French
Deutschجرم دون نجمي - ويكيبيديا
جرم دون نجمي (بالإنجليزية: Substellar object) يسمى أحيانا شبة نجمي (substar) هو جرم فلكي كتلته أصغر من أصغر كتلة يمكن فيها حدوث اندماج نووي (حوالي 0.08 كتلة شمسية). ويشمل هذا التعريف الأقزام البنية والأقزام السوداء[3][4] والبقايا النجمية المشابهة للجرم EF Eridani B حول نجم EF النهر ، ويمكن أن تشمل أيضا أجرام اكتل الكوكبية بغض النظر عن آلية تشكيلها وما إذا كانت مرتبطة بنجم رئيسي أم لا.[5][6][7][8]
خصائص
[عدل]على افتراض أن الجرم الدون نجمي لديه تركيبة مماثلة للشمس وما لا يقل عن كتلة المشتري (حوالي 10−3 كتلة شمسية)، فأن نصف قطرة سوف يكون مماثل لنصف قطر كوكب المشتري (مايقارب 0.1 نصف قطر شمسي) وبغض النظر عن كتلة الجرم الدون نجمي (الأقزام البنية كتلتها أقل من 75 ). وذلك لأن مركز الجرم الدون نجمي في أعلى النطاق الكتلي (أقل بقليل من حد حرق الهيدروجين) متحلل إلى حد كبير مع كثافة قدرها ≈103 g/cm3 ، ولكن هذا الانحلال يقل مع انخفاض الكتلة حتى في كتلة المشتري، الجرم الدون نجمي لديه أقل من 10 g/cm3. انخفاض الكثافة يوازن انخفاض الكتلة ويحفاظ على نصف قطرة ثابت تقريبا.[9] وإذا الجرم الدون نجمي في مدار حول نجم فسوف يتقلص ببطء أكثر فحين سيبقى دافئا بواسطة النجم وينتقل لحالة استقرار حيث تنبعث منة طاقة بقدر ما يتلقاه من النجم.[10]
التصنيف
[عدل]اقترح ويليام دنكان ماكميلان في عام 1918 تصنيف الاجرم دون نجمية إلى ثلاث فئات استنادا إلى كثافتها وطور المرحلة: الصلبة، الانتقالية والمظلمة الغازية (غير-نجمية). وتشمل الاجرم الصلبة الدون نجمية الأرض والكواكب الأرضية الصغيرة والأقمار ؛ مع أورانوس ونبتون (وفي وقت لاحق اجرام نبتون الصغيرة والكواكب الأرضية الهائلة) كأجرام انتقالية بين الصلبة والغازية. زحل والمشتري والكواكب الغازية في الحالة «غازية».[11]
مراجع
[عدل]- ^ Rebolo، Rafael (2014)، "Teide 1 and the Discovery of Brown Dwarfs"، في Joergens، Viki (المحرر)، 50 Years of Brown Dwarfs – From Prediction to Discovery to Forefront of Research، Astrophysics and Space Science Library، Springer، ج. 401، ص. 25–50، ISBN:978-3-319-01162-2، مؤرشف من الأصل في 2015-02-19
- ^ Oppenheimer، Ben R. (2014)، "Companions of Stars: From Other Stars to Brown Dwarfs to Planets and the Discovery of the First Methane Brown Dwarf"، في Joergens، Viki (المحرر)، 50 Years of Brown Dwarfs – From Prediction to Discovery to Forefront of Research، Astrophysics and Space Science Library، Springer، ج. 401، ص. 81–111، ISBN:978-3-319-01162-2، مؤرشف من الأصل في 2015-02-19
- ^ R. F. Jameson؛ M. R. Sherrington؛ A. R. Giles (أكتوبر 1983). "A failed search for black dwarfs as companions to nearby stars". Royal Astronomical Society. ج. 205: 39–41. Bibcode:1983MNRAS.205P..39J. DOI:10.1093/mnras/205.1.39P.
{{استشهاد بدورية محكمة}}: الوسيط غير المعروف|last-author-amp=تم تجاهله يقترح استخدام|name-list-style=(مساعدة) - ^ Kumar، Shiv S. (1962). "Study of Degeneracy in Very Light Stars". Astronomical Journal. ج. 67: 579. Bibcode:1962AJ.....67S.579K. DOI:10.1086/108658.
- ^ §3, What Is a Planet?, Steven Soter, Astronomical Journal, 132, #6 (December 2006), pp. 2513–2519. نسخة محفوظة 25 أغسطس 2018 على موقع واي باك مشين.
- ^ Chabrier and Baraffe, pp. 337–338
- ^ Alula Australis, Jim Kaler, in Stars, a collection of web pages. Accessed on line September 17, 2007. نسخة محفوظة 04 يوليو 2008 على موقع واي باك مشين. [وصلة مكسورة]
- ^ A search for substellar members in the Praesepe and σ Orionis clusters, B. M. González-García, M. R. Zapatero Osorio, V. J. S. Béjar, G. Bihain, D. Barrado Y Navascués, J. A. Caballero, and M. Morales-Calderón, Astronomy and Astrophysics 460, #3 (December 2006), pp. 799–810. نسخة محفوظة 5 أكتوبر 2018 على موقع واي باك مشين.
- ^ Chabrier and Baraffe, §2.1.1, 3.1, Figure 3
- ^ Chabrier and Baraffe, §4.1, Figures 6–8
- ^ MacMillan، W. D. (يوليو 1918). "On stellar evolution". Astrophysical Journal. ج. 48: 35–49. Bibcode:1918ApJ....48...35M. DOI:10.1086/142412. مؤرشف من الأصل في 2019-05-12.
