Barna törpe

magfúziót hosszan fenntartani nem képes, bolygóknál nagyobb, de csillagoknál kisebb tömegű halvány objektum

A barna törpék olyan égitestek, melyek tömege túl kicsi ahhoz, hogy a belsejükben stabil hidrogén-hélium magfúzió jöjjön létre, és így valódi csillagokká váljanak.

A kisebb objektum a Gliese 229B jelű barna törpe, ami a Gliese 229 körül kering. A páros a Nyúl csillagképben található, 19 fényévre a Földtől
Az 54 Piscium B barna törpe

Ez a reakció ugyanis csak akkor indulhat be, ha egy csillag tömege elég nagy ahhoz, hogy annak magjában a hőmérséklet a 3 millió kelvint meghaladja. Ez a tömeg nagyjából a Nap tömegének 8%-a, másként kifejezve a Jupiter tömegének nyolcvanszorosa. A barna törpék tömege ennél kisebb, a vörös törpecsillagok és az óriásbolygók tömege között van. A keletkezési modellek alapján kialakulásuk közben valamikor a magjukban beindult a magfúzió, de nem a hidrogén, hanem lítium- vagy deutériumfúzió, ehhez 13 jupitertömeg is elegendő, ez jelöli ki alsó tömeghatárukat. Ez a magfúzió kb. 100 ezer évig tarthatott, ami csillagászati időskálán mérve epizódszerű csak.

A barna törpék energiát magfúzióval már nem termelnek, lassan kihűlnek, felszíni hőmérsékletük 1000-3000 K, abszolút magnitúdójuk +17 körüli. Lassú gravitációs összehúzódásuk elegendő energiát termel, hogy gyengécske fényt – főleg az infravörös tartományban – bocsássanak ki. Mivel tömegük nem túl nagy, és energiát magfúzióval nem termelnek, fényük halvány, megtalálásuk nehéz, viszont újabb megfigyelések szerint legalább annyian vannak, mint a közönséges csillagok.

Felfedezésük története szerkesztés

1963-ban Shiv Kumar vetette fel elsőként a lehetőségét, hogy a csillagképződési folyamat során olyan égitestek is keletkezhetnek, amelyek tömege nem elegendő a hidrogénfúzióhoz szükséges hőmérséklet eléréséhez.[1] A barna törpe elnevezést később, csak 1975-ben javasolta Jill Tarter. A név tulajdonképpen nem helyes, hiszen a barna törpék valójában vörös színben világítanak, ám a vörös törpe elnevezést már a csillagok egy csoportjára felhasználták.

Az 1980-as években már több kísérletet tettek arra, hogy ilyen égitestet találjanak, de a próbálkozások csak 1995-ben jártak sikerrel, amikor a Gliese 229B jelű objektumpárban az első barna törpét kétségtelenül azonosították.[2] Ebben meghatározó szerepet játszott mind a csillagászati műszerek érzékenységének jelentős növekedése, mind az elméleti modellek fejlődése, amik lehetővé tették a gyenge fényű csillagok észlelését is. Néhány év alatt több száz barna törpét sikerült kétséget kizáróan azonosítani, és hasonló nagyságrendű azon objektumok száma, amelyeknél valószínűsíthető, hogy barna törpék.

A Naprendszerünkhöz legközelebb lévő két barna törpe – amit 2004 elején találtak meg – az ε Indi B kettős barna törpe (melyek egy közös tömegközéppont körül keringve járják körül az ε Indi A-t), tőlünk 11,8 fényév távolságban található. Ennél kissé távolabb, 12,7 fényévre van a SCR 1845-6357 vörös törpe körül keringő barna törpe.[3]

Keletkezésük szerkesztés

 
A Trapezium-halmaz (az Orion-ködben) infravörös képén (jobbra) előtűnnek a benne lévő fiatal csillagok és barna törpék

A barna törpék keletkezési folyamata nem egyértelműen tisztázott; lényegében öt lehetőség létezik:[4]

A csak néhány millió éves Chamaeleon I csillagkeletkezési régióban 34 barna törpét találtak, ezekből háromnál bizonyítható volt az akkréciós korong létezése, mely a fiatal csillagokra jellemző.[7][8] Sok barna törpénél kimutatható a T Tauri változócsillag fázis (mely eddig csak a fiatal csillagok fősorozatig vezető útjaként volt ismert), ez további bizonyíték az azonos keletkezési történetre – legalábbis a barna törpék egy részénél. 2008-ban az Iso-Oph 102 születőben lévő barna törpénél sikerült kimutatni a protocsillagokra jellemző poláris anyagkifúvást.[9]

Lehetséges, hogy a barna törpék alsó tömeghatárát megközelítő planemók – azaz a bolygók és a barna törpék közé sorolható nagy tömegű objektumok – keletkezése folyamata is leírható a fenti öt lehetőség egyikével, azzal a különbséggel, hogy végül 13 jupitertömegnél könnyebb égitest jön létre.

A barna törpék tulajdonságai szerkesztés

 
A fiatal barna törpék alig különböztethetők meg a csillagoktól. A kép a kb. 12 millió éves TWA 5B nevű barna törpét ábrázolja (fent) a Chandra űrtávcső felvételén (NASA)

Bár életútjuk eltér a csillagokétól, a barna törpék hasonló elemösszetételt mutatnak.

A könnyű törpecsillagok esetében a mag a tömegtől függetlenül 3 millió K egyensúlyi hőmérsékletre áll be, ahol a hidrogénfúzió ugrásszerűen beindul. A hőmérséklet változatlansága a tömeg és a csillag sugara között megközelítően fennálló reciprocitást mutat, azaz minél alacsonyabb a tömeg, annál magasabb a mag sűrűsége. Növekvő magsűrűségnél a Pauli-elv alapján részben degenerált elektronok járulékos nyomást fejtenek ki a gravitációs összehúzódás ellen, ami a mag kisebb felhevüléséhez vezet. Ez a Naphoz hasonló fémesség esetében ahhoz vezet, hogy 75 jupitertömeg alatt a hőmérséklet nem éri el a hidrogénfúzióhoz szükséges értéket, és barna törpe jön létre. Mivel sem az elektrondegeneráció folyamata, sem pedig a legkönnyebb csillagok tulajdonságai nem ismertek minden vonatkozásukban, így a szakirodalomban megadott értékek 70 és 78, az újabb számítások alapján 72-75 jupitertömeg körül mozognak. Az elektronok kvantummechanikai degenerációja alapján a barna törpéket – a fehér törpékhez, neutroncsillagokhoz és fekete lyukakhoz hasonlóan – kompakt objektumoknak is nevezik.

A fiatal barna törpéknél ugyan a fúziós folyamatok hozzáadódnak az energia-egyensúlyhoz, azonban ez a tétel a fejlődés egyik fázisában sem hasonlítható össze a gravitációs energia hozzájárulásával. Ez ahhoz vezet, hogy a barna törpék már az akkréció végén elkezdenek lehűlni, miközben a fúzió csak megközelítően 10-50 millió évvel tudja késleltetni e folyamatot.

Energiaszállítás szerkesztés

A nehezebb csillagokkal ellentétben a barna törpéknél – hasonlóan a 0,3 naptömegűnél kisebb csillagokhoz – nem alakul ki héjszerkezet. Teljesen konvektívek, azaz az anyagszállítás a magtól egészen a felszínig ér, amely teljes anyagkeveredéshez vezet és egyben meghatározza a teljes belső rész hőmérsékleteloszlását. A metántörpék – mint például a Gliese 229B – vizsgálatai azonban azt a vélekedést erősítik, mely szerint az öregebb és hidegebb barna törpék konvekciós rétege nem éri el a felszínt, és ehelyett egy, a gázóriásokhoz hasonló atmoszféra alakul ki.

Méret szerkesztés

 
A barna törpék (középen) mérete inkább az óriásbolygók (Jupiter, jobbra) méretéhez áll közel, mint a csillagokéhoz (Nap, balra)

Az elektronok degenerációja miatt a barna törpék sugara tömegüktől függ (R~M-1/3). A degeneráció csak a barna törpék tömeghatára alatt veszti el jelentőségét, és konstans tömeg esetében a tömeg-sugár arány az R~M+1/3 értéket veszi fel. A barna törpék gyenge reciprok tömegfüggősége a teljes tömegtartományon belül megközelítően konstans sugárhoz vezet, amely kb. a Jupiterének felel meg, miközben a könnyebb barna törpék nagyobbak, mint a nehezebbek.

Színképosztály szerkesztés

 
A HN Pegasi B, egy T típusú barna törpe

A csillagok esetében definiált színképtípusok szorosabb értelemben nem alkalmazhatók a barna törpékre, mivel ezek hagyományos értelemben nem csillagok. A megfigyelések alapján az 1800-2000 K feletti hőmérsékletek esetében a barna törpék azonban az L és M színképtípusú csillagok tartományába esnek, mivel az optikai tulajdonságok csak a hőmérséklettől, valamint az összetételtől függenek. Így a barna törpék esetében is alkalmazzák a színképosztályokat, ez azonban esetükben nem adja meg pontosan a tömeget, hanem csak a tömeg és a kor kombinációját.

Egy nehéz, fiatal barna törpe a középső M tartományban, 2900 K hőmérsékletnél kezdi életét, és az összes későbbi M- és L-színképosztályt végigjárja. A könnyebb barna törpék már eleve egy későbbi típusnál indulnak. A fősorozat alsó határa nem ismert pontosan, de feltehetően az L2 és L4 színképosztályok között, azaz az 1800-2000 K hőmérséklet-tartományban található. A későbbi, hidegebb színképtípusúak biztosan barna törpék. A hidegebb barna törpék számára – mint például a 950 K hőmérsékletű Gliese 229B – a T típussal egy új színképosztályt vezettek be, amely az 1450 K alatti hőmérséklet-tartományával már nem alkalmazható csillagokra. Mivel a színképet ezekben a hőmérséklet-tartományokban elsősorban erős metánvonalak jellemzik, így a T típusú barna törpéket metántörpéknek is nevezik.

Sokáig a kb. 800 K hőmérsékletű Gliese 570D, valamint a T9 színképosztályú, 600 és 950 K közötti hőmérsékletű 2MASS J0415-0935 a voltak a leghidegebb ismert barna törpék. Mivel ez utóbbi a 2007 májusában felfedezett 650 K hőmérsékletű ULAS J0034-00[10] jelű barna törpével együtt már eltéréseket mutattak a többi T-törpéhez képest, így új színképosztályt, az Y osztályt kellett bevezetni.[11] Az első Y törpe, a (CFBDS J005910.83-011401.3) felfedezését 2008 áprilisában jelentették be, felszíni hőmérséklete 350 °C (kb. 620 K), légkörében kimutatták a barna törpékre jellemző metán mellett a csak az óriásbolygókra jellemző ammóniát is.[12][13] Ennél hidegebb a 2009-ben felfedezett Wolf 940B, mely a Wolf 940 vörös törpe körül kering mintegy 440 CsE távolságban. A 20-30 Jupiter tömegű égitest felszíni hőmérséklete mindössze 300 °C.[14] 2010 januárjában jelentették be a SDSS1416+13 kettős rendszer felfedezését, ennek B jelű komponensének felszíni hőmérséklete mindössze 500 kelvin (220 °C).[15]

Légkör szerkesztés

Az M8 illetve L0 színképtípusok között található objektumok egy része vörös törpe, míg másik része forró barna törpe. Ez utóbbi égitestek effektív felszíni hőmérséklete 2200 és 1400 K között van, mely hőmérséklet-tartomány már annyira alacsony, hogy lehetővé teszi molekulák kialakulását, mint például a titán-oxid és egyéb fém-oxidok.[16] 1400 K alatti hőmérsékleten, a T törpék tartományában a metán sávja válik határozottá a színképben. E molekulák okozta vonalak egyértelműen kimutathatók a színképben. Az L törpéknél pedig, még alacsonyabb hőmérsékleten alkálifémek vonalai jelennek meg.

Mivel az infravörös fényességmérések több esetben egy adott barna törpénél a forgással nem összeegyeztethető ingadozásokat mutatnak, így arra lehet következtetni, hogy légkörük áteresztése e hullámhosszokon nem homogén, ez pedig a Jupiternél megfigyelhető felhőzetre utal.[17][18]

Forgás szerkesztés

A barna törpék – hasonlóan a csillagokhoz – keletkezésük folyamán jelentős forgási energiát halmoznak fel. Csillagok esetében azonban a forgási sebesség évmilliók folyamán csökken, melynek oka az, hogy a forgás során létrejövő mágneses mezők kölcsönhatásba lépnek a csillagszél töltött részecskéivel. Az interakció azonban fékező hatást fejt ki, melynek következtében az idők folyamán a mágneses mezők is veszítenek erejükből. A barna törpék azonban teljes élettartamuk alatt megtartják forgási momentumokat, mivel a kihűlő, alacsony hőmérsékletű ionizálatlan légkör nem teszi lehetővé töltött részecskékből álló csillagszél kialakulását, így azok a mágneses mezővel sem lépnek kölcsönhatásba.[19]

Atipikus barna törpék szerkesztés

 
Az LP 944-20 barna törpén röntgenflereket észleltek

Az LP 944-20 barna törpén röntgenflereket figyeltek meg, míg egy másik barna törpe, a TWA-5B röntgensugárzást bocsát ki, hasonlóan a nehezebb csillagokhoz.[20] A 2MASS1207-3932 jelű barna törpe pedig nem csak azért különleges, mert kísérője, egy 5 jupitertömegű exobolygó volt az, amelyről először készítettek közvetlenül fényképet,[21] hanem azért is mert a legutóbbi vizsgálatok során egyrészt anyagkorongot,[22] másrészt a barna törpe pólusaiból ellentétes irányba kilövellő jeteket is találtak.[23][24]

A Spitzer-űrtávcsővel 2005-ben fedezték fel a Cha 110913-773444 elnevezésű objektumot, melynek – nagy hibahatárral mért – tömege alig nyolcszorosa a Jupiterének; körülötte már kialakulásban lévő lapos porkorongot is találtak.[25] Mivel tömege még bizonytalan, így kérdéses, hogy planemónak vagy barna törpének tekintendő-e.

Gyakoriság szerkesztés

A csillagszerű objektumok tömegükhöz viszonyított relatív gyakoriságának leírására létezik egy egyszerű tömegfüggvény, a kezdeti tömegfüggvény (Initial Mass Function, IMF). Ez a tömegfüggvény feltehetően változatlanul alkalmazható a nagyobb tömegű barna törpék esetében,[26] mivel a csillagok keletkezési folyamatának első fázisa, a gázfelhő összehúzódása független a kialakuló égitest jellegétől, azaz a felhő nem „tudhatja”, hogy a folyamat végén csillag, avagy barna törpe keletkezik-e. Ez a tömegfüggvény azonban a kisebb tömegű barna törpék esetében eltérést mutat, mivel egyrészt a különböző keletkezési folyamatok is szerepet játszhatnak, másrészt a csillagok keletkezési folyamata során létrejövő objektumok alsó tömeghatára alig ismert.[27] A barna törpék gyakoriságának pontos meghatározása ezért nem csak a barna törpék keletkezési folyamata szempontjából fontos, hanem általánosságban is hozzájárul a csillagok keletkezési folyamatának megértéséhez. A Gliese 229B felfedezése óta több száz barna törpét találtak, főleg a 2MASS[28] (2 Micron All Sky Survey), a DENIS (DEep Near Infrared Sky survey) és az SDSS (Sloan Digital Sky Survey), valamint a nyílthalmazok és csillagkeletkezési területek feltérképezése során.

Kimutatási eljárások szerkesztés

A barna törpék fényereje kimondottan alacsony, ezért csak nehezen megfigyelhetőek; a korai fejlődési stádiumukban pedig könnyen összetéveszthetőek a vörös törpékkel. Egyértelmű kimutatásukra több eljárás létezik:

Fényesség
A barna törpék energiatermelésében a fúziós folyamatok csak alárendelt szerepet játszanak, ezért ezen objektumok fényessége a fejlődés során egyre csökken. Amennyiben a mért fényesség a legkönnyebb csillagoké alatt marad, amely Napunk fényességének 10−4-szerese, úgy csak egy barna törpéről lehet szó. A fényesség azonban csak akkor használható kritériumként, ha a távolság ismert, mint például nyílthalmazok esetében. E módszert az 1980-as években, a barna törpék kimutatásának kezdetén használták, de kimondottan megbízhatatlannak bizonyult, mivel a legtöbb barna törpe-jelölt esetében később bizonyítható volt a távolság hibás meghatározása.
Hőmérséklet
A Stefan–Boltzmann-törvény segítségével az L fényerő hozzárendelhető a Te effektív felszíni hőmérséklethez (Te~L1/4), amely azonban jóval kevésbé változik, mint a hőmérséklet. A hőmérséklet pedig nagyon könnyen meghatározható az objektum színképéből. Amennyiben a mért hőmérséklet jelentősen alacsonyabb a csillagok minimális hőmérsékleténél, az 1800 K-nél, úgy csak barna törpéről lehet szó.
Tömeg
Egy barna törpét tartalmazó kettős rendszer esetében a tömeg megállapítható a közös tömegközéppont körüli mozgásból, még akkor is, ha a barna törpe nem megfigyelhető; ez a helyzet hasonlít az exobolygókéhoz. A tömeg közvetlen meghatározása az egyetlen lehetőség a barna törpék felső tömeghatár körüli azonosítására.
Metánvonalak
A barna törpék légkörében komplex molekulák – elsősorban metán – is képződhetnek. Mivel ez a csillagok légkörében nem lehetséges, így a színképben a metán kimutatásával egyértelműen egy barna törpére lehet következtetni. Ebben az esetben egy öreg, hideg T típusú barna törpéről van szó.
Lítiumvonalak
A színképben található semleges lítium kimutatása kiváló lehetőséget nyújt a barna törpék azonosítására, és egyben széles tartományban alkalmazható. A tesztet 1992-ben javasolta Rafael Rebolo, a gyakorlatban először Gibor Basri alkalmazta 1996-ban.[29]

Lítiumteszt szerkesztés

65 jupitertömeg fölött a 7Li 4He-má alakul át. E folyamat révén a legkönnyebb csillagok kb. 50 millió év alatt felhasználják a lítiumkészletüket, míg a barna törpék esetében ez a szakasz 250 millió évre nyúlik. Mivel a könnyű csillagok a barna törpékhez hasonlóan teljesen konvektívek, így a lítium gyakorisága – ellentétben a nehezebb csillagokéval, mint például a Nap – nemcsak a mag fúziós tartományában csökken, hanem közvetlenül a felszínen is megfigyelhető. A lítiumteszt azonban önmagában nem vezet egyértelmű eredményre, egyrészt mert a lítium nagyon fiatal csillagoknál is kimutatható, másrészt az idősebb, 65 jupitertömegűnél nehezebb barna törpéknél a lítium már nem érzékelhető. Ha azonban határozott 7Li-vonalak mutathatók ki egy 2800 K-nél alacsonyabb hőmérsékletű csillagszerű objektumnál, úgy csak barna törpéről lehet szó. A semleges lítium színképvonalai ráadásul a vörös tartományba esnek, így földi telepítésű távcsövekkel is könnyen vizsgálhatók. Ez az eljárás a jó kimutatási eredmények miatt a barna törpék standard azonosítási eljárásaként honosodott meg.[30]

Eloszlás szerkesztés

Csillaghalmazok szerkesztés

Fiatal nyílthalmazokban – mint például a Fiastyúk – már sok barna törpét találtak, bár eddig még egy halmazt sem kutattak át teljes egészében. E tartományokban ráadásul több olyan jelölt is ismert, melyek esetében a barna törpékhez ill. a csillaghalmazhoz való tartozás még nem tisztázott. Az első elemzések eredményei a hibahatárokon belül összeegyeztethetőek a csillagokra vonatkozó tömegfüggvénnyel, azonban néhány esetben jelentős eltérések mutatkoznak. Jelenleg még korai lenne ez alapján egyértelműen, egy, a barna törpék tartományára vonatkozó, eltérő tömegfüggvényre következtetni.

Csillagkeletkezési régiók szerkesztés

E régiókban a barna törpék kimutatása nagyon nehéz, mivel a fiatal koruk és az ezzel járó magas hőmérsékletük miatt alig különböznek a fiatal csillagoktól. További problémát jelent e régiókban a csillagközi por magas aránya, mely a fényelnyelés magas foka miatt a megfigyelést nehezíti. A használt eljárások erősen modellfüggőek, így eddig csak nagyon kevés jelöltet sikerült barna törpeként azonosítani. Az eddig levezetett tömegfüggvények meghatározó része jelentősen eltér a kezdeti tömegfüggvénytől, viszont még jelentős a hibahatáruk. A Subaru teleszkóppal a közeli infravörös tartományban végzett megfigyelések alapján a különböző csillagkeletkezési régiókban a barna törpék csillagokhoz viszonyított aránya eltérő, többet találtak a Cassiopeia W3 Main régiójában és kevesebbet a Trapezium és az IC 348 területeken.[31]

Kettős rendszerek szerkesztés

A csillagkatalogizáció első eredményei a barna törpéket tartalmazó rendszerekről a következő képet festik:

  • A Nap környezetében elkészített, az F-M0 színképtípusú csillagok katalogizálása során jóval kevesebb szoros – azaz 3 csillagászati egységnél közelebb keringő – csillag-barna törpe párost találtak, mint csillag-csillag kettőst. A jóval alacsonyabb gyakoriságot a szakirodalomban gyakran „Barnatörpe-sivatagnak” (angolul Brown Dwarf Desert) nevezik.[32] A Doppler-effektust alkalmazó exobolygó kutatások is alátámasztják , hogy a központi csillaghoz közel keringő barna törpék számaránya alacsony. Bár az 1000 CsE-t meghaladó távolságok esetén nem található eltérés a csillag illetve barna törpe típusú kísérők távolsága között, de ez a következtetés nagyon kevés megfigyelés extrapolációján alapul, így meglehetősen bizonytalan. A Hubble űrtávcső 2008-as megfigyelései alapján a Nap közvetlen közelében keringő 233 vörös törpecsillagból (ezek a legkönnyebb létező csillagok, a barna törpéknél eggyel nehezebb kategória) mindössze kettőnek volt barna törpe kísérője, azaz a barnatörpe-sivatag a legkisebb tömegű csillagoknál is létezik.[33][34]
  • Az L típusú törpék kb. 20%-ánál – melyek nagy része feltehetően barna törpe – egy további barna törpe kísérő található, azonban olyan kettős rendszereket, ahol a páros tagjai közötti távolság nagyobb 10 CsE-nél, még nem találtak. Összehasonlításképpen kettőscsillagok esetében ez a távolság átlagosan 40 CsE.

Bár az eredmények számszerű értékei még bizonytalanok, az F-M0/barna törpe illetve L-törpe/barna törpe rendszerek közötti alapvető eltérés már biztosra vehető, mely feltehetően a fenti két típusú kettős rendszerekben található barna törpék eltérő keletkezési folyamatára vezethető vissza.

Izolált barna törpék szerkesztés

A 2MASS és a DENIS programok már több száz barna törpét találtak, pedig a katalogizálása még nem zárult le. Az első elemzések arra utalnak, hogy a csillagokra vonatkozó tömegfüggvény a barna törpék tartományában is hosszan folytatódik. A nagyon könnyű barna törpék kivételével a keletkezési folyamatuk szorosan összefüggésben lévőnek tűnik a csillagkeletkezési folyamatokkal, amelyek ezért a barna törpék populációját is meg kell, hogy magyarázzák.

Fiatal csillaghalmazok kormeghatározása szerkesztés

A lítiumteszt „mellékhatásként” csillaghalmazok esetében egy tömeghatárt is megad, mégpedig azt, amíg a lítium kimutatható; ezt a szakirodalomban lítiumfelélési határnak (lithium depletion boundary) hívják. E tömeg alapján meghatározható a halmaz kora. Az eljárás azonban csak akkor alkalmazható, ha a halmaz fiatalabb 250 millió évnél, mivel minden más esetben e tömeghatár 65 jupitertömegnél található. 1999-ben ezzel a módszerrel több mint 50%-kal felfelé, 125 millió évre korrigálták a Fiastyúk halmaz korát. Később hasonló módon került helyesbítésre további nyílthalmazok, például az α Persei ill. az IC 2391[35][36] kora. Bár a barna törpék nagyobb távolságok esetében nehezebben lesznek kimutathatók, és a lítiumteszt csak nagyon fiatal halmazok kormeghatározásánál alkalmazható, mégis lehetővé teszi más datálási eljárások hitelesítését.

Jegyzetek szerkesztés

  1. Kumar, S. (1963. április 12.). „The Structure of Stars of Very Low Mass”. Astrophysical Journal 137, 1121. o. DOI:10.1086/147589.  
  2. S. Kulkarni (Caltech); D.Golimowski (JHU): Cassini Astronomers Announce First Clear Evidence of a Brown Dwarf. HubbleSite.org NewsCenter, 1995. november 29. (Hozzáférés: 2007. november 21.)
  3. The Sun's New Exotic Neighbour Archiválva 2007. augusztus 4-i dátummal a Wayback Machine-ben – ESO 11/06 - Science release
  4. Whitworth, A.; Bate, M. R.; Nordlund, Å.; Reipurth, B.; Zinnecker, H.: The Formation of Brown Dwarfs: Theory pp. 459-476. Protostars and Planets V, (Editors: B. Reipurth, D. Jewitt, and K. Keil), University of Arizona Press, Tucson, 951 pp., 2007. (Hozzáférés: 2007. november 24.)
  5. Simon P. Goodwin; Ant Whitworth: Brown dwarf formation by binary disruption. arXiv.org, Cornell University Library, 2007. március 6. (Hozzáférés: 2007. november 24.)
  6. Dimitris Stamatellos; David Hubber, Anthony Whitworth: Brown dwarf formation by gravitational fragmentation of massive, extended protostellar discs. arXiv.org, Cornell University Library, 2007. augusztus 21. (Hozzáférés: 2007. november 24.)
  7. K. L. Luhman; Paola D'Alessio, Nuria Calvet, Lori E. Allen, Lee Hartmann, S. T. Megeath, P. C. Myers, G. G. Fazio: Spitzer Identification of the Least Massive Known Brown Dwarf with a Circumstellar Disk pp. 51-54. Astrophysical Journal #620, 2005. február 4. (Hozzáférés: 2007. december 18.)
  8. K. L. Luhman; Lucia Adame, Paola D'Alessio, Nuria Calvet, Lee Hartmann, S. T. Megeath, G. G. Fazio: Discovery of a Planetary-Mass Brown Dwarf with a Circumstellar Disk pp. 93-96. Astrophysical Journal #635, 2005. november 29. (Hozzáférés: 2007. december 18.)
  9. Szalai, Tamás: Hogyan keletkeznek a barna törpék?. Hírek.csillagászat.hu, 2009. január 5. [2009. január 26-i dátummal az eredetiből archiválva]. (Hozzáférés: 2009. január 5.)
  10. Discovery Narrows the Gap Between Planets and Brown Dwarfs Archiválva 2007. október 14-i dátummal a Wayback Machine-ben – Joint Astronomy Centre & Gemini Observatory – 30 May 2007
  11. Y-Spectral class for Ultra-Cool Dwarfs, N.R.Deacon and N.C.Hambly, 2006
  12. Az első Y törpe: átmeneti égitest a csillagok és bolygók között Archiválva 2008. április 21-i dátummal a Wayback Machine-ben – Hírek.csillagászat.hu Archiválva 2010. február 8-i dátummal a Wayback Machine-ben; Szulágyi Judit, 2008. április 18.
  13. Philippe Delorme et al.: CFBDS J005910.90-011401.3: reaching the T-Y Brown Dwarf transition?. Astronomy & Astrophysics, 2008. (Hozzáférés: 2008. július 25.)
  14. Kovács, József: Felfedezték a leghidegebb barna törpecsillagot. Hírek.csillagászat.hu, 2009. április 22. [2009. április 25-i dátummal az eredetiből archiválva]. (Hozzáférés: 2009. április 25.)
  15. Astronomers discover cool stars in nearby space (angol nyelven). University of Hertfordshire. [2010. február 3-i dátummal az eredetiből archiválva]. (Hozzáférés: 2010. február 1.)
  16. Richard S. Freedman; Mark S. Marley, Katharina Lodders: Line and Mean Opacities for Ultracool Dwarfs and Extrasolar Planets. Astrophysical Journal Supplement; arXiv.org, Cornell University Library, 2007. július 19. (Hozzáférés: 2007. november 28.)
  17. Ch.Helling; A.Ackerman, F.Allard, M.Dehn, P.Hauschildt, D.Homeier, K.Lodders, M.Marley, F.Rietmeijer, T.Tsuji, P.Woitke: Comparison of cloud models for Brown Dwarfs. arXiv.org, Cornell University Library, 2007. november 26. (Hozzáférés: 2007. november 28.)
  18. Baldwin, Emily Dr.: Cloudy weather on failed star twins. Astronomy Now Online, Pole Star Publications Ltd., 2008. október 6. (Hozzáférés: 2008. október 12.)
  19. Eisloeffel, Jochen; Scholz, Alexander: The rotation of very low-mass stars and brown dwarfs. arXiv.org, Cornell University Library, 2007. augusztus 10. (Hozzáférés: 2008. január 12.)
  20. X-Rays Found From a Lightweight Brown Dwarf – Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics 14. Apr. 2003
  21. Astronomers Confirm the First Image of a Planet Outside of Our Solar System Archiválva 2009. augusztus 6-i dátummal a Wayback Machine-ben – ESO Press Release 12/05 – 30 April 2005
  22. Planetary-Mass Objects Found to be Surrounded by Discs Archiválva 2007. szeptember 30-i dátummal a Wayback Machine-ben – ESO Press Release 19/06 – 6 June 2006
  23. VLT Finds Smallest Galactic Object with Jets Archiválva 2007. május 26-i dátummal a Wayback Machine-ben – ESO Press Release 24/07 – 23 May 2007
  24. Gázsugarat kifújó barna törpe Archiválva 2007. szeptember 20-i dátummal a Wayback Machine-ben – Hírek.csillagászat.hu - Szerző: Kovács József - 2007. május 30.
  25. Whitney Clavin: A Planet with Planets? Spitzer Finds Cosmic Oddball. JPL/Spitzer Science Center/California Institute of Technology, 2005. november 29. (Hozzáférés: 2009. november 18.)
  26. K. L. Luhman; G. H. Rieke, Erick T. Young, Angela S. Cotera, H. Chen, Marcia J. Rieke, Glenn Schneider, Rodger I. Thompson: The Initial Mass Function of Low-Mass Stars and Brown Dwarfs in Young Clusters. arXiv.org, Cornell University Library, 2000. április 27. (Hozzáférés: 2007. november 24.)
  27. Ingo Thies; Pavel Kroupa: A discontinuity in the low-mass initial mass function. arXiv.org, Cornell University Library, Argelander-Institut für Astronomie, 2007. december 10. (Hozzáférés: 2007. december 18.)
  28. Low-Mass Stars and Brown Dwarfs in 2MASS. University of Massachusetts, California Institute of Technology. (Hozzáférés: 2007. november 24.)
  29. Basri, Gibor; Marcy, Geoffrey W.; Graham, James R.: Lithium in Brown Dwarf Candidates: The Mass and Age of the Faintest Pleiades Stars pp. v.458, p.600. Astrophysical Journal, 1996. február. (Hozzáférés: 2007. november 24.)
  30. Basri, Gibor: The Lithium Test for Young Brown Dwarfs. ASP Conference Series #134, 1998. (Hozzáférés: 2007. november 24.)
  31. Brown dwarfs aplenty in star-forming region (angol nyelven). Astronomy.com, 2009. január 29. (Hozzáférés: 2009. január 30.)
  32. Daniel Grether; Charles H. Lineweaver, Richard S. Freedman: How Dry is the Brown Dwarf Desert?: Quantifying the Relative Number of Planets, Brown Dwarfs and Stellar Companions around Nearby Sun-like Stars pp. 1051-1062. Astrophysical Journal #640, 2005. december 13. (Hozzáférés: 2007. november 28.)
  33. Brown dwarfs don't hang out with stars (angol nyelven). Astronomy.com, 2009. január 16. (Hozzáférés: 2009. január 7.)
  34. Kovács, József: Barna törpe csak barna törpével?. Hírek.csillagászat.hu, 2009. január 8. [2009. január 26-i dátummal az eredetiből archiválva]. (Hozzáférés: 2009. január 8.)
  35. David Barrado y Navascues; John R. Stauffer, Ray Jayawardhana: Spectroscopy of Very Low Mass Stars and Brown Dwarfs in IC2391: Lithium depletion and Halpha emission. Astrophysical Journal, 2004. július 18. (Hozzáférés: 2007. november 24.)
  36. David Barrado y Navascues; J.R. Stauffer, B.M. Patten: The Lithium Depletion Boundary and the Age of the Young Open Cluster IC~2391. Astrophysical Journal #522, 1999. (Hozzáférés: 2007. november 24.)

Irodalom szerkesztés

  • Basri, Gibor, "A Decade Of Brown Dwarfs", Sky & Telescope, May 2005 (p. 34-40)
  • Grifantini, Kristina, "Misfit Stars", Sky & Telescope, July 2012 (p. 22-27)
  • Morley, Caroline, "Planet or a failed star?", Sky & Telescope, March 2022 (p. 34-40)
  • M. S. Marley, D. Saumon, T. Guillot, R. S. Freedman, W. B. Hubbard, A. Burrows, and J. I. Lunine; "Atmospheric, Evolutionary, and Spectral Models of the Brown Dwarf Gliese 229 B", Science, 28 June 1996 272: p. 1919-1921
  • Caitlin A. Griffith, Roger V. Yelle, and Mark S. Marley; "The Dusty Atmosphere of the Brown Dwarf Gliese 229B", Science, 11 December 1998 282: p. 2063-2067
  • Adam Burrows, M. S. Marley, C. M. Sharp; The Near-Infrared and Optical Spectra of Methane Dwarfs and Brown Dwarfs, The Astrophysical Journal, 531:438-446, 2000 March 1
  • S. K. Leggett et al; "Infrared Photometry of Late-M, L, and T Dwarfs", The Astrophysical Journal, 564:452-465, 2002 January 1
  • Mark S. Marley et al; Clouds and Chemistry: Ultracool Dwarf Atmospheric Properties from Optical and Infrared Colors, The Astrophysical Journal, 568:335-342, 2002 March 20

További információk szerkesztés

A Wikimédia Commons tartalmaz Barna törpe témájú médiaállományokat.