عبد العزيز: استبدال وسائط مستغى عنها في الاستشهاد

2023-09-19T18:50:16Z

استبدال وسائط مستغى عنها في الاستشهاد

صفحة جديدة

[[ملف:Artist’s conception of a brown dwarf like 2MASSJ22282889-431026.jpg|تصغير|تصور لشكل القزم البني]]
'''الأقزام البنية''' هي أجرام دون [[نجمية]] والتي تمتلك كتلة بين كتلة أثقل الكواكب من فئة [[عملاق غازي|العملاق الغازي]] وبين كتلة أخف [[نجمة (توضيح)|النجوم]] أو تقريبا 13 إلى 75-80 كتلة [[المشتري]] <ref>{{استشهاد ويب |الأول=Alan |الأخير=Boss |تاريخ=2001-04-03 |مسار=https://carnegiescience.edu/News4-3,2001.html |عنوان=Are They Planets or What? |ناشر=Carnegie Institution of Washington |تاريخ الوصول=2006-06-08 |مسار أرشيف=https://web.archive.org/web/20060928065124/http://www.carnegieinstitution.org/News4-3%2C2001.html |تاريخ أرشيف=2006-09-28 |url-status=dead}}</ref><ref name="Wethington" /> أو بما يساوي {{val|2.5|e=28|u=[[كيلوغرام|kg]]}} . أقل من هذه الكتلة هي الأجرام دون الأقزام البنية وفوقها هي [[قزم أحمر|الأقزام الحمراء]] الخفيفة. عادة ما تكون الأقزام البنية ذات [[حمل (فيزياء)|الحمل]] (حمل حراري) بدون طبقات أو دون تباين كيميائي في العمق.<ref>{{استشهاد ويب |مسار=http://news.discovery.com/space/astronomy/violent-storms-rage-on-nearby-brown-dwarf-110913.htm |عنوان=Violent Storms Rage on Nearby Brown Dwarf |مؤلف=Ian O'Neill |ناشر=''Discovery.com'' |تاريخ=13 September 2011 |تاريخ الوصول=January 30, 2013| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20160405230038/http://news.discovery.com/space/astronomy/violent-storms-rage-on-nearby-brown-dwarf-110913.htm | تاريخ أرشيف = 05 أبريل 2016 }}</ref>

على عكس النجوم في [[النسق الأساسي]] (والتي من ضمنها الشمس) فإن الأقزام البنية ليست ضخمة كفاية لتحقيق [[اندماج نووي|الإندماج النووي]] [[هيدروجين|للهيدروجين]] العادي إلى [[هيليوم|الهيليوم]] في قلب النجم. إلا أنهم قادرين على دمج [[ديوتيريوم|الديوتيروم]] و[[ليثيوم|الليثيوم]] إن تخطت كتلتهم 13-65 ضعف كتلة [[المشتري]].<ref name="PT-June2008">{{استشهاد ويب |الأخير=Burgasser |الأول=A. J. |عنوان=Brown dwarfs: Failed stars, super Jupiters |مسار=http://astro.berkeley.edu/~gmarcy/astro160/papers/brown_dwarfs_failed_stars.pdf |تاريخ=June 2008 |تنسيق=[[صيغة المستندات المنقولة|نسق المستندات المنقولة]] |عمل=[[Physics Today]] |تاريخ الوصول=11 January 2016| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20150214022438/http://astro.berkeley.edu/~gmarcy/astro160/papers/brown_dwarfs_failed_stars.pdf | تاريخ أرشيف = 14 فبراير 2015 }}</ref> يتناقش العلماء أيضا ما إذا كانت الأقزام البنية يجب أن تُصنف طبقا لعملية تكوينها بدلا من تفاعلات الاندماج النووي بها.<ref name="Wethington">{{استشهاد ويب |مسار=https://www.universetoday.com/19237/dense-exoplanet-creates-classification-calamity/ |عنوان=Dense Exoplanet Creates Classification Calamity |مؤلف=Nicholos Wethington |ناشر=''Universetoday.com'' |تاريخ=October 6, 2008 |تاريخ الوصول=January 30, 2013| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20180702204628/https://www.universetoday.com/19237/dense-exoplanet-creates-classification-calamity/ | تاريخ أرشيف = 02 يوليو 2018 }}</ref>

تقسم النجوم حسب التقسيم الطيفي وتوجد الأقزام البنية كأنواع M, L, T,Y.<ref name="PT-June2008" /><ref name=Burrows2001>{{استشهاد بدورية محكمة |الأخير1=Burrows |الأول1=A. |الأخير2=Hubbard |الأول2=W.B. |الأخير3=Lunine |الأول3=J.I. |الأخير4=Liebert |الأول4=J. |عنوان=The Theory of Brown Dwarfs and Extrasolar Giant Planets |صحيفة=Reviews of Modern Physics |المجلد=73 |العدد=3 |تاريخ=2001 |doi=10.1103/RevModPhys.73.719 |bibcode=2001RvMP...73..719B |arxiv=astro-ph/0103383 |صفحات=719–765}}</ref> وعلى الرغم من اسمها فإن الأقزام البنية تتواجد بألوان مختلفة. تظهر العديد من الأقزام البنية باللون [[أحجواني|الماجنتي]] للعين البشرية أو أحيانا برتقالي أو أحمر.<ref name="PT-June2008" /><ref name="MichaelCushing2014">{{استشهاد |الأخير=Cushing |الأول=Michael C. |الفصل=Ultracool Objects: L, T, and Y Dwarfs |صفحات=113–140 |مسار الفصل= https://rd.springer.com/chapter/10.1007/978-3-319-01162-2_7 |محرر-الأخير=Joergens |محرر-الأول=Viki |عنوان=50 Years of Brown Dwarfs – From Prediction to Discovery to Forefront of Research |سلسلة=Astrophysics and Space Science Library |المجلد=401 |ناشر=Springer |تاريخ النشر=2014 |ISBN=978-3-319-01162-2 |مسار= https://www.springer.com/gp/book/9783319011615|مسار أرشيف= https://web.archive.org/web/20150219040518/http://www.springer.com:80/astronomy/book/978-3-319-01161-5|تاريخ أرشيف=2015-02-19}}</ref> الأقزام البنية ليست مضيئة جدا في [[طول الموجة|الأطوال الموجية]] للضوء المرئي.<ref name="PT-June2008" />

[[ملف: Brown_Dwarf_Comparison_2020.png|تصغير|يسار| 250px| مقارنة: معظم الأقزام البنية تكون أكبر قليلا من [[المشتري]]
(15–20%),<ref name="SorahanaYamamura2013">{{استشهاد بدورية محكمة |الأخير1=Sorahana |الأول1=Satoko |الأخير2=Yamamura |الأول2=Issei |الأخير3=Murakami |الأول3=Hiroshi |عنوان=On the Radii of Brown Dwarfs Measured with ''AKARI'' Near-infrared Spectroscopy |صحيفة=[[المجلة الفيزيائية الفلكية]] |المجلد=767 |العدد=1 |سنة=2013 |صفحات=77 |doi=10.1088/0004-637X/767/1/77 |arxiv=1304.1259 |bibcode=2013ApJ...767...77S |doi-access=free |اقتباس=We find that the brown dwarf radius ranges between 0.64–1.13 R<sub>J</sub> with an average radius of 0.83 R<sub>J.</sub> }}</ref>
ولكن نجدها أكبر في كتلتها عنه 80 مرة بسبب كثافتها العالية. مقياس الرسم لا تنطبق تماما; فإن قطر المشتري أكبر 10 مرات من قطر الأرض وقطر الشمس أكبر 10 مرات من قطر المشتري.]]

يقع أقرب قزم بني وهو [[لومان 16]] على بعد 6.5 [[سنة ضوئية]] من [[الشمس]] <ref name="Cain">{{استشهاد ويب |الأخير=Cain |الأول=Fraser |عنوان=If Brown Isn't a Color, What Color are Brown Dwarfs? |مسار=https://www.universetoday.com/23247/if-brown-isnt-a-color-what-color-are-brown-dwarfs/ |تاريخ الوصول=24 September 2013 |تاريخ=January 6, 2009| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20181231202018/https://www.universetoday.com/23247/if-brown-isnt-a-color-what-color-are-brown-dwarfs/ | تاريخ أرشيف = 31 ديسمبر 2018 }}</ref> وهو نظام ثنائي من الأقزام البنية والمكتشف في عام 2013. يُصنف القزم البني HR 2562 b على أنه الكوكب الخارجي الأكبر (منذ ديسمبر 2017) في تصنيف [[ناسا]] [[كوكب خارج المجموعة الشمسية|للكواكب خارج المجموعة الشمسية]] على الرغم من أن كتلته تساوي تقريبا 30 ضعف كتلة المشتري أي ضعف الكتلة المطلوبة للحد بين الكواكب والأقزام البنية.<ref>{{استشهاد ويب |مؤلف=Staff |عنوان=HR 2562 b |مسار=https://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/cgi-bin/DisplayOverview/nph-DisplayOverview?objname=HR+2562+b&type=CONFIRMED_PLANET |عمل=[[معهد كاليفورنيا للتقنية]] |تاريخ الوصول=16 February 2017 | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190328104103/https://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/cgi-bin/DisplayOverview/nph-DisplayOverview?objname=HR+2562+b&type=CONFIRMED_PLANET | تاريخ أرشيف = 28 مارس 2019 }}</ref>

== تاريخيا ==
[[ملف:Brown Dwarf Gliese 229B.jpg|تصغير|يمين|الجرم الأصغر هو Gliese 229B وهو بكتلة 20 إلى 50 كتلة المشتري]]

=== النظريات الأولى ===
الأجسام المعروفة حاليا باسم «الأقزام البنية» كان يُعتقد بوجودها في الستينات عن طريق شيف كومار وتمت تسميتها في البداية الأقزام السوداء <ref>{{استشهاد بدورية محكمة |الأخير=Kumar |الأول=Shiv S. |عنوان=Study of Degeneracy in Very Light Stars |صحيفة=Astronomical Journal |المجلد=67 |صفحة=579 |تاريخ=1962 |doi=10.1086/108658 |bibcode=1962AJ.....67S.579K}}</ref> كتصنيف لأجرام دون نجمية والتي تسري بحرية في الفضاء والتي ليست ضخمة كفاية لتحقيق [[اندماج نووي|اندماج الهيدروجين]]. إلا أن مصطلح قزم أسود كان يُستخدم بالفعل للإشارة إلى [[قزم أبيض|الأقزام البيضاء]] الباردة؛ كما أن [[قزم أحمر|الأقزام الحمراء]] تستطيع تفاعل [[اندماج نووي|اندماج الهيدروجين]] وأن هذه الأجرام قد تكون مرئية في الأطوال الموجية للضوء المرئي في بعض فترات حياتهم. بسبب ذلك تم اقتراح أسماء أخرى. في 1975 اقترح جيل تارتر مصطلح قزم بني مستخدما اللون البني كلون تقريبي.<ref name="Cain" /><ref name="JillTarter2014">{{استشهاد |الأخير=Tarter |الأول=Jill |الفصل=Brown is Not a Color: Introduction of the Term 'Brown Dwarf' |صفحات=19–24 |مسار الفصل= https://link.springer.com/chapter/10.1007/978-3-319-01162-2_3 |محرر-الأخير=Joergens |محرر-الأول=Viki |عنوان=50 Years of Brown Dwarfs – From Prediction to Discovery to Forefront of Research |سلسلة=Astrophysics and Space Science Library |المجلد=401 |ناشر=Springer |تاريخ النشر=2014 |ISBN=978-3-319-01162-2 |مسار= https://www.springer.com/gp/book/9783319011615|مسار أرشيف= https://web.archive.org/web/20150219040518/http://www.springer.com:80/astronomy/book/978-3-319-01161-5|تاريخ أرشيف=2015-02-19}}</ref><ref>{{استشهاد بكتاب|الأخير1=Croswell|الأول1=Ken|عنوان=Planet Quest: The Epic Discovery of Alien Solar Systems|تاريخ=1999|ناشر=Oxford University Press|isbn=9780192880833|صفحات=118-119}}</ref>

=== اندماج الديوتيريوم ===
حدث اكتشاف اندماج [[ديوتيريوم|الديوتيروم]] عند 0.012 كتلة الشمس وتأثير تكون الغبار في الغلاف الخارجي البارد للأقزام البنية في أواخر الثمانينات والذي وضع هذه النظريات موضع تساؤل. إلا أن إيجاد مثل هذه الأجرام لم يكن سهلا حيث أن هذه الأجرام لا تشع تقريبا أي ضوء في الأطوال الموجية للضوء المرئي حيث أن معظم اشعاعاتهم تكون في نطاق [[الأشعة تحت الحمراء]] ولاقطات الأشعة تحت الحمراء هنا على الأرض لم تكن دقيقة كفاية في ذلك الوقت لالتقاط أي قزم بني.<ref name="Hayashi1963">{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير2=Nakano|الأول2=T.|تاريخ=1963|عنوان=Evolution of Stars of Small Masses in the Pre-Main-Sequence Stages|صحيفة=Progress of Theoretical Physics|المجلد=30|صفحات=460–474|bibcode=1963PThPh..30..460H|doi=10.1143/PTP.30.460|الأخير1=Hayashi|الأول1=C.|العدد=4}}</ref><ref name=Nakano2014>{{استشهاد |الأخير=Nakano |الأول=Takenori |الفصل=Pre-main Sequence Evolution and the Hydrogen-Burning Minimum Mass |صفحات=5–17 |مسار الفصل= https://rd.springer.com/chapter/10.1007/978-3-319-01162-2_2 |محرر-الأخير=Joergens |محرر-الأول=Viki |عنوان=50 Years of Brown Dwarfs – From Prediction to Discovery to Forefront of Research |سلسلة=Astrophysics and Space Science Library |المجلد=401 |ناشر=Springer |تاريخ النشر=2014 |ISBN=978-3-319-01162-2 |مسار= https://www.springer.com/gp/book/9783319011615|مسار أرشيف= https://web.archive.org/web/20150219040518/http://www.springer.com:80/astronomy/book/978-3-319-01161-5|تاريخ أرشيف=2015-02-19}}</ref>

=== GD 165B والتصنيف L ===
لعدة سنوات لم يثمر البحث عن الأقزام البنية بأي نتائج. إلا أنه في عام 1988 تم إيجاد مرافق باهت لنجم يُسمي GD 165B في نطاق [[الأشعة تحت الحمراء]] عند البحث عن أقزام بيضاء. طيف المرافق GD 165B كان أحمرا للغاية حيث لم يُظهر أيا من الصفات المتوقعة عند فحص القزم الأحمر الأقل كتلة. أصبح من الواضح أن GD 165B يحتاج تصنيفا جديدا كجرم أكثر برودة بكثير من الأقزام المصنفة M المعروفة في ذلك الوقت. ظل GD 165B فريدا لعقد كامل تقريبا حتى إجراء [[مسح ميكروي ثنائي لكامل السماء]] والذي اكتشف العديد من الأجرام بألوان مشابهة وأطياف مشابهة.
اليوم نعرف GD 165B بأنه مصنف تحت الأقزام من النوع L.<ref name=Martin1997>{{استشهاد بدورية محكمة |الأخير1=Martin |الأول1=E. L. |الأخير2=Basri |الأول2=G. |الأخير3=Delfosse |الأول3=X. |الأخير4=Forveille |الأول4=T. |عنوان=Keck HIRES spectra of the brown dwarf DENIS-P J1228.2-1547 |صحيفة=Astronomy and Astrophysics |المجلد=327 |صفحات=L29-L32 |تاريخ=1997 |bibcode=1997A&A...327L..29M}}</ref><ref name=Kirkpatrick1999>{{استشهاد بدورية محكمة |الأخير1=Kirkpatrick |الأول1=J. D. |الأخير2=Reid |الأول2=I. N. |الأخير3=Liebert |الأول3=J. |الأخير4=Cutri |الأول4=R. M. |الأخير5=Nelson |الأول5=B. |الأخير6=Beichmann |الأول6=C. A. |الأخير7=Dahn |الأول7=C. C. |الأخير8=Monet |الأول8=D. G. |الأخير9=Gizis |الأول9=J. E.|الأخير10=Skrutskie|الأول10=M. F. |عنوان=Dwarfs Cooler than ''M'': The Definition of Spectral Type ''L'' Using Discoveries from the 2 Micron All-Sky Survey (2MASS) |صحيفة=The Astrophysical Journal |المجلد=519 |العدد=2 |صفحات=802–833 |تاريخ=1999 |doi=10.1086/307414 |bibcode=1999ApJ...519..802K}}</ref>

=== Gliese 229B والتصنيف T ===
في 1995 تغيرت دراسة الأقزام البنية تماما باكتشاف جرمين دون نجميين وهما Teide1 و Gliese 229B <ref name=RafaelRebolo2014>{{استشهاد |الأخير=Rebolo |الأول=Rafael |الفصل=Teide 1 and the Discovery of Brown Dwarfs |صفحات=25–50 |مسار الفصل= https://rd.springer.com/chapter/10.1007/978-3-319-01162-2_4 |محرر-الأخير=Joergens |محرر-الأول=Viki |عنوان=50 Years of Brown Dwarfs – From Prediction to Discovery to Forefront of Research |سلسلة=Astrophysics and Space Science Library |المجلد=401 |ناشر=Springer |تاريخ النشر=2014 |ISBN=978-3-319-01162-2 |مسار= https://www.springer.com/gp/book/9783319011615|مسار أرشيف= https://web.archive.org/web/20150219040518/http://www.springer.com:80/astronomy/book/978-3-319-01161-5|تاريخ أرشيف=2015-02-19}}</ref><ref name=BenOppenheimer>{{استشهاد |الأخير=Oppenheimer |الأول=Ben R. |الفصل=Companions of Stars: From Other Stars to Brown Dwarfs to Planets and the Discovery of the First Methane Brown Dwarf |صفحات=81–111 |مسار الفصل= https://rd.springer.com/chapter/10.1007/978-3-319-01162-2_6 |محرر-الأخير=Joergens |محرر-الأول=Viki |عنوان=50 Years of Brown Dwarfs – From Prediction to Discovery to Forefront of Research |سلسلة=Astrophysics and Space Science Library |المجلد=401 |ناشر=Springer |تاريخ النشر=2014 |ISBN=978-3-319-01162-2 |مسار= https://www.springer.com/gp/book/9783319011615|مسار أرشيف= https://web.archive.org/web/20150219040518/http://www.springer.com:80/astronomy/book/978-3-319-01161-5|تاريخ أرشيف=2015-02-19}}</ref> والذين تم التعرف على وجود [[خط طيفي|خط طيف]] [[ليثيوم]] عند طول موجي 670 [[نانومتر]]. الجرم الأخير يمتلك حرارة ووضاءة أقل كثيرا من النجوم.

عند أطياف الطول الموجي للأشعة تحت الحمراء يمتلك الجرم خط امتصاص من [[ميثان|الميثان]] عند 2 ميكرومتر وهي صفة لم يتم رصدها من قبل سوى في الغلاف الجوي للكواكب الضخمة وكذلك لقمر [[زحل]] [[تيتان (توضيح)|تيتان]]. امتصاص الميثان هو أمر غير متوقع تماما في أي جرم نجمي. هذا الاكتشاف أدي إلى نشأة تصنيف طيفي جديد أبرد حتى من التصنيف L والذي يُعرف حاليا باسم التصنيف T.

== نظريا ==
{{Star nav}} '''الشكل: النسق الأساسي وهو يبين أنواع النجوم واصنافها وتغيرها وتغير درجة لمعانها مع تقدم عمرها (التغير الزمني في الرسم البياني يسير من اليسار إلى اليمين).'''

تعتمد الطريقة التقليدية لولادة [[نجمة (توضيح)|النجم]] على انهيار سحابة بين نجمية باردة من الغاز والغبار بسبب خصائصها [[جاذبية (توضيح)|الجاذبية]]. ومع انكماش سحابة الغاز فإن حرارتها ترتفع طبقا [[آلية كلفن هلمهولتز|لآلية كلفن هيملهولتز]]. في بداية العملية يشع الغاز المتقلص الكثير من الطاقة (الحرارة) بسرعة مما يسمح باستمرار الانهيار. في النهاية تصبح النقطة المركزية مركّزة للغاية لدرجة إيقاف الإشعاع. ونتيجة لذلك فإن الحرارة المركزية وكثافة السحابة المنهارة تزداد باطراد مع الوقت مما يبطئ من الانكماش حتى تصبح الظروف حارة كفاية ومرتفعة الكثافة كفاية لحدوث التفاعلات الحرارية النووية في لب النجم الوليد. في معظم النجوم يمنع ضغط الإشعاع (وهو يعمل من الداخل إلى الخارج) عن طريق تفاعلات الاندماج الحراري النووي في قلب النجم المزيد من الانهيار تحت الانكماش الجذبوي. يصل النجم إلى التوازن الحراري عندما يقضي معظم فترة عمره في [[اندماج نووي|اندماج]] [[هيدروجين|الهيدروجين]] إلى [[هيليوم]] في نجوم [[النسق الأساسي]].<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير1=Kulkarni|الأول1=S. R.|عنوان=Brown Dwarfs: A Possible Missing Link Between Stars and Planets|صحيفة=Science|تاريخ=30 May 1997|المجلد=276|العدد=5317|صفحات=1350–1354|doi=10.1126/science.276.5317.1350|bibcode=1997Sci...276.1350K}}</ref>

إلا أنه إن كانت كتلة النجم الأولي أقل من 0.08 كتلة [[المشتري]] فإن تفاعلات الاندماج الحراري النووي للهيدروجين لا تستطيع إشعال القلب. حيث أن الانكماش الجذبوي لا يسخن النجم الأولي الصغير بشكل كاف وقبل أن ترتفع الحرارة في القلب بشكل كاف لبدء الاندماج تصل الكثافة إلى نقطة ترصيص الإلكترونات لتكوين ضغط الإلكترونات الكمي.

هذا يعني أن النجم الأولي ليس كبيرا كفاية وليست كثافته كافية ليصل إلى الظروف المطلوبة لبدء اندماج الهيدروجين والحفاظ عليه. كما أن ضغط الإلكترونات الكمي يمنع من الوصول إلى مثل هذه الظروف من الضغط والكثافة المطلوبين.

وبمنع المزيد من الانكماش الجذبوي فإن النتيجة هي نجم فاشل أو قزم بني والذي يبرد ببساطة عن طريق إشعاع طاقته الحرارية الداخلية؛ هذا لأن كتلة الغاز والغبار الأولية لم تكن كافية.

هذا الرسم الموجود إلى اليسار يسمى''' [[رسم هرتزشبرونغ-راسل]]''' ، و[[النسق الأساسي]] فيه هو الخط الرئيسي العريض الممتد مائلا من اليسار إلى اليمين؛ وعليه تقع الشمس تقريبا في وسطه.(التصنيف النجمي للشمس هو G.)

== انظر أيضاً ==

* [[تيد 1]]
* [[روس 154]]
* [[قرص بيتر بان]]
* [[تنامي]]

== مصادر ==

{{مراجع}}
{{تصنيف كومنز}}
{{نجوم}}
{{علم الكواكب خارج النظام الشمسي}}
{{ضبط استنادي}}
{{شريط بوابات|المجموعة الشمسية|رحلات فضائية|كواكب|الفضاء|علم الفلك|نجوم|علم الكواكب خارج المجموعة الشمسية}}

[[تصنيف:أجرام دون نجمية]]
[[تصنيف:أقزام بنية]]
[[تصنيف:أنواع الكواكب]]
[[تصنيف:أنواع النجوم]]
[[تصنيف:تعريف الكوكب]]
[[تصنيف:ظواهر نجمية]]

قزم بني - تاريخ المراجعة

عبد العزيز: استبدال وسائط مستغى عنها في الاستشهاد