Brown dwarf
http://dbpedia.org/resource/Brown_dwarf an entity of type: Thing
Braune Zwerge sind Himmelskörper, die eine Sonderstellung zwischen Sternen und Planeten einnehmen. Ihre Massen sind weniger als 75 Jupitermassen und reichen daher nicht aus, um wie in den leichtesten Sternen, den Roten Zwergen, eine Wasserstofffusion in ihrem Inneren in Gang zu setzen. Andererseits sind sie mit mindestens 13 Jupitermassen (d. h. massereicher als planetare Gasriesen) schwer genug für den Beginn der Deuteriumfusion.
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Ένας φαιός (καφέ) νάνος (ή καστανός νάνος) δεν είναι ούτε πλανήτης ούτε αστέρας. Χαρακτηρίζεται ως υποαστρικό σώμα και αποτελεί κατά κάποιο τρόπο έναν «αποτυχημένο αστέρα». Λόγω της πολύ μικρής του μάζας, η θερμοκρασία και η πίεση στον πυρήνα του δεν είναι αρκετά υψηλές ώστε να ξεκινήσουν ή να διατηρήσουν τις θερμοπυρηνικές αντιδράσεις. Αλλά σε αντίθεση με τους πλανήτες, ακτινοβολεί λίγο μέσω της δικής του θερμότητας. Ένας φαιός νάνος θα μπορούσε για κάποια εποχή να είχε ξεκινήσει αντιδράσεις θερμοπυρηνικής σύντηξης, αλλά να μην είχε φτάσει ποτέ σε μια σταθερή κατάσταση, με αποτέλεσμα τελικά να σβήσει.
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Bruna nano estas kompakta astronomia objekto, kiu havas mason inter 13- kaj 75-obla maso de Jupitero kaj tiel okupas eksterordinaran pozicion inter planedoj kaj steloj. Tio ankaŭ validas por la procesoj okazantaj en la interno. Brunaj nanoj estas pli masoriĉaj ol planedaj gasgigantoj kaj pli masomalriĉaj ol stelaj ruĝaj nanoj.
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Rinn neimhe níos mó ná pláinéad agus níos lú ná réalta, is abhac donn é. An tslí a gcruthaítear abhac donn, chuirfeadh sé cruthú réalta i gcuimhne duit ar shlí, ach de cheal maise ní thagann a dhóthain teasa san abhac donn riamh chun go dtosódh an hidrigin ar chomhleá ann. Is deacair abhac donn a bhrath, agus go dtí seo níl ach líon beag reann neimhe aimsithe i mBealach na Bó Finne ar féidir gur abhaic dhonna iad. Mar gheall ar a laghad mais atá iontu é sin, agus iad a bheith ina n-aonar.
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褐色矮星 (かっしょくわいせい、英: brown dwarf）とは、その質量が木星型惑星より大きく、赤色矮星より小さな超低質量天体の分類である。軽水素 (1H) の核融合を起こすには質量が小さすぎるために恒星になることができない亜恒星天体の分類の一つである。
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Een bruine dwerg is een hemellichaam met een massa die kleiner is dan een ster, maar groter dan een gasreus.
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Кори́чневий ка́рлик (в астрономії) — самосвітний об'єкт, переважним джерелом енергії для якого є гравітаційне стиснення, хоча деяку роль можуть відігравати й термоядерні реакції.
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棕矮星是質量介於最重的氣態巨行星和最輕的恆星之間的一種次恆星，具體而言，質量介於13至75或80倍木星質量 ，或大約2.5×1028 kg 至大約1.5×1029 kg。低於這個範圍的是次棕矮星（有時被稱為流浪行星），質量在這之上的是最輕的恆星紅矮星。棕矮星可能只有對流，而沒有分層或化學分化深度。 不同於主序帶上的恆星，棕矮星的質量不足以維持核心中氫（1H）融合成氦的核融合反應。然而，它們介於13 MJ和65 MJ之間的質量，被認為可以進行氘（2H）和鋰（7Li）的核融合。人們還在爭議能否不以核融合反應來定義，而以形成的過程更好的定義棕矮星。 恆星都按照光譜來分類，棕矮星的光譜分類為M、L、T和Y型 。儘管它們都被稱為棕矮星，但仍然有著不同的顏色。以人眼能看見的許多棕矮星，它們可能是橙色或紅色。在可見光的波長範圍內，棕矮星都很黯淡。 已知有行星環繞的棕矮星有2M1207b、MOA-2007-BLG-192Lb、和J044144b。 距離地球最近的棕矮星是在2013年發現的盧曼16，這是距離6.5光年的一對聯星。截至2017年12月，在NASA的檔案中質量最大的系外行星是HR 2562 b，估計質量在30±15 MJ，已經超過行星和棕矮星質量分界（13 MJ）的兩倍多。
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الأقزام البنية هي أجرام دون نجمية والتي تمتلك كتلة بين كتلة أثقل الكواكب من فئة العملاق الغازي وبين كتلة أخف النجوم أو تقريبا 13 إلى 75-80 كتلة المشتري أو بما يساوي 2.5×1028 kg . أقل من هذه الكتلة هي الأجرام دون الأقزام البنية وفوقها هي الأقزام الحمراء الخفيفة. عادة ما تكون الأقزام البنية ذات الحمل (حمل حراري) بدون طبقات أو دون تباين كيميائي في العمق.
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Una nana marró és un estel de dimensions reduïdes, que es caracteritza per no tenir la suficient massa per iniciar les reaccions termonuclears de fusió d'hidrogen, però produeix una emissió important en l'infraroig. No obstant això, gairebé no té diferenciació química segons la profunditat, ja que ha patit en algun moment de la seva vida convecció des de la superfície fins al seu centre a causa de febles reaccions de fusió d'isòtops residuals. El límit superior de masses és relativament ben conegut, estant comprès entre les 75 i les 80 masses jovianes, segons el grau de metal·licitat. Pel que fa al límit inferior que les separaria dels gegants gasosos més massius, aquest seria el d'unes 13 , moment a partir del qual l'objecte és capaç de fusionar tot el seu deuteri. A partir de 65 , a
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Hnědý trpaslík je subhvězdný objekt, který nevyzařuje světlo a energii díky termonukleárním reakcím jako hvězdy hlavní posloupnosti, ale má vodivý povrch a jádro. V jádře sice může dočasně probíhat syntéza helia z deuteria, ale teplota a tlak nestačí na to, aby mohlo dojít k syntéze těžších prvků z (běžného) lehkého vodíku.
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Brown dwarfs (also called failed stars) are substellar objects that are not massive enough to sustain nuclear fusion of ordinary hydrogen (1H) into helium in their cores, unlike a main-sequence star. Instead, they have a mass between the most massive gas giant planets and the least massive stars, approximately 13 to 80 times that of Jupiter (MJ). However, they can fuse deuterium (2H), and the most massive ones (> 65 MJ) can fuse lithium (7Li).
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Las enanas marrones son objetos subestelares que no son lo suficientemente masivos como para mantener reacciones nucleares continuas de fusión del hidrógeno-1 en su núcleo, a diferencia de las estrellas de la secuencia principal. Las enanas marrones ocupan el rango de masas entre los planetas gigantes gaseosos más pesados y las estrellas más ligeras, con un límite superior de masas relativamente bien conocido, estando comprendido entre las 75 y las 80 masas jovianas , según el grado de metalicidad. Las enanas marrones más pesadas que 13 se cree que fusionan deuterio y que las mayores de 65 fusionan litio. A partir de 65 , además de deuterio también queman tritio. Sin embargo, apenas tienen diferenciación química según la profundidad, ya que han sufrido en algún momento de su vida convecc
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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. 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. 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.
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Katai cokelat adalah jenis objek subbintang yang memiliki massa antara planet raksasa gas dan bintang, yaitu antara 13 sampai 75-80 kali massa Jupiter, atau 2.5 × 1028 kg hingga 1,5 × 1029 kg. Di bawah jumlah ini ada objek bernama (kadang-kadang disebut planet pengembara), dan di atasnya terdapat katai merah. Katai cokelat mungkin sepenuhnya konvektif, tetapi tidak memiliki struktur lapisan atau perbedaan kedalaman secara kimiawi. Ada planet yang diketahui mengorbit katai cokelat, seperti 2M1207b, MOA-2007-BLG-192Lb, dan .
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Une naine brune est, d'après la définition provisoire adoptée, en 2003, par l'Union astronomique internationale, un objet substellaire dont la vraie masse est inférieure à la masse minimale nécessaire à la fusion thermonucléaire de l'hydrogène mais supérieure à celle nécessaire à la fusion thermonucléaire du deutérium, correspondant à une masse située entre 13 MJ et 75 MJ. En d'autres termes, il s'agit d'un objet insuffisamment massif pour être considéré comme une étoile mais plus massif qu'une planète géante. Il y a un accord sur la limite supérieure en deçà de laquelle une naine brune ne peut entretenir la réaction de fusion nucléaire de l'hydrogène : moins de 0,07 masse solaire pour une composition chimique solaire. La limite inférieure quant à elle ne fait pas unanimité ; un critère co
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Le nane brune sono un tipo particolare di oggetto celeste, aventi una massa più grande di quella di un pianeta, ma più piccola del 7,5-8% della massa del Sole, corrispondente a 75–80 MJ (masse gioviane), che è considerata la massa minima perché abbia luogo la fusione dell'idrogeno-1 propria delle stelle. Il limite minimo che separa i giganti gassosi massicci e le sub-nane brune dalle nane brune è di circa 13 MJ, limite superato il quale avviene la fusione del deuterio, mentre oltre le ~65 MJ avviene anche la fusione del litio.
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갈색왜성(褐色矮星, brown dwarf)은 제일 무거운 가스행성과 가장 가벼운 항성 사이 질량 범위에 존재하는 이다. 그 질량 범위는 최소 목성질량의 13배(약 2.5×1028 kg)에서 최대 75~80배(대략 1.5×1029 kg) 사이이다. 이 범위의 바로 아래 천체는 준갈색왜성(떠돌이 행성으로 불릴 때도 있다.)이며, 바로 위는 가장 가벼운 적색왜성이다. 갈색왜성은 내부가 화학적으로 분화되거나 여러 층을 이루지 않고, 전부 대류층으로 되어 있을 것이다. 주계열상의 항성들과는 달리 갈색왜성은 질량이 작아서 중심핵에서 일반적인 경수소(1H)를 헬륨으로 핵융합할 수 없다. 그러나 갈색왜성의 질량이 목성의 13배가 넘으면 중수소(2H)를, 65배가 넘어가면 리튬(7Li)을 핵융합할 수 있다고 여겨진다. 다만 상기 임계질량값은 논쟁의 대상이다. 갈색왜성을 생성과정과 핵융합 반응 중 어느 쪽에 기준하여 정의할 것인지도 논의되고 있다.
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Brązowy karzeł – obiekt gwiazdopodobny o masie zbyt małej (poniżej ok. 8% masy Słońca – 80 mas Jowisza), by mogły zachodzić w nim reakcje przemiany wodoru w hel, które są głównym źródłem energii gwiazd ciągu głównego. Od planet-olbrzymów odróżnia je to, że są zdolne do syntezy deuteru przynajmniej na początku swojego istnienia. Brązowe karły często występują samotnie w przestrzeni. Określa się je czasem (potocznie) mianem „niewypałów”, „superplanet”, bądź „nieudanych gwiazd”.
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Uma anã marrom (português brasileiro) ou anã castanha (português europeu) é um corpo celeste cujo tamanho está entre o de planetas gigantes como Júpiter e o de estrelas pequenas, não sendo grandes o suficiente para iniciar a fusão do hidrogênio em seu núcleo e possuindo baixa luminosidade. Sendo que a sua massa é superior à de um planeta, mas não tão massiva quanto a de uma estrela, as anãs marrons são consideradas estrelas fracassadas. Por causa dessa característica que são vistas como o “elo perdido” entre planetas gigantes gasosos e estrelas.
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Коричневые карлики (или бурые карлики) — субзвёздные объекты, которые обладают промежуточными физическими характеристиками между планетами и звёздами. Их массы лежат в диапазоне приблизительно от 0,013 до 0,075 M⊙. Коричневые карлики могут поддерживать термоядерные реакции в своих недрах, но мощность реакций в них никогда не сравнивается с их собственной светимостью, поэтому такие объекты не выходят на постоянную светимость, как звёзды, а сжимаются и тускнеют.
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Bruna dvärgar är stjärnobjekt som har en massa mindre än de lättaste stjärnorna och större än de tyngsta gasjättarna. Massan är för låg för att kärnreaktioner av väte i dess centrum skall kunna komma igång. Däremot tros de kunna fusionera deuterium och förbränna litium, och avger svagt ljus på de synliga våglängderna.
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قزم بني
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Nana marró
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Hnědý trpaslík
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Brauner Zwerg
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Φαιός νάνος
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Bruna nano
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Enana marrón
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Brown dwarf
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Nano marroi
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Abhac donn
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Katai cokelat
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Naine brune
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Nana bruna
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褐色矮星
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갈색왜성
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Bruine dwerg
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Brązowy karzeł
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Коричневый карлик
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Anã marrom
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Brun dvärg
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Коричневий карлик
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棕矮星
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right
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Artist's concept of a T-type brown dwarf
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Comparison: most brown dwarfs are slightly larger than Jupiter , but are still up to 80 times more massive due to greater density. Image is to scale, with Jupiter's radius being 10 times that of Earth, and the Sun's radius is 10 times that of Jupiter.
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June 2021
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vertical
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Brown_Dwarf_Comparison_2020.png
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Artist’s conception of a brown dwarf like 2MASSJ22282889-431026.jpg
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similar to planetary
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الأقزام البنية هي أجرام دون نجمية والتي تمتلك كتلة بين كتلة أثقل الكواكب من فئة العملاق الغازي وبين كتلة أخف النجوم أو تقريبا 13 إلى 75-80 كتلة المشتري أو بما يساوي 2.5×1028 kg . أقل من هذه الكتلة هي الأجرام دون الأقزام البنية وفوقها هي الأقزام الحمراء الخفيفة. عادة ما تكون الأقزام البنية ذات الحمل (حمل حراري) بدون طبقات أو دون تباين كيميائي في العمق. على عكس النجوم في النسق الأساسي (والتي من ضمنها الشمس) فإن الأقزام البنية ليست ضخمة كفاية لتحقيق الإندماج النووي للهيدروجين العادي إلى الهيليوم في قلب النجم. إلا أنهم قادرين على دمج الديوتيروم والليثيوم إن تخطت كتلتهم 13-65 ضعف كتلة المشتري. يتناقش العلماء أيضا ما إذا كانت الأقزام البنية يجب أن تُصنف طبقا لعملية تكوينها بدلا من تفاعلات الاندماج النووي بها. تقسم النجوم حسب التقسيم الطيفي وتوجد الأقزام البنية كأنواع M, L, T,Y. وعلى الرغم من اسمها فإن الأقزام البنية تتواجد بألوان مختلفة. تظهر العديد من الأقزام البنية باللون الماجنتي للعين البشرية أو أحيانا برتقالي أو أحمر. الأقزام البنية ليست مضيئة جدا في الأطوال الموجية للضوء المرئي. يقع أقرب قزم بني وهو لومان 16 على بعد 6.5 سنة ضوئية من الشمس وهو نظام ثنائي من الأقزام البنية والمكتشف في عام 2013. يُصنف القزم البني HR 2562 b على أنه الكوكب الخارجي الأكبر (منذ ديسمبر 2017) في تصنيف ناسا للكواكب خارج المجموعة الشمسية على الرغم من أن كتلته تساوي تقريبا 30 ضعف كتلة المشتري أي ضعف الكتلة المطلوبة للحد بين الكواكب والأقزام البنية.
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Una nana marró és un estel de dimensions reduïdes, que es caracteritza per no tenir la suficient massa per iniciar les reaccions termonuclears de fusió d'hidrogen, però produeix una emissió important en l'infraroig. No obstant això, gairebé no té diferenciació química segons la profunditat, ja que ha patit en algun moment de la seva vida convecció des de la superfície fins al seu centre a causa de febles reaccions de fusió d'isòtops residuals. El límit superior de masses és relativament ben conegut, estant comprès entre les 75 i les 80 masses jovianes, segons el grau de metal·licitat. Pel que fa al límit inferior que les separaria dels gegants gasosos més massius, aquest seria el d'unes 13 , moment a partir del qual l'objecte és capaç de fusionar tot el seu deuteri. A partir de 65 , a més de deuteri també cremen el liti. La crema del deuteri es produeix en la seva joventut i és possible causa de la seva baixa temperatura de fusió, uns 100.00000 K. Atès que el deuteri és un combustible minoritari que desapareix ràpidament, aquesta reacció no pot sostenir el col·lapse. Les nanes marrons segueixen brillant per un temps degut a la calor residual de les reaccions i a la lenta contracció de la matèria que les forma. Les nanes marrons continuaran contraient i refredant-se fins a arribar a l'equilibri. Es creu que les nanes marrons són estrelles "fallides», ja que contenen els mateixos materials que un estel com el Sol, però amb molt poca massa per brillar. Són molt semblants als planetes gasosos, no són del tot planetes però no són del tot estrelles. Es diferencia dels estels pròpiament dits, en què la transmissió d'energia des del nucli es produeix per convecció en comptes de per radiació, fet que els assimila a un planeta, però es diferencien d'aquest en què sí que hi ha producció d'energia nuclear per la formació de deuteri. Quan aquestes es troben en l'halo galàctic es classifiquen en la seva detecció com a MACHO. La seva detecció és molt difícil a causa de la poca radiació que emeten i només es detecten a partir dels efectes del camp gravitacional.
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Hnědý trpaslík je subhvězdný objekt, který nevyzařuje světlo a energii díky termonukleárním reakcím jako hvězdy hlavní posloupnosti, ale má vodivý povrch a jádro. V jádře sice může dočasně probíhat syntéza helia z deuteria, ale teplota a tlak nestačí na to, aby mohlo dojít k syntéze těžších prvků z (běžného) lehkého vodíku. Vyzařuje rádiové a infračervené záření, někdy také viditelné světlo o velmi dlouhé vlnové délce, tj. červené světlo. Název hnědý trpaslík zavedla Jill Tarterová, aby odlišila tyto subhvězdné objekty od červených trpaslíků, což jsou skutečné, i když málo hmotné hvězdy. Mléčná dráha může mít až 100 miliard hnědých trpaslíků.
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Braune Zwerge sind Himmelskörper, die eine Sonderstellung zwischen Sternen und Planeten einnehmen. Ihre Massen sind weniger als 75 Jupitermassen und reichen daher nicht aus, um wie in den leichtesten Sternen, den Roten Zwergen, eine Wasserstofffusion in ihrem Inneren in Gang zu setzen. Andererseits sind sie mit mindestens 13 Jupitermassen (d. h. massereicher als planetare Gasriesen) schwer genug für den Beginn der Deuteriumfusion.
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Ένας φαιός (καφέ) νάνος (ή καστανός νάνος) δεν είναι ούτε πλανήτης ούτε αστέρας. Χαρακτηρίζεται ως υποαστρικό σώμα και αποτελεί κατά κάποιο τρόπο έναν «αποτυχημένο αστέρα». Λόγω της πολύ μικρής του μάζας, η θερμοκρασία και η πίεση στον πυρήνα του δεν είναι αρκετά υψηλές ώστε να ξεκινήσουν ή να διατηρήσουν τις θερμοπυρηνικές αντιδράσεις. Αλλά σε αντίθεση με τους πλανήτες, ακτινοβολεί λίγο μέσω της δικής του θερμότητας. Ένας φαιός νάνος θα μπορούσε για κάποια εποχή να είχε ξεκινήσει αντιδράσεις θερμοπυρηνικής σύντηξης, αλλά να μην είχε φτάσει ποτέ σε μια σταθερή κατάσταση, με αποτέλεσμα τελικά να σβήσει.
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Bruna nano estas kompakta astronomia objekto, kiu havas mason inter 13- kaj 75-obla maso de Jupitero kaj tiel okupas eksterordinaran pozicion inter planedoj kaj steloj. Tio ankaŭ validas por la procesoj okazantaj en la interno. Brunaj nanoj estas pli masoriĉaj ol planedaj gasgigantoj kaj pli masomalriĉaj ol stelaj ruĝaj nanoj.
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Brown dwarfs (also called failed stars) are substellar objects that are not massive enough to sustain nuclear fusion of ordinary hydrogen (1H) into helium in their cores, unlike a main-sequence star. Instead, they have a mass between the most massive gas giant planets and the least massive stars, approximately 13 to 80 times that of Jupiter (MJ). However, they can fuse deuterium (2H), and the most massive ones (> 65 MJ) can fuse lithium (7Li). Astronomers classify self-luminous objects by spectral class, a distinction intimately tied to the surface temperature, and brown dwarfs occupy types M, L, T, and Y. As brown dwarfs do not undergo stable hydrogen fusion, they cool down over time, progressively passing through later spectral types as they age. Despite their name, to the naked eye, brown dwarfs would appear in different colors depending on their temperature. The warmest ones are possibly orange or red, while cooler brown dwarfs would likely appear magenta or black to the human eye. Brown dwarfs may be fully convective, with no layers or chemical differentiation by depth. Though their existence was initially theorized in the 1960s, it was not until the mid-1990s that the first unambiguous brown dwarfs were discovered. As brown dwarfs have relatively low surface temperatures, they are not very bright at visible wavelengths, emitting most of their light in the infrared. However, with the advent of more capable infrared detecting devices, thousands of brown dwarfs have been identified. The nearest-known brown dwarfs are located in the Luhman 16 system, a binary of L- and T-type brown dwarfs about 6.5 light-years (2.0 parsecs) away from the Sun. Luhman 16 is the third closest system to the Sun after Alpha Centauri and Barnard's Star.
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Las enanas marrones son objetos subestelares que no son lo suficientemente masivos como para mantener reacciones nucleares continuas de fusión del hidrógeno-1 en su núcleo, a diferencia de las estrellas de la secuencia principal. Las enanas marrones ocupan el rango de masas entre los planetas gigantes gaseosos más pesados y las estrellas más ligeras, con un límite superior de masas relativamente bien conocido, estando comprendido entre las 75 y las 80 masas jovianas , según el grado de metalicidad. Las enanas marrones más pesadas que 13 se cree que fusionan deuterio y que las mayores de 65 fusionan litio. A partir de 65 , además de deuterio también queman tritio. Sin embargo, apenas tienen diferenciación química según la profundidad, ya que han sufrido en algún momento de su vida convección desde la superficie hasta su centro a causa de débiles reacciones de fusión de isótopos residuales. La quema del deuterio se produce en su juventud y es posible debido a su baja temperatura de fusión, unos 100.000 K. Dado que el deuterio es un combustible minoritario que desaparece rápidamente, dicha reacción no puede sostener el colapso gravitatorio. Las enanas marrones siguen brillando por un tiempo debido al calor residual de las reacciones y a la lenta contracción de la materia que las forma. Las enanas marrones continuarán contrayéndose y enfriándose hasta llegar al equilibrio. Se cree que las enanas marrones son estrellas «fallidas», ya que contienen los mismos materiales que una estrella como el Sol, pero con muy poca masa para brillar. Son muy parecidas a los planetas gaseosos; no son del todo planetas, pero tampoco son estrellas. Las diferencias que definen a una enana marrón de masa muy baja de un gigante de gas (~13 ) son cuestiones de debate. Una escuela de pensamiento se basa en la formación; la otra, en la física del interior. Una parte de las preocupaciones del debate es si las "enanas marrones" deben, por definición, haber experimentado la fusión en algún momento de su historia. Las estrellas se clasifican por la clase espectral, siendo las enanas marrones designadas como de tipos M, L, T e Y. A pesar de su nombre, las enanas marrones son de diferentes colores. Muchas enanas marrones es probable que aparezcan como magenta para el ojo humano, o posiblemente naranjas o rojas. Las enanas marrones no son muy luminosas en longitudes de onda visibles. Algunos planetas conocidos que orbitan enanas marrones son: 2M1207 b, MOA-2007-BLG-192-L b y 2MASS J044144. A una distancia de unos 6,5 años luz, la enana marrón más cercana conocida es Luhman 16, un sistema binario de enanas marrones descubierto en 2013. DENIS-P J082303.1-491201 b está enumerado como el exoplaneta más masivo conocido (a partir de marzo de 2014) en el archivo de exoplanetas de la NASA, a pesar de tener una masa (28,5 ± 1,9 ) más de dos veces que el punto de corte de 13 masas jovianas entre planetas y enanas marrones.
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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. 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. 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. Nano marroiak euren eraketa prozesuak hobeto definituko ote lituzkeen ere eztabaidatzen da, fusio nuklearraren erreakzioetan oinarritutako masa muga teorikoek baino. Interpretazio honen arabera, nano marroiak izar eraketa prozesuko masa txikieneko produktuak irudikatzen dituzten objektuak dira, planetak izar bat inguratzen duen batean eratutako objektuak diren bitartean. Uste denez, aurkitutako objektu libre hotzenek, kasu, baita ezagutzen diren masa txikiagoko objektu gazteek ere, 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, , , eta 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. 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. Beroenak, ziuraski, laranjatuak edo gorriak dira, nano marroirik hotzenek, giza begiarentzat, magenta itxura izango luketen bitartean. Nano marroiak erabat konbektiboak izan daitezke, geruzarik eta sakontasunaren araberako bereizketa kimikorik gabe. 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 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.
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Rinn neimhe níos mó ná pláinéad agus níos lú ná réalta, is abhac donn é. An tslí a gcruthaítear abhac donn, chuirfeadh sé cruthú réalta i gcuimhne duit ar shlí, ach de cheal maise ní thagann a dhóthain teasa san abhac donn riamh chun go dtosódh an hidrigin ar chomhleá ann. Is deacair abhac donn a bhrath, agus go dtí seo níl ach líon beag reann neimhe aimsithe i mBealach na Bó Finne ar féidir gur abhaic dhonna iad. Mar gheall ar a laghad mais atá iontu é sin, agus iad a bheith ina n-aonar.
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Une naine brune est, d'après la définition provisoire adoptée, en 2003, par l'Union astronomique internationale, un objet substellaire dont la vraie masse est inférieure à la masse minimale nécessaire à la fusion thermonucléaire de l'hydrogène mais supérieure à celle nécessaire à la fusion thermonucléaire du deutérium, correspondant à une masse située entre 13 MJ et 75 MJ. En d'autres termes, il s'agit d'un objet insuffisamment massif pour être considéré comme une étoile mais plus massif qu'une planète géante. Il y a un accord sur la limite supérieure en deçà de laquelle une naine brune ne peut entretenir la réaction de fusion nucléaire de l'hydrogène : moins de 0,07 masse solaire pour une composition chimique solaire. La limite inférieure quant à elle ne fait pas unanimité ; un critère couramment retenu est la capacité à fusionner le deutérium, soit environ 13 masses MJ. La classification spectrale des naines brunes a motivé une extension de celle des étoiles : elles ont pour type spectral M (rouge), L, T, voire Y pour les plus froides. L'énergie lumineuse d'une naine brune est quasi exclusivement tirée de l'énergie potentielle gravitationnelle, transformée en énergie interne par contraction, contrairement à une étoile de la séquence principale qui tire son énergie des réactions nucléaires. La contraction s'achève lorsque se produit la dégénérescence de la matière, la naine brune a alors un diamètre de l'ordre de celui de la planète Jupiter. En l'absence d'autre source d'énergie, une naine brune se refroidit au cours de son existence, et parcourt les types spectraux M, L et T ; ceci diffère d'une étoile de la séquence principale dont la température effective et le type spectral restent sensiblement constants. Bien que leur existence fût postulée dès les années 1960, c'est seulement depuis le milieu des années 1990 qu'on a pu établir leur existence.
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Katai cokelat adalah jenis objek subbintang yang memiliki massa antara planet raksasa gas dan bintang, yaitu antara 13 sampai 75-80 kali massa Jupiter, atau 2.5 × 1028 kg hingga 1,5 × 1029 kg. Di bawah jumlah ini ada objek bernama (kadang-kadang disebut planet pengembara), dan di atasnya terdapat katai merah. Katai cokelat mungkin sepenuhnya konvektif, tetapi tidak memiliki struktur lapisan atau perbedaan kedalaman secara kimiawi. Tidak seperti bintang-bintang dalam deret utama, katai cokelat tidak cukup masif untuk bisa melakukan fusi nuklir hidrogen (1H) menjadi helium di intinya. Namun, mereka dianggap bisa memadukan deuterium ( 2H). Jika massanya >65 MJ, mereka juga dapat memadukan litium (7Li). Masih diperdebatkan apakah katai cokelat lebih baik ditentukan oleh proses pembentukannya daripada reaksi fusi nuklirnya. Sebuah bintang dapat dikategorikan berdasarkan kelas spektrum, dengan katai cokelat ditetapkan sebagai tipe M, L, T, dan Y. Terlepas dari namanya, katai cokelat memiliki warna yang berbeda. Banyak katai cokelat tampak seperti warna magenta bagi mata manusia, atau mungkin berwarna oranye/merah. Katai cokelat tidak terlalu terang pada panjang gelombang yang terlihat. Ada planet yang diketahui mengorbit katai cokelat, seperti 2M1207b, MOA-2007-BLG-192Lb, dan . Pada jarak sekitar 6,5 tahun cahaya, katai cokelat terdekat yang diketahui adalah Luhman 16, sistem biner katai cokelat yang ditemukan pada 2013. HR 2562 b terdaftar sebagai planet ekstrasurya terbesar yang diketahui (per Desember 2017) di arsip exoplanet NASA, meski memiliki massa (30 ± 15 MJ) lebih dari dua kali yang bermassa 13 massa Jupiter antara planet dan katai cokelat.
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갈색왜성(褐色矮星, brown dwarf)은 제일 무거운 가스행성과 가장 가벼운 항성 사이 질량 범위에 존재하는 이다. 그 질량 범위는 최소 목성질량의 13배(약 2.5×1028 kg)에서 최대 75~80배(대략 1.5×1029 kg) 사이이다. 이 범위의 바로 아래 천체는 준갈색왜성(떠돌이 행성으로 불릴 때도 있다.)이며, 바로 위는 가장 가벼운 적색왜성이다. 갈색왜성은 내부가 화학적으로 분화되거나 여러 층을 이루지 않고, 전부 대류층으로 되어 있을 것이다. 주계열상의 항성들과는 달리 갈색왜성은 질량이 작아서 중심핵에서 일반적인 경수소(1H)를 헬륨으로 핵융합할 수 없다. 그러나 갈색왜성의 질량이 목성의 13배가 넘으면 중수소(2H)를, 65배가 넘어가면 리튬(7Li)을 핵융합할 수 있다고 여겨진다. 다만 상기 임계질량값은 논쟁의 대상이다. 갈색왜성을 생성과정과 핵융합 반응 중 어느 쪽에 기준하여 정의할 것인지도 논의되고 있다. 항성과 마찬가지로 갈색왜성은 분광형에 따라 M, L, T, Y형으로 분류한다. 이름과는 달리 갈색왜성들은 분광형에 따라 색이 다르다. 갈색왜성 다수는 인간의 눈에 자홍색 혹은 오렌지색이나 빨간색으로 보인다. 갈색왜성은 가시광선 파장대에서 그다지 밝게 보이지 않는다. 갈색왜성을 공전하는 것으로 알려진 행성들로 2M1207b, MOA-2007-BLG-192Lb, 등이 있다. 알려진 갈색왜성 중 지구에서 가장 가까운 것은 약 6.5 광년 떨어져 있는 루만 16(Luhman 16)이다. 루만 16은 2013년 발견되었으며 갈색왜성 둘로 이루어진 쌍성계이다. 2017년 12월 기준 NASA 외계행성 저장소에 따르면 HR 2562 b는 발견된 외계행성 중 가장 무거운 천체로, 그 질량은 행성과 갈색왜성을 가르는 '목성질량 13배'의 두 배임에도 행성으로 분류되고 있다.
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Le nane brune sono un tipo particolare di oggetto celeste, aventi una massa più grande di quella di un pianeta, ma più piccola del 7,5-8% della massa del Sole, corrispondente a 75–80 MJ (masse gioviane), che è considerata la massa minima perché abbia luogo la fusione dell'idrogeno-1 propria delle stelle. Il limite minimo che separa i giganti gassosi massicci e le sub-nane brune dalle nane brune è di circa 13 MJ, limite superato il quale avviene la fusione del deuterio, mentre oltre le ~65 MJ avviene anche la fusione del litio. Nei primi stadi della loro vita, la maggior parte delle nane brune genera un po' di energia grazie alla fusione del litio e del deuterio, elementi molto più facili da fondere dell'idrogeno-1 e che sono infatti assenti nelle stelle normali, che li consumano in tempi molto brevi. La presenza del litio è pertanto un forte indizio che un oggetto di piccola massa sia una nana bruna. Un'altra fonte di energia è costituita dalla lenta contrazione della nana bruna, che in tal modo si riscalda sfruttando il meccanismo di Kelvin-Helmholtz. Le nane brune sono suddivise in base alla loro classificazione spettrale: le principali classi utilizzate sono M, L, T e Y, ove nella classe M sono raccolte le più calde e nella classe Y le più fredde. Nonostante il loro nome, la maggior parte delle nane brune apparirebbe di colore rossastro all'occhio umano. La più vicina nana bruna scoperta è WISE 1049-5319, distante 6,5 anni luce. Si tratta in realtà di un sistema binario di nane brune, individuato nel 2013.
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Brązowy karzeł – obiekt gwiazdopodobny o masie zbyt małej (poniżej ok. 8% masy Słońca – 80 mas Jowisza), by mogły zachodzić w nim reakcje przemiany wodoru w hel, które są głównym źródłem energii gwiazd ciągu głównego. Od planet-olbrzymów odróżnia je to, że są zdolne do syntezy deuteru przynajmniej na początku swojego istnienia. Brązowe karły często występują samotnie w przestrzeni. Określa się je czasem (potocznie) mianem „niewypałów”, „superplanet”, bądź „nieudanych gwiazd”. Pierwszego brązowego karła, Gliese 229B, zidentyfikowano w 1995 roku. Wcześniej zaobserwowano inne obiekty, które też mogą być brązowymi karłami: (w 1988) oraz HD 114762 b (w 1989). Oszacowania wskazywały, że w naszej Galaktyce istnieje dwukrotnie więcej brązowych karłów niż zwykłych gwiazd, chociaż ich łączna masa stanowi do 15% masy Galaktyki. Jednak obserwacje teleskopu kosmicznego WISE wskazują, że brązowych karłów w otoczeniu Słońca jest znacznie mniej – średnio jeden na sześć gwiazd. Zespół naukowy WISE zaznacza, że szacunki te mogą się zmienić z odkryciem dalszych chłodnych obiektów typu Y, jednak stosunek liczby brązowych karłów do gwiazd zapewne nie przekroczy 1:4.
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褐色矮星 (かっしょくわいせい、英: brown dwarf）とは、その質量が木星型惑星より大きく、赤色矮星より小さな超低質量天体の分類である。軽水素 (1H) の核融合を起こすには質量が小さすぎるために恒星になることができない亜恒星天体の分類の一つである。
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Een bruine dwerg is een hemellichaam met een massa die kleiner is dan een ster, maar groter dan een gasreus.
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Bruna dvärgar är stjärnobjekt som har en massa mindre än de lättaste stjärnorna och större än de tyngsta gasjättarna. Massan är för låg för att kärnreaktioner av väte i dess centrum skall kunna komma igång. Däremot tros de kunna fusionera deuterium och förbränna litium, och avger svagt ljus på de synliga våglängderna. Bruna dvärgar har en övre massgräns på ungefär 75–80 jupitermassor. Den undre gränsen är mer svårdefinierad men ligger vid ungefär 13 jupitermassor. Bruna dvärgar är ljussvaga, och trots att få har upptäckts, anses de ändå utgöra en betydande del av universums vanliga materia. Namnet brun dvärg myntades 1975 av , men det är en smula missvisande eftersom de är mer röda i färgen. Dock var namnet 'röd dvärg' redan upptaget av huvudseriestjärnor med låg massa.
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Коричневые карлики (или бурые карлики) — субзвёздные объекты, которые обладают промежуточными физическими характеристиками между планетами и звёздами. Их массы лежат в диапазоне приблизительно от 0,013 до 0,075 M⊙. Коричневые карлики могут поддерживать термоядерные реакции в своих недрах, но мощность реакций в них никогда не сравнивается с их собственной светимостью, поэтому такие объекты не выходят на постоянную светимость, как звёзды, а сжимаются и тускнеют. Коричневые карлики имеют очень низкие светимости и температуры: светимости составляют менее 0,04 L⊙, а обычно — на порядки меньше. Температуры не превышают 2800 K, а у самых холодных коричневых карликов — около 300 K. Радиусы коричневых карликов, вне зависимости от их масс, близки к радиусу Юпитера. В центральных областях некоторое время происходят термоядерные реакции: ядерное горение дейтерия может идти даже в самых маломассивных коричневых карликах, а более массивные способны поддерживать ядерное горение лития или даже ядерное горение водорода. Однако дейтерий и литий быстро исчерпываются, а горение водорода в коричневых карликах быстро прекращается, в отличие от звёзд. Несмотря на физическую обособленность коричневых карликов от звёзд и планет, отличить эти объекты друг от друга на практике бывает затруднительно. Самые массивные и молодые коричневые карлики имеют светимости, сравнимые с самыми тусклыми звёздами, а старые и маломассивные схожи с планетами-гигантами. В первом случае для определения типа объекта могут измерять количество лития, который звёзды расходуют быстрее коричневых карликов, а во втором — ускорение свободного падения у поверхности, которое у коричневых карликов значительно больше, чем у планет. Коричневые карлики могут принадлежать к одному из четырёх спектральных классов (приведены в порядке убывания температуры): M, L, T, Y. К первым двум классам также могут принадлежать маломассивные звёзды. Коричневые карлики в основном формируются так же, как и звёзды: путём коллапса молекулярных облаков, хотя возможно, что маломассивные коричневые карлики формируются как планеты: в массивных околозвёздных дисках. Во втором случае они должны иметь твёрдое ядро, но также быть способны поддерживать термоядерные реакции. Как и звёзды, после формирования коричневые карлики некоторое время поддерживают горение дейтерия, а после его исчерпания выделяют энергию за счёт сжатия. В отличие от звёзд, коричневые карлики не выходят на главную последовательность, где достигали бы равновесия за счёт термоядерных реакций, а прекращают сжатие из-за вырождения вещества и кулоновского отталкивания. Предположительно, в конце своей эволюции, лишившись источников энергии, коричневые карлики продолжают тускнеть, превращаясь в чёрных карликов. Существование коричневых карликов предсказал теоретически в 1963 году, а в 1995 году они были обнаружены; первым подтверждённым считается Глизе 229 B. В дальнейшем теоретические модели коричневых карликов улучшались, а инфракрасные обзоры неба привели к открытию большого их числа. На 2019 год известно более 11 тысяч таких объектов.
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Uma anã marrom (português brasileiro) ou anã castanha (português europeu) é um corpo celeste cujo tamanho está entre o de planetas gigantes como Júpiter e o de estrelas pequenas, não sendo grandes o suficiente para iniciar a fusão do hidrogênio em seu núcleo e possuindo baixa luminosidade. Sendo que a sua massa é superior à de um planeta, mas não tão massiva quanto a de uma estrela, as anãs marrons são consideradas estrelas fracassadas. Por causa dessa característica que são vistas como o “elo perdido” entre planetas gigantes gasosos e estrelas. Propostas inicialmente na década de 1960, permaneceram anos como uma hipótese, até que, em 1995, fortes evidências comprovaram sua existência.
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Кори́чневий ка́рлик (в астрономії) — самосвітний об'єкт, переважним джерелом енергії для якого є гравітаційне стиснення, хоча деяку роль можуть відігравати й термоядерні реакції.
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棕矮星是質量介於最重的氣態巨行星和最輕的恆星之間的一種次恆星，具體而言，質量介於13至75或80倍木星質量 ，或大約2.5×1028 kg 至大約1.5×1029 kg。低於這個範圍的是次棕矮星（有時被稱為流浪行星），質量在這之上的是最輕的恆星紅矮星。棕矮星可能只有對流，而沒有分層或化學分化深度。 不同於主序帶上的恆星，棕矮星的質量不足以維持核心中氫（1H）融合成氦的核融合反應。然而，它們介於13 MJ和65 MJ之間的質量，被認為可以進行氘（2H）和鋰（7Li）的核融合。人們還在爭議能否不以核融合反應來定義，而以形成的過程更好的定義棕矮星。 恆星都按照光譜來分類，棕矮星的光譜分類為M、L、T和Y型 。儘管它們都被稱為棕矮星，但仍然有著不同的顏色。以人眼能看見的許多棕矮星，它們可能是橙色或紅色。在可見光的波長範圍內，棕矮星都很黯淡。 已知有行星環繞的棕矮星有2M1207b、MOA-2007-BLG-192Lb、和J044144b。 距離地球最近的棕矮星是在2013年發現的盧曼16，這是距離6.5光年的一對聯星。截至2017年12月，在NASA的檔案中質量最大的系外行星是HR 2562 b，估計質量在30±15 MJ，已經超過行星和棕矮星質量分界（13 MJ）的兩倍多。
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