불쌍한 갈색 왜성 동정; 스타 워너비 크기가 작고 어둡기 때문에 무게를 측정하는 것 외에도 거의 찾을 수 없습니다. 그러나 그것은 천문학 자 팀이 한 일입니다. 그들은 지금까지 본 최저 질량의 부유물을 정확하게 측정했습니다.
별이 될 때 질량은 모든 것입니다. 별이 태양의 약 7 % 인 특정 지점 아래로 내려 가면 핵융합을 시작하기에 충분한 통과가 이루어지지 않습니다. 우리 태양의 온도는 거의 6000 켈빈이지만 갈색 왜소는 700 켈빈의 오븐보다 약간 더 뜨겁습니다. 전형적인 갈색 왜소는 태양 에너지의 1 / 300,000을 방출 할 것입니다. 내가 말했듯이 시원하고 찾기가 어렵습니다.
질량을 결정하는 가장 정확한 방법은 이진 물체를 찾는 것입니다. 이진 물체는 갈색 왜성이 높은 질량의 별 (또는 다른 갈색 왜성)과 같은 다른 물체를 선회하고 있습니다. 하와이와 호주의 천문학 자들이 그렇게했습니다.
고등학교 물리학 수업을 다시 생각해보십시오. Johannes Kepler는 17 세기에 궤도 크기와 두 물체가 하나의 궤도주기를 완료하는 데 걸리는 시간을 정확하게 측정하여 모든 이진 시스템의 총 질량을 결정할 수 있음을 처음으로 증명했습니다. 궤도주기를 정확하게 측정 할 수 있으면 질량을 쉽게 계산할 수 있습니다.
트릭이었던 궤도주기를 측정하고 있습니다. 하와이 대학 천문학 연구소의 트렌트 듀푸 (Trent Dupuy)는 다음과 같이 말합니다. 우리는 현재 망원경으로 움직임을 정밀하게 모니터링 할 수있는 가장 선명한 측정 값을 얻어야했습니다.”
그들은 하와이의 마우나 케아 꼭대기에있는 10 미터 길이의 eck II 망원경을 사용하여 데이터를 수집했습니다. Keck II는 이러한 종류의 작업에 절대적으로 적합한 적응 형 광학 시스템으로 제작되었습니다.
팀은 두 개의 갈색 왜성 바이너리의 질량을 측정했습니다. 하나는 두 종류의“메탄”갈색 왜성 – 가장 멋진 종류의 갈색 왜성으로 구성되었습니다. 두 물체의 총 질량은 태양의 약 6 %이므로 태양의 3 %입니다. 다른 한 쌍은 따뜻하고“먼지가 많은”갈색 왜성으로 11 %의 태양 질량을 가지고 있으며 각각 5.5 %입니다.
원본 출처 : IFA 뉴스 릴리스
