Bruindwerg

in Wikipedia, die vrye ensiklopedie
Jump to navigation Jump to search

’n Bruindwerg is kleiner as die kleinste sterre, maar groter as die grootste gasplanete – met ’n massa van sowat 13 tot 80 keer dié van Jupiter (MJ).[1][2]

Beskrywing[wysig | wysig bron]

Bruindwerge word op dieselfde manier as sterre gevorm, dit wil sê deur die sametrekking van ’n wolk gas en stof, maar die massa van die sametrekkende wolk is onvoldoende om die fusie van waterstof (1H) in helium in hul kern mee te bring. Om dié rede word bruindwerge soms "mislukte sterre" genoem.

Hulle verbrand egter vermoedelik deuterium (2H), en dalk ook litium (7Li) as hulle massa groter as 65 MJ is.[2] Die minimum massa wat vereis word om volhoubare waterstofverbranding te begin, vorm die boonste perk van die definisie wat tans deur die Internasionale Astronomiese Unie (IAU) gebruik word, terwyl die minimum massa vir die verbranding van deuterium (~13 MJ) die onderste limiet van die klas vorm; daaronder lê die planete.[2][3]

’n Vergelyking tussen die Son, ’n bruindwerg, Jupiter en die Aarde. Die meeste bruindwerge is effens kleiner as Jupiter (15-20%),[4] maar die massa kan tot 80 keer so groot wees vanweë ’n groter digtheid. Die voorstelling is nie volgens skaal nie.

Daar word gedebatteer oor of bruindwerge dalk beter gedefinieer kan word deur hulle vormingsproses as deur die teoretiese massaperke volgens kernfusiereaksies.[5] Volgens dié vertolking is bruindwerge dié voorwerpe wat die produkte met die laagste massa in die stervormingsproses verteenwoordig, terwyl planete voorwerpe is wat gevorm word in ’n akkresieskyf om die ster. Die koelste vrydrywende voorwerpe wat nog ontdek is, soos WISE 0855, asook die voorwerpe met die laagste bekende massa, soos PSO J318.5−22, het vermoedelik massas keiner as 13 MJ, en dus word soms na hulle verwys as "planetêremassavoorwerpe" omdat dit onseker is of hulle as dwaalplanete of as bruindwerge beskou behoort te word. Daar is planetêremassavoorwerpe wat om bruindwerge wentel, soos 2M1207b, MOA-2007-BLG-192Lb en 2MASS J044144b.

Sterrekundiges klassifiseer voorwerpe wat self lig uitstraal volgens spektraalklas, ’n onderskeid wat na gelang van oppervlaktemperatuur getref word, en bruindwerge kom voor in klas M asook klas L, T en Y.[5][6] Omdat hulle nie stabiele waterstoffusie ondergaan nie, koel hulle mettertyd af en gaan hulle deur latere spektraalklasse namate hulle ouer word.

Ondanks hulle naam is die sterre nie werklik bruin van kleur nie, maar lyk hulle of hulle ander kleure het na gelang van hulle temperatuur.[5] Die warmstes is waarskynlik oranje tot rooi,[7] terwyl koeler bruindwerge waarskynlik magenta sal lyk vir die blote menslike oog.[5][8] Bruindwerge kan ten volle konvektief wees, met geen lae of chemiese differensiasie volgens diepte nie.[9]

Hoewel teorieë oor hulle bestaan reeds in die 1960's bestaan het, is die eerste sterre wat ongetwyfeld bruindwerge is eers in die middel 1990's ontdek. Omdat hulle oppervlaktemperatuur relatief laag is, is hulle nie baie helder op sigbare golflengtes nie en straal hulle die meeste van hulle lig in die infrarooi uit. Ná die ontdekking van beter infrarooi-opsporingstoestelle is duisende bruindwerge al geïdentifiseer.

Die naaste bruindwerge lê in die Luhman 16-stelsel, ’n dubbelster met ’n klas L- en klas T-ster op ’n afstand van sowat 6,5 ligjare. Luhman 16 is die naaste ster aan die Aarde naas Alpha Centauri en Barnard se Ster.

Verwysings[wysig | wysig bron]

  1. Boss, Alan (2001-04-03). "Are They Planets or What?". Carnegie Institution of Washington. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 2006-09-28. Besoek op 2006-06-08.
  2. 2,0 2,1 2,2 Nicholos Wethington (6 Oktober 2008). "Dense Exoplanet Creates Classification Calamity". Universetoday.com. Besoek op 30 Januarie 2013.
  3. Boss, Alan (2001-04-03). "Are They Planets or What?". Carnegie Institution of Washington. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 2006-09-28. Besoek op 2006-06-08.
  4. Sorahana, S.; et al. (2013). "On the Radii of Brown Dwarfs Measured with AKARI Near-infrared Spectroscopy". The Astrophysical Journal. 767 (1): 77. arXiv:1304.1259. Bibcode:2013ApJ...767...77S. doi:10.1088/0004-637X/767/1/77. We find that the brown dwarf radius ranges between 0.64-1.13 RJ with an average radius of 0.83 RJ.
  5. 5,0 5,1 5,2 5,3 Burgasser, A. J. (Junie 2008). "Brown dwarfs: Failed stars, super Jupiters" (PDF). Physics Today. 61 (6): 70–71. Bibcode:2008PhT....61f..70B. doi:10.1063/1.2947658. Geargiveer vanaf die oorspronklike (PDF) op 8 Mei 2013. Besoek op 11 Januarie 2016.
  6. Cushing, Michael C. (2014), "Ultracool Objects: L, T, and Y Dwarfs", in Joergens, Viki, 50 Years of Brown Dwarfs – From Prediction to Discovery to Forefront of Research, Astrophysics and Space Science Library, 401, Springer, pp. 113–140, doi:10.1007/978-3-319-01162-2_7, ISBN 978-3-319-01162-2, https://www.springer.com/astronomy/book/978-3-319-01161-5 
  7. Cain, Fraser (6 Januarie 2009). "If Brown Isn't a Color, What Color are Brown Dwarfs?". Besoek op 24 September 2013.
  8. Burrows, A.; Hubbard, W.B.; Lunine, J.I.; Liebert, J. (2001). "The Theory of Brown Dwarfs and Extrasolar Giant Planets". Reviews of Modern Physics. 73 (3): 719–765. arXiv:astro-ph/0103383. Bibcode:2001RvMP...73..719B. doi:10.1103/RevModPhys.73.719. S2CID 204927572.
  9. Ian O'Neill (13 September 2011). "Violent Storms Rage on Nearby Brown Dwarf". Discovery.com. Besoek op 30 Januarie 2013.

Skakels[wysig | wysig bron]