茶色の小人とは何ですか？

brown茶色の小人は、非常に大きな惑星または非常に小さな星であるという端にある体です。茶色の小人の範囲は13から約90の木星の質量です。国際天文学連合は、13の木星の大衆に大きな惑星と小さな茶色の小人の間に境界を置いています。deutriumは、一般的な水素のように陽子だけでなく、核に中性子を含む水素の同位体であり、融合する最も簡単なタイプの原子です。集光は一般的な水素＆mdashに比べて非常にまれです。たとえば、木星の場合は10,000の原子、＆mdash;真の星の形成には十分ではないため、茶色の小人はしばしば失敗した星と呼ばれます。約0.075の太陽質量、つまり90の木星塊で、茶色の小人は通常の水素を融合させることができます - 私たちの太陽のような主要なシーケンススターよりもはるかに遅い速度ではありますが、赤い小人、約1/10,000太陽光の星を作ります。一般的に茶色の小人は、光度をほとんどまたはまったく表示しません。これは、主にそれらの中に含まれる放射性要素を介して熱を発生させ、圧縮による温度を生成します。茶色の小人は非常に薄暗いので、遠くからそれらを観察することは困難であり、数百しか知られていません。最初の茶色の小人は1995年に確認されました。茶色のd星に提案された代替名はサブサブでした。それらの質量が木星の質量の範囲90倍の範囲であっても、それらの間の％分散。マススケールの低い範囲では、茶色のドワーフ容積はコロンブ圧によって決定され、惑星やその他の低質量オブジェクトの体積も決定されます。質量スケールのより高い範囲では、電子変性圧力によって体積が決定されます。つまり、原子は電子シェルが崩壊することなく可能な限り密接に圧迫されます。corseこれらの2つの配置の物理学は、密度が増加すると半径がほぼ維持されるようなものです。茶色の小人の塊の上限を超えて追加の質量が追加されると、体積が再び増加し始め、私たちの太陽のそれに近い半径を持つ大きな天体を生成します。