茶色の小人とは何ですか？

茶色の小人は、非常に大きな惑星または非常に小さな星であるという端にある体です。 茶色の小人の範囲は13から約90の木星の質量です。 国際天文学連合は、13の木星の大衆に大きな惑星と小さな茶色の小人の間に境界を置いています。

Deutriumは、一般的な水素のように陽子だけでなく、核の中性子を含む水素の同位体であり、融合する最も簡単なタイプの原子です。 原言語は一般的な水素と比較して非常にまれであるため、たとえば木星の場合は10,000の6原子 - 真の星の形成には十分ではないため、茶色の小人はしばしば「失敗した星」と呼ばれます。

約0.075の太陽質量、または90の木星塊で、茶色の小人は、太陽のような主要なシーケンススターよりもはるかに遅い速度ではあるものの、通常の水素を融合させることができます。 茶色d一般的には、一般的には光度がほとんどまたはまったく表示されず、主にそれらの中に含まれる放射性要素を介して熱を発生させ、圧縮による温度を発生させます。 茶色の小人は非常に薄暗いので、遠くからそれらを観察することは困難であり、数百しか知られていません。 最初の茶色の小人は1995年に確認されました。茶色の小人向けに提案された代替名は「サブサブ」でした。

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茶色の小人の興味深い特性は、それらの質量が木星の最大90倍の範囲であっても、それらの間でわずか10％から15％の分散しかない、ジュピターの半径とほぼ同じ半径を持っていることです。 マススケールの低い範囲では、茶色のドワーフ容積はコロンブ圧によって決定され、惑星やその他の低質量オブジェクトの体積も決定されます。 質量スケールのより高い範囲では、体積は電子変性圧によって決定されます - つまり、原子は電子シェルが崩壊することなく、可能な限り密接に圧迫されました。

これら2つの配置の物理学は、密度が増加すると半径が大まかに維持されるようなものです。 茶色のd星の塊の上限を超えて追加の質量が追加されると、体積が再び増加し始め、私たちの太陽のそれに近い半径を持つ大きな天体を生成します。