Brūnais punduris

Vikipēdijas lapa
Pārlēkt uz: navigācija, meklēt
L spektra klases brūnais punduris mākslinieka skatījumā

Brūnais punduris ir debess ķermenis, kura masa nepārsniedz 0,08 Saules masu[1]. Pašreiz neeksistē vispārpieņemta definīcija, kura precīzi definētu, kas ir brūnais punduris. Par brūnajiem punduriem dēvē debess ķermeņus, kuru masa ir mazāka kā zvaigznēm, jo to dzīlēs nenotiek zvaigznēm tipiskas kodolreakcijas, kurās ūdeņradis pārvēršas hēlijā, tomēr tie ir lielāki par planētām (jeb debess ķermeņiem ar masu, lielāku par 13 Jupitera masām (MJ)[2]). Lai arī brūno punduru dzīlēs nenotiek ūdeņraža kodolreakcijas, tomēr objektos, kuri ir masīvāki par 13 MJ var notikt deitērija kodolreakcijas, masīvākos par 65 MJ var notikt litija kodolreakcijas.[3] Brūnie punduri veidojas līdzīgi kā zvaigznes, saspiežoties starpzvaigžņu gāzes un putekļu mākoņiem.

Brūnie punduri izstaro galvenokārt infrasarkano starojumu, kurš rodas, tiem lēnām saspiežoties. Kad saspiešanās ir beigusies, brūnais punduris pakāpeniski atdziest. Lai arī nosaukumā tiek lietots vārds „brūnais”, mēs tos, visticamāk, redzētu kā purpursarkanus [4] vai oranžsarkanus[5] objektus.

Pirmais apstiprinātais atklātais brūnais punduris ir Teide 1. Tas atrodas Plejādēs apmēram 400 ly attālumā no Zemes. Tā esamība tika apstiprināta 1995. gadā.

Tuvākais zināmais brūnais punduris ir WISE 1049-5319. Tas atrodas 6,6 ly attālumā no Saules Buru zvaigznājā.

Brūnos pundurus iedala pēc spektra klasēm, izšķir M, L, T un Y spektra klases brūnos pundurus.[4]

Atsauces[labot šo sadaļu | labot pirmkodu]