| | 褐矮星
brown dwarf
褐矮星是構成類似恆星，但質量不夠大，不足以在核心點燃聚變反應的氣態天體。其質量在恆星與行星之間。
褐矮星是處於最小恆星與最大行星之間大小的天體，由於這一原因褐矮星非常暗淡，要發現它們十分復雜，因此要確定它們的大小就更加復雜。但是最近天文學家成功地發現了組成雙星係統的兩顆褐矮星，在確定它們圍繞共同重心運行的參數之後，計算出這兩顆褐矮星的重量和大小。
天文學家花了12年研究纔發現這兩顆褐矮星，總共觀察了300多個夜晚和進行了1600次測量，結果計算出兩顆相當年輕褐矮星（還不滿100萬年）全部必需的參數，它們位於離開地球1500光年的獵戶星座。雙星係統中較大一顆褐矮星直徑超過木星50倍，而較小一顆褐矮星直徑比木星大30倍，也就是說，它們的直徑分別為太陽直徑的70%和50%。儘管它們初看起來不算矮小，但是它們的質量分別僅為太陽質量的5.5%和3.5%。
天文學家還意外發現較輕褐矮星表面的溫度更高些，雖然“普通”恆星的情形相反：恆星質量越大，它就越熾熱。或許，引起這反常現象的原因在於某種物理作用過程，現代恆星結構理論沒有考慮到這種物理作用過程（比如恆星的強烈磁場）。此外，這兩顆褐矮星可能不是同時形成，也不是在同一地點形成，而是由於某種災變而結合在一起，因此它們的表面溫度不同，但是這一切暫時仍衹是一種假設。
美國科學家利用美國宇航局的斯皮策紅外綫太空望遠鏡，發現了一顆環繞恆星作軌道運行的小型褐矮星（browndwarfstar），並直接獲得了它的圖像。他們表示，這是人類首次發現此種情景，但這種現象並不孤立。
研究報告的第一作者、美國賓州大學天文學和天體物理學係助理教授凱文·魯荷曼說，在過去10年多的時間內，采用直接探測的方法，天文學家極其成功地尋找到了那些靠近恆星的行星。藉助斯皮策紅外綫太空望遠鏡的紅外探測能力，人們可以直接探測行星係外的溫度極低的褐矮星（也稱t矮星），甚至探測到大行星。
這顆被發現的t矮星名為hd3651b，位於雙魚座，其質量是木星的50倍。被其環繞的恆星其質量小於太陽，它的附近還有一顆質量略小於土星的行星。該行星的軌道呈極扁平橢圓形，科學家認為它具有如此軌道的原因是在外圍作軌道運行的hd3651b的引力。過去，人們發現太陽係外的行星具有極扁平的軌道，並提出了隱藏在行星係中的其他天體（如t矮星）導致行星軌道呈現極端現象的理論。斯皮策紅外綫太空望遠鏡此次發現首次為該理論提供了證據。
研究人員表示，在發現hd3651b後，他們又接二連三地發現了其他t矮星。如在飛馬座發現了hnpegb，它的質量為木星的20倍。同該星座中其他年齡達數10億年的老褐矮星相比，這顆t矮星相當年輕，衹有約3億歲。
褐矮星被稱為“失敗的恆星”，它由於質量不足無法成為燃燒的恆星，但其質量仍遠大於太陽係最大的行星木星。天文學家在這些古怪的星球上發現了巨大的類似行星的風暴，這種風暴足以與木星上的大紅斑風暴媲美。由於褐矮星會隨時間的推移冷卻下來，該星球上氣態的鐵分子就會濃縮成液態的鐵雲和鐵雨。隨着進一步的冷卻，巨大的風暴就會掃過這些雲層，讓明亮的紅外綫逃逸到宇宙中。
低質量恆星的觀測和研究是近十年來恆星領域研究熱點之一,褐矮星是其中最主要的一族,它們不屬於恆星,也不屬於行星,而是介於兩者之間的天體.褐矮星的研究使我們對恆星與行星的本質有了更深刻的認識,並發現了延伸到主序下部更冷的l型和t型.褐矮星在銀河係裏數量可與主序星相比,但不是宇宙暗物質的主要成分.褐矮星的形成可能既不同於恆星也不同於行星,對它們形成的研究可以更透徹地理解恆星及行星的形成.
十年前，褐矮星還僅僅是天文學教科書中停留在理論上的天體，那時甚至還不知道這種質量介於巨行星和最低溫矮星之間的天體是否存在。而今天，我們所面臨的問題是如何來區分這些低質量天體。在最近一期的《天體物理學報》上，麥剋雷（mclean）等人提出了基於褐矮星近紅外光譜的統一分類方法。這一分類方法同時也提供了有關褐矮星的化學信息。
1995年發現了第一顆褐矮星gl229 b。它比起紅色的m型矮星（溫度最低，質量最小的恆星）來更像是巨行星，亞恆星天體的特徵十分明顯。90年代後期，得益於大範圍的紅外巡天發現了大量的褐矮星。
褐矮星又可以再分成兩類：l型和t型。l型褐矮星在光譜上比起巨行星更接近m型矮星，它包括了質量最小的恆星和質量最大的亞恆星天體。t型褐矮星則具有更類似於巨行星的光譜，但是質量則要比巨行星大得多。同時根據光譜中一些與溫度有關的特徵，褐矮星又可以從0（最高溫）到8（最低溫）分成9個亞類。現在已知的l型褐矮星大約有250顆，t型褐矮星大約有50顆。
最早，l型褐矮星的進一步分類是按照可見光的紅光光譜進行的，而t型褐矮星的細分則依賴於近紅外光譜。現在麥剋雷等人使用凱剋望遠鏡Ⅱ上的近紅外分光儀對大約50顆左右的褐矮星進行了分析，提出了對l型褐矮星和t型褐矮星的統一分類方法。他們使用高質量的近紅外光譜，通過比較na、k、ca、al和mg原子譜綫的相對強弱以及水、一氧化碳、甲烷和feh的譜帶對褐矮星進行了分類。這一觀測為l型褐矮星和t型褐矮星的光譜分類建立了一個框架。
由於褐矮星自身的小尺度（大小與木星相當）和低質量增加了探測褐矮星的難度，因此這些觀測本身代表了很大的進步。褐矮星的質量最高衹能達到太陽的7%（作為比較木星的質量是太陽的大約0.1%），還不足以啓動和維持氫核聚變而成為恆星。如果褐矮星的質量超過13個木星質量就可以燃燒氘，但是氘燃燒所釋放的能量和氫比起來微乎其微，而且對於質量最大的褐矮星來說氘燃燒的時間也不會超過1億年。與之形成對比的是，在恆星中氫燃燒的時間可以持續幾十億年。褐矮星一生中所釋放的能量絶大部分是其形成和收縮時所釋放的引力能，同時褐矮星也終將會變冷而老去。
由於沒有核聚變，褐矮星的表面溫度不會超過3000k。褐矮星的溫度越低，它的可見光波段的亮度就越小。m型矮星的輻射主要集中在紅光波段（大約0.75μm），而溫度更低的l型褐矮星（溫度為1200-2000k）和t型褐矮星（溫度為800-1200k）的輻射則主要集中在近紅外波段（1-2μm），這使得褐矮星從本質上就會變得很暗弱。另外，褐矮星外層大氣中的分子，例如水、一氧化碳、甲烷和氨，會吸收嚮外的輻射，使得褐矮星進一步變暗。這些因素使得尋找褐矮星成為了天文觀測的一大挑戰。
比起普通恆星中單原子離子和中性原子占主導的大氣，褐矮星濃密而低溫的大氣更適合形成分子。什麽氣體出現在褐矮星大氣的什麽深度，這取决於溫度、壓力和元素豐度。與木星和太陽相似，褐矮星的主要元素是氫和氦，但是由微量元素形成的分子使得情況變得有所不同。水和一氧化碳的吸收主導了l型褐矮星的紅外光譜，而甲烷的吸收則主導了t型褐矮星的紅外光譜。事實上甲烷吸收綫是證認gl229 b為褐矮星的重要依據。當溫度低於1200-1500k時，甲烷會比一氧化碳的豐度更高，而衹有亞恆星天體纔可能有這樣低的溫度。
也許褐矮星大氣中最不同尋常的一點就是其中有雲的存在。即使在溫度最高的l型褐矮星大氣中，難溶的氧化物、硅酸????和液態金屬也能形成雲。褐矮星中雲的形成和巨行星中雲的形成很相似，行星科學家對此已經司空見慣了，他們根據引力作用使得物質在低溫大氣上方沉積而建立了不同大氣層次中形成雲的模型。但是如何區分巨行星、t型褐矮星和l型褐矮星中的雲層數呢？
木星頂層的雲中含有水、nh4hs和氨。下面是含有鹵化物和硫的雲層，然後是含有硅和鐵的雲層。木星最下方的雲層則由耐高溫的陶質物質（剛玉和鈣鈦化物）構成。在溫度比木星高的t型褐矮星和l型褐矮星中，衹有耐高溫的雲層才能得以保存，因此溫度較高的褐矮星大氣有點類似木星的深層大氣。
雲層上方的大氣會變得很稀薄，因為有關的物質都會集中到雲層中。例如，在最低溫的m型矮星中極為明顯的tio和vo分子吸收綫，在l型褐矮星中卻消失了，因為這兩種物質都進入了鈣鈦化物雲層中。在l型褐矮星嚮m型矮星過渡時，也是由於相同的原因光譜中的ca、al和cah綫消失了。另外由於金屬鐵雲吸收了氣體中的鐵，feh吸收綫在低溫的l型褐矮星中也十分得微弱。在所有的l型褐矮星和最高溫的t型褐矮星中都能探測到的鹼金屬原子譜綫在低溫的t型褐矮星中卻消失得無影無蹤，原因也是由于云層吸收了鹼金屬原子。
大氣中這些成分的劇烈變化，會改變褐矮星光譜的特徵。同時，雲層也會阻擋褐矮星的光綫，當然這取决于云層的高度。現在我們正在逐漸認識雲層對褐矮星光譜的影響。
儘管褐矮星的光譜存在着復雜性，但是化學組成仍然是可以被識別出來的，而且也可以用來對褐矮星進行分類。現在還沒有直接觀測到比t8型褐矮星質量更小，溫度比t8型褐矮星（有效溫度大約為800k）更低的天體，來銜接褐矮星和木星（大約125k）。但是，業已升空的"斯皮澤"空間望遠鏡所具有的中紅外觀測能力也許能幫助我們找到這缺失的一環。
褐矮星的形成
關於褐矮星形成的機製天文學家們衆說紛紜，比較常見的有拋射理論、前恆星核的光緻侵蝕理論、不透明度製約的分裂理論、原恆星盤的不穩定性理論等。拋射理論認為，褐矮星是由於低質量的原恆星胚在還沒有達到産生氫核聚變所需的質量前，與其它天體發生了碰撞而被拋射出前恆星核所形成的，這一理論部分地得到了雙褐矮星係統的證實。前恆星核的光緻侵蝕理論基於大質量恆星的輻射對前恆星核的光緻侵蝕作用，能夠解釋處於電離氫區中的褐矮星的形成機製。褐矮星也可能由大質量的原恆星盤在其它恆星的引力作用下發生碎裂而産生。這些理論每個都衹能解釋部分褐矮星的形成，研究褐矮星周圍的恆星盤可以有效地檢驗上述理論。 | | 褐矮星
brown dwarf
褐矮星是構成類似恆星，但質量不夠大，不足以在核心點燃聚變反應的氣態天體。其質量在恆星與行星之間。
褐矮星是處於最小恆星與最大行星之間大小的天體，由於這一原因褐矮星非常暗淡，要發現它們十分復雜，因此要確定它們的大小就更加復雜。但是最近天文學家成功地發現了組成雙星係統的兩顆褐矮星，在確定它們圍繞共同重心運行的參數之後，計算出這兩顆褐矮星的重量和大小。
天文學家花了12年研究纔發現這兩顆褐矮星，總共觀察了300多個夜晚和進行了1600次測量，結果計算出兩顆相當年輕褐矮星（還不滿100萬年）全部必需的參數，它們位於離開地球1500光年的獵戶星座。雙星係統中較大一顆褐矮星直徑超過木星50倍，而較小一顆褐矮星直徑比木星大30倍，也就是說，它們的直徑分別為太陽直徑的70%和50%。儘管它們初看起來不算矮小，但是它們的質量分別僅為太陽質量的5.5%和3.5%。
天文學家還意外發現較輕褐矮星表面的溫度更高些，雖然“普通”恆星的情形相反：恆星質量越大，它就越熾熱。或許，引起這反常現象的原因在於某種物理作用過程，現代恆星結構理論沒有考慮到這種物理作用過程（比如恆星的強烈磁場）。此外，這兩顆褐矮星可能不是同時形成，也不是在同一地點形成，而是由於某種災變而結合在一起，因此它們的表面溫度不同，但是這一切暫時仍衹是一種假設。
美國科學家利用美國宇航局的斯皮策紅外綫太空望遠鏡，發現了一顆環繞恆星作軌道運行的小型褐矮星（browndwarfstar），並直接獲得了它的圖像。他們表示，這是人類首次發現此種情景，但這種現象並不孤立。
研究報告的第一作者、美國賓州大學天文學和天體物理學係助理教授凱文·魯荷曼說，在過去10年多的時間內，采用直接探測的方法，天文學家極其成功地尋找到了那些靠近恆星的行星。藉助斯皮策紅外綫太空望遠鏡的紅外探測能力，人們可以直接探測行星係外的溫度極低的褐矮星（也稱T矮星），甚至探測到大行星。
這顆被發現的T矮星名為HD3651B，位於雙魚座，其質量是木星的50倍。被其環繞的恆星其質量小於太陽，它的附近還有一顆質量略小於土星的行星。該行星的軌道呈極扁平橢圓形，科學家認為它具有如此軌道的原因是在外圍作軌道運行的HD3651B的引力。過去，人們發現太陽係外的行星具有極扁平的軌道，並提出了隱藏在行星係中的其他天體（如T矮星）導致行星軌道呈現極端現象的理論。斯皮策紅外綫太空望遠鏡此次發現首次為該理論提供了證據。
研究人員表示，在發現HD3651B後，他們又接二連三地發現了其他T矮星。如在飛馬座發現了HNPegB，它的質量為木星的20倍。同該星座中其他年齡達數10億年的老褐矮星相比，這顆T矮星相當年輕，衹有約3億歲。
褐矮星被稱為“失敗的恆星”，它由於質量不足無法成為燃燒的恆星，但其質量仍遠大於太陽係最大的行星木星。天文學家在這些古怪的星球上發現了巨大的類似行星的風暴，這種風暴足以與木星上的大紅斑風暴媲美。由於褐矮星會隨時間的推移冷卻下來，該星球上氣態的鐵分子就會濃縮成液態的鐵雲和鐵雨。隨着進一步的冷卻，巨大的風暴就會掃過這些雲層，讓明亮的紅外綫逃逸到宇宙中。
低質量恆星的觀測和研究是近十年來恆星領域研究熱點之一,褐矮星是其中最主要的一族,它們不屬於恆星,也不屬於行星,而是介於兩者之間的天體.褐矮星的研究使我們對恆星與行星的本質有了更深刻的認識,並發現了延伸到主序下部更冷的L型和T型.褐矮星在銀河係裏數量可與主序星相比,但不是宇宙暗物質的主要成分.褐矮星的形成可能既不同於恆星也不同於行星,對它們形成的研究可以更透徹地理解恆星及行星的形成.
十年前，褐矮星還僅僅是天文學教科書中停留在理論上的天體，那時甚至還不知道這種質量介於巨行星和最低溫矮星之間的天體是否存在。而今天，我們所面臨的問題是如何來區分這些低質量天體。在最近一期的《天體物理學報》上，麥剋雷（McLean）等人提出了基於褐矮星近紅外光譜的統一分類方法。這一分類方法同時也提供了有關褐矮星的化學信息。
1995年發現了第一顆褐矮星Gl229 B。它比起紅色的M型矮星（溫度最低，質量最小的恆星）來更像是巨行星，亞恆星天體的特徵十分明顯。90年代後期，得益於大範圍的紅外巡天發現了大量的褐矮星。
褐矮星又可以再分成兩類：L型和T型。L型褐矮星在光譜上比起巨行星更接近M型矮星，它包括了質量最小的恆星和質量最大的亞恆星天體。T型褐矮星則具有更類似於巨行星的光譜，但是質量則要比巨行星大得多。同時根據光譜中一些與溫度有關的特徵，褐矮星又可以從0（最高溫）到8（最低溫）分成9個亞類。現在已知的L型褐矮星大約有250顆，T型褐矮星大約有50顆。
最早，L型褐矮星的進一步分類是按照可見光的紅光光譜進行的，而T型褐矮星的細分則依賴於近紅外光譜。現在麥剋雷等人使用凱剋望遠鏡Ⅱ上的近紅外分光儀對大約50顆左右的褐矮星進行了分析，提出了對L型褐矮星和T型褐矮星的統一分類方法。他們使用高質量的近紅外光譜，通過比較Na、K、Ca、Al和Mg原子譜綫的相對強弱以及水、一氧化碳、甲烷和FeH的譜帶對褐矮星進行了分類。這一觀測為L型褐矮星和T型褐矮星的光譜分類建立了一個框架。
由於褐矮星自身的小尺度（大小與木星相當）和低質量增加了探測褐矮星的難度，因此這些觀測本身代表了很大的進步。褐矮星的質量最高衹能達到太陽的7%（作為比較木星的質量是太陽的大約0.1%），還不足以啓動和維持氫核聚變而成為恆星。如果褐矮星的質量超過13個木星質量就可以燃燒氘，但是氘燃燒所釋放的能量和氫比起來微乎其微，而且對於質量最大的褐矮星來說氘燃燒的時間也不會超過1億年。與之形成對比的是，在恆星中氫燃燒的時間可以持續幾十億年。褐矮星一生中所釋放的能量絶大部分是其形成和收縮時所釋放的引力能，同時褐矮星也終將會變冷而老去。
由於沒有核聚變，褐矮星的表面溫度不會超過3000K。褐矮星的溫度越低，它的可見光波段的亮度就越小。M型矮星的輻射主要集中在紅光波段（大約0.75μm），而溫度更低的L型褐矮星（溫度為1200-2000K）和T型褐矮星（溫度為800-1200K）的輻射則主要集中在近紅外波段（1-2μm），這使得褐矮星從本質上就會變得很暗弱。另外，褐矮星外層大氣中的分子，例如水、一氧化碳、甲烷和氨，會吸收嚮外的輻射，使得褐矮星進一步變暗。這些因素使得尋找褐矮星成為了天文觀測的一大挑戰。
比起普通恆星中單原子離子和中性原子占主導的大氣，褐矮星濃密而低溫的大氣更適合形成分子。什麽氣體出現在褐矮星大氣的什麽深度，這取决於溫度、壓力和元素豐度。與木星和太陽相似，褐矮星的主要元素是氫和氦，但是由微量元素形成的分子使得情況變得有所不同。水和一氧化碳的吸收主導了L型褐矮星的紅外光譜，而甲烷的吸收則主導了T型褐矮星的紅外光譜。事實上甲烷吸收綫是證認Gl229 B為褐矮星的重要依據。當溫度低於1200-1500K時，甲烷會比一氧化碳的豐度更高，而衹有亞恆星天體纔可能有這樣低的溫度。
也許褐矮星大氣中最不同尋常的一點就是其中有雲的存在。即使在溫度最高的L型褐矮星大氣中，難溶的氧化物、硅酸????和液態金屬也能形成雲。褐矮星中雲的形成和巨行星中雲的形成很相似，行星科學家對此已經司空見慣了，他們根據引力作用使得物質在低溫大氣上方沉積而建立了不同大氣層次中形成雲的模型。但是如何區分巨行星、T型褐矮星和L型褐矮星中的雲層數呢？
木星頂層的雲中含有水、NH4HS和氨。下面是含有鹵化物和硫的雲層，然後是含有硅和鐵的雲層。木星最下方的雲層則由耐高溫的陶質物質（剛玉和鈣鈦化物）構成。在溫度比木星高的T型褐矮星和L型褐矮星中，衹有耐高溫的雲層才能得以保存，因此溫度較高的褐矮星大氣有點類似木星的深層大氣。
雲層上方的大氣會變得很稀薄，因為有關的物質都會集中到雲層中。例如，在最低溫的M型矮星中極為明顯的TiO和VO分子吸收綫，在L型褐矮星中卻消失了，因為這兩種物質都進入了鈣鈦化物雲層中。在L型褐矮星嚮M型矮星過渡時，也是由於相同的原因光譜中的Ca、Al和CaH綫消失了。另外由於金屬鐵雲吸收了氣體中的鐵，FeH吸收綫在低溫的L型褐矮星中也十分得微弱。在所有的L型褐矮星和最高溫的T型褐矮星中都能探測到的鹼金屬原子譜綫在低溫的T型褐矮星中卻消失得無影無蹤，原因也是由于云層吸收了鹼金屬原子。
大氣中這些成分的劇烈變化，會改變褐矮星光譜的特徵。同時，雲層也會阻擋褐矮星的光綫，當然這取决于云層的高度。現在我們正在逐漸認識雲層對褐矮星光譜的影響。
儘管褐矮星的光譜存在着復雜性，但是化學組成仍然是可以被識別出來的，而且也可以用來對褐矮星進行分類。現在還沒有直接觀測到比T8型褐矮星質量更小，溫度比T8型褐矮星（有效溫度大約為800K）更低的天體，來銜接褐矮星和木星（大約125K）。但是，業已升空的"斯皮澤"空間望遠鏡所具有的中紅外觀測能力也許能幫助我們找到這缺失的一環。
褐矮星的形成
關於褐矮星形成的機製天文學家們衆說紛紜，比較常見的有拋射理論、前恆星核的光緻侵蝕理論、不透明度製約的分裂理論、原恆星盤的不穩定性理論等。拋射理論認為，褐矮星是由於低質量的原恆星胚在還沒有達到産生氫核聚變所需的質量前，與其它天體發生了碰撞而被拋射出前恆星核所形成的，這一理論部分地得到了雙褐矮星係統的證實。前恆星核的光緻侵蝕理論基於大質量恆星的輻射對前恆星核的光緻侵蝕作用，能夠解釋處於電離氫區中的褐矮星的形成機製。褐矮星也可能由大質量的原恆星盤在其它恆星的引力作用下發生碎裂而産生。這些理論每個都衹能解釋部分褐矮星的形成，研究褐矮星周圍的恆星盤可以有效地檢驗上述理論。
上述關於褐矮星與 木星 太陽 直徑對比是有問題的。太陽直徑是1，392，000 KM 木星直徑142,984KM 所以上述較大褐矮星的直徑不可能分別是木星的50倍和太陽的70%.
褐矮星是可以發生熱核反應的，衹是由於不激烈所以不會發光。但其紅外輻射可以占到太陽的1~2‰左右，過於靠近它也有熱能。 | | |
|
|