Objeto subestelar - Substellar object
Um objeto subestelar , às vezes chamado de subar , é um objeto astronômico cuja massa é menor do que a menor massa na qual a fusão do hidrogênio pode ser sustentada (aproximadamente 0,08 massas solares ). Esta definição inclui anãs marrons e antigas estrelas semelhantes a EF Eridani B , e também pode incluir objetos de massa planetária , independentemente de seu mecanismo de formação e se estão ou não associados a uma estrela primária .
Supondo que um objeto subestelar tenha uma composição semelhante à do Sol e pelo menos a massa de Júpiter (aproximadamente 10 -3 massas solares), seu raio será comparável ao de Júpiter (aproximadamente 0,1 raios solares ), independentemente da massa de o objeto subestelar (anãs marrons têm menos de 75 massas de Júpiter). Isso ocorre porque o centro de tal objeto subestelar na faixa superior da massa (logo abaixo do limite de queima de hidrogênio) é bastante degenerado , com uma densidade de ≈10 3 g / cm 3 , mas essa degenerescência diminui com a diminuição da massa até , na massa de Júpiter, um objeto subestelar tem uma densidade central menor que 10 g / cm 3 . A diminuição da densidade equilibra a diminuição da massa, mantendo o raio aproximadamente constante.
Objetos subestelares, como as anãs marrons, não têm massa suficiente para fundir hidrogênio e hélio, portanto, não sofrem a evolução estelar usual que limita o tempo de vida das estrelas.
Um objeto subestelar com uma massa logo abaixo do limite de fusão do hidrogênio pode inflamar a fusão do hidrogênio temporariamente em seu centro. Embora isso forneça alguma energia, não será suficiente para superar a contração gravitacional em curso do objeto . Da mesma forma, embora um objeto com massa acima de aproximadamente 0,013 massas solares seja capaz de fundir o deutério por um tempo, esta fonte de energia se esgotará em aproximadamente 10 6 a 10 8 anos (1–100 milhões de anos). Além dessas fontes, a radiação de um objeto subestelar isolado vem apenas da liberação de sua energia potencial gravitacional , que faz com que ele resfrie e encolha gradualmente. Um objeto subestelar em órbita ao redor de uma estrela encolherá mais lentamente à medida que é mantido aquecido pela estrela, evoluindo para um estado de equilíbrio onde emite tanta energia quanto recebe da estrela.
Objetos subestelares são frios o suficiente para ter vapor de água em sua atmosfera. A espectroscopia de infravermelho pode detectar a cor distinta da água em objetos subelares gigantes de gás , mesmo se eles não estiverem em órbita ao redor de uma estrela.
Classificação
William Duncan MacMillan propôs em 1918 a classificação de objetos subestelares em três categorias com base em sua densidade e estado de fase: sólido, transicional e escuro (não estelar) gasoso. Os objetos sólidos incluem a Terra, planetas terrestres menores e luas; com Urano e Netuno (bem como os planetas mini-Netuno e da Super Terra posteriores ) como objetos de transição entre sólidos e gasosos. Saturno, Júpiter e grandes planetas gigantes gasosos estão em um estado totalmente "gasoso".
Companheiro subestelar
Um objeto subestelar pode ser um companheiro de uma estrela, como um exoplaneta ou uma anã marrom que orbita uma estrela. Objetos com até 8-23 massas de Júpiter são chamados de companheiros subestelares.
Objetos orbitando uma estrela são freqüentemente chamados de planeta com menos de 13 massas de Júpiter e uma anã marrom acima disso. Os companheiros na fronteira da anã marrom-planeta foram chamados de Super-Júpiter , como em torno da estrela Kappa Andromedae . No entanto, objetos tão pequenos quanto 8 massas de Júpiter foram chamados de anã marrom.
Acredita-se que exista uma companheira subestelar no sistema estelar binário SDSS 1212 . Companheiros subestelares foram confirmados pela análise de dados astrométricos do Hipparcos .
links externos
Veja também
Referências
- Citado como Chabrier e Baraffe : Chabrier, Gilles; Baraffe, Isabelle (setembro de 2000). "Teoria de estrelas de baixa massa e objetos subestelares". Revisão Anual de Astronomia e Astrofísica . 38 : 337–377. arXiv : astro-ph / 0006383 . Bibcode : 2000ARA & A..38..337C . doi : 10.1146 / annurev.astro.38.1.337 .