Ugrás a tartalomhoz

„Barna törpe” változatai közötti eltérés

A Wikipédiából, a szabad enciklopédiából
Laptörténet interaktív böngészése
[nem ellenőrzött változat][nem ellenőrzött változat]
← Régebbi szerkesztésÚjabb szerkesztés →
Tartalom törölve Tartalom hozzáadva
VizuálisWikiszöveges
90. sor: 90. sor:
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 pl. a 950 K hőmérsékletű Gliese 229B – a '''T típus'''sal egy új színképosztályt vezettek be, amely az 1450 K alatti hőmérséklet-tartományával már nem alkalmazható csillagokra.
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 pl. a 950 K hőmérsékletű Gliese 229B – a '''T típus'''sal 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.
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<ref>[http://outreach.jach.hawaii.edu/pressroom/2007_browndwarf/index.html Discovery Narrows the Gap Between Planets and Brown Dwarfs] – Joint Astronomy Centre & Gemini Observatory – 30 May 2007</ref> jelű barna törpével együtt már eltéréseket mutatnak a többi T-törpéhez képest, így lehetséges, hogy egy új színképosztályt kell bevezetni.
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<ref>[http://outreach.jach.hawaii.edu/pressroom/2007_browndwarf/index.html Discovery Narrows the Gap Between Planets and Brown Dwarfs] – Joint Astronomy Centre & Gemini Observatory – 30 May 2007</ref> jelű barna törpével együtt már eltéréseket mutatnak a többi T-törpéhez képest, így lehetséges, hogy egy új színképosztályt kell bevezetni.<ref>[http://xxx.lanl.gov/abs/astro-ph/0607305 Y-Spectral class for Ultra-Cool Dwarfs, N.R.Deacon and N.C.Hambly, 2006]</ref>


===Atipikus barna törpék===
===Atipikus barna törpék===

A lap 2007. november 25., 00:54-kori változata

A kisebb objektum a Gliese 229B jelű barna törpe, ami a Gliese 229 körül kering. A páros a Nyúl csillagképben található, 19 fényévnyire a Földtől.

A barna törpék olyan égitestek, amelyeknek túl kicsi a tömege 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 az elnyelt gravitációs energia a csillag magjában a hőmérsékletet 3 millió Kelvin fölé emelje. 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.

A barna törpék energiát már nem termelnek, lassan lehűlnek, felszíni hőmérsékletük 1000-3000 K, abszolút magnitúdójuk +17 körüli. Mivel tömegük nem túl nagy és energiát nem termelnek, fényük gyengécske, megtalálásuk nehézkes, viszont újabb megfigyelések szerint legalább annyian vannak, mint a közönséges csillagok.

A barna törpék tehát még nem energiatermelő csillagok; a fehér törpék (jóval nagyobb tömegük max. 1,4 naptömeg) pedig már nem energiatermelő csillagok. Tömegük alapján beilleszthetők a következő sorba:

holdak - óriásbolygók (Jupiter) – barna törpék – vörös törpék – csillagok (Nap, fehér törpék) – neutroncsillagok - fekete lyukak - köztes tömegű fekete lyukak - szupermasszív fekete lyukak (galaxismagokban)

Felfedezésük története

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. A barna törpe elnevezést később, csak 1975-ben javasolta Jill Tarter. A név tulajdonképpen nem helyes, hiszen a barna törpék valójában vörös színben ragyognak, 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.[1] Ebben meghatározó szerepet játszott mind a távcsövek 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.[2]

Keletkezésük

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:[3]

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. 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.

A barna törpék tulajdonságai

Fájl:Twa5b Barna Torpe xray Chandra NASA m.jpg
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 Röngentávcső felvételén (NASA)

A barna törpék a csillagokéhoz hasonló elemösszetételt mutatnak; csak az akkréciós korongban keletkezett barna törpéknél feltételezhető kőmag létezése. Ez idáig azonban e keletkezési módra még nincsenek bizonyítékok.

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 energiaegyensúlyhoz, 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

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 pl. 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

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 a tömegtől 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 tömegtarományon belül megközelítően konstans sugárhoz vezet, amely kb. a Jupiterének felel meg, miközben a könnyebb barna törpék nagyobbak, mint a nehezebbek.

Színképosztály

A csillagok estében definiált színképtípusok szorosabb értelemben nem alkalmazhatók a barna törpékre, mivel ezek 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 pl. 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[6] jelű barna törpével együtt már eltéréseket mutatnak a többi T-törpéhez képest, így lehetséges, hogy egy új színképosztályt kell bevezetni.[7]

Atipikus barna törpék

Az LP 944-20 barna törpén röntgenflereket észleltek.

Az LP 944-20 barna törpén röntgenflereket figyeltek meg, mig egy másik barna törpe, a TWA-5B röntgensugárzást bocsájt ki, hasonlóan a nehezebb csillagokhoz.[8] A 2MASS1207-3932 jelű barna törpe pedig nem csak azért különleges, mert kísérője, egy 5 jupitertömegű exobolygó volt az, amelyről először készítettek közvetlenül fényképet[9], hanem azért is mert a legutóbbi vizsgálatok során egyrészt anyagkorongot[10], másrészt a barna törpe pólusaiból ellentétes irányba kilövellő jeteket is találtak.[11][12]

Gyakoriság

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[13], 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. 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[14] (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

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 pl. 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.
Metán-vonalak
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.
Lítium-vonalak
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.[15]


Lítiumteszt

65 jupitertömeg fölött a 7Lítium 4Héliummá 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 pl. a Nap – nem csak 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 7Lítium vonalak mutathatók ki egy 2800 K-nél alacsonyabb hőmérsékletű csillagszerű objektumnál, úgy csak barna törpéről lehet szó. A semleges lítium spektrális vonalai 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.[16]

Eloszlás

Csillaghalmazok

Fiatal nyílthalmazokban - mint pl. 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

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 az elnyelés 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.

Kettős rendszerek

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

  • A Nap környezetében található, az F-től az M0 színképtípusú csillagokig bezárólag elkészített teljes katalogizáció során csak néhány barna törpét sikerült szoros csillagrendszerekben, kevesebb mint 3 csillagászati egység távolságra találni, pedig ez a távolság a kettős rendszerek 13%-ában fordul elő. Ezt a szakirodalomban gyakran „Barna törpe sivatagnak” (Brown Dwarf Desert) nevezik. Bár az 1000 CSE-t meghaladó távolságok esetén nem található eltérés a csillag ill. barna törpe típusú kísérők távolsága között, de ez a következtetés nagyon kevés megfigyelés extrapolációján alapul, így meglehetősen bizonytalan.
  • 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 távolság nagyobb 20 CSE-nél, még nem találtak.

Bár az eredmények számszerű értékei még bizonytalanok, az F-M0/barna törpe ill. L-törpe/barna törpe rendszerek közötti alapvető eltérés már biztosra vehető. Az eltérés feltehetően a barna törpék keletkezési folyamában keresendő; mindenekelőtt a „kitaszított csillagembrió” elmélet támogatói – azaz a többes rendszerekben történő keletkezés, valamint a fejlődés korai fázisában történő kilökődés – tartják az eloszlást ezen elmélet következményeinek.

Izolált barna törpék

A 2MASS és a DENIS programok már több száz barna törpét találtak, pedig a katalogizáció 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

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 halmazok, pl. az α Persei ill. az IC 2391[17][18] 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.

Habár a barna törpék kutatása még gyerekcipőben jár, máris új ablakot nyitott a világegyetem kutatásában.

Külső hivatkozások

Fájl:Commons-logo.svg
A Wikimédia Commons tartalmaz Barna törpe témájú médiaállományokat.

Irodalom

  • Basri, Gibor, "A Decade Of Brown Dwarfs", Sky & Telecope, May 2005 (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

Lábjegyzetek

  1. ↑ 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.)
  2. ↑ The Sun's New Exotic Neighbour – ESO 11/06 - Science release
  3. ↑ 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.)
  4. ↑ Simon P. Goodwin; Ant Whitworth: Brown dwarf formation by binary disruption. arXiv.org, Cornell University Library, 2007. március 6. (Hozzáférés: 2007. november 24.)
  5. ↑ 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.)
  6. ↑ Discovery Narrows the Gap Between Planets and Brown Dwarfs – Joint Astronomy Centre & Gemini Observatory – 30 May 2007
  7. ↑ Y-Spectral class for Ultra-Cool Dwarfs, N.R.Deacon and N.C.Hambly, 2006
  8. ↑ X-Rays Found From a Lightweight Brown Dwarf – Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics 14. Apr. 2003
  9. ↑ Astronomers Confirm the First Image of a Planet Outside of Our Solar System – ESO Press Release 12/05 – 30 April 2005
  10. ↑ Planetary-Mass Objects Found to be Surrounded by Discs – ESO Press Release 19/06 – 6 June 2006
  11. ↑ VLT Finds Smallest Galactic Object with Jets – ESO Press Release 24/07 – 23 May 2007
  12. ↑ Gázsugarat kifújó barna törpe – Hírek.csillagászat.hu - Szerző: Kovács József - 2007. május 30.
  13. ↑ 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.)
  14. ↑ Low-Mass Stars and Brown Dwarfs in 2MASS. University of Massachusetts, California Institute of Technology. (Hozzáférés: 2007. november 24.)
  15. ↑ 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.)
  16. ↑ Basri, Gibor: The Lithium Test for Young Brown Dwarfs. ASP Conference Series #134, 1998. (Hozzáférés: 2007. november 24.)
  17. ↑ 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.)
  18. ↑ 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.)
A lap eredeti címe: „https://hu.wikipedia.org/w/index.php?title=Barna_törpe&oldid=2453367”