جرم دون نجمي

من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة
اذهب إلى التنقل اذهب إلى البحث
الحجم النسبي المقدر لكوكب المشتري والأقزام البنية WISE 1828+2650 -غليزا 229B والقزم الأحمر غليزا 229A وتيد 1 بالمقارنة مع الشمس ويعتبر غليزا 229B وتيد 1 أجرام دون نجمية[1][2]

جرم دون نجمي (بالإنجليزية: Substellar object)‏ يسمى أحيانا شبة نجمي (substar) هو جرم فلكي كتلته أصغر من أصغر كتلة يمكن فيها حدوث اندماج نووي (حوالي 0.08 كتلة شمسية). ويشمل هذا التعريف الأقزام البنية والأقزام السوداء[3][4] والبقايا النجمية المشابهة للجرم EF Eridani B حول نجم EF النهر ، ويمكن أن تشمل أيضا أجرام اكتل الكوكبية بغض النظر عن آلية تشكيلها وما إذا كانت مرتبطة بنجم رئيسي أم لا.[5][6][7][8]

خصائص[عدل]

على افتراض أن الجرم الدون نجمي لديه تركيبة مماثلة للشمس وما لا يقل عن كتلة المشتري (حوالي 10−3 كتلة شمسية)، فأن نصف قطرة سوف يكون مماثل لنصف قطر كوكب المشتري (مايقارب 0.1 نصف قطر شمسي) وبغض النظر عن كتلة الجرم الدون نجمي (الأقزام البنية كتلتها أقل من 75 :). وذلك لأن مركز الجرم الدون نجمي في أعلى النطاق الكتلي (أقل بقليل من حد حرق الهيدروجين) متحلل إلى حد كبير مع كثافة قدرها ≈103 g/cm3 ، ولكن هذا الانحلال يقل مع انخفاض الكتلة حتى في كتلة المشتري، الجرم الدون نجمي لديه أقل من 10 g/cm3. انخفاض الكثافة يوازن انخفاض الكتلة ويحفاظ على نصف قطرة ثابت تقريبا.[9] وإذا الجرم الدون نجمي في مدار حول نجم فسوف يتقلص ببطء أكثر فحين سيبقى دافئا بواسطة النجم وينتقل لحالة استقرار حيث تنبعث منة طاقة بقدر ما يتلقاه من النجم.[10]

التصنيف[عدل]

اقترح ويليام دنكان ماكميلان في عام 1918 تصنيف الاجرم دون نجمية إلى ثلاث فئات استنادا إلى كثافتها وطور المرحلة: الصلبة، الانتقالية والمظلمة الغازية (غير-نجمية). وتشمل الاجرم الصلبة الدون نجمية الأرض والكواكب الأرضية الصغيرة والأقمار ؛ مع أورانوس ونبتون (وفي وقت لاحق اجرام نبتون الصغيرة والكواكب الأرضية الهائلة) كأجرام انتقالية بين الصلبة والغازية. زحل والمشتري والكواكب الغازية في الحالة «غازية».[11]

مراجع[عدل]

  1. ^ Rebolo, Rafael (2014)، "Teide 1 and the Discovery of Brown Dwarfs"، في Joergens, Viki (المحرر)، 50 Years of Brown Dwarfs – From Prediction to Discovery to Forefront of Research، Astrophysics and Space Science Library، Springer، ج. 401، ص. 25–50، ISBN 978-3-319-01162-2، مؤرشف من الأصل في 19 فبراير 2015
  2. ^ Oppenheimer, Ben R. (2014)، "Companions of Stars: From Other Stars to Brown Dwarfs to Planets and the Discovery of the First Methane Brown Dwarf"، في Joergens, Viki (المحرر)، 50 Years of Brown Dwarfs – From Prediction to Discovery to Forefront of Research، Astrophysics and Space Science Library، Springer، ج. 401، ص. 81–111، ISBN 978-3-319-01162-2، مؤرشف من الأصل في 19 فبراير 2015
  3. ^ R. F. Jameson؛ M. R. Sherrington؛ A. R. Giles (أكتوبر 1983)، "A failed search for black dwarfs as companions to nearby stars"، Royal Astronomical Society، 205: 39–41، Bibcode:1983MNRAS.205P..39J، doi:10.1093/mnras/205.1.39P.
  4. ^ Kumar, Shiv S. (1962)، "Study of Degeneracy in Very Light Stars"، Astronomical Journal، 67: 579، Bibcode:1962AJ.....67S.579K، doi:10.1086/108658.
  5. ^ §3, What Is a Planet?, Steven Soter, Astronomical Journal, 132, #6 (December 2006), pp. 2513–2519. نسخة محفوظة 25 أغسطس 2018 على موقع واي باك مشين.
  6. ^ Chabrier and Baraffe, pp. 337–338
  7. ^ Alula Australis, Jim Kaler, in Stars, a collection of web pages. Accessed on line September 17, 2007. نسخة محفوظة 04 يوليو 2008 على موقع واي باك مشين.[وصلة مكسورة]
  8. ^ A search for substellar members in the Praesepe and σ Orionis clusters, B. M. González-García, M. R. Zapatero Osorio, V. J. S. Béjar, G. Bihain, D. Barrado Y Navascués, J. A. Caballero, and M. Morales-Calderón, Astronomy and Astrophysics 460, #3 (December 2006), pp. 799–810. نسخة محفوظة 5 أكتوبر 2018 على موقع واي باك مشين.
  9. ^ Chabrier and Baraffe, §2.1.1, 3.1, Figure 3
  10. ^ Chabrier and Baraffe, §4.1, Figures 6–8
  11. ^ MacMillan, W. D. (يوليو 1918)، "On stellar evolution"، Astrophysical Journal، 48: 35–49، Bibcode:1918ApJ....48...35M، doi:10.1086/142412، مؤرشف من الأصل في 12 مايو 2019.