갈색 난쟁이 이진 쌍의 아티스트 그림입니다. 클릭하면 확대됩니다.
천문학 자에게 가장 어려운 과제 중 하나는 얼마나 먼 물체가 얼마나 큰지를 알아내는 것입니다. 허블 우주 망원경은 천문학 자들이 별을 이리저리 움직일 때 이진 쌍의 갈색 왜성 덩어리 (별 실패)를 측정하는 데 도움을 주었다. 한 난쟁이는 목성의 질량의 55 배이고 다른 난쟁이는 질량의 35 배입니다. 융합 반응을 일으키기에 충분한 질량을 갖기 전에 각각 목성의 질량의 80 배가되어야합니다.
천문학 자들은 처음으로 이진 쌍의 갈색 왜성 무게를 측정하고 직경을 정확하게 측정하는 데 성공했습니다. 단일 종류의 갈색 왜성을 관찰 할 때는 이러한 종류의 정확한 측정이 불가능합니다.
그들의 궤도는 지구를 향해 경사져 있기 때문에, 왜소들은 서로 앞을지나 가면서 일식을 만듭니다. 이것은 처음 발견 된 갈색 왜소한 이진 바이너리입니다. 이 쌍은 드워프의 질량과 직경을 정확하게 측정 할 수있는 특별한 기회를 제공하여 이론적 모델에 대한 중요한 테스트를 제공합니다.
갈색 왜소는 우리 태양에 동력을 공급하는 것과 같이 수소 융합 반응을 유지하기에는 너무 작은 천체의 이해되지 않은 중간 등급의 천체입니다. 그러나 갈색 왜성은 태양계의 가장 큰 행성 인 목성보다 수십 배 더 무겁기 때문에 너무 커서 행성이 될 수 없습니다.
한 쌍의 갈색 왜성에 대한 발견과 중요한 측정치는 오늘 천문학 자 팀에 의해 과학 저널 Nature에보고되었습니다 : 우주 망원경 과학 연구소 (STScI)의 Jeff Valenti, 위스콘신-매디슨 대학의 Robert Mathieu, Keivan Stassun 밴더빌트 대학교
하나의 난쟁이는 목성의 질량의 55 배입니다. 다른 하나는 목성보다 35 배나 무겁다 (10 %의 오차 한계). 핵융합을 통해 스타 자격을 갖추고 수소를 태우려면 왜소가 목성보다 80 배 더 커야합니다. 비교하면 태양은 목성보다 1,000 배 더 무겁습니다.
천문학 자들은 같은 나이의 갈색 왜성에 대한 모든 예측과는 달리, 더 큰 갈색 왜성이 쌍의 차가움을 발견한다는 사실에 놀랐습니다. 연구자들은 두 사람의 나이가 같지 않아 체포되거나 이론적 모델이 잘못 될 수 있다고 지적했다.
갈색 난쟁이 쌍은 지구에서 볼 때 하나의 물체처럼 보이도록 서로 공전합니다. 그들의 경마장 궤도는 가장자리에 있기 때문에, 두 물체는 주기적으로 서로 앞을 지나가거나 이클립스를지나갑니다. 이 식들은 두 물체에서 나오는 결합 된 빛의 밝기를 규칙적으로 떨어 뜨립니다. 이 점 술의 정확한 타이밍으로 천문학 자들은 두 물체의 궤도를 결정할 수있었습니다. 이 정보로 천문학 자들은 뉴턴의 운동 법칙을 사용하여 두 난쟁이의 질량을 계산했습니다.
또한, 천문학 자들은 빛의 곡선에서 딥의 지속 시간을 측정하여 두 난쟁이의 크기를 계산했습니다. 그들은 너무 어리기 때문에, 왜소는 질량이 엄청나게 크다. 태양과 거의 같은 직경이다. 이 쌍은 오리온 성운 (Orion Nebula)에 위치하고 있기 때문에 천만년이 채되지 않은 별이있는 별의 탁아소입니다.
드워프 쌍에서 나오는 빛을 분석하면 드워프가 붉은 색조를 나타냅니다. 현재의 모델은 또한 갈색 왜소가 목성과 토성에서 보이는 것과 유사한 구름 모양의 반점과 반점을 가져야한다고 예측합니다.
쌍에서 나오는 광 스펙트럼의 변화를 측정함으로써 천문학 자들은 왜소의 표면 온도도 측정했습니다. 이론에 따르면 한 쌍의 갈색 왜성 중 더 많은 구성원이 더 높은 표면 온도를 가져야한다고 예측합니다. 그러나 그들은 정반대를 발견했습니다. 둘 중 더 무거운 온도는 화씨 4,310도 (켈빈 2,650도)이고 더 작은 4,562도 F (2,790도)입니다. 이것은 태양의 표면 온도 5,800도 (F), 9,980도 (F)와 비교됩니다.
Stassun은“하나의 가능한 설명은 두 물체의 기원과 연령이 다르다는 것입니다. 이 경우 별 형성 과정을 시뮬레이션하려는 최근 노력의 결과 중 하나를 지원합니다. 이 시뮬레이션은 갈색 왜성이 서로 가깝게 형성되어 서로의 형성을 방해 할 수 있다고 예측합니다.
새로운 관측은 갈색 왜성이 별 크기의 물체로 시작하지만 수축하고 차가워지고 나이가 들어감에 따라 점점 더 행성 크기가된다는 이론적 예측을 확인합니다. 지금까지, 질량이 직접 측정 된 유일한 갈색 왜성들은 훨씬 더 나이가 많고 희미했습니다.
많은 천문학 자들은 갈색 왜소가 실제로 별 형성 과정의 가장 일반적인 산물이라고 생각합니다. 따라서 브라운 드워프에 대한 정보는 성간 먼지와 가스의 붕괴 소용돌이에서 별을 생성하는 역동적 인 과정에 대한 귀중한 새로운 통찰력을 제공 할 수 있습니다.
오래된 갈색 왜성이 실제 별보다 작고 희미하기 때문에 망원경 기술의 개선으로 천문학 자들이 수백 개의 희미한 물체를 갈색 왜소로 분류 할 수있게되었습니다. 그러나 다른 유형의 희미한 물체에서 갈색 왜성을 선택하려면 질량이 별과 별 같은 물체의 운명이기 때문에 질량을 추정 할 수있는 방법이 필요합니다.
브라운 드워프의 존재는 1980 년대에 처음 제안되었지만 2000 년이 되어서야 브라운 드워프가 분명하게 발견되었습니다. 갈색 왜소는 가상의 대상 이었지만 천문학 자들은 그들이 형성 한 방식으로 행성과 구별했다. 브라운 드워프와 별은 성간 먼지와 가스가 무너지는 구름에서 같은 방식으로 형성됩니다. 행성은 별을 둘러싸고있는 먼지와 가스의 디스크로 만들어집니다. 천문학 자들이 첫 번째 후보 브라운 드워프를 발견 한 후, 그들은 왜소한 동반자가있는 행성에서 드워프를 구분하기가 매우 어렵다는 것을 깨달았습니다. 따라서 점점 더 많은 천문학 자들이 갈색 왜성을 목성보다 13 ~ 80 배 더 큰 물체로 정의하는 것을 선호합니다.
연구원들은 산티아고에서 북쪽으로 약 100 마일 떨어진 칠레 안데스에 위치한 우주 망원경 과학 연구소와 밴더빌트 대학교를 포함한 컨소시엄이 운영하는 중소형 조리개 연구 망원경 시스템 (SMARTS)으로 망원경 두 개를 관찰했다. 국립 과학 재단이 운영하는 국제 쌍둥이 자리 천문대.
원본 출처 : 허블 뉴스 릴리스
