قزم بني

من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة
(بالتحويل من الأقزام البنية)
اذهب إلى التنقل اذهب إلى البحث
تصور لشكل القزم البني

الأقزام البنية هي أجرام دون نجمية والتي تمتلك كتلة بين كتلة أثقل الكواكب من فئة العملاق الغازي وبين كتلة أخف النجوم أو تقريبا 13 إلى 75-80 كتلة المشتري [1][2] أو بما يساوي 2.5×1028 kg . أقل من هذه الكتلة هي الأجرام دوت الأقزام البنية وفوقها هي الأقزام الحمراء الخفيفة. عادة ما تكون الأقزام البنية في حالة الحمل بدون طبقات أو تباين كيميائي عن طريق العمق. [3]

على عكس النجوم في النسق الأساسي فإن الأقزام البنية ليست ضخمة كفاية لتحقيق الإندماج النووي للهيدروجين العادي إلى الهيليوم في لب النجم. إلا أنهم قادرين على دمج الديوتيروم والليثيوم إن تخطت كتلتهم 13-65 ضعف كتلة المشتري. [4] يتناقش العلماء أيضا ما إذا كانت الأقزام البنية يجب أن تُصنف طبقا لعملية تكوينها بدلا من تفاعلات الإندماج النووي بها. [2]

تقسم النجوم حسب التقسيم الطيفي وتوجد الأقزام البنية كأنواع M, L, T,Y. [4][5] وعلى الرغم من اسمها فإن الأقزام البنية تتواجد بألوان مختلفة. تظهر العديد من الأقزام البنية باللون الماجنتي للعين البشرية أو أحيانا برتقالي أو أحمر. [4][6] الأقزام البنية ليست مضيئة جدا في الأطوال الموجية للضوء المرئي. [4]

يقع أقرب قزم بني وهو لومان 16 على بعد 6.5 سنة ضوئية [7] وهو نظام ثنائي من الأقزام البنية والمكتشف في عام 2013. يُصنف القزم البني HR 2562 b على أنه الكوكب الخارجي الأكبر (منذ ديسمبر 2017) في تصنيف ناسا للكواكب الخارجية على الرغم من أن كتلته تساوي تقريبا 30 ضعف كتلة المشتري أي ضعف الكتلة المطلوبة للحد بين الكواكب والأقزام البنية. [8]

تاريخيا[عدل]

الجرم الأصغر هو Gliese 229B وهو بكتلة 20 إلى 50 كتلة المشتري

النظريات الأولى[عدل]

الأجسام المعروفة حاليا باسم "الأقزام البنية" كان يُعتقد بوجودها في الستينات عن طريق شيف كومار وتمت تسميتها في البداية الأقزام السوداء [9] كتصنيف لأجرام دون نجمية والتي تطفو بحرية في الفضاء والتي ليست ضخمة كفاية لتحقيق اندماج الهيدروجين. إلا أن مصطلح قزم أسود كان يُستخدم بالفعل للإشارة إلى الأقزام البيضاء الباردة كما أن الأقزام الحمراء تستطيع شطر الهيدروجين وأن هذه الأجرام قد تكون مرئية في الأطوال الموجية للضوء المرئي في بعض فترات حياتهم. بسبب ذلك تم اقتراح أسماء أخرى. في 1975 اقترح جيل تارتر مصطلح "قزم بني" مستخدما اللون البني كلون تقريبي. [7][10][11]

اندماج الديوتيريوم[عدل]

حدث اكتشاف اندماج الديوتيروم عند 0.012 كتلة الشمس وتأثير تكون الغبار في الغلاف الخارجي البارد للأقزام البنية في أواخر الثمانينات والذي وضع هذه النظريات موضع تساؤل. إلا أن إيجاد مثل هذه الأجرام لم يكن سهلا حيث أن هذه الأجرام لا تشع تقريبا أي ضوء في الأطوال الموجية للضوء المرئي حيث أن معظم اشعاعاتهم تكون في نطاق الأشعة تحت الحمراء ولاقطات الأشعة تحت الحمراء هنا على الأرض لم تكن دقيقة كفاية في ذلك الوقت لالتقاط أي قزم بني. [12][13]

GD 165B والتصنيف L[عدل]

لعدة سنوات لم يثمر البحث عن الأقزام البنية بأي نتائج. إلا أنه في عام 1988 تم إيجاد مرافق باهت لنجم يُسمي GD 165B في نطاق الأشعة تحت الحمراء عند البحث عن أقزام بيضاء. طيف المرافق GD 165B كان أحمرا للغاية حيث لم يُظهر أيا من الصفات المتوقعة عند فحص القزم الأحمر الأقل كتلة. أصبح من الواضح أن GD 165B يحتاج تصنيفا جديدا كجرم أكثر برودة بكثير من الأقزام المصنفة M المعروفة في ذلك الوقت. ظل GD 165B فريدا لعقد كامل تقريبا حتى اطلاق بحث السماء ثنائي الميكرون الشامل والذي اكتشف العديد من الأجرام بألوان مشابهة وأطياف مشابهة. اليوم نعرف GD 165B بأنه مصنف تحت الأقزام من النوع L. [14][15]


Gliese 229B والتصنيف T[عدل]

في 1995 تغيرت دراسة الأقزام البنية تماما باكتشاف جرمين دون نجميين وهما Teide1 و Gliese 229B [16][17] والذين تم التعرف على وجود خيط ليثيوم عند طول موجي 670 نانوميتر. الجرم الأخير يمتلك حرارة ووضاءة أقل كثيرا من النجوم. عند أطياف الطول الموجي للأشعة تحت الحمراء يمتلك الجرم شريط امتصاص من الميثان عند 2 ميكروميتر وهي صفة لم يتم رصدها من قبل سوى في الغلاف الجوي للكواكب الضخمة وكذلك لقمر زحل تيتان. امتصاص الميثان هو أمر غير متوقع تماما في أي جرم نجمي. هذا الاكتشاف أدي إلى نشأة تصنيف طيفي جديد أبرد حتى من التصنيف L والذي يُعرف حاليا باسم التصنيف T.

نظريا[عدل]

تعتمد الطريقة التقليدية لولادة النجم على انهيار سحابة بين نجمية باردة من الغاز والغبار بسبب الجاذبية. ومع انكماش سحابة الغاز فإن حرارتها ترتفع طبقا لآلية كلفن هيملهولتز. في بداية العملية يشع الغاز المنكمش الكثير من الطاقة بسرعة مما يسمح باستمرار الانهيار. في النهاية تصبح النقطة المركزية مركزة للغاية لدرجة إيقاف الإشعاع. ونتيجة لذلك فإن الحرارة المركزية وكثافة السحابة المنهارة تزداد باطراد مع الوقت مما يبطئ من الانكماش حتى تصبح الظروف حارة كفاية ومرتفعة الكثافة كفاية لحدوث التفاعلات الحرارية النووية في لب النجم الأولي. في معظم النجوم يمنع ضغط الإشعاع عن طريق تفاعلات الإندماج الحراري النووي في لب النجم المزيد من الانهيار تحت الانكماش الجذبوي. يصل النجم إلى التوازن الحراري عندما يقضي معظم فترة عمره قي شطر الهيدروجين إلى هيليوم في نجوم النسق الأساسي. [18]

إلا أنه إن كانت كتلة النجم الأولي أقل من 0.08 كتلة المشتري فإن تفاعلات الإندماج الحراري النووي للهيدروجين لا تستطيع إشعال اللب. حيث أن الانكماش الجذبوي لا يسخن النجم الأولي الصغير بشكل كاف وقبل أن ترتفع الحرارة في اللب بشكل كاف لبدء الإندماج تصل الكثافة إلى نقطة ترصيص الإلكترونات لتكوين ضغط الإلكترونات الكمي.

هذا يعني أن النجم الأولي ليس كبيرا كفاية وليست كثافته كافية ليصل إلى الظروف المطلوبة لبدء الإندماج الهيدروجين والحفاظ عليه. كما أن ضغط الإلكترونات الكمي يمنع من الوصول إلى مثل هذه الظروف من الضغط والكثافة المطلوبين.

وبمنع المزيد من الانكماش الجذبوي فإن النتيجة هي نجم فاشل أو قزم بني والذي يبرد ببساطة عن طريق إشعاع طاقته الحرارية الداخلية.



انظر أيضاً[عدل]

تيد 1

مصادر[عدل]

  1. ^ Boss، Alan (2001-04-03). "Are They Planets or What?". Carnegie Institution of Washington. تمت أرشفته من الأصل في 2006-09-28. اطلع عليه بتاريخ 08 يونيو 2006. 
  2. ^ أ ب Nicholos Wethington (October 6, 2008). "Dense Exoplanet Creates Classification Calamity". Universetoday.com. اطلع عليه بتاريخ January 30, 2013. 
  3. ^ Ian O'Neill (13 September 2011). "Violent Storms Rage on Nearby Brown Dwarf". Discovery.com. اطلع عليه بتاريخ January 30, 2013. 
  4. ^ أ ب ت ث Burgasser، A. J. (June 2008). "Brown dwarfs: Failed stars, super Jupiters" (نسق المستندات المنقولة). Physics Today. اطلع عليه بتاريخ 11 يناير 2016. 
  5. ^ 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. Bibcode:2001RvMP...73..719B. arXiv:astro-ph/0103383Freely accessible. doi:10.1103/RevModPhys.73.719. 
  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، صفحات 113–140، ISBN 978-3-319-01162-2 
  7. ^ أ ب Cain، Fraser (January 6, 2009). "If Brown Isn't a Color, What Color are Brown Dwarfs?". اطلع عليه بتاريخ 24 سبتمبر 2013. 
  8. ^ Staff. "HR 2562 b". معهد كاليفورنيا للتقنية. اطلع عليه بتاريخ 16 فبراير 2017. 
  9. ^ Kumar، Shiv S. (1962). "Study of Degeneracy in Very Light Stars". Astronomical Journal. 67: 579. Bibcode:1962AJ.....67S.579K. doi:10.1086/108658. 
  10. ^ Tarter، Jill (2014)، "Brown is Not a Color: Introduction of the Term 'Brown Dwarf'"، in Joergens، Viki، 50 Years of Brown Dwarfs – From Prediction to Discovery to Forefront of Research، Astrophysics and Space Science Library، 401، Springer، صفحات 19–24، ISBN 978-3-319-01162-2 
  11. ^ Croswell، Ken (1999). Planet Quest: The Epic Discovery of Alien Solar Systems. Oxford University Press. صفحات 118–119. ISBN 9780192880833. 
  12. ^ Hayashi، C.؛ Nakano، T. (1963). "Evolution of Stars of Small Masses in the Pre-Main-Sequence Stages". Progress of Theoretical Physics. 30 (4): 460–474. Bibcode:1963PThPh..30..460H. doi:10.1143/PTP.30.460. 
  13. ^ Nakano، Takenori (2014)، "Pre-main Sequence Evolution and the Hydrogen-Burning Minimum Mass"، in Joergens، Viki، 50 Years of Brown Dwarfs – From Prediction to Discovery to Forefront of Research، Astrophysics and Space Science Library، 401، Springer، صفحات 5–17، ISBN 978-3-319-01162-2 
  14. ^ Martin، E. L.؛ Basri، G.؛ Delfosse، X.؛ Forveille، T. (1997). "Keck HIRES spectra of the brown dwarf DENIS-P J1228.2-1547". Astronomy and Astrophysics. 327: L29–L32. Bibcode:1997A&A...327L..29M. 
  15. ^ Kirkpatrick، J. D.؛ Reid، I. N.؛ Liebert، J.؛ Cutri، R. M.؛ Nelson، B.؛ Beichmann، C. A.؛ Dahn، C. C.؛ Monet، D. G.؛ Gizis، J. E.؛ Skrutskie، M. F. (1999). "Dwarfs Cooler than M: The Definition of Spectral Type L Using Discoveries from the 2 Micron All-Sky Survey (2MASS)". The Astrophysical Journal. 519 (2): 802–833. Bibcode:1999ApJ...519..802K. doi:10.1086/307414. 
  16. ^ Rebolo، Rafael (2014)، "Teide 1 and the Discovery of Brown Dwarfs"، in Joergens، Viki، 50 Years of Brown Dwarfs – From Prediction to Discovery to Forefront of Research، Astrophysics and Space Science Library، 401، Springer، صفحات 25–50، ISBN 978-3-319-01162-2 
  17. ^ Oppenheimer، Ben R. (2014)، "Companions of Stars: From Other Stars to Brown Dwarfs to Planets and the Discovery of the First Methane Brown Dwarf"، in Joergens، Viki، 50 Years of Brown Dwarfs – From Prediction to Discovery to Forefront of Research، Astrophysics and Space Science Library، 401، Springer، صفحات 81–111، ISBN 978-3-319-01162-2 
  18. ^ Kulkarni، S. R. (30 May 1997). "Brown Dwarfs: A Possible Missing Link Between Stars and Planets". Science. 276 (5317): 1350–1354. Bibcode:1997Sci...276.1350K. doi:10.1126/science.276.5317.1350.