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樓主是問行星嗎?樓上兩位網友都好似回答恆星喎…
行星與棕矮星
幾年前,天文學家已發現一種相對於一般恆星而言,質量非常低的伴星, 其中包含所謂的脈衝星行星(pulsar planet)及棕矮星(brown dwarf),它們都同樣令人感到困惑。正確的指認所發現的低質量伴星到底是矮星, 還是行星,是一件很困難的事。除了分類命名外,尚須考慮此星體的內部結構和形成機制。 如果我們發現到有一顆像木星般巨大的氣體行星,繞著一顆恆星公轉(就如同我們的太陽系) ,我們自然也會猜測此行星系是否也存在有一顆像地球般的行星,繞 著此恆星運轉?然而,如果此伴星是棕矮星的話,我們就難以推斷是否也有似地球的行 星在這個系統中形成?一般相信雙星系統會破壞行星形成的機制,至少當此雙星彼此間之 距離和典型的行星軌道半徑相仿時,行星將無法形成。
我們的太陽系有兩個巨大的氣體行星---木星與土星,和太陽質量相比都不超過太陽質量的0.1%。 棕矮星的形成過程和恆星一樣,但質量小於0.08個太陽質量。在恆星演化過程中, 點燃氫的熱融核反應所需的最低質量為0.08個太陽質量。因為缺少熱核能,並且主要是由氫和氦所構成,因此棕矮星的內部結構和巨大氣體行星極為相似。例如靠近Gliese 229的伴星為一顆棕矮星,其光譜有很大的甲烷吸收帶,跟木星很像(Nakajima ,et al.,1995)。
巨大氣體行星和棕矮星不同之處在於它們形成的機制,木星及土星的核心為似冰及似岩物質。 在棕矮星及外太陽系行星尚未發現前,最小質量的恆星發生在主星序帶較低的尾端處, 質量大於或等於0.08個太陽質量,棕矮星及外太陽系行星的發現彌補了天文研究上 介於最輕的恆星及最重的行星間的空檔。可預見將來我們可能無法單單只用質量來區分恆星, 或許會出現一些行星,其質量大於最輕的棕矮星。如果真的發生了這種情況, 到時必然會有其它定義行星的方法。多數研究恆星與行星形成的科學家, 可能會主張利用形成機制來區別恆星與行星。恆星是由稠密的星際介質,如氣體和塵埃, 組成的雲氣所生成的,而行星則是在恆星大致成型後才開始產生的, 由環繞恆星軌道上的碎屑物組成。
棕矮星乎?行星乎?
在新發現的行星中有三顆行星的軌道具較大的離心率,即圍繞著16 Cygni B,70 Virginis 及HD 114762 的三顆行星。依行星形成理論來看,行星的軌道應該是近乎圓形的,而且在軌道面漂移過後, 軌道只會變大變小而已,應該不會改變形狀,勢必有某些其他因素在行星形成之後對行星 的軌道造成擾動,使其離心率變大。圍繞著16Cygni B 的行星其軌道是受中央星的伴星16 Cygni A 所影響,漸漸變成離心率高的橢圓形軌道。另外兩顆行星的質量皆大於六倍木星質量 ,遠超過行星形成所需的最大質量,所以天文學家認為它們可能是棕矮星而非行星, 因為棕矮星的形成方式和行星不同,比起任何行星,它們可以以高離心率及高質量存在 (Glanz,1997)。
…
尋找行星的方法
外太陽系行星可利用直接或間接方法測出,直接的方法是尋找由行星本身所發射或反射的光線, Gliese229的棕矮星伴星,就是第一顆用日冕儀望遠鏡(coronagraphic telescope)發現的。直接探測出外陽系行星較發現棕矮星來得困難多了:在可見光範圍內, 太陽發射的輻射強度較木星反射的輻射強109倍,較地球反射的強1010倍; 在紅外線10μm的波長下,太陽輻射的強度較行星強104~106倍,所以, 直接在紅外線波段偵測外太陽行星,將會比在可見光容易,而成為主要的搜尋方法。
目前天文學家已經發現了 二十個以上的外太陽行星(表一)。
表一*
星體
距離
(光年)
光譜型式
軌道周期
(年)
離心率
質量
HD 114762B
140
F9V
0.23
0.35
> 10 MJ a
PSR 1257+12 B
1000?
pulsar
0.064
0.00
> 0.015 E b
PSR 1257+12 C
0.18
0.02
> 3.4 ME
PSR 1257+12 D
0.26
0.03
> 2.8 ME
51 Pegasi B
40
G2-3V
0.012
0
> 0.47 MJ
47 Ursae Majoris B
46
G0V
3.0
0
> 2.4 MJ
70 Virginis
80
G5V
0.32
0.38
> 6.6 MJ
55 ρ1 Cancri B
46
G8V
0.04
0
> 0.78 MJ
55 ρ1 Cancri C
?
?
> 5 MJ
Lalande 21185 B
8.2
M2V
30
0
1.5 MJ
Lalande 21185 C
?
6?
0
1 MJ
t Bootis B
0
> 3.7 MJ
Gliese 229B
?
20-50 MJ
Upsilon Andromedae
0.013
0
> 0.6 MJ
16 Cygni B
2.2
0.67
> 1.5 MJ
r Coronae Barealis
54
0.11
1.1 MJ
Geminga
500
pulsar
5.1
1.7 ME
a:MJ =木星質量
b:ME =地球質量
http://www.phys.ncku.edu.tw/~astrolab/e_book/special_topics/essays/et_planets.html
1999年 3月24號
圖片參考:
http://www.phys.ncku.edu.tw/~astrolab/mirrors/apod/image/9903/gl229_irtf_big.jpg
棕矮星 (Brown Dwarf) Gliese 229B
版權: R.H. Brown, D. Trilling (U. Arizona), C. Ftaclas (Michigan Tech), IRTF
說明: 上圖下方的亮點,是一個不尋常的天體:棕矮星 (brown dwarf), 棕矮星有時候稱為"失敗的恆星 (failed star)",因為它的質量不夠大,無法點燃核反應。 一顆棕矮星的質量比行星大許多,一般相信,棕矮星也像恆星一樣經由雲氣收縮過程而誕生的。 棕矮星與行星可能非常多,不過在它們繞行的恆星星光下,很難看見它們。 新的觀測技術,如使用日冕儀遮罩擋住亮星的光,這樣就可以偵測到這些不明亮的星體。 上圖中央來自於Gliese 229A的星光已經被遮住,並且經過數位化的處理,留下了清晰的Gliese 229B影像。 當這種技術達到完美時,就可偵測到地球般大,繞行鄰近恆星的行星。
http://www.phys.ncku.edu.tw/~astrolab/mirrors/apod/ap990324.html