갈색왜성 - Orion's Arm 한국어

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이미지 제공: Steve Bowers
L형 (리튬) 갈색왜성

가스 행성과 항성의 중간에 위치한 거대한 천체로, 중심부에서 핵반응을 일으키기에는 너무 작은 별과 유사한 천체이다. 갈색왜성은 일반적으로 항성과 같은 방식으로 형성되지만, 수소 핵융합이 일어날 만큼 충분히 크게 성장하지 못한다. 정상적인 수소 열핵융합 반응은 약 0.08 태양질량보다 작은 항성 천체의 핵에서는 점화되지 않지만, 더 큰 갈색왜성에서는 중수소 핵융합이 수백만 년 정도 동안 일어납니다.

갈색왜성과 가스 행성의 경계선은 목성 질량의 약 13배이다. 가스 행성과 달리 갈색왜성은 핵에서 중수소 핵융합을 일으킬 만큼 충분히 무겁다. 이러한 형태의 핵융합은 별의 초기 생애 동안 특정 기간에만 발생할 수 있지만, 핵융합이 중단된 후에도 이 천체들은 중력 수축으로 인해 여전히 뜨겁다. 중력 수축은 중력 에너지를 열에너지로 변환한다. 나이가 들면서 모든 갈색왜성은 수축하고 냉각되며, 결국 크기와 외관이 대형 목성형 행성과 유사한 차갑고 밀도가 높은 천체가 됩니다.

갈색왜성은 매우 밀도가 높기 때문에 표면 중력이 매우 강하며, 종종 100중력 정도이다. 이러한 이유로 물질 추출의 좋은 공급원이 되지 못한다. 그러나 많은 갈색왜성은 강착원반이나 궤도를 도는 소천체 시스템을 가지고 있으며, 이 물질은 사용하기에 쉽게 접근할 수 있다. 왜성 자체는 열이나 자기 에너지 형태의 에너지원으로 사용될 수 있다. 일부 왜성은 플레어를 보이기도 하는데, 이는 위험할 수 있지만 적절한 기술이 있으면 활용될 수도 있다.

일부는 일반 행성처럼 주성 주위를 공전하지만, 훨씬 더 많은 갈색왜성이 성간 공간의 깊은 곳에 존재한다. 일부는 다른 별과의 중력 상호작용으로 시스템에서 방출되었고, 다른 일부는 스스로 형성되었다.

분자운에서 별이 형성되는 동안 다양한 크기의 천체들이 형성될 수 있다. 때때로 더 작은 천체들은 근처의 원시 항성 천체로부터의 항성풍이 그들 주변의 가스와 먼지를 날려보내 물질이 "굶주린" 상태가 되어 진정한 별이 될 만큼 충분히 커지지 못한다. 이러한 아항성 천체 중 일부는 갈색왜성이 되고, 다른 일부는 고립 행성이 됩니다.

또한 갈색왜성은 가스 행성 및 더 작은 세계들처럼 중력 붕괴와 강착을 통해 행성계 내에서 형성될 수 있다.

이미지 제공: Steve Bowers
T형 (메탄) 갈색왜성

갈색왜성은 분광학적으로 L형, T형, Y형 왜성으로 분류다.
L형 왜성 (리튬 왜성)은 더 무겁고, 정상적인 별에서 그 원소를 제거하는 과정이 발생하지 않기 때문에 리튬이 풍부하다. L형 왜성은 어두운 빨간색이다.
T형 왜성 (메탄 왜성)은 메탄을 포함하며, 그 화합물이 지속될 만큼 충분히 차갑다. L형 왜성보다 어두우며 종종 보라빛 자홍색을 띱니다.
Y형 왜성 (극저온 갈색왜성)은 갈색왜성 중 가장 작고 차가우며, 온도가 500 켈빈 미만이다. 이 천체들은 가시광선 스펙트럼에서 발광하지 않으며 시각적으로 매우 어둡다. 적외선 스펙트럼에서는 감지할 수 있지만, 이러한 천체 중 가장 작고 차가운 것들은 고립 가스 행성과 매우 유사하다.

이미지 제공: Steve Bowers
극저온 Y급 갈색왜성, 시각적으로 스티븐소니안급 가스 행성과 매우 유사함

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