亞恆星
亞恆星天體，也被稱為亞恆星，是一類質量小於恆星的質量下限的天體。恆星質量下限約0.08M☉（約80倍木星質量），天體的質量只有達到該質量下限，才能夠維持天體內的氫聚變。該類天體包括：棕矮星和行星質量體——儘管這兩類天體的形成機制有所不同，其四周是否存在主星的情況也不同。[2][3][4][5]
假設一顆亞恆星天體的物質構成類似於太陽，而其最小質量接近於木星質量（約為太陽質量的千分之一），則其半徑則也將接近於木星半徑（約為太陽半徑的十分之一）。當一個亞恆星天體恰好處於觸發氫聚變的臨界條件下時，其內核的簡併壓縮將十分劇烈，密度將達到約1千克/立方厘米；但是隨着亞恆星天體質量的減小，其內核密度也將隨之減小，當質量僅相當於木星質量時，其內核密度將小於10克/立方厘米。由於天體密度的減小抵消了天體質量的減小，所以亞恆星天體的半徑能夠大致保持恆定。[6]
一個質量恰好處於觸發氫聚變的臨界條件下的亞恆星天體的內核也可能能夠短暫的發生氫聚變反應——這一反應將會為天體提供少量的能量——但是卻不足以克服天體中持續進行的引力坍縮；同樣的，雖然一個質量略大於0.013M☉的天體能夠短暫的觸發氘聚變，但是燃料也將在大約100萬年至1億年間耗盡。這些燃料耗盡之後，亞恆星天體所能使用的能量將僅僅來自於引力勢能，這將導致天體逐漸冷卻和收縮。環繞恆星運行的亞恆星天體由於能夠接收到恆星的熱量，其冷卻收縮的過程可能較為緩慢，並將逐漸達到一種輻射出的能量相當於從恆星處接收的能量的平衡狀態。[7]
相關條目
[編輯]參考文獻
[編輯]- ^ New Cool Starlet in Our Backyard. ESO Picture of the Week. [25 September 2013]. （原始內容存檔於2013-09-27）.
- ^ §3, What Is a Planet? （頁面存檔備份，存於互聯網檔案館）, Steven Soter, Astronomical Journal, 132, #6 (December 2006), pp. 2513–2519.
- ^ pp. 337–338, Theory of Low-Mass Stars and Substellar Objects （頁面存檔備份，存於互聯網檔案館）, Gilles Chabrier and Isabelle Baraffe, Annual Review of Astronomy and Astrophysics 38 (2000), p. 337–377.
- ^ Alula Australis （頁面存檔備份，存於互聯網檔案館）, Jim Kaler, in Stars, a collection of web pages. Accessed on line September 17, 2007.
- ^ A search for substellar members in the Praesepe and σ Orionis clusters （頁面存檔備份，存於互聯網檔案館）, 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.
- ^ Chabrier and Baraffe, §2.1.1, 3.1.
- ^ Chabrier and Baraffe, §4.1, Figures 6–8.
