Objecte subestelar
Un objecte subestelar (també denominat en ocasions subestrella), és un cos astronòmic que la seua massa és menor que la massa més chicoteta en la pot mantindre's actiu un procés de fusió nuclear (aproximadament 0.08 masses solars). Esta definició inclou als cossos denominats nanes marrons i a antigues estreles similars a EF Eridani B. També pot incloure objectes en massa planetària, independentment del seu mecanisme de formació i si estan o no associats en una estrela primària.[1][2][3][4]
Suponent que un objecte subestelar tinga una composició similar a la del Sol i a lo manco la massa de Júpiter (aproximadament 10−3 masses solars), la seua ràdio serà comparable al de Júpiter (aproximadament 0.1 voltes el ràdio solar) independentment de la seua massa (les nanes marrons tenen alguna cosa menys de 75 masses de Júpiter). Açò es deu a que el centre de dits objectes subestelares, la massa dels quals se situa just per baix del llímit de combustió del hidrogen, està format en la seua majoria per matèria degenerada, en una densitat de ≈103 g/cm³ (unes 140 voltes més densa que l'acer), pero este grau de degeneració es reduïx en la disminució de la massa fins que, com en el cas de Júpiter, un objecte subestelar té una densitat central inferior a 10 g/cm³ (1,4 voltes la de l'acer). La disminució de la densitat equilibra la disminució de la massa, mantenint el radi aproximadament constant.[5]
Els objectes substelares, com les nanes marrons, poden mantindre's estables per un temps indefinit, mentres no reunixquen massa suficient com per a fusionar hidrogen i heli.
Un objecte subestelar en una massa just per baix del llímit de fusió de l'hidrogen pot encendre la fusió d'hidrogen temporalment en el seu centre. Encara que este procés li proporcionarà una miqueta d'energia, no serà suficient per a superar el llímit de Kelvin-Helmholtz en l'objecte. De la mateixa manera, encara que un objecte en una massa superior a aproximadament 0.013 masses solars podria fusionar deuteri per un temps, esta font d'energia s'agotarà en aproximadament 106 a 108 anys. Ademés d'estes fonts, la radiació d'un objecte subestelar aïllat prové solament de la propagació de la seua energia gravitatoria, lo que fa que es gele i s'encullga gradualment. Un objecte subestelar en òrbita al voltant d'una estrela s'encollirà més llentament, ya que l'estrela ho mantindrà calenta, evolucionant cap a un estat d'equilibri, en el que emet a l'espai la mateixa cantitat d'energia que rep de l'estrela.[6]
Els objectes substelares són lo suficientment frets com per a tindre vapor d'aigua en la seua atmòsfera. Per mig d'espectroscòpia infrarroja és possible detectar el distintiu color de l'aigua en objectes subtelares de tamany jagant gaseós, inclús si no estan en òrbita al voltant d'una estrela.[7]
Referències
[editar | editar còdic]- ↑ §3, What Is a Planet?, Steven Soter, Astronomical Journal, 132, #6 (December 2006), pp. 2513–2519.
- ↑ Chabrier and Baraffe, pp. 337–338
- ↑ Alula Australis [enllaç trencat], 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, B. M. González-García, M. R. Zapatero Osorio, V. J. S. Béjar, G. Bihain, D. Barrado I Navascués, J. A. Cavaller, and M. Morales-Calderón, Astronomy and Astrophysics 460, #3 (December 2006), pp. 799–810.
- ↑ Chabrier and Baraffe, §2.1.1, 3.1, Figure 3
- ↑ Chabrier and Baraffe, §4.1, Figures 6–8
- ↑ Hille, Karl (11 de giner de 2018). Hubble Finds Substellar Objects in the Orion Nebula (in (en)), NASA.
- Este artícul conté una traducció derivada de «Objeto subestelar» de Wikipedia en castellà publicada baix la Llicència de documentació lliure de GNU i la Llicència Creative Commons Reconeiximent-CompartirIgual 4.0 Internacional.