Коричневый карлик

Коричневые карлики — это субзвездные объекты , масса которых больше массы самых больших газовых _{гигантов} , но меньше массы наименее массивных звезд главной последовательности . Их масса примерно в 13–80 раз больше массы Юпитера ( МДж ) ^{[2] [3]} — недостаточно для поддержания ядерного синтеза обычного водорода ( ¹ H ) в гелий в их ядрах, но достаточно массивны, чтобы излучать свет и тепло от синтеза дейтерия ( ² H ). Самые массивные из них (>  65 МДж ₎ могут синтезировать литий ( ^​​7 Li ). ^[3] 

Астрономы классифицируют самосветящиеся объекты по спектральному типу , различие тесно связано с температурой поверхности, и коричневые карлики занимают типы M, L, T и Y. ^{[4] [5]} Поскольку коричневые карлики не подвергаются стабильному синтезу водорода, они со временем остывают, постепенно проходя через более поздние спектральные типы по мере своего старения.

Их название происходит не от цвета излучаемого ими света, а от их положения по размеру между белыми карликовыми звездами и «темными» планетами. Невооруженным глазом коричневые карлики будут выглядеть по-разному в зависимости от их температуры. ^[4] Самые теплые из них, возможно, оранжевые или красные, ^[6] в то время как более холодные коричневые карлики, вероятно, покажутся человеческому глазу пурпурными или черными. ^{[4] [7]} Коричневые карлики могут быть полностью конвективными , без слоев или химической дифференциации по глубине. ^[8]

Хотя их существование изначально было теоретически предположено в 1960-х годах, только в середине 1990-х годов были обнаружены первые однозначные коричневые карлики. Поскольку коричневые карлики имеют относительно низкие температуры поверхности, они не очень яркие в видимом диапазоне длин волн, излучая большую часть своего света в инфракрасном диапазоне . Однако с появлением более совершенных инфракрасных детекторов были идентифицированы тысячи коричневых карликов. Ближайшие известные коричневые карлики расположены в системе Luhman 16 , двойной системе коричневых карликов L- и T-типа примерно в 6,5 световых годах (2,0 парсеках ) от Солнца. Luhman 16 является третьей ближайшей к Солнцу системой после Альфы Центавра и Звезды Барнарда .

Теория существования объектов, которые сейчас называются «коричневыми карликами», была выдвинута Шивом С. Кумаром в 1960-х годах, и изначально они назывались черными карликами ^[9] , классификация для темных субзвездных объектов, свободно плавающих в космосе, которые не были достаточно массивными, чтобы поддерживать водородный синтез. Однако (a) термин черный карлик уже использовался для обозначения холодного белого карлика ; (b)  красные карлики синтезируют водород; и (c) эти объекты могут светиться на видимых длинах волн в начале своей жизни. Из-за этого были предложены альтернативные названия для этих объектов, включая планетарный и субзвездный . В 1975 году Джилл Тартер предложила термин «коричневый карлик», используя «коричневый» как приблизительный цвет. ^{[6] [10] [11]}

Термин «черный карлик» по-прежнему относится к белому карлику , который остыл до такой степени, что больше не излучает значительного количества света. Однако время, необходимое даже для самого маломассивного белого карлика, чтобы остыть до этой температуры , по расчетам, больше, чем текущий возраст Вселенной; следовательно, ожидается, что такие объекты пока не существуют. ^[12]

Ранние теории, касающиеся природы звезд с наименьшей массой и предела горения водорода , предполагали, что объект популяции I с массой менее 0,07  солнечных масс ( M _☉ ) или объект популяции II с массой менее 0,09  M _☉ никогда не пройдет через нормальную звездную эволюцию и станет полностью вырожденной звездой . ^[13] Первый самосогласованный расчет минимальной массы горения водорода подтвердил значение между 0,07 и 0,08 солнечных масс для объектов популяции I. ^{[14] [15]}

Открытие дейтерия, сгорающего до 0,013  М _☉ (13,6  МДж ) и влияние образования пыли в холодных внешних атмосферах коричневых карликов в конце 1980-х годов поставили эти теории под сомнение. Однако такие объекты было трудно обнаружить, поскольку они почти не излучают видимого света. Их самые сильные излучения находятся в инфракрасном ( _ИК ) спектре, а наземные ИК-детекторы в то время были слишком неточными, чтобы легко идентифицировать какие-либо коричневые карлики.

С тех пор многочисленные поиски различными методами были направлены на поиск этих объектов. Эти методы включали многоцветные обзоры изображений вокруг звезд поля, обзоры изображений слабых спутников карликов главной последовательности и белых карликов , обзоры молодых звездных скоплений и мониторинг лучевой скорости близких спутников.

В течение многих лет попытки обнаружить коричневые карлики были бесплодны. Однако в 1988 году в ходе инфракрасного поиска белых карликов был обнаружен слабый компаньон белой карликовой звезды GD 165. Спектр компаньона GD 165B был очень красным и загадочным, не показывая ни одной из особенностей, ожидаемых от красного карлика малой массы . Стало ясно, что GD 165B необходимо будет классифицировать как гораздо более холодный объект, чем последние известные на тот момент карлики класса М. GD 165B оставался уникальным в течение почти десятилетия, пока в 1997 году не появился Two Micron All-Sky Survey ( 2MASS ), который обнаружил множество объектов со схожими цветами и спектральными характеристиками.

Сегодня GD 165B признан прототипом класса объектов, которые теперь называются «L-карликами». ^{[16] [17]}

Хотя открытие самого холодного карлика имело большое значение в то время, велись споры о том, следует ли классифицировать GD 165B как коричневый карлик или просто как звезду с очень малой массой, поскольку с точки зрения наблюдений очень трудно различить эти два типа. ^{[ необходима цитата ]}

Вскоре после открытия GD 165B были зарегистрированы другие кандидаты в коричневые карлики. Однако большинство из них не оправдали своих ожиданий, поскольку отсутствие лития показало, что они являются звездными объектами. Настоящие звезды сжигают свой литий в течение чуть более 100  млн лет , тогда как коричневые карлики (которые могут, что сбивает с толку, иметь температуру и светимость, схожие с настоящими звездами) не будут этого делать. Следовательно, обнаружение лития в атмосфере объекта старше 100 млн лет гарантирует, что это коричневый карлик.

Первый коричневый карлик класса «T» был обнаружен в 1994 году астрономами Калтеха Шринивасом Кулкарни , Тадаши Накаджимой, Кейтом Мэтьюзом и Ребеккой Оппенгеймер [ ^18] и учеными Университета Джонса Хопкинса Сэмюэлем Т. Дарренсом и Дэвидом Голимовски. В 1995 году он был подтвержден как субзвездный компаньон Gliese 229. Gliese 229b является одним из первых двух случаев явного доказательства существования коричневого карлика, наряду с Teide 1. Подтвержденные в 1995 году, оба были идентифицированы по наличию линии лития 670,8 нм. Было обнаружено, что последняя имеет температуру и светимость значительно ниже звездного диапазона.

Его ближний инфракрасный спектр ясно показал полосу поглощения метана на 2 микрометрах, особенность, которая ранее наблюдалась только в атмосферах гигантских планет и спутника Сатурна Титана . Поглощение метана не ожидается ни при какой температуре звезды главной последовательности. Это открытие помогло установить еще один спектральный класс, еще более холодный, чем L -  карлики, известные как « T-  карлики», для которых Gliese 229B является прототипом.

Первый подтверждённый коричневый карлик класса «M» был обнаружен испанскими астрофизиками Рафаэлем Реболо (руководителем группы), Марией Розой Сапатеро-Осорио и Эдуардо Л. Мартином в 1994 году. ^[19] Этот объект, обнаруженный в рассеянном скоплении Плеяды , получил название Тейде 1. Статья об открытии была отправлена ​​в журнал Nature в мае 1995 года и опубликована 14 сентября 1995 года. ^{[20] [21]} Nature выделила «Обнаружены коричневые карлики, официально» на первой странице этого выпуска.

Teide 1 был обнаружен на снимках, полученных командой IAC 6 января 1994 года с помощью 80-сантиметрового телескопа (IAC 80) в обсерватории Тейде , а его спектр был впервые зарегистрирован в декабре 1994 года с помощью 4,2-метрового телескопа Уильяма Гершеля в обсерватории Роке-де-лос-Мучачос (Ла-Пальма). Расстояние, химический состав и возраст Teide 1 удалось установить благодаря _его принадлежности к молодому звездному скоплению Плеяды. Используя самые передовые на тот момент модели звездной и субзвездной эволюции, команда оценила массу Teide 1 в 55 ± 15  MJ ^[22] , что ниже предела звездной массы. Объект стал эталоном в последующих работах, связанных с молодыми коричневыми карликами.

Теоретически, коричневый карлик ниже 65  МДж не способен сжигать литий посредством термоядерного синтеза в любой момент своей эволюции. Этот факт является одним из принципов теста на литий _, используемых для оценки субзвездной природы астрономических тел с низкой светимостью и низкой температурой поверхности.

Высококачественные спектральные данные, полученные телескопом Keck 1 в ноябре 1995 года, показали, что Teide 1 все еще имел начальное содержание лития исходного молекулярного облака, из которого образовались звезды Плеяд, что доказывает отсутствие термоядерного синтеза в его ядре. Эти наблюдения подтвердили, что Teide 1 является коричневым карликом, а также эффективность спектроскопического теста на литий .

Некоторое время Teide 1 был самым маленьким известным объектом за пределами Солнечной системы, который был идентифицирован прямым наблюдением. С тех пор было идентифицировано более 1800 коричневых карликов, ^[23] даже некоторые очень близкие к Земле, как Epsilon Indi  Ba и Bb, пара коричневых карликов, гравитационно связанных с похожей на Солнце звездой в 12 световых годах от Солнца, ^[24] и Luhman 16, двойная система коричневых карликов в 6,5 световых годах от Солнца.

Этот раздел нуждается в дополнительных цитатах для проверки . Пожалуйста, помогите улучшить эту статью , добавив ссылки на надежные источники в этом разделе. Неиспользуемые материалы могут быть оспорены и удалены. ( Июль 2020 г. ) ( Узнайте, как и когда удалить это сообщение )

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

Спектральный тип

О

Б

А

Ф

Г

К

М

Л

Т

Коричневые карлики

Белые карлики

Красные карлики

Субдварфы

Главная последовательность
(«карлики»)

Субгиганты

Гиганты

Красные гиганты

Голубые гиганты

Яркие гиганты

Сверхгиганты

Красный сверхгигант

Гипергиганты

абсолютная
величина
(
M _V )

Стандартный механизм рождения звезд — гравитационный коллапс холодного межзвездного облака газа и пыли. По мере сжатия облако нагревается из-за механизма Кельвина-Гельмгольца . В начале процесса сжимающийся газ быстро излучает большую часть энергии, позволяя коллапсу продолжаться. В конце концов, центральная область становится достаточно плотной, чтобы удерживать излучение. Следовательно, центральная температура и плотность сколлапсировавшего облака со временем резко увеличиваются, замедляя сжатие, пока условия не станут достаточно горячими и плотными для протекания термоядерных реакций в ядре протозвезды . Для типичной звезды давление газа и излучения, создаваемое реакциями термоядерного синтеза в ее ядре, будет поддерживать ее против дальнейшего гравитационного сжатия. Достигается гидростатическое равновесие , и звезда проведет большую часть своей жизни, синтезируя водород в гелий как звезда главной последовательности.

Однако, если начальная ^[25] масса протозвезды меньше примерно 0,08  M _​​☉ , ^[26] обычные водородные термоядерные реакции синтеза не загорятся в ядре. Гравитационное сжатие не нагревает маленькую протозвезду очень эффективно, и прежде чем температура в ядре может увеличиться достаточно, чтобы вызвать синтез, плотность достигает точки, в которой электроны становятся достаточно плотно упакованными, чтобы создать квантовое давление вырождения электронов . Согласно внутренним моделям коричневого карлика, типичные условия в ядре для плотности, температуры и давления, как ожидается, будут следующими:

• ${\displaystyle 10\,\mathrm {g/cm^{3}} \,\lesssim \,\rho _{c}\,\lesssim \,10^{3}\,\mathrm {{g}/{ см^{3}}} }$
• ${\displaystyle T_{c}\lesssim 3\times 10^{6}\,\mathrm {K} }$
• ${\displaystyle P_{c}\sim 10^{5}\,\mathrm {Мбар} .}$

Это означает, что протозвезда не достаточно массивна или плотна, чтобы достичь условий, необходимых для поддержания водородного синтеза. Падающее вещество не может, из-за давления вырождения электронов, достичь необходимых плотностей и давлений.

Дальнейшее гравитационное сжатие предотвращается, и в результате получается коричневый карлик, который просто остывает, излучая свою внутреннюю тепловую энергию. Обратите внимание, что в принципе коричневый карлик может медленно наращивать массу выше предела горения водорода , не инициируя водородный синтез. Это может произойти посредством массообмена в двойной системе коричневого карлика. ^[25]

Литий обычно присутствует в коричневых карликах, а не в звездах малой массы. Звезды, которые достигают высокой температуры, необходимой для синтеза водорода, быстро истощают свой литий. Происходит синтез лития-7 и протона , в результате чего образуются два ядра гелия-4 . Температура, необходимая для этой реакции, немного ниже температуры, необходимой для синтеза водорода. Конвекция в звездах малой массы гарантирует, что литий во всем объеме звезды в конечном итоге истощится. Поэтому наличие спектральной линии лития у кандидата в коричневые карлики является сильным индикатором того, что это действительно субзвездный объект.

Использование лития для различения кандидатов в коричневые карлики от звезд с малой массой обычно называют тестом на литий , и его пионерами были Рафаэль Реболо , Эдуардо Мартин и Антонио Магаццу. Однако литий также наблюдается в очень молодых звездах, которые еще не успели его полностью сжечь.

Более тяжелые звезды, такие как Солнце, также могут удерживать литий во внешних слоях, которые никогда не нагреваются достаточно для синтеза лития, и чей конвективный слой не смешивается с ядром, где литий быстро истощается. Эти более крупные звезды легко отличить от коричневых карликов по размеру и светимости.

Напротив, коричневые карлики в верхней части своего диапазона масс могут быть достаточно горячими, чтобы истощить свой литий, когда они молоды. Карлики с массой более _{65 МДж} могут  сжечь свой литий к тому времени, когда им исполнится полмиллиарда лет; ^[27] таким образом, тест на литий не идеален.

В отличие от звезд, старые коричневые карлики иногда достаточно холодны, чтобы в течение очень длительных периодов времени их атмосферы могли собирать наблюдаемые количества метана , который не может образоваться в более горячих объектах. Подтвержденные таким образом карлики включают Gliese 229 B.

Звезды главной последовательности остывают, но в конечном итоге достигают минимальной болометрической светимости , которую они могут поддерживать посредством устойчивого слияния. Эта светимость варьируется от звезды к звезде, но обычно составляет не менее 0,01% от солнечной. ^{[ необходима цитата ]} Коричневые карлики остывают и темнеют неуклонно в течение своей жизни; достаточно старые коричневые карлики будут слишком тусклыми, чтобы их можно было обнаружить.

Облака используются для объяснения ослабления спектральной линии гидрида железа (FeH) в поздних L-карликах. Железные облака истощают FeH в верхней атмосфере, и облачный слой блокирует вид на нижние слои, все еще содержащие FeH. Позднее усиление этого химического соединения при более низких температурах средних и поздних T-карликов объясняется возмущенными облаками, которые позволяют телескопу заглядывать в более глубокие слои атмосферы, все еще содержащие FeH. ^[28] Молодые L/T-карлики (L2-T4) показывают высокую изменчивость , которую можно объяснить облаками, горячими точками, магнитно-управляемыми полярными сияниями или термохимической нестабильностью. ^[29] Облака этих коричневых карликов объясняются либо как железные облака с переменной толщиной, либо как нижний толстый слой железных облаков и верхний слой силикатных облаков. Этот верхний слой силикатных облаков может состоять из кварца , энстатита , корунда и/или фостерита . ^{[30] [31]} Однако не ясно, всегда ли необходимы силикатные облака для молодых объектов. ^[32] Силикатное поглощение можно непосредственно наблюдать в среднем инфракрасном диапазоне на длине волны от 8 до 12 мкм. Наблюдения с помощью Spitzer IRS показали, что силикатное поглощение является обычным, но не повсеместным, для карликов L2-L8. ^[33] Кроме того, MIRI наблюдал силикатное поглощение в компаньоне планетарной массы VHS 1256b . ^[34]

Железный дождь как часть атмосферных конвективных процессов возможен только в коричневых карликах, а не в малых звездах. Спектроскопические исследования железного дождя все еще продолжаются, но не все коричневые карлики всегда будут иметь эту атмосферную аномалию. В 2013 году была получена фотография неоднородной железосодержащей атмосферы вокруг компонента B в близлежащей системе Luhman 16. ^[35]

Для поздних коричневых карликов T-типа было проведено всего несколько поисков переменных. Предполагается, что тонкие слои облаков образуются в поздних T-карликах из хрома и хлорида калия , а также нескольких сульфидов . Эти сульфиды — сульфид марганца , сульфид натрия и сульфид цинка . ^[36] Объясняется, что переменный карлик T7 2M0050–3322 имеет верхний слой облаков из хлорида калия, средний слой облаков из сульфида натрия и нижний слой облаков из сульфида марганца. Пятнистые облака двух верхних облачных слоев могут объяснить, почему полосы метана и водяного пара являются переменными. ^[37]

При самых низких температурах Y-карлика WISE 0855-0714 неоднородные слои облаков из сульфида и водяного льда могли покрывать 50% поверхности. ^[38]

Как и звезды, коричневые карлики формируются независимо, но, в отличие от звезд, им не хватает массы, чтобы «зажечь» водородный синтез. Как и все звезды, они могут возникать поодиночке или в непосредственной близости от других звезд. Некоторые вращаются вокруг звезд и могут, как и планеты, иметь эксцентрические орбиты.

Коричневые карлики имеют примерно такой же радиус, как Юпитер. На верхнем конце диапазона их масс ( 60–90  МДж ) объем коричневого карлика в основном определяется давлением вырождения электронов ^[39] , как и у белых карликов; на нижнем конце диапазона ( ₁₀ МДж ) _их объем в основном определяется давлением Кулона , как и у планет. Конечный результат заключается в том, что радиусы коричневых карликов изменяются всего на 10–15% в диапазоне возможных масс. Более того, соотношение масса-радиус не показывает никаких изменений от примерно одной массы Сатурна до начала горения водорода ( 0,080 ± 0,008  M _☉ ), что позволяет предположить, что с этой точки зрения коричневые карлики — это просто планеты-гиганты с большой массой. ^[40] Это может затруднить их различение от планет.

Кроме того, во многих коричневых карликах не происходит термоядерных реакций; даже те, которые находятся на верхнем конце диапазона масс (более 60  МДж ₎ , остывают достаточно быстро, чтобы через 10 миллионов лет в них больше не происходило термоядерных реакций .

Рентгеновские и инфракрасные спектры являются явными признаками коричневых карликов. Некоторые из них испускают рентгеновские лучи ; и все «теплые» карлики продолжают ярко светиться в красном и инфракрасном спектрах, пока не остынут до планетарных температур (ниже 1000 К).

Газовые гиганты обладают некоторыми характеристиками коричневых карликов. Как и Солнце, Юпитер и Сатурн в основном состоят из водорода и гелия. Сатурн почти такой же большой, как Юпитер, несмотря на то, что его масса составляет всего 30%. Три гигантские планеты в Солнечной системе (Юпитер, Сатурн и Нептун ) излучают гораздо больше (примерно в два раза) тепла, чем получают от Солнца. ^{[41] [42]} Все четыре гигантские планеты имеют свои собственные «планетные» системы в виде обширных лунных систем.

В настоящее время Международный астрономический союз считает объект массой более _{13 МДж} (  предельная масса для термоядерного синтеза дейтерия) коричневым карликом, тогда как объект массой менее этой (и вращающийся вокруг звезды или звездного остатка) считается планетой. Минимальная масса, необходимая для запуска устойчивого горения водорода (около 80 МДж ₎ , образует верхний предел определения. ^{[3] [43]} 

Также ведутся споры о том, будут ли коричневые карлики лучше определяться процессом их формирования, а не теоретическими пределами массы, основанными на реакциях ядерного синтеза. ^[4] Согласно этой интерпретации коричневые карлики — это те объекты, которые представляют собой продукты процесса звездообразования с наименьшей массой , в то время как планеты — это объекты, образованные в аккреционном диске, окружающем звезду. Считается, что самые холодные обнаруженные свободно плавающие объекты, такие как WISE 0855 , а также известные молодые объекты с наименьшей массой, такие как PSO J318.5−22 , имеют массу менее _{13 МДж} ,  и в результате их иногда называют объектами планетарной массы из-за неоднозначности того, следует ли их считать планетами-изгоями или коричневыми карликами. Известно, что вокруг коричневых карликов вращаются объекты планетарной массы, такие как 2M1207b , MOA-2007-BLG-192Lb , 2MASS J044144b и Oph 98 B.

Масса 13-Юпитера является эмпирическим правилом, а не величиной с точным физическим значением. Более крупные объекты будут сжигать большую часть своего дейтерия, а более мелкие будут сжигать только немного, и значение массы 13-Юпитера находится где-то посередине. ^[44] Количество сожженного дейтерия также зависит в некоторой степени от состава объекта, в частности от количества присутствующего гелия и дейтерия и от доли более тяжелых элементов, которая определяет непрозрачность атмосферы и, таким образом, скорость радиационного охлаждения. ^[45]

По состоянию на 2011 год Энциклопедия внесолнечных планет включала объекты массой до 25 масс Юпитера, говоря: «Тот факт, что в наблюдаемом спектре масс нет особых особенностей около 13  M _Jup, подкрепляет выбор забыть об этом пределе массы». ^[46] По состоянию на 2016 год этот предел был увеличен до 60 масс Юпитера, ^[47] на основе исследования соотношений массы и плотности. ^[48]

Exoplanet Data Explorer включает объекты массой до 24 масс Юпитера с предупреждением: «Различие в 13 масс Юпитера, проводимое рабочей группой МАС, физически необоснованно для планет с каменистыми ядрами и проблематично с точки зрения наблюдений из-за неоднозначности sin i ». ^[49] Архив экзопланет НАСА включает объекты с массой (или минимальной массой), равной или меньшей 30 масс Юпитера. ^[50]

Объекты с массой менее _{13 МДж} ,  называемые субкоричневыми карликами или коричневыми карликами планетарной массы , образуются таким же образом, как звезды и коричневые карлики (т. е. путем коллапса газового облака ), но имеют массу ниже предельной массы для термоядерного синтеза дейтерия . ^[51 ]

Некоторые исследователи называют их свободно плавающими планетами ^[52], тогда как другие называют их коричневыми карликами планетарной массы ^{[53] .}

Хотя спектроскопические особенности могут помочь отличить маломассивные звезды от коричневых карликов, часто необходимо оценить массу, чтобы прийти к выводу. Теория, лежащая в основе оценки массы, заключается в том, что коричневые карлики с похожей массой формируются схожим образом и являются горячими при формировании. Некоторые из них имеют спектральные типы, которые похожи на маломассивные звезды, такие как 2M1101AB . По мере остывания коричневые карлики должны сохранять диапазон светимости в зависимости от массы. ^[54] Без возраста и светимости оценка массы затруднена; например, коричневый карлик L-типа может быть старым коричневым карликом с большой массой (возможно, маломассивной звездой) или молодым коричневым карликом с очень малой массой. Для Y-карликов это не такая уж проблема, поскольку они остаются маломассивными объектами вблизи предела субкоричневого карлика даже для относительно высоких оценок возраста. ^[55] Для L- и T-карликов по-прежнему полезно иметь точную оценку возраста. Светимость здесь является менее тревожным свойством, поскольку ее можно оценить по спектральному распределению энергии . ^[56] Оценка возраста может быть сделана двумя способами. Либо коричневый карлик молод и все еще имеет спектральные особенности, которые связаны с молодостью, либо коричневый карлик движется вместе со звездой или звездной группой ( звездным скоплением или ассоциацией ), где оценки возраста получить легче. Очень молодой коричневый карлик, который был дополнительно изучен с помощью этого метода, - это 2M1207 и его компаньон 2M1207b . На основании местоположения, собственного движения и спектральной сигнатуры этот объект был определен как принадлежащий ассоциации TW Гидры возрастом ~8 миллионов лет , а масса вторичной компоненты была определена как 8 ± 2 MJ , что ниже _{предела} горения дейтерия . ^[57] Примером очень древнего возраста, полученного методом совместного движения, является двойная система из коричневого карлика и белого карлика COCONUTS-1, при этом белый карлик оценивается в7.3+2,8
−1,6 миллиард лет . В этом случае масса не была оценена с полученным возрастом, но сопутствующее движение дало точную оценку расстояния, используя параллакс Gaia . Используя это измерение, авторы оценили радиус, который затем был использован для оценки массы коричневого карлика как15.4+0,9
−0,8 М _Дж . ^[58]

Это коричневые карлики со спектральным классом M5.5 или более поздним; их также называют поздними карликами M. Некоторые ученые считают их красными карликами . ^{[ требуется ссылка ]} Все коричневые карлики со спектральным классом M являются молодыми объектами, такими как Teide 1 , который является первым обнаруженным коричневым карликом M-типа, и LP 944-20 , ближайший коричневый карлик M-типа.

Определяющей характеристикой спектрального класса M, самого холодного типа в давней классической звездной последовательности, является оптический спектр, в котором доминируют полосы поглощения молекул оксида титана (II) (TiO) и оксида ванадия (II) (VO). Однако GD 165 B, холодный компаньон белого карлика GD 165 , не имел ни одной из отличительных особенностей TiO карликов M. Последующая идентификация многих объектов, таких как GD 165B, в конечном итоге привела к определению нового спектрального класса , карликов L , определенных в красной оптической области спектра не полосами поглощения оксидов металлов (TiO, VO), а полосами излучения гидридов металлов ( FeH , CrH , MgH , CaH ) и заметными атомными линиями щелочных металлов (Na, K, Rb, Cs). По состоянию на 2013 год ^{[обновлять]}было идентифицировано более 900 L-карликов, ^[23] большинство из которых были получены с помощью широкоугольных обзоров: Two Micron All Sky Survey ( 2MASS ), Deep Near Infrared Survey of the Southern Sky (DENIS) и Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Этот спектральный класс также содержит самые холодные звезды главной последовательности (> 80 M _J ), которые имеют спектральные классы от L2 до L6. ^[59]

Поскольку GD 165B является прототипом L-карликов, Gliese 229 B является прототипом второго нового спектрального класса, T-карликов . T-карлики розовато-пурпурные. В то время как ближние инфракрасные (NIR) спектры L-карликов показывают сильные полосы поглощения H ₂ O и оксида углерода (CO), NIR-спектр Gliese 229B доминирует полосами поглощения метана (CH ₄ ), особенностью, которая в Солнечной системе встречается только у планет-гигантов и Титана . Поглощение, вызванное столкновениями (CIA) CH ₄ , H ₂ O и молекулярного водорода (H ₂ ), дает Gliese 229B синие ближние инфракрасные цвета. Его круто наклоненный красный оптический спектр также не имеет полос FeH и CrH, которые характеризуют L-карлики, и вместо этого на него влияют исключительно широкие абсорбционные характеристики щелочных металлов Na и K . Эти различия привели к тому, что Дж. Дэви Киркпатрик предложил спектральный класс T для объектов, демонстрирующих поглощение CH ₄ в диапазонах H и K. По состоянию на 2013 год ^{[обновлять]}было известно 355 карликов T. ^[23] Схемы классификации NIR для карликов T недавно были разработаны Адамом Бургассером и Томом Гебалле. Теория предполагает, что карлики L представляют собой смесь звезд с очень малой массой и субзвездных объектов (коричневые карлики), тогда как класс карликов T состоит полностью из коричневых карликов. Из-за поглощения натрия и калия в зеленой части спектра карликов T фактический вид карликов T для человеческого визуального восприятия оценивается как не коричневый, а пурпурный . ^{[60] [61]} Ранние наблюдения ограничивали то, насколько далекие T-карлики могли наблюдаться. Коричневые карлики класса T, такие как WISE 0316+4307 , были обнаружены на расстоянии более 100 световых лет от Солнца. Наблюдения с JWST обнаружили карлики класса T, такие как UNCOVER-BD-1, на расстоянии до 4500 парсек от Солнца.

В 2009 году самые холодные из известных коричневых карликов имели расчетные эффективные температуры от 500 до 600  К (227–327  °C ; 440–620  °F ), и им был присвоен спектральный класс T9. Три примера — коричневые карлики CFBDS J005910.90–011401.3 , ULAS J133553.45+113005.2 и ULAS J003402.77−005206.7 . ^[62] Спектры этих объектов имеют пики поглощения около 1,55 микрометров. ^[62] Делорм и др. предположили, что эта особенность обусловлена ​​поглощением аммиаком и что это следует рассматривать как указание на переход T–Y, что делает эти объекты типа Y0. ^{[62] [63]} Однако эту особенность трудно отличить от поглощения водой и метаном , ^[62] и другие авторы заявили, что присвоение класса Y0 преждевременно. ^[64]

Первое спектральное распределение энергии Y-карлика JWST позволило наблюдать несколько полос молекул в атмосфере Y0-карлика WISE 0359−5401 . Наблюдения охватывали спектроскопию от 1 до 12 мкм и фотометрию на 15, 18 и 21 мкм. Молекулы воды (H ₂ O), метана (CH ₄ ), оксида углерода (CO), диоксида углерода (CO ₂ ) и аммиака (NH ₃ ) были обнаружены в WISE 0359−5401. Многие из этих особенностей ранее наблюдались в этом Y-карлике и более теплых T-карликах другими обсерваториями, но JWST удалось наблюдать их в одном спектре. Метан является основным резервуаром углерода в атмосфере WISE 0359−5401, но углерода все еще достаточно для образования обнаруживаемого оксида углерода (при 4,5–5,0 мкм) и диоксида углерода (при 4,2–4,35 мкм) в Y-карлике. Аммиак было трудно обнаружить до JWST, так как он смешивается с абсорбционной особенностью воды в ближнем инфракрасном диапазоне, а также при 5,5–7,1 мкм. На более длинных волнах 8,5–12 мкм спектр WISE 0359−5401 доминирует абсорбция аммиака. На 3 мкм есть дополнительная недавно обнаруженная особенность аммиака. ^[65]

В атмосфере коричневых карликов, в которой преобладает водород, существует химическое равновесие между оксидом углерода и метаном . Окись углерода реагирует с молекулами водорода и образует в этой реакции метан и гидроксил . Гидроксильный радикал может позже реагировать с водородом и образовывать молекулы воды. В другом направлении реакции метан реагирует с гидроксилом и образует оксид углерода и водород. Химическая реакция наклонена в сторону оксида углерода при более высоких температурах (L-карлики) и более низком давлении. При более низких температурах (T-карлики) и более высоком давлении реакция наклонена в сторону метана, и метан преобладает на границе T/Y. Однако вертикальное перемешивание атмосферы может привести к тому, что метан опустится в нижние слои атмосферы, а оксид углерода поднимется из этих нижних и более горячих слоев. Окись углерода медленно реагирует обратно в метан из-за энергетического барьера, который предотвращает разрыв связей CO . Это заставляет наблюдаемую атмосферу коричневого карлика находиться в состоянии химического неравновесия. Переход L/T в основном определяется переходом от атмосферы с преобладанием оксида углерода в L-карликах к атмосфере с преобладанием метана в T-карликах. Поэтому величина вертикального перемешивания может подтолкнуть переход L/T к более низким или более высоким температурам. Это становится важным для объектов с умеренной поверхностной гравитацией и протяженными атмосферами, такими как гигантские экзопланеты . Это подталкивает переход L/T к более низким температурам для гигантских экзопланет. Для коричневых карликов этот переход происходит около 1200 К. Экзопланета HR 8799c , с другой стороны, не показывает никакого метана, имея температуру 1100 К. ^[66]

Переход между T- и Y-карликами часто определяется как 500 K из-за отсутствия спектральных наблюдений этих холодных и слабых объектов. ^[67] Будущие наблюдения с JWST и ELT могут улучшить выборку Y-карликов с наблюдаемыми спектрами. Y-карлики доминируют за счет глубоких спектральных характеристик метана, водяного пара и, возможно, абсорбционных характеристик аммиака и водяного льда . ^[67] Вертикальное перемешивание, облака, металличность, фотохимия , молнии , ударные волны и металлические катализаторы могут влиять на температуру, при которой происходит переход L/T и T/Y. ^[66]

Молодые коричневые карлики имеют низкую поверхностную гравитацию , потому что у них больший радиус и меньшая масса, чем у звезд поля аналогичного спектрального типа. Эти источники отмечены буквой бета (β) для промежуточной поверхностной гравитации или гамма (γ) для низкой поверхностной гравитации. Индикаторы низкой поверхностной гравитации включают слабые линии CaH, KI и Na I, а также сильную линию VO. ^[70] Альфа (α) обозначает нормальную поверхностную гравитацию и обычно опускается. Иногда чрезвычайно низкая поверхностная гравитация обозначается дельтой (δ). ^[72] Суффикс «pec» означает «peculiar»; этот суффикс все еще используется для других необычных особенностей и суммирует различные свойства, указывая на низкую поверхностную гравитацию, субкарлики и неразрешенные двойные. ^[73] Префикс sd означает субкарлики и включает только холодные субкарлики. Этот префикс указывает на низкую металличность и кинематические свойства, которые больше похожи на звезды гало , чем на дисковые звезды. ^[69] Субкарлики кажутся более синими, чем дисковые объекты. ^[74] Красный суффикс описывает объекты с красным цветом, но более старого возраста. Это не интерпретируется как низкая поверхностная гравитация, а как высокое содержание пыли. ^{[71] [72]} Синий суффикс описывает объекты с синими цветами в ближнем инфракрасном диапазоне , которые не могут быть объяснены низкой металличностью. Некоторые из них объясняются как двойные L+T, другие не являются двойными, например, 2MASS J11263991−5003550 и объясняются тонкими и/или крупнозернистыми облаками. ^[72]

Большая часть потока, испускаемого L- и T-карликами, находится в ближнем инфракрасном диапазоне от 1 до 2,5 микрометров. Низкие и понижающиеся температуры в поздней последовательности M-, -L- и -T-карликов приводят к богатому ближнему инфракрасному спектру, содержащему широкий спектр особенностей, от относительно узких линий нейтральных атомных видов до широких молекулярных полос, все из которых имеют различные зависимости от температуры, гравитации и металличности . Кроме того, эти низкотемпературные условия способствуют конденсации из газового состояния и образованию зерен.

Типичные атмосферы известных коричневых карликов имеют температуру от 2200 до750  K . ^[60] По сравнению со звездами, которые нагреваются за счет постоянного внутреннего синтеза, коричневые карлики быстро остывают с течением времени; более массивные карлики остывают медленнее, чем менее массивные. Есть некоторые свидетельства того, что остывание коричневых карликов замедляется при переходе между спектральными классами L и T (около 1000 K). ^[76]

Наблюдения известных кандидатов в коричневые карлики выявили закономерность увеличения и уменьшения инфракрасного излучения, которая предполагает относительно прохладные, непрозрачные облачные структуры, скрывающие горячее нутро, которое перемешивается экстремальными ветрами. Погода на таких телах считается чрезвычайно сильной, сравнимой с известными штормами Юпитера, но намного превосходящей их.

8 января 2013 года астрономы, использующие космические телескопы NASA Hubble и Spitzer, исследовали бурную атмосферу коричневого карлика под названием 2MASS J22282889–4310262 , создав самую подробную «погодную карту» коричневого карлика на сегодняшний день. Она показывает облака размером с планету, перемещаемые ветром. Новое исследование является ступенькой к лучшему пониманию не только коричневых карликов, но и атмосфер планет за пределами Солнечной системы. ^[77]

В апреле 2020 года ученые сообщили о регистрации скорости ветра +650 ± 310 метров в секунду (до 1450 миль в час) на близлежащем коричневом карлике 2MASS J10475385+2124234 . Чтобы рассчитать измерения, ученые сравнили вращательное движение атмосферных объектов, определенное по изменениям яркости, с электромагнитным вращением, создаваемым внутренней частью коричневого карлика. Результаты подтвердили предыдущие прогнозы о том, что у коричневых карликов будут сильные ветры. Ученые надеются, что этот метод сравнения можно будет использовать для изучения атмосферной динамики других коричневых карликов и экзопланет. ^[78]

Недавно коронографы стали использоваться для обнаружения слабых объектов, вращающихся вокруг ярких видимых звезд, включая Глизе 229B.

Чувствительные телескопы, оснащенные приборами с зарядовой связью (ПЗС), использовались для поиска слабых объектов в далеких звездных скоплениях, включая Тейде 1.

Широкоугольные поиски позволили обнаружить отдельные слабые объекты, такие как Kelu-1 (30 световых лет от нас).

Коричневые карлики часто обнаруживаются в обзорах по обнаружению экзопланет . Методы обнаружения экзопланет работают и для коричневых карликов, хотя коричневые карлики гораздо легче обнаружить.

Коричневые карлики могут быть мощными излучателями радиоизлучения из-за их сильных магнитных полей. Программы наблюдений в обсерватории Аресибо и Very Large Array обнаружили более дюжины таких объектов, которые также называются ультрахолодными карликами , поскольку они имеют общие магнитные свойства с другими объектами этого класса. ^[79] Обнаружение радиоизлучения коричневых карликов позволяет напрямую измерять напряженность их магнитных полей.

• 1995: Подтверждено существование первого коричневого карлика. Тейде 1 , объект класса M8 в скоплении Плеяды , обнаружен с помощью ПЗС-камеры в испанской обсерватории Роке-де-лос-Мучачос Института астрофизики Канарских островов .
• Подтвержден первый метановый коричневый карлик. Gliese 229B обнаружена на орбите красного карлика Gliese 229 A (в 20 световых годах) с использованием адаптивного оптического коронографа для повышения четкости изображений с 60-дюймового (1,5 м) рефлекторного телескопа в Паломарской обсерватории на горе Паломар в Южной Калифорнии ; последующая инфракрасная спектроскопия, выполненная с помощью 200-дюймового (5,1 м) телескопа Хейла, показывает обилие метана.
• 1998: Обнаружен первый коричневый карлик, излучающий рентгеновское излучение. Cha Helpha 1, объект M8 в темном облаке Хамелеон I , определен как источник рентгеновского излучения, похожий на конвективные звезды позднего типа.
• 15 декабря 1999 г.: Первая рентгеновская вспышка, обнаруженная от коричневого карлика. Группа ученых из Калифорнийского университета, наблюдающая за LP 944-20 ( 60  MJ , 16 световых лет) с помощью рентгеновской обсерватории Чандра _, зафиксировала двухчасовую вспышку. ^[80]
• 27 июля 2000 г.: Первое радиоизлучение (во время вспышки и покоя) от коричневого карлика. Группа студентов из Very Large Array обнаружила излучение от LP 944–20. ^[81]
• 30 апреля 2004 г.: Первое обнаружение кандидата на экзопланету вокруг коричневого карлика: 2M1207b, обнаруженная с помощью VLT , и первая экзопланета, полученная путем прямого снимка. ^[82]
• 20 марта 2013 г.: Открытие ближайшей системы коричневого карлика: Luhman 16. ^[83]
• 25 апреля 2014 г.: Обнаружен самый холодный из известных коричневых карликов. WISE 0855−0714 находится на расстоянии 7,2 световых лет от нас (седьмая по близости система к Солнцу) и имеет температуру от −48 до −13 °C. ^[84]

Рентгеновские вспышки, обнаруженные у коричневых карликов с 1999 года, предполагают изменение магнитных полей внутри них, аналогично тому, что происходит у звезд с очень малой массой. Хотя они не синтезируют водород в гелий в своих ядрах, как звезды, энергия от синтеза дейтерия и гравитационного сжатия поддерживает их внутренности в тепле и генерирует сильные магнитные поля. Внутренняя часть коричневого карлика находится в быстро кипящем или конвективном состоянии. В сочетании с быстрым вращением, которое демонстрируют большинство коричневых карликов, конвекция создает условия для развития сильного, запутанного магнитного поля вблизи поверхности. Магнитные поля, которые сгенерировали вспышку, наблюдаемую Chandra с LP 944-20, имеют свое происхождение в турбулентной намагниченной плазме под «поверхностью» коричневого карлика.

Используя рентгеновскую обсерваторию Chandra от NASA , ученые обнаружили рентгеновские лучи от коричневого карлика малой массы в системе из нескольких звезд. ^[85] Это первый случай, когда коричневый карлик, находящийся так близко к своей родительской звезде (звездам) (солнцеподобным звездам TWA 5A), был разрешен в рентгеновских лучах. ^[85] «Наши данные Chandra показывают, что рентгеновские лучи исходят из корональной плазмы коричневого карлика, температура которой составляет около 3 миллионов градусов по Цельсию», — сказал Йохко Цубои из Университета Чуо в Токио. ^[85] «Этот коричневый карлик такой же яркий, как сегодняшнее Солнце в рентгеновском свете, при этом он в пятьдесят раз менее массивен, чем Солнце», — сказал Цубои. ^[85] «Таким образом, это наблюдение повышает вероятность того, что даже массивные планеты могут сами по себе испускать рентгеновские лучи в молодости!» ^[85]

Первым коричневым карликом, который был обнаружен для излучения радиосигналов, был LP 944-20 , который наблюдался, поскольку он также является источником рентгеновского излучения, и оба типа излучения являются сигнатурами корон. Примерно 5–10% коричневых карликов, по-видимому, имеют сильные магнитные поля и излучают радиоволны, и на основе моделирования Монте-Карло и их средней пространственной плотности в пределах 25 пк от Солнца может быть до 40 магнитных коричневых карликов. ^[86] Мощность радиоизлучения коричневых карликов примерно постоянна, несмотря на изменения их температуры. ^[79] Коричневые карлики могут поддерживать магнитные поля силой до 6 кГс . ^[87] Астрономы оценили, что магнитосферы коричневых карликов охватывают высоту примерно 10 ⁷ м, учитывая свойства их радиоизлучения. ^[88] Неизвестно, больше ли напоминают радиоизлучения коричневых карликов радиоизлучения планет или звезд. Некоторые коричневые карлики испускают регулярные радиоимпульсы, которые иногда интерпретируются как радиоизлучение, исходящее от полюсов, но также могут исходить из активных областей. Регулярное периодическое изменение ориентации радиоволн может указывать на то, что магнитные поля коричневых карликов периодически меняют полярность. Эти изменения могут быть результатом цикла магнитной активности коричневых карликов, похожего на солнечный цикл . ^[89]

Первый коричневый карлик спектрального класса M, у которого было обнаружено излучение радиоволн, был LP 944-20 , обнаруженный в 2001 году. Первый коричневый карлик спектрального класса L, у которого было обнаружено излучение радиоволн, был 2MASS J0036159+182110 , обнаруженный в 2008 году. Первый коричневый карлик спектрального класса T, у которого было обнаружено излучение радиоволн, был 2MASS J10475385+2124234 . ^{[90] [91]} Это последнее открытие было значительным, поскольку оно показало, что коричневые карлики с температурами, похожими на экзопланеты, могут иметь сильные магнитные поля >1,7 кГс. Хотя чувствительный поиск радиоизлучения от Y-карликов был проведен в обсерватории Аресибо в 2010 году, никакого излучения обнаружено не было. ^[92]

Оценки популяции коричневых карликов в окрестностях Солнца показывают, что на каждого коричневого карлика может приходиться до шести звезд. ^[94] Более поздняя оценка 2017 года с использованием молодого массивного звездного скопления RCW 38 пришла к выводу, что галактика Млечный Путь содержит от 25 до 100 миллиардов коричневых карликов. ^[95] (Сравните эти цифры с оценками количества звезд в Млечном Пути; от 100 до 400 миллиардов.)

В исследовании, опубликованном в августе 2017 года, космический телескоп NASA Spitzer отслеживал изменения инфракрасной яркости коричневых карликов, вызванные облачным покровом переменной толщины. Наблюдения выявили крупномасштабные волны, распространяющиеся в атмосферах коричневых карликов (аналогично атмосфере Нептуна и других гигантских планет Солнечной системы). Эти атмосферные волны модулируют толщину облаков и распространяются с разными скоростями (вероятно, из-за дифференциального вращения). ^[96]

В августе 2020 года астрономы обнаружили 95 коричневых карликов вблизи Солнца в рамках проекта Backyard Worlds: Planet 9. ^[97]

В 2024 году космический телескоп Джеймса Уэбба предоставил самый подробный отчет о погоде на двух коричневых карликах, выявив «штормовые» условия. Эти коричневые карлики, часть двойной звездной системы под названием Luhman 16 , открытой в 2013 году, находятся всего в 6,5 световых годах от Земли и являются ближайшими коричневыми карликами к нашему Солнцу. Исследователи обнаружили, что у них есть турбулентные облака, вероятно, состоящие из силикатных зерен, с температурой в диапазоне от 875 °C (1607 °F) до 1026 °C (1879 °F). Это указывает на то, что горячий песок выдувается ветрами на коричневые карлики. Кроме того, были обнаружены сигнатуры поглощения оксида углерода, метана и водяного пара. ^[98]

Коричневые карлики двойные типа M, L и T встречаются реже с меньшей массой первичной звезды. ^[99] L-карлики имеют двойную долю около24+6
−2%, а бинарная доля для поздних T, ранних Y-карликов (T5-Y0) составляет около 8±6%. ^[100]

Двойные коричневые карлики имеют более высокое отношение компаньона к хозяину для двойных с меньшей массой. Двойные со звездой M-типа в качестве первичной имеют, например, широкое распределение q с предпочтением q≥0,4. С другой стороны, коричневые карлики показывают сильное предпочтение q≥0,7. Разделение уменьшается с массой: звезды M-типа имеют разделение, достигающее пика в 3–30 астрономических единиц (а.е.), коричневые карлики ML-типа имеют проецируемое разделение, достигающее пика в 5–8 а.е., а объекты T5–Y0 имеют проецируемое разделение, которое следует логнормальному распределению с пиковым разделением около 2,9 а.е. ^[100]${\displaystyle q=M_{B}/M_{A}}$

Примером может служить ближайший двойной коричневый карлик Luhman 16 AB с первичным карликом L7.5 и разделением 3.5 а.е. и q=0.85. Разделение находится на нижнем конце ожидаемого разделения для коричневых карликов типа ML, но соотношение масс типично.

Неизвестно, продолжится ли та же тенденция с Y-карликами, поскольку размер их выборки очень мал. Двойные карлики Y+Y должны иметь высокое отношение масс q и низкое разделение, достигая масштабов менее одной а.е. ^[101] В 2023 году карлик Y+Y WISE J0336-0143 был подтвержден как двойной с JWST , с отношением масс q=0,62±0,05 и разделением 0,97 астрономических единиц. Исследователи отмечают, что размер выборки маломассивных двойных коричневых карликов слишком мал, чтобы определить, является ли WISE J0336-0143 типичным представителем маломассивных двойных или своеобразной системой. ^[102]

Наблюдения за орбитой двойных систем, содержащих коричневые карлики, могут быть использованы для измерения массы коричневого карлика. В случае 2MASSW J0746425+2000321 вторичная звезда весит 6% от массы Солнца. Это измерение называется динамической массой. ^{[103] [104]} Система коричневых карликов, ближайшая к Солнечной системе, — это двойная звезда Luhman 16. Была предпринята попытка поиска планет вокруг этой системы с помощью похожего метода, но ни одна не была найдена. ^[105]

Широкая двойная система 2M1101AB была первой двойной системой с разделением более20  а.е. Открытие системы дало окончательное представление о формировании коричневых карликов. Ранее считалось, что широкие двойные коричневые карлики не образуются или, по крайней мере, разрушаются в возрасте 1–10 млн лет . Существование этой системы также не согласуется с гипотезой выброса. ^[106] Гипотеза выброса была предложенной гипотезой, в которой коричневые карлики образуются в множественной системе, но выбрасываются до того, как они наберут достаточно массы, чтобы сжечь водород. ^[107]

Совсем недавно была обнаружена широкая двойная система W2150AB . Она имеет такое же отношение масс и энергию связи , как и 2M1101AB, но больший возраст и расположена в другой области галактики. В то время как 2M1101AB находится в тесно перенаселенной области, двойная система W2150AB находится в редкоразделенном поле. Она должна была пережить любые динамические взаимодействия в своем натальном звездном скоплении . Двойная система также принадлежит к нескольким двойным системам L+T, которые могут быть легко разрешены наземными обсерваториями. Две другие — SDSS J1416+13AB и Luhman 16. ^[108]

Существуют и другие интересные двойные системы, такие как затменная двойная система коричневого карлика 2MASS J05352184–0546085 . ^[109] Фотометрические исследования этой системы показали, что менее массивный коричневый карлик в системе горячее, чем его более массивный компаньон. ^[110]

Коричневые карлики и массивные планеты на близкой орбите (менее 5 а.е.) вокруг звезд редки, и это иногда описывается как пустыня коричневых карликов. Менее 1% звезд с массой Солнца имеют коричневого карлика в пределах 3–5 а.е. ^[111]

Примером двойной звезды и коричневого карлика является первый обнаруженный Т-карлик Gliese 229 B , который вращается вокруг звезды главной последовательности Gliese 229 A, красного карлика. Известны также коричневые карлики, вращающиеся вокруг субгигантов , например, TOI-1994b, который вращается вокруг своей звезды каждые 4,03 дня. ^[112]

Также существуют разногласия относительно того, следует ли считать некоторые маломассивные коричневые карлики планетами. Архив NASA Exoplanet включает коричневые карлики с минимальной массой, меньшей или равной 30 массам Юпитера, в качестве планет, если выполняются другие критерии (например, вращение вокруг звезды). ^[113] Рабочая группа по внесолнечным планетам (WGESP) МАС , с другой стороны, рассматривает только планеты с массой менее 13 масс Юпитера. ^[114]

Коричневые карлики вокруг белых карликов встречаются довольно редко. GD 165 B , прототип L-карликов, является одной из таких систем. ^[115] Такие системы могут быть полезны для определения возраста системы и массы коричневого карлика. Другие двойные системы белый карлик-коричневый карлик — это COCONUTS-1 AB (7 миллиардов лет), ^[58] и LSPM J0055+5948 AB (10 миллиардов лет), ^[116] SDSS J22255+0016 AB (2 миллиарда лет) ^[117] WD 0806−661 AB (1,5–2,7 миллиарда лет). ^[118]

Системы с близкими, приливно-захваченными коричневыми карликами, вращающимися вокруг белых карликов, относятся к двойным системам после общей оболочки или PCEB. Известно всего восемь подтверждённых PCEB, содержащих белый карлик с компаньоном коричневым карликом, включая WD 0137-349 AB. В прошлой истории этих близких двойных систем белый карлик-коричневый карлик коричневый карлик поглощался звездой в фазе красного гиганта . Коричневые карлики с массой менее 20 масс Юпитера испарялись бы во время поглощения. ^{[119] [120]} Недостаток коричневых карликов, вращающихся близко к белым карликам, можно сравнить с аналогичными наблюдениями коричневых карликов вокруг звёзд главной последовательности, описываемыми как пустыня коричневых карликов . ^{[121] [122]} PCEB может эволюционировать в катаклизмическую переменную звезду (CV*) с коричневым карликом в качестве донора. ^[123] Моделирование показало, что высокоразвитые CV* в основном связаны с субзвездными донорами (до 80%). ^[124] Тип CV*, называемый карликовой новой типа WZ Sge, часто показывает доноров с массой, близкой к границе маломассивных звезд и коричневых карликов. ^[125] Двойная BW Sculptoris является такой карликовой новой с донором коричневым карликом. Этот коричневый карлик, вероятно, образовался, когда звезда-донор потеряла достаточно массы, чтобы стать коричневым карликом. Потеря массы сопровождается потерей орбитального периода, пока он не достигнет минимума в 70–80 минут, при котором период снова увеличивается. Это дает этой эволюционной стадии название period bouncer. ^[124] Также могут существовать коричневые карлики, которые слились с белыми карликами. Новая CK Vulpeculae может быть результатом такого слияния белого карлика и коричневого карлика. ^{[126] [127]}

Самая ранняя стадия формирования коричневого карлика называется прото- или пре-коричневым карликом. Прото-коричневые карлики являются маломассивными эквивалентами протозвезд (объекты класса 0/I). Кроме того, объекты с очень низкой светимостью (VeLLO), которые имеют L _int ≤0,1-0,2 L _☉, часто являются прото-коричневыми карликами. Они находятся в близлежащих звездообразующих облаках. По состоянию на 2024 год известно около 67 перспективных прото-коричневых карликов и 26 пре-коричневых карликов. ^[128] По состоянию на 2017 год известен только один прото-коричневый карлик, связанный с крупным объектом Хербига-Аро . Это коричневый карлик Mayrit 1701117, который окружен псевдодиском и кеплеровским диском. ^[129] Mayrit 1701117 выпускает струю HH 1165 длиной 0,7 световых лет, которая в основном видна в ионизированной сере . ^{[130] [131]}

Коричневые карлики формируются подобно звездам и окружены протопланетными дисками ^[132] , такими как Cha 110913−773444 . Было обнаружено, что диски вокруг коричневых карликов имеют многие из тех же особенностей, что и диски вокруг звезд; поэтому ожидается, что вокруг коричневых карликов будут планеты, сформированные аккрецией. ^[132] Учитывая небольшую массу дисков коричневых карликов, большинство планет будут планетами земной группы, а не газовыми гигантами. ^[133] Если гигантская планета вращается вокруг коричневого карлика поперек нашего луча зрения, то, поскольку они имеют примерно одинаковый диаметр, это даст большой сигнал для обнаружения транзитом . ^[134] Зона аккреции для планет вокруг коричневого карлика находится очень близко к самому коричневому карлику, поэтому приливные силы будут иметь сильное влияние. ^[133]

В 2020 году ближайший коричневый карлик с соответствующим первичным диском (диск класса II) — WISEA J120037.79-784508.3 (W1200-7845) — был обнаружен проектом Disk Detective, когда добровольцы-классификаторы отметили его инфракрасный избыток. Он был проверен и проанализирован научной группой, которая обнаружила, что W1200-7845 имеет 99,8% вероятность быть членом молодой движущейся группы ассоциации ε Chamaeleontis (ε Cha) . Его параллакс (с использованием данных Gaia DR2) помещает его на расстояние 102 парсека (или 333 световых года) от Земли, что находится в пределах местного солнечного соседства. ^{[135] [136]}

В статье 2021 года изучались околозвездные диски вокруг коричневых карликов в звездных ассоциациях , которым несколько миллионов лет и которые находятся на расстоянии 140–200 парсеков. Исследователи обнаружили, что эти диски недостаточно массивны, чтобы в будущем сформировать планеты. В этих дисках есть свидетельства, которые могут указывать на то, что формирование планет начинается на более ранних стадиях и что планеты уже присутствуют в этих дисках. Доказательства эволюции диска включают уменьшение массы диска с течением времени, рост пылевых зерен и оседание пыли. ^[137] Два диска коричневых карликов также были обнаружены в поглощении, и по крайней мере 4 диска фотоиспаряются из-за внешнего УФ-излучения в туманности Ориона . Такие объекты также называются проплидами . Проплид 181−247, который является коричневым карликом или маломассивной звездой, окружен диском с радиусом 30 астрономических единиц, а диск имеет массу 6,2 ± 1,0 М _Дж . ^[138] Диски вокруг коричневых карликов обычно имеют радиус менее 40 астрономических единиц , но три диска в более далеком молекулярном облаке Тельца имеют радиус более 70 а.е. и были разрешены с помощью ALMA . Эти более крупные диски способны образовывать каменистые планеты с массой >1 M _E . ^[139] Существуют также коричневые карлики с дисками в ассоциациях старше нескольких миллионов лет, ^[140] что может быть доказательством того, что дискам вокруг коричневых карликов нужно больше времени для рассеивания. Особенно старые диски (>20 млн лет) иногда называют дисками Питера Пэна . В настоящее время 2MASS J02265658-5327032 является единственным известным коричневым карликом, имеющим диск Питера Пэна. ^[141]

Коричневый карлик Cha 110913−773444 , расположенный в 500 световых годах от нас в созвездии Хамелеон, возможно, находится в процессе формирования миниатюрной планетной системы. Астрономы из Университета штата Пенсильвания обнаружили то, что они считают диском газа и пыли, похожим на тот, который, как предполагается, сформировал Солнечную систему. Cha 110913−773444 является самым маленьким коричневым карликом, обнаруженным на сегодняшний день ( 8  MJ ), _и если бы он сформировал планетную систему, он был бы самым маленьким известным объектом, имеющим ее. ^[142]

Согласно рабочему определению МАС (от августа 2018 г.), экзопланета может вращаться вокруг коричневого карлика. Для этого требуется масса менее 13 _МДж и отношение масс M/M _{центральная <2/(25+√621). Это означает, что объект с массой до 3,2 МДж вокруг} коричневого карлика с массой 80 МДж считается планетой. Это _также означает, что объект с массой до 0,52 _МДж вокруг коричневого карлика _с массой 13 МДж считается планетой. ^[144]

Объекты планетарной массы супер -Юпитера 2M1207b , 2MASS J044144 и Oph 98 B, которые вращаются вокруг коричневых карликов на больших орбитальных расстояниях, могли образоваться в результате коллапса облаков, а не аккреции, и поэтому могут быть суб-коричневыми карликами , а не планетами , что следует из относительно больших масс и больших орбит. Первое открытие маломассивного компаньона, вращающегося вокруг коричневого карлика ( ChaHα8 ) на небольшом орбитальном расстоянии с использованием метода лучевой скорости, проложило путь к обнаружению планет вокруг коричневых карликов на орбитах в несколько а.е. или меньше. ^{[145] [146]} Однако при соотношении масс компаньона и первичной звезды в ChaHα8 около 0,3 эта система скорее напоминает двойную звезду. Затем, в 2008 году, был обнаружен первый спутник планетарной массы на относительно небольшой орбите ( MOA-2007-BLG-192Lb ), вращающийся вокруг коричневого карлика. ^[147]

Планеты вокруг коричневых карликов, вероятно, будут углеродными планетами, обедненными водой. ^[148]

Исследование 2017 года, основанное на наблюдениях с помощью Spitzer, оценивает, что необходимо отслеживать 175 коричневых карликов, чтобы гарантировать (95%) по крайней мере одно обнаружение планеты размером с Землю с помощью транзитного метода. ^[149] JWST потенциально может обнаруживать меньшие планеты. Орбиты планет и лун в Солнечной системе часто совпадают с ориентацией звезды/планеты, вокруг которой они вращаются. Предполагая, что орбита планеты совпадает с осью вращения коричневого карлика или объекта планетарной массы , геометрическую вероятность транзита объекта, похожего на Ио, можно рассчитать по формуле cos(79,5°)/cos( наклон ). ^[150] Наклон был оценен для нескольких коричневых карликов и объектов планетарной массы. Например, SIMP 0136 имеет предполагаемый наклон 80°±12. ^[151] Если предположить, что нижняя граница i≥68° для SIMP 0136, то это приводит к вероятности транзита ≥48,6% для близких планет. Однако неизвестно, насколько распространены близкие планеты вокруг коричневых карликов, и они могут быть более распространены для объектов с меньшей массой, поскольку размеры дисков, по-видимому, уменьшаются с массой. ^[137]

Была изучена обитаемость гипотетических планет, вращающихся вокруг коричневых карликов. Компьютерные модели, предполагающие условия для этих тел, чтобы иметь обитаемые планеты , очень строгие, обитаемая зона узкая, близкая (T-карлик 0,005 а.е.) и уменьшающаяся со временем из-за охлаждения коричневого карлика (они сливаются максимум за 10 миллионов лет). Орбиты там должны были бы иметь чрезвычайно низкий эксцентриситет (порядка 10 в минус 6), чтобы избежать сильных приливных сил , которые могли бы вызвать неконтролируемый парниковый эффект на планетах, делая их непригодными для жизни. Также не было бы никаких лун. ^[152]

В 1984 году некоторые астрономы предположили, что вокруг Солнца может вращаться необнаруженный коричневый карлик (иногда называемый Немезидой ), который может взаимодействовать с облаком Оорта так же, как это делают проходящие звезды . Однако эта гипотеза утратила популярность. ^[153]

Этот список неполный ; вы можете помочь, добавив недостающие пункты. ( Август 2008 г. )

• 
  Иллюстрация коричневого карлика ^[173]

• Фузор (астрономия)
• Пустыня коричневых карликов  – теоретический диапазон орбит вокруг звезды, в пределах которого коричневые карлики не могут существовать как сопутствующие объекты.
• Голубой карлик (стадия красного карлика)  – гипотетический класс звезд, развивающихся из красного карлика.
• Темная материя  – Концепция в космологии
• Экзопланета  — планета за пределами Солнечной системы.
• Стеллификация
• WD 0032-317 б
• Список коричневых карликов
• Список Y-карликов