Desert?: Quantifying the Relative Number of Planets, Brown Dwarfs and Stellar Companions around Nearby Sun-like Stars pp. 1051-1062. Astrophysical Journal #640, 2005. december 13. (Hozzáférés: 2007. november 28.)
  33. ↑ Brown dwarfs don't hang out with stars (angol nyelven). Astronomy.com, 2009. január 16. (Hozzáférés: 2009. január 7.)
  34. ↑ Kovács, József: Barna törpe csak barna törpével?. Hírek.csillagászat.hu, 2009. január 8. [2009. január 26-i dátummal az eredetiből archiválva]. (Hozzáférés: 2009. január 8.)
  35. ↑ David Barrado y Navascues; John R. Stauffer, Ray Jayawardhana: Spectroscopy of Very Low Mass Stars and Brown Dwarfs in IC2391: Lithium depletion and Halpha emission. Astrophysical Journal, 2004. július 18. (Hozzáférés: 2007. november 24.)
  36. ↑ David Barrado y Navascues; J.R. Stauffer, B.M. Patten: The Lithium Depletion Boundary and the Age of the Young Open Cluster IC~2391. Astrophysical Journal #522, 1999. (Hozzáférés: 2007. november 24.)

Irodalom[szerkesztés]

  • Basri, Gibor, "A Decade Of Brown Dwarfs", Sky & Telescope, May 2005 (p. 34-40)
  • Grifantini, Kristina, "Misfit Stars", Sky & Telescope, July 2012 (p. 22-27)
  • Morley, Caroline, "Planet or a failed star?", Sky & Telescope, March 2022 (p. 34-40)
  • M. S. Marley, D. Saumon, T. Guillot, R. S. Freedman, W. B. Hubbard, A. Burrows, and J. I. Lunine; "Atmospheric, Evolutionary, and Spectral Models of the Brown Dwarf Gliese 229 B", Science, 28 June 1996 272: p. 1919-1921
  • Caitlin A. Griffith, Roger V. Yelle, and Mark S. Marley; "The Dusty Atmosphere of the Brown Dwarf Gliese 229B", Science, 11 December 1998 282: p. 2063-2067
  • Adam Burrows, M. S. Marley, C. M. Sharp; The Near-Infrared and Optical Spectra of Methane Dwarfs and Brown Dwarfs, The Astrophysical Journal, 531:438-446, 2000 March 1
  • S. K. Leggett et al; "Infrared Photometry of Late-M, L, and T Dwarfs", The Astrophysical Journal, 564:452-465, 2002 January 1
  • Mark S. Marley et al; Clouds and Chemistry: Ultracool Dwarf Atmospheric Properties from Optical and Infrared Colors, The Astrophysical Journal, 568:335-342, 2002 March 20

További információk[szerkesztés]

Commons:Category:Brown dwarf
A Wikimédia Commons tartalmaz Barna törpe témájú médiaállományokat.

A lap eredeti címe: „https://hu.wikipedia.org/w/index.php?title=Barna_törpe&oldid=26167178”