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恒星光谱
2017-08-23
 
恒星光谱

在天文学,恒星分类是将恒星依照光球的温度分门别类,伴随着的是光谱特性、以及随后衍生的各种性质。根据维恩定律可以用光谱来测量物体表面的温度,但对距离遥远的恒星是非常困难的。恒星光谱学提供了解决的方法,可以根据光谱的吸收谱线来分类:因为在一定的温度范围内,只有特定的谱线会被吸收,所以检视光谱中被吸收的谱线,就可以确定恒星的温度。早期(19世纪末)恒星的光谱由A至P分为16种,是目前使用的光谱的起源。

恒星光谱分类

20世纪初,美国哈佛大学天文台对50万颗恒星进行了光谱研究。他们根据恒星不同的谱线进行了分类,结果发现它们与颜色也有关系。
蓝色:“O”型
蓝白色:“B”型
白色:“A”型
黄白色:“F”型
黄色:“G”型
橙色:“K”型
红色:“M”型

西奇分类

在1860至1870年间,安吉洛·西奇神父为了分辨观察到的恒星光谱,创造了早期的光谱分类法。在1868年,他已经将光谱分为四类:
第一类:白色和蓝色的恒星,光谱有厚重的氢线和金属线。(现在的A类)
第二类:黄色星 - 氢的强度减弱,但是金属线更为明显。(现在的G和K类)
第三类:有宽阔谱线的橘色星。(现在的M类)
第四类:有明显碳带的红色星和碳星。

在1878年,他增加了第五类:
第五类:发射谱线的恒星(f.ex. Be、Bf等)

这种分类法在19世纪的90年代末期由哈佛分类法取代,其余的部分在下述的文章中谈论。

哈佛光谱分类

赫罗图的横座标是光谱的型态,依照温度的顺序由左向右依序为O、B、A、F、G、K、M等类型,是由哈佛大学天文台发展出来的,所以称为哈佛分类法。1894年,哈佛大学天文台开始对恒星光谱作有系统的分类,在安妮·坎农的主持下,经历了40年时间,到1934年共分析了数十万颗恒星的光谱,编纂成10册的亨利·德雷伯星表及其扩充星表,并发展出现在使用的摩根-肯那光谱分类法。

类型  温度             典型颜色    质量(太阳质量)  半径(太阳半径)  光度             氢线    主序星的比例%
O     30,000 K~以上    蓝色        ≥ 16 M☉       ≥ 6.6 R☉      ≥ 3*104L☉      弱      ~0.00003%
B     10,000~30,000 K  蓝白色      2.1~16 M☉      1.8~6.6 R☉     25~30,000 L☉    一般    0.13%
A     7,500~10,000 K   淡蓝的白色  1.4~2.1M☉      1.4~1.8 R☉     5~25 L☉         强烈    0.6%
F     6,000~7,500 K    白色        1.04~1.4 M☉    1.15~1.4 R☉    1.5~5 L☉        一般    3%
G     5,200~6,000 K    黄色        0.8~1.04 M☉    0.96~1.15 R☉   0.6~1.5 L☉      弱      7.6%
K     3,700~5,200 K    橙色        0.45~0.8 M☉    0.7~0.96 R☉    0.08~0.6 L☉     十分弱  12.1%
M     2,200~3,700 K    红色        0.08~0.45 M☉   0.2~0.7 R☉     5*10-7~0.08 L☉  十分弱  76.45%

摩根-肯那光谱分类法

这是目前最通用的恒星分类法,依据恒星的温度由高至低排序(质量、半径和亮度皆与太阳比较),但其光谱标示仍沿用哈佛光谱中的分类,将恒星的光谱分成七大类,每类再细分为十小类。但目前最热的星为O5,最暗的星为M5,即O型只有五小类,M型只有六小类,总计为61小类。

各类型的特性如下:
O:温度高于25,000K,有游离的氦光谱,氢的谱线不明显,在紫外线区的连续光谱强烈。多数的原子都呈现高游离状态,如氮失去两个电子,硅失去三个电子。
B:温度在11,000至25,000K之间,氦原子谱线呈现中性,硅则失去1或2个电子,氧和镁原子失去1个电子。如B0就已经没有氦的游离谱线,氢谱线则已很明显。
A:温度在7,500至11,000K之间,光谱以氢原子的谱线最强烈,硅、镁、铁、钙、钛等都为游离的谱线,但金属的谱线很微弱。如A0已经没有氦的谱线,有微弱的镁与硅的离子谱线,也有钙离子的谱线。
F:温度在6,000至7,500K之间,有离子化的金属谱线,氢的谱线转趋微弱但仍很明显,铁、铬等自然态的金属谱线开始出现。如F0的钙离子线强烈,氢的谱线虽已减弱,但中性氢原子谱线与一阶金属离子线都很明显。
G:温度在5,000至6,000K之间,有游离的金属、钙谱线及部分的金属谱线,氢原子的谱线更为微弱,分子谱线(CH)已经出现。如G0谱线以中性金属线为主,钙的离子线达到最强,氢氧根(G带)的吸收线很强。
K:温度在3,500至5,000K之间,主要为金属谱线。如K0在蓝色的连续区强度微弱,氢线很微弱,有中性金属谱线,分子谱线(CH、CN)依然存在。
M:温度低于3,500K,有金属、分子及氧化物的谱线,氧化钛(TiO)的谱线成为最主要的谱线。如M0已有很强的分子带,尤其是氧化锑、钙原子的谱线强烈,红色区呈现连续光谱;M5钙原子的谱线很强,氧化锑的强度超过钙。

此外,在巨星的区域内因为还有其他的元素参与核反应,所以还有R、S、N三种在巨星分支上才会用的分类;还有些恒星因为有些特殊谱线而不易归类于其中,也会另外加上注解用的字母作为区别。

光谱的排序

哈佛光谱分类法在制定之初,参考了太阳光谱的命名方法,以氢原子光谱为依据,依照强弱以字母A、B、C、D的顺序来标示,A型就是氢谱线最强烈的,B型比A型要弱一些,C型又再弱一些,依此类推。而我们知道氢的谱线只在特定的温度范围内才会明显,温度太高或太低谱线都会减弱,所以当摩根与肯那使用温度来排列时,字母就不再能依序排列了;同时也参考其他原子的谱线,合并与删除了一些重复的类型,将哈佛分类原来的16种分类改成为今日我们所看见的型态。

摩根-肯那光谱在天文学上使用的非常广泛,为便于学生记忆,发展出了许多记忆用的口诀,其中最为人熟知的便是这一句:Oh! Be A Fine Girl Kiss Me,讽刺的是天文学家几乎都是男性,但制定哈佛光谱分类法的却是一群女天文学家。

摩根-肯那光谱分类的记忆口诀还有如下所列的一些:
Oh By A Fine Glass Kill Me.
Oh Be A Fine Guy/Gal Kiss Me.
Oh Begone, A Friend's Gonna Kiss Me.
Only Boys Accepting Feminism Get Kiss Meaningfully.

这些还都是传统的记忆口诀,在网络上还可以找到各种不同场合(包括政治)的口诀。

O、 B、和A型有时被称为早期形光谱 ,K和M称为晚期型光谱,这与观测无关,是依据20世纪初期的理论而来的,当时认为恒星诞生时是高温的早期型,然后温度逐渐下降成为低温的晚期型。现在知道这种说法是完全错误的。

其他光谱类型

有一些光谱分类,只适用在较少数的恒星上:
W:25000~50000K - 沃夫-瑞叶星。
L:1,500 - 2,000 K – 恒星的质量不足以让氢的核聚变持续进行的棕矮星(次棕矮星)。L代表锂,锂在核聚变反应中会很快的被摧毁,因为它的原子核燃烧点只有250万K,足够由L型棕矮星的核反应摧毁。
T:1,000 K – 比棕矮星温度更低的恒星,在光谱中有甲烷的谱线。
Y:250 K 比T型棕矮星更加暗弱的恒星类别,表面温度有时甚至只略高于人的体温。
C:碳星.
R:以前是光谱中有碳星谱线的K型恒星。
N:以前是光谱中有碳星谱线的M型恒星。
S:原本是M型的恒星,但正常的氧化锑谱线被氧化锌谱线取代。
D:白矮星,例如,天狼 B

白矮星的分类

D 代表的是白矮星,为低质量恒星在结束它们生命时的终点。白矮星的光谱可以细分为DA, DB, DC, DO, DX, DZ, 和DQ。要注意的是附加的字母并不是用在恒星本身,只是在说明在白矮星外围大气层的状况。

白矮星的分类如下:
DA:外围或大气层有丰富的氢,光谱中有巴尔曼系列的谱线。
DB:外围或大气层有丰富的氦,光谱中有中性氦原子的谱线。
DO:光谱以氦离子谱线为主,也可能有微弱的氢与氦原子谱线。
DQ:外围或大气层有丰富的碳,光谱中有碳原或分子的谱线。
DZ:外围或大气层有丰富的金属,光谱中有钙离子的谱线。
DC:光谱中没有上述各型特征的谱线,也就是说光谱几乎是连续光谱。
DX:谱线的特征不明确,不能确切分类的。

A,B,O,Q等谱线的特征如果出现在同一颗白矮星的光谱中,也可以同时列出。

物理性质(附加字母)

为了更明确描述白矮星的物理状态,会再使用第二个字母来说明:
P:光谱被偏极化
H:谱线有在磁场下因塞曼效应产生分裂的现象
V:变星
PEC:特殊的谱线

温度标示

白矮星的光谱也有由1~9的数字系列来界定表面温度的范围,1的温度约在37,500K以上,9的温度约为5,500K。是以50,400K为基数,除以白矮星表面的有效温度所得到的商数。

约克光谱分类

约克光谱分类也称为MKK系统,因为最早是在1943年由约克天文台的威廉·威尔逊·摩根、菲利浦·蔡尔兹·基南和伊迪丝·凯尔曼共同制定出来的。 这套分类法建立在光谱线对恒星表面重力的灵敏度上,与光度有关,也正好与根据表面温度来分类的哈佛分类法相辅相成。 由于巨星的半径远比矮星为大,因此在质量相差不大的情况下,两者表面的重力、气体密度和压力,巨星都会比矮星要低。 这些差异在恒星上以光度的强弱表现出来,造成谱线被测量到的宽度和强度有所不同。在表面密度越高与重力越强的恒星上,因压力产生的谱线变宽效应也就越明显。

作用的描述: 不同的光度分类的特征如下:
0 :超超巨星 (稍后才新增的);
Ⅰ: 超巨星
  Ⅰa :非常明亮的超巨星;
  Ⅰab
  Ⅰb :不很亮的超巨星;
Ⅱ:亮巨星;
  Ⅱa
  Ⅱab
  Ⅱb
Ⅲ:普通的巨星;
  Ⅲa
  Ⅲab
  Ⅲb
Ⅳ:次巨星,也称为亚巨星;
  Ⅳa
  Ⅳab
  Ⅳb
Ⅴ:主序星,也称为矮星;
  Ⅴa
  Ⅴab
  Ⅴb
Ⅵ:次矮星,也称为亚矮星,但此类恒星的数量不多,故不常用到。
Ⅶ:白矮星,(稍后才新增的,但不常用)

少数的情况下会分在两类之间,例如Ⅰa-0,表示是非常明亮的超巨星,但已经非常接近超超巨星。

因为描述的都是恒星表现在外的光度,所以常被称为MKK光度分类法。

我们的太阳在光谱分类上是G2V,这是结合了摩根-肯纳(G2)与约克(V)两种分类一起标示的。但实际上,太阳不是一颗黄色的星,而是个色温5870K的黑体,这是白色而且没有黄色踪影的,有时也作为白色的标准定义。

UBV 系统

UBV系统也称为约翰逊系统,这是在恒星的光度测量上才会使用到的分类。依据恒星在紫外线(U)、蓝色(B)与目视(V)三种不同波长上的光度,对恒星进行UBV的光度测量来分类。这种分类法是美国天文学家哈洛德·约翰逊 (Harold Lester Johnson)和威廉·威尔逊·摩根( William Wilson Morgan)在1950年代提出的,当初选择在可见光范围最末端的蓝色光是因为这是天文摄影也能观察到的颜色。

在实际的运用上,天文学家会比较U、B、V三种颜色之间的光度差,称为色指数,用以比较不同恒星间的差异。

色指数

色指数是天文学中利用颜色来显示恒星表面温度的一个标量。要测量出这个指数,观测者需要使用两种不同的滤镜,U和B或B和V,依序测出目标物的光度。这是一套很常用的通带或滤镜测光系统,U是对紫外线灵敏的滤镜,B是对蓝光灵敏的滤镜,V是对黄绿色的可见光灵敏的滤镜(参考UBV系统)。使用不同滤镜测得的光度差分别称为U-B或B-V的色指数,数值越小,恒星的颜色越接近蓝色;反之,色指数越大,颜色越红(或温度越低)。 这是一系列以对数显示的结果,明亮的天体呈现的数值比暗淡的天体为小(可以为负值)。在比较上,淡黄色的太阳B-V色指数为0.656±0.005,蓝色的参宿七B-V的数值为-0.03(参宿七的B星等为0.09,V星等为0.12,B-V = -0.03)。

遥远天体的色指数通常都会受到星际消光的影响—也就是星际红化的现象比近距离的天体明显。红化的总量以色余这种特性来表示,在定义上是观测得到的色指数和正常的色指数(或本质的色指数),假设未受到消光影响的真实色指数的差值。例如,在UBV测光系统,我们可以将B-V颜色写成:
E B − V   = ( B − V ) Observed   − ( B − V ) Intrinsic
大部分光学领域的天文学家使用的通带是UVBRI滤镜,此处U、B和V与前述的相同,R是红色滤镜,I是红外光滤镜。这套滤镜系统有时也以发明者的名字,称为强生-考欣滤镜系统(Johnson-Cousins filter system)。这些滤镜有时会和光电倍增管和玻璃滤镜做成特殊的组合,像是M. S. Bessel就是设置在平台上的特殊滤镜传导组合,可以对色指数进行定量的演算。严格来说,选择一组适当的滤镜时,必须考虑待测天体的温度范围:B-V适合中间范围的温度,U-V适合高温的天体,而R-I适用于低温的天体。

双色图

在天文学中的双色图(或称为双色指数图,color–color diagrams)是一个比较恒星在不同波长下视星等差异的图表。天文学家进行观测时一般都在特定波段下进行窄范围波长观测,并且天体在每个波段下的亮度都不同。在天文学上不同波段之间的光度差异称为色指数。在双色图中,由两个特定波段组成的色指数会位于该图水平向的X轴,由另外两个波段组成的另一个不同色指数(虽然一般情况下其中一个波段会在两个被比较的色指数同时出现)则是位于垂直向的Y轴。

背景

虽然恒星并不是完美的黑体,恒星光芒中的第一级光谱仍相当接近黑体辐射曲线,有时候也被认为和热辐射曲线符合。黑体辐射曲线的整体形状只由温度决定,并且波长峰值和温度成反比关系,即维恩位移定律。因此,观测恒星光谱可以有效测定恒星表面的有效温度。根据光谱仪获得的恒星完整光谱可获得比以较简易的测光方式更多资讯。因此,借着比较从各波段视星等差异决定的多个不同色指数方式仍可以有效测定恒星表面的表面温度,这是因为各颜色之间星等差异和特定温度是对应的。因此双色图可以作为表示恒星分布的一种方式,它就像赫罗图一样,不同光谱类型的恒星在双色图上的位置也不一样。这个特性可应用在多种波段测定上。

应用

测光校正

恒星的双色图可以用来直接校正或测试光学和红外线摄影资料的颜色和星等。这种方式是利用银河系中横跨夜空的大量恒星颜色基本分布,并且事实上是观测的恒星颜色(和视星等不同)和恒星与地球的距离是各自独立的。恒星轨迹回归(Stellar locus regression,SLR)是一个为了在测光校正时不需要标准星而开发的方式,除了极度少见(一年一次以下)的颜色模式量测以外。恒星轨迹回归法已经使用在一些科学研究计划。美国国家光学天文台广角深度巡天计划(NOAO Deep Wide-Field Survey,NEWFIRM)观测的区域使用本方式以达到比其他先前的传统测定法更高精确度的恒星颜色资料。南极望远镜则使用此法量测星系团的红移。蓝色峰值法(Blue-tip method)则是与恒星轨迹回归关系密切的方式,但主要是使用在修正红外线天文卫星资料中的银河系消光预测。其他的巡天也使用了恒星的双色图,其中包含了牛津-达特茅斯三十度角巡天(Oxford-Dartmouth Thirty Degree Survey)和史隆数位巡天。

颜色异常值

分析史隆数位巡天或2微米全天巡天等大规模巡天的观测资料是相当有挑战性的,因为这样的巡天会产生极大量资料。对于这些巡天,双色图就可用来寻找来自主序星分布的颜色异常值。当这些异常值被确定,就可以进行更深入研究。本法已被用来确认极低温的次矮星。在测光中无法被分辨出来的联星如有一颗成员星离开主序星阶段的话,就可以使用颜色异常值的方式分辨出。经由渐近巨星分支从碳星演化成行星状星云的恒星在双色图上会在特殊位置。类星体也会出现颜色值异常现象。

恒星形成

双色图常使用在红外线天文学以研究恒星形成区域。恒星是形成在由宇宙尘组成的星际云之中。当恒星形成过程发生,就会形成由尘埃组成的星周盘,并且会被内部的恒星加热。被加热的尘埃就会像黑体一样发射辐射,虽然它的温度比恒星低很多。这样的结果就是在恒星观测资料中有红外过量的情形。即使没有星周盘,在恒星形成区域中的主序星仍会有红外线波段光度比其他区域的主序星高的状况。这些效应和星光因为被星际物质中的尘埃散射产生偏红的光线是不同的。

双色图可以将以上两种不同的效应完全隔离。因为对主序星在双色图上的关系曲线有足够的了解,因此可在双色图上绘制理论上的主序星曲线作为参考值,例如右图中的黑色实线。天文学家对星际尘埃的散射机制也已经足够了解,因此各波段星等的资料可在双色图上表示以判定被期望观测到星际红化的区域,而这样的资料在右图中是以黑色虚线绘出。典型的红外线双色图通常以色指数H–K为水平轴方向,J–H为垂直轴方向(关于红外线各波段资讯请参见红外线天文学)。在这样的双色图上恒星会落在代表主序星曲线的右侧,并且被红化的波段会被绘制在明显高于主序星在K波段的位置,其中也包含了因为星际尘埃而被红化的主序星。在J、H和K波段中以K波段的波长最长,所以在K波段异常明亮的天体就被认为是红外辐射过量天体。如果是像位于反射星云内的原恒星这类天体,它的长波长辐射过量则是因为反射星云的抑制造成。双色图可以作为研究恒星形成的一种方式,并且恒星形成过程中的状态可以大略从它在双色图上的位置得知。

赫罗图

赫罗图(英语:Hertzsprung-Russel diagram,简写为H-R diagram)是丹麦天文学家赫茨普龙及由美国天文学家罗素分别于1911年和1913年各自独立提出的。后来的研究发现,这张图是研究恒星演化的重要工具,因此把这样一张图以当时两位天文学家的名字来命名,称为赫罗图。赫罗图是恒星的光谱类型与光度之关系图,赫罗图的纵轴是光度与绝对星等,而横轴则是光谱类型及恒星的表面温度,从左向右递减。恒星的光谱型通常可大致分为O.B.A.F.G.K.M七种,有一个简单的英文口诀便于记诵这七种类型,即"Oh be A Fine Girl/Guy. Kiss Me!"(当个好女孩/男孩,吻我!)。

赫罗图可显示恒星的演化过程,大约90%的恒星位于赫罗图左上角至右下角的带状上,这条线称为主序带。位于主序带上的恒星称为主序星。形成恒星的分子云是位于图中极右的区域,但随着分子云开始收缩,其温度开始上升,会慢慢移向主序带。恒星临终时会离开主序带,恒星会往右上方移动,这里是红巨星及红超巨星的区域,都是表面温度低而光度高的恒星。经过红巨星但未发生超新星爆炸的恒星会越过主序带移向左下方,这里是表面温度高而光度低的区域,是白矮星的所在区域,接着会因为能量的损失,渐渐变暗成为黑矮星。

赫罗图与星球体积的大小关系

物理学家在研究热辐射光谱的时候,发现了在一个单位面积上,亮度与温度之间的关系。温度越高亮度越亮。因此,一旦我们能够决定一个星球的绝对星等和光谱类型,我们就能估计它的体积大小。

单位时间内,在单位面积中所释放出来的热辐射能量与温度四次方成正比。
F   = σ T 4    ( σ = 5.67 × 10 − 5    e r g   s − 1     c m − 2     K − 4    )    (σ为史蒂芬·波兹曼常数)
亮度为单位时间内热辐射所发出来的能量,所以将上式乘上星球总面积,假设星球为球形:
L   = 4 π R 2   σ T 4

所以在赫罗图上,我们也可以把相同表面积的星球,出现的位置用连线标示出来。我们可以看到,在图的右上方,低温且高亮度,所以是体积很大的星球。越往左下方高温且低亮度,所以体积越来越小。

赫罗图与主序列带上恒星的质量大小

在观察恒星时由双星系统,经由研究这两个星星之间引力所造成的轨道运动可以决定这两个星星的质量。在主序列带上的恒星,是按照质量大小排列的。在左上方,高温高亮度的是质量比较大的恒星,而在右下方低温低亮度的则是小质量的恒星。

星团赫罗图

由于一个星团中的恒星距离基本一致(或者一个遥远星系中的星团距离基本一致),因此可以用视星等取代绝对星等作为纵轴绘制星团中成员恒星的赫罗图或者遥远星系中成员恒星的赫罗图。星团赫罗图与标准赫罗图的比较,可以帮助估计星团的实际距离。



恒星形成

恒星形成是分子云的高密度区崩溃成为球形的等离子体形成恒星的过程。作为天文物理的一个分支,恒星形成的研究包括作为前导的星际物质和巨分子云,到恒星形成过程,早期型恒星和行星形成则是直接的成果。恒星形成的理论,不仅是一颗单独恒星的形成,还必须统计联星和初始质量函数。

理论概说

依据目前的恒星形成理论,分子云的核心(特别是高密度区)会因为重力不稳定,由片段的碎片开始崩溃(一般称为自然的恒星形成,参考金斯不稳定性),或是因为来自超新星的冲激波,或是在附近的其他能量充沛的天文学过程触发分子云中的恒星形成(一般称为触发的恒星形成)。部分的重力能量在崩溃的过程中会以红外线的形式损失掉,其余的则会用于增加天体核心的温度。累积的部分物质将会形成星周盘,当温度和密度够高时,氘的核聚变将会被引发,并产生向外的压力,结果将使崩溃减缓(但不会停止),而由云气组合成的物质仍继续如雨般的落在原恒星上。在这个阶段,或许是由落入物质的角动量造成的,将会产生双极喷流。最后,在核心的氢开始融合成为恒星,这时,还环绕在周围的物质将开始被驱离。

原恒星的发展在赫罗图上会遵循林轨迹,原恒星会继续收缩,直到到达林边界,然后收缩会以稳定的温度继续下去直到凯尔文-赫姆霍尔兹时标。质量低于0.5太阳质量的恒星将进入主序带,稍重的原恒星,在林轨迹的终点仍将缓慢的塌缩,追随着亨耶迹,以接近流体静力平衡。

这种活动形式会使恒星的质量在大约一个太阳质量的附近。高质量的恒星形成过程,也有类似的演化(发展)时程表,但时间会短许多,而且也还未清楚的被定义出来。恒星后期的发展属于恒星演化研究的范畴。

观测

恒星形成的关键元素只有利用可见光以外波长的观察才能奏效。分子云的构造和原恒星的效应都只能在近红外线的消光图中被观察到(在那些区域内单位体积内恒星的数量与附近的区域比较趋近于0),来自一氧化碳(CO)分子和其他分子的转动转换,以及尘埃所释放出的连续辐射,至少可以在次微米波与无线电两个波段内被观察到,来自原恒星和早期恒星的辐射已经在红外线波段上观察到。由静止的云气造成的消光是如此的强大,使我们无法在可见光这一部分的光谱上观察到。实际上遭遇的困难是大气层在20微米至850微米几乎是完全不透明的,只有在200微米和450微米有狭窄的窗口。在这范围之外必须使用消除大气的技术观测。

单独的恒星形成可以在我们的星系内直接观察到,但是在遥远星系内的恒星形成只有通过独特的光谱特征才能检测出来。

值得注意的指标天体

MWC 349在1978年首度被发现,估计其年龄只有1,000岁,但因为位于10,000光年的距离上,所以真实的年龄已经达到11,000岁。
VLA 1623 – 第一个0级原恒星的样品,多数嵌入的质量仍在吸积盘上的原恒星。于1993年发现,年龄可少于10,000岁。
L1014 – 目前只有最新型的望远镜才有能力观察到的新类型,一个微弱的难以置信的嵌入对象代表的来源。她们的状态仍未能确定,可能是最年轻的低质量0级原恒星,或是质量非常低的发展中的天体(类似棕矮星或甚至是星际行星)。
IRS 8* – 于2006年8月发现,是已知最年轻的主序带恒星,估计年龄约350万岁。

低质量与高质量恒星的形成

质量不同的恒星形成的历程被认为是不一样的。低质量恒星形成的理论,在大量观测的支持下,建议低质量恒星是转动的分子云因密度逐渐升高而造成重力塌缩下形成的。从上面的叙述,气体和尘埃组成转动中的分子云,因塌缩导致吸积盘的形成,经由这个通道质量在中心形成原恒星。但是,质量高于8倍太阳质量的恒星形成的历程目前还不清楚。

质量大的恒星辐射出大量的辐射,会推挤向中心掉落的物质。在过去,辐射压被认为是足以阻止质量累积成为巨大的原恒星,并能阻止质量高达数十个太阳的恒星形成。最近的理论工作则显示,产生的喷流和流出物会清理出空洞,因而许多大质量原恒星的辐射压会逃逸掉而不会阻碍物质经由吸积盘进入中心的原恒星。因此新的理论认为大质量恒星也会经由与低质量恒星相似的历程形成。

已经有具体的证据显示有一些大质量的原恒星是被吸积盘包围着,而其他几种大质量恒星形成的理论仍有待观测上的证实。当然,或许最突出的理论是竞争吸积理论,建议大质量的原恒星是以低质量的原恒星当"种子",与其他的原恒星竞争者从母分子云中攫取质量,而不是单纯的从局部的区域获取质量。另一种大质量恒星形成的理论则建议,大质量恒星可能是由两颗或更多的低质量恒星合并而成的。



恒星演化

恒星演化是恒星在生命过程中所经历急遽变化的序列。恒星依据质量,一生的范围从质量最大的恒星只有几百万年,到质量最小的恒星比宇宙年龄还要长的数兆年。右方的表显示质量和恒星寿命的关联性。所有的恒星都从通常被称为星云或分子云的气体和尘埃坍缩中诞生。在几百万年的过程中,原恒星达到平衡的状态,安顿下来成为所谓的主序星。

恒星大部分的生命期都在以核聚变产生能量的状态。最初,主序星在核心将氢融合成氦来产生能量,然后,氦原子核在核心中占了优势。像太阳这样的恒星会从核心开始以一层一层的球壳将氢融合成氦。这个过程会使恒星的大小逐渐增加,通过次巨星的阶段,直到达到红巨星的状态。质量不少于太阳一半的恒星也可以经由将核心的氢融合成氦来产生能量,质量更重的恒星可以依序以同心圆产生质量更重的元素。像太阳这样的恒星用尽了核心的燃料之后,其核心会塌缩成为致密的白矮星,并且外层会被驱离成为行星状星云。质量大约是太阳的10倍或更重的恒星,在它缺乏活力的铁核塌缩成为密度非常高的中子星或黑洞时会爆炸成为超新星。虽然宇宙的年龄还不足以让质量最低的红矮星演化到它们生命的尾端,恒星模型认为它们在耗尽核心的氢燃料前会逐渐变亮和变热,然后成为低质量的白矮星。

恒星的变化非常缓慢,甚至数个世纪之久也检测不出任何变化,所以单独观察一颗恒星无法研究恒星如何演化。因此,天文物理学家藉其他替代方法,例如观察许多在不同生命阶段的恒星,并且使用电脑模拟来推断恒星结构。

恒星的诞生

原恒星

恒星演化开始于巨分子云的重力塌陷。典型的巨分子云直径大约100光年(9.5×1014千米),并且拥有6,000,000太阳质量(1.2 × 1037Kg)以上的质量。当它塌缩时,巨分子云会分裂成越来越小的许多片段。在每一个片段中,塌缩的的气体会以热能的形式释放出重力位能。随着它的温度和压力的增加,这些片段会凝结成一个被称为原恒星的超热旋转气体。

进一步的发展与演化和恒星的质量有很密切的关连性;在下面,原恒星的质量都与太阳做比较:意味着以1太阳质量(2.0 × 1030Kg)作为基本的质量单位。

在巨分子云环绕星系旋转时,一些事件可能造成它的引力坍缩。 例如:巨分子云可能互相冲撞,或者穿越旋臂的稠密部分。邻近的超新星爆发抛出的高速物质也可能是触发因素之一。最后,星系碰撞造成的星云压缩和扰动也可能形成大量恒星。

坍缩过程中的角动量守恒会造成巨分子云碎片不断分解为更小的片断。质量少于约50太阳质量的碎片会形成恒星。在这个过程中,气体被释放的势能所加热,而角动量守恒也会造成星云开始产生自转之后形成原恒星。

恒星形成的初始阶段几乎完全被密集的星云气体和灰尘所掩盖。通常,正在产生恒星的星源会通过在四周光亮的气体云上造成阴影而被观测到,这被称为博克球状体。

褐矮星和次恒星天体

大致上,质量低于0.08太阳质量(1.6 × 1029Kg)的原恒星永远达不到氢的核聚变所需要的温度与压力,它们被称为褐矮星。国际天文学联合会定义褐矮星的质量要足够引发氘融合,它们的质量大于13木星质量(13M J ,2.5 × 1028Kg,或0.0125太阳质量)。质量低于13木星质量的天体被归类为次褐矮星,但是如果它们绕着另一颗恒星,它们会被归类为行星。这两种类型,无论是否有氘融合,光度都是很黯淡,并且生命期会持续很久,冷却的时间要以百万年为单位来计算。

氢融合

质量更大的原恒星,核心的温度最终将达到1,000万K,启动了质子-质子链反应,将氢融合,先是成为氘,然后成为氦。在质量略超过1太阳质量的恒星,碳-氮-氧循环的核聚变反应占了能量来源的绝大部分。核聚变的启动,很快就会导致流体静力平衡的状态,由核心释放出来能量的辐射压力与物质施加在恒星的重力达成平衡,阻止了恒星进一步的重力坍缩。恒星迅速进入稳定的状态,因而开始其演化的主序星阶段。

一颗新诞生恒星的光谱类型与座落在赫罗图主序带上的某个特殊位置点上,都取决于恒星的质量。相对而言,质量越小、表面温度越低的红矮星,氢融合的速率越慢,停留在主序带上的时间可以长达数百亿年甚至更长的时间;而质量较大、表面温度高的超巨星,只要数百万年就会离开主序带。像太阳这种中等质量的恒星,停留在主序带的时间大约是100亿年左右。太阳被认为是在生命的中期,因此它目前是主序星。

恒星的成熟

最终,恒星会耗尽核心供应的氢燃料,并且离开主序带进行下一阶段的演化。没有氢融合在核心产生向外膨胀的压力来抵销重力的压缩,恒星会继续收缩,直到电子简并足以对抗重力,或是核心的温度热到足够开始进行氦融合反应(约100MK)。至于哪一种先发生就取决于恒星的质量。

低质量恒星

迄今尚未直接观查到低质量恒星在核聚变停止后发生的情形,因为宇宙被认定的年龄只有138亿年左右,比低质量恒星停止核聚变的时间还要短(在某些情况下,差异达到数个数量级)。

目前天文物理的模型认为0.1太阳质量的红矮星可以在主序带停留的时间在6兆至12兆年之间,而且温度和光度都会逐渐地增加,并且要耗费数千亿年的时间才会塌缩成白矮星。这种恒星整体都是对流层,并且不会发展出简并状态的氦核与氢燃烧的壳层,或是不会将整颗恒星变成氦,所以它们不会膨胀成为红巨星。

质量略大些的恒星可以膨胀成为红巨星,但是没有足够的质量让氦核达到氦融合所需要的温度,所以它们不会抵达红巨星分支顶端的温度。当氢壳燃烧完后,这些恒星会像渐近巨星分支中的恒星一样离开红巨星分支,但是最后会因为较低的温度和光度而成为白矮星。质量大约是0.5太阳质量的恒星将能够达到氦融合所需要的温度,因此中等质量的恒星可以进一步超越红巨星分支演化的阶段。

中等质量恒星

质量在0.5–10太阳质量的恒星会演化成红巨星,它们是非主序带恒星,在恒星光谱类型上是K或M类。红巨星的颜色是红色,而且有很大的光度,因此位置在赫罗图的右上角。他们的例子包括金牛座的毕宿五和牧夫座的大角星。所有的红巨星都有呆滞的核心和燃烧的氢壳层:同心壳层的最顶层仍然会将氢燃烧成氦。

中等质量恒星演化成的红巨星在主序后的演化分成两个阶段:其惰性的核心是氦的红巨星分支恒星,和惰性的核心是碳的渐近巨星分支恒星。渐近巨星分支的恒星在燃烧氢的壳层之内还有燃烧氦的壳层,而红巨星分支的恒星只有燃烧氢的壳层。无论在哪一种状态,在含氢壳层中加速的燃烧都会立即超越核心,并且导致恒星的膨胀。外层远离核心向外的膨胀,减少了引力对它们的作用,因此它们的膨胀会比能量增加所导致的更快。这会导致恒星表面温度的下降,恒星的外层也会变得比在主序带时的更红。

红巨星分支阶段

红巨星阶段是紧接在离开主序带之后的阶段。起初,因为核心内部的压力还不足以平衡重力,红巨星分支恒星的核心会塌缩。这种重力塌缩释放的能量立即加热惰性核心外围的氢壳层,使得同心壳层内的氢继续燃烧。只有几个太阳质量的红巨星,核心会继续塌缩,直到密度足以使电子的简并压力抗拒重力时才会停止塌缩。一旦出现这种情况,核心便达到流体静力平衡:电子的简并压力就足以平衡重力的压力。核心的引力压缩着紧贴在核心外的氢壳层,会使氢燃烧的速率比相同质量的主序星更为快速。这反而使恒星更为明亮(亮度可以增加1,000-10,000倍)并且膨胀;膨胀的程度超过光度的增加,造成有效温度的下降。

恒星膨胀的外层是对流的,湍流让接近燃烧区域的物质上升至恒星的表面,并和表面的物质混和。除了低质量的红矮星之外,所有恒星的燃烧依然深入在恒星内部的这一点,所以对流是恒星演化中首度使内部由燃烧产生的物质能在表面上被观测到。在演化的这个阶段,结果是很难以捉摸的,最大的影响是对氢和氦的同位素,开始无法观测到。碳氮氧循环出现在表面的效果是降低了12C/13C的比率,并且改变了碳和氮的比例。这些都可以使用光谱仪在许多演化中的恒星检测出来。

当围绕着核心的氢被开始被消耗,核心会吸收残余的氦,使得核心进一步的被压缩,从而导致剩余的氢以更快的速度燃烧。这最终会导致氦融合(其中包括3氦过程)在核心点燃。质量比太阳略大一点的恒星,可能需要耗费十亿年或更长的时间才能达到引燃氦融合的温度。

当核心的温度和压力足以点燃和融合时,如果核心是在电子简并压力的支撑下(恒星质量低于1.4太阳质量),将会发生氦闪。质量更大的恒星,相对的会更快点燃氦燃烧。即使发生氦闪,非常迅速释放的能量(数量级大约是108太阳能量)是很短暂的,所以可见恒星的外层相对的并不会受到干扰。氦融合释放的能量造成核心的膨胀,所以覆盖在核心外层的氢融合速率会减缓,产生的总能量因而会下降。恒星因而收缩,但是并非完全朝向主序带,而是在赫罗图的水平分支上迁移,半径逐渐萎缩而表面的温度增加。核心的氦闪结束了红巨星分支的演化。但是在它们演化出碳氧的核心并开始氦壳层的燃烧之前,不会迁移到更高的温度。 这些恒星通常是观测中见到的红群聚,在颜色-光度图中的集团,比红巨星热但较黯淡。质量越大的恒星氦核也会越大,沿着水平分支移动到更高的温度,有些会演变成在黄不稳定带(天琴座RR变星)的不稳定脉动星;有些会变得炙手可热,可以在水平分支上形成蓝尾或蓝钩。水平分支的确切型态取决于一些参数,像是金属量、年龄、和氦的含量,但确切的细节仍需要进一步的模拟。

渐近巨星分支阶段

在一颗恒星耗尽了核心的氦之后,氦融合会在碳氧核心周围炙热的氦气壳中继续进行。恒星遵循赫罗图上平行于原先的红巨星,但是能量孳生的更快的渐近巨星分支轨迹继续演化(能持续的时间也较短)。虽然氦继续在壳层中燃烧,但主要的能量还是来自更接近恒星表面的氢燃烧壳层中产生。氦从氢燃烧壳层滴入较近中心的氦壳层,周期性的使向外输出的能量急剧的增加。这被称为热脉动,发生在渐近巨星分支的阶段,有时甚至在进入后渐近分支阶段才会发生。依据质量和组成,可能会有数次到数百次的热脉动。

在渐近巨星分支的上升阶段,会形成深入的对流带和能将新的碳带至表面,这被称为二度疏浚,有一些恒星甚至可能有三度疏浚。在这种方法下会形成碳星,非常低温和非常红的恒星,光谱中并显示出强烈的碳谱线。一个被称为热底燃烧的过程可能在碳被疏浚到表面之前将碳转换成氧和氮,特别是在碳星簇中,这些过程之间的交互作用决定了观察到的光度和光谱。

另一类众所周知的渐近巨星分支恒星是米拉变星,它们的脉动有着明确的周期性,从数十天到数百天不等,并且有大到10星等的亮度变化(在可见光,总光度的变化则小了许多)。在质量越大的恒星,恒星会变得越明亮,而脉动的周期也越长,导致质量的损失增加,在可见光的波长上也变得更加不透明。这种恒星在观测上是OH/IR星,在远红外线的的脉动上显示OH迈射的活动。对比于碳星,这一类恒星显然有丰富的氧,但两者都是由疏浚造成的。

这些中等质量的恒星最终会抵达渐近巨星分支的顶端,并且从仍在燃烧的壳层中继续运出燃料。他们没有足够的质量全面性的启动碳燃烧,所以它们会再收缩,再经历一段后渐近巨星分支阶段,中心极热恒星产生的强烈星风和行星状星云。然后,中心的恒星会成为白矮星;依据恒星的类型,被逐出的气体有比较丰富的在恒星内部创造的重元素,尤其是丰富的氧和碳。这些气体在恒星周围建立起被称为星周包层的壳层,允许尘埃颗粒和分子的形成。来自中央恒星的高红外线能量输入,是这些星周包层形成迈射激发的理想条件。

一旦后渐近巨星分支的演化开始,很可能热脉动也就开始了,因而产生了各式各样不寻常和所知很少的恒星,像是被称为再生渐近巨星分支的恒星。这些可能会导致极端的水平分支星(次矮B星)、欠缺氢的后渐近巨星分支星、可变行星状星云的中心恒星、和北冕座R变星。

大质量恒星

对大质量恒星,在电子简并压力能够取得优势之前,核心就已经大到足以点燃氦融合和氢壳层的燃烧。因此,当这些恒星膨胀和冷却时,它们的亮度比低质量恒星亮不了多少;然而,在开始的阶段它们会比低质量恒星亮许多,也会比低质量恒星形成的红巨星明亮。这些恒星不太可能在成为红超巨星之后还活着,取而代之的是它们将摧毁自己成为II型超新星。

质量特别大的恒星(大约超过40倍太阳质量),会非常明亮和有着相当高速的恒星风。在它们膨胀成为红超巨星之前,因为强大的辐射压力,倾向于先剥离外面的气体壳层,因而它们的质量损失也非常快,这导致它们在主序带的阶段都维持着表面的高温(蓝白的颜色)。因为恒星的外壳会被极端强大的辐射压剥离,因此恒星质量的上限大约在100-150太阳质量。虽然质量较低的恒星通常不会如此快的烧掉外壳,但如果它们是靠得够近的联星,当它膨胀而外壳被剥离时,会与伴星结合;或是因为它们的自转够快,对流作用将所有的物质带至表层,造成彻底的混合,而没有可以分离的核心和外壳,都能避免成为红巨星或红超巨星。

当从氢融合壳层的基部获得融合成的氦时,核心会成长与逐渐变得更热和更密集。在大质量的恒星,电子简并压力本身不足以阻止重力崩溃,所以当每一种在核心被消耗掉的元素,进一步被点燃生成更重的元素融合之火,也都能暂时的阻止重力崩溃。如果恒星的核心不是太重(质量大约低于1.4倍太阳质量,考虑到在这之前已经产生了许多质量的损耗),它也许可以如前所述的质量较低恒星,形成一颗白矮星(外面可能有行星状星云包围着),不同的是这种白矮星主要是由氧、氖和镁组成。

质量达到某种程度时(估计是2.5倍太阳质量,并且原本的质量大约是10倍太阳质量),核心的温度可以达到光致破坏的温度(大约是1.1GK),氖会有部分被破坏形成氧和氦,而氦又会立刻和残余的氖融合成镁;然后氧融合形成硫、硅和少量其他的元素。最后,温度会高到每一种元素都会有一部分被破坏的高温,通常这些元素会释放出立刻和其它元素融合的α粒子(氦核)。所以,有一些原子核能有效的重新组合成数量较少且较重的原子核,而因为组成额外的片段所释放出的能量多于打破母原子核消耗的能量,因此净能量是增加的。

核心质量太大不能形成白矮星,又未能达到足以承受氖转换成氧与镁的恒星,在融合成更重的元素之前,就将经历重力崩溃的过程(因为电子捕获)。无论电子捕获造成温度增加或降低,都会在重力崩溃之前构成比原来小的原子核(像是铝和钠),可能在重力崩溃之前短暂的期间内对总能量的产生造成重大的冲击。这可能对其后的超新星所抛出的元素和同位素的丰度都有值得注意的影响。

超新星

一旦恒星核合成的过程产生铁-56,接下来的过程都将消耗能量(将碎片结合成原子核所释放出来的能量小于将母原子核击碎所需要的能量)。如果核心的质量大于钱德拉塞卡极限,电子简并压力将不足以支撑与对抗因为质量所产生的重力,核心将突然的产生崩溃,灾难性的崩溃将形成中子星或黑洞(在核心的质量超过托尔曼-奥本海默-沃尔科夫极限的情况下)。虽然还未完全了解过程,某些重力位能的转换使这些核心崩溃并形成Ib、Ic或II型超新星。只知道在核心崩溃时,就像在超新星SN 1987A所观测到的,会产生巨大的微中子浪涌。极端高能量的微中子会破坏一些原子核,它们的一些能量会消耗在释出核子,包括中子,还有一些能量会转换成热能和动能,因而造成冲击波与一些来自核心崩溃的物质汇合造成反弹。在非常致密的汇合物质中发生的电子捕获产生了额外的中子,有些反弹的物质受到中子的轰击,又诱发了一些核子捕获,创造出一系列比铁重的元素,包括放射性物质铀在内。虽然,非爆炸性的红巨星在早期的反应和次反应中释放出的中子也能创造出一定数量比铁重的元素,但在这种反应下产生比铁重的元素丰度(特别是,某一些同位素与有些稳定或长寿的同位素)与超新星爆炸有着显著的不同。我们发现太阳系的重元素丰度与这两者都不一样,因此无法单独的用超新星或红巨星弹射来解释被观察到的重元素和同位素的丰度。

从核心崩溃转移到反弹物质的能量不仅产生了重元素,还提供了它们加速和脱离所需要的逃逸速度,因而导致Ib、Ic或II型超新星的生成。目前对这些能量转移过程的了解仍不能令人满意,虽然目前的计算机模拟能对Ib、Ic或II型超新星的能量转移提供部分的解释,但仍不能充分解释观测到抛射出的物质所携带的能量。从分析中子星联星(需要两次相似的超新星)的轨道参数和质量获得的一些证据显示,在观测上氧氖镁核心崩溃所产生的超新星可能与由铁核崩溃的超新星有所不同(除了大小之外还有其他的不同)。

目前存在的质量最大的恒星也许在超新星爆炸中因为能量超过它的重力束缚能而完全的被毁灭。这种罕见的事件,导致不稳定对,事后不会留下包括黑洞在内的任何残骸。在宇宙过去的历史中,有些恒星可能比现存质量最大的恒星还要巨大,并且它们在结束生命时可能会由于光致蜕变立即塌缩成为黑洞。

恒星残骸

当一颗恒星耗尽了供应的燃料之后,依据它在生命期的质量,它的残骸可以是下面三种型态之一。

白矮星和黑矮星

1太阳质量的恒星,演化成白矮星之后的质量大约是0.6太阳质量,被压缩的体积则近似地球的大小。白矮星是非常稳定的天体,因为它向内的重力是与恒星的电子产生的简并压力达到平衡,这是包立不相容原理导致的结果。电子简并压力提供了一个相当宽松的极限来抵抗重力进一步的压缩;因此,针对给定的化学组成,白矮星的质量越大,体积反而越小。在没有燃料可以继续燃烧的情况下,恒星残余的热量仍可以继续向外辐射数十亿年。

白矮星在刚形成时有着非常高的温度,表面的温度可以超过100,000K,它的内部则更为炙热。它实在是太热了,因此在它存在的最初1,000万年大部分的能量是以微中子的形式失去的,但绝大部分的能量是在之后的十亿年中流失。

白矮星的化学成分取决于它的质量。一颗几个太阳质量的恒星,可以进行碳融合产生镁、氖和少量其它的元素,成为主要成分是氧、氖和镁的白矮星。在失去足够的质量,使它的质量低于钱德拉塞卡极限,和碳燃烧不是非常猛烈的条件下,使它不至于成为一颗超新星。一颗质量的数量级与太阳相同的恒星无法点燃碳融合,因此生成的白矮星主要由碳和氧组成,并且因为质量太低,除非之后能增加质量,否则即无法产生重力崩溃。质量低于0.5太阳质量的恒星,连氦燃烧都不能点燃,因此形成白矮星后的主要成分是氦。

在最后,所有的白矮星残骸都将变成冰冷且黑暗,通常被称为黑矮星的天体。但是宇宙现在还不够老,还不足以产生黑矮星这种天体。

如果白矮星的质量增加至超越钱德拉塞卡极限,主要成分是碳、氧、氖、和/或镁的白矮星,该极限是1.4太阳质量,则电子简并压力会因为电子捕获而失效,并导致恒星塌缩。取决于化学成分和核心的前塌缩温度,核心可能会塌缩成为一颗中子星,或是因为失控而引燃碳和氧的燃烧。因为需要较高的温度才能重新点燃核心的燃料,所以质量越重的元素越倾向于恒星塌缩;而因为电子被捕获进入这些元素会使核聚变更容易被点燃,因此核心温度越高的越倾向失控的核聚变再反应,这会阻止核心的崩溃并导致Ia超新星的形成。即使标志大质量恒星死亡的II型超新星释放出的总能量更多,但这一类型的超新星仍比II超新星亮许多。这无能为力的崩溃意味着不存在比1.4倍太阳质量更大的白矮星(只有超高速自转的白矮星可能例外,因为其离心力抵消了部分的质量)。联星之间的质量转移可能会产生质量超过钱德拉塞卡极限的白矮星,因而产生不稳定的状况。

如果是在一颗白矮星和一颗普通的恒星构成的密近联星系统中,来自普通恒星的氢会在白矮星周围形成吸积盘,因而使得白矮星的质量增加,直到白矮星的温度引发失控的核反应。但在白矮星的质量未达到钱德拉塞卡极限之前,这种失控只会形成新星。

中子星

当恒星的核心崩溃时,压力造成电子捕获,因而使得大多数质子都转变成为中子。原本使原子核保持分离的电磁力都消失了(按比例,如果原子核的大小像极小的灰尘,原子将有如一个足球的竞赛场那么大),恒星的核心就成为只有中子的致密球体 (就像是个巨大的原子核),那么大多数恒星的核心就成为只有中子的致密球体(就像是一个巨大的原子核),覆盖着薄薄的一层简并态物质(主要是铁和其它后来添加的物质)。中子也遵循包立不相容原理,以类似于电子简并压力但是更为强大的力,来抗拒进一步的压缩。

这种恒星被称为中子星,有着极高的密度,所以它们非常的小,大小不会超过一个大城市,直径只有10公里的数量级。它们的自转周期由于恒星剧烈的收缩而变得很短(因为角动量守恒);观察到的中子星自转周期范围从1.5毫秒(每秒钟超过600转)到几秒。随着这些恒星快速的自转,每当恒星的磁极朝向地球时,我们就会接收到一次脉冲的辐射。像这样的中子星被称为波霎,第一颗被发现的中子星就是这种型态的。检测来自波霎的电磁波辐射,通常大部分是无线电波,但也曾观测到波长在可见光、X射线、和γ射线波段的波霎。

黑洞

如果恒星的残骸有足够大的质量,中子简并压力将不足以阻挡恒星塌缩至史瓦西半径之下时,这个恒星的残骸就会成为黑洞。现在还不知道需要要多大的质量才会发生这种情况,而目前的估计是在2至3个太阳质量之间。

黑洞是广义相对论所预测的天体。依据古典的广义相对论说法,没有物质或讯息能够从黑洞的内部传递给在外部的观测者,虽然量子效应允许这种严谨的规律产生误差。目前天文学上的观测和理论也都支持宇宙中存在着黑洞。

由于恒星经由塌缩产生超新星的机制还未被充分的了解,也不知道不经过可见的超新星爆炸,恒星是否能够直接塌缩形成黑洞;还是超新星爆炸之后要先形成不稳定的中子星,然后再继续塌缩成为黑洞;从最初的恒星质量到最后的残骸质量之间的关联性也不完全的可靠。要解决这些不确定的问题,还需要分析更多的超新星和超新星残骸。

模型

恒星演化模型是一个可以用来计算恒星演化阶段,从其形成直到成为残骸的数学模型。恒星的质量和化学组成是输入的项目,亮度和表面温度是仅有的限制。模型所依据的是物理学上的公式,通常都假定是在流体静力平衡状态。然后广泛的使用电脑来计算,随着时间的推移,恒星产生的变化状态。可以用来确定恒星在赫罗图跨越演化轨迹的关系图,以及其他属性不断变化的表。精确的模型可以经由它们物理性质的比较,以及它们所匹配的演化轨迹,用来估计这颗恒星当前的年龄。



褐矮星

褐矮星又称棕矮星,是质量太低,在核心不能维持大规模的氢融合反应,与主序恒星不同的次恒星。它们的质量据有最重的气体巨星和最轻的恒星,质量上限大约在75至80 木星质量(MJ)。褐矮星的质量至少超过氘融合所需要的13 MJ,而超过〜65 MJ,锂融合就可以进行。

在2013年3月,有一篇论文提出质量非常低的褐矮星和巨大行星的分界大约在〜13木星质量,引起了学界的讨论。相似的研究涉及DENIS-P J082303.1-491201 b,在2014年3月发现的一个极低温的联星系统,质量较低的成员大约只有29木星质量,并且被列名为质量最大的系外行星。尽管如此,一个学派认为要基于形成;另一派认为要依据内部的物理。

褐矮星一样可以依据光谱分类,主要的类型有M、L、T、和Y。不管它们的名称,褐矮星有着不同的颜色。依据A. J. Burgasser的说法,以人类的眼睛所见,许多的褐矮星看起来都是洋红色,而另外的来源则指出还有橙色和红色。褐矮星在可见光的亮度都不会很亮,在早期研究的库马尔(Kumar)称它们是黑矮星、红外矮星或红矮星。然而,黑矮星这个名词现在专指白矮星冷却后的状态,红矮星会融合氢,而褐矮星只在它们生命的早期可以在可见光观测到,所以Jill Tarter建议褐矮星的名称是指在红色和黑色中间的颜色。

另一次辩论是褐矮星在它们的生命史上是否在某个点上经历过核聚变反应。已知有些行星绕着褐矮星:2M1207b、MOA-2007-BLG-192Lb、和2MASS J044144b。褐矮星可能从核心到表面全部都是对流层,因此在不同的深度上不会有化学成分的差异。

2013年,在和地球相距6.5光年的位置上发现了褐矮星组成的联星系统,Luhman 16,是已知距离最近的褐矮星。

历史

在1960年代,从理论上就已经推测出褐矮星的存在。

在1975年,吉儿·塔特从新定义了这个专有名词。它起初被称为黑矮星,在分类上是一种在太空中自由漂浮,因为质量太低而不能维持氢融合反应的黑暗次恒星。但黑矮星现在是指白矮星冷却到不再发出明显可见的光的状态。恒行星和次恒星都曾经被提出做为褐矮星的替代名称。

早期有关恒星与氢燃烧最低质量极限理论的论文表明,第一星族星的质量不能小于0.07倍太阳质量,或是第二星族星的质量不能小于0.09倍太阳质量,低于下限质量的天体将不能进行正常的恒星演化,而将成为完全的致密星(库马尔1963)。在1980年代后期,受到氘燃烧的发现将这个下限减缩为0.012太阳质量,还有在褐矮星外层低温的大气层受到撞击形成的粉尘等的影响,引发对这些理论的质疑。然而,这样的天体几乎不发出可见光,因此很难找到。它们辐射最强的波段是在红外线光谱中,而基于地面的红外线探测器当时还不太精确,很难找出任何的褐矮星。

从那时以来,通过各种不同的方法搜寻,试图找到这样的天体。这些方法包括环绕着星场的多色成像巡天、主序星中矮星和白矮星的微弱伴星调查、年轻恒星团的调查、和监测径向速度以寻找紧邻的伴星。

许多年来,发现褐矮星的努力都白费了。但是,在1988年,加州大学洛杉矶分校的Eric Becklin和在以红外线搜寻白矮星的调查中,在已知的GD 165确认出一颗黯淡的伴星。这颗伴星,GD 165B,的光谱非常红和令人迷惑,其特征显示质量比预期的任何红矮星都还要低。很明显的GD 165B将需要被归类为比任何已知的M矮星还要低温,是更冷的天体。在将近十年的时间里,GD 165B是唯一的这类天体,直到2微米全天巡天(2MASS)开始之后,加州理工学院的Davy Kirkpatrick和其他人才发现许多与其有着相似颜色和光谱的天体。

现在,GD 165B被公认为"L矮星"这一类型的原型。然而,最低温矮星的发现在当时有很重大的意义,GD 165B该归类为褐矮星,还是质量很低的恒星还进行了辩论,因为在观测上很难对区分这两者。

在GD 165B被发现之后,很快就有其它褐矮星候选者的发现报告。但是,许多候选者都因为缺乏锂来证明它们是恒星,因而失败并丧失了候选资格。真正的恒星,燃烧锂的时间只略多于一亿年,而褐矮星不会燃烧锂(令人费解的是,它的温度和光度类似于真的恒星,应该可以燃烧锂)。换句话说,只要在候选者的大气层中检测到锂,而且他的年龄已经超过一亿年,它就是褐矮星。

在1995年,褐矮星的研究有了极大的突破,发现了两个无可置疑的次恒星天体(泰德1和葛利泽229B),并且以670.8奈米的谱线确认了锂的存在。其中最著名的是后者,它被发现温度和亮度都远低于恒星的范围。引人注目的是,其红外线光谱清楚的呈现2微米的甲烷吸收带,这种特征以前只在巨行星和土星的卫星泰坦的光谱中观测到。甲烷的吸收不会在主序星的温度下出现,此一发现协助建立了另一类温度比L矮星更低的"T矮星",葛利泽229B就是此一类型的原型。

第一次确认的褐矮星是由西班牙天文物理学家Rafael Rebolo(领导者)、玛丽亚·罗莎·萨派特罗·奥索里奥和爱德华多·马丁在1994年发现的。他们发现的这个天体被称为泰德1,位于疏散星团昴宿星团内。发现的本文袃1995年春天提交给自然杂志,该杂志在1995年9月14日发表。自然在头版头条,很显目的标示"褐矮星的发现,正式版"。

发现泰德1的影像是IAC的团队在1994年1月6日使用泰德峰天文台口径80公分的望远镜(IAC 80)搜集影像,而根据纪载,它的光谱是在1994年12月使用穆查丘斯罗克天文台(拉帕尔马岛)4.2米的赫歇尔望远镜采集的。因为泰德1是昴宿星团的成员,它的距离、化学组成、和年龄,才能被估计出来。使用最先进的恒星演化模型,团队估计泰德1的质量是55木星质量,这显然低于恒星质量的下限。这个天体随后成为年轻褐矮星工作相关引用的参考。

在理论上,质量低于65木星质量的褐矮星,在其演化过程中的任何时间点上都不会引燃锂燃烧的过程。事实上,检测锂的原则是调查低光度和低表面温度天体的本质之一。

由凯克I望远镜所获得的高品质光谱资料,显示泰德1一直保持形成昴宿星团的分子云原本的组成分,也证实在核心始终未进行锂燃烧的核聚变反应。这些观测确认泰德1是一颗褐矮星,也验证了锂光谱测试的成效。

有一段时间,泰德1是太阳系之外,经由直接观测能见到的最小的天体。迄今,确认的褐矮星已经超过1,800颗,甚至有一些非常靠近地球,像是被引力束缚在一起,距离太阳大约12光年的一对褐矮星印地安座εBa和Bb,还有距离仅有6.5光年的褐矮星联星Luhman 16。

理论

恒星诞生的标准机制是通过冷星际云的气体和尘埃形成引力坍缩。当云气收缩时,因为释放出重力位能而使它的温度升高。在进行收缩的早期,气体会迅速的放热,将多余的能量辐射出去,使坍缩继续进行。最后,中心区域会变得足够致密而陷阱辐射。因此,坍缩的云气中心温度和密度随着时间的推移而急遽增加,这使得收缩减缓,直到原恒星核心的温度和压力大到足以引发热核反应。大多数的恒星,经由热核聚变成的气体和辐射压力将支撑它阻止任何进一步的引力收缩。达到流体静力平衡的恒星,会花费绝大部分的生命期在氢融合成氦的主序星时期。

然而,如果原恒星的质量大约低于0.08太阳质量,在核心不会点燃正常的核聚变反应。重力收缩不足以让这么小的原恒星产生足够的热,而在核心的温度达到可以引发核聚变反应之前,密度已经达到使原子密集到足以创建量子状态的电子简并压力。依据褐矮星内部的模型,典型的核心温度、压力和密度将如下式预期所示:
10  g /  c m 3     ≲  ρ c    ≲  10 3    g  /  c m 3
T c   ≲ 3 × 10 6    K
P c   ∼ 10 5    M b a r
这意味着这颗原恒星是质量不够和密度不足以达到维持氢融合所需要的条件。由电子简并压力所达到的密度和压力,阻止了物质继续向核心掉落。

进一步阻止引力收缩的结果是"失败的恒星",或是褐矮星只是经由冷却释放掉其内部的热能。

高质量褐矮星VS低质量恒星

锂普遍存在于褐矮星,而不存在于低质量恒星。要成为恒星,必需进行氢融合反应,这会迅速消耗掉它们的锂。这是因为锂-7和质子的碰撞会产生两颗氦-4的原子核,而这种反应所需要的温度恰好低于氢融合所需要的温度。低质量恒星内部的对流确保整体的锂会被耗尽,因此在次恒星的光谱中存在锂线,是褐矮星候选者的强力指标。使用锂来区分褐矮星和低质量恒星的方法通常称为锂测试,最早是由Rafael Rebolo、爱德华多·马丁、和Antonio Magazzu提出的。然而,在非常年轻的恒星中,因为还没有足够的时间来燃烧掉,也还存在着锂。更重的恒星,像太阳,可以将锂保存在外层的大气中,而永远不会获得足够的温度使锂枯竭,不过从它们的大小已足以分辨出它们不是褐矮星。与此相反的,在质量范围上限的褐矮星,在它们年轻的时候可以热到足以耗尽锂。矮星的质量超过65木星质量,在它们活到5亿岁时就可以烧尽它们的锂,因此这种测试是不完美的。

不同于恒星,垂老的褐矮星有时会非常冷,冷到有很长的一段时间它们的大气层可以收集到足以检测出的甲烷含量。用这种方式确认的褐矮星包括葛利泽229B。

主序星可以很冷,但是有最低的热光度,使它们可以稳定的维持核聚变进行。这在每颗恒星都不一样,但一般至少是太阳的0.01%。褐矮星既冷且黑暗,在它们的有生之年稳定的步入黑暗:足够老的褐矮星将会为太暗,以至于侦测不到。

铁雨很可能是褐矮星的大气对流换热过程的一部分对流层,而且只出现在褐矮星,而不会在小的恒星中。对铁雨的光谱研究仍在进行中--不是所有的褐矮星都有,也不是永远都有这种异常的大气。在2013年,在最靠近太阳系的Luhman 16伴星B的大气层影像内发现异常的铁含量。

低质量褐矮星vs高质量行星

褐矮星另一个显著的特性是它们的半径大约都与木星的半径相同。在它们质量的上限范围(60-90木星质量),褐矮星的体积主要依据电子简并压力,如同白矮星。在质量的下限范围(10木星质量),其体积是依据库伦压力,如同是一颗行星。净结果是褐矮星的半径随着质量变化的范围仅有10-15%。这使得它们很难与行星区别开来。

此外,有许多的褐矮星没有经历过核聚变:在质量的下限范围(低于13木星质量),它们的核心从未热到可以进行融合氘,甚至在质量的上限范围(超过60木星质量),快速的冷却使它们不能持续进行核聚变,能进行核聚变的时间大约只在1,000万年以内。

X射线和红外线光谱的分析也有些迹象。有些褐矮星能发出X射线;并且所有较温暖的褐矮星持续地在红光和红外线的光谱中发出引人注目的光辉,直到它们的温度低到像行星那样(低于1,000K)。

气体巨星有一些褐矮星的特性。例如,木星和土星两者的主要成分都像太阳一样,是氢和氦。而土星的质量只是木星的30%,但却几乎和木星一样大。太阳系中的三颗巨大行星(木星、土星、和海王星)排放出来的热量比从太阳收到的更多。而且4颗巨大的行星都有自己的"行星系统"—它们的卫星。褐矮星像恒星一样,是单独形成的,只是缺乏足够的质量,不能像恒星一样的燃烧。像所有的恒星一样,它们可以是单独的天体,也可以很靠近其他的恒星。有些轨道也像行星一样,是椭圆的轨道。

目前,国际天文学联合会考虑质量在可以燃烧氘的质量下限(目前以太阳系的金属量计算是13木星质量)以上的天体是褐矮星,而在此质量下限以下(并且环绕其他恒星或恒星残骸的),则被考虑是一颗行星。

以13木星质量做分界只是一个经验法则,而不具有精确的物理意义。较大的天体会烧掉较多的氘,而较小的只会烧掉一些,13木星质量大约在它们中间点的位置。氘的数量在某种程度上也取决于天体本身的一些组成分,特别是氦和氘相较于其他重元素的比例,这些决定了大气透明度、进而影响到该天体冷却的速率。

太阳系外行星百科包含质量高达25木星质量的系外行星,系外行星资料浏览器也收录24木星质量的行星。

次褐矮星或“行星质量褐矮星”是在与恒星和褐矮星相同模式下形成的另一种天体(也就是说,它们经由气体云的坍缩,但是质量低于氘燃烧(大约13木星质量)的热融合所需要的质量)。一些研究人员称它们是自由漂浮行星,而另一些人则称它们是行星质量褐矮星。

次褐矮星的形成方式与恒星相同,经由气体云的坍缩(或许有光侵蚀的协助),但是对于此过程是否会形成行星,以及在分类上则尚未取得共识。自由漂浮次褐矮星在观测上与最初在恒星形成,然后被逐出轨道的流浪行星没有什么区别;另一方面,在星团中形成的次褐矮星也可能被捕获,进入环绕恒星的轨道。国际天文学联合会的太阳系外行星工作小组(WGESP)提出了"次褐矮星"这个名词,定义为:在年轻星团中发现,质量在褐矮星质量下限之下的自由漂浮天体。

低质量极限

气体云坍缩可以形成的次褐矮星质量下限大约是1 MJ。这是因为气体的重力塌缩需要辐射能量,但受到透明度的限制会加热天体。在一篇论文中描述了3 MJ的候选者。

可能的行星质量褐矮星列表

环绕一颗或更多恒星
这些恒星的伴星是次褐矮星还是行星,还没有获得共识。
WD 0806-661 B
室女座DT c
金牛座FW b
ROXs 42b b

环绕着褐矮星
这些恒星的伴星是次褐矮星还是行星,还没有获得共识。
2MASS J04414489+2301513的伴星,质量为5–10MJ
2M1207b

自由漂浮
WISE 0855–0714:距离地球约7光年,质量在3-10 MJ
S Ori 52
UGPS J072227.51-054031.2
Cha 110913-773444
CFBDSIR2149-0403

观测

褐矮星的类型

光谱类型M

光谱类型在M6.5与之后的恒星是褐矮星,它们也称为后M矮星。

光谱类型L

长期以来,M是古典的恒星光谱类型中温度最低的一类。光谱以一氧化钛(TiO)和钒氧化物(VO)分子的可见光吸收谱线为主。然而,GD 165B,白矮星GD 165的伴星,没有标示M矮星的TiO吸收谱线特征。随着越来越多如同GD 165B的天体现身,最终导致柯克派翠克和其他人定义新的光谱类型,L矮星:在红光区不是微弱的金属氧带(TiO、VO),而是强烈的金属氢化物带(FeH、CrH、MgH、CaH)和显著的碱金属线(NaI、Kl、CsI、RbI)。截至2013年,已经确认的谱线超过900条,多数都是由广域巡天:2微米全天巡天(2MASS)、近红外南天深度巡天(DENIS)、和斯隆数字化巡天(SDSS)等的成果。

光谱类型T

如同GD 165B是L矮星的原型,葛利泽229B是第二种光谱类型T矮星的原型。而近红外线(NIR)光谱的L矮星显示强烈的水(H2O)和一氧化碳(CO)的吸收线,葛利泽229B的近红外线光谱主要的吸收线则来自甲烷(CH4),这种特征只曾在太阳系巨大的土星和它的卫星泰坦发现过。CH4、H2O、和氢分子的碰撞诱导吸收(CIA,collision-induced absorption),使得葛利泽229B的近红外影像呈现蓝色。它陡峭的红色光谱也缺乏L矮星的FeH和CrH吸收带,反而有异常宽广的碱金属钠和钾的吸收特征。这些差异导致柯克·派翠克提出有H-和K-波段与CH4吸收特征的T矮星光谱类型。截至2013年,已经知道的T矮星有355颗。最近,亚当和汤姆·格巴尔研拟了T矮星近红外光谱分类的新方案。理论认为L矮星是混和了质量非常低的恒星和次恒星天体(褐矮星),而T矮星完全都由褐矮星组成。因为钠和钾的吸收在T矮星光谱中绿色的部分,在人类视觉感知的T矮星真实颜色应该是煤焦油染料的洋红色,而不是棕色。光谱类型T的褐矮星,像是WISE 0316+4307,已经检测出其距离太阳超过100光年。

光谱类型Y

还有一些人怀疑,如果还有的话,应该属于Y型矮星,并预期它们将比T型矮星冷得多。虽然没有明确定义的谱序,也尚未有原型,但它们已经有了模型。

在2009年,已知最冷的褐矮星温度估计在500-600k之间,并已分配光谱为T9。有三颗褐矮星的例子,分别是CFBDS J005910.90-011401.3、ULAS J133553.45+113005.2、和ULAS J003402.77−005206.7。这些天体的光谱显示在1.55微米附近的吸收谱。Delorme等人认为这些是氨的吸收谱线,应该被看作是T-Y的过渡,这些天体应该标志为Y0。但是,这项特征很难区分是否是水和甲烷的吸收,因此其它的作者认为归类为Y0尚言之过早。

在2010年4月,发现了两颗超级冷的次褐矮星(UGPS 0722-05和SDWFS 1433+35),被提出来做为光谱分类Y0的原型。

在2011年2月,Luhman等人报告在一颗白矮星发现了邻近的伴星,是温度大约300K,7木星质量的褐矮星。尽管这是行星的质量,但罗德里格斯等人认为它不可能像行星那样的方法形成。

不久后,刘等人出版了一份非常冷(〜370K)的环绕着非常低质量褐矮星的褐矮星报表,并且注明鉴于它们的低光度、非典型的颜色和寒冷的温度,CFBDS J1458+10B被假设是Y型矮星最有希望的候选者。

在2011年8月,科学家使用NASA的WISE资料发现6颗Y型矮星-有着像恒星的身体,但温度与人体一样冷。

从WISE的资料已经发现了上百颗新的褐矮星,其中有14颗归类为极冷的Y型矮星。一颗被称为WISE 1828+2650的Y型矮星是在2011年8月发现的,是纪录中温度最低的褐矮星-完全没有发射可见光。这种天体被认为像是自由漂浮行星,更胜于是恒星。最初估计WISE 1828+2650有温度大约低于300K的大气层—将它和室温的上限298K(25 °C,80 °F)比较,它的温度已经修正和更新为范围在250至400K(−23–127 °C,−10–260 °F)。

在2014年4月,WISE 0855–0714被宣布其温度轮廓估计在225至260K,质量在3-10木星质量,也很不寻常地观测到它的视差,意味着它距离太阳系很近,只有7.2±0.7光年的距离。

褐矮星的光谱和大气特性

L型和T型矮星的排放通量多数是在1至2.5微米的近红外线范围内。从后期M型、L型、T型序列的低温和递减的温度,结果是在近红外有着丰富的谱线和种类繁多的特点。从中性原子到广泛的分子带,所有的一切都在温度、重力和金属量上具有不同的依赖性和相对较窄的谱线。此外,在这些低温条件下,有利于冷凝气体的状态和晶粒的形成。

褐矮星大气的典型温度范围从2,200下降至750K。相较于恒星,内部稳定的核聚变使自身暖起来,棕矮很快就结束并变得冰冷。质量大的褐矮星冷却得比质量小的缓慢。

观测的技术

日冕仪最近被用于检测环绕着明亮恒星的暗弱天体,包括葛利泽229B。

配备了灵敏的电子耦合装置(CCD)的望远镜已经用来寻遥远星团中暗弱的天体,包括泰德1。

广视野搜寻也已经确认一些独立的黯淡天体,像是距离30光年远的克鲁1。

在搜寻系外行星的巡天调查中,经常会发现褐矮星。系外行星侦测法对褐矮星也一样适用,而且还更为容易。

里程碑

1995:第一颗褐矮星被确认。泰德1是位于昴宿星团的一颗光谱类型为M8的天体,是被Instituto de Astrofísica de Canarias位于西班牙加那利群岛中的拉帕尔玛岛上的穆查丘斯罗克天文台使用CCD筛检出来的。

确认第一颗甲烷褐矮星。葛利泽229B是使用位于南加州帕洛马山帕洛马天文台60英寸反射镜的自适应光学配合日冕仪,从锐化的影像中发现环绕着葛利泽229A(距离地球20光年远)的这颗褐矮星。随后,200英寸(5米)的海尔望远镜红外线光谱显示有大量的甲烷。

1998年:发现第一颗辐射出X射线的褐矮星。蝘蜓座α1是在蝘蜓座I暗星云内的一个M8天体,被测出是一个X射线源,类似于对流的晚期型星。

1999年12月15日:第一次检测到来自褐矮星的X射线闪焰。加州大学的一个团队使用钱卓X射线天文台监测LP 944-20(距离16光年,60木星质量),观察到2小时的闪焰。

2000年7月27日:第一次检测到褐矮星的无线电发射(在闪焰和静止期)。一个使用甚大天线阵研究LP 944-20的学生团队在2001年3月15日的自然杂志上发表了他们的成果。

2014年4月25日:发现已知最冷的褐矮星。WISE J085510.83-071442.5是距离地球7.2光年,是距离太阳第7近的一颗恒星,表面温度在-13℃至-48℃[NASA]。

褐矮星和X射线源

自从1999年检测到褐矮星的X射线闪焰,就建议改变有磁场的天体,将类似的低质量恒星也纳入其中。

中心没有强大核能来源,褐矮星的内部是在快速沸腾,或对流的状态。当结合了大多数的褐矮星都展现出快速的自转,为对流建立了强而有力的发展条件,在表面附近纠结磁场。钱卓X射线天文台观测到来自LP 944-20的闪焰有可能起源自褐矮星表面下的湍流磁化热材料。部分表面的闪焰可以传导热进入大气层,使电流流动,产生X射线闪焰,就像发生闪电。在非燃烧期间缺乏来自LP 944-20的X射线也是一个值得注意的结果。它设置了最低能量以观测褐矮星产生的稳定X闪焰能量,并显示当褐矮星的表面温度低于2800K时,日冕不再出现,并成为电中性。

使用NASA的钱卓X射线天文台,科学家已经在一个多星系统中发现来自低质量褐矮星的X射线。这是第一次在靠近母恒星(类似太阳的恒星TWA 5A)的褐矮星解析出X射线。来自日东京中央大学的坪井(Yohko tsuboi)说:"我们的钱卓资料显示,X射线起源于褐矮星日面的等离子体,它们的温度高达300万℃","这颗褐矮星的X射线亮得如同今天的太阳,但是它比太阳小了50倍"。"因此,这种观测提高了巨大行星可能会在它们的青春期发出X射线的可能性!"

最近的发展

位于蝘蜓座,距离地球500光年的褐矮星蝘蜓座110913-773444,可能是一个形成过程中的微型行星系统。来自宾夕法尼亚州立大学的天文学家相信他们检测到类似于太阳系形成假说的气体和尘埃盘面。Cha 110913-773444是迄今为止发现最小的褐矮星(8倍木星质量),如果它形成行星系统,它将是已知系统中最小的一个。他们的研究结果发表在2005年12月10日的天文物理杂志。

目前观测已知的褐矮星候选者已经揭露一种模式,红外线辐射的闪耀和模糊不清,显示相对较低的温度,还有不透明的云遮蔽内部的热,激起极端的风。在这些天体上的天气是极端剧烈的,可以媲美并远远超过木星上著名的大红斑。

在2013年1月8日,天文学家使用NASA的哈勃空间望远镜和斯皮策空间望远镜探测被命名为2MASS J22282889-431026的褐矮星,绘制出迄今最详细的褐矮星天气图,它显示风力驱动着行星大小的云。新的研究不仅是对褐矮星有更进一步的理解,也是研究太阳系外行星大气的踏脚石。

NASA的WISE任务已经检测到200颗新的褐矮星。实际上,在宇宙中邻近我们的褐矮星比过去认知的要少。并非每有一颗褐矮星就有一颗恒星,而是每有一颗褐矮星,可能就有6颗恒星。

环绕褐矮星的行星

从相对较大的质量与大轨道推断,环绕着褐矮星的行星质量天体2M1207b、豺狼座GQ b和2MASS J044144,可能是由环绕着褐矮星的云气塌缩而成,而不是吸积形成的,所以可能是次褐矮星而不是行星。然而,在2013年,发现第一颗在一个相对较小的轨道上环绕着褐矮星的低质量伴星(OGLE-2012-BLG-0358L b)。

环绕着褐矮星的盘面已经发现有许多特征与恒星相同;因此预期会有吸积形成的行星环绕着褐矮星。有鉴于褐矮星盘面的低质量,大多数的行星将会是类地行星,而不是气体巨星。如果有一颗环绕褐矮星的气态巨行星横越过我们的视线,然后,因为它们有着大约相似的直径,会产生很明显的凌日的讯号。行星的吸积区很接近褐矮星本身时,潮汐力就会有很大的影响。

环绕着褐矮星的行星很可能是耗尽水的碳行星。







 

   
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