Une naine brune est un objet insuffisamment massif pour être considéré comme une étoile mais plus massif qu'une planète géante. Il y a un accord sur la limite supérieure en deçà de laquelle une naine brune ne peut entretenir la réaction de fusion nucléaire de l'hydrogène : moins de 0,07 masse solaire pour une composition chimique solaire.

PropertyValue
dbpedia-owl:abstract
  • Une naine brune est un objet insuffisamment massif pour être considéré comme une étoile mais plus massif qu'une planète géante. Il y a un accord sur la limite supérieure en deçà de laquelle une naine brune ne peut entretenir la réaction de fusion nucléaire de l'hydrogène : moins de 0,07 masse solaire pour une composition chimique solaire. La limite inférieure quant à elle ne fait pas unanimité; un critère couramment retenu est la capacité à brûler le deutérium, soit environ 13 masses joviennes.La classification spectrale des naines brunes a motivé une extension de celle des étoiles : elles ont pour type spectral M, L, T voire Y pour les plus froides.L'énergie lumineuse d'une naine brune est quasi-exclusivement tirée de l'énergie potentielle gravitationnelle, transformée en énergie interne par contraction, contrairement à une étoile de la séquence principale qui tire son énergie des réactions nucléaires. La contraction s'achève lorsque se produit la dégénérescence de la matière, la naine brune a alors un diamètre de l'ordre de celui de la planète Jupiter. En l'absence d'autre source d'énergie, une naine brune se refroidit au cours de son existence, et parcourt les types spectraux M, L et T ; ceci diffère d'une étoile de la séquence principale dont la température effective et le type spectral restent sensiblement constants.Bien que leur existence fût postulée dès les années 1960, c'est seulement depuis le milieu des années 1990 qu'on a pu établir leur existence.
  • Uma anã marrom (português brasileiro) ou anã castanha (português europeu) é um corpo celeste de baixa luminosidade que não consegue iniciar a fusão do hidrogênio em seu núcleo. Sendo que a sua massa é superior à de um planeta, mas não tão massiva quanto a de uma estrela, as anãs marrons são consideradas estrelas fracassadas. Por causa dessa característica são vistas como o “elo perdido” entre planetas gigantes gasosos e estrelas.Propostas inicialmente na década de 1960, permaneceram anos como uma hipótese, até que em 1995 evidências fortíssimas definitivamente comprovaram sua existência.
  • Ein Brauner Zwerg ist ein Himmelskörper, der mit einer Masse zwischen 13 und 75 Jupitermassen eine Sonderstellung zwischen Planeten und Sternen einnimmt. Gleiches gilt für die im Inneren ablaufenden Prozesse, die keine Wasserstofffusion aufweisen. Braune Zwerge sind massereicher als planetare Gasriesen und masseärmer als stellare Rote Zwerge.
  • A barna törpék olyan égitestek, melyek tömege túl kicsi ahhoz, hogy a belsejükben stabil hidrogén-hélium magfúzió jöjjön létre, és így valódi csillagokká váljanak.Ez a reakció ugyanis csak akkor indulhat be, ha egy csillag tömege elég nagy ahhoz, hogy annak magjában a hőmérséklet a 3 millió kelvint meghaladja. Ez a tömeg nagyjából a Nap tömegének 8%-a, másként kifejezve a Jupiter tömegének nyolcvanszorosa. A barna törpék tömege ennél kisebb, a vörös törpecsillagok és az óriásbolygók tömege között van. A keletkezési modellek alapján kialakulásuk közben valamikor a magjukban beindult a magfúzió, de nem a hidrogén, hanem lítium- vagy deutériumfúzió, ehhez 13 jupitertömeg is elegendő, ez jelöli ki alsó tömeghatárukat.A barna törpék energiát már nem sugároznak, lassan lehűlnek, felszíni hőmérsékletük 1000-3000 K, abszolút magnitúdójuk +17 körüli. Mivel tömegük nem túl nagy és energiát nem sugároznak, fényük gyengécske, megtalálásuk nehéz, viszont újabb megfigyelések szerint legalább annyian vannak, mint a közönséges csillagok.
  • 갈색 왜성(褐色矮星)은 질량이 태양의 8% 미만이며(이는 목성 질량의 75 ~ 80배에 이른다), 핵에서 연속적인 수소 핵융합 반응을 유지할만한 중력을 가지지 못하는 천체를 말한다. 이 질량은 가장 가벼운 항성과 가장 무거운 행성의 중간 지대에 해당한다. 90년대 중반 이후 외계 행성들이 많이 발견되고 있는데, 관측 방법의 한계 때문에 궤도경사각이 정확히 밝혀져 있지 않은 경우가 많으며, 이 때문에 일부는 실제로는 행성보다 질량이 훨씬 큰 갈색 왜성일 확률이 있다.갈색 왜성의 내부는 균일한 대류층으로 구성되어 있기 때문에 주계열성들처럼 층에 따른 화학적 특화가 이루어져 있지 않다. 현재 논란거리는 갈색 왜성의 질량 하한선이다. 보통 목성보다 13배 무거운 갈색 왜성부터 중수소를 태우며, 13배 ~ 65배 사이의 갈색 왜성들은 리튬까지 태울 수 있다. 갈색 왜성은 자신을 공전하는 천체를 거느리기도 하는데, 대표적인 것이 2M1207b이다.
  • Brązowy karzeł – obiekt gwiazdopodobny o masie zbyt małej (poniżej ok. 8% masy Słońca – 80 mas Jowisza), by mogły zachodzić w nim reakcje przemiany wodoru w hel, które są głównym źródłem energii gwiazd ciągu głównego. Od planet-olbrzymów odróżnia je to, że są zdolne do syntezy deuteru przynajmniej na początku swojego istnienia. Brązowe karły często występują samotnie w przestrzeni. Określa się je czasem (potocznie) mianem "niewypałów", "superplanet", bądź "nieudanych gwiazd".Pierwszego brązowego karła, Gliese 229B, zidentyfikowano w 1995 roku. Wcześniej zaobserwowano inne obiekty, które też mogą być brązowymi karłami: GD 165B (w 1988) oraz HD 114762 b (w 1989). Oszacowania wskazywały, że w naszej Galaktyce istnieje dwukrotnie więcej brązowych karłów niż zwykłych gwiazd, chociaż ich łączna masa stanowi do 15% masy Galaktyki. Jednak obserwacje teleskopu kosmicznego WISE wskazują, że brązowych karłów w otoczeniu Słońca jest znacznie mniej – średnio jeden na sześć gwiazd. Zespół naukowy WISE zaznacza, że szacunki te mogą się zmienić z odkryciem dalszych chłodnych obiektów typu Y, jednak stosunek liczby brązowych karłów do gwiazd zapewne nie przekroczy 1:4.
  • Nano marroiak izarra baino gutxiagoko masadun objektuak dira, eta, beraz, bere nukleoan hidrogenoaren fusioko erreakzio nuklearrak izateko gai ez dena. Alabaina, apenas du diferentziazio kimikorik bere sakontasunaren arabera, bere bizitzaren uneren batean konbekzioa jasan bait du azaletik erdiguneraino hondakinezko isotopoen fusiozko erreakzio ahulen ondorioz. Masaren gorengo muga ondo ezagutzen da, 75 eta 80 jupitertar masaren artean dagoelarik metaltasun mailaren arabera. Gasezko erraldoirik masiboenetatik bananduko lituzketen gutxienezko masari dagokionez, hau 13 jupitertar masakoa izango litzateke, une honetatik aurrera objektua bere deuterio guztia fusionatzeko gai delarik. 65 jupitertar masatik aurrera, deuterioaz gain litioa ere erretzen dute.Deuterioa gaztaroan erretzen due, eta posible da bere fusio tenperatura baxuaren ondorioz, 100.000 kelvinekoa. Deuterioa azkar desagertzen den erregai oso urria denez, erreakzio horrek ezin du kolapsoa eutsi. Nano marroiek denbora batez dizdiratzen jarraitzen dute erreakzioen hondakinezko beroaren eta eratzen dituzten materiaren uzkurtze motelaren ondorioz. Nano marroiek uzkurtzen eta hozten jarraituko dute orekara iritsi arte. Uste denez, nano marroiak "huts egindako" izarrak dira, Eguzkia bezalako izar baten material berberak baititu, baina oso masa gutxi dizdira egin ahal izateko. Gasezko planeten oso antzekoak dira; ez dira erabat planetak, baina ezta ere erabat izarrak.
  • Кафявите джуджета са звезди с маса между 1 и 8 процента от тази на Слънцето. Те се образуват при гравитационния колапс на звезден прах и газ. Тяхната маса ги нарежда между звездите и планетите — прекалено малки са за звезди и прекалено големи за планети. Температурата на повърхността им е относително ниска и се колебае в границите 800–2500 градуса по Целзий. Те имат изключително ниска светимост и поради тази причина едва през 1995 г. бе потвърдено съществуването им чрез наблюдение. Тяхната маса се оказва недостатъчна за поддържането на продължителен ядрен синтез в ядрото им. В началото на съществуването си кафявите джуджета получават енергия от синтеза на т. нар. тежък Водород (Деутерий) в хелиеви ядра. Този процес продължава няколко десетки милиона години. След това кафявите джуджета продължават да излъчват слаба светлина поради топлината, образувала се при освобождаването на гравитационна енергия в процеса на тяхното бавно свиване.В наши дни броят на откритите кафяви джуджета бързо се увеличава и се счита, че са разпространени из Вселената колкото и нормалните звезди.
  • Le nane brune sono un tipo particolare di oggetto celeste, che possiedono una massa più grande di quella di un pianeta, ma più piccola del 7,5-8% della massa del Sole, corrispondente a 75-80 masse gioviane, che è considerata la massa minima perché abbia luogo la fusione dell'idrogeno-1 propria delle stelle. Il limite minimo che separa i giganti gassosi massicci e le sub-nane brune dalle nane brune è di circa 13 masse gioviane, limite superato il quale avviene la fusione del deuterio, mentre oltre le ~65 MJ avviene anche la fusione del litio.Nei primi stadi della loro vita, la maggior parte delle nane brune genera un po' di energia grazie alla fusione del litio e del deuterio, elementi molto più facili da fondere dell'idrogeno-1 e che sono infatti assenti nelle stelle normali, che li consumano in tempi molto brevi. La presenza del litio è pertanto un forte indizio che un oggetto di piccola massa sia una nana bruna. Un'altra fonte di energia è costituita dalla lenta contrazione della nana bruna, che in tal modo si riscalda sfruttando il meccanismo di Kelvin-Helmholtz.Le nane brune sono suddivise in base alla loro classificazione spettrale: le principali classi utilizzate sono M, L, T e Y, ove nella classe M sono raccolte le più calde e nella classe Y le più fredde. Nonostante il loro nome, la maggior parte delle nane brune apparirebbe di colore rossastro all'occhio umano.La più vicina nana bruna scoperta è WISE 1049-5319, distante 6,5 anni luce. Si tratta in realtà di un sistema binario di nane brune, individuato nel 2013.
  • Een bruine dwerg is een object met een massa die kleiner is dan een ster, maar groter dan een gasreus.
  • Кори́чневые или бу́рые ка́рлики («субзвёзды» или «химические звёзды») — субзвёздные объекты (с массами в диапазоне 0,012-0,0767 массы Солнца, или, соответственно, от 12,57 до 80,35 массы Юпитера). Так же как и в звёздах, в них идут термоядерные реакции ядерного синтеза на ядрах лёгких элементов (дейтерия, лития, бериллия, бора), но, в отличие от звёзд главной последовательности, вклад в тепловыделение таких звёзд ядерной реакции слияния ядер водорода (протонов) незначителен, и, после исчерпания запасов ядер лёгких элементов, термоядерные реакции в их недрах прекращаются, после чего они относительно быстро остывают, превращаясь в планетоподобные объекты, т. е. такие звёзды никогда не находятся на главной последовательности Герцшпрунга—Рассела. В коричневых карликах, в отличие от звёзд главной последовательности, также отсутствуют шаровые слои лучистого переноса энергии — теплоперенос в них осуществляется только за счёт турбулентной конвекции, что обуславливает однородность их химического состава по глубине.
  • 褐色矮星(かっしょくわいせい、英:brown dwarf)とは、軽水素 (1H) の核融合を起こすには質量が小さすぎるために主系列星になることができない天体。
  • Hnědý trpaslík je subhvězdný objekt, který nevyzařuje světlo a energii díky termonukleárním reakcím jako hvězdy hlavní posloupnosti, ale má vodivý povrch a jádro. V jádře sice může dočasně probíhat syntéza helia z deuteria, ale teplota a tlak nestačí na to, aby mohlo dojít k syntéze těžších prvků z (běžného) lehkého vodíku. Vyzařuje rádiové a infračervené záření, někdy také viditelné světlo o velmi dlouhé vlnové délce, tj. červené světlo. Název hnědý trpaslík zavedla Jill Tarterová, aby odlišila tyto subhvězdné objekty od červených trpaslíků, což jsou skutečné, i když málo hmotné hvězdy.
  • Brown dwarfs are substellar objects too low in mass to sustain hydrogen-1 fusion reactions in their cores, unlike main-sequence stars, which can. They occupy the mass range between the heaviest gas giants and the lightest stars, with an upper limit around 75 to 80 Jupiter masses (MJ). Brown dwarfs heavier than about 13 MJ are thought to fuse deuterium and those above ~65 MJ, fuse lithium as well.The difference between a very-low-mass brown dwarf and a giant planet (~13 Jupiter masses) has been recently debated. A similar discussion involves DENIS-P J082303.1-491201 b, the lower-mass member of an ultracool binary system with a mass of nearly 29 Jupiter masses and listed as the most massive exoplanet yet found as of March 2014. Nonetheless, one school of thought is based on formation; another, on physics in the interior.Dwarfs are categorized by spectral classification, with the major types being M, L, T, and Y. Despite their name, brown dwarfs are different colours. Many brown dwarfs would likely appear magenta to the human eye according to A. J. Burgasser, whereas another source has noted orange/red. Brown dwarfs are not very luminous at visible wavelengths and in early studies Kumar called them black dwarfs, infrared dwarfs or red dwarfs. However the term black dwarf was already in use to refer to a cold White dwarf, red dwarfs fuse hydrogen, and brown dwarfs may be detectable at visible wavelengths early in their lives so Jill Tarter suggested the name 'brown dwarf' as an intermediate color between black and red.Another debate is whether brown dwarfs should have experienced fusion at some point in their history. Some planets are known to orbit brown dwarfs: 2M1207b, MOA-2007-BLG-192Lb, and 2MASS J044144b. Brown dwarfs may have fully convective surfaces and interiors, with no chemical differentiation by depth.At a distance of about 6.5 light years, the nearest known brown dwarf is Luhman 16, a binary system of brown dwarfs discovered in 2013.
  • Kahverengi cüceler, ilk kez 1995 yılında keşfedilen, ne yıldız ne de gezegen kategorisine konabilen gök cisimleri. Ancak son yıllarda bazı gökbilimciler kütlelerinin büyüklüğüne ve buna bağlı olarak sıcaklıklarına ve buna da bağlı olarak renklerine göre O, B, A, F, G, K ve M olarak sıralanan geleneksel yıldız kategorilerine kahverengi cüceleri de T ve Y sınıfları olarak eklemektedir.Kahverengi Cüceler yıldızlararası gaz bulutlarının çökmesiyle oluşurlar, fakat gökcismini yıldız yapacak nükleer tepkimelerin başlayamayacağı kadar hafiftirler. 80 Jüpiter kütlelik sınıra ulaşamadıkları için yeteri kadar ısınamayıp sönerler.İlk keşfedilen Kahverengi Cüceler Gliese 229 a ve Gliese 229 b. Gliese B diğerine göre daha solgundur. Bu iki sönmüş yıldızın yaşları yaklaşık 10 milyon yıl olarak tahmin ediliyor. Dünyamızdan yaklaşık olarak 1400 ışık yılı uzaklıkta, Büyük Orion Bulutsusunda yer alıyor ve birbirlerinin çevresinde dönüyorlar. Bunların dışında Ülker'deki çiftlerden biri de Kahverengi Cücedir ve adı Teide 1'dir. Yüksek miktarda Lityum içerir.
dbpedia-owl:thumbnail
dbpedia-owl:wikiPageExternalLink
dbpedia-owl:wikiPageID
  • 6462 (xsd:integer)
dbpedia-owl:wikiPageLength
  • 10888 (xsd:integer)
dbpedia-owl:wikiPageOutDegree
  • 83 (xsd:integer)
dbpedia-owl:wikiPageRevisionID
  • 108361218 (xsd:integer)
dbpedia-owl:wikiPageWikiLink
prop-fr:commons
  • Category:Brown dwarfs
prop-fr:wikiPageUsesTemplate
prop-fr:wiktionary
  • naine brune
dcterms:subject
rdfs:comment
  • Une naine brune est un objet insuffisamment massif pour être considéré comme une étoile mais plus massif qu'une planète géante. Il y a un accord sur la limite supérieure en deçà de laquelle une naine brune ne peut entretenir la réaction de fusion nucléaire de l'hydrogène : moins de 0,07 masse solaire pour une composition chimique solaire.
  • Ein Brauner Zwerg ist ein Himmelskörper, der mit einer Masse zwischen 13 und 75 Jupitermassen eine Sonderstellung zwischen Planeten und Sternen einnimmt. Gleiches gilt für die im Inneren ablaufenden Prozesse, die keine Wasserstofffusion aufweisen. Braune Zwerge sind massereicher als planetare Gasriesen und masseärmer als stellare Rote Zwerge.
  • 갈색 왜성(褐色矮星)은 질량이 태양의 8% 미만이며(이는 목성 질량의 75 ~ 80배에 이른다), 핵에서 연속적인 수소 핵융합 반응을 유지할만한 중력을 가지지 못하는 천체를 말한다. 이 질량은 가장 가벼운 항성과 가장 무거운 행성의 중간 지대에 해당한다. 90년대 중반 이후 외계 행성들이 많이 발견되고 있는데, 관측 방법의 한계 때문에 궤도경사각이 정확히 밝혀져 있지 않은 경우가 많으며, 이 때문에 일부는 실제로는 행성보다 질량이 훨씬 큰 갈색 왜성일 확률이 있다.갈색 왜성의 내부는 균일한 대류층으로 구성되어 있기 때문에 주계열성들처럼 층에 따른 화학적 특화가 이루어져 있지 않다. 현재 논란거리는 갈색 왜성의 질량 하한선이다. 보통 목성보다 13배 무거운 갈색 왜성부터 중수소를 태우며, 13배 ~ 65배 사이의 갈색 왜성들은 리튬까지 태울 수 있다. 갈색 왜성은 자신을 공전하는 천체를 거느리기도 하는데, 대표적인 것이 2M1207b이다.
  • Een bruine dwerg is een object met een massa die kleiner is dan een ster, maar groter dan een gasreus.
  • 褐色矮星(かっしょくわいせい、英:brown dwarf)とは、軽水素 (1H) の核融合を起こすには質量が小さすぎるために主系列星になることができない天体。
  • Nano marroiak izarra baino gutxiagoko masadun objektuak dira, eta, beraz, bere nukleoan hidrogenoaren fusioko erreakzio nuklearrak izateko gai ez dena. Alabaina, apenas du diferentziazio kimikorik bere sakontasunaren arabera, bere bizitzaren uneren batean konbekzioa jasan bait du azaletik erdiguneraino hondakinezko isotopoen fusiozko erreakzio ahulen ondorioz. Masaren gorengo muga ondo ezagutzen da, 75 eta 80 jupitertar masaren artean dagoelarik metaltasun mailaren arabera.
  • Hnědý trpaslík je subhvězdný objekt, který nevyzařuje světlo a energii díky termonukleárním reakcím jako hvězdy hlavní posloupnosti, ale má vodivý povrch a jádro. V jádře sice může dočasně probíhat syntéza helia z deuteria, ale teplota a tlak nestačí na to, aby mohlo dojít k syntéze těžších prvků z (běžného) lehkého vodíku. Vyzařuje rádiové a infračervené záření, někdy také viditelné světlo o velmi dlouhé vlnové délce, tj. červené světlo.
  • Кори́чневые или бу́рые ка́рлики («субзвёзды» или «химические звёзды») — субзвёздные объекты (с массами в диапазоне 0,012-0,0767 массы Солнца, или, соответственно, от 12,57 до 80,35 массы Юпитера).
  • Le nane brune sono un tipo particolare di oggetto celeste, che possiedono una massa più grande di quella di un pianeta, ma più piccola del 7,5-8% della massa del Sole, corrispondente a 75-80 masse gioviane, che è considerata la massa minima perché abbia luogo la fusione dell'idrogeno-1 propria delle stelle.
  • Uma anã marrom (português brasileiro) ou anã castanha (português europeu) é um corpo celeste de baixa luminosidade que não consegue iniciar a fusão do hidrogênio em seu núcleo. Sendo que a sua massa é superior à de um planeta, mas não tão massiva quanto a de uma estrela, as anãs marrons são consideradas estrelas fracassadas.
  • Кафявите джуджета са звезди с маса между 1 и 8 процента от тази на Слънцето. Те се образуват при гравитационния колапс на звезден прах и газ. Тяхната маса ги нарежда между звездите и планетите — прекалено малки са за звезди и прекалено големи за планети. Температурата на повърхността им е относително ниска и се колебае в границите 800–2500 градуса по Целзий. Те имат изключително ниска светимост и поради тази причина едва през 1995 г. бе потвърдено съществуването им чрез наблюдение.
  • Brown dwarfs are substellar objects too low in mass to sustain hydrogen-1 fusion reactions in their cores, unlike main-sequence stars, which can. They occupy the mass range between the heaviest gas giants and the lightest stars, with an upper limit around 75 to 80 Jupiter masses (MJ).
  • Kahverengi cüceler, ilk kez 1995 yılında keşfedilen, ne yıldız ne de gezegen kategorisine konabilen gök cisimleri.
  • Brązowy karzeł – obiekt gwiazdopodobny o masie zbyt małej (poniżej ok. 8% masy Słońca – 80 mas Jowisza), by mogły zachodzić w nim reakcje przemiany wodoru w hel, które są głównym źródłem energii gwiazd ciągu głównego. Od planet-olbrzymów odróżnia je to, że są zdolne do syntezy deuteru przynajmniej na początku swojego istnienia. Brązowe karły często występują samotnie w przestrzeni.
  • A barna törpék olyan égitestek, melyek tömege túl kicsi ahhoz, hogy a belsejükben stabil hidrogén-hélium magfúzió jöjjön létre, és így valódi csillagokká váljanak.Ez a reakció ugyanis csak akkor indulhat be, ha egy csillag tömege elég nagy ahhoz, hogy annak magjában a hőmérséklet a 3 millió kelvint meghaladja. Ez a tömeg nagyjából a Nap tömegének 8%-a, másként kifejezve a Jupiter tömegének nyolcvanszorosa.
rdfs:label
  • Naine brune
  • Anã marrom
  • Barna törpe
  • Brauner Zwerg
  • Brown dwarf
  • Bruine dwerg
  • Brązowy karzeł
  • Enana marrón
  • Hnědý trpaslík
  • Kahverengi cüce
  • Katai coklat
  • Nana bruna
  • Nana marró
  • Nano marroi
  • Кафяво джудже
  • Коричневый карлик
  • 褐色矮星
  • 갈색왜성
owl:sameAs
http://www.w3.org/ns/prov#wasDerivedFrom
foaf:depiction
foaf:isPrimaryTopicOf
is dbpedia-owl:wikiPageDisambiguates of
is dbpedia-owl:wikiPageRedirects of
is dbpedia-owl:wikiPageWikiLink of
is prop-fr:text of
is foaf:primaryTopic of