Nano marroi

Wikipedia, Entziklopedia askea
T motako nano marroi baten kontzeptu artistikoa
Konparazioa: nano marroi gehienak Jupiter baino txikixeagoak dira ( % 15-20),[1] baina 80 aldiz masiboagoak izaten jarraitzen dute, dentsitate handiagoa dutelako. Irudia ez dago eskalan; Jupiterren erradioa Lurrarena baino 10 aldiz handiagoa da, eta Eguzkiaren erradioa Jupiterrena baino 10 aldiz handiagoa.

Nano marroi bat, planeta erraldoi gaseoso masiboenen eta hain masiboak ez diren izarren artean masa bat duen objektu subestelar mota bat da, Jupiterrena (MJ) baino 13-80 aldiz handiagoa.[2][3]

Sekuentzia nagusiko izarrek ez bezala, nano marroiek ez dute euren nukleoetan hidrogeno arruntaren fusio nuklear iraunkorra (1H) eragiteko adina masa hartzen. Horregatik, nano marroiei, batzuetan, huts egindako izarrak deitzen zaie. Hala ere, deuterioa (2H) eta litioa (7Li) fusionatu ditzaketela uste da, euren masa 65 MJ baino handiagoa bada.[3] Hidrogenozko errekuntza iraunkor bat abiarazteko behar den gutxieneko masa Nazioarteko Astronomia Batasunak gaur egun erabiltzen duen definizioaren goiko muga da, ~13 MJ deuterioko errekuntzaren gutxieneko masa, planetak dauden klasearen beheko muga den bitartean.[3][2]

Nano marroiak euren eraketa prozesuak hobeto definituko ote lituzkeen ere eztabaidatzen da, fusio nuklearraren erreakzioetan oinarritutako masa muga teorikoek baino.[4] Interpretazio honen arabera, nano marroiak izar eraketa prozesuko masa txikieneko produktuak irudikatzen dituzten objektuak dira, planetak izar bat inguratzen duen akrezio disko batean eratutako objektuak diren bitartean. Uste denez, aurkitutako objektu libre hotzenek, WISE 0855 kasu, baita ezagutzen diren masa txikiagoko objektu gazteek ere, PSO J318.5-22 kasu, 13 MJtik beherako masak dituzte, eta, beraz, batzuetan, planeta interestelar edo nano marroitzat hartu behar diren anbiguotasunagatik, masa planetarioko objektuak deitzen zaie. Nano marroien inguruan orbitatzen duten masa planetarioko objektuak daudela ezagutzen da, 2M1207b, MOA-2007-BLG-192Lb, 2MASS J044144b eta Oph 98 B kasu.

Astronomoek objektu autoluminosoak euren espektru klasearen arabera sailkatzen dituzte, azaleko tenperaturari estuki lotutako bereizketa bat, eta nano marroiek M, L, T eta Y. motak okupatzen dituzte.[4][5] Nano marroiek hidrogenoaren fusio egonkorrik ez dutenez, denborarekin hoztu egiten dira, pixkanaka azken espektro motetatik igaroz zahartzen diren heinean.

Izenaren arren, begi hutsez nano marroiek kolore ezberdinekoak dirudite tenperaturaren arabera.[4] Beroenak, ziuraski, laranjatuak edo gorriak dira,[6] nano marroirik hotzenek, giza begiarentzat, magenta itxura izango luketen bitartean.[4][7] Nano marroiak erabat konbektiboak izan daitezke, geruzarik eta sakontasunaren araberako bereizketa kimikorik gabe.[8]

1960ko hamarkadan bere existentziari buruz teorizatu zen arren, 1990eko hamarkadaren erdialdera arte ez ziren anbiguotasunik gabeko lehen nano marroiak aurkitu. Nano marroiek azaleko tenperatura baxuak dituztenez, ez dira oso distiratsuak ageriko uhin luzeretan, eta euren argiaren zatirik handiena infragorrian igortzen dute. Infragorri trebeenak detektatzeko gailuak iristearekin batera, milaka nano marroi identifikatu dira.

Ezagutzen diren nano marroi hurbilenak Luhman 16 sisteman daude, L eta T motako nano marroi bitar bat, 6,5 argi urteko distantziara. Luhman 16 Eguzkitik gertuen dagoen hirugarren sistema da, Alfa Centauri eta Barnarden izarraren ondoren.

Historia[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Lehen teoriak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Planetak, nano marroiak, izarrak
Objekturik txikiena Gliese 229B da, Jupiterrena halako 20 eta 50 arteko masa duelarik, Gliese 229 izarraren inguruan orbitatzen duena. Lepus konstelazioan dago, Lurretik 19 argi urtera.

Gaur egun "nano marroiak" deitzen diren objektuak, 1960ko hamarkadan teorizatu zituen Shiv S. Kumarrek, eta, jatorrian, nano beltzak deitzen ziren,[9] espazioan aske flotatzen zuten eta hidrogenoaren fusioa eusteko bezain masiboak ez ziren subestelar objektu ilunentzako sailkapen bat. Hala ere, (a) nano beltza hitza jada erabiltzen zen nano zuri hotz bati erreferentzia egiteko; (b) nano gorriek hidrogenoa fusionatzen dute; eta (c) objektu hauek argitsuak izan daitezke euren bizitzaren hasieran ikus daitezkeen uhin luzeretan. Horregatik, objektu hauentzako izen alternatiboak proposatu ziren, planetar eta subizar kasu. 1975ean, Jill Tarterrek "nano marroia" hitza iradoki zuen, "Marroia" gutxi gorabeherako kolore bezala erabiliz.[6][10][11]

Nano beltza hitzak, oraindik ere, hoztu egin den nano zuri bati erreferentzia egiten dio, argi kopuru esanguratsuak isurtzeari uzteraino. Hala ere, masa txikieneko nano zuria tenperatura honetara iritsi arte hozteko behar den denbora, unibertsoaren egungo adina baino handiagoa dela kalkulatzen da, eta, beraz, objektu hauek oraindik ez existitzea espero da.

Masa txikiagoko izarren izaerari eta hidrogeno errekuntzaren mugari buruzko lehen teoriek, 0,07 eguzki masa (M☉) baino gutxiagoko masa duen I. populazioko objektu bat edo 0,09 M☉ baino gutxiagoko II. populazioko objektu bat, izar eboluzio normal batetik inoiz pasako ez zela iradokitzen zuten, eta erabat endekatutako izar bihurtuko zela.[12] Hidrogenoaren gutxieneko errekuntza-masaren lehen kalkulu autokoherenteak 0,07 eta 0,08 eguzki masa arteko balioa berretsi zuen I. populazioko objektuentzat.[13][14]

Deuterioaren fusioa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Deuterioaren errekuntza 0,013 eguzki masaraino aurkitzeak eta hautsaren eraketak nano marroien kanpoko atmosfera hotzetan 1980ko hamarkadaren amaieran izan zuen eraginak zalantzan jarri zituzten teoria hauek. Hala ere, objektu hauek aurkitzea zaila zen, ia ez baitute argi ikusgarririk igortzen. Bere emisiorik bortitzenak espektro infragorrian (IR) aurkitzen dira, eta lurreko IR detektagailuak oso zehaztugabeak ziren garai hartan edozein nano marroi erraz identifikatzeko.

Ordutik, objektu hauen bilaketa ugari egin dira metodo ezberdinen bidez. Metodo hauek, kolore anitzeko irudien ikerketak, zelaiko izarren inguruan, sekuentzia nagusiko nanetako eta nano zurietako lagun ahulen bila irudi ikerketak, izar kumulu gazteen ikerketak eta abiadura erradialaren jarraipena hurbileko lagunen bila.

GD 165B eta "L" klasea[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Urte askotan zehar, nano marroiak aurkitzeko ahaleginak alferrikakoak izan ziren. Hala ere, 1988an, GD 165 bezala ezagutzen den izar baten lagun ahul bat aurkitu zen infragorrian nano zurien bilaketa batean. GD 165B lagunaren espektroa oso gorria eta enigmatikoa zen, eta ez zuen masa baxuko nano gorri batengandik espero zen ezaugarririk erakusten. Argi geratu zen GD 165B orduan ezagutzen ziren azken M nanoak baino objektu hotzago bezala sailkatua izan behar zela. GD 165B objektu bakarra izaten jarraitu zuen ia hamarkada batez Two Micron All-Sky Survey (2MASS) iritsi zen arte, antzeko kolore eta ezaugarri espektralak zituzten objektu asko aurkitu zituena.

Gaur egun, GD 165B, gaur egun "L nanoak" deitzen diren objektu klase baten prototipo bezala ezagutzen da.[15][16]

Nanarik hotzenaren aurkikuntza bere garaian oso esanguratsua izan zen arren, GD 165B nano marroi bezala sailkatua izango ote zen eztabaidatu zen, edo, besterik gabe, oso masa baxuko izar bezala, behaketari dagokionez, bien artean bereiztea oso zaila baita.

GD 165B aurkitu eta gutxira, nano marroirako beste hautagai batzuen berri eman zen. Hala ere, gehienek ez zuten hautagai izatea lortu, litio faltak izar objektuak zirela frogatu baitzuen. Benetako izarrek euren litioa 100 Ma baino gehixeago erretzen dute, nano marroiek (nahasian, benetako izarren antzeko tenperatura eta argitasunak izan ditzaketenak) ez duten bitartean. Beraz, atmosferan 100 Ma baino gehiago dituen objektu baten litioa detektatzeak nano marroi bat dela bermatzen du.

Gliese 229B eta "T" klasea - metanozko nanoak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

"T" klaseko lehen nano marroia 1994an aurkitu zuten Caltecheko Shrinivas Kulkarni, Tadashi Nakajima, Keith Matthews eta Rebecca Oppenheimer astronomoek eta Johns Hopkinseko Sam Durrance eta David Golimowskiren zientzialariek. 1995ean Gliese 229en kide subestelar bat zela baieztatu zen. Gliese 229b nano marroi baten ebidentzia argiko lehen bi kasuetako bat da, Teide 1ekin batera. 1995ean berretsiak, biak identifikatu ziren 670,8 nm-ko litio lerroaren presentziagatik. Azken honek, tenperatura eta argitasuna, izar mailatik oso behera zuen.

Infragorri hurbileko bere espektroak, argi eta garbi, bi mikrometroko metano xurgapen banda bat erakusten zuen, aurretik, planeta erraldoien atmosferetan eta Saturnoren ilargian soilik ikusi zen ezaugarri bat, Titan. Metanoaren xurgapena ez da sekuentzia nagusiko izar baten ezein tenperaturatan itxaroten. Aurkikuntza honek, L nanoak baino are hotzagoa zen beste espektro klase bat ezartzen lagundu zuen, "T nanoak" bezala ezagutzen direnak, horietatik, Gliese 229B prototipoa delarik.

Teide 1 - "M" klaseko lehen nano marroia[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Baieztatutako "M" klaseko lehen nano marroia Rafael Rebolo (taldeko burua), Maria Rosa Zapatero Osorio eta Eduardo Martin astrofisikari espainiarrek aurkitu zuten 1994an.[17] Objektu hau, Pleiadeen kumulu irekian dagoena, Teide 1 izena jaso zuen. Aurkikuntzari buruzko artikulua Natureri bidali zitzaion 1995eko maiatzean, eta 1995eko irailaren 14an argitaratu zen.[18][19] Naturek zenbaki horren azalean "nano marroia, ofiziala" nabarmendu zuen.

Teide 1 IAC taldeak 1994ko urtarrilak 6an Teideko Behatokian 80 zentimetroko teleskopioarekin (IAC 80) jasotako irudietan aurkitu zen, eta bere espektroa, lehen aldiz, 1994ko abenduan erregistratu zen, 4,2 metroko William Herschel teleskopioarekin La Palmako Roque de los Muchachos behatokian. Teide 1aren distantzia, konposizio kimikoa eta adina, Pleiadeetako izar kumulu gaztearena izateagatik ezarri ahal izan ziren. Une horretan aurreratuenak ziren izar eboluzio eta subestelar ereduak erabiliz, taldeak Teide 1-entzat 55 ± 15 MJ-ko masa bat estimatu zuen,[20] izar masaren mugatik behera dagoena. Objektua erreferentzia bihurtu zen nano marroi gazteekin lotutako ondorengo lanetan.

Teorian, 65 MJ baino gutxiagoko nano marroi bat, litioa fusio termonuklear bidez erretzeko gai ez da bere eboluzioaren inongo unetan. Gertaera hau, gainazaleko argitasun eta tenperatura baxuko gorputz astronomikoen izaera subestelarra epaitzeko erabiltzen den litioaren froga printzipioetako bat da.

1995eko azaroan Keck 1 teleskopioak eskuratutako kalitate handiko espektro datuek, Teide 1ek, oraindik, jatorrizko hodei molekularraren litio ugaritasuna zuela erakutsi zuten, nondik Pleiadeen izarrak sortu ziren, bere nukleoan fusio termonuklearrik ez zegoela frogatzen duena. Behaketa hauek Teide 1 nano marroi bat dela baieztatu zuten, baita litioaren proba espektroskopikoaren eraginkortasuna ere.

Denbora batez, Teide 1, Eguzki Sistematik kanpo, zuzeneko behaketaz identifikatua izan zen objekturik txikiena izan zen. Ordutik, 1.800 nano marroi baino gehiago identifikatu dira, baita Lurretik oso gertu dauden batzuk ere, Epsilon Indi Ba eta Bb kasu, Eguzkiaren antzeko izar bati grabitazionalki lotutako nano marroi pare bat, honetatik 12 argi urtera, eta Luhman 16, Eguzkitik 6,5 argi urtera dagoen nano marroien sistema bitar bat.

Teoria[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Izarrak sortzeko mekanismo estandarra gas eta hautsezko izarrarteko hodei hotz baten grabitazio-kolapsoa da. Hodeia uzkurtu ahala, berotu egiten da Kelvin-Helmholtz mekanismoaren ondorioz. Prozesuaren hasieran, uzkurtzen den gasak azkar irristatzen du energiaren zati handi bat, kolapsoak jarraitzea ahalbidetuz. Azkenik, erdigunea erradiazioa harrapatzeko bezain trinkoa bihurtzen da. Ondorioz, tenperatura zentrala eta kolapsatutako hodeiaren dentsitatea izugarri handitzen dira denborarekin, uzkurdura motelduz, baldintzak, protoizarraren nukleoan erreakzio termonuklearrak gertatzeko bezain bero eta trinkoak diren arte. Izar gehienetan, gasaren eta fusio termonuklearraren erreakzioek izarraren nukleoan sortzen duten erradiazioaren presioak beste edozein grabitate kontrakzioren aurka eutsiko dio. Oreka hidrostatikoa lortzen da eta izarrak bere bizitzaren zatirik handiena hidrogenoa helioan fusionatuz pasatuko du sekuentzia nagusiko izar bezala.

Hala ere, protoizarraren masa 0,08 M☉ baino txikiagoa bada, hidrogenoaren fusio termonuklearreko erreakzio normalak ez dira nukleoan piztuko. Grabitate uzkurdurak ez du protoizar txikia oso modu eraginkorrean berotzen, eta nukleoaren tenperatura fusioa eragiteko adina handitu aurretik, dentsitatea elektroiak elektroien endekapen presio kuantiko bat sortzeko adina metatzen diren puntura iristen da. Nano marroien barneko ereduen arabera, nukleoan dentsitaterako, tenperaturarako eta presiorako ohikoak diren baldintzak honako hauek izatea espero da:

Honek esan nahi du protoizarra ez dela hidrogenoaren fusioa mantentzeko beharrezko baldintzak lortzeko bezain masiboa eta trinkoa. Elektroien endekapen-presioak materia hutsezina beharrezko dentsitate eta presioetara iristea eragozten du.

Grabitate uzkurdura handiagoa eragozten da eta emaitza "huts egindako izar" bat da, edo bere barne energia termikoa irradiatuz hozten den nano marroi bat.

Masa altuko nano marroiak masa baxuko izarren aurrean[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Litioa nano marroietan egon ohi da, eta ez masa baxuko izarretan. Izarrek, hidrogenoa fusionatzeko behar den tenperatura altua lortzen dute, eta berehala agortzen dute euren litioa. Litio-7aren eta protoi baten fusioa helio-4ko bi nukleo sortuz gertatzen da. Erreakzio honetarako behar den tenperatura hidrogenoaren fusiorako behar denaren azpitik dago. Masa baxuko izarren konbekzioak litioa izarraren bolumen osoan agortzen amaituko dela ziurtatzen du. Beraz, litioaren espektro lerroak nano marroi izateko hautagai batengan duen presentzia, benetan subestelar objektu bat dela adierazten duen adierazle indartsu bat da.

Litioaren proba[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Litioaren erabilera hautagai diren nano marroiak masa baxuko izarretatik bereizteko litioaren proba bezala ezagutzen da, eta Rafael Rebolo, Eduardo Martin eta Antonio Magazzuk hasi zuten. Hala ere, litioa izar oso gazteetan ere ikusten da, oraindik ez baitute denbora nahikorik izan erabat erretzeko.

Izarrik astunenek, Eguzkiak kasu, litioa euren kanpo geruzetan ere atxiki dezakete, sekula litioa fusionatzeko adina berotzen ez direnak, eta hauen konbekzio geruza nukleoarekin nahasten ez dena, non litioa azkar agortuko litzatekeen. Izar handiago hauek nano marroietatik erraz bereizten dira euren tamaina eta argitasunagatik.

Aitzitik, bere masa mailaren goiko muturrean dauden nano marroiak, gazteak direnean euren litioa agortzeko bezain beroak izan daitezke. 65 MJ baino gehiagoko masa duten nanoek, euren litioa erre dezakete 500 milioi urte dituztenean,[21] eta, beraz, litioaren proba ez da perfektua.

Metano atmosferikoa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Izarrak ez bezala, nano marroirik antzinakoenak, batzuetan, denbora tarte oso luzeetan, euren atmosferek, objektu beroagoetan eratu ezin diren metano kopuru behagarriak bildu ahal izateko bezain hotzak dira. Honela baieztatutako nanoen artean Gliese 229B dago.

Burdin euria[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sekuentzia nagusiko izarrak hoztu egiten dira, baina, azkenean, fusio konstante baten bidez mantendu dezaketen gutxieneko argitasun bolometriko bat lortzen dute. Argitasun hau, izar batetik bestera aldatzen da, baina, orokorrean, eguzkiarenaren %0,01ekoa da. Nano marroiak, euren bizitzan zehar, etengabe hoztu eta iluntzen dira: nahiko zaharrak diren nano marroiak, ahulegiak izango dira detektagarriak izateko.

Burdin euria, konbekzio atmosferiko prozesuen zati bezala, nano marroietan bakarrik da posible, eta ez izar txikietan. Burdin euriaren ikerketa espektroskopikoak martxan jarraitzen du, baina nano marroi guztiek ez dute beti anomalia atmosferiko hau izango. 2013an, inguruko Luhman 16 sisteman B osagaiaren inguruan burdina duen atmosfera heterogeneoaren irudi bat lortu zen.[22]

Masa baxuko nano marroiak masa altuko planeten aurrean[aldatu | aldatu iturburu kodea]

HD 29587 izarra inguratzen duen nano marroiaren kontzeptu artistiko bat, HD 29587 b bezala ezagutzen den laguna, eta Jupiterren 55 masa inguru dituela uste dena.

Izarrak bezala, nano marroiak modu independentean eratzen dira, baina, izarrak ez bezala, ez dute "pizteko" masa nahikorik. Izar guztiak bezala, bakarrik edo beste batzuetatik oso gertu ager daitezke. Batzuk, izarren inguruan orbitatzen dute, eta, planetek bezala, orbita eszentrikoak izan ditzakete.

Tamainari eta errekuntzari buruzko anbiguotasunak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Nano marroi guztiek Jupiterren erradio bera dute. Bere masa mailaren goiko muturrean (60-90 MJ), nano marroi baten bolumena, nagusiki, elektroi degenerazio presioagatik gobernatzen da,[23] nano zurietan bezala, tartearen beheko muturrean (10 MJ), bere bolumena, nagusiki, Coulomben presioagatik gobernatzen da, planetetan bezala. Emaitza garbia, nano marroien erradioak, masa posibleen mailan % 10-15 soilik aldatzen direla da. Honen ondorioz, zaila izan daiteke planetetatik bereiztea.

Gainera, nano marroi askok ez dute fusiorik jasaten, masa tartearen goiko muturrean daudenak ere (60 MJ baino gehiago) 10 milioi urte ondoren fusioa ez izateko bezain azkar hozten dira.

Bero-espektroa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

X izpien eta infragorrien espektroak nano marroien adierazle dira. Batzuek x izpiak igortzen dituzte, eta nano "bero" guztiek modu adierazgarrian distiratzen jarraitzen dute espektro gorri eta infragorrietan planeta baten antzeko tenperaturetan hozten diren arte (1000 k baino gutxiago).

Gas-erraldoiek nano marroien ezaugarrietako batzuk dituzte. Eguzkia bezala, Jupiter eta Saturno hidrogenoz eta helioz osatuta daude. Saturno Jupiter bezain handia da ia, masaren %30 baino ez duen arren. Eguzki Sistemako hiru planeta erraldoik (Jupiter, Saturno eta Neptuno) Eguzkitik jasotzen dutena baino askoz bero gehiago igortzen dute (bikoitza gutxi gorabehera).[24][25] Eta lau planeta erraldoiek sistema "planetarioak" dituzte: ilargiak.

IUAren egungo araudia[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Gaur egun, Nazioarteko Astronomia Elkarteak uste du 13 MJ baino gehiagoko objektu bat (deuterioaren fusio termonuklearrerako muga masa) nano marroi bat dela, masa hori baino gutxiagoko objektu bat (eta izar baten inguruan orbitatzen duena) planeta bat bezala hartzen den bitartean.[26]

Jupiterren 13 masako muga, garrantzi fisiko zehatza duen zerbait baino gehiago, arau orokor bat da. Objektu handienek beren deuterioaren zatirik handiena erreko dute, eta txikienek apur bat baino ez, eta Jupiterren masaren balioa tarteko punturen batean dago.[27] Erretako deuterio kopurua ere, neurri batean, objektuaren konposizioaren araberakoa da, zehazki, egungo helio eta deuterio kopuruaren eta elementu astunagoen zatikiaren araberakoa, opakotasun atmosferikoa eta, beraz, hozte erradiatiboaren tasa zehazten duena.[28]

2011tik aurrera, Extrasolar Planeten Entziklopediak, Jupiterren 25 masa arteko objektuak barne hartu zituen, honako hau esanez: "Behatutako masa espektroan 13 MJ inguruko ezaugarri berezirik ez egoteak, masa muga hau ahazteko hautua indartzen du".[29] 2016tik aurrera, muga hori Jupiterren 60 masatara igo zen,[30] masa-dentsitate erlazioen azterketa batean oinarrituta.[31] Exoplaneten datuen esploratzaileak 24 Jupiter masara arteko objektuak ditu, ohar honekin: "IAUren lantaldeko Jupiter masen 13 bereizketak ez du motibazio fisikorik nukleo harritsuak dituzten planetentzat, eta problematikoa da behaketaren ikuspegitik, sin i anbiguotasunaren ondorioz."[32] NASAren Exoplaneten Artxiboak Jupiterren 30 masa edo gutxiagoko masa (edo masa minimoa) duten objektuak barne hartzen ditu.[33]

Azpi-nano marroia[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Artikulu nagusia: «Azpi-nano marroia»
Eguzkiaren, Jupiterren eta azpinano marroi gazte baten arteko alderaketa. Azpinano marroia zahartu ahala, hoztu eta uzkurtu egiten da.

13 MJ baino gutxiagoko objektuak, azpi-nano marroiak edo masa planetarioko nano marroiak deituak, izar eta nano marroiak bezala eratzen dira (hau da, gas hodei baten kolapsoaren bidez), baina deuterioaren fusio termonuklearrerako muga masa baino masa txikiagoa dute.[34]

Ikertzaile batzuek flotazio askeko planetak deitzen dituzte,[35] beste batzuek masa planetarioko nano marroiak deitzen dituzten bitartean.[36]

Beste propietate fisiko batzuen papera masaren estimazioan[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Ezaugarri espektroskopikoek, masa baxuko izarrak eta nano marroiak bereizten lagun dezaketen arren, sarri, masa estimatzea beharrezkoa da ondorio batera iristeko. Masaren estimazioaren azpian dagoen teoria, antzeko masa bat duten nano marroiak modu berdintsuan eratzen direla eta eratzen direnean bero daudela da. Batzuk, masa baxuko izarren antzeko espektro motak dituzte, 2M1101AB kasu. Hoztean, nano marroiek argitasun maila bat mantendu beharko lukete masaren arabera.[37] Adina eta argitasuna gabe zaila da masaren estimazioa egitea; adibidez, L motako nano marroi bat masa altuko nano marroi zahar bat izan liteke (beharbada masa baxuko izar bat) edo oso masa baxuko nano marroi gazte bat. Y nanoen kasuan eta hau ez da hain problematikoa, azpinano marroien mugatik gertu masa txikiko objektuak izaten jarraitzen baitute, baita adin estimazio altu samarretarako ere.[38] L eta T nanentzat baliagarria izaten jarraitzen du adinaren estimazio zehatza izatea. Argitasuna da hemen ezaugarri kezkagarriena, energia espektralaren banaketaren bidez kalkula baitaiteke.[39] Adinaren estimazioa bi modutan egin daiteke. Edo nano marroia gaztea da eta oraindik gaztetasunarekin lotzen diren espektro ezaugarriak ditu, edo nano marroia izar edo izar talde batekin batera existitzen da (izar kumulu edo izar elkarketa), lortzen errazagoak diren adin estimazioak dituztenak. Metodo honekin ikasi den nano marroi oso gazte bat 2M1207 da, eta bere laguna 2M1207b. Kokapenean, mugimendu propioan eta espektro sinaduran oinarrituta, objektu hau 8 milioi urte inguruko TW Hydrae elkarteari dagokiola erabaki zen, eta bigarren mailako masa deuterioaren errekuntza mugaren azpitik dagoela, 8 ± 2 MJrekin.[40] Komugimendua erabiltzen duen adinaren estimazio baten adibide oso zahar bat, nano marroi + nano zuriko COCONUTS-1 bitarra da, nano zuriaren adin osoa 7.3+2.8
−1.6 mila milioi urtekoa delarik. Kasu honetan, masa ez zen deribatutako adinarekin estimatu, baina baterako mugimenduak distantziaren estimazio zehatza eman zuen, Gaiaren paralajea erabiliz. Neurri hau erabiliz, egileek erradioa estimatu zuten, ondoren nano marroiaren masa kalkulatzeko erabili zena, 15.4+0.9
−0.8 MJ.[41]

Behaketak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Nano marroien sailkapena[aldatu | aldatu iturburu kodea]

M espektro mota[aldatu | aldatu iturburu kodea]

M nano berantiar baten ikuspegi artistikoa

Nano marroiak dira, M6,5 edo ondorengo espektro klasea dutenak; M nano berantiarrak ere deitzen dira. Zientzialari batzuek nano gorritzat hartzen dituzte. M espektro motako nano marroi asko objektu gazteak dira, Teide 1 kasu.

L espektro mota[aldatu | aldatu iturburu kodea]

L nano baten ikuspegi artistikoa

M espektro mota definitzen duen ezaugarria, antzinako izar sekuentzia klasikoko motarik hotzena, titanio (II) oxidoaren (TiO) eta banadio (II) oxidoaren (VO) xurgapen bandak nagusi diren espektro optiko bat da. Hala ere, GD 165Bk, GD 165 nano zuriaren lagun hotzak, ez zuen nanoen TiOren ezaugarri bereizgarrietako bakar bat ere, ondoren GD 165B bezalako objektu asko identifikatzeak, azkenean espektro klase berri baten definiziora eraman zuen, L nanoak, espektroaren eskualde optiko gorrian, ez oxido metalikoen xurgapen bandek definituak (TiO, VO), hidruro metalikoen emisio-bandak (FeH, CrH, MgH, CaH) eta metal alkalinoen lerro atomiko nabarmenak (NaI, KI, CsI, RbI). 2013tik aurrera, 900 L nano baino gehiago identifikatu dira, gehienak eremu zabaleko azterketen bidez: Two Micron All Sky Survey (2MASS), Deep Near Infrared Survey of the Southern Sky (DENIS) eta Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Espektro klase honek ez ditu nano marroiak bakarrik barne hartzen, sekuentzia nagusiko izarrik hotzenek, nano marroien gainetik (> 80 MJ), L2 eta L6 espektro klasea baitute.[42]

T espektro mota[aldatu | aldatu iturburu kodea]

T nano baten ikuspegi artistikoa

GD 165B L nanoen prototipoa den bezala, Gliese 229B bigarren espektro klase berri baten prototipoa da, t nanoak arrosa-magenta kolorekoak dira. L nanetako infragorri hurbilaren (NIR) espektroek H2O eta karbono monoxidoaren (CO) xurgapen zerrenda indartsuak erakusten dituzten bitartean, Gliese 229Bren NIR espektroa metanoaren xurgapen bandek (CH4) menderatzen dute, ezaugarri hauek Eguzki Sistemako planeta erraldoietan eta Titanen bakarrik aurkitu zirelarik. CH4, H2O eta hidrogeno molekularraren (H2) talkak eragindako xurgatzeak Gliese 229B kolore urdinak ematen dituzte infragorri hurbilean. Bere espektro optiko gorria, oso inklinatua, L nanoen bereizgarri diren FeH eta CrH bandarik ere ez du, eta, aldiz, Na eta K metal alkali xurgapen ezaugarri oso zabalen eraginpean dago, desberdintasun hauek Kirkpatrickek T espektro klasea proposatzera eraman zutena H- eta K bandetan. 2013tik aurrera CH4 xurgapena duten objektuentzat, 355 T nano ezagutzen dira. Adam Burgasserrek eta Tom Geballek garatu berri dituzte t nanentzako NIR sailkapen-eskemak. Teoriak, L nanoak, oso masa baxuko izarren eta subestelar objektuen (nano marroiak) nahasketa bat direla iradokitzen du, t nanoen klasea, nano marroiez erabat osatuta dagoen bitartean. T nanoen espektroaren zati berdean sodioa eta potasioa xurgatzearen ondorioz, t nanoen benetako itxura, gizakiaren ikusmen pertzepziorako, ez dela marroia uste da, magenta baizik.[43][44] T motako nano marroiak detektatu dira, WISE 0316+4307 kasu, Eguzkitik 100 argi urte baino gehiagora.

Y espektro mota[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Y nano baten ikuspegi artistikoa

2009an, ezagutzen diren nano marroi hotzenek 500 eta 600 kelvineko (227-327 ° C; 440-620 ° F) tenperatura efektiboak zituzten, eta T9 espektro klasea eman zaie. Hona hemen hiru adibide: CFBDS J005910.90-011401.3, ULAS J133553.45+113005.2 eta ULAS J003402.77-005206.7. Objektu hauen espektroek 1,55 mikrometro inguruko xurgapen-pikoak dituzte.[45] Delorme et al.-ek iradoki dute ezaugarri hori amoniakoaren xurgapenaren ondorio dela, eta T-Y trantsizioa adierazten duela kontuan hartu behar dela; ondorioz, objektu horiek Y0 motakoak dira.[45][46] Hala ere, ezaugarri hori ez da ur eta metano bidezko xurgapenetik bereizten,[45] eta beste autore batzuek Y0 klasearen esleipena goiztiarra dela adierazi dute.[47]

2010eko apirilean, berriki aurkitutako bi azpinano marroi ultrahotz (UGPS 0722-05 eta SDWFS 1433+35), Y0 espektro klasearen prototipo bezala proposatuak izan ziren.[48]

2011ko otsailean, Luhman et al.-ek WD 0806-661B aurkitu zutela jakinarazi zuten, nano zuri baten lagun den nano marroia, 300 K-ko tenperatura (27 ° C; 80 ° F) eta 7 MJ-ko masa duena.[49] Masa planetarioa duen arren, Rodríguez et al.-ek iradokitzen du ez dela litekeena planeten antzera eratu izana.[50]

Handik gutxira, Liu et al.-ek nano marroi "oso hotz" bati buruzko txosten bat argitaratu zuten (C. 370 K (97 ° C; 206 ° F), oso masa baxuko beste nano marroi baten inguruan orbitatzen duena, eta "bere argitasun txikia, bere kolore atipikoak eta bere tenperatura hotza direla eta, CFBDS J1458+10B Y espektro klaserako hautagai oparoa" dela adierazi zuten.[51]

2011ko abuztuan, NASAren Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) delakoaren datuak erabiltzen dituzten zientzialariek nano gisa sailkatu zituzten eta 25 ° C (298 k; 77 ° F) bezalako tenperatura hotza zuten sei objektu aurkitu zituzten.[52][53]

WISE 0458+6434 WISEk aurkitutako lehen nano marroi ultrahotza da. Berdea eta urdina kolore ikusgarrietan mapeatutako uhin infragorrien luzeretatik datoz.

WISEren datuek ehunka nano marroi berri ezagutarazi dituzte. Horietatik hamalau Y hotz gisa sailkatuta daude. Y nanetako bat, WISE 1828+2650 deitua, 2011ko abuztuan, nano marroirik hotzenaren errekorra zuena zen: argi ikusgarririk igortzen ez zuenez, objektu mota honek, aske flotatzen duten planeten antz handiagoa du izarrena baino. Hasieran, WISE 1828+2650 tenperatura atmosferikoa 300 K-tik beherakoa zela kalkulatu zen (27 ° C; 80 ° F).[54] Ordutik, bere tenperatura berrikusia izan da, eta estimazio berriek 250-400 K-ko tartean kokatzen dute (−23 to 127 °C; −10 to 260 °F).[55]

2014ko apirilean, WISE 0855-0714 iragarri zen, 225-260 k (−48 – −13 °C; −55–8 °F) inguruko tenperatura-profilarekin eta 3-10 MJ-ko masarekin.[56] Era berean, ez zen ohikoa bere paralaje behatuak Eguzki Sistematik 7,2 ± 0,7 argi urteko distantziara egotea.

CatWISE katalogoak NASAren WISE eta NEOWISE estudioak konbinatzen ditu.[57] Iturri ahulen kopurua handitzen du, eta, beraz, nano marroi ahulenak aurkitzeko erabiltzen da, Y. nanoak barne. CatWISEko ikertzaileek Y nanoak izateko 17 hautagai aurkitu zituzten. Spitzer espazio teleskopioaren hasierako koloreak CW1446 nano gorri eta hotzenetako bat dela adierazi zuen.[58] Spitzerrekin lortutako datu osagarriek CW1446 bosgarren nano marroirik gorriena dela erakutsi zuten, 310 eta 360 kelvineko tenperaturarekin (37–87 °C; 98–188 °F), 10 parsec inguruko distantziara.[38]

CatWISEren katalogoan 2019an egindako bilaketa batek CWISEP J1935-1546 nano marroirik hotzenetako bat dela adierazi zuen, 270-360 K-ko tenperaturarekin (−3–87 °C; 26–188 °F).[59]

2020ko urtarrilean Ameriketako Astronomia Elkartearen 235. bileran WISE J0830+2837ren aurkikuntza aurkeztu zen, hasiera batean Backyard Worlds proiektuko zientzialariek aurkitu zutena. Y nano hau 36,5 argi-urteko distantziara dago eta 350 kelvineko tenperatura du (77 ° C; 170 ° F).[60]

Bigarren mailako ezaugarriak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Nano marroien espektro motak
Bigarren mailako ezaugarriak
pec Atzizki honek (adibidez, L2pec) "berezia" esan nahi du.[61]
sd Aurrizki horrek (adibidez, sdL0) azpinanoa esan nahi du, eta metaltasun baxua eta kolore urdina adierazten ditu.[62]
β Beta (β) atzizkia duten objektuek (adibidez, L4β) tarteko azaleko grabitate bat dute.[63]
γ Gamma (γ) atzizkia duten objektuek (adibidez, L5γ) azaleko grabitate baxua dute.[63]
red Red atzizkiak (adibidez, L0red) gazte-zantzurik gabeko objektuak adierazten ditu, baina hauts asko dutenak[64]
blue Blue atzizkiak (adibidez, L3blue) L nanoentzako gertuko infragorrian ezohiko kolore urdinak adierazten ditu, metaltasun baxu nabarmenik gabe.[65]

Nano marroi gazteek azaleko grabitate baxuak dituzte, antzeko espektro motako zelai-izarrekin alderatuta, erradio handiagoak eta masa baxuagoak dituztelako. Iturri horiek beta (β) letraz markatuta daude tarteko azaleko grabitaterako, eta gamma (γ) letraz, azaleko grabitate baxurako. CaH, K I eta Na I lerroek, baita VO lerro indartsuak ere, azaleko grabitate baxua adierazten dute.[63] Alfa (α) lerroak azaleko grabitate normal bat adierazten du eta desagertu egiten da. Batzuetan, azaleko grabitate oso baxu bat delta (δ) batekin adierazten da.[65] "pec" atzizkiak berezia esan nahi du. Atzizki berezia ezohikoak diren beste ezaugarri batzuetarako erabiltzen da oraindik ere, eta hainbat propietate laburbiltzen ditu, gainazaleko grabitate txikia adierazten dutenak, subnanoak eta konpondu gabeko bitarrak.[66] Sd aurrizkiak azpinanoa esan nahi du, eta azpinano hotzak baino ez ditu barne hartzen. Aurrizki honek metalikotasun baxua eta ezaugarri zinematikoak adierazten ditu, haloaren izarren antz handiagoa dutenak diskoaren izarren baino.[62] Azpinanoak diskoko objektuak baino urdinagoak dira.[67] Red atzizkiak gorri koloreko objektuak deskribatzen ditu, baina zaharragoak direnak. Hau ez da azaleko grabitate baxu bat bezala interpretatzen, hauts kopuru handi bat bezala baizik.[64][65] Blue atzizkiak objektu urdinak deskribatzen ditu infragorri hurbilean, metaltasun baxuarekin azaldu ezin direnak. Batzuk L+T bitar bezala azaltzen dira, beste batzuk ez bitarrak, 2MASS J11263991-5003550 bezala eta hodei finekin eta/edo ale handikoekin azaltzen dira.[65]

Nano marroien propietate espektralak eta atmosferikoak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Nano marroi baten barneko egituraren ilustrazio artistikoa. Hodei geruzak zenbait sakoneretara desplazatuta daude geruzen desplazamenduaren ondorioz.

L eta T nanoek isurtzen duten fluxu gehiena infragorrien artean dago, 1 eta 2,5 mikrometro bitartean. M, L eta T nano berantiarren sekuentzian zehar dauden tenperatura baxu eta beherakorren ondorioz, espektro aberats bat sortzen da infragorri hurbilean, ezaugarri ugari dituena, espezie atomiko neutroen lerro nahiko estuetatik hasi eta banda molekular zabaletaraino, guztiak tenperatura, grabitate eta metaltasun ezberdinekin. Gainera, tenperatura baxuko baldintza horiek gas-egoeratik kanpoko kondentsazioa eta aleak sortzea errazten dute.

Haize neurtua (Spitzer ST; Kontzeptu Artistikoa); Api 2020)[68]

Ezagutzen diren nano marroietako atmosfera tipikoak, 2.200 eta 750 K. bitartean daude.[43] Izarrekin alderatuz, barne fusio konstante batekin berotzen direnak, nano marroiak, denborarekin azkar hozten dira, nano masiboenak, hain masiboak ez direnak baino astiroago hozten dira.

Nano marroi ezagunetarako hautagaien behaketek, igorpen infragorrien distira eta arintze patroi bat erakutsi dute, muturreko haizeek astintzen duten barnealde bero bat ezkutatzen duten hodei nahiko hotz eta opakoen patroiak iradokitzen dituena. Uste denez, gorputz hauen klima biziki bortitza da, Jupiterren ekaitz ospetsuekin konparagarria, baina aise gainditzen dituena.

2013ko urtarrilaren 8an, NASAko Hubble eta Spitzer espazio teleskopioak erabiltzen dituzten astronomoek 2MASS J222889-4310262 izeneko nano marroi baten atmosfera ekaiztsua zundatu zuten, orain arteko nano marroi baten "mapa meteorologiko" zehatzena sortuz. Haizeak bultzatutako planeta baten tamainako hodeiak erakusten ditu. Ikerketa berria nano marroiak ez ezik, Eguzki Sistematik kanpoko planeten atmosferak ere hobeto ulertzeko beste urrats bat da.[69]

2020ko apirilean, 2MASS J10475385+2124234 nano marroi hurbilean +650 ± 310 metro segundoko haize-abiadurak erregistratu zituztela jakinarazi zuten zientzialariek. Neurketak kalkulatzeko, zientzialariek ezaugarri atmosferikoen errotazio mugimendua, distira aldaketek zehaztua, nano marroiaren barnealdeak sortutako errotazio elektromagnetikoarekin alderatu zuten. Emaitzek, aurreko iragarpenak baieztatu zituzten, nano marroiek, haize indartsuak izango zituztela. Zientzialariek, konparazio metodo hau, beste nano marroi eta exoplaneta batzuen dinamika atmosferikoa esploratzeko erabili ahal izatea espero dute.[70]

Behaketa-teknikak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Teide 1, Gliese 229B eta WISE 1828+2650 nano marroiak Gliese 229A, Jupiter eta gure eguzkiarekin alderatuta

Koronografoak, berriki, izar ikusgarri distiratsuen inguruan orbitatzen duten objektu ahulak detektatzeko erabili dira, Gliese 229B kasu.

Karga akoplatuko gailuak (CCD) dituzten teleskopio sentikorrak erabili dira urrutiko izar-kumuluetan objektu ahulak bilatzeko, hala nola Teide 1.

Eremu zabaleko bilaketek objektu ahul indibidualak identifikatu dituzte, hala nola Kelu-1 (30 ly-ko distantziara).

Nano marroiak, sarri, exoplanetak aurkitzeko ikerketetan aurkitzen dira. Exoplanetak detektatzeko metodoek nano marroientzat ere funtzionatzen dute, baina hauek errazago detektatzen dira.

Nano marroiak, euren eremu magnetiko indartsuengatik, irrati igorle indartsuak izan daitezke. Areciboko Behatokiaren eta Very Large Arrayren behaketa programek, objektu hauetako dozena bat baino gehiago detektatu dituzte, nano ultrahotzak ere deitzen direnak, mota honetako beste objektu batzuekin propietate magnetikoak partekatzen dituztelako.[71] Nano marroien erradio-emisioa detektatuz gero, zuzenean neur daiteke nano horien eremu magnetikoen intentsitatea.

Gertaera gogoangarriak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

  • 1995: egiaztatutako lehen nano marroia. Teide 1, Pleiadeen kumuluko M8 objektu bat, CCD batekin atzematen da Kanarietako Astrofisika Institutuko Mutxoen Harriaren Espainiako Behatokian.
  • Metanozko lehen nano marroia. Gliese 229B aurkitu zen Gliese 229A nano gorria orbitatuz (20 l-ko distantziara), optika egokitzaileko koronografo bat erabiliz Palomar Behatokiko 60 hazbeteko (1,5 m) teleskopio islatzailearen irudiak afinatzeko Kalifornia hegoaldeko Palomar mendian; bere segimenduko espektroskopia infragorria, bere 5 hazbeteko Hale teleskopioarekin, 200 hazbeteko metanoa erakusten du.
  • 1998: x izpiak igortzen dituen lehen nano marroia aurkitu zen, Cha Halpha 1, Chamaeleon I hodei ilunean dagoen M8 objektu bat, x izpien iturri bat dela zehazten da, berantiar motako konbekzio izarren antzekoa.
  • 1999ko abenduak 15: nano marroi batean aurkitutako lehen x izpi-sugarra. Kaliforniako Unibertsitateko talde batek LP 944-20 (60 MJ, 16 ly-ko distantziara) monitorizatzen du Chandra X izpien Behatokiaren bidez, eta bi orduko sugar bat hartzen du.[72]
  • 2000ko uztailaren 27a: nano marroi batean detektatutako lehen irrati emisioa (erupzioan eta kieszentzian). Very Large Arrayko ikasle talde batek LP 944-20ren emisioa antzeman zuen.[73]
  • 2004ko apirilak 30: hautagai exoplaneta baten lehen detekzioa nano marroi baten inguruan: 2M1207b, VLTarekin aurkitua eta irudi zuzena duen lehen exoplaneta.[74]
  • 2013ko martxoaren 20a: nano marroi sistema hurbilena aurkitu zuten: Luhman 16.[75]
  • 2014ko apirilaren 25a: ezagutzen den nano marroi hotzenaren aurkikuntza. WISE 0855-0714 7,2 argi-urteko distantziara dago (Eguzkitik hurbilen dagoen zazpigarren sistema) eta -48 eta -13 gradu arteko tenperatura du.[56]

Nano marroia X izpien iturri gisa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

LP 944-20ren Chandra irudia erupzioaren aurretik eta erupzioan zehar

Nano marroietan 1999tik detektatutako x izpien erupzioek, euren barnean eremu magnetiko aldakorrak daudela iradokitzen dute, oso masa baxuko izarren antzekoak.

Energia nuklear iturri indartsu zentralik ez duenez, nano marroi baten barnealdea irakiteko edo konbekzio egoera azkar batean dago. Nano marroi gehienek duten errotazio azkarrarekin konbinatzen denean, konbekzioak eremu magnetiko indartsu eta korapilatu bat garatzeko baldintzak ezartzen ditu azaleratik gertu. Chandrak LP 944-20n behatutako sugarrak nano marroiaren gainazalean dagoen material bero magnetizatu eta zurrunbilotsuan izan lezake jatorria. Lurrazaleko sugar batek beroa atmosferara eraman lezake, korronte elektrikoak isurtzea eta x izpien sugarra sortzea ahalbidetuz, tximista bat bezala. Sugarrik gabeko aldian LP 944-20n x izpirik ez egotea ere emaitza esanguratsua da. Nano marroi batek sortutako x izpi konstanteen potentziaren behaketa mugarik baxuena ezartzen du, eta koroak izateari uzten diola erakusten du nano marroi baten gainazaleko tenperatura 2800K azpitik hozten denean eta elektrikoki neutroa bihurtzen denean.

NASAren x izpien Chandra behatokiaren bidez, zientzialariek masa baxuko nano marroi batetik datozen x izpiak detektatu dituzte izar sistema anizkoitz batean.[76] Lehen aldia da bere izar edo izarretatik (TWA 5A Eguzkiaren antzeko izarrak) hain gertu dagoen nano marroi bat x izpietan ebatzi dela.[76] "Chandraren gure datuek erakusten dute x izpiak 3 milioi °C-ra dagoen nano marroiaren plasma koronalean sortzen direla", esan du Yohko Tsuboi Chuoko Unibertsitateko (Tokio) ordezkariak.[76] "Nano marroi hau, gaur egungo eguzkia bezain distiratsua da x izpien argitan, gure eguzkia baino berrogeita hamar aldiz masiboagoa den bitartean", esan zuen Tsuboik.[76] "Ohar horrek, beraz, aukera ematen du planeta masiboek ere beren kabuz x izpiak igortzeko gaztaroan".[76]

Nano marroiak irrati iturri gisa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Irrati seinaleak igortzen zituela aurkitu zen lehen nano marroia LP 944-20 izan zen, bere x izpien igorpenetik ikusi zena, nano marroien %5 eta %10 artean, dirudienez, eremu magnetiko indartsuak dituzte eta irrati uhinak igortzen dituzte, eta 40 nano marroi magnetiko ere egon daitezke Eguzkitik 25 pc-ko erradioan, Monte Carloren modelizazioan eta bere batez besteko dentsitate espazialean oinarrituta.[77] Nano marroien irrati emisioen potentzia, gutxi gora-behera konstantea da, euren tenperaturen aldaketak gorabehera.[71] Nano marroiek 6 kG-ko indarra duten eremu magnetikoak mantendu ditzakete.[78] Astronomoen arabera, nano marroietako magnetosferek 107 metroko altuera hartzen dute, euren irrati emisioen propietateak direla eta.[79] Nano marroien irrati emisioek planeta edo izarren antzekoagoak diren ez da ezagutzen. Nano marroi batzuek irrati pultsu erregularrak igortzen dituzte, batzuetan poloetatik emititutako irrati emisio bezala interpretatzen direnak, baina eskualde aktiboetatik ere emiti daitezke. Irrati uhinen orientazioaren inbertsio erregular eta periodikoak, nano marroien eremu magnetikoek euren polaritatea aldizka inbertitzen dutela adieraz dezake. Inbertsio hauek, nano marroiaren aktibitate magnetiko ziklo baten emaitza izan daitezke, eguzki zikloaren antzekoa.[80]

Nano marroi bitarrak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Hubble espazio teleskopioarekin hartutako nano marroi bitarren irudi multiepokalak. Luhman 16 AB (ezkerra) bitarra hemen erakutsitako beste adibideak baino gertuago dago Eguzki Sistematik.

Nano marroiak dituzten sistema bitarren orbitaren behaketak nano marroiaren masa neurtzeko erabil daitezke. 2MASSW J0746425+2000321en kasuan, bigarren mailak eguzki-masaren % 6 pisatzen du. Neurri horri masa dinamikoa deitzen zaio.[81][82] Eguzki Sistematik gertuen dagoen nano marroien sistema, Luhman 16 bitarra da. Sistema honen inguruan planetak antzeko metodo batekin bilatzen saiatu ziren, baina ez zen bakar bat ere aurkitu.[83]

2M1101AB sistema bitar zabala 20 au baino gehiagoko banaketa zuen lehen sistema bitarra izan zen. Sistema honen aurkikuntzak nano marroien eraketari buruzko behin betiko ikuspegia eman zuen. Lehenago uste zen nano marroi bitar zabalak ez zirela sortzen edo, gutxienez, desintegratzen zirela 1-10 Ma urterekin. Sistema honen existentzia ere ez da bateragarria eiekzioaren hipotesiarekin.[84] Eiekzioaren hipotesia, nano marroiak sistema anizkoitz batean eratzen diren hipotesi bat zen, baina hidrogenoa erretzeko masa nahikoa irabazi aurretik kanporatuak dira.[85]

Berrikiago, W2150AB bitar zabala aurkitu zen. Masa proportzioa eta lotura-energia 2M1101AB-ren antzekoak ditu, baina adin handiagoa du eta galaxiaren beste eskualde batean dago. 2M1101AB oso populatua dagoen eskualde batean dagoen bitartean, W2150AB bitarra oso urrun dagoen eremu batean dago. Bere jaioterriko izar kumuluko edozein elkarrekintza dinamikok bizirik iraungo zuen. Bitarra L+T bitar gutxi batzuetakoa ere bada, lurreko behatokiek erraz konpon ditzaketenak. Beste biak SDSS J1416+13AB eta Luhman 16 dira.[86]

Badira beste sistema bitar interesgarri batzuk, 2MASS J05352184-0546085 nano marroien sistema bitar itzaltzailea kasu.[87] Sistema honen ikerketa fotometrikoek, sistemako nano marroi ez hain masiboa, bere kide masiboena baino beroagoa dela erakutsi dute.[88]

Nano zuriak inguratzen dituzten nano marroiak nahiko arraroak dira. GD 165B, L nanoen prototipoa, sistema hauetako bat da.[89] Nano zurien inguruan orbitatzen duten eta mareak blokeatzen dituen nano marroiak dituzten sistemak bilgarri postkomun bitarrenak edo PCEBenak dira. Lagun nano marroi bat duen nano zuri bat duten 8 PCEB soilik ezagutzen dira, WD 0137-349 AB barne. Nano zuri eta nano marroiko gertuko izar bitar hauen historian, nano marroia izarrak irensten du erraldoi gorri fasean. Jupiterren 20 masatik beherako masa duten nano marroiak, irenstean lurruntzen dira.[90][91] Nano zurien inguruan orbitatzen duten nano marroien eskasia, sekuentzia nagusiko izarren inguruko nano marroien antzeko behaketekin alderatu daiteke, nano marroien basamortua bezala deskribatuak.[92][93] PCEBa izar aldakor kataklismiko (CV*) bihurtu daiteke nano marroiarekin emaile bezala,[94] eta sistemaren azken etapan bitarra fusionatu egin daiteke. CK Vulpeculae nova nano zuri baten eta nano marroi baten arteko fusio baten emaitza izan daiteke.[95][96]

Oraintsuko garapenak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Eguzkiaren 65 argi-urteko erradioan aurkitu diren nano marroien (puntu gorriak) hiru dimentsioko mapa bat da.[97]

Eguzki inguruko nano marroien populazioen estimazioek nano marroi bakoitzeko sei izar egon daitezkeela kalkulatzen dute.[98] 2017ko estimazio berriago batek, RCW 38 izar kumulu masibo gaztetik abiatuta, Esne Bideak 25.000 eta 100.000 milioi nano marroi artean dituela erakutsi zuen.[99]

2017ko abuztuan argitaratutako ikerketa batean, NASAren Spitzer espazio teleskopioak lodiera aldakorreko hodei estalki batek eragindako nano marroien infragorrien distira aldaketak monitorizatu zituen. Behaketek, nano marroien atmosferetan hedatzen diren eskala handiko uhinen existentzia erakutsi zuten (Neptunoren atmosferaren eta Eguzki Sistemako beste planeta erraldoi batzuen antzera). Uhin atmosferiko hauek hodeien lodiera modulatzen dute eta abiadura ezberdinekin hedatzen dira (ziurrenik errotazio diferentzialaren ondorioz).[100]

2020ko abuztuan, astronomoek 95 nano marroi aurkitu zituzten Eguzkitik gertu, Backyard Worlds: Planet 9 proiektuaren bidez.[101]

Eraketa eta eboluzioa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Mayrit 1701117 nano marroiak Sigma Orionis kumuluaren kanpoaldeko periferian jaurtitako HH 1165 zurruta.

Nano marroiak, izarren antzera eratzen dira, eta disko protoplanetarioz inguratuta daude,[102] Cha 110913-773444 kasu. 2017tik aurrera, Herbig-Haro objektu handi batekin konektatuta dagoen protonano marroi bat baino ez da ezagutzen. Mayrit 1701117 nano marroia da, pseudodisko batez eta disko kepleriar batez inguratuta dagoena.[103] Mayrit 1701117k H 1165 txorrotada botatzen du, 0,7 argi-urteko luzerakoa, batez ere sufre ionizatuan ikusten dena.[104][105]

Nano marroien inguruko diskoek, izarren inguruko diskoek dituzten ezaugarri berberak dituztela aurkitu da, eta, beraz, nano marroien inguruan akrezioz eratutako planetak egotea espero da.[102] Nano marroien diskoen masa txikia dela eta, planeta gehienak lehorrekoak izango dira eta ez gas-erraldoiak.[106] Planeta erraldoi batek nano marroi baten inguruan orbitatzen badu gure ikusmen-lerroaren bidez, orduan, diametro bera dutenez gutxi gora-behera, honek seinale handi bat emango luke transito bidezko detekziorako. Planetek nano marroi baten inguruan duten akrezio eremua nano marroitik oso gertu dago, eta, beraz, marea indarrek eragin handia izango lukete.[106]

Cha 110913-773444 nano marroia, Chamaeleon konstelazioan 500 argi-urteko distantziara dagoena, miniaturazko planeta sistema bat sortzeko prozesuan egon daiteke. Pennsylvaniako Estatu Unibertsitateko astronomoek gas eta hautsezko disko bat dela uste dutena detektatu dute. Cha 110913-773444 orain arte aurkitutako nano marroirik txikiena da (8 MJ), eta planeta sistema bat osatuko balu, bat duen objekturik txikiena izango litzateke.[107]

Nano marroien inguruko planetak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Hautsezko eta gasezko disko baten inpresio artistikoa nano marroi baten inguruan.[108]

Masa planetario super-Jupiter 2M1207b, 2MASS J044144 eta Oph 98 B objektuak, distantzia orbital handitan nano marroien inguruan orbitatzen dutenak, hodei kolapsoz osa zitezkeen, akrezio bidez eratu beharrean, eta, beraz, azpinano marroiak izan daitezke planeten ordez, masa handi erlatiboetatik eta orbita zabaletatik ondorioztatzen dena. Abiadura erradialaren teknika erabiliz nano marroi bat orbitatzen ari zen masa baxuko lagun baten lehen aurkikuntzak (ChaHα8), abiadura erradialaren teknika erabiliz, UA gutxi batzuetako edo txikiagoko orbitetan dauden nano marroien inguruko planetak detektatzeko bidea prestatu zuen.[109][110] Hala ere, ChaHα8ko taldekidearen eta primarioaren arteko masa erlazio batekin, 0,3koa gutxi gora-behera, sistema honek izar bitar baten antza du. Ondoren, 2008an, orbita erlatiboki txiki batean (MOA-2007-BLG-192Lb) masa planetarioko lehen laguna aurkitu zen nano marroi bat orbitatzen.[111]

Litekeena da nano marroiak inguratzen dituzten planetak urik gabeko karbonozko planetak izatea.[112]

Spitzerrekin egindako behaketetan oinarritutako 2017ko ikerketa baten arabera, 175 nano marroi monitorizatu behar dira gutxienez planeta baten detekzioa bermatzeko ( %95).[113]

Bizigarritasuna[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Nano marroien orbitan dauden balizko planeten bizigarritasuna aztertu da. Gorputz hauek planeta bizigarriak izateko baldintzak iradokitzen dituzten eredu informatikoak oso zorrotzak dira, gune bizigarri estua delarik, hurbilekoa (T nanoa 0,005 UA) eta, denborarekin, beheranzkoa, nano marroiaren hozteagatik. Orbitek eszentrikotasun oso baxukoak izan beharko lukete (10etik 6ra bitartekoak), planetetan berotegi efektua eragingo luketen marea indar indartsuak saihesteko, bizigabeak bihurtuz. Ilargirik ere ez zen egongo.[114]

Nano marroi superlatiboak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

  • WD 0137-349 B: lehen mailako erraldoi gorri fasetik bizirik atera den lehen nano marroia.[115]
  • 1984an, astronomo batzuek, Eguzkia, detektatu gabeko nano marroi batek orbitatua egon zitekeela esan zuten (batzuetan, Nemesis deitua), Oorten hodeiarekin elkarreragin dezakeena, pasatzen diren izarrek egiten duten bezala. Hala ere, hipotesi hori ez da erabiltzen.[116]
Primizien taula
Errekorra Izena Espektru

mota

RA/Dec Konstelazioa Oharrak
Lehen aldiz aurkitua Teide 1 (Pleiadeen izar kumulu irekia) M8 3h47m18.0s +24°22'31" Taurus 1989an eta 1994an fotografiatuak
Lehen irudia koroografiarekin Gliese 229 B T6.5 06h10m34.62s −21°51'52.1" Lepus 1994an aurkitua
Lehena planemoarekin 2M1207 M8 12h07m33.47s −39°32'54.0" Centaurus Planeta 2004an aurkitua
Lehenika orbitan dagoen planemo batekin 2M1207 M8 12h07m33.47s −39°32'54.0" Centaurus Planeta 2004an aurkitua
Lehena hautsezko disko batekin
Lehena irteera bipolarrarekin Rho-Oph 102 (SIMBAD: [GY92] 102) M8 16h27m06.59s

-24°41'48.88"

Ophiuchus partzialki ebatzitako irteera[117]
Lehena Herbig-Haro objektuarekin eskala handian Mayrit 1701117

(Herbig-Haro objektua: HH 1165)

proto-BD 05h40m26.48s-02º49'07.7'' Orion Herbig-Haro objektuaren luzera proiektatua: 0,8 argi-urte (0,26 pc)
Lehen eremu mota (bakarra) Teide 1 M8 3h47m18.0s +24°22'31" Taurus 1995
Lehena izar normal baten taldekide gisa Gliese 229 B T6.5 06h10m34.62s −21°51'52.1" Lepus 1995
Lehen nano marroi bitar espektroskopikoa PPL 15 A, B[118] M6.5 03h48m 04.65s

+23º39'30.32''

Taurus Basri and Martin 1999
Lehen nano marroi bitar itzaltzailea 2M0535-05[87][88] M6.5 05h35m21.84s

-05º46'08.56''

Orion Stassun 2006, 2007 (distantzia ~450 pc)
T motako lehen nano marroi bitarra Epsilon Indi Ba, Bb T1 + T6 22h 03m 21.65s

−56° 47′ 09.53″

Indus Distantzia: 3.626pc
Lehen nano marroi trinarioa DENIS-P J020529.0-115925 A/B/C L5, L8 eta T0 02h05m29.40s −11°59'29.7" Cetus Delfosse et al. 1997[119]
Lehen nano marroia haloarekin 2MASS J05325346+8246465 sdL7 05h32m53.46s +82°46'46.5" Gemini Adam J. Burgasser et al. 2003
Lehena M espektro berantiarrarekin Teide 1 M8 3h47m18.0s +24°22'31" Taurus 1995
First with L spectrum Roque 25 L0.1 03h48m30.73s

+22º44'50.53''

Taurus 1998
Lehena T espektroarekin Gliese 229 B T6.5 06h10m34.62s −21°51'52.1" Lepus 1995
Azkena T espektroarekin ULAS J003402.77−005206.7 T9[120] 00h 34m 02.77s

−00° 52′ 06.78″

Cetus 2007
Lehena Y espektroarekin CFBDS0059[46] ~Y0 00h 59m 10.83s

−01° 14′ 01.3″

Cetus 2008; T9 nano bat bezala ere sailkatzen da, beste t nano batzuekin duen antz handiagatik.[120]
X izpien lehen igorlea ChaHα1 M8 11h07m46.09s

-77º40'08.91''

Chamaeleon 1998
X izpien lehen erupzioa LP 944-20 M9V 03h39m35.22s −35°25'44.1" Fornax 1999
Lehen igorpen erradioelektrikoa (zuzian eta kieszentzian) LP 944-20 M9V 03h39m35.22s −35°25'44.1" Fornax 2000[73]
Irratia igortzen duen nano marroirik hotzena 2MASSI J10475385+2124234 T6.5 10h47m53.85s +21°24'23.4" Leo 900K-ko nano marroia 2,7 mJy-ko boladarekin[121]
Nano marroi baten lehen aurora potentzialak aurkituta LSR J1835+3259 M8.5 18h 35m 37.90s

+32° 59′ 54.59″

Lyra 2015
Nano marroi baten errotazio diferentzialaren lehen detekzioa TVLM 513-46546 M9 15h01m08.3s +22°50'02" Boötes Ekuadoreak poloak baino azkarrago biratzen du 0,022 erradian/eguneko
Muturren taula
Errekorra Izena Espektru

mota

RA/Dec Konstelazioa Oharrak
Zaharrena COCONUTS-1B T4 03h55m56s53

+45º25'06.2''

Perseus adinaren estimazio ona duen adibide bakanetako bat: 7.3+2.8
−1.6 mila milioi urte[41]
Gazteena 2M1207 M8 12h07m33.47s −39°32'54.0" Centaurus hautagai "gazteenetako" bat ~ 10 milioi urte[66]
Masiboena SDSS J010448.46+153501.8[122] usdL1.5 01h04m48.46s +15°35'01.8" Pisces distantzia ~ 180-290 pc da, masa ~ 88,5-91,7 MJ da. Trantsizioko nano marroiak.
Metaletan aberatsa
Metaletan pobre SDSS J010448.46+153501.8 usdL1.5 01h04m48.46s +15°35'01.8" Pisces distantzia ~ 180-290 pc da, metalikotasuna ~ 0,004 ZSol da. Trantsizioko nano marroiak.
Masa gutxiena OTS 44 M9.5 11h10m11.5s

−76°32′13″

Chamaeleon 11,5-15 MJ-ko masa tartea du, distantzia ~ 550 ly da.
Handiena 2MASS J04510093-3402150 L0.5 4h 51m 0.93s

−34° 2′ 15″

Caelum
Txikiena WISE 1405+5534 Y0 pec 14h 5m 18.27s

55° 34′ 21.22″

Ursa Major
Errotazio azkarrena 2MASS J03480772−6022270 T7 03h48m07.72s –60°22'27.1" Reticulum Errotazio-aldia 1.080+0.004
−0.005[123]
Urrunena KMT-2016-BLG-2142 b 17h52m26.880s

-29º23'04.42''

Sagittarius KMT-2016-BLG-2142 b-k (mikrolentea) 5.850-8.020 parsec arteko distantzia du.
Gertuena Luhman 16 A:L7.5

B:T0.5±1

10h 49m 18.723s

−53° 19′ 09.86″

Vela Distantzia: ~6.5 ly
Argitsuena DENIS J104814.6-395606 M8.5V 10h48m14.573s

-39º56'06.843''

Antila jmag=12.67
Ahulena L 97-3B Y1 08h 06m 53.736s

−66° 18′ 16.74″

Volans jmag=25.42
Beroena
Hotzena WISE 0855−0714[124] Y4 08h 55m 10.83s

−07° 14′ 42.5″

Hydra Tenperatura −48tik −13 Cº ra
Dentsoena COROT-3b[125] 19h 28m 13.2642s

+00° 07′ 18.6143″

Aquila COROT-3b iragaitzazko nano marroiak 22 MJ ditu eta Jupiterrenaren 1,01 ± 0,07 diametroa. Baldintza normaletan osmioa baino pixka bat dentsoagoa da.
Dentsitate gutxiena

Argazkiak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

  • Nano marroiaren ilustrazioa
    Nano marroiaren ilustrazioa

Ikus, gainera[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Erreferentziak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

  1. ↑ Sorahana, Satoko; Yamamura, Issei; Murakami, Hiroshi. (2013-03-26). «On the Radii of Brown Dwarfs Measured with AKARI Near-Infrared Spectroscopy» The Astrophysical Journal 767 (1): 77.  doi:10.1088/0004-637X/767/1/77. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  2. ↑ a b «Untitled Document» web.archive.org 2006-09-28 (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  3. ↑ a b c (Ingelesez) Wethington, Nicholos. (2008-10-06). «Dense Exoplanet Creates Classification Calamity» Universe Today (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  4. ↑ a b c d (Ingelesez) Burgasser, Adam J.. (2008). «Brown dwarfs: Failed stars, super Jupiters» Physics Today 61 (6): 70.  doi:10.1063/1.2947658. ISSN 0031-9228. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  5. ↑ (Ingelesez) Cushing, Michael C.. (2014). Joergens, Viki ed. «Ultracool Objects: L, T, and Y Dwarfs» 50 Years of Brown Dwarfs: From Prediction to Discovery to Forefront of Research (Springer International Publishing): 113–140.  doi:10.1007/978-3-319-01162-2_7. ISBN 978-3-319-01162-2. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  6. ↑ a b (Ingelesez) «If Brown Isn't a Color, What Color are Brown Dwarfs?» Universe Today 2009-01-06 (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  7. ↑ Burrows, Adam; Hubbard, W. B.; Lunine, J. I.; Liebert, James. (2001-09-24). «The Theory of Brown Dwarfs and Extrasolar Giant Planets» Reviews of Modern Physics 73 (3): 719–765.  doi:10.1103/RevModPhys.73.719. ISSN 0034-6861. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  8. ↑ (Ingelesez) DNews. «Violent Storms Rage on Nearby Brown Dwarf - Seeker» www.seeker.com (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  9. ↑ (Ingelesez) Kumar, Shiv S.. (1962). «Study of Degeneracy in Very Light Stars.» The Astronomical Journal 67: 579.  doi:10.1086/108658. ISSN 0004-6256. (Noiz kontsultatua: 2021-06-06).
  10. ↑ (Ingelesez) Tarter, Jill. (2014). Joergens, Viki ed. «Brown Is Not a Color: Introduction of the Term ‘Brown Dwarf’» 50 Years of Brown Dwarfs: From Prediction to Discovery to Forefront of Research (Springer International Publishing): 19–24.  doi:10.1007/978-3-319-01162-2_3. ISBN 978-3-319-01162-2. (Noiz kontsultatua: 2021-06-06).
  11. ↑ Croswell, Ken. (1999). Planet quest : the epic discovery of alien solar systems. Oxford University Press ISBN 0-19-288083-7. PMC 39733378. (Noiz kontsultatua: 2021-06-06).
  12. ↑ (Ingelesez) Kumar, Shiv S.. (1963-05). «The Structure of Stars of Very Low Mass.» The Astrophysical Journal 137: 1121.  doi:10.1086/147589. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-06).
  13. ↑ (Ingelesez) Hayashi, C.; Nakano, T.. (1963-10). «Evolution of Stars of Small Masses in the Pre-Main-Sequence Stages» Progress of Theoretical Physics 30 (4): 460–474.  doi:10.1143/PTP.30.460. ISSN 0033-0684. (Noiz kontsultatua: 2021-06-06).
  14. ↑ (Ingelesez) Nakano, Takenori. (2014). Joergens, Viki ed. «Pre-main Sequence Evolution and the Hydrogen-Burning Minimum Mass» 50 Years of Brown Dwarfs: From Prediction to Discovery to Forefront of Research (Springer International Publishing): 5–17.  doi:10.1007/978-3-319-01162-2_2. ISBN 978-3-319-01162-2. (Noiz kontsultatua: 2021-06-06).
  15. ↑ (Ingelesez) Martin, E. L.; Basri, G.; Delfosse, X.; Forveille, T.. (1997-11). «Keck HIRES spectra of the brown dwarf DENIS-P J1228.2-1547» Astronomy and Astrophysics 327: L29–L32. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-06-06).
  16. ↑ (Ingelesez) Kirkpatrick, J. Davy; Reid, I. Neill; Liebert, James; Cutri, Roc M.; Nelson, Brant; Beichman, Charles A.; Dahn, Conard C.; Monet, David G. et al.. (1999-07). «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.  doi:10.1086/307414. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-06).
  17. ↑ «Home | Instituto de Astrofísica de Canarias • IAC» www.iac.es (Noiz kontsultatua: 2021-06-06).
  18. ↑ (Ingelesez) Rebolo, Rafael. (2014). Joergens, Viki ed. «Teide 1 and the Discovery of Brown Dwarfs» 50 Years of Brown Dwarfs: From Prediction to Discovery to Forefront of Research (Springer International Publishing): 25–49.  doi:10.1007/978-3-319-01162-2_4. ISBN 978-3-319-01162-2. (Noiz kontsultatua: 2021-06-06).
  19. ↑ (Ingelesez) Rebolo, R.; Zapatero Osorio, M. R.; Martín, E. L.. (1995-09). «Discovery of a brown dwarf in the Pleiades star cluster» Nature 377 (6545): 129–131.  doi:10.1038/377129a0. ISSN 0028-0836. (Noiz kontsultatua: 2021-06-06).
  20. ↑ (Ingelesez) Leech, K.; Altieri, B.; Metcalfe, L.; Martin, E. L.; Rebolo, R.; Zapatero Osorio, M.; Laureijs, R.; Prusti, T. et al.. (2000). «Mid-IR Observations of the Pleiades Brown Dwarfs Teide 1 & Calar 3» From Giant Planets to Cool Stars 212: 82. ISSN 1050-3390. (Noiz kontsultatua: 2021-06-06).
  21. ↑ (Ingelesez) Kulkarni, S. R.. (1997). «Brown dwarfs: a possible missing link between stars and planets.» Science 276: 1350–1354.  doi:10.1126/science.276.5317.1350. ISSN 0036-8075. (Noiz kontsultatua: 2021-06-06).
  22. ↑ Biller, Beth A.; Crossfield, Ian J. M.; Mancini, Luigi; Ciceri, Simona; Southworth, John; Kopytova, Taisiya G.; Bonnefoy, Mickaël; Deacon, Niall R. et al.. (2013-11-06). «Weather on the Nearest Brown Dwarfs: Resolved Simultaneous Multi-Wavelength Variability Monitoring of WISE J104915.57-531906.1AB» The Astrophysical Journal 778 (1): L10.  doi:10.1088/2041-8205/778/1/L10. ISSN 2041-8205. (Noiz kontsultatua: 2021-06-06).
  23. ↑ Basri, Gibor; Brown, Michael E.. (2006-05). «Planetesimals To Brown Dwarfs: What is a Planet?» Annual Review of Earth and Planetary Sciences 34 (1): 193–216.  doi:10.1146/annurev.earth.34.031405.125058. ISSN 0084-6597. (Noiz kontsultatua: 2021-06-06).
  24. ↑ «Uranus and Neptune» web.archive.org 2012-01-18 (Noiz kontsultatua: 2021-06-06).
  25. ↑ «Cool Cosmos» web.archive.org 2019-02-21 (Noiz kontsultatua: 2021-06-06).
  26. ↑ «WGESP Definition» web.archive.org 2014-12-16 (Noiz kontsultatua: 2021-06-06).
  27. ↑ Bodenheimer, Peter; D'Angelo, Gennaro; Lissauer, Jack J.; Fortney, Jonathan J.; Saumon, Didier. (2013-06-03). «Deuterium Burning in Massive Giant Planets and Low-Mass Brown Dwarfs formed by Core-Nucleated Accretion» The Astrophysical Journal 770 (2): 120.  doi:10.1088/0004-637X/770/2/120. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-06).
  28. ↑ Spiegel, David S.; Burrows, Adam; Milsom, John A.. (2011-01-20). «The Deuterium-Burning Mass Limit for Brown Dwarfs and Giant Planets» The Astrophysical Journal 727 (1): 57.  doi:10.1088/0004-637X/727/1/57. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-06).
  29. ↑ Schneider, Jean; Dedieu, Cyrill; Sidaner, Pierre Le; Savalle, Renaud; Zolotukhin, Ivan. (2011-08). «Defining and cataloging exoplanets: The exoplanet.eu database» Astronomy & Astrophysics 532: A79.  doi:10.1051/0004-6361/201116713. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-06-06).
  30. ↑ Schneider, Jean. (2016). «Exoplanets versus brown dwarfs: the CoRoT view and the future» arXiv:1604.00917 [astro-ph]: 157.  doi:10.1051/978-2-7598-1876-1.c038. (Noiz kontsultatua: 2021-06-06).
  31. ↑ Rauer, Artie P. Hatzes Heike. (2015-09-09). «A Definition for Giant Planets Based on the Mass-Density Relationship» The Astrophysical Journal 810 (2): L25.  doi:10.1088/2041-8205/810/2/L25. ISSN 2041-8213. (Noiz kontsultatua: 2021-06-06).
  32. ↑ Wright, Jason T.; Fakhouri, Onsi; Marcy, Geoffrey W.; Han, Eunkyu; Feng, Ying; Johnson, John Asher; Howard, Andrew W.; Fischer, Debra A. et al.. (2011-04). «The Exoplanet Orbit Database» Publications of the Astronomical Society of the Pacific 123 (902): 412–422.  doi:10.1086/659427. (Noiz kontsultatua: 2021-06-06).
  33. ↑ «Exoplanet Criteria for Inclusion in the Exoplanet Archive» exoplanetarchive.ipac.caltech.edu (Noiz kontsultatua: 2021-06-06).
  34. ↑ «WGESP Definition» web.archive.org 2012-07-02 (Noiz kontsultatua: 2021-06-06).
  35. ↑ Delorme, P.; Gagné, J.; Malo, L.; Reylé, C.; Artigau, E.; Albert, L.; Forveille, T.; Delfosse, X. et al.. (2012-12). «CFBDSIR2149-0403: a 4-7 Jupiter-mass free-floating planet in the young moving group AB Doradus ?» Astronomy & Astrophysics 548: A26.  doi:10.1051/0004-6361/201219984. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-06-06).
  36. ↑ Luhman, K. L.. (2014-04-21). «Discovery of a ~250 K Brown Dwarf at 2 pc from the Sun» The Astrophysical Journal 786 (2): L18.  doi:10.1088/2041-8205/786/2/L18. ISSN 2041-8205. (Noiz kontsultatua: 2021-06-06).
  37. ↑ Saumon, D.; Marley, M. S.. (2008-12-20). «The Evolution of L and T Dwarfs in Color-Magnitude Diagrams» The Astrophysical Journal 689 (2): 1327–1344.  doi:10.1086/592734. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-06).
  38. ↑ a b Marocco, Federico; Kirkpatrick, J. Davy; Meisner, Aaron M.; Caselden, Dan; Eisenhardt, Peter R. M.; Cushing, Michael C.; Faherty, Jacqueline K.; Gelino, Christopher R. et al.. (2020-01-09). «Improved infrared photometry and a preliminary parallax measurement for the extremely cold brown dwarf CWISEP J144606.62$-$231717.8» The Astrophysical Journal 888 (2): L19.  doi:10.3847/2041-8213/ab6201. ISSN 2041-8213. (Noiz kontsultatua: 2021-06-06).
  39. ↑ Filippazzo, Joseph C.; Rice, Emily L.; Faherty, Jacqueline; Cruz, Kelle L.; Van Gordon, Mollie M.; Looper, Dagny L.. (2015-09-10). «Fundamental Parameters and Spectral Energy Distributions of Young and Field Age Objects with Masses Spanning the Stellar to Planetary Regime» The Astrophysical Journal 810 (2): 158.  doi:10.1088/0004-637X/810/2/158. ISSN 1538-4357. (Noiz kontsultatua: 2021-06-06).
  40. ↑ Mohanty, Subhanjoy; Jayawardhana, Ray; Huelamo, Nuria; Mamajek, Eric. (2007-03-10). «The Planetary Mass Companion 2MASS1207-3932 B: Temperature, Mass and Evidence for an Edge-On Disk» The Astrophysical Journal 657 (2): 1064–1091.  doi:10.1086/510877. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-06).
  41. ↑ a b Zhang, Zhoujian; Liu, Michael C.; Hermes, J. J.; Magnier, Eugene A.; Marley, Mark S.; Tremblay, Pier-Emmanuel; Tucker, Michael A.; Do, Aaron et al.. (2020-03-17). «COol Companions ON Ultrawide orbiTS (COCONUTS). I. A High-Gravity T4 Benchmark around an Old White Dwarf and A Re-Examination of the Surface-Gravity Dependence of the L/T Transition» The Astrophysical Journal 891 (2): 171.  doi:10.3847/1538-4357/ab765c. ISSN 1538-4357. (Noiz kontsultatua: 2021-06-06).
  42. ↑ Smart, R. L.; Bucciarelli, B.; Jones, H. R. A.; Marocco, F.; Andrei, A. H.; Goldman, B.; Mendez, R. A.; d'Avila, V. A. et al.. (2018-12-11). «Parallaxes of southern extremely cool objects III: 118 L \& T dwarfs» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 481 (3): 3548–3562.  doi:10.1093/mnras/sty2520. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2021-06-06).
  43. ↑ a b Burrows, Adam; Hubbard, W. B.; Lunine, J. I.; Liebert, James. (2001-09-24). «The Theory of Brown Dwarfs and Extrasolar Giant Planets» Reviews of Modern Physics 73 (3): 719–765.  doi:10.1103/RevModPhys.73.719. ISSN 0034-6861. (Noiz kontsultatua: 2021-06-06).
  44. ↑ «WebCite query result» www.webcitation.org (Noiz kontsultatua: 2021-06-06).
  45. ↑ a b c Leggett, S. K.; Cushing, M. C.; Saumon, D.; Marley, M. S.; Roellig, T. L.; Warren, S. J.; Burningham, B.; Jones, H. R. A. et al.. (2009-04-20). «The Physical Properties of Four ~600K T Dwarfs» The Astrophysical Journal 695 (2): 1517–1526.  doi:10.1088/0004-637X/695/2/1517. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  46. ↑ a b Delorme, Philippe; Delfosse, Xavier; Albert, Loic; Artigau, Etienne; Forveille, Thierry; Reylé, Céline; Allard, France; Homeier, Derek et al.. (2008-05). «CFBDS J005910.90-011401.3: reaching the T-Y Brown Dwarf transition?» Astronomy & Astrophysics 482 (3): 961–971.  doi:10.1051/0004-6361:20079317. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  47. ↑ Burningham, Ben; Pinfield, D. J.; Leggett, S. K.; Tamura, M.; Lucas, P. W.; Homeier, D.; Day-Jones, A.; Jones, H. R. A. et al.. (2008-11-21). «Exploring the substellar temperature regime down to ~550K» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 391 (1): 320–333.  doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13885.x. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  48. ↑ Eisenhardt, Peter R. M.; Griffith, Roger L.; Stern, Daniel; Wright, Edward L.; Ashby, Matthew L. N.; Brodwin, Mark; Brown, Michael J. I.; Bussmann, R. S. et al.. (2010-06-01). «Ultracool Field Brown Dwarf Candidates Selected at 4.5 microns» The Astronomical Journal 139 (6): 2455–2464.  doi:10.1088/0004-6256/139/6/2455. ISSN 0004-6256. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  49. ↑ Luhman, K. L.; Burgasser, A. J.; Bochanski, J. J.. (2011-03-20). «Discovery of a Candidate for the Coolest Known Brown Dwarf» The Astrophysical Journal 730 (1): L9.  doi:10.1088/2041-8205/730/1/L9. ISSN 2041-8205. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  50. ↑ Rodriguez, David R.; Zuckerman, Ben; Melis, Carl; Song, Inseok. (2011-05-10). «The Ultra Cool Brown Dwarf Companion of WD 0806-661: Age, Mass, and Formation Mechanism» The Astrophysical Journal 732 (2): L29.  doi:10.1088/2041-8205/732/2/L29. ISSN 2041-8205. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  51. ↑ Liu, Michael C.; Delorme, Philippe; Dupuy, Trent J.; Bowler, Brendan P.; Albert, Loic; Artigau, Etienne; Reyle, Celine; Forveille, Thierry et al.. (2011-10-20). «CFBDSIR J1458+1013B: A Very Cold (>T10) Brown Dwarf in a Binary System» The Astrophysical Journal 740 (2): 108.  doi:10.1088/0004-637X/740/2/108. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  52. ↑ (Ingelesez) «WISE finds coolest brown dwarfs ever seen!» Discover Magazine (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  53. ↑ (Ingelesez) «NASA - WISE Finds Few Brown Dwarfs Close To Home» www.nasa.gov (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  54. ↑ «Discovered: Stars as Cool as the Human Body - NASA Science» web.archive.org 2011-10-07 (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  55. ↑ Beichman, Charles A.; Gelino, Christopher R.; Kirkpatrick, J. Davy; Barman, Travis S.; Marsh, Kenneth A.; Cushing, Michael C.; Wright, E. L.. (2013-01-29). «The Coldest Brown Dwarf (Or Free Floating Planet)?: The Y Dwarf WISE 1828+2650» The Astrophysical Journal 764 (1): 101.  doi:10.1088/0004-637X/764/1/101. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  56. ↑ a b Greicius, Tony. (2015-02-18). «NASA's Spitzer and WISE Telescopes Find Close, Cold Neighbor of Sun» NASA (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  57. ↑ Eisenhardt, Peter R. M.; Marocco, Federico; Fowler, John W.; Meisner, Aaron M.; Kirkpatrick, J. Davy; Garcia, Nelson; Jarrett, Thomas H.; Koontz, Renata et al.. (2020-04-14). «The CatWISE Preliminary Catalog: Motions from ${\it WISE}$ and ${\it NEOWISE}$ Data» The Astrophysical Journal Supplement Series 247 (2): 69.  doi:10.3847/1538-4365/ab7f2a. ISSN 1538-4365. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  58. ↑ Meisner, Aaron M.; Caselden, Dan; Kirkpatrick, J. Davy; Marocco, Federico; Gelino, Christopher R.; Cushing, Michael C.; Eisenhardt, Peter R. M.; Wright, Edward L. et al.. (2020-01-28). «Expanding the Y Dwarf Census with Spitzer Follow-up of the Coldest CatWISE Solar Neighborhood Discoveries» The Astrophysical Journal 889 (2): 74.  doi:10.3847/1538-4357/ab6215. ISSN 1538-4357. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  59. ↑ Marocco, Federico; Caselden, Dan; Meisner, Aaron M.; Kirkpatrick, J. Davy; Wright, Edward L.; Faherty, Jacqueline K.; Gelino, Christopher R.; Eisenhardt, Peter R. M. et al.. (2019-08-07). «CWISEP J193518.59$-$154620.3: An Extremely Cold Brown Dwarf in the Solar Neighborhood Discovered with CatWISE» The Astrophysical Journal 881 (1): 17.  doi:10.3847/1538-4357/ab2bf0. ISSN 1538-4357. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  60. ↑ (Ingelesez) Bardalez Gagliuffi, D.; Faherty, J.; Collaboration, Backyard Worlds: Planet 9 Citizen Science; Schneider, A.; Meisner, A.; Caselden, D.; Colin, G.; Goodman, S. et al.. (2020-01). «WISE J0830+2837: the first Y dwarf from Backyard Worlds: Planet 9» American Astronomical Society Meeting Abstracts #235 235: 132.06. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  61. ↑ «Spectral type codes» simbad.u-strasbg.fr (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  62. ↑ a b Burningham, Ben; Smith, L.; Cardoso, C. V.; Lucas, P. W.; Burgasser, A. J.; Jones, H. R. A.; Smart, R. L.. (2014-05-01). «The discovery of a T6.5 subdwarf» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 440 (1): 359–364.  doi:10.1093/mnras/stu184. ISSN 1365-2966. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  63. ↑ a b c Cruz, Kelle L.; Kirkpatrick, J. Davy; Burgasser, Adam J.. (2009-02-01). «Young L Dwarfs Identified in the Field: A Preliminary Low-Gravity, Optical Spectral Sequence from L0 to L5» The Astronomical Journal 137 (2): 3345–3357.  doi:10.1088/0004-6256/137/2/3345. ISSN 0004-6256. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  64. ↑ a b Looper, Dagny L.; Kirkpatrick, J. Davy; Cutri, Roc M.; Barman, Travis; Burgasser, Adam J.; Cushing, Michael C.; Roellig, Thomas; McGovern, Mark R. et al.. (2008-10-10). «Discovery of Two Nearby, Peculiar L Dwarfs from the 2MASS Proper Motion Survey: Young or Metal-Rich?» The Astrophysical Journal 686 (1): 528–541.  doi:10.1086/591025. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  65. ↑ a b c d Kirkpatrick, J. Davy; Looper, Dagny L.; Burgasser, Adam J.; Schurr, Steven D.; Cutri, Roc M.; Cushing, Michael C.; Cruz, Kelle L.; Sweet, Anne C. et al.. (2010-09-01). «Discoveries from a Near-infrared Proper Motion Survey using Multi-epoch 2MASS Data» The Astrophysical Journal Supplement Series 190 (1): 100–146.  doi:10.1088/0067-0049/190/1/100. ISSN 0067-0049. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  66. ↑ a b Faherty, Jacqueline K.; Riedel, Adric R.; Cruz, Kelle L.; Gagne, Jonathan; Filippazzo, Joseph C.; Lambrides, Erini; Fica, Haley; Weinberger, Alycia et al.. (2016-07-22). «Population Properties of Brown Dwarf Analogs to Exoplanets» The Astrophysical Journal Supplement Series 225 (1): 10.  doi:10.3847/0067-0049/225/1/10. ISSN 1538-4365. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  67. ↑ «Colour-magnitude data» www.stsci.edu (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  68. ↑ (Ingelesez) «Astronomers measure wind speed on a brown dwarf» EurekAlert! (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  69. ↑ (Ingelesez) «News Releases» HubbleSite.org (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  70. ↑ CNN, Ashley Strickland. «Astronomers clock extremely high winds on a 'failed star' outside of our solar system» CNN (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  71. ↑ a b Route, Matthew; Wolszczan, Alexander. (2016-10-14). «The Second Arecibo Search for 5 GHz Radio Flares from Ultracool Dwarfs» The Astrophysical Journal 830 (2): 85.  doi:10.3847/0004-637X/830/2/85. ISSN 1538-4357. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  72. ↑ Rutledge, Robert E.; Basri, Gibor; Martin, Eduardo; Bildsten, Lars. (2000-08-01). «Chandra Detection of an X-ray Flare from the Brown Dwarf LP 944-20» The Astrophysical Journal 538 (2): L141–L144.  doi:10.1086/312817. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  73. ↑ a b Berger, E.; Ball, S.; Becker, K. M.; Clarke, M.; Frail, D. A.; Fukuda, T. A.; Hoffman, I. M.; Kulkarni, S. R. et al.. (2001-02-16). «Discovery of Radio Emission from the Brown Dwarf LP944-20» arXiv:astro-ph/0102301 (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  74. ↑ (Ingelesez) information@eso.org. «Yes, it is the Image of an Exoplanet - Astronomers Confirm the First Image of a Planet Outside of Our Solar System» www.eso.org (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  75. ↑ Luhman, K. L.. (2013-03-20). «Discovery of a Binary Brown Dwarf at 2 Parsecs from the Sun» The Astrophysical Journal 767 (1): L1.  doi:10.1088/2041-8205/767/1/L1. ISSN 2041-8205. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  76. ↑ a b c d e «Chapter 18: Extrasolar Planets» web.archive.org 2010-12-30 (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  77. ↑ Route, Matthew. (2017-08-11). «Radio-flaring Ultracool Dwarf Population Synthesis» The Astrophysical Journal 845 (1): 66.  doi:10.3847/1538-4357/aa7ede. ISSN 1538-4357. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  78. ↑ Kao, Melodie; Hallinan, Gregg; Pineda, J. Sebastian; Stevenson, David; Burgasser, Adam. (2018-07-31). «The Strongest Magnetic Fields on the Coolest Brown Dwarfs» The Astrophysical Journal Supplement Series 237 (2): 25.  doi:10.3847/1538-4365/aac2d5. ISSN 1538-4365. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  79. ↑ Route, Matthew. (2017-07-12). «Is WISEP J060738.65+242953.4 Really A Magnetically Active, Pole-on L Dwarf?» The Astrophysical Journal 843 (2): 115.  doi:10.3847/1538-4357/aa78ab. ISSN 1538-4357. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  80. ↑ Route, Matthew. (2016-10-13). «The Discovery of Solar-like Activity Cycles Beyond the End of the Main Sequence?» The Astrophysical Journal 830 (2): L27.  doi:10.3847/2041-8205/830/2/L27. ISSN 2041-8213. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  81. ↑ (Ingelesez) information@eso.org. «Weighing Ultra-Cool Stars - Large Ground-Based Telescopes and Hubble Team-Up to Perform First Direct Brown Dwarf Mass Measurement» www.eso.org (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  82. ↑ Bouy, H.; Duchene, G.; Koehler, R.; Brandner, W.; Bouvier, J.; Martin, E. L.; Ghez, A.; Delfosse, X. et al.. (2004-08). «First determination of the dynamical mass of a binary L dwarf» Astronomy & Astrophysics 423 (1): 341–352.  doi:10.1051/0004-6361:20040551. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  83. ↑ Bedin, L. R.; Pourbaix, D.; Apai, D.; Burgasser, A. J.; Buenzli, E.; Boffin, H. M. J.; Libralato, M.. (2017-09). «Hubble Space Telescope astrometry of the closest brown dwarf binary system -- I. Overview and improved orbit» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 470 (1): 1140–1155.  doi:10.1093/mnras/stx1177. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  84. ↑ Luhman, K. L.. (2004-10-10). «The First Discovery of a Wide Binary Brown Dwarf» The Astrophysical Journal 614 (1): 398–403.  doi:10.1086/423666. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  85. ↑ Reipurth, Bo; Clarke, Cathie. (2002-08-30). «Brown Dwarfs as Ejected Stellar Embryos: Observational Perspectives» arXiv:astro-ph/0209005 (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  86. ↑ Faherty, Jacqueline K.; Goodman, Sam; Caselden, Dan; Colin, Guillaume; Kuchner, Marc J.; Meisner, Aaron M.; Gagne', Jonathan; Schneider, Adam C. et al.. (2020-02-04). «WISE2150-7520AB: A very low mass, wide co-moving brown dwarf system discovered through the citizen science project Backyard Worlds: Planet 9» The Astrophysical Journal 889 (2): 176.  doi:10.3847/1538-4357/ab5303. ISSN 1538-4357. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  87. ↑ a b (Ingelesez) Stassun, Keivan G.; Mathieu, Robert D.; Valenti, Jeff A.. (2006-03). «Discovery of two young brown dwarfs in an eclipsing binary system» Nature 440 (7082): 311–314.  doi:10.1038/nature04570. ISSN 0028-0836. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  88. ↑ a b Stassun, Keivan G.; Mathieu, Robert D.; Valenti, Jeff A.. (2007-08). «A Surprising Reversal of Temperatures in the Brown-Dwarf Eclipsing Binary 2MASS J05352184-0546085» The Astrophysical Journal 664 (2): 1154–1166.  doi:10.1086/519231. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  89. ↑ Farihi, J.; Christopher, M.. (2004-10). «A Possible Brown Dwarf Companion to the White Dwarf GD1400» The Astronomical Journal 128 (4): 1868–1871.  doi:10.1086/423919. ISSN 0004-6256. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  90. ↑ (Ingelesez) information@eso.org. «A Sub-Stellar Jonah - Brown Dwarf Survives Being Swallowed» www.eso.org (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  91. ↑ Casewell, S. L.; Braker, I. P.; Parsons, S. G.; Hermes, J. J.; Burleigh, M. R.; Belardi, C.; Chaushev, A.; Finch, N. L. et al.. (2018-05-01). «The first sub-70 minute non-interacting WD-BD system: EPIC212235321» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 476 (1): 1405–1411.  doi:10.1093/mnras/sty245. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  92. ↑ Longstaff, E. S.; Casewell, S. L.; Wynn, G. A.; Maxted, P. F. L.; Helling, Ch. (2017-10). «Emission lines in the atmosphere of the irradiated brown dwarf WD0137-349B» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 471 (2): 1728–1736.  doi:10.1093/mnras/stx1786. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  93. ↑ Grether, Daniel; Lineweaver, Charles H.. (2006-04). «How Dry is the Brown Dwarf Desert?: Quantifying the Relative Number of Planets, Brown Dwarfs and Stellar Companions around Nearby Sun-like Stars» The Astrophysical Journal 640 (2): 1051–1062.  doi:10.1086/500161. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  94. ↑ Rappaport, S.; Vanderburg, A.; Nelson, L.; Gary, B. L.; Kaye, T. G.; Kalomeni, B.; Howell, S. B.; Thorstensen, J. R. et al.. (2017-10). «WD 1202-024: The Shortest-Period Pre-Cataclysmic Variable» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 471 (1): 948–961.  doi:10.1093/mnras/stx1611. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  95. ↑ «When Is a Nova Not a ‘Nova’? When a White Dwarf and a Brown Dwarf Collide | ALMA» web.archive.org 2019-10-22 (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  96. ↑ Eyres, Stewart; Evans, Aneurin; Zijlstra, Albert; Avison, Adam; Gehrz, Robert; Hajduk, Marcin; Starrfield, Sumner; Mohamed, Shazrene et al.. (2018-09-26). «ALMA reveals the aftermath of a white dwarf--brown dwarf merger in CK Vulpeculae» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  doi:10.1093/mnras/sty2554. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  97. ↑ (Ingelesez) info@noirlab.edu. «Mapping Our Sun’s Backyard - Astronomers and citizen scientists produce the most complete 3D map of cool brown dwarfs in the Sun’s neighborhood» www.noirlab.edu (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  98. ↑ (Ingelesez) June 2012, Ian O'Neill 12. «Brown Dwarfs, Runts of Stellar Litter, Rarer than Thought» Space.com (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  99. ↑ Muzic, Koraljka; Schoedel, Rainer; Scholz, Alexander; Geers, Vincent C.; Jayawardhana, Ray; Ascenso, Joana; Cieza, Lucas A.. (2017-11). «The low-mass content of the massive young star cluster RCW 38» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 471 (3): 3699–3712.  doi:10.1093/mnras/stx1906. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  100. ↑ (Ingelesez) Apai, D.; Karalidi, T.; Marley, M. S.; Yang, H.; Flateau, D.; Metchev, S.; Cowan, N. B.; Buenzli, E. et al.. (2017-08). «Zones, spots, and planetary-scale waves beating in brown dwarf atmospheres» Science 357 (6352): 683–687.  doi:10.1126/science.aam9848. ISSN 0036-8075. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  101. ↑ (Ingelesez) August 2020, Chelsea Gohd 19. «Volunteers spot almost 100 cold brown dwarfs near our sun» Space.com (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  102. ↑ a b Apai, D.; Pascucci, I.; Bouwman, J.; Natta, A.; Henning, Th; Dullemond, C. P.. (2005-11-04). «The Onset of Planet Formation in Brown Dwarf Disks» Science 310 (5749): 834–836.  doi:10.1126/science.1118042. ISSN 0036-8075. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  103. ↑ Riaz, B.; Machida, M. N.; Stamatellos, D.. (2019-07-01). «ALMA reveals a pseudo-disc in a proto-brown dwarf» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 486 (3): 4114–4129.  doi:10.1093/mnras/stz1032. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  104. ↑ (Ingelesez) info@noirlab.edu. «Punching Above Its Weight - A Brown Dwarf Launches a Parsec-Scale Jet» www.noirlab.edu (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  105. ↑ Riaz, B.; Briceno, C.; Whelan, E.; Heathcote, S.. (2017-07-20). «First large scale Herbig-Haro jet driven by a proto-brown dwarf» The Astrophysical Journal 844 (1): 47.  doi:10.3847/1538-4357/aa70e8. ISSN 1538-4357. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  106. ↑ a b Bolmont, Emeline; Raymond, Sean N.; Leconte, Jérémy. (2011-11). «Tidal evolution of planets around brown dwarfs» Astronomy & Astrophysics 535: A94.  doi:10.1051/0004-6361/201117734. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  107. ↑ Luhman, K. L.; Adame, Lucia; D'Alessio, Paola; Calvet, Nuria; Hartmann, Lee; Megeath, S. T.; Fazio, G. G.. (2005-12-10). «Discovery of a Planetary-Mass Brown Dwarf with a Circumstellar Disk» The Astrophysical Journal 635 (1): L93–L96.  doi:10.1086/498868. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  108. ↑ «ESO - eso1248 - Even Brown Dwarfs May Grow Rocky Planets» web.archive.org 2012-12-03 (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  109. ↑ Joergens, V.; Mueller, A.. (2007-09-10). «16-20 Jupiter mass RV companion orbiting the brown dwarf candidate ChaHa8» The Astrophysical Journal 666 (2): L113–L116.  doi:10.1086/521825. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  110. ↑ Joergens, V.; Mueller, A.; Reffert, S.. (2010-10). «Improved radial velocity orbit of the young binary brown dwarf candidate ChaHa8» Astronomy and Astrophysics 521: A24.  doi:10.1051/0004-6361/201014853. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  111. ↑ Bennett, D. P.; Bond, I. A.; Udalski, A.; Sumi, T.; Abe, F.; Fukui, A.; Furusawa, K.; Hearnshaw, J. B. et al.. (2008-09). «A Low-Mass Planet with a Possible Sub-Stellar-Mass Host in Microlensing Event MOA-2007-BLG-192» The Astrophysical Journal 684 (1): 663–683.  doi:10.1086/589940. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  112. ↑ Pascucci, Ilaria; Herczeg, Greg; Carr, John; Bruderer, Simon. (2013-12-04). «The Atomic and Molecular Content of Disks Around Very Low-mass Stars and Brown Dwarfs» The Astrophysical Journal 779 (2): 178.  doi:10.1088/0004-637X/779/2/178. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  113. ↑ He, Matthias Y.; Triaud, Amaury H. M. J.; Gillon, Michaël. (2017-01-21). «First limits on the occurrence rate of short-period planets orbiting brown dwarfs» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 464 (3): 2687–2697.  doi:10.1093/mnras/stw2391. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  114. ↑ Barnes, Rory; Heller, Rene. (2013-03). «Habitable Planets Around White and Brown Dwarfs: The Perils of a Cooling Primary» Astrobiology 13 (3): 279–291.  doi:10.1089/ast.2012.0867. ISSN 1531-1074. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  115. ↑ Maxted, P. F. L.; Napiwotzki, R.; Dobbie, P. D.; Burleigh, M. R.. (2006-08). «Survival of a brown dwarf after engulfment by a red giant star» Nature 442 (7102): 543–545.  doi:10.1038/nature04987. ISSN 0028-0836. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  116. ↑ «Answered Question « Ask an Astrobiologist « NASA Astrobiology» archive.ph 2012-12-13 (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  117. ↑ Whelan, Emma T.; Ray, Thomas P.; Bacciotti, Francesca; Natta, Antonella; Testi, Leonardo; Randich, Sofia. (2005-06). «A resolved outflow of matter from a Brown Dwarf» Nature 435 (7042): 652–654.  doi:10.1038/nature03598. ISSN 0028-0836. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  118. ↑ Basri, Gibor; Martin, Eduardo. (1999-11). «PPl 15: The First Brown Dwarf Spectroscopic Binary» The Astronomical Journal 118 (5): 2460–2465.  doi:10.1086/301079. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  119. ↑ Bouy, H.; Martin, E. L.; Brandner, W.; Bouvier, J.. (2005-01). «A possible third component in the L dwarf binary system DENIS-P J020529.0-115925 discovered with the Hubble Space Telescope» The Astronomical Journal 129 (1): 511–517.  doi:10.1086/426559. ISSN 0004-6256. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  120. ↑ a b Burningham, Ben; Pinfield, D. J.; Leggett, S. K.; Tamura, M.; Lucas, P. W.; Homeier, D.; Day-Jones, A.; Jones, H. R. A. et al.. (2008-11-21). «Exploring the substellar temperature regime down to ~550K» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 391 (1): 320–333.  doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13885.x. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  121. ↑ Route, Matthew; Wolszczan, Alex. (2012-03-10). «The Arecibo Detection of the Coolest Radio-flaring Brown Dwarf» The Astrophysical Journal 747 (2): L22.  doi:10.1088/2041-8205/747/2/L22. ISSN 2041-8205. (Noiz kontsultatua: 2021-06-07).
  122. ↑  doi:10.1093/mnras/stx350. Bibcode: 2017MNRAS.468..261Z..
  123. ↑  doi:10.3847/1538-3881/abeb67..
  124. ↑ .
  125. ↑ .

Kanpo estekak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

"https://eu.wikipedia.org/w/index.php?title=Nano_marroi&oldid=9388633"(e)tik eskuratuta