브라운 드워프는 무엇입니까?

갈색 왜성은 매우 큰 행성이나 매우 작은 별의 가장자리에있는 몸입니다. 갈색 왜성은 13에서 약 90 목성 질량의 범위입니다. International Astronomical Union은 13 개의 목성 질량에서 큰 행성과 작은 갈색 왜성 사이의 경계를 정합니다. 왜냐하면 이것은 중성자 핵융합에 필요한 질량 임계 값이기 때문입니다.

듀 트리움은 수소의 동위 원소로 일반적인 수소처럼 양성자 만이 아니라 핵에 중성자를 포함하며 가장 쉬운 형태의 융합 원자입니다. 예를 들어 목성이 10,000 개에 6 개의 원자 인 일반적인 수소와 비교할 때 듀륨은 매우 드물기 때문에 진정한 별을 형성하기에는 충분하지 않기 때문에 갈색 왜소는 종종 "실패 별"이라고 불립니다.

약 0.075 태양 질량, 또는 90 목성 질량에서, 갈색 왜소는 우리 태양과 같은 주 계열성보다 훨씬 느린 속도이지만 정상적인 수소를 융합 할 수있게됩니다. 태양 왜성으로 약 1 / 10,000 개의 별인 적색 왜성을 만듭니다. 갈색 왜소는 일반적으로 광도를 거의 또는 전혀 나타내지 않으며, 압축으로 인한 온도뿐만 아니라 그 안에 포함 된 방사성 요소를 통해 주로 열을 발생시킵니다. 갈색 왜소는 매우 어둡기 때문에 멀리서 관찰하기가 어렵고 수백 명만 알려져 있습니다. 최초의 갈색 난쟁이 1995 년에 확인되었습니다. 갈색 왜성에 제안 된 다른 이름은 "substar"입니다.

갈색 왜소의 흥미로운 특성은 질량이 목성의 최대 90 배에 달하더라도 그들 모두가 거의 목성의 반경과 거의 같은 반경을 가지고 있다는 것입니다. 질량 범위의 낮은 범위에서 갈색 왜성 부피는 Columb 압력에 의해 결정되며,이 압력은 행성 및 기타 저 질량 물체의 부피도 결정합니다. 질량 스케일의 더 높은 범위에서, 부피는 전자 축퇴 압력에 의해 결정된다-즉, 전자 껍질이 붕괴되지 않으면 서 원자는 가능한 한 밀접하게 함께 가압된다.

이 두 배열의 물리학은 밀도가 증가함에 따라 반경이 대략 유지되도록합니다. 갈색 왜성 덩어리의 상한선을 넘어서 추가 질량이 추가되면, 부피가 다시 증가하기 시작하여 태양의 반경에 가까운 반경을 가진 큰 천체가 생성됩니다.