قزم بني

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]

تصور لشكل القزم البني

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 الاندماج 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]

تاريخياعدل

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

النظريات الأولىعدل

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 الديوتيريومعدل

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 Lعدل

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 Tعدل

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.

نظرياعدل

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 الاندماج 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 الاندماج 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 الاندماج 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 الاندماج 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 أيضاًعدل

مصادرعدل

  1. ^ Boss, Alan (2001-04-03). "Are They Planets or What?". Carnegie Institution of Washington. مؤرشف من الأصل في 28 سبتمبر 2006. اطلع عليه بتاريخ 08 يونيو 2006. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  2. أ ب Nicholos Wethington (October 6, 2008). "Dense Exoplanet Creates Classification Calamity". Universetoday.com. مؤرشف من الأصل في 02 يوليو 2018. اطلع عليه بتاريخ 30 يناير 2013. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة); غير مسموح بالترميز المائل أو الغامق في: |ناشر= (مساعدة); تحقق من التاريخ في: |تاريخ أرشيف= (مساعدة)
  3. ^ Ian O'Neill (13 September 2011). "Violent Storms Rage on Nearby Brown Dwarf". Discovery.com. مؤرشف من الأصل في 05 أبريل 2016. اطلع عليه بتاريخ 30 يناير 2013. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة); غير مسموح بالترميز المائل أو الغامق في: |ناشر= (مساعدة); تحقق من التاريخ في: |تاريخ أرشيف= (مساعدة)
  4. أ ب ت ث Burgasser, A. J. (June 2008). "Brown dwarfs: Failed stars, super Jupiters" (PDF). Physics Today. مؤرشف من الأصل (نسق المستندات المنقولة) في 14 فبراير 2015. اطلع عليه بتاريخ 11 يناير 2016. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  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. arXiv:astro-ph/0103383. Bibcode:2001RvMP...73..719B. doi:10.1103/RevModPhys.73.719. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  6. ^ Cushing, Michael C. (2014), "Ultracool Objects: L, T, and Y Dwarfs", in Joergens, Viki (المحرر), 50 Years of Brown Dwarfs – From Prediction to Discovery to Forefront of Research, 401, Springer, صفحات 113–140, ISBN 978-3-319-01162-2, مؤرشف من الأصل في 19 فبراير 2015 الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة); الوسيط |separator= تم تجاهله (مساعدة)CS1 maint: ref=harv (link)
  7. أ ب Cain, Fraser (January 6, 2009). "If Brown Isn't a Color, What Color are Brown Dwarfs?". مؤرشف من الأصل في 31 ديسمبر 2018. اطلع عليه بتاريخ 24 سبتمبر 2013. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  8. ^ Staff. "HR 2562 b". معهد كاليفورنيا للتقنية. مؤرشف من الأصل في 28 مارس 2019. اطلع عليه بتاريخ 16 فبراير 2017. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  9. ^ Kumar, Shiv S. (1962). "Study of Degeneracy in Very Light Stars". Astronomical Journal. 67: 579. Bibcode:1962AJ.....67S.579K. doi:10.1086/108658. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  10. ^ Tarter, Jill (2014), "Brown is Not a Color: Introduction of the Term 'Brown Dwarf'", in Joergens, Viki (المحرر), 50 Years of Brown Dwarfs – From Prediction to Discovery to Forefront of Research, 401, Springer, صفحات 19–24, ISBN 978-3-319-01162-2, مؤرشف من الأصل في 19 فبراير 2015 الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة); الوسيط |separator= تم تجاهله (مساعدة)CS1 maint: ref=harv (link)
  11. ^ Croswell, Ken (1999). Planet Quest: The Epic Discovery of Alien Solar Systems. Oxford University Press. صفحات 118–119. ISBN 9780192880833. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  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. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  13. ^ Nakano, Takenori (2014), "Pre-main Sequence Evolution and the Hydrogen-Burning Minimum Mass", in Joergens, Viki (المحرر), 50 Years of Brown Dwarfs – From Prediction to Discovery to Forefront of Research, 401, Springer, صفحات 5–17, ISBN 978-3-319-01162-2, مؤرشف من الأصل في 19 فبراير 2015 الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة); الوسيط |separator= تم تجاهله (مساعدة)CS1 maint: ref=harv (link)
  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. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  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. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  16. ^ Rebolo, Rafael (2014), "Teide 1 and the Discovery of Brown Dwarfs", in Joergens, Viki (المحرر), 50 Years of Brown Dwarfs – From Prediction to Discovery to Forefront of Research, 401, Springer, صفحات 25–50, ISBN 978-3-319-01162-2, مؤرشف من الأصل في 19 فبراير 2015 الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة); الوسيط |separator= تم تجاهله (مساعدة)CS1 maint: ref=harv (link)
  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 (المحرر), 50 Years of Brown Dwarfs – From Prediction to Discovery to Forefront of Research, 401, Springer, صفحات 81–111, ISBN 978-3-319-01162-2, مؤرشف من الأصل في 19 فبراير 2015 الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة); الوسيط |separator= تم تجاهله (مساعدة)CS1 maint: ref=harv (link)
  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. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)