Kahverengi altcüce

Günümüz dünyasında Kahverengi altcüce geniş bir kitlenin büyük ilgisini çeken bir konu haline geldi. Toplum üzerindeki etkisi, tarihsel önemi, popüler kültür üzerindeki etkisi veya akademideki önemi nedeniyle Kahverengi altcüce dünya çapında sayısız insanın dikkatini çekti. Bu makalede, Kahverengi altcüce ile ilgili farklı yönleri inceleyeceğiz, zaman içindeki gelişimini, birçok yönünü ve bugünkü anlamını analiz edeceğiz. Multidisipliner bir yaklaşımla Kahverengi altcüce'in hayatımızda oynadığı rolü ve bildiğimiz dünyayı nasıl şekillendirdiğini anlamaya çalışacağız.

Soldan sağa doğru: Güneş, genç bir Kahverengi altcüce ve Jüpiter. Kahverengi altcüce yaşlandıkça, yavaş yavaş soğuyacak ve küçülecektir.

Kahverengi altcüce veya gezegen kütleli kahverengi cüce, yıldızlar ve kahverengi cücelerle aynı şekilde (yani bir gaz bulutunun çökmesi yoluyla) oluşan, ancak döteryumun termonükleer füzyonu için sınırlayıcı kütlenin altında bir kütleye sahip olan astronomik bir cisimdir. (Jüpiter kütlesi ile yaklaşık 13 MJ).[1] Bazı araştırmacılar Kahverengi altcücelere serbest yüzen gezegenler de demektedir.[2] Ancak çoğunlukla kabul edilen ismi gezegen kütleli kahverengi cücedir.[3]

Açıklama

Kahverengi altcüce, bir gaz bulutunun çökmesi sonucunda yıldız şeklinde oluşur.[4] Serbest yüzen kahverengi altcüceler, gözlemsel olarak bir yıldızın etrafında oluşan ve yörüngeden fırlatılan yetim gezegenlerden ayırt edilemez. Benzer şekilde, bir yıldız kümesinde serbest yüzen bir kahverengi altcüce, bir yıldızın etrafındaki yörüngeye yakalanabilir, bu da kahverengi altcüceleri ve büyük gezegenleri ayırt etmeyi zorlaştırır. Uluslararası Astronomi Birliği Ekstra Güneş Gezegenleri Çalışma Grubu (WGESP) tarafından "kahverengi altcüce" terimi için bir tanım öne sürüldü ve bu terim, onu, küçük kütle sınırının altındaki genç yıldız kümelerinde bulunan serbest yüzen bir cisim olarak tanımladı.[5]

Alt kütle sınırı

Bir kahverengi altcüce oluşturmak için çökebilecek gaz bulutu kütlesi en az 1 Jüpiter kütlesi (MJ) olmalıdır.[6] Bunun nedeni, yerçekimi daralması ile çökmenin, enerjinin ısı olarak yayılmasını gerektirmesidir ve bu, gazın opaklığıyla sınırlıdır.[7][8]

Olası kahverengi altcücelerin listesi

Bir veya daha fazla yıldızın yörüngesinde

Bu yıldızların kahverengi altcüce veya gezegen olarak kabul edilip edilmeyeceği konusunda bir fikir birliği yoktur.

  • WD 0806-661
  • DT Virginis c
  • FW Tauri b
  • HD 106906 b
  • ROXs 42Bb

Kahverengi bir cücenin yörüngesinde

Bu kahverengi cücelerin, kahverengi altcüce veya gezegen olarak kabul edilip edilmeyeceği konusunda bir fikir birliği yoktur.

Serbest yüzen

Yetim gezegenler olarak da adlandırılır:

  • WISE 0855–0714 3–10 MJ, yaklaşık 7 ışıkyılı uzaklıkta
  • S Ori 52
  • UGPS 0722-05 10–25 MJ, 13 ışık yılı uzakta
  • Cha 110913-773444 5–15 MJ, 163 ışık yılı uzakta
  • CFBDSIR 2149−0403 4–7 MJ, 130 ışık yılı uzakta
  • OTS 44 11,5 MJ, 550 ışıkyılı uzaklıkta

Ayrıca bakınız

Kaynakça

  1. ^ Working Group on Extrasolar Planets – Definition of a "Planet" 4 Şubat 2012 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. Bir gezegenin tanımı
  2. ^ Delorme (December 2012). "CFBDSIR2149-0403: a 4–7 Jupiter-mass free-floating planet in the young moving group AB Doradus ?". Astronomy & Astrophysics. 548: A26. doi:10.1051/0004-6361/201219984. 
  3. ^ Luhman (21 Nisan 2014). "Discovery of a ~250 K Brown Dwarf at 2 pc from the Sun". The Astrophysical Journal Letters. 786 (2): L18. doi:10.1088/2041-8205/786/2/L18. 
  4. ^ What is a Planet? Debate Forces New Definition, by Robert Roy Britt, 2 November 2000
  5. ^ IAU WGESP, 'Position Statement on the Definition of "Planet"' 24 Şubat 2021 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., 28 February 2003
  6. ^ "Nomenclature: Brown Dwarfs, Gas Giant Planets, and ?", Brown Dwarfs, 211, 2003, s. 529 
  7. ^ "Substellar Objects in Nearby Young Clusters (Sonyc): The Bottom of the Initial Mass Function in Ngc 1333", The Astrophysical Journal, 702 (1), 2009, ss. 805-822, doi:10.1088/0004-637X/702/1/805 
  8. ^ "Dusty disks at the bottom of the IMF", The Astrophysical Journal, 672 (1), 2007, ss. L49-L52, doi:10.1086/526340